Sterrekunde

Word daar boogskokke in die sigbare spektrum gesien?

Word daar boogskokke in die sigbare spektrum gesien?


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.

Is daar een van die beelde van boogskokke wat uit sigbare lig geskep word, of is dit almal uit infrarooi lig? Terwyl ek twee van die meer bekende beelde insluit, is my vraag oor enige bekende boogskok.


LL Orionis

Zeta Ophiuchi

Bron van beeld-Wilipedia


Ek is ver van 'n kundige in hierdie onderwerp, maar ek was nuuskierig oor hierdie vraag en het self daarna gekyk. Ongelukkig kon ek net met 'n redelike swak antwoord vorendag kom.

Die einste Wikipedia-bladsy waaruit u die beelde gekry het, bevat hierdie reël,

Boogskokke is ook 'n algemene kenmerk in Herbig Haro-voorwerpe, waarin 'n baie sterker gekollimeerde uitvloei van gas en stof van die ster met die interstellêre medium in wisselwerking is, wat helder boogskokke lewer wat sigbaar is op optiese golflengtes.

Maar dit word nie aangehaal nie. Miskien moet dit 'n [aanhaling benodig] hê. Hierdie sin skakel wel na hierdie bladsy oor die Herbig Haro-voorwerp, wat wel 'n aangehaalde reël bevat,

HH-voorwerpe geassosieer met baie jong sterre of baie massiewe protostars word dikwels op die optiese golflengtes versteek deur die wolk van gas en stof waaruit hulle vorm. Die tussenliggende materiaal kan die visuele grootte verminder deur faktore van tien of selfs honderde by optiese golflengtes. Sulke diep ingebedde voorwerpe kan slegs op infrarooi of radiogolflengtes waargeneem word.

Dit lyk my dus die antwoord op u vraag is dat nee, beelde van boogskokke in sigbare lig nie geproduseer word nie omdat die sigbare lig van die boogskok ons ​​nie kan bereik nie omdat daar dinge in die pad is.

Ek verstaan ​​dat 'n antwoord gebaseer op 2 Wikipedia-bladsye as bronne redelik swak is volgens hierdie werfstandaarde, en dat hierdie Herbig Haro-voorwerpe nie die enigste ding in die heelal is wat boogskokke veroorsaak nie, en daarom bestaan ​​die moontlikheid dat sigbare boogskokke rondom ander voorwerpe kan bestaan. Ek hoop dat hierdie antwoord 'n kundige inspireer om 'n antwoord te gee wat die groen vinkje verdien.


Astrofisiese skokverskynsels wat in die laboratorium weergegee word

'N Voorbeeld van 'n interstellêre botsingslose skok word gesien op hierdie foto van 'n boogskok in die Orionnevel. Krediet: NASA en die Hubble Heritage Team (STScI / AURA)

Groot interstellêre gebeure waar wolke van gelaaide materie in mekaar inblaas en hoë-energie deeltjies uitspuit, is nou met 'n hoë getrouheid in die laboratorium weergegee. Die werk, deur MIT-navorsers en 'n internasionale span kollegas, moet help om langdurige geskille oor presies wat in hierdie reuse-skokke plaasvind op te los.

Baie van die grootste skaalgebeurtenisse, soos die uitbreidende borrel van materie wat uit 'n supernova na buite spoel, het 'n verskynsel wat botsingslose skok genoem word. In hierdie interaksies word die wolke van gas of plasma so seldsaam dat meeste van die betrokke deeltjies mekaar eintlik mis, maar tog interageer hulle elektromagneties of op ander maniere om sigbare skokgolwe en filamente te bewerkstellig. Dit was tot dusver moeilik om hierdie hoë-energie-gebeure weer te gee onder laboratoriumtoestande wat dié in 'n astrofisiese omgewing weerspieël, wat gelei het tot meningsverskille tussen fisici oor die meganismes wat aan die werk is in hierdie astrofisiese verskynsels.

Nou het die navorsers daarin geslaag om kritieke toestande van hierdie botsingslose skokke in die laboratorium weer te gee, sodat die prosesse wat binne hierdie reuse kosmiese smashups plaasvind, breedvoerig bestudeer kan word. Die nuwe bevindings word in die joernaal beskryf Fisiese oorsigbriewe, in 'n referaat van MIT Plasma Science and Fusion Center Senior Research Scientist Chikang Li, vyf ander by MIT en 14 ander regoor die wêreld.

Feitlik alle sigbare materie in die heelal is in die vorm van plasma, 'n soort sop van subatomiese deeltjies waar negatiewe gelaaide elektrone vrylik saam met positief gelaaide ione swem in plaas daarvan om in die vorm van atome met mekaar verbind te word. Die son, die sterre en die meeste wolke van interstellêre materiaal is van plasma.

Die meeste van hierdie interstellêre wolke is uiters taai, met so 'n lae digtheid dat ware botsings tussen hul samestellende deeltjies seldsaam is, selfs nie as een wolk teen 'n ander ineenstort teen 'n uiterste snelheid wat baie vinniger as 1000 kilometer per sekonde kan wees. Nietemin kan die resultaat 'n skouspelagtige helder skokgolf wees, wat soms baie strukturele detail bevat, insluitend lang agterste filamente.

Sterrekundiges het gevind dat baie veranderinge by hierdie skokgrense plaasvind, waar fisiese parameters 'spring', sê Li. Maar om die meganismes wat by botsingslose skokke plaasvind te ontsyfer, was moeilik, aangesien die kombinasie van uiters hoë snelhede en lae digthede moeilik op aarde kon ooreenstem.

