Sterrekunde

Stel die ligging van hemelvoorwerpe in verhouding tot die melkweg in x, y, z-koördinate uit

Stel die ligging van hemelvoorwerpe in verhouding tot die melkweg in x, y, z-koördinate uit


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.

Ek probeer om verskillende hemelse voorwerpe op die regte afstand vanaf die Melkweg te plaas, met behulp van x, y, z-koördinate. Gestel die massamiddelpunt van die Melkweg is dus 0, 0, 0 - hoe kan ek uitvind waar ek 'n sterrestelsel of ster moet plaas, gegewe die hemelse koördinate?

Ek is net 'n amateur en druk 60 jaar oud. Verskoon my asseblief as ek hier iets verkeerd het ...


Die sferiese $ (r, l, b) $ kan in reghoekig omgeskakel word $ (U, V, W) $ soos:

$$ begin {align} U & = r cos b cos l V & = r cos b sin l W & = r sin b end {align} $$

Gebruik $ (r, l, b) = (770 pm 40 ~ text {kpc}, 121.2 ^ circ, -21.6 ^ circ) $,

$$ begin {align} U & = -371 mp 19 ~ text {kpc} V & = ~~~ 612 pm 32 ~ text {kpc} W & = -283 mp 15 ~ sms {kpc} end {align} $$

Dit is relatief tot die son. Trek af vir 'n posisie relatief tot die middel van ons sterrestelsel $ 8 pm 0.5 ~ teks {kpc} $ van $ U $.


So hoe vinnig beweeg ons eintlik?

Ok, ek sukkel om iets uit te vind. Daar sal 'n reeks vrae in hierdie pos wees.

In die eerste plek, hoe vinnig beweeg die aarde presies? Ons gemiddelde omwentelingsnelheid is ongeveer 30.000 mph (regstel my as ek verkeerd is) rondom die son. Die son wentel ongeveer 217 km / s om die middel van ons sterrestelsel, dus ongeveer 485,415 km / h as my wiskunde korrek is. En op die oomblik is dit nie presies bekend nie, maar die Melkweg slinger ongeveer 552 km / s of 1 234 789 mph deur die ruimte, dus as ek alles bymekaar tel, is dit ongeveer 1 750 204 mph.

Ek dink my vraag is: beweeg ons regtig so vinnig, totaal? Ek dink dit is soos om in 'n motor te wees, en jy gaan 60 km / h, maar volgens jou persepsie in die motor, is jy op 0. As die aarde 30.000 km / u gaan en die son ons rondom die sterrestelsel trek 485,415 km / h, en die sterrestelsel beweeg ons teen 1 234 789 km / uur, beweeg ons eintlik so vinnig?

Nog 'n vraag, is daar iets soos absoluut 0 wat spoed betref? Is die intergalatiese ruimte nog steeds op 'n & quotstand? & Quot Is daar enige manier om 'n 0 te bepaal?

Ook nog 'n vraag. As die snelheid van die lig 186.000 mp / s (ongeveer) omgeskakel word na ongeveer 669.600.000 km / u, beweeg ons nou eintlik teen 'n fraksie van die ligspoed?

Laaste een!! : As 'n ruimteskip aan die aarde se swaartekrag ontsnap en in 'n wentelbaan om die aarde in die ruimte is, ry die ruimteskip eintlik die 1 750 204 + hul spoed?

Dankie vir wie ook al hierdie vrae beantwoord!


Stel die ligging van hemelvoorwerpe in verhouding tot die melkweg in x, y, z-koördinate uit - Sterrekunde

Tydskrif vir moderne fisika Vol.07 No.07 (2016), artikel-ID: 66031,16 bladsye
10.4236 / jmp.2016.77062

Die dopmodel van die heelal: 'n heelal wat voortgebring word uit veelvuldige oerknalle

Eenheid vir Wiskundige Wetenskappe, Kollege vir Natuur- en Toegepaste Wetenskappe, Universiteit van Guam, UOG-stasie, Mangilao, Guam, VSA

Kopiereg en kopie van 2016 deur outeurs en Scientific Research Publishing Inc.

Hierdie werk is gelisensieer onder die Creative Commons Attribution International License (CC BY).

