الفلك

أقراص التراكم - لماذا هي على شكل قرص وليست كروية؟

أقراص التراكم - لماذا هي على شكل قرص وليست كروية؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

لذا ، فإن النظرية (باختصار) حول أقراص التراكم هي أن الأشياء التي تسقط في الثقب الأسود من المرجح ألا تسقط فيه مباشرة ولكنها ستفقده وتذهب إلى المدار ، ربما لفترة طويلة ، ربما لفترة قصيرة ، قبل أن تسقط أخيرًا. في. هذا منطقي.

لكن لماذا الأقراص؟ ألن تأتي المادة التي تقع في BH من جميع الاتجاهات ، وبالتالي تقع في مدارات في جميع المستويات حول BH ، وليس واحدة فقط؟ أم أنه بمجرد وجود تلميح إلى "تفضيل الطائرة" في الحطام ، فإن هذا يميل إلى أن يكون ذاتي التعزيز ، وأي شيء يسقط لاحقًا في مدار حول BH سيصطدم بشيء ما في القرص ، وهكذا ينتهي (ربما بعد ذلك) العديد من الاصطدامات) التي اكتسحت في القرص أيضًا؟


هناك تأثيران مختلفان هنا ، وكلاهما مرتبط بالقوى اللزجة في المادة المتراكمة.

أولاً ، إذا كان للمادة المورقة بعض متجه الزخم الزاوي غير الصفري $ mathbf {L} $ ، ففكر في المستوى المتعامد مع هذا المتجه. بسبب الحفاظ عليها ، لا يمكننا التخلص من الدوران على طول هذا المستوى ، لكن مكون الزخم الزاوي المتعامد مع المستوى هو صفر. مع تسخين المادة المتراكمة وإشعاع الطاقة بعيدًا ، يتم أخذ هذه الطاقة من جهد الجاذبية ، والذي يتم تقليله عن طريق تقريب جزيئات المادة من بعضها البعض. وهكذا ، فإن مثل هذه التفاعلات تميل إلى تسطيح المادة في المستوى المتعامد مع زخمها الزاوي.

ولكن هناك شيء آخر يحدث لدوران الثقوب السوداء ، كمجموعة من مجال الجاذبية المغناطيسية والقوى اللزجة في المادة ، والتي تدفع المادة إلى مستوى دوران الثقب الأسود ، بغض النظر عن الزخم الزاوي المبدئي. هذا يسمى تأثير باردين بيترسون [1]:

في قرص التراكم ، تتسبب اللزوجة في أن تدور كل حلقة من الغاز إلى الداخل باتجاه الفتحة بسرعة شعاعية $ | u ^ r | ll text {(السرعة المدارية)} = (M / r) ^ {1/2} $ . إذا كان هذا هو التأثير الوحيد للزوجة ، فإن تزييف القرص سيتكون من حركة تفاضلية. الحلقات المتتالية ، كل نصف قطر أصغر من السابق ، كان من الممكن أن يتفاعل مع المجال [الجاذبية المغناطيسية] لفترة أطول ، وبالتالي كان من الممكن أن يسبقه من خلال زوايا أكبر متتالية ... ونتيجة لذلك سيكون القرص ملتويًا شعاعيًا ، ولكن لن يتم دفعه إلى خط الاستواء طائرة. ومع ذلك ، فإن المقدار يغير قص القرص $ sigma_ {jk} $ وبالتالي يغير القوى اللزجة ؛ وهذه القوى المتغيرة تدفع القرص نحو المستوى الاستوائي للثقب الأسود.

هذا مهم فقط بالقرب من الثقب الأسود ، عند $ r lesssim 100 مليون دولار. في نصف القطر الأكبر ، يرجع شكل القرص إلى اتجاه الزخم الزاوي للمادة بدلاً من ذلك.


[1] الثقوب السوداء: نموذج الغشاء، محرر. بقلم كيب إس ثورن وريتشارد إتش برايس ودوغلاس إيه ماكدونالد.


فيزياء القرص التراكمي - التكوين النجمي

كنت أتصفح صفحة ويكيبيديا لأقراص التراكم ، ولم أستطع فهم معنى ذلك:

"إذا كانت المادة ستسقط إلى الداخل فلا بد أن تفقد طاقة الجاذبية فحسب ، بل تفقد الزخم الزاوي أيضًا."

ماذا يعني ذلك؟ أيضا ، لماذا هذه الأقراص التراكمية مستوية؟ تعلمت أن السبب هو الحفاظ على الزخم الزاوي ، لكن ما هي الفيزياء التي تقف وراء ذلك؟


الإجابات والردود

نعم ، إنها لغز ، ليس لدينا حاليًا أي نموذج ينتج نفاثات ، باستثناء "الثقوب السوداء" ، ولكن حتى هذا لا يعطي أي آلية حقيقية.
ماذا عن العقدة النفاثة؟
هل تحتوي بعض الطائرات على عقد والبعض الآخر لا؟ أو هل لديهم جميعًا عقدة؟

تكمن المشكلة الرئيسية معهم في حصولك على نصف قطر Schwarzchild والتفرد قبل أن يتم حلها ، إنها مشكلة في الافتراضات الموضوعة ، عندما تقوم بتغيير الافتراضات ، فإن التفرد يحل نفسه ولكن ستكون هناك اعتراضات جادة في القيام بذلك ، لأن الثقوب السوداء تصبح زائدة عن الحاجة.
الحل هو نموذج بسيط للغاية ، لكنه غريب جدًا من حيث المفهوم بحيث لا يمكن أن يكون صحيحًا على أي حال ، لذلك لا فائدة من مناقشته.