Terwyl vroeër voorspelde botsingslose skokke voorspel is, was die eerste een wat direk geïdentifiseer is, in die 1960's, die boogskok wat deur die sonwind gevorm is, 'n sagte stroom deeltjies wat uit die son voortspruit wanneer dit die Aarde se magneetveld tref. Spoedig is baie sulke skokke deur sterrekundiges in die interstellêre ruimte herken. Maar in die dekades daarna "was daar baie simulasies en teoretiese modellering, maar 'n gebrek aan eksperimente" om te verstaan ​​hoe die prosesse werk, sê Li.

Li en sy kollegas het 'n manier gevind om die verskynsels in die laboratorium na te boots deur 'n straal lae-digtheid plasma op te wek met behulp van 'n stel van ses kragtige laserstrale, by die OMEGA-laserfasiliteit aan die Universiteit van Rochester, en dit op 'n dun mikpunt te rig. ommuurde plastieksak gevul met waterstofgas met lae digtheid. Die resultate het baie van die gedetailleerde onstabiliteite wat in die diep ruimte waargeneem is, weergegee, wat bevestig dat die toestande nou genoeg ooreenstem om 'n gedetailleerde, noukeurige studie van hierdie ontwykende verskynsels moontlik te maak. 'N Hoeveelheid wat die gemiddelde vrye pad van die plasma-deeltjies genoem word, is gemeet as veel groter as die breedte van die skokgolwe, sê Li, en voldoen dus aan die formele definisie van 'n botsingslose skok.

Aan die grens van die laboratorium-gegenereerde botsingslose skok, het die digtheid van die plasma dramaties gestyg. Die span kon die gedetailleerde effekte aan beide die stroomop- en stroomafkant van die skokfront meet, sodat hulle die meganismes wat betrokke was by die oordrag van energie tussen die twee wolke, kon onderskei, iets wat fisici jare lank probeer uitvind het. . Die resultate stem ooreen met een stel voorspellings gebaseer op iets wat die Fermi-meganisme genoem word, sê Li, maar verdere eksperimente sal nodig wees om 'n paar ander meganismes wat voorgestel is, definitief uit te sluit.

"Vir die eerste keer kon ons die struktuur direk meet" van belangrike dele van die botsingslose skok, sê Li. "Mense streef dit al 'n paar dekades na."

Die navorsing het ook getoon presies hoeveel energie oorgedra word na deeltjies wat deur die skokgrens beweeg, wat hulle versnel tot snelhede wat 'n beduidende fraksie van die ligsnelheid is, wat kosmiese strale veroorsaak. 'N Beter begrip van hierdie meganisme' was die doel van hierdie eksperiment, en dit is wat ons gemeet het ', sê Li en let op dat hulle 'n volledige spektrum van die energieë van die elektrone wat deur die skok versnel word, vasgelê het.

"Hierdie verslag is die nuutste aflewering in 'n transformerende reeks eksperimente wat jaarliks ​​sedert 2015 gerapporteer word om 'n werklike astrofisiese skokgolf na te volg ter vergelyking met ruimtewaarnemings," sê Mark Koepke, 'n professor in fisika aan die Universiteit van West Virginia en voorsitter van die Omega. Laser Facility User Group, wat nie by die studie betrokke was nie. "Rekenaarsimulasies, ruimtewaarnemings en hierdie eksperimente versterk die fisika-interpretasies wat ons begrip van die partikelversnellingsmeganismes bevorder in kosmiese gebeurtenisse met hoë energie-digtheid soos gammastraal-bars-geïnduseerde uitvloei van relativistiese plasma."


Inhoud

Die eerste HH-voorwerp is in die laat 19de eeu deur Sherburne Wesley Burnham waargeneem toe hy die ster T Tauri met die 36-duim (910 mm) brekings-teleskoop by Lick Observatory waargeneem en 'n klein newelagtige nabyheid opgemerk het. [1] Daar word vermoed dat dit 'n emissie-nevel is, wat later bekend geword het as Burnham's Nebula, en word nie as 'n duidelike klas voorwerp erken nie. [2] Daar is gevind dat T Tauri 'n baie jong en veranderlike ster is, en is die prototipe van die klas soortgelyke voorwerpe bekend as T Tauri-sterre wat nog nie 'n toestand van hidrostatiese ewewig tussen gravitasie-ineenstorting en energie-opwekking deur kernfusie moes bereik nie. by hul sentrums. [3] Vyftig jaar na die ontdekking van Burnham, is verskeie soortgelyke newels met byna steragtige voorkoms ontdek. Beide Haro en Herbig het gedurende die veertigerjare onafhanklike waarnemings van verskeie van hierdie voorwerpe in die Orionnevel gedoen. Herbig het ook na Burnham se newel gekyk en gevind dat dit 'n ongewone elektromagnetiese spektrum vertoon met prominente emissielyne van waterstof, swael en suurstof. Haro het bevind dat al die voorwerpe van hierdie soort in infrarooi lig onsigbaar was. [2]