Ontvang op 21 Februarie 2016 aanvaar op 25 April 2016 gepubliseer op 28 April 2016

Die huidige standaardmodel van die heelal beweer dat die heelal gegenereer word uit 'n enkele oerknal-gebeurtenis, gevolg deur inflasie. Daar is geen middelpunt in hierdie heelal nie, dus geen voorkeur verwysingsraamwerk om die bewegings van hemelse voorwerpe te beskryf nie. Ons stel 'n nuwe Shell-model van die heelal voor, wat beweer dat die heelal uit verskeie, konsentriese oerknalle geskep word. Gevolglik bied hierdie oorsprong homself aan as 'n unieke, voorkeurverwysingsraamwerk, wat die eenvoudigste beskrywing gee van die bewegings van sterrestelsels in die kosmos. Dit is soortgelyk aan die manier waarop planeetbeweging reguit beskryf word via 'n sonnestelsel in plaas van 'n sonnestelsel. Die aantrekkingskrag van die Shell Model of the Universe lê in sy eenvoudige vermoë om die paradoks van kwasars op te los, die veranderlikheid in Hubble se Constant te verklaar en die problematiese versnelde uitbreiding van die heelal op te los.

Oerknal, wisselvalligheid in Hubble se konstante, paradoks van kwasars, problematiese versnelde uitbreiding van die heelal

1.1. Hubble se wet en konstante

In 1929 ontdek Edwin Hubble 'n lineêre verband tussen die resessiesnelhede van afgeleë sterrestelsels, / en die afstande tot die sterrestelsels, d. Sy bevindings dui daarop dat ons heelal uitgebrei het. Die verhouding,

/>(1)

staan ​​vandag bekend as Hubble's Law, waar Hubble's Constant, />, 'n maatstaf van die kosmiese uitbreidingstempo is. Om 'n definitiewe waarde vir /> te verkry, is dit nodig om /> en d presies te kan meet. Sterrekundiges is in staat om die resessiesnelheid van 'n hemelliggaam akkuraat te bereken deur die spektrale rooi verskuiwing, z van die voorwerp te meet en die relatiwistiese Doppler-effek-verhouding te gebruik,

/>(2)

waar z gedefinieer word as />, /> word gedefinieer as die golflengte van 'n spektraalband soos gemeet in die res

raam en /> word gedefinieer as die golflengte van die ooreenstemmende spektraalband soos gemeet in 'n bewegende raam. Die bepaling van intergalaktiese afstande het homself nog altyd voorgestel as die moeiliker uitdaging, veral as ons relatief groot meet. Onlangse vordering in tegnologie, die hulp van die Hubble-ruimteteleskoop en die ontwikkeling van nuwe meettegnieke het astronome egter in staat gestel om afstande te meet tot 400 Mpc [1]. Die Hubble-ruimteteleskoop-sleutelprojek om die Hubble-konstante te meet, het gebruik gemaak van die onlangse vordering en het 'n waarde van /> [2] verkry. Tans staan ​​die wet van Hubble as een van die fundamentele pilare van die moderne astrofisika. Ongeveer 70 jaar later help hierdie waarneming steeds om die huidige teorieë in die sterrekunde te vorm.

Aangevuur deur nuuskierigheid en konsepte uit die wet van Hubble, het sterrekundiges na 'n ondersoek gesoek na die vroeë uitbreidingsgeskiedenis van die heelal, wat die bestudering van relatief verre sterrestelsels behels het. Hoe meer afgeleë 'n voorwerp is, hoe groter is die tyd wat nodig is vir die lig om ons te bereik, en dus sal u verder terug kyk na die tyd. Om hierdie sonde in die verlede uit te voer, was dit nodig om 'n manier te vind om afstande na uiters afgeleë sterrestelsels te meet. Dit kan maklik bereik word deur die gebruik van 'n 'standaard kers', wat gedefinieer word as enige onderskeibare klas astronomiese voorwerpe met 'n bekende intrinsieke helderheid wat oor 'n wye afstandsgebied gedefinieer kan word [3]. Nadat die intrinsieke helderheid (of helderheid) van 'n stervoorwerp bepaal is, kan L, sy afstand, d, reguit bereken word met behulp van die eenvoudige verhouding,

/>(3)

waar f die skynbare helderheid van die hemelliggaam is. Die strewe om so 'n "standaard kers" te vind, is vervul met die voorstel om die intens bestudeerde tipe Ia-supernovas te gebruik.