سؤال مثير للاهتمام هو ، لماذا لا تحتوي بعض الأشياء على نفاثات؟
لماذا لا تحتوي الشمس على طائرات؟
الأجسام الكروية لا تنتج نفاثات؟
العناقيد الكروية؟
هل تتوقف النفاثات ببساطة؟ ، أم يمكنها الاستمرار داخل الأجسام الكروية بمجرد انتقال الجسم من القرص إلى الشكل الكروي؟


جرب أول مشاركة لي ، (إنه حل جزئي لتفرد Shapiros العاري - فقط لا تخبر أحداً ، آسف تعديل)

كنت أحاول معرفة كيفية تحديد اتجاه التدفق في "الطائرات النفاثة" ، ولديهم هذين الرابطين ، أحدهما أقدم وما يبدو أنه الأحدث. ملف pdf الكامل للورقة الأحدث متاح مجانًا في الموقع.

قياس التيار الكهربائي في طائرة بمقياس kpc

3 × 10 ^ 18 أ) واتجاهه موجب بعيدًا عن نواة المجرة النشطة. يدعم تحليلنا بقوة نموذجًا يكون فيه تدفق الطاقة النفاثة كهرومغناطيسيًا بشكل أساسي.

من الملاحظة أنها تتدفق دائمًا إلى الخارج بعيدًا عن المركز ، يمكن تتبع العقد / التوهجات في الطائرات بسهولة على مدى عدد من السنوات.
http://www.nasa.gov/images/content/582595main_hh34jet-seq.jpg

CRL 618 ، هل يمكن أن يكون سبب ذلك هو وجود عقد / مشاعل نادرة عالية الطاقة تنطلق في أعماق الفضاء؟ نفس الشيء مع أجزاء من سديم النسر؟

DRAGNs و AGNs و Quasars و Nebulae و herbig haro Objects.

بعض الأشياء النفاثة هنا: -
http://www.obs.u-bordeaux1.fr/yerac07/presen_agalnone/Elena Bannikova.pdf
(http://www-physics.univer.kharkov.ua/en/pers_pages/bannikova_e_y.html)
(مما أجمعه ، سبب التدفق هو "زوج دوامة" ، من أين أتى "زوج الدوامة" بحق الجحيم؟ زوج الدوامة مصطلح مروع ، التدفقات الحلقية أكثر تعقيدًا بكثير من ميكانيكا الدوامة البسيطة.

يجب أن تتشكل النفثات على طول المسارات الأقل مقاومة في الأقراص الدوارة ، والمواد التي يتم امتصاصها في المركز إما أن تتسارع إلى التوقف (التفرد) ، أو تتصادم ويتم إخراجها على طول المسارات الأقل مقاومة ، يمكنك ملء الباقي.

تبدو النفاثات في الفضاء شيئًا شائعًا حقًا ، فهي مرتبطة بالمجرات النشطة وأقراص تراكم النجوم الأولية وحول النجوم النيوترونية والأشياء. لكن مما أفهمه ، لا أحد يعرف حقًا كيفية عملهم. أو بالأحرى لا يوجد. & الاقتباس & الاقتباس لهم. العملية التي تشكل هذه النفاثات لا تزال غامضة إلى حد ما ، أليس كذلك؟

أتساءل ما الذي يجعل شرح هذه العملية صعبًا للغاية. هل هذا بسبب عدم قدرتنا على رؤية بداية الطائرة مباشرة ، وبالتالي من المستحيل بالنسبة لنا معرفة ما يحدث بالضبط؟ أم لأن العملية نفسها معقدة للغاية؟

يجب أن أعترف أنه لا يوجد بالتأكيد "معادلة" بالنسبة لهم ، ولكن من ناحية أخرى ، يتم التعامل معهم مع عدد قليل من المعادلات. حققت عمليات المحاكاة باستخدام MHD و GRMHD و RGRMHD تقدمًا كبيرًا في فهم هذه الطائرات بشكل عام.
يُعتقد عمومًا أن نفاثات AGN هي نتيجة مجالات مغناطيسية قوية تقذف البلازما من قرص التراكم ، وإذا كنت قلقًا بشأن الواقع الموجود في عمليات المحاكاة ، فإن الإجابة هي & quot؛ نعم & quot؛ تم تحقيقها بالفعل في عمليات محاكاة مختلفة.

اللغز الحقيقي الآن هو كيفية مطابقة المحاكاة ببيانات المراقبة بالضبط.
وبالفعل فإن العملية معقدة للغاية ، حيث لا تلتقط محاكاة MHD إلا السمات العامة للتدفق النفاث ، في حين أن التفاصيل الدقيقة للصدمات ، وقذف الجسيمات عالية الطاقة تعتمد على محاكاة المقاييس المجهرية للغاية. ينشأ التعقيد جزئيًا من حقيقة أنهم يتعاملون في هذا المجال مع مقاييس تتراوح بين عدة أوامر من حيث الحجم. (والذي من الواضح أنه شيء مفيد جدًا في تعطل الرموز.)


شكر وتقدير

نشكر R. T. فيشر على المناقشات و P. Padoan على التعليقات. تم دعم هذا العمل بمنح من وكالة ناسا من خلال زمالة هابل وبرامج GSRP و ATP و NSF ووزارة الطاقة الأمريكية من خلال مختبر لورانس ليفرمور الوطني. تم إجراء عمليات محاكاة حاسوبية لهذا العمل في مركز سان دييغو للكمبيوتر العملاق (بدعم من NSF) ، ومركز الكمبيوتر العلمي لبحوث الطاقة الوطنية (بدعم من وزارة الطاقة الأمريكية) ، ومختبر لورانس ليفرمور الوطني (بدعم من وزارة الطاقة الأمريكية). م. هو زميل هابل.


