Sterrekunde

Akkretieskyfies - waarom is dit skyfvormig, eerder as bolvormig?

Akkretieskyfies - waarom is dit skyfvormig, eerder as bolvormig?


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.

Die teorie (kortliks) oor aanwas-skywe is dat goed wat in die swart gat val, waarskynlik nie direk daarin sal val nie, maar dit sal mis en in 'n baan gaan, miskien vir 'n lang tyd, miskien vir 'n kort tydjie, voordat dit uiteindelik val in. Dit maak sin.

Maar waarom skyfies? Sou die saak wat in die BH val, nie van alle kante af kom nie en dus in alle vlakke rondom die BH in 'n baan val, nie net een nie? Of, as dit eers 'n sweempie van 'vlakvoorkeur' in die puin is, sal dit selfversterkend wees, en enigiets wat daarna in 'n wentelbaan om die BH val, sal iets op die skyf tref en uiteindelik beland (miskien na baie botsings) ook op die skyf rondgevee word?


Daar is twee verskillende effekte hier, en hulle hou albei verband met viskeuse kragte in die aanwas.

Eerstens, as die inhalende materie 'n nie-nul hoekmomentvektor $ mathbf {L} $ het, beskou dan 'n vlak loodreg op hierdie vektor. Weens die behoud daarvan kan ons nie van die rotasie langs hierdie vlak ontslae raak nie, maar die komponent van die hoekmomentum wat ortogonaal is aan die vlak is nul. Aangesien die aanwas materiaal verhit en energie uitstraal, word die energie uit die gravitasiepotensiaal geneem, wat verminder word deur die materie-deeltjies nader aan mekaar te bring. Sulke interaksies is dus geneig om die materie plat te maak in die vlak wat reghoekig is met die hoekmoment daarvan.

Maar daar is nog iets wat gebeur vir roterende swart gate, as 'n kombinasie van sy swaartekragmagnetiese veld en viskose kragte in die materie, wat die saak dryf na die vlak van die draai van die swart gat, ongeag die aanvanklike hoekmomentum daarvan. Dit word die genoem Bardeen-Petterson-effek [1]:

In 'n aanwasskyf laat viskositeit elke ring van die gas inwaarts in die rigting van die gat draai met 'n radiale snelheid $ | u ^ r | ll text {(omwentelingsnelheid)} = (M / r) ^ {1/2} $ . As dit die enigste effek van viskositeit sou wees, sou die skakeling van die skyf uit 'n differensiële presessie bestaan. Opeenvolgende ringe, elk met 'n kleiner radius as die voorafgaande, sou langer met die [gravitomagnetiese] veld gewerk het en dus deur agtereenvolgende groter hoeke vooruitgegaan het ... As gevolg hiervan sou die skyf radiaal gedraai word, maar dit sou nie in die ekwatoriaal aangedryf word nie vliegtuig. Die presessie verander egter die skyf se skuif $ sigma_ {jk} $ en verander dus die viskeuse kragte; en hierdie veranderde kragte dryf die skyf na die ekwatoriale vlak van die swart gat.

Dit is slegs beduidend nader aan die swart gat, teen $ r lesssim 100 miljoen. By groter radiusse is die skyfvorm eerder as gevolg van die rigting van die hoekmomentum van die saak.


[1] Swart gate: die membraanparadigma, red. deur Kip S. Thorne, Richard H. Price en Douglas A. Macdonald.


Akkresie skyffisika - sterre vorming

Ek het die Wikipedia-bladsy vir Akkretie-skyfies deurgegaan en kon nie verstaan ​​wat die betekenis hiervan is nie:

"As materie na binne moet val, moet dit nie net gravitasie-energie verloor nie, maar ook die momentum verloor."

Wat beteken dit? Waarom is hierdie aanwasskywe ook vlak? Ek het geleer dat die rede die behoud van die momentum is, maar wat is die fisika daaragter?


Antwoorde en antwoorde

Jip, dit is 'n raaisel, ons het tans geen model wat strale vervaardig nie, behalwe 'swart gate', maar selfs dit gee geen werklike meganisme nie.
Wat van straalknope?
Het sommige strale knope en ander nie? of het hulle almal knope?

Die grootste probleem met hulle is dat u 'n Schwarzchild-radius en singulariteit kry voordat dit uitgewerk kan word, dit is 'n probleem met die aannames wat gemaak word. As u die aannames verander, los die singulariteit homself op, maar daar sal ernstige besware daaraan wees, want swart gate oorbodig raak.
Die oplossing is 'n model wat so eenvoudig is, maar tog so vreemd van begrip is dat dit in elk geval onmoontlik kan wees, dus daar is geen punt daarin om dit te bespreek nie.