Sterrekundiges het die kans benut om hierdie nuut ontdekte astronomiese instrument te gebruik, en hulle het koorsagtig gesoek na verre tipe Ia-supernovas om die heelal se uitbreidingsgeskiedenis te ondersoek. Deur afgeleë lede van hierdie klas sterrevoorwerpe te bestudeer, het wetenskaplikes verwag dat die uitbreidingstempo van die heelal mettertyd sal afneem. Hulle verwagtinge is grotendeels beïnvloed deur die standaardmodel van die heelal in daardie tyd, wat verklaar het dat ons massa-gedomineerde heelal ontstaan ​​het na die oerknal en inflasie [3]. In die loop van die model moes die massa wat tydens die geboorte van die heelal gegenereer is, die uitbreiding van die heelal vertraag, as gevolg van die aantreklike, vertraagde swaartekrag-effekte. Sterrekundiges het gehoop om hierdie teorie te bevestig deur Hubble se konstante van die verlede, />, wat verwante sterrestelsels verder van ons af is, groter te wees as Hubble se konstante van die hede, />, wat verband hou met sterrestelsels nader aan ons.

1.4. Die soektog en die onverwagte

Na bestudering van 'n aantal verre tipe Ia-supernovas, het sterrekundiges ontdek dat hierdie voorwerpe op groter afstande is, as verwag as gevolg van hul resessiesnelheid, />. Dit impliseer dat hierdie voorwerpe oor tyd verder beweeg het as wat verwag is. Nadat hulle die wet van Hubble op hul ontledings toegepas het, het hulle ontdek dat Hubble se konstante van die hede groter is as Hubble se konstante van die verlede, /> wat 'n versnelde uitbreiding van die heelal oor tyd beteken! Dit het gelei dat sterrekundiges die standaardmodel van die heelal hersien het deur die toevoeging van 'donker energie', wat tans die vertraagde effekte van materie oorheers en die uitbreiding van die heelal help versnel. Die beste geskikte wiskundige modelle wat gebruik word om die heelal te simuleer, toon tans dat die energiedigtheid van die massa binne 'n faktor van twee van die "donker energie" -digtheid is, wat impliseer dat ons getuie is van 'n unieke era waarin die heelal oorgaan van materie-dominansie na "donker energie ”oorheersing. Dit lyk byna onredelik toevallig dat die mensdom toevallig die uitbreiding van die heelal bestudeer het en dat tegnologie gedurende hierdie spesiale transformasieperiode net genoeg gevorder het om hierdie ondersoek te kon uitvoer. Baie prominente astrofisici glo dat hierdie toevallige gebeurtenis aandui dat daar 'n paar fundamentele fisika ontbreek in die huidige standaardmodel van die heelal [3].

Benewens die vormgewing van die huidige standaardmodel van die heelal, het die wet van Hubble ook gevolge vir baie ander aspekte van sterrekunde. Hierdie eenvoudige konsep het veral beïnvloed hoe sterrekundiges die aard van kwasars beskou. Kwasars, wat dikwels kwasi-sterre voorwerpe of kortweg QSO's genoem word, is die eerste keer in 1963 ontdek. Hulle mees intrigerende aspek lê in hul geweldig hoë rooi verskuiwings, wat volgens die wet van Hubble impliseer dat hulle teen uiters hoë relatiewe snelhede van ons wegtrek. Die buitengewoon groot resessiesnelhede van kwasars impliseer dat dit 5 tot 10 miljard ligjare van die aarde af is. Verder sou die oënskynlike helderheid van 'n QSO by sulke enorme skeidings 'n energie-uitset van 100 keer beteken as die hele Melkwegstelsel wat gegenereer word deur 'n voorwerp van ongeveer die grootte van ons sonnestelsel! Daar is geen eenvoudige verklaring vir hierdie verskynsels nie, en daar word voorgestel dat materie wat in baie massiewe swart gate val, die meganisme is waardeur sulke enorme hoeveelhede energie energie is.