Na hul onafhanklike ontdekkings het Herbig en Haro mekaar ontmoet op 'n sterrekundekonferensie in Tucson, Arizona in Desember 1949. Herbig het aanvanklik min aandag geskenk aan die voorwerpe wat hy ontdek het, veral met die nabygeleë sterre, maar na die bevindinge van Haro het hy uitgevoer meer gedetailleerde studies daarvan. Die Sowjet-sterrekundige Viktor Ambartsumian het die voorwerpe hul naam gegee (Herbig-Haro-voorwerpe, gewoonlik verkort tot HH-voorwerpe), en op grond van hul voorkoms naby jong sterre ('n paar honderdduisend jaar oud), het hulle voorgestel dat hulle 'n vroeë stadium in die formasie sou kon verteenwoordig. van T Tauri-sterre. [2] Studies van die HH-voorwerpe het getoon dat hulle hoogs geïoniseerd was, en vroeë teoretici het bespiegel dat dit weerkaatsingsnebusse was wat warm sterre diep in die binnekant bevat. Maar die afwesigheid van infrarooi bestraling van die newels het beteken dat daar geen sterre in hulle kon wees nie, want dit sou oorvloedige infrarooi lig uitstraal. In 1975 het die Amerikaanse sterrekundige R. D. Schwartz geteoretiseer dat winde van T Tauri-sterre by die ontmoeting skokke in die omgewingsmedium veroorsaak, wat sigbare lig tot gevolg het. [2] Met die ontdekking van die eerste proto-sterrestraal in HH 46/47, het dit duidelik geword dat HH-voorwerpe inderdaad deur skok geïnduseerde verskynsels is, met skokke wat deur 'n gekollimeerde straal vanaf protostars gedryf word. [2] [4]

Sterre vorm deur die swaartekrag van interstellêre gaswolke. Namate die ineenstorting die digtheid verhoog, neem die verlies aan stralingsenergie af as gevolg van verhoogde ondeursigtigheid. Dit verhoog die temperatuur van die wolk wat verdere ineenstorting voorkom en 'n hidrostatiese ewewig word tot stand gebring. Gas val steeds in die rigting van die kern in 'n roterende skyf. Die kern van hierdie stelsel word 'n protostêr genoem. [5] Sommige van die aanwas materiaal word langs die ster se rotasie-as uitgestoot in twee strale gedeeltelik geïoniseerde gas (plasma). [6] Die meganisme vir die vervaardiging van hierdie gekollimateerde bipolêre stralers word nie heeltemal verstaan ​​nie, maar daar word geglo dat interaksie tussen die aanwasskyf en die sterre magnetiese veld sommige van die aanwas materiaal binne 'n paar astronomiese eenhede van die ster weg van die skyf versnel. vliegtuig. Op hierdie afstande is die uitvloeiing uiteenlopend en waai dit onder 'n hoek van 10-30 ° uit, maar word dit toenemend gekollimeer op afstande van tien tot honderde astronomiese eenhede vanaf die bron, omdat die uitbreiding daarvan beperk word. [7] [8] Die strale voer ook die oortollige hoekmoment as gevolg van die aanwas van materiaal op die ster weg, wat andersins die ster te vinnig sal laat draai en disintegreer. [8] Wanneer hierdie stralers met die interstellêre medium bots, gee dit aanleiding tot die klein vlekke helder emissie wat HH-voorwerpe bevat. [9]

Elektromagnetiese emissie van HH-voorwerpe word veroorsaak wanneer hul geassosieerde skokgolwe met die interstellêre medium bots, wat die 'terminale werkoppervlakke' noem. [10] Die spektrum is deurlopend, maar het ook intense emissielyne van neutrale en geïoniseerde spesies. [6] Spectroskopiese waarnemings van HH-voorwerpe se doppler-verskuiwings dui op snelhede van etlike honderde kilometer per sekonde, maar die emissielyne in daardie spektra is swakker as wat verwag sou word van sulke snelbotsings. Dit dui daarop dat van die materiaal waarmee hulle bots, ook langs die balk beweeg, hoewel dit teen 'n laer spoed is. [11] [12] Spectroskopiese waarnemings van HH-voorwerpe wys dat hulle met 'n snelheid van 'n paar honderd kilometer per sekonde van die bronsterre wegbeweeg. [2] [13] In onlangse jare het die hoë optiese resolusie van die Hubble-ruimteteleskoop die regte beweging (beweging langs die lugvlak) van baie HH-voorwerpe aan die lig gebring in waarnemings wat 'n paar jaar uitmekaar gespasieer is. [14] [15] Terwyl hulle van die ouerster af wegbeweeg, ontwikkel HH-voorwerpe aansienlik en wissel die helderheid op tydskale van enkele jare. Individuele kompakte knope of polle binne 'n voorwerp kan verhelder en vervaag of heeltemal verdwyn, terwyl daar gesien word dat nuwe knope verskyn. [8] [10] Dit ontstaan ​​waarskynlik as gevolg van die presessie van hul stralers, [16] [17] saam met die polsende en afwisselende uitbarstings van hul ouersterre. [9] Vinniger stralers haal vroeër stadiger strale in, wat die sogenaamde "interne werkoppervlakke" skep, waar gasstrome bots en skokgolwe en gevolglike uitstoot veroorsaak. [18]

Die totale massa wat deur sterre uitgestoot word om tipiese HH-voorwerpe te vorm, word geskat op die orde van 10 −8 tot 10 −6 M per jaar, [16] 'n baie klein hoeveelheid materiaal in vergelyking met die massa van die sterre self [19], maar beloop ongeveer 1–10% van die totale massa wat die bronsterre in 'n jaar akkretreer. [20] Massaverlies is geneig om af te neem met die toenemende ouderdom van die bron. [21] Die temperature waargeneem in HH-voorwerpe is tipies ongeveer 9,000-12,000 K, [22] soortgelyk aan dié wat in ander geïoniseerde newels soos H II-streke en planetêre newels voorkom. [23] Dichthede daarenteen is hoër as in ander newels, en wissel van enkele duisende tot enkele tienduisende deeltjies per cm3, [22] vergeleke met enkele duisende deeltjies per cm3 in die meeste H II streke en planetêre newels. [23]