'N Interessante vraag is: waarom het sommige goed nie strale nie?
Waarom het die son nie strale nie?
Sferiese voorwerpe produseer nie strale nie?
Globale trosse?
Stop die strale eenvoudig ?, of kan hulle binne sferiese voorwerpe voortgaan sodra die voorwerp van skyf na sferies gaan?


Probeer my heel eerste boodskap, (dit is 'n gedeeltelike oplossing vir Shapiros se naakte singulariteit - moet net vir niemand vertel nie, sorry mods)

Ek het probeer uitvind hoe hulle die rigting van die vloei in die 'stralers' bepaal, en het hierdie twee skakels, 'n ouer en wat die nuutste lyk. Die volledige pdf-lêer vir die nuwer artikel is gratis op die webwerf beskikbaar.

METING VAN DIE ELEKTRIESE STROOM IN 'N KPC-SKAAL JET

3 × 10 ^ 18 A), en die rigting daarvan - positief weg van die aktiewe galaktiese kern. Ons analise ondersteun 'n model waar die stralingsenergiestroom hoofsaaklik elektromagneties is.

Vanuit die waarneming vloei hulle altyd na buite, weg van die sentrum af, en die knope in die strale kan oor 'n aantal jare maklik opgespoor word.
http://www.nasa.gov/images/content/582595main_hh34jet-seq.jpg

CRL 618, kan dit veroorsaak word deur seldsame hoogs energieke knope / fakkels wat diep in die ruimte uitgestoot word? Dieselfde met dele van die arendnevel?

DRAGN's, AGN's, Quasars, Nebulae, herbig haro objects.

Hier is 'n paar straler: -
http://www.obs.u-bordeaux1.fr/yerac07/presen_agalnone/Elena Bannikova.pdf
(http://www-physics.univer.kharkov.ua/af/pers_pages/bannikova_e_y.html)
(uit wat ek bymekaar maak, word die straal veroorsaak deur die 'draaikolkpaar', waar de helfte van die 'kolkpaar' vandaan kom? Vortexpaar is 'n aaklige terminologie, die toroidale strome is baie meer kompleks as eenvoudige draaikolkmeganika.

Jets moet gevorm word langs die paaie met die minste weerstand in roterende skyfies, materiaal wat in die middel gesuig word, versnel tot stilstand (singulariteit), OF bots en word uitgestoot langs die paaie van die minste weerstand, u kan die res invul.

Jets in die ruimte lyk soos 'n baie algemene ding, dit word geassosieer met aktiewe sterrestelsels, protostar-aanwasskywe en rondom neutronsterre en so. Maar volgens wat ek verstaan, weet niemand regtig hoe hulle werk nie. Of liewer, daar is geen. & quotequation & quot vir hulle. Die proses wat hierdie stralers vorm, is tog nogal 'n raaisel, of hoe?

Ek wonder wat dit moeilik maak om hierdie proses te verduidelik. Is dit omdat ons nie die begin van die straler direk kan sien nie, en dit dus vir ons onmoontlik is om uit te vind wat presies aangaan? Of is dit omdat die proses self baie ingewikkeld is?

Ek moet erken dat daar beslis geen 'vergelyking' aan hulle is nie, maar aan die ander kant word dit met 'n handjievol vergelykings hanteer. Simulasies met MHD, GRMHD, RGRMHD het baie vordering gemaak met die begrip van hierdie stralers in die algemeen.
Daar word algemeen gedink dat AGN-stralers die gevolg is van sterk magnetiese velde wat plasma van die aanwasskyf afstoot, en as u besorg is oor die werklikheid wat dit in simulasies het, dan is die antwoord & quotYES & quot dit word alreeds in verskillende simulasies gerealiseer.

Die ware raaisel is nou hoe om die simulasies presies by die waarnemingsdata te pas.
En inderdaad, die proses is baie ingewikkeld. MHD-simulasies vang slegs algemene kenmerke van die straalvloei vas, terwyl die presiese besonderhede van skokke, uitstoot van hoë deeltjies afhang van simulasies van die baie mikroskopiese skale. Die kompleksiteit kom deels voortspruitend uit die feit dat hulle in hierdie gebied te make het met skaal van verskillende ordes. (Wat natuurlik iets nuttigs is om kodes mee te crash.)


Erkennings

Ons bedank R. T. Fisher vir besprekings en P. Padoan vir kommentaar. Hierdie werk is ondersteun deur toekennings van NASA deur die Hubble Fellowship-, GSRP- en ATP-programme, deur die NSF, en deur die Amerikaanse DOE deur die Lawrence Livermore National Laboratory. Rekenaarsimulasies vir hierdie werk is uitgevoer by die San Diego Supercomputer Center (ondersteun deur die NSF), die National Energy Research Scientific Computer Center (ondersteun deur die Amerikaanse DOE) en Lawrence Livermore National Laboratory (ondersteun deur die US DOE). M.R.K. is 'n Hubble-genoot.


Waarom skep swart gate 'n aanwasskyf?