لماذا تخلق الثقوب السوداء قرص تراكم؟

لقد فهمت ما هي الثقوب السوداء ، ولكن عندما تسحب المادة المحيطة ، فلماذا تكون على شكل قرص؟ هل يمكن أن يكون التراكم كرويًا أم غير متماثل؟

تتشكل أقراص التراكم عندما تحاول الأشياء ذات الزخم الزاوي السقوط في الثقب الأسود (تقاس حول مركز الثقب ، أي أي شيء لا ينتقل مباشرة إلى التفرد). بسبب الحفاظ على الزخم الزاوي ، لا يمكن للمادة أن تسقط مباشرة ويجب أن تدور بعض الوقت حتى تفقد زخمها الزاوي وتكون قادرة على السقوط. نوع من مثل تلك الأشياء التي تعمل بالقطع النقدية التي غالبًا ما تكون في المتاحف.

يتم تحديد شكل القرص من خلال مقدار الزخم الزاوي في القرص وكمية المادة المتساقطة فيه. تتميز الأقراص الرقيقة بمعدلات تراكم عالية ودرجات حرارة منخفضة ، بينما تتميز الأقراص السميكة بمعدلات تراكم منخفضة * ودرجات حرارة عالية. يكون التراكم كرويًا عندما لا يكون الزخم الزاوي مهمًا وهذا ما يسمى تراكم بوندي.

* باستثناء حالة معدلات التراكم العالية للغاية حيث يحافظ ضغط الإشعاع على ثخانة القرص


لماذا تدور الأنظمة الشمسية كما هي على الألواح بدلاً من الأشكال الكروية؟

دع & # x27s ترجيع قليلاً إلى كيفية تشكل الأنظمة النجمية. اقرأ الويكي على أقراص الكواكب الأولية ، ولكن إليك مقتطف رئيسي:

تتكون النجوم الأولية بشكل أساسي من السحب الجزيئية التي تتكون أساسًا من الهيدروجين الجزيئي. عندما يصل جزء من السحابة الجزيئية إلى حجم أو كتلة أو كثافة حرجة ، فإنها تبدأ في الانهيار تحت تأثير جاذبيتها. عندما تصبح هذه السحابة المنهارة ، المسماة بالسديم الشمسي ، أكثر كثافة حركات الغاز العشوائية الموجودة أصلاً في السحابة ، متوسّطة لصالح اتجاه السديم & # x27s صافي الزخم الزاوي. يؤدي الحفاظ على الزخم الزاوي إلى زيادة الدوران مع انخفاض نصف قطر السديم. يؤدي هذا الدوران إلى تسطيح السحابة - مثل تشكيل بيتزا مسطحة من العجين - واتخاذ شكل قرص.

لذلك عندما ينهار السديم ليصبح نجمًا لأول مرة ، تتسبب الجاذبية والزخم في تحطيم كل شيء ودورانه في قرص. هذا يعني أن الغالبية العظمى من المادة التي تدور حول النجم المشكل حديثًا تدور حوله على طول مستوى ضيق ، ومن ثم تتسبب الجاذبية داخل قرص الغبار والغاز والجليد في تكوين الكواكب وتجميع المزيد والمزيد من المادة.

ينطبق نفس الحفاظ على الزخم الزاوي الذي تم تطبيقه على تكوين النجم على تكوين الكواكب ، لذلك تشكلت بالفعل أقمار الكواكب العملاقة مثل المشتري وزحل من أقراص التراكم لتلك الكواكب!

دوران الشمس هو نفس الدوران منذ ولادة الشمس ، ودوران الأرض هو نفسه منذ تشكلت الأرض. كل الطاقة في نظامنا الشمسي تأتي من الانهيار الأولي لسحابة جزيئية.


يسمح مرشح الاستقطاب لعلماء الفلك برؤية الأقراص المحيطة بالثقوب السوداء

يقوم المرشح الاستقطابي المرفق بالتلسكوب بقمع الضوء المنبعث من جزيئات الغبار وسحب الغاز المتأين حول الكوازار بحيث يمكن الكشف عن طيفه الكهرومغناطيسي الحقيقي. الصورة: ماكوتو كيشيموتو ، مع صورة سحابية بواسطة شارتمان

(PhysOrg.com) - لأول مرة ، وجد فريق من الباحثين الدوليين طريقة لعرض أقراص التراكم المحيطة بالثقوب السوداء والتحقق من أن أطيافها الكهرومغناطيسية الحقيقية تتطابق مع ما توقعه علماء الفلك منذ فترة طويلة. سيتم نشر عملهم في عدد 24 يوليو من المجلة العلمية نيتشر.

يُعتقد أن الثقب الأسود وقرصه التراكمي اللامع يشكلان كوازارًا ، وهو مصدر الضوء القوي في مركز بعض المجرات البعيدة. باستخدام مرشح الاستقطاب ، قام فريق البحث ، الذي ضم روبرت أنتونوتشي وعمر بلايس ، أساتذة الفيزياء في جامعة كاليفورنيا ، سانتا باربرا ، بعزل الضوء المنبعث من قرص التراكم عن الضوء الناتج عن مادة أخرى بالقرب من الثقب الأسود. .

قال أنتونوتشي: "لقد عزز هذا العمل بشكل كبير الأدلة على التفسير المقبول للكوازارات".

وفقًا لأنتونوتشي ، فإن العملية الفيزيائية التي يجدها علماء الفلك أكثر جاذبية لشرح مصدر طاقة الكوازار وإنتاج الضوء تتضمن سقوط المادة باتجاه ثقب أسود فائق الكتلة وتدور في قرص وهي تشق طريقها إلى أفق الحدث - السطح الكروي الذي يميز حدود الثقب الأسود. في هذه العملية ، يتسبب الاحتكاك في تسخين المادة بحيث تنتج الضوء في جميع الأطوال الموجية للطيف ، بما في ذلك الأشعة تحت الحمراء والمرئية والأشعة فوق البنفسجية. أخيرًا ، تسقط المادة في الثقب الأسود وبالتالي تزيد من كتلة الثقب الأسود.