1.6. Die dopmodel van die heelal

Die variasies in Hubble's Constant, die versnelde uitbreiding van die heelal en die geweldige kraglewering van kwasars word alles verklaar deur die huidige standaardmodel van die heelal met behulp van taamlik ingewikkelde wiskundige modelle. Die Shell-model van die heelal is ontwikkel om 'n nuwe alternatiewe raamwerk te bied vir die interpretasie van sterrekundige waarnemings. Hierdie onkonvensionele model beweer dat die heelal bestaan ​​uit talle radiaal-uitbreidende, konsentriese, galaktiese skulpe, wat elk die resultaat is van 'n oerknal. Figuur 1, insluitend Figuur 1 (a) en Figuur 1 (b), toon dat alle sterrestelsels wat op dieselfde dop is, op 'n ooreenstemmende ouderdom is. Die bewering is dat ons heelal 'n konglomeraat is van talle, ongelyk-verouderde skulpe wat ontstaan ​​het uit verskeie oerknalle met 'n gemeenskaplike oorsprong en nie bloot 'n middellose versameling massas wat deur 'n enkele oerknal gegenereer word volgens die huidige standaardmodel van die heelal nie. Figuur 1 (a) stel die dwarsdeursnit van die Shell-model van die heelal voor.

1.7. Waardevolle astronomiese waarnemings

Om die raamwerk wat deur die Shell-model van die heelal verskaf word, relevant en nuttig te wees vir die bespreking van astronomiese verskynsels, moet dit gebaseer wees op werklike waarnemings. Aangesien geen sterrestelsels waargeneem is, bluesverskuiwings vertoon het nie, maar slegs rooi verskuiwings, moet die veelvuldige knallen 'n gemeenskaplike middelpunt hê. Een stuk data wat van kardinale belang is vir die konstruksie van hierdie model, is die grootste waargenome rooi verskuiwing van />, wat deel uitmaak van 'n kwasar wat deur die Sloan Digital Sky Survey [4] ontdek is. Op grond van hierdie inligting en enkele eenvoudige aannames, kan die uitbreidingsnelheid van die konsentriese, galaktiese skulpe bereken word op 0.762c. Ander toepaslike stukke data blyk uit waarnemings dat sekere sterre in ons sterrestelsel ongeveer 12,5 miljard jaar oud is en dat die heelal ongeveer 14 miljard jaar oud is [5] [6]. Dit plaas die ouderdom van ons galaktiese dop tussen 12,5 en 14 miljard jaar. Let daarop dat 'n waarde van 13,5 miljard jaar vir besprekingsdoeleindes gekies sal word. Omdat bevestig is dat die heelal plat is deur bewyse van die mikrogolfagtergrondstraling [7], kan interstellêre afstande gemeet word met behulp van reguit lyne sonder dat dit nodig is vir nie-Euklidiese meetkunde. Die Shell-model wat gebruik sal word om die kwasar-paradoks te analiseer, die veranderlikheid van Hubble's Constant en die versnelde uitbreiding van die heelal bestaan ​​uit vyf skulpe: 1) die dop wat ons sterrestelsel bevat, wat op 'n ouderdom van 13,5 miljard jaar is, 2) 'n dop van een miljard jaar jonger as ons op 'n ouderdom van 12,5 miljard jaar, 3) 'n dop van een miljard jaar ouer as ons op 'n ouderdom van 14,5 miljard jaar, 4) 'n dop van ses miljard jaar jonger as ons op 'n ouderdom van 7,5 miljard jaar, en 5) 'n dop van ses miljard jaar ouer as ons s'n op 'n ouderdom van 19,5 miljard jaar (sien Figuur 1 (b)).

/> /> (a) (b)

Figuur 1 . (a) Hierdie figuur stel die dwarsdeursnit van 'n drie-model van die heelal voor. Al drie skulpe brei radiaal na buite uit met dieselfde snelheid. S dui die middelpunt van die heelal aan, en Galaxy M stel ons sterrestelsel voor. Sterrestelsels B en Y lê op dieselfde dop as ons en is op dieselfde ouderdom as ons sterrestelsel. Sterrestelsels A en X is geleë op 'n binneste dop ten opsigte van ons sterrestelsel, terwyl sterrestelsels C en Z op 'n buitenste dop is. (b) Dit is 'n voorstelling van die Shell-model van die heelal in drie dimensies. Hierdie werkmodel bestaan ​​uit vyf skulpe: 1) die dop wat ons sterrestelsel bevat, wat op 'n ouderdom van 13,5 miljard jaar is, 2) 'n dop wat een miljard jaar jonger is as ons op 'n ouderdom van 12,5 miljard jaar, 3) 'n dop een miljard jaar ouer as ons op 'n ouderdom van 14,5 miljard jaar, 4) 'n dop wat ses miljard jaar jonger is as ons op 'n ouderdom van 7,5 miljard jaar, en 5) 'n dop wat ses miljard jaar ouer is as ons op 'n ouderdom van 19,5 miljard jaar, wat onderskeidelik deur blou, groen, rooi, siaan en magenta voorgestel word.