Ek verstaan ​​wat swart gate is, maar waarom is dit skyfvormig as dit omringende materiaal intrek? Kan die aanwas bolvormig of asimmetries wees?

Akkresieskyfies vorm wanneer goed met hoekmomentum in die swart gat probeer val (gemeet rondom die middel van die gat, dit wil sê enigiets wat nie direk in die enkelheid beweeg nie). As gevolg van die behoud van die hoekmomentum kan die saak nie direk inval nie en moet dit 'n rukkie wentel totdat dit sy hoekmomentum verloor en in staat is om in te val. Soortgelyk aan die munttregter-dinge wat dikwels in museums is.

Die vorm van die skyf word bepaal deur die hoeveelheid hoekmomentum in die skyf en deur die hoeveelheid materiaal wat binneval. Dun skywe het hoë aanwas en lae temperature, terwyl dik skywe lae aanwas * en hoë temperature het. Die aanwas is bolvormig as die hoekmomentum nie belangrik is nie en dit word Bondi-aanwas genoem.

* Behalwe in die geval van uiters hoë aanwas, waar die stralingsdruk die skyf dik hou


Waarom draai sonstelsels soos op plate eerder as in sfeervorms?

laat & # x27s 'n bietjie terugspoel na hoe sterrestelsels vorm. lees die wiki op protoplanetêre skywe, maar hier is 'n belangrike uittreksel:

Protostars vorm hoofsaaklik uit molekulêre wolke wat hoofsaaklik uit molekulêre waterstof bestaan. Wanneer 'n gedeelte van 'n molekulêre wolk 'n kritieke grootte, massa of digtheid bereik, begin dit onder sy eie swaartekrag ineenstort. Namate hierdie instortende wolk, wat 'n sonnevel genoem word, digter word, ewekansige gasbewegings wat oorspronklik in die wolk voorkom, is gemiddeld ten gunste van die rigting van die newel en die netto hoekmomentum. Behoud van hoekmomentum laat die rotasie toeneem namate die radius van die newel afneem. Hierdie rotasie laat die wolk plat word - net soos om 'n plat pizza uit deeg te vorm - en die vorm aanneem van 'n skyf.

dus wanneer die newel vir die eerste keer in 'n ster ineenstort, veroorsaak swaartekrag en momentum dat alles pannekoek en in 'n skyf draai. dit beteken dat die oorgrote meerderheid van die materie wat om die nuutgevormde ster wentel, dit om 'n smal vlak wentel, en dan veroorsaak swaartekrag binne die skyf van stof, gas en ys dat planeetvormers al hoe meer materie vorm en versamel.

dieselfde behoud van die hoekmomentum wat van toepassing was op die vorming van die ster, is van toepassing op die vorming van planete, dus het mane van reuse-planete soos jupiter en saturnus eintlik gevorm uit die aanwasskywe van daardie planete!

die rotasie van die son is dieselfde rotasie vandat die son gebore is, en die rotasie van die aarde is dieselfde as toe die aarde gevorm is. alle energie in ons sonnestelsel is afkomstig van die aanvanklike ineenstorting van 'n molekulêre wolk.


Met polariserende filter kan sterrekundiges skywe rondom swart gate sien

'N Polarisatiefilter wat aan 'n teleskoop gekoppel is, onderdruk die lig wat deur stofdeeltjies en geïoniseerde gaswolke rondom die kwasar vrygestel word, sodat die ware elektromagnetiese spektrum daarvan onthul kan word. Beeld: Makoto Kishimoto, met wolkbeeld deur Schartmann

(PhysOrg.com) - Vir die eerste keer het 'n span internasionale navorsers 'n manier gevind om die aanwasskywe rondom swart gate te sien en te verifieer dat hul ware elektromagnetiese spektra ooreenstem met wat sterrekundiges lank voorspel het. Hulle werk word in die wetenskapstydskrif Nature op 24 Julie gepubliseer.

Daar word vermoed dat 'n swart gat en sy helder aanwasskyf 'n kwasar vorm, die kragtige ligbron in die middel van sommige sterrestelsels. Met behulp van 'n polariserende filter het die navorsingspan, wat Robert Antonucci en Omer Blaes, professor in fisika aan die Universiteit van Kalifornië, Santa Barbara, ingesluit het, die lig wat deur die aanwas-skyf uitgestraal is, geïsoleer deur ander materie in die omgewing van die swart gat. .

"Hierdie werk het die bewyse vir die aanvaarde verduideliking van kwasars sterk versterk," het Antonucci gesê.