قال أنتونوتشي: "إذا كان هذا صحيحًا ، فيمكننا التنبؤ من خلال قوانين الفيزياء بما يجب أن يكون عليه الطيف الكهرومغناطيسي للكوازار". لكن اختبار التنبؤ كان مستحيلًا حتى الآن لأن علماء الفلك لم يتمكنوا من التمييز بين الضوء المنبعث من قرص التراكم وضوء جسيم الغبار وسحب الغاز المتأين في منطقة الثقب الأسود.

من خلال إرفاق مرشح مستقطب بتلسكوب المملكة المتحدة الذي يعمل بالأشعة تحت الحمراء (UKIRT) على Mauna Kea في هاواي ، قام فريق البحث بقيادة ماكوتو كيشيموتو ، عالم الفلك بمعهد ماكس بلانك لعلم الفلك الراديوي في بون ، وزميل ما بعد الدكتوراه السابق في جامعة كاليفورنيا. ، أزال الضوء الغريب وتمكن من قياس طيف قرص التراكم. عند القيام بذلك ، أظهروا أن الطيف يطابق ما تم توقعه سابقًا. استخدم الباحثون أيضًا بيانات مكثفة تم جمعها من محلل الاستقطاب في التلسكوب الكبير جدًا ، وهو مرصد في تشيلي يديره مرصد الفضاء الأوروبي.

ما يجعل المرشح المستقطب قادرًا على أداء سحره هو حقيقة أن الضوء المباشر ليس مستقطبًا - أي أنه ليس له أي تفضيل من حيث المحاذاة الاتجاهية لمجالها الكهربائي. ينبعث قرص التراكم من الضوء المباشر ، مثله مثل جزيئات الغبار والغاز المتأين. ومع ذلك ، فإن كمية صغيرة من الضوء من قرص التراكم ، وهو الضوء الدقيق الذي يريد الباحثون دراسته ، ينعكس على الغاز الموجود بالقرب من الثقب الأسود. هذا الضوء مستقطب.

قال أنتونوتشي: "إذا رسمنا الضوء المستقطب فقط ، يبدو الأمر كما لو أن الضوء الإضافي غير موجود ويمكننا رؤية الطيف الحقيقي لقرص التراكم". "من خلال هذه المعرفة ، أصبح لدينا فهم أفضل لكيفية استهلاك الثقوب السوداء للمادة وتوسعها."

أشار أنتونوتشي إلى أن دراسة طيف جسم متوهج مثل الكوازار تزود علماء الفلك بكمية لا تصدق من المعلومات القيمة حول خصائصه وعملياته. وقال: "إن فهمنا للعمليات الفيزيائية في القرص لا يزال ضعيفًا إلى حد ما ، لكننا الآن على الأقل واثقون من الصورة العامة".


شو ، إف إتش ، آدامز ، إف سي وأمبير ليزانو ، إس. تكوين النجوم في السحب الجزيئية - الملاحظة والنظرية. Annu. القس آسترون. الفلك. 25, 23–81 (1987)

Palla، F. & amp Stahler، S.W. التطور قبل التسلسل الرئيسي للنجوم متوسطة الكتلة. الفلك. ج. 418, 414–425 (1993)

كان ، إف دي كوكونز حول النجوم المبكرة. أسترون. الفلك. 37, 149–162 (1974)

Simon، M.، Dutrey، A. & amp Guilloteau، S. الكتل الديناميكية لنجوم T Tauri ومعايرة تطور ما قبل التسلسل الرئيسي. الفلك. ج. 545, 1034–1043 (2000)

Galli، D. & amp Shu، F.H. انهيار نوى السحب الجزيئية الممغنطة. II. النتائج العددية. الفلك. ج. 417, 243–258 (1993)

Bonnell، I.A & amp Bate، M.R. الأنظمة الثنائية والاندماجات النجمية في تكوين النجوم الضخم. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 362, 915–920 (2005)

McKee، C.F & amp Tan، J.C. تكوين نجمي هائل خلال 100000 عام من السحب الجزيئية المضطربة والمضغوطة. طبيعة 416, 59–61 (2002)

Bonnell، I. A.، Vine، S.G & amp Bate، M.R. تكوين النجوم الضخم: التنشئة وليس الطبيعة. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 349, 735–741 (2004)

ناكانو ، ت. شروط تكوين النجوم الضخمة من خلال التراكم غير الكروي. الفلك. ج. 345, 464–471 (1989)

Jijina، J. & amp Adams، F.C. حلول الانهيار في الحد الداخلي: ضغط الإشعاع وتأثيراته على تكوين النجوم. الفلك. ج. 462, 874–887 (1996)

Yorke، H. W. & amp Sonnhalter، C. حول تكوين النجوم الضخمة. الفلك. ج. 569, 846–862 (2002)

Krumholz، M.R، McKee، C.F & amp Klein، R.I. تكوين النجوم بانهيار الجاذبية بدلاً من التراكم التنافسي. طبيعة 438, 332–334 (2005)

كرومهولز ، إم آر ، كلاين ، آر آي & أمبير ماكي ، سي إف إن ولادة النجوم الضخمة: مفترق طرق للفيزياء الفلكية (محرران Cesaroni، R.، Felli، M.، Churchwell، E. & amp Walmsley، M.) 231-236 (IAU Symp.227، Cambridge Univ. Press، Cambridge، UK، 2005)

Krumholz، M.R، McKee، C.F & amp Klein، R. I. كيف تساعد التدفقات النجمية الخارجية على تكوين النجوم الضخمة. الفلك. ج. 618، L33 – L36 (2005)