Digthede neem ook af namate die bron oor tyd ontwikkel. [21] HH-voorwerpe bestaan ​​meestal uit waterstof en helium, wat onderskeidelik ongeveer 75% en 24% van hul massa uitmaak. Ongeveer 1% van die massa HH-voorwerpe bestaan ​​uit swaarder chemiese elemente, insluitend suurstof, swael, stikstof, yster, kalsium en magnesium. Die oorvloed van hierdie elemente, bepaal uit die emissielyne van die onderskeie ione, is gewoonlik soortgelyk aan hul kosmiese oorvloed. [19] Daar word geglo dat baie chemiese verbindings wat in die omliggende interstellêre medium voorkom, maar wat nie in die bronmateriaal voorkom nie, soos metaalhidiede, deur chemiese reaksies wat deur die skok veroorsaak word, geproduseer is. [7] Ongeveer 20-30% van die gas in HH-voorwerpe is geïoniseer naby die bronster, maar hierdie verhouding neem af op toenemende afstande. Dit impliseer dat die materiaal in die poolstraal geïoniseer word en weer saamkom as dit van die ster af beweeg, eerder as om geïoniseer te word deur latere botsings. [22] Skokkend aan die einde van die straal kan materiaal weer ioniseer, wat aanleiding gee tot helder "doppies". [6]

HH-voorwerpe word benoem in volgorde van hul identifikasie. HH 1/2 is die vroegste wat sulke voorwerpe geïdentifiseer is. [24] Meer as duisend individuele voorwerpe is nou bekend. [7] Hulle kom altyd in stervormende H II-streke voor, en word dikwels in groot groepe aangetref. [9] Hulle word tipies waargeneem naby Bok-bolletjies (donker newels wat baie jong sterre bevat) en kom dikwels daaruit voor. Verskeie HH-voorwerpe is naby 'n enkele energiebron gesien en vorm 'n string voorwerpe langs die lyn van die polêre as van die ouerster. [7] Die aantal bekende HH-voorwerpe het die afgelope paar jaar vinnig toegeneem, maar dit is 'n baie klein deel van die geskatte tot 150 000 in die Melkweg, [25] waarvan die oorgrote meerderheid te ver weg is om te wees opgelos. Die meeste HH-voorwerpe lê binne ongeveer een parsek van hul ouerster. Baie word egter 'n paar parseke ver gesien. [21] [22]

HH 46/47 is ongeveer 450 parsek (1 500 ligjaar) weg van die son af en word aangedryf deur 'n klas I-protostar-binêre. Die bipolêre straal val teen 300 kilometer per sekonde in die omliggende medium en produseer twee emissiekappe van ongeveer 2,6 parsek (8,5 ligjaar) uitmekaar. Uitvloei van die straler gaan gepaard met 'n 0,3 parsek (0,98 ligjaar) lang molekulêre gasuitvloei wat deur die straal self opgesweep word. [7] Infraroodstudies deur Spitzer Space Telescope het 'n verskeidenheid chemiese verbindings in die molekulêre uitvloei onthul, insluitend water (ys), metanol, metaan, koolstofdioksied (droë ys) en verskillende silikate. [7] [26] HH 34, geleë ongeveer 460 parsek (1 500 ligjaar) weg in die Orion A-molekulêre wolk, word vervaardig deur 'n sterk gekollimeerde bipolêre straal wat aangedryf word deur 'n klas I-protostaar. Materie in die straler beweeg ongeveer 220 kilometer per sekonde. Aan die weerskante van die bron is twee helder boogskokke, geskei deur ongeveer 0,44 parsek (1,4 ligjaar), gevolg deur 'n reeks flouer op groter afstande, wat die hele kompleks ongeveer 3 parsek (9,8 ligjaar) maak. lank. Die straal word omring deur 'n 0,3 parsek (0,98 ligjaar) lang, swak molekulêre uitvloei naby die bron. [7] [27]

Die sterre waaruit HH-stralers uitgestraal word, is almal baie jong sterre, 'n paar tienduisende tot ongeveer 'n miljoen jaar oud. Die jongste hiervan is nog prototjins wat besig is om die gasse op te vang. Sterrekundiges verdeel hierdie sterre in klasse 0, I, II en III, volgens hoeveel infrarooi-straling die sterre uitstraal. [28] 'n Groter hoeveelheid infrarooi-bestraling impliseer 'n groter hoeveelheid koeler materiaal wat die ster omring, wat daarop dui dat dit steeds saamsmelt. Die nommering van die klasse ontstaan ​​omdat klas 0-voorwerpe (die jongste) eers ontdek is voordat klasse I, II en III reeds gedefinieer is. [29] [28]

Klas 0-voorwerpe is slegs 'n paar duisend jaar oud so jonk dat hulle nog nie kernversmeltingsreaksies in hul sentrums ondergaan nie. In plaas daarvan word hulle slegs aangedryf deur die potensiële gravitasie-energie wat vrygestel word wanneer materiaal op hulle val. [30] Hulle bevat meestal molekulêre uitvloei met lae snelhede (minder as honderd kilometer per sekonde) en swak emissies in die uitvloei. [17] Kernfusie het in die kern van klasse I-voorwerpe begin, maar gas en stof val steeds op hul oppervlaktes vanaf die omliggende newel, en die grootste deel van hul helderheid word deur gravitasie-energie verreken. Hulle is oor die algemeen nog gehul in digte wolke van stof en gas, wat al hul sigbare lig verdoesel en gevolglik slegs op infrarooi en radiogolflengtes waargeneem kan word. [31] Uitvloei uit hierdie klas word oorheers deur geïoniseerde spesies en snelhede kan tot 400 kilometer per sekonde wissel. [17] Die invalling van gas en stof is grotendeels in Klas II-voorwerpe (Klassieke T Tauri-sterre) afgehandel, maar hulle word steeds omring deur skywe stof en gas en lewer swak uitvloei van lae helderheid. [17] Klas III-voorwerpe (T-Tauri-sterre met 'n swak lyn) bevat slegs oorblyfsels van hul oorspronklike aanwasskyf. [28]