Volgens Antonucci behels die fisiese proses wat die sterrekundiges die aantreklikste vind om die energiebron en ligproduksie van 'n kwasar te verklaar, dat materie na 'n supermassiewe swart gat val en in 'n skyf draai, terwyl dit na die gebeurtenishorison beweeg - die bolvormige oppervlak wat merk die grens van die swart gat. In die proses laat wrywing die saak op so warm word dat dit lig produseer in alle golflengtes van die spektrum, insluitend infrarooi, sigbaar en ultraviolet. Uiteindelik val die saak in die swart gat en verhoog dit die massa van die swart gat.

"As dit waar is, kan ons uit die wette van die fisika voorspel wat die elektromagnetiese spektrum van die kwasar moet wees," het Antonucci gesê. Maar dit was tot nou toe onmoontlik om die voorspelling te toets, want sterrekundiges kon nog nie onderskei tussen die lig wat van die aanwasskyf afkomstig is en die van stofdeeltjies en geïoniseerde gaswolke in die omgewing van die swart gat nie.

Deur 'n polariserende filter aan die Britse infrarode teleskoop (UKIRT) op Mauna Kea in Hawaii te heg, het die navorsingspan onder leiding van Makoto Kishimoto, 'n sterrekundige by die Max-Plank Instituut vir Radiosterrekunde in Bonn, en 'n voormalige postdoktor aan die UCSB. , het die vreemde lig uitgeskakel en kon die spektrum van die aanwasskyf meet. Sodoende het hulle getoon dat die spektrum ooreenstem met wat voorheen voorspel is. Die navorsers gebruik ook uitgebreide data wat versamel is uit die polarisasie-ontleder van die Very Large Telescope, 'n sterrewag in Chili wat deur die Europese Ruimteobservatorium bedryf word.

Wat die polariserende filter in staat stel om sy towerkuns te verrig, is die feit dat direkte lig nie gepolariseer is nie, dit wil sê dat dit geen voorkeur het ten opsigte van die rigtinglynlyn van sy elektriese veld nie. Die aanwasskyf straal direkte lig uit, net soos die stofdeeltjies en geïoniseerde gas. 'N Klein hoeveelheid lig van die aanwasskyf, wat presies die lig is wat die navorsers wil bestudeer, weerkaats egter gas wat naby die swart gat geleë is. Hierdie lig is gepolariseer.

"As ons dus slegs gepolariseerde lig uitstip, is dit asof die bykomende lig nie daar is nie en kan ons die ware spektrum van die aanwasskyf sien," het Antonucci gesê. "Met hierdie kennis het ons 'n beter begrip van hoe swart gate materie verbruik en uitbrei."

Die bestudering van die spektrum van 'n gloeiende voorwerp soos 'n kwasar bied sterrekundiges ongelooflike hoeveelheid waardevolle inligting oor die eienskappe en prosesse daarvan, het Antonucci opgemerk. "Ons begrip van die fisiese prosesse op die skyf is nogal swak, maar nou is ons ten minste vol vertroue in die geheelbeeld," het hy gesê.


Shu, F. H., Adams, F. C. & amp Lizano, S. Stervorming in molekulêre wolke — Waarneming en teorie. Annu. Ds Astron. Astrofis. 25, 23–81 (1987)

Palla, F. & amp Stahler, S. W. Die evolusie van hoof-volgorde van sterre tussen die massa. Astrofis. J. 418, 414–425 (1993)

Kahn, F. D. Cocoons rondom vroeë tipe sterre. Astron. Astrofis. 37, 149–162 (1974)

Simon, M., Dutrey, A. & amp Guilloteau, S. Dinamiese massas T Tauri-sterre en kalibrasie van evolusie voor die hoofreeks. Astrofis. J. 545, 1034–1043 (2000)

Galli, D. & amp Shu, F. H. Ineenstorting van gemagnetiseerde molekulêre wolkkerne. II. Numeriese resultate. Astrofis. J. 417, 243–258 (1993)

Bonnell, I. A. & amp Bate, M. R. Binêre stelsels en sterre samesmeltings in massiewe stervorming. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 362, 915–920 (2005)

McKee, C. F. & amp Tan, J. C. Massiewe stervorming in 100 000 jaar vanaf onstuimige en onder druk molekulêre wolke. Aard 416, 59–61 (2002)

Bonnell, I. A., Vine, S. G. & amp Bate, M. R. Massiewe stervorming: koestering, nie die natuur nie. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 349, 735–741 (2004)

Nakano, T. Voorwaardes vir die vorming van massiewe sterre deur nie-sferiese aanwas. Astrofis. J. 345, 464–471 (1989)

Jijina, J. & amp Adams, F. C. Oplossings vir ineenstorting van val in die binneste limiet: stralingsdruk en die effekte daarvan op stervorming. Astrofis. J. 462, 874–887 (1996)

Yorke, H. W. & amp Sonnhalter, C. Oor die vorming van massiewe sterre. Astrofis. J. 569, 846–862 (2002)

Krumholz, M. R., McKee, C. F. & amp Klein, R. I. Die vorming van sterre deur gravitasie-ineenstorting eerder as mededingende aanwas. Aard 438, 332–334 (2005)