شو ، إف إتش ، نجيتا ، جي آر ، شانج ، إتش أند أمب لي ، زي-واي. في النجوم الأولية والكواكب IV (محرران ، ف. ، بوس ، أ.ب. & أمب راسل ، س. س.) 789-813 (مطبعة جامعة أريزونا ، توكسون ، 2000)

Ferreira، J. & amp Pelletier، G. الهياكل الممغنطة لطرد التراكم. ثالثا. النفاثات النجمية وخارج المجرة كتدفقات قرصية مشتتة بشكل ضعيف. أسترون. الفلك. 295, 807–832 (1995)

تومري ، أ. حول ثبات جاذبية قرص من النجوم. الفلك. ج. 139, 1217–1238 (1964)

لوداتو ، جي أند رايس ، دبليو ك.م.اختبار موضع النقل في أقراص التراكم الذاتي الجاذبية - II. حالة القرص الضخمة. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 358, 1489–1500 (2005)

Mejia ، A.C ، Durisen ، R.H ، Pickett ، M.K & amp Cai ، K. التنظيم الحراري لعدم استقرار الجاذبية في أقراص الكواكب الأولية. II. عمليات محاكاة موسعة بمعدلات تبريد متنوعة. الفلك. ج. 619, 1098–1113 (2005)

Whitehouse، S.C & amp Bate، M.R. الديناميكا المائية للجسيمات الملساء مع النقل الإشعاعي في تقريب الانتشار محدود التدفق. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 353, 1078–1094 (2004)

رايس ، دبليو كيه إم ، لوداتو ، جي آند أرميتاج ، بي جي التحقيق في ظروف التجزئة في أقراص التراكم الذاتي الجاذبية. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 364، L56 – L60 (2005)

سيزاروني ، آر ، جالي ، دي ، لوداتو ، جي ، وولمسلي ، سي إم & أمبير زانج ، كيو إن النجوم الأولية والكواكب V. (محرران Reipurth، B. Jewitt، D. & amp Keil، K.) (مطبعة جامعة أريزونا ، توكسون ، في الصحافة).

شيبرد ، د ولادة النجوم الضخمة: مفترق طرق للفيزياء الفلكية (محرران Cesaroni، R.، Felli، M.، Churchwell، E. & amp Walmsley، M.) 237-246 (IAU Symp.227، Cambridge Univ. Press، Cambridge، UK، 2005)

كورتز ، إس. ، سيزاروني ، آر ، تشرشويل ، إي ، هوفنر ، بي آند أمبير والمسلي ، سي إم إن النجوم الأولية والكواكب IV (محرران ، ف. ، بوس ، أ.ب. & amp راسل ، س. س.) 299-326 (مطبعة جامعة أريزونا ، توكسون ، 2000)

Shepherd، D. S. & amp Churchwell، E. غاز جزيئي عالي السرعة من مناطق تكوين النجوم عالية الكتلة. الفلك. ج. 457, 267–276 (1996)

Osterloh، M.، Henning & amp Launhardt، R. صور الأشعة تحت الحمراء وبيانات المليمتر من مصادر IRAS الجنوبية الباردة. الفلك. ج. 110، (ملحق) 71-114 (1997)

تشانغ وآخرون. ابحث عن تدفقات ثاني أكسيد الكربون الخارجة نحو عينة من 69 مرشحًا للنجوم الأولية ذات الكتلة العالية: تكرار حدوثها. الفلك. ج. 552، L167 – L170 (2001)

بوثر ، هـ وآخرون. التدفقات الجزيئية الهائلة. أسترون. الفلك. 383, 892–904 (2002)

Chini ، R. وآخرون. تكوين نجم أولي ضخم من خلال تراكم الغاز في القرص. طبيعة 429, 155–157 (2004)

ساكو ، إس وآخرون. لا توجد نجوم أولية عالية الكتلة في صورة ظلية جسم نجمي شاب eqn17 – SO1. طبيعة 434, 995–998 (2005)

Sridharan ، T. K. ، Williams ، S.J & amp Fuller ، G.A الاكتشاف المباشر لنظام ثنائي / قرص (بروتو) في IRAS 20126 + 4104. الفلك. ج. 631، L73 – L76 (2005)

Greenhill، L. J.، Reid، M. J.، Chandler، C. J.، Diamond، P. J. & amp Elitzur، M. in تشكيل النجوم بدقة زاوية عالية (محرران Burton، M.، Jayawardhana، R. & amp Bourke، T.) 155-160 (IAU Symp. 221، Kluwer / Springer، Dordrecht، 2004)

Schreyer ، K. ، Henning ، van der Tak ، F. F. S. ، Boonman ، A. M. S. & amp van Dishoeck ، E.F. الكائن النجمي الصغير متوسط ​​الكتلة AFGL 490 - قرص محاط بغلاف بارد. أسترون. الفلك. 394, 561–583 (2002)

Shepherd، D. S.، Claussen، M.J & amp Kurtz، S.E. دليل لقرص تراكم بحجم النظام الشمسي حول النجم الأولي الضخم G192.16-3.82. علم 292, 1513–1518 (2001)

Zhang، Q.، Hunter، T. R.، Sridharan، T.K & amp Ho، P. T. P. قرص / نظام نفاث باتجاه النجم الشاب ذو الكتلة العالية في AFGL 5142. الفلك. ج. 566, 982–992 (2002)

برنارد ، ج.ب ، دوباشي ، ك. وأمبير موموز ، إم. التدفق والقرص حول النجم الضخم الشاب GH2O 092.67 + 03.07. أسترون. الفلك. 350, 197–203 (1999)