Ongeveer 80% van die sterre wat aanleiding gee tot HH-voorwerpe is binêre of meervoudige stelsels (twee of meer sterre wat om mekaar wentel), wat 'n baie hoër persentasie is as dié wat gevind word vir sterre met lae massa in die hoofreeks. Dit kan aandui dat binêre stelsels meer geneig is om die stralers te genereer wat aanleiding gee tot HH-voorwerpe, en bewyse dui daarop dat die grootste HH-uitvloeiings kan ontstaan ​​wanneer meervoudige sterrestelsels uiteenval. [32] Daar word gedink dat die meeste sterre uit meervoudige sterstelsels afkomstig is, maar dat 'n aansienlike fraksie van hierdie stelsels onderbreek word voordat hul sterre die hoofreeks bereik as gevolg van gravitasie-interaksies met nabygeleë sterre en digte gaswolke. [32] [33]

Die eerste en tans enigste (vanaf Mei 2017) grootskaalse Herbig-Haro-voorwerp rondom 'n proto-bruin dwerg is HH 1165, wat verbind is met die proto-bruin dwerg Mayrit 1701117. HH 1165 het 'n lengte van 0,8 ligjaar (0.26 parsec) en is geleë in die omgewing van die sigma Orionis-groep. Voorheen is slegs klein ministrale (≤0,03 parsec) rondom proto-bruin dwerge gevind. [34] [35]

HH-voorwerpe geassosieer met baie jong sterre of baie massiewe protostars word dikwels op die optiese golflengtes versteek deur die wolk van gas en stof waaruit hulle vorm. Die tussenliggende materiaal kan die visuele grootte verminder deur faktore van tien of selfs honderde by optiese golflengtes. Sulke diep ingebedde voorwerpe kan slegs op infrarooi of radiogolflengtes waargeneem word, [36] gewoonlik in die frekwensies van warm molekulêre waterstof of warm koolstofmonoksiedemissie. [37] In onlangse jare het infrarooi beelde tientalle voorbeelde van 'infrarooi HH-voorwerpe' onthul. Die meeste lyk soos boegolwe (soortgelyk aan die golwe aan die kop van 'n skip), en word dus meestal molekulêre "boegskokke" genoem. Die fisika van infrarooi boogskokke kan op dieselfde manier verstaan ​​word as dié van HH-voorwerpe, aangesien hierdie voorwerpe in wese dieselfde is - supersoniese skokke wat aangedryf word deur gekollimeerde stralers van die teenoorgestelde pole van 'n protostêr. [38] Dit is net die toestande in die straal en omliggende wolk wat verskil, wat infrarooi-emissie van molekules veroorsaak eerder as optiese emissie van atome en ione. [39] In 2009 is die akroniem "MHO", vir die molekulêre waterstof-emissie-lyn-voorwerp, goedgekeur vir sulke voorwerpe wat in naby-infrarooi opgespoor is, deur die International Astronomical Union Working Group on Designations, en is in hul aanlynverwysing aangegaan. Woordeboek van nomenklatuur van hemelse voorwerpe. [38] Die MHO-katalogus bevat meer as 2000 voorwerpe.


Word daar boogskokke in die sigbare spektrum gesien? - Sterrekunde

MEERVOUDIGE RUIMTEVLOEI BOOGSKOK DRAADBASIS

Die boogskok van die aarde verteenwoordig die buitenste grens tussen die gebied van die ruimte wat beïnvloed word deur die Aarde se magnetiese veld en die grootliks ongestoorde interplanetêre medium wat van die son af stroom. Hierdie grens word jare lank deur satelliete wat om die aarde wentel, oorskry. Ons het 'n databasis van boogskokkruisings vanaf IMP 8, Geotail, Magion-4 en Cluster opgestel om statistiese studies en kruisvergelykings tussen satelliete te vergemaklik. Verdere besonderhede oor die bronne en beplande dekking van hierdie gegewens word hieronder gegee.
Die onderliggende ASCII-lêers is ftp-toeganklik. Die primêre uitset vanaf hierdie koppelvlak is een lyn per boogskokoorgang met parameters wat in die regterkantste blokkies hieronder gekies is en met parameters wat voldoen aan die gebruikersspesifieke reekse aan die regterkant. Uitset word eers volgens ruimtetuie en dan op tyd gesorteer, tensy die gebruiker 'n alternatiewe sorteer hieronder spesifiseer. Daar is ook 'n uitsetopsie vir spreidiagram beskikbaar.
Die latere woorde (24-36) is by SPDF bereken. Tydmerke word in voetnoot 1 bespreek.

Voer asseblief u keuse in en klik dan op die Indien knoppie hieronder.


Titel: 'n Opname vir Hα-pulsarboogskokke

Ons rapporteer oor 'n opname vir die uitstoot van Hα-boogskokke rondom nabygeleë γ-bespeurde energieke pulse. Hierdie opname voeg drie Balmer-oorheersde neutronsterboogskokke by die ses voorbeelde wat voorheen bevestig is. Benewens die skok rondom Fermi-pulsar PSR J1741–2054, rapporteer ons nou Hα-strukture rondom twee addisionele γ-straalpulsars, PSR J2030 + 4415 en PSR J1509-5850. Dit is die eerste bekende voorbeelde van Hα-newels met pre-ionisasie-halo's. Met nuwe metings wys ons dat 'n eenvoudige analitiese model die hoekgrootte en vloed van die boogskokke se toppe kan verantwoord. Veral laasgenoemde bied 'n nuwe pulssond en dui op groot traagheidsmomente en kleiner afstande as wat in verskillende gevalle voorheen aanvaar is. In die besonder wys ons dat die hergemete PSR J0437-4715 skokvloei impliseer dat I = (1,7 ± 0,2) × 10/ (f sin i) g cm. Ons lei ook 'n afstand d ≈ 0,72 kpc vir die slegs γ-straal-pulsar PSR J2030 + 4415 en hersiene afstande vir PSR's J1959 + 2048 (1,4 kpc) en J2555 + 6535 (∼1 kpc), kleiner as die konvensionele DM-geskatte waardes . Laastens rapporteer ons boonste perke vir 94 bykomende LAT-pulse. 'N Skatting van die sensitiwiteit van die opname dui aan dat vir 'n warm neutrale mediumvulfaktor φ ∼ 0,3 daar moet 'n totaal van ongeveer nege Hα-boogskokke in ons LAT-gerigte opname wees, aangesien sewe sulke voorwerpe nou bekend is, 'n veel groter φ lyk problematies. & laquo minder