Krumholz, M. R., Klein, R. I. & amp McKee, C. F. in Massiewe stergeboorte: 'n kruispad van astrofisika (reds 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. Hoe protostellêre uitvloeiings massiewe sterre help vorm. Astrofis. J. 618, L33 – L36 (2005)

Shu, F. H., Najita, J. R., Shang, H. & amp Li, Z-Y. in Protostars en planete IV (reds Mannings, V., Boss, A. P. & amp Russell, S. S.) 789–813 (Univ. Arizona Press, Tucson, 2000)

Ferreira, J. & amp Pelletier, G. Gemagnetiseerde aanwas-uitwerpstrukture. III. Sterre en ekstragalaktiese stralers as swak verspreidende skyfuitvloei. Astron. Astrofis. 295, 807–832 (1995)

Toomre, A. Oor die swaartekragstabiliteit van 'n skyf sterre. Astrofis. J. 139, 1217–1238 (1964)

Lodato, G. & amp Rice, W. K. M. Toets die ligging van vervoer in selfgraviterende aanwasskywe - II. Die massiewe skyfkas. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 358, 1489–1500 (2005)

Mejia, A. C., Durisen, R. H., Pickett, M. K. & amp Cai, K. Die termiese regulering van swaartekraginstabiliteite in protoplanetêre skywe. II. Uitgebreide simulasies met verskillende afkoelsnelhede. Astrofis. J. 619, 1098–1113 (2005)

Whitehouse, S. C. & amp Bate, M. R. Gladde deeltjie hidrodinamika met stralingsoordrag in die vloedbeperkte diffusie benadering. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 353, 1078–1094 (2004)

Rice, W. K. M., Lodato, G. & amp Armitage, P. J. Ondersoek fragmenteringsomstandighede in selfgraviterende aanwasskywe. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 364, L56 – L60 (2005)

Cesaroni, R., Galli, D., Lodato, G., Walmsley, C. M. & amp Zhang, Q. in Protostars en planete V (eds Reipurth, B. Jewitt, D. & amp Keil, K.) (Univ. Arizona Press, Tucson, in die pers).

Shepherd, D. in Massiewe stergeboorte: 'n kruispad van astrofisika (reds Cesaroni, R., Felli, M., Churchwell, E. & amp Walmsley, M.) 237–246 (IAU Symp. 227, Cambridge Univ. Press, Cambridge, UK, 2005)

Kurtz, S., Cesaroni, R., Churchwell, E., Hofner, P. & amp Walmsley, C. M. in Protostars en planete IV (reds Mannings, V., Boss, A. P. & amp Russell, S. S.) 299–326 (Univ. Arizona Press, Tucson, 2000)

Shepherd, D. S. & amp Churchwell, E. Hoë-snelheid molekulêre gas uit hoë massa-vorming van streke. Astrofis. J. 457, 267–276 (1996)

Osterloh, M., Henning & amp Launhardt, R. Infrarooi beelde en millimeter data uit koue suidelike IRAS bronne. Astrofis. J. 110, (Aanvulling) 71–114 (1997)

Zhang, Q. et al. Soek na CO-uitvloei na 'n steekproef van 69 hoë-massa protostellêre kandidate: Frekwensie van die voorkoms. Astrofis. J. 552, L167 – L170 (2001)

Beuther, H. et al. Massiewe molekulêre uitvloei. Astron. Astrofis. 383, 892–904 (2002)

Chini, R. et al. Die vorming van 'n massiewe protostêr deur die aanwas van gas. Aard 429, 155–157 (2004)

Sako, S. et al. Geen hoë sterre in die silhoeët-jong stervoorwerp eqn17 – SO1 nie. Aard 434, 995–998 (2005)

Sridharan, T. K., Williams, S. J. & amp Fuller, G. A. Die direkte opsporing van 'n (proto) binêre / skyfstelsel in IRAS 20126 + 4104. Astrofis. J. 631, L73 – L76 (2005)

Greenhill, L. J., Reid, M. J., Chandler, C. J., Diamond, P. J. & amp Elitzur, M. in Stervorming met hoë hoekoplossing (reds 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. Die jong ster-voorwerp tussen middel-massa AFGL 490 - 'n Skyf omring deur 'n koue koevert. Astron. Astrofis. 394, 561–583 (2002)

Shepherd, D. S., Claussen, M. J. & amp Kurtz, S. E. Getuienis vir 'n sonnestelselgrootte aanwasskyf rondom die massiewe protoster G192.16–3.82. Wetenskap 292, 1513–1518 (2001)

Zhang, Q., Hunter, T. R., Sridharan, T. K. & amp Ho, P. T. P. 'n Skyf- / stralerstelsel na die groot massa jong ster in AFGL 5142. Astrofis. J. 566, 982–992 (2002)