جيانغ ، زد وآخرون. قرص نجمي مرتبط بجسم نجمي ضخم. طبيعة 437, 112–115 (2005)

سيزاروني ، آر وآخرون. دراسة لقرص التراكم Keplerian والتدفق الخارج المسبق في النجم الأولي الضخم IRAS 20126 + 4104. أسترون. الفلك. 434, 1039–1054 (2005)

Hutawarakorn، B. & amp Cohen، R.J. بنية المجال المغناطيسي في مصدر التدفق ثنائي القطب G 35.2–0.74N: نتائج الخط الطيفي MERLIN. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 303, 845–854 (1999)

باتيل ، إن إيه وآخرون. قرص من الغبار والغاز الجزيئي حول نجم أولي كبير الكتلة. طبيعة 437, 109–111 (2005)

van der Tak، F. S. & amp Menten، K. M. انبعاث راديو مضغوط للغاية من النجوم الأولية عالية الكتلة. II. أقراص الغبار وتدفقات التراكم المتأين. أسترون. الفلك. 437, 947–956 (2005)

Beuther، H.، Zhang، Q.، Sridharan، T.K & amp Chen، Y. اختبار سيناريو القرص الهائل لـ IRAS 18089-1732. الفلك. ج. 628, 800–810 (2005)

Chini ، R. وآخرون. قرص بقايا حول نجم شاب ضخم. الفلك. ج. 645، L61 – L64 (2006)

تشانغ ، Q. in ولادة النجوم الضخمة: مفترق طرق للفيزياء الفلكية (محرران Cesaroni، R.، Felli، M.، Churchwell، E. & amp Walmsley، M.) 135–144 (IAU Symp. 227، Cambridge Univ. Press، Cambridge، UK، 2005)

Bertin، G. & amp Lodato، G. فئة من أقراص التراكم الذاتي الجاذبية. أسترون. الفلك. 350, 694–704 (1999)

Moscadelli، L.، Cesaroni، R. & amp Rioja، M. J. مازات المياه في النجم الأولي الضخم IRAS 20126 + 4104: الطرد والتباطؤ. أسترون. الفلك. 438, 889–898 (2005)

بوثر ، هـ وآخرون. صفيف المليمترات 440 ميكرومتر / 690 جيجاهرتز وخط المراقبة المستمرة لـ Orion KL الفلك. ج. 636, 323–331 (2006)

بوثر ، إتش أند شبرد ، د. إن النوى إلى عناقيد (محرران Kumar، M. S.N، Tafalla، M. & amp Caselli، P.) 105–119 (Springer، New York، 2005)

هولينباخ ، دي جي ، يورك ، إتش دبليو وأمبير جونستون ، دي النجوم الأولية والكواكب IV (محرران مانينج ، ف ، بوس ، أ.ب. & أمب راسل ، س. س.) 401-428 (مطبعة جامعة أريزونا ، توكسون ، 2000)

Richling، S. & amp Yorke، H. W. التبخير الضوئي للأقراص النجمية الأولية. II. أهمية خصائص الغبار فوق البنفسجي والتدفق المؤين. أسترون. الفلك. 327, 317–324 (1997)


لقد أجبت بالفعل على سؤال ذي صلة منذ يومين في علم الفلك. عالم صغير!

من أهم خصائص سحابة أورت أن الأشياء الموجودة فيها لا تتأثر بشدة بالشمس. بعد كل شيء ، تبعد حافته الداخلية حوالي 2000 وحدة فلكية - 300 مليار كيلومتر من الشمس. إن تأثير جاذبية الشمس في تلك المنطقة ضعيف نوعًا ما ، لذلك يمكن أن تتعرض السحابة بسهولة لتأثيرات أخرى.

المد والجزر المجرة

أول تأثير كبير (والذي ذكره المكدس) هو المد المجري. يمكن لقوى المد والجزر أن تمد الجسم إلى أشكال مختلفة. كما تقول ويكيبيديا ،

قد يؤدي المد والجزر المجري بعد ذلك إلى تشويه سحابة أورت الكروية ، مما يؤدي إلى شد السحابة في اتجاه مركز المجرة وضغطها على طول المحورين الآخرين ، تمامًا كما تتمدد الأرض استجابةً لجاذبية القمر.

لذا فإن أي جسم على شكل قرص بهذا الحجم بعيدًا عن الشمس سيصبح حتمًا ممتدًا إلى شكل مستطيل أو كروي.

النجوم القريبة

قد تكون الحدود الخارجية لسحابة أورت على بعد أكثر من سنة ضوئية. وبالمقارنة ، فإن المسافة إلى أقرب نظام نجمي (Alpha Centauri A / B و Proxima Centauri) هي تقريبًا 4 سنوات ضوئية. مرة أخرى ، ضعف جاذبية الشمس يعني أنه من السهل تشوه السحابة. قد تكون النجوم المارة منذ فترة طويلة قد ساهمت في شكلها.

يمكن للنجوم أن تقترب وستقترب أكثر من ذلك - فقط في غضون الثمانين ألف عام القادمة! خلال الماضي 4 مليار سنوات ، الاحتمالات أننا حصلنا على لقاءات أكثر قربًا. لذا فإن أي نجوم في غضون سنة ضوئية أو نحو ذلك سيكون لها تأثير كبير جدًا على السحابة.

أيضًا ، قد تكون بعض الأجسام في سحابة أورت قد نشأت في أنظمة نجمية أخرى ، أو من مكان مختلف تمامًا. يمكن للشمس التقاط المذنبات بين النجوم و Exocomets. هذا يعني أنه لن يكون لديهم مدارات في مستوى بقية النظام الشمسي - يمكنهم السفر في مدارات مائلة بزوايا غريبة.