2. Die konstruksie van 'n dopmodel van die heelal

Vir die eenvoud ignoreer hierdie model die verlangsaming van gravitasie en neem aan dat die vyf galaktiese skulpe almal dieselfde, konstante radiale uitbreidingsnelheid van /> het.

2.1. Bepaling van die uitbreidingsnelheid van die heelal

In hierdie afdeling word die metodiek uiteengesit wat gebruik is om 'n waarde van /> vir die uitbreidingsnelheid van die heelal te bereik. Soos vroeër genoem, behoort die grootste waargenome rooi verskuiwing van /> 2 tot 'n kwasar. Deur die waarde in die bogenoemde Doppler-verhouding in (2) te vervang, kan ons bepaal dat die kwasar van ons afneem met die geweldige relatiewe snelheid van />. Stel jou voor dat 'n tipiese, sferiese ballon opgeblaas word. Opvallend sal verskillende punte op die oppervlak van die ballon teen ongelyke tempo van die mond van die ballon afneem, met die einde direk oorkant die afstandpunt wat die vinnigste terugtrek. Van alle hemelse voorwerpe het kwasars die hoogste relatiewe snelhede ten opsigte van ons. Die dopmodel van die heelal plaas hulle logies op die ander helfte van die dop byna heeltemal oorkant die melkweg. Aangesien alle galaktiese skulpe aanvaar word dat hulle dieselfde uitbreidingsnelheid handhaaf, kan kwasars hipoteties op een van hulle wees, die belangrikste faktor is dat hul bewegings in 'n rigting heeltemal teenoor ons s'n gerig is langs die diagonaal wat ons sterrestelsel met die middelpunt verbind (sien Figuur 2). ).

Met behulp van hierdie opvatting word die berekening van die uitbreidingsnelheid van die galaktiese skulpe, dit wil sê die uitbreidingsnelheid van die heelal, 'n eenvoudige taak. Figuur 3, insluitend Figuur 3 (a) en Figuur 3 (b), toon die bewegings van Melkwegstelsel en kwasars ten opsigte van die verwysingsraam in die middel van die oerknalle. Hierdie berekening maak gebruik van die relativistiese snelheidstransformasies, wat sê dat as 'n traagheidsverwysingsraam M beweeg met 'n snelheid van u relatief tot 'n verwysingsraamwerk S en 'n voorwerp beweeg met 'n snelheid van v in S, dan beweeg hierdie voorwerp met 'n snelheid van / > met betrekking tot M, waar

/> (4a)

Figuur 2. M dui ons Melkwegstelsel aan. Kwasars (Q1, Q2 en Q3) kan op een van drie plekke gevind word. Hulle kan óf op dieselfde dop as ons sterrestelsel wees, op 'n binneste dop relatief tot ons sterrestelsel, of op 'n buitenste dop in verhouding tot ons sterrestelsel. Alle skulpe brei radiaal uit na buite by V. Die kwasars se liggings op die skulpe is sodanig dat dit in 'n teenoorgestelde rigting as ons s'n beweeg.

/> /> (a) (b)

Figuur 3. (a) S dui die middelpunt van die veelvuldige knallen aan, terwyl M ons Melkwegstelsel voorstel. Raam M beweeg met snelheid u ten opsigte van S, en Q beweeg met snelheid /> ten opsigte van Raam S. u is parallel met />. (b) Ons sterrestelsel M en kwasar Q sak albei af vanaf die middel van die heelal M teen die uitbreidingsnelheid van die heelal V. Omdat die mees waargenome rooi verskuiwing vir 'n kwasar deur die Sloan Digital Sky Survey ontdek word, is die word aanvaar dat dit direk teenoor ons s'n is, dws />.

/> (4b)

/> (4c)

In hierdie formules is u parallel met /> georiënteer (sien Figuur 3 (a)).