Bernard, J. P., Dobashi, K. & amp Momose, M. Uitvloei en skyf om die baie jong massiewe ster GH2O 092.67 + 03.07. Astron. Astrofis. 350, 197–203 (1999)

Jiang, Z. et al. 'N Sirkelvormige skyf wat verband hou met 'n massiewe protostellêre voorwerp. Aard 437, 112–115 (2005)

Cesaroni, R. et al. 'N Studie van die Kepleriaanse aanwasskyf en voorafgaande uitvloei in die massiewe protostar IRAS 20126 + 4104. Astron. Astrofis. 434, 1039–1054 (2005)

Hutawarakorn, B. & amp Cohen, R. J. Magnetiese veldstruktuur in die bipolêre uitvloeibron G 35.2–0.74N: resultate van die MERLIN-spektraallyn. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 303, 845–854 (1999)

Patel, N. A. et al. 'N Skyf stof en molekulêre gas rondom 'n protostar met groot massa. Aard 437, 109–111 (2005)

van der Tak, F. F. S. & amp Menten, K. M. Baie kompakte radio-uitstoot van hoë massa protostars. II. Stofskywe en geïoniseerde aanwas vloei. Astron. Astrofis. 437, 947–956 (2005)

Beuther, H., Zhang, Q., Sridharan, T. K. & amp Chen, Y. Toets die massiewe skyf scenario vir IRAS 18089–1732. Astrofis. J. 628, 800–810 (2005)

Chini, R. et al. 'N Oorblyfselskyf om 'n jong massiewe ster. Astrofis. J. 645, L61 – L64 (2006)

Zhang, Q. in Massiewe stergeboorte: 'n kruispad van astrofisika (reds 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. 'n Klas van selfgraviterende aanwasskywe. Astron. Astrofis. 350, 694–704 (1999)

Moscadelli, L., Cesaroni, R. & amp Rioja, M. J. Watermaskers in die massiewe protostar IRAS 20126 + 4104: uitwerping en vertraging. Astron. Astrofis. 438, 889–898 (2005)

Beuther, H. et al. Submillimeter skikking 440 μm / 690 GHz lyn en kontinuum waarnemings van Orion KL. Astrofis. J. 636, 323–331 (2006)

Beuther, H. & amp Shepherd, D. in Kerne aan trosse (reds Kumar, M. S. N., Tafalla, M. & amp Caselli, P.) 105–119 (Springer, New York, 2005)

Hollenbach, D. J., Yorke, H. W. & amp Johnstone, D. in Protostars en planete IV (reds Mannings, V., Boss, A. P. & amp Russell, S. S.) 401–428 (Univ. Arizona Press, Tucson, 2000)

Richling, S. & amp Yorke, H. W. Foto-verdamping van protostellêre skywe. II. Die belangrikheid van UV-stof eienskappe en ioniserende vloed. Astron. Astrofis. 327, 317–324 (1997)


Ek het 'n paar dae gelede 'n verwante vraag oor Astronomie beantwoord. Klein wêreld!

Een van die belangrike eienskappe van die Oort-wolk is dat voorwerpe daarin nie sterk deur die son beïnvloed word nie. Die binnekant is immers ongeveer 2 000 AE weg - 300 miljard kilometer van die son af. Die son se swaartekraginvloed in daardie streek is redelik swak, dus die wolk kan maklik aan ander effekte onderwerp word.

Galaktiese getye

Die eerste groot effek (wat stackErr genoem het) is die galaktiese gety. Getykragte kan 'n voorwerp in verskillende vorms rek. Soos Wikipedia dit stel,

Galaktiese getye kan dan 'n andersins bolvormige Oort-wolk vervorm, wat die wolk in die rigting van die galaktiese middelpunt strek en langs die ander twee asse saamdruk, net soos die aarde uitbrei in reaksie op die swaartekrag van die Maan.

Dus sal enige skyfvormige voorwerp van so groot afstand van die son af onvermydelik in 'n langwerpige of sferiese vorm uitgestrek word.

Nabygeleë sterre

Die buitenste grense van die Oort-wolk kan meer as 1 ligjaar weg wees. Ter vergelyking is die afstand tot die naaste sterstelsel (Alpha Centauri A / B en Proxima Centauri) ongeveer 4 ligjare. Die swakheid van die son se swaartekrag beteken weereens dat dit makliker is om die wolk te vervorm. Verbygaande sterre lank gelede kon bygedra het tot die vorm daarvan.

Sterre kan en sal nader kom as dit - net binne die volgende 80 millennia! Binne die afgelope 4 miljard jare, die kans is dat ons baie meer noue ontmoetings gehad het. Dus sou enige sterre binne 'n ligjaar of so 'n groot invloed op die wolk gehad het.