أقراص التراكم - لماذا هي على شكل قرص وليست كروية؟ - الفلك

ASTR 1010 & # 8211 Spring 2016 & # 8211 Prof. Magnani

مفتاح الإجابة & # 8211 الواجب المنزلي 6

أتت الشمس والنظام الشمسي في الأصل من كتلة من الغاز والغبار في سحابة جزيئية.

قرص الكواكب الأولية هو قرص تراكم الغاز والغبار حول نجم حديث التكوين. إنه قرص الكواكب الأولية الذي يؤدي إلى ظهور النظام الكوكبي وأي أحزمة حطام متبقية (على سبيل المثال ، حزام الكويكب ، حزام كايبر). الجزء الداخلي من القرص أكثر سخونة من الجزء الخارجي لأن 1) الجزء الداخلي أقرب إلى النجم الأولي الذي يتشكل ، و 2) بسبب انكماش كلفن هيلمهولتز ، انهارت الأجزاء الداخلية بطريقة أطول من الأجزاء الخارجية وهكذا حول المزيد من طاقة الجاذبية الكامنة إلى طاقة حرارية.

ينص قانون حفظ الزخم الزاوي على أنه كلما اقتربت الكتلة من محور الدوران ، تزداد سرعة تلك الكتلة حول محور الدوران. هذا هو بالضبط ما تفعله المتزلجة على الجليد ، فهي تجلب الكتلة (اليدين والساقين) أقرب إلى محور الدوران ويزداد معدل دورانها.

تُعرف العملية التي تنمو بها الحبيبات الصغيرة إلى كواكب كبيرة بالتراكم وتبدأ عندما تصطدم الحبيبات الصغيرة وتلتصق حتى يتم إنتاج كتل 100 متر من المواد الصلبة. في هذه المرحلة ، تستمر الاصطدامات في زيادة حجم التكتلات ، ولكن الآن يجب أن تحدث الاصطدامات بلطف أكثر (فكر في إلقاء نظرة خاطفة على الاصطدامات المباشرة). عندما نمت الكتل إلى كواكب صغيرة (كائنات يبلغ حجمها حوالي كيلومتر واحد) ، تبدأ الجاذبية في لعب دور أكبر (على الرغم من استمرار التراكم عن طريق الاصطدامات) حتى تتشكل الكواكب.

نجد كميات كبيرة من المواد المتطايرة فقط في المناطق الخارجية من نظامنا الشمسي لأنه فقط خارج خط الصقيع عند 3.5 وحدة فلكية ، يصبح الجو باردًا بدرجة كافية لكي `` تتجمد المواد المتطايرة للخارج '' وتتكثف في جزيئات صغيرة مثلجة. يجب أن يكون المفهوم نفسه صحيحًا بالنسبة للأنظمة الشمسية الأخرى التي يتحرك فيها موقع "خط الصقيع" للداخل أو الخارج اعتمادًا على مدى برودة أو حرارة النجم المعني.

تتمثل إحدى الأفكار في أن الكواكب العملاقة مرت بمرحلة أثناء التراكم حيث تراكمت الكثير من الجليد (الغازات المجمدة مثل الماء وثاني أكسيد الكربون والميثان والأمونيا). سمح لهم ذلك بالنمو بشكل أكبر بكثير من الكواكب الأرضية ، وقد سمحت لهم حقول الجاذبية القوية الخاصة بهم بسحب الهيدروجين والهيليوم ، وبالتالي ، جمع أغلفة جوية ضخمة. فكرة أخرى هي أن عدم استقرار الجاذبية في أجزائها من القرص سمح لكميات كبيرة من الغاز بالانهيار وتشكيل نسخ صغيرة من الكواكب العملاقة التي سأطلق عليها اسم الكواكب الأولية العملاقة. تحدث الزيادة في الحجم والكتلة من تلك المجالات من الغاز عن طريق تراكم الجليد كما في الفكرة الأولى.

معظم الحطام المتبقي بعد تشكل الكواكب تحطمت في النهاية في الكواكب أو حققت مدارات مستقرة في حزام الكويكبات أو حزام كويبر.

الطرق الأربع التي يبحث بها علماء الفلك عن الكواكب خارج المجموعة الشمسية هي كما يلي:

1) طريقة السرعة الشعاعية الطيفية & # 8211 "التأرجح" لنجم ينتج عن واحد أو أكثر من الكواكب التي تدور حول النجم (هذه فقط قوة رد الفعل وفقًا لقانون نيوتن الثالث) يتم التقاطها مطيافيًا بينما يتحرك النجم بالتناوب نحو وبعيدا عنا. يخبرك التحول الأزرق والانزياح الأحمر اللذان يتبعان خطوط طيفه عن كيفية تحرك النجم بواسطة الكوكب أو الكواكب التي تدور حوله ، ومن هذا التاريخ يمكن تحديد كتل ومسافات الكواكب. (انظر الشكل 6.14)

2) طريقة العبور & # 8211 إذا كان المستوى المداري للكوكب محاذيًا إلى حد ما مع خط رؤيتنا من الأرض ، فعندما يمر الكوكب أمام النجم ، ينتج الضوء الإجمالي (اللمعان) من النجم ستنخفض طالما كان الكوكب أمام النجم. وبالتالي ، فإن منحنى الضوء (مخطط اللمعان مقابل الوقت) لذلك النجم سيُظهر انخفاضات دورية. (انظر الشكل 6.15).

3) طريقة العدسة الدقيقة & # 8211 إن مجال الجاذبية لكوكب غير مرئي يمر بيننا وبين النجم (لذلك ، تمامًا مثل الطريقة رقم 2 ، يجب أن يصطف المستوى المداري بالنسبة لنا) سوف يتسبب في سطوع النجم مؤقتًا ( هذا تأثير ينطوي على انحناء الضوء من نظرية النسبية العامة).