In hierdie model sal S die verwysingsraamwerk in die middel van die oerknal aanwys. M sal die Melkweg (ons) verwysingsraam voorstel, wat langs die positiewe x-rigting beweeg met die uitbreidingsnelheid van /> ten opsigte van raam S.Omdat die bogenoemde kwasar met die hoogste rooiverskuiwing 'n z-waarde van 6,4 het wat deur die Sloan Digital Sky Survey ontdek is, sal ons hierdie voorwerp direk oorkant ons sterrestelsel plaas. As gevolg hiervan kan die snelheidsvektor van die kwasar ten opsigte van S soos volg ontbind word: /> (sien Figuur 3 (b)). Die toepaslike vervangings lewer die transformasie wat die gevolg is:

/> (5a)

/> (5b)

/> (5c)

Dus, vir 'n relatiewe snelheid van /> kan die uitbreidingsnelheid van die heelal bepaal word om /> te wees. Hierdie waarde sal gedurende die res van hierdie bespreking gebruik word.

2.2. Die bepaling van die ouderdom van die galaktiese skulpe

In hierdie afdeling fokus ons op die bepaling van die ouderdom en die aantal galaktiese skulpe, ooreenstemmend met die tyd tussen en die oorvloed van groot knalle. Hubble se Constant, />, is geskat om tussen /> en /> te wees, maar ter wille van eenvoud sal 'n waarde van /> gebruik word. Die tradisionele eenhede wat gebruik word om Hubble se Constant uit te druk, kan na ander eenhede omgeskakel word deur middel van dimensionele analise om 'n /> waarde van /> op te lewer. Hubble Time of /> word dikwels geassosieer met die ouderdom van die heelal, en 'n Hubble se konstante waarde van /> vertaal na 'n ouderdom van ongeveer 14 miljard jaar. Inderdaad, ander metodes het bevestig dat die ouderdom van die heelal min of meer daardie waarde is [5]. Daarbenewens word die ouderdom van ou sterre in ons sterrestelsel op 12,5 miljard jaar beraam [6], wat die ouderdom van ons Melkwegstelsel tussen 12,5 en 14 miljard jaar plaas. Vir besprekingsdoeleindes sou dit nie onredelik wees om die ouderdom van die dop wat ons sterrestelsel bevat, op 13,5 miljard jaar te benader nie. Die ander vier skulpe in hierdie werkende model van die heelal het ouderdomme 7,5, 12,5, 14,5 en 19,5 miljard jaar toegeken. Hierdie getalle is gekies om 'n wye verskeidenheid waardes vir analise te bied. Hierdie syfers en selfs die aantal skille moet ongetwyfeld verfyn word om by astronomiese gegewens te pas, maar as 'n eerste skatting sal dit waardevolle insig bied. Hiermee is die fondament gelê om met die bou van 'n werkende Shell-model van die heelal te begin.

2.3. Die opstel van 'n werkende dopmodel van die heelal

Die model wat later vir besprekingsdoeleindes gebruik sal word, beweer dat die heelal 19,5 miljard jaar gelede geskep is toe die eerste oerknal die buitenste van die vyf skulpe in ons heelal gegenereer het 3. Saam met die eerste oerknal was die eerste inflasie wat die massa veroorsaak het wat teen baie vinnige snelhede na buite vlieg. Namate die gevolge van inflasie afgeneem het, het die buitenste dop afgesak met die huidige uitbreidingsnelheid van />.

Vyf miljard jaar na die eerste rampspoedige gebeurtenis het 'n ander oerknal die tweede tot die buitenste dop veroorsaak. Na 'n tydperk van inflasie het die dop ook sy huidige uitbreidingsnelheid van /> vereffen. Hierdie proses is weer een miljard jaar na die tweede oerknal (ses biljoen jaar na die eerste oerknal) herhaal om die dop te produseer wat uiteindelik tot ons Melkwegstelsel sou lei. Die tweede na die binneste en die binneste skulpe is met dieselfde prosesse onderskeidelik sewe en twaalf miljard jaar geskep ná die eerste oerknal. Uiteindelik, 7,5 miljard jaar na die laaste oerknal, kom ons by die huidige toestand van ons heelal. Al vyf die skulpe het 'n konstante uitbreidingsnelheid van /> aangeneem na die relatief kort inflasieperiode wat elkeen afsonderlik deurloop 4.