Sommige liggame in die Oort-wolk kan ook in ander sterstelsels ontstaan, of van 'n ander plek. Interstellêre komete en eksokomete kon deur die son gevang gewees het. Dit sou beteken dat hulle nie die wentelbane in die vlak van die res van die sonnestelsel hoef te hê nie - hulle kan in vreemde hoeke gekantel wentel.


Akkretieskyfies - waarom is dit skyfvormig, eerder as bolvormig? - Sterrekunde

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

Antwoordsleutel & # 8211 Huiswerk 6

Die son en die sonnestelsel kom oorspronklik van 'n klomp gas en stof in 'n wolk.

'N Protoplanetêre skyf is die aanwasskyf van gas en stof rondom 'n nuutgevormde ster. Dit is die protoplanetêre skyf wat aanleiding gee tot die planetêre stelsel en enige oorblywende rommelgordels (bv. Asteroïdegordel, Kuiper-gordel). Die binneste deel van die skyf is warmer as die buitenste deel omdat 1) die binneste deel nader is aan die protostaar wat gevorm word, en 2) as gevolg van die sametrekking van Kelvin-Helmholtz, het die binneste dele in duie gestort as die buitenste dele en so het meer gravitasie potensiële energie in termiese energie omgeskakel.

Die wet van behoud van hoekmomentum sê dat namate massa nader aan die draai-as gebring word, die snelheid van die massa rondom die draai-as toeneem. Dit is presies wat 'n skaatser doen, sy bring massa (hande en bene) nader aan die draai-as en haar tempo verhoog.

Die proses waardeur klein korreltjies tot groot planete groei, staan ​​bekend as aanwas en begin as klein korreltjies bots en vassit totdat 100 meter polle vaste materiaal geproduseer word. Op hierdie punt bly die botsings die grootte van die polle vermeerder, maar nou moet die botsings sagter voorkom (dink aan die blik in teenstelling met die botsings teen die kop). Wanneer die polle tot planeetdiere gegroei het (voorwerpe van ongeveer 'n kilometer groot), speel swaartekrag 'n groter rol (alhoewel aanwas deur botsings voortduur) totdat planete gevorm word.

Ons vind groot hoeveelhede vlugtige stowwe slegs in die buitenste streke van ons sonnestelsel, want dit word net buite die f voorlyn at teen 3.5 AE koud genoeg om vlugtige stowwe uit te vries en in klein ysige deeltjies te kondenseer. Dieselfde konsep moet geld vir ander sonnestelsels, met die ligging van die 'voorlyn' wat in- of uitbeweeg, afhangende van hoe koeler of warmer as die son die betrokke ster is.

Een idee is dat die reuse-planete tydens aanwas 'n fase ondergaan het waar hulle baie ysies (bevrore gasse soos water, koolstofdioksied, metaan en ammoniak) opkom. Dit het hulle in staat gestel om baie groter te word as die aardse planete, en hul sterk gravitasievelde het hulle in staat gestel om waterstof en helium in te trek en sodoende massiewe atmosfeer te versamel. 'N Ander idee is dat gravitasie-onstabiliteite in hul dele van die skyf groot hoeveelhede gas ineenstort en klein weergawes vorm van die reuse-planete wat ek voor-reuse-planete sal noem. Die toename in grootte en massa vanaf die gassfere vind plaas deur die aanwas van ys soos in die eerste idee.

Die meeste puin wat oorbly nadat die planete gevorm het, het uiteindelik in die planete neergestort of stabiele wentelbane in die asteroïedegordel of die Kuiper-gordel behaal.

Die vier maniere waarop sterrekundiges na buite-solare planete soek, is die volgende:

1) Spectroskopiese radiale snelheidsmetode & # 8211 die "swaai" van 'n ster wat geproduseer word deur een of meer planete wat om die ster wentel (dit is net die reaksiekrag volgens Newtons derde wet) word spektroskopies opgetel terwyl die ster afwisselend beweeg na en weg van ons af. Die daaropvolgende blueshift en die rooi verskuiwing van sy spektrumlyne vertel u hoe die ster beweeg of deur die planeet beweeg, en vanaf hierdie datum kan die massas en afstande van die planete bepaal word. (Sien Figuur 6.14)

2) Die transito-metode & # 8211 As die baanvlak van die planeet min of meer in lyn is met ons siglyn vanaf die aarde, dan sal die totale liguitset (helderheid) van die ster, wanneer die planeet voor die ster beweeg sal afneem solank die planeet voor die ster is. Dus, die ligkromme (helderheidsgrafiek teenoor tyd) vir daardie ster sal periodieke dalings toon. (Sien Figuur 6.15).

3) Die mikrolensmetode & # 8211 Die swaartekragveld van 'n onsigbare planeet wat tussen ons en die ster beweeg (dus, net soos metode 2, moet die baanvlak ten opsigte van ons in lyn wees) die ster tydelik laat helder word ( dit is 'n effek wat die buiging van die lig vanuit die teorie van algemene relatiwiteit behels.