Die regte nuus oor Ophiuchus: daar is 'n wegholster wat daardeur ploeg

Die blou ster naby die middel van hierdie beeld is Zeta Ophiuchi, 'n wegholster wat deur die konstellasie Ophiuchus ploeg. Krediet: NASA / JPL-Caltech / UCLA

Dit lyk asof baie mense op die hoogte is van die & # 8220new & # 8221 -teken in die diereriem, Ophiuchus, en die nuus dat al die sterretekens nie meer met die werklike konstellasies ooreenstem nie. Natuurlik het * die meeste * van ons al geweet dat nuus eeue oud is, en dat die diereriem geen effek op ons lewens het nie (en die meeste lesers van Universe Today, in elk geval!) Nou vir 'n paar regte nuus oor Ophiuchus: NASA & # 8217s Wide-field Infrared Survey Explorer, of WISE, het 'n massiewe, wegholster gevind, genaamd Zeta Ophiuchi wat deur 'n wolk ruimtestof in Ophiuchus ploeg. Die resultaat is 'n briljante boogskok, hier gesien as 'n geel boog in hierdie pragtige nuwe beeld.

Zeta Ophiuchi is 'n groot mamma, met 'n massa van ongeveer 20 keer die van ons son. In hierdie beeld, waarin infrarooi lig vertaal is in sigbare kleure wat ons met ons oë sien, verskyn die ster as die blou kol binne die boogskok.

Zeta Ophiuchi het een keer om 'n sterker ster gegaan. Maar dit was 'n noodlottige aantrekkingskrag. Toe die ster in 'n supernova ontplof, het Zeta Ophiuchi soos 'n koeël weggeskiet. Dit & # 8217; s reis met 'n yslike 24 kilometer per sekonde (54.000 myl per uur), en op pad na die boonste linker gedeelte van die foto.

Terwyl die ster deur die ruimte skeur, stoot sy kragtige winde gas en stof uit sy pad en in 'n boogskok. Die materiaal in die boogskok is so saamgepers dat dit gloei met infrarooi lig wat WISE kan sien. Die effek is soortgelyk aan wat gebeur as 'n boot deur water spoed en 'n golf daarvoor druk.

Hierdie boogskok is heeltemal weggesteek in sigbare lig. Infrarooi-beelde soos hierdie van WISE is dus belangrik om nuwe lig oor die streek te werp.

En dit is die regte nuus van Ophiuchus.

Maar as u die astronomiese datums van astrologiese tekens (en nie astroloë nie) wil weet, is dit hier (met toestemming van Live Science, via Discovery Space & # 8212, sien die twee skakels as u al die opgewondenheid gemis het oor sterretekens verander & # 8230):

Steenbok: 20 Januarie-Feb. 16.
Waterman: 16 Februarie - 11 Maart.
Vis: 11 Maart - 18 April.
Ram: 18 April - 13 Mei.
Taurus: 13 Mei - 21 Junie.
Tweeling: 21 Junie - 20 Julie.
Kanker: 20 Julie - Aug. 10.
Leo: 10 Augustus - Sept. 16.
Maagd: 16 September - Oktober. 30.
Weegskaal: 30 Oktober - Nov. 23.
Skerpioen: 23-29 November.
Ophiuchus: 29 Nov.-Des. 17.
Boogskutter: 17 Desember - Jan. 20.


Infrarooi eweknieë

Herbig-Haro (HH) voorwerpe wat verband hou met baie jong sterre of baie massiewe protostars, word dikwels op die optiese golflengtes van die sig versteek deur die wolk van gas en stof waaruit hulle vorm. Hierdie omliggende natuurlike materiaal kan tiene of selfs honderde groottes uitsterf op optiese golflengtes. Sulke diep ingebedde voorwerpe kan slegs op infrarooi of radiogolflengtes waargeneem word, gewoonlik in die lig van warm molekulêre waterstof of warm emissie van koolstofmonoksied.

In onlangse jare het infrarooi-beelde tientalle voorbeelde van HH-voorwerpe & quot; Die meeste lyk soos booggolwe (soortgelyk aan die golwe aan die kop van 'n seilskip), en word gewoonlik molekulêre & quotboogskokke & quot genoem. Net soos HH-voorwerpe word hierdie supersoniese skokke aangedryf deur gekollimeerde strale vanaf die twee pole van 'n protostêr. Hulle vee op of & quotentrain & quot die omliggende digte molekulêre gas om 'n deurlopende vloei van materiaal te vorm, wat na verwys word as 'n Bipolêre uitvloei. Infrarooi boogskokke beweeg honderde kilometers per sekonde en verhit gas tot honderde of selfs duisende grade. Omdat hulle geassosieer word met die jongste sterre, waar die aanwas besonder sterk is, word infrarooi boogskokke gewoonlik met kragtiger stralers geassosieer as hul optiese HH-neefs.