Figuur 4 toon die generasie van hierdie 5-beskutte model van ons heelal tot sy huidige toestand. Ons het talle verwysings na die ouderdomme van die galaktiese skulpe gemaak. Met die eerste oogopslag blyk dit egter dat daar geen dimensie in ons syfers is om tyd in ag te neem nie. Hier beweer ons dat die tyd inderdaad in 'n enkele diagram gelyktydig met die drie dimensies van die ruimte uitgebeeld kan word. Ons bewerings is gebaseer op een leidende beginsel: beweging is die mees fundamentele hoeveelheid / eenheid slegs as ons beweging het, het ons die konsepte van tyd

/> /> /> (a) (b) (c) /> /> /> (d) (e) (f)

Figuur 4. (a) Die heelal, soos beskryf deur die Shell-model van die heelal, het begin toe die eerste oerknal die buitenste dop (magenta) genereer het. (b) Nadat die buitenste dop 5 miljard jaar met snelheid V uitgebrei het, het die tweede oerknal die tweede die buitenste dop (rooi) geskep. (c) Nadat die buitenste dop vir nog 1 miljard jaar met snelheid V uitgebrei het, het die derde oerknal die derde dop (blou) geskep, wat ook ons ​​dop is. (d) Nadat die buitenste dop altesaam 7 miljard jaar met snelheid V van die middelpunt teruggetrek het, is die vierde oerknal die vierde dop (groen) verwek. (e) 12 miljard jaar na die skepping van die heelal, het die finale oerknal aanleiding gegee tot die binneste dop (siaan). (f) 7,5 miljard jaar na die konsepsie van die finale dop, het ons heelal in sy huidige toestand gekom.

verloop en ruimte beset [8]. Die eerste oerknal het 'n aansienlike hoeveelheid energie genereer in die vorm van lig saam met die kosmiese massa wat dit geskep het. Een van Einstein se postulate van Spesiale Relatiwiteit sê dat die spoed van die lig konstant is. As u dit in gedagte hou, tesame met die eenvoudige verhouding: afstand = spoed en akute tyd, dan is die afstand wat deur die lig wat tydens die eerste oerknal gegenereer is, in wese 'n uurwerk wat die ouderdom van die heelal opneem. Die uitbreidingsnelheid van die skulpe in ons model van die heelal handhaaf 'n een-tot-een-ooreenstemming met die lig deur 'n konstante waarde van /> te handhaaf ten opsigte van 'n waarnemer in die middel van die heelal. Daarom kan die afstand wat die uitbreidende skulpe afgelê het, ook gebruik word om die tydsverloop aan te teken. Daar moet erken word dat geen van die galaktiese skulpe die konstante uitbreidingsnelheid gedurende hul rypwording onderhou het nie. Dit is veral waar tydens inflasie, wanneer die uitbreidingsnelheid die waarde baie hoër is as [5]. Die duur van die inflasietydperke is egter relatief klein met die tydskaal waarmee ons werk, wat die benadering binne die rede maak.

3. Interpretasie van astronomiese waarnemings met behulp van die dopmodel van die heelal

Noudat 'n werkende Shell-model van die heelal gebou is, sal ons die nut daarvan ondersoek om astronomiese waarnemings te interpreteer.

3.1. Relatiewe snelheid van Galaxy X as 'n funksie van & ETHXSM

In die bespreking sal ons 'n meetkundige verwantskap vestig om die relatiewe snelheid van 'n sterrestelsel ten opsigte van ons te bepaal. Dit kan nuttig wees om gedurende hierdie bespreking na Figuur 5 te verwys. In hierdie figuur word ons Melkwegstelsel aangedui met die letter M. Sterrestelsel B lê op dieselfde dop as ons, terwyl sterrestelsels A en C onderskeidelik op 'n jonger en een ouer skulp is. Daarbenewens is sterrestelsels A, B en C almal op dieselfde radiale vektor, sodanig dat /> en almal aanvaar word dat dit radiaal na buite uitbrei teen die uitbreidingstempo van die heelal, V. Om die relatiewe snelheid, />, van enige sterrestelsel X ten opsigte van ons word die relativistiese snelheidstransformasies weer gebruik en soos volg opgesom:

/> (6a)

/> (6b)

/> (6c)

/> (6d)

As 'n konkrete voorbeeld, word 'n waarde van 30˚ vervang deur /> tesame met die voorheen berekende waarde vir die uitbreidingsnelheid van />. Hieruit word 'n waarde van /> vir /> verkry. Dit beteken dat onder hierdie gegewe model