4) Direkte beelding & # 8211 Die maklikste om te verstaan. Neem 'n foto en sien klein kolletjies rondom die ster. As hulle mettertyd in die ster rondbeweeg na aanleiding van die derde wet van Kepler, dan is dit planete. Die truuk is natuurlik om van die ster se lig ontslae te raak, anders sien jy die dowwe planete nie. Kyk na figure 6-16 en 6-17 vir werklike beelde.

Daar is 'n vyfde metode wat nie in die boek genoem word nie. Dit is die astrometriese metode en dit is soos metode nr. 1, maar in plaas daarvan om die gewoel van die ster spektroskopies op te spoor, merk u op dat die regte beweging van die ster nie in 'n reguit lyn is nie, maar 'n sinusvormige patroon volg. Dit is nie so effektief soos die ander nie, want dit neem baie jare (dekades, regtig) om dit te bevestig, en dit werk net vir nabygeleë sterre (wat gewoonlik die grootste bewegings het). Dit was die 'outydse' manier om planete op te spoor wat basies nooit regtig uitgewerk het nie. Waarskynlik die rede waarom die boek dit nie noem nie. Maar dit is teoreties moontlik om planete op hierdie manier op te spoor.

(30 km / s) (1,6 km) (3600 s / hr) = 67,500 myl / uur

a) sien bladsy A-10 447 Aardmassas

Aardmomentum van die aarde = 2.7 x 10 40 kg m 2 / s

Aardse draaimomentum van die aarde = 7,1 x 10 33 kg m 2 / s

Basies dra die draaimomentum amper niks by tot die totale hoekmomentum nie.

Vraag 12 & # 8211 Hfst. 7 Die toepassing van die konsepte - # 45

wentelradiusJ / wentelradiusE = 5.2

Gebruik die behoud van die hoekmomentum vir 'n eenvormige, draaiende sfeer (sien probleem 43). Veronderstel basies dat die massa nie verander nie (nie heeltemal waar nie, maar goed genoeg vir hierdie probleem). Die grootte van die wolk daal met 'n faktor van 1 x 10 16 /1,4 x 10 9 = 7 x 10 6. In die draaihoekige momentumvergelyking is L eweredig aan R2 / P, dus R2 wolk/ Pwolk = R2 son/ Pson of R2 son/ R 2 wolk = Pwolk / PSon

(1/7 x 10 6) 2 = Pwolk / Pson

Dus, die periode van die gekrimpte wolk daal met 'n faktor van (1/7 x 10 6) 2 = 2 x 10 -14 Die son sal dus 'n periode hê van (1 x 10 6 jr x 3,16 x 10 7 s / jr) x (2 x 10-14) = 0,6 s

Dit is waarom ons aanwas-skywe benodig.

Moet deursnee in km omskakel na radius in m:

Volume = 4/3 pi r 3 = 7,8 x 10 16 m 3

Digtheid = massa / volume = 3500 kg / m 3

Die vraag hier is: watter deel van die sonoppervlak word deur Jupiter bedek (neem aan dat as u die son en Jupiter van ver af beskou, dit sirkelvormig eerder as bolvormig lyk). Jupiter is ongeveer 1/10 van die sonstraal, dus is die oppervlakte 1/100 van die son (onthou: die oppervlakte is eweredig aan die radius in kwadraat). As 1/100 van die Son se oppervlak dus deur Jupiter bedek word, daal die son se liguitset met 1 persent.

Sonmassa = 2,0 x 10 30 kg

Tydperk = 3.524 dae = 3.045 x 10 5 s

Gebruik Kepler se derde wet: p 2 = 4 p 2 a 3 / (GM)

a = (GMp 2/4 pi 2) 0,333 = 6,8 x 109 m = 0,045 AU

Dit is 8 of 9 keer nader aan die ster as wat Mercurius aan die son is.

Wat dit vir Osiris beteken, is dat dit groot getyvervorming en verwarming deur die ouerster sal ondergaan.

Kyk na figuur 6.13. Dit is die geprojekteerde area van die planeet op die geprojekteerde area van die ster wat die verdof effek lewer. Die geprojekteerde area lyk sirkelvormig, nie bolvormig nie (kyk net na die figuur om te sien dat dit so is). Die geprojekteerde oppervlakte van Osiris is dus 0,017 (oppervlakte van die ster) = 0,017 (pi (0,7 x 10 6) 2) = 3,9 x 10 10 km 2

Area of Osiris = 3.9 x 10 10 km 2 = pi r 2

Radius of Osiris = 1.1 x 10 5 km, Diameter = 2.2 x 10 5 km

This is 1.6 times the diameter of Jupiter

V is proportional to the radius cubed.

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.


Kyk die video: THE CREMATION PROCESS (Desember 2022).