Die fisika van infrarooi boogskokke kan op dieselfde manier as die van HH-voorwerpe verstaan ​​word, aangesien hierdie voorwerpe in wese dieselfde is - dit is slegs die toestande in die straal en omliggende wolk wat verskil, wat infrarooi-emissie van molekules veroorsaak eerder as optiese emissie van atome en ione.


Withbroe, G. L. & amp Noyes, R. W. Massa en energievloei in die sonchromosfeer en korona. Annu. Ds Astron. Astrofis. 15, 363–387 (1977).

Feldman, U., Landi, E. & amp Schwadron, N. A. Oor die bronne van vinnige en stadige sonwind. J. Geophys. Res. 110, A07109 (2005).

Harra, L. K. et al. Uitvloei aan die rand van aktiewe streke: bydrae tot sonvorming? Astrofis. J. 676, L147 – L150 (2008).

Katsukawa, Y. et al. Kleinskaalse stralerige kenmerke in penumbrale chromosfere. Wetenskap 318, 1594–1597 (2007).

Vissers, G. J. M., Rouppe van der Voort, L. H. M. & amp Carlsson, M. Bewyse vir 'n oorgangsstreekreaksie op penumbrale mikrostrale in sonvlekke. Astrofis. J. 811, 33–38 (2015).

Tiwari, S. K., Moore, R. L., Winebarger, A. R. & amp Alpert, S. E. Oorgangsgebied / koronale handtekeninge en magnetiese ondergang van sonvlek penumbrale strale: Hinode (SOT / FG), Hi-C en SDO / AIA waarnemings. Astrofis. J. 816, 92 (2016).

Cargill, P. J. & amp Klimchuk, J. A. Nanoflare verhitting van die korona herbesoek. Astrofis. J. 605, 911–920 (2004).

Aschwanden, M. J., Winebarger, A., Tsiklauri, D. & amp Peter, H. The coronal heating paradox. Astrofis. J. 659, 1673–1681 (2007).

Klimchuk, J. A. Belangrikste aspekte van koronale verwarming. Phil. Trans. R. Soc. A 373, 20140256 (2015).

Ryutova, M., Berger, T., Frank, Z. & amp Title, A. Oor die skiereilandagtige stralings en chromosferiese boogskokke. Astrofis. J. 686, 1404–1419 (2008).

Bharti, L., Solanki, S. K. & amp Hirzberger, J. Lambda-vormige stralers van 'n penumbrale indringing in 'n sonvlek umbra: 'n moontlikheid vir magnetiese heraansluiting. Astron. Astrofis. 597, A127 (2017).

Priester, E. R. Magnetohydrodinamika van die son (Cambridge Univ. Press, Cambridge, 2014).

Crocco, L. in Hoëspoed-aërodinamika en straalaandrywing: Grondbeginsels van gasdinamika Vol III (red. Emmons, H. W.) 110–130 (Princeton Univ. Press, Princeton, 1958).

De Pontieu, B. et al. Die beeldspektrograaf van die koppelvlakstreek (IRIS). Sol. Fis. 289, 2733–2779 (2014).

De Pontieu, B. et al. Oor die voorkoms van kleinskaalse draai in die sonchromosfeer en oorgangsgebied. Wetenskap 346, 1255732 (2014).

Wójcik, D. P. Numeriese model van magnetohydrodinamiese golwe in die sonatmosfeer. MSc-proefskrif, Maria Curie-Skłodowska Univ. (2016).

Konkol, P., Murawski, K. & amp Zaqarashvili, T. V. Numeriese simulasies van magnetoakoestiese ossillasies in 'n gravitasie-gestratifiseerde sonkorona. Astron. Astrofis. 537, A96 (2012).

Avrett, E. H. & amp Loeser, R. Modelle van die sonchromosfeer en oorgangsgebied van SUMER- en HRTS-waarnemings: vorming van die ekstreme-ultraviolette spektrum van waterstof, koolstof en suurstof. Astrofis. J. Aanvulling 175, 229–276 (2008).

Kuźma, B. et al. 2-fluid numerical simulations of solar spicules. Astrophys. J. 849, 78 (2017).

Oliver, R., Soler, R., Terradas, J. & Zaqarashvili, T. V. Dynamics of coronal rain and descending plasma blobs in solar prominences. II. Partially ionized case. Astrophys. J. 818, 128 (2016).

Khomenko, E. On the effects of ion-neutral interactions in solar plasmas. Plasma Phys. Contr. Fusion 59, 014038 (2017).

Edwards, S. J., Parnell, C. E., Harra, L. K., Culhane, J. L. & Brooks, D. H. A comparison of global magnetic field skeletons and active-region upflows. Sol. Fis. 291, 117–142 (2016).

Jess, D. et al. Alfvén waves in the lower solar atmosphere. Wetenskap 323, 1582–1585 (2009).

McIntosh, S. et al. Alfvénic waves with sufficient energy to power the quiet solar corona and fast solar wind. Aard 475, 477–480 (2011).

Srivastava, A. K. et al. High-frequency torsional Alfvén waves as an energy source for coronal heating. Sci. Rep. 7, 43147 (2017).

Cirtain, J. W. et al. Energy release in the solar corona from spatially resolved magnetic braids. Aard 493, 501–503 (2013).

Yang, S., Zhang, J., Jiang, F. & Xiang, Y. Oscillating light wall above a sunspot light bridge. Astrophys. J. 804, L27 (2015).

Tian, H. et al. Observations of subarcsecond bright dots in the transition region above sunspots with the interface region imaging spectrograph. Astrophys. J. 790, L29 (2014).