4) التصوير المباشر & # 8211 أسهل في الفهم. التقط صورة وشاهد نقاطًا صغيرة حول النجم. إذا تحركوا حول النجم بمرور الوقت وفقًا لقانون كبلر الثالث ، فإنهم كواكب. الحيلة ، بالطبع ، هي التخلص من معظم ضوء النجوم ، وإلا فلن تتمكن من رؤية الكواكب الباهتة. انظر الأشكال 6-16 و6-17 للصور الفعلية.

هناك طريقة خامسة لم يذكرها الكتاب. هذه هي الطريقة الفلكية وهي تشبه الطريقة رقم 1 ، ولكن بدلاً من اكتشاف تذبذب النجم بالطيف الطيفي ، لاحظت في الواقع أن الحركة المناسبة للنجم عبر الفضاء ليست في خط مستقيم ، ولكنها تتبع نمطًا جيبيًا. هذا ليس فعالًا مثل الآخرين لأنه يستغرق سنوات عديدة (عقودًا ، حقًا) للتأكيد وهو يعمل فقط مع النجوم القريبة (التي تمتلك عادةً أكبر الحركات المناسبة). كانت هذه هي الطريقة القديمة لاكتشاف الكواكب التي لم تنجح أبدًا. ربما لماذا لم يذكرها الكتاب. لكن من الممكن ، من الناحية النظرية ، اكتشاف الكواكب بهذه الطريقة.

(30 كم / ثانية) (1 ميل / 1.6 كم) (3600 ثانية / ساعة) = 67500 ميل / ساعة

أ) انظر صفحة A-10447 كتلة الأرض

الزخم الزاوي المداري للأرض = 2.7 × 10 40 كجم م 2 / ثانية

الزخم الزاوي لدوران الأرض = 7.1 × 10 33 كجم م 2 / ث

في الأساس ، لا يساهم الزخم الزاوي في الدوران في أي شيء تقريبًا في إجمالي الزخم الزاوي.

السؤال 12 & # 8211 الفصل. 7 تطبيق المفاهيم - # 45

نصف قطر المداري / نصف قطر المداره = 5.2

استخدم الحفاظ على الزخم الزاوي للكرة الدوارة المنتظمة (انظر المشكلة 43). افترض أساسًا أن الكتلة لا تتغير (ليس صحيحًا تمامًا ، ولكنه جيد بما يكفي لهذه المشكلة) أن حجم السحابة ينخفض ​​بمعامل 1 × 10 16 / 1.4 × 10 9 = 7 × 10 6. في معادلة الزخم الزاوي المغزلي ، L تتناسب مع R 2 / P ، لذا R 2 غيم/ صغيم = ص 2 شمس/ صشمس أو R 2 شمس/ ص 2 غيم = صغيم / صشمس

(1/7 × 10 6) 2 = صغيم / صشمس

لذلك ، فإن فترة السحابة المنكمشة تنخفض بمعامل (1/7 × 10 6) 2 = 2 × 10 -14 ، لذلك ، سيكون للشمس فترة (1 × 10 6 سنوات × 3.16 × 10 7 ثوانٍ) / سنة) × (2 × 10-14) = 0.6 ثانية

هذا هو السبب في أننا نحتاج إلى أقراص تراكمية.

يجب تحويل القطر بالكيلومتر إلى نصف القطر بالمتر:

الحجم = 4/3 pi r 3 = 7.8 x 10 16 m 3

الكثافة = الكتلة / الحجم = 3500 كجم / م 3

السؤال هنا هو: ما هو جزء سطح الشمس الذي يغطيه المشتري (افترض أنك عندما تنظر إلى الشمس والمشتري من بعيد ، تبدو دائرية وليست كروية). كوكب المشتري هو نصف قطر الشمس تقريبًا 1/10 ، لذا فإن مساحته 1/100 من الشمس (تذكر: المساحة متناسبة مع نصف القطر المربع). وبالتالي ، إذا كان 1/100 من سطح الشمس مغطى بالمشتري ، فإن ناتج ضوء الشمس سينخفض ​​بنسبة 1٪.

الكتلة الشمسية = 2.0 × 10 30 كجم

الفترة = 3.524 يومًا = 3.045 × 10 5 ثوانٍ

استخدم قانون كبلر الثالث: p 2 = 4 p 2 a 3 / (GM)

أ = (GMp 2/4 pi 2) 0.333 = 6.8 × 10 9 م = 0.045 AU

هذا هو 8 أو 9 مرات أقرب إلى النجم من عطارد للشمس.

ما يعنيه هذا بالنسبة لأوزوريس هو أنه سيخضع لتشوه كبير في المد والجزر وتسخين بواسطة النجم الأم.

انظر إلى الشكل 6.13. إن المنطقة المسقطة من الكوكب على المنطقة المسقطة للنجم هي التي تنتج تأثير التعتيم. تبدو المنطقة المسقطة دائرية وليست كروية (انظر فقط إلى الشكل لترى أن هذا هو الحال ...). لذا فإن المساحة المتوقعة لأوزوريس هي 0.017 (منطقة النجم) = 0.017 (باي (0.7 × 10 6) 2) = 3.9 × 10 10 كم 2

مساحة أوزوريس = 3.9 × 10 10 كم 2 = pi r 2

نصف قطر أوزوريس = 1.1 × 10 5 كم ، القطر = 2.2 × 10 5 كم

وهذا يساوي 1.6 ضعف قطر كوكب المشتري

يتناسب V مع نصف القطر تكعيبًا.

The volume is 4.9 times more.

b) Mass = density x volume. If the density stays the same and the volume goes up by 4.9 then so does the mass.


شاهد الفيديو: THE CREMATION PROCESS (قد 2022).