Alpert, S. E., Tiwari, S. K., Moore, R. L., Winebarger, A. R. & Savage, S. L. Hi-C observations of sunspot penumbral bright dots. Astrophys. J. 822, 35 (2016).


That’s Not a Comet, that’s a Star

If you take a quick look at the photograph with this story you’d think you’re looking at a comet. I’ve actually got it cut down the image a little to fit the website. To really see the full-sized version, check out this link. Well, that’s not a comet, it’s actually the star Mira, moving so fast through interstellar space that it’s leaving a tail behind.

Mira is an older, red giant star shedding massive amounts of material into space. As the star moves quickly through interstellar space, the particles slow down, and remain as a long tail stretching behind. In fact, this tail is 13 light-years long, or 20,000 times the average distance of Pluto from the Sun.

The image was captured by NASA’s Galaxy Evolution Explorer satellite, and the researchers announced their findings during a NASA press conference today. Their research will be published in the latest issue of the journal Aard.

Billions of years ago, Mira was probably quite similar to our own Sun. As it ran out of hydrogen fuel, the star swelled up, becoming an enormous red giant. It’s known as a variable red giant, and pulsates on a regular basis, puffing up its outer layers and brightening enough to be visible with the unaided eye. Eventually the star will run out of material, and settle down as a white dwarf star.

Since it’s traveling at 130 km/s (80 miles/s), all this material cast off by Mira builds up on the leading side it creates a bow shock in the front, where sloughed off gas is compressed as it encounters the interstellar winds. The compression causes the gas to heat up and blaze in the ultraviolet spectrum. This material then swirls around behind the star, creating a turbulent, tail-like wake. Since the tail is only visible in the ultraviolet spectrum, it took NASA’s Galaxy Evolution Explorer -which mainly observes in ultraviolet – to find it.


Verwysings

Anderson, K. A., Energetic electrons of terrestrial origin behind the bow shock and upstream in the solar wind, J. Geophys. Res., 74, 95, 1969.

Anderson, K. A. et al., Thin sheets of energetic electrons upstream from the Earth’s bow shock, Geophys. Res. Lett., 6, 401, 1979.

Blandford, R. D. and J. P. Ostriker, Particle acceleration by astrophysical shocks, Astrophys. J., 221, L29–L32, 1978.

Fairfield, D. H., Whistler waves observed upstream from collisionless shocks, J. Geophys. Res., 79, 1368–1378, 1974.

Fan, C. Y. et al., Evidence for >30keV electrons accelerated in the shock transition region beyond the Earth’s magnetospheric boundary, Fis. Ds Lett., 13, 149, 1964.

Frank, L. A. and J. A. Van Allen, Measurements of energetic electrons in the vicinity of the sunward magnetospheric boundary with Explorer 14, J. Geophys. Res., 69, 4923, 1964.

Giacalone, J., Particle acceleration at shocks moving through an irregular magnetic field, Astrophys. J., 624, 765, 2005.

Gosling et al., Suprathermal electrons at Earth’s bow shock, J. Geophys. Res., 94, 10,011–10,025, 1989.

Horbury et al., Four spacecraft measurements of the quasiperpendicular terrestrial bow shock: Orientation and motion, J. Geophys. Res., 107, 273, 2002.

Jokipii, J. R. and J. Giacalone, Adiabatic compression acceleration of fast charged particles, Astrophys. J., 660, 336, 2007.

Kasaba, Y. et al., Statistical studies of plasma waves and backstreaming electrons in the terrestrial electron foreshock observed by Geotail, J. Geophys. Res., 105, 79–103, 2000.

Kokubun et al., The GEOTAIL magnetic-field experiment, J. Geomag. Geoelectr., 46, 7–21, 1994.

Matsui, H. et al., Long-duration whistler waves in the magnetosheath: Wave characteristics and the possible source region, J. Geophys. Res., 102, 17,583–17,593, 1997.

Means, J. D., Use of three-dimensional covariance matrix in analyzing the polarization properties of plane waves, J. Geophys. Res., 77, 5551, 1972.

Mukai, T. et al., The Low Energy Particle (LEP) experiment onboard the GEOTAIL satellite, J. Geomag. Geoelectr., 46, 669–692, 1994.

Oka, M. et al., Whistler critical Mach number and electron acceleration at the bow shock: Geotail observation, Geophys. Res. Lett., 33, L24104, 2006.

Orlowski, D. S. et al., On the source of upstream whistlers in the Venus foreshock, in COSPAR Colloquia, Plasma environments of nonmagnetic Planets, vol. 4, edited by T. I. Gombosi, 217–227, Pergamon Press, New York, 1994.

Orlowski, D. S. et al., Damping and spectral formation of upstream whistlers, J. Geophys. Res., 100, 17,117–17,128, 1995.

Paschmann, G. and P. W. Daly, Analysis methods for multi-spacecraft data, ISSI Scientific Report, SR-001, pp. 536, 1998.

Peredo, M. et al., Three-dimensional position and shape of the bow shock and their variation with Alfvenic, sonic and magnetosonic Mach numbers and interplanetary magnetic field orientation, J. Geophys. Res., 100, 7907–7916, 1995.

Sentman, D. D. et al., The oblique whistler instability in the earths fore-shock, J. Geophys. Res., 88, 2048–2056, 1983.

Sonnerup, B. U. Ö. and L. J. Cahill Jr., Magnetopause structure and attitude from Explorer 12 observations, J. Geophys. Res., 72, 171–183, 1967.

Tokar, R. L. et al., Whistler mode turbulence generated by electron beams in the bow shock, J. Geophys. Res., 89, 105, 1984.

Vandas, M., Acceleration of electrons by a nearly perpendicular Earth’s bow shock: A comparison between observation and theory, Bull. Astron. Inst. Czech, 40, 175–188, 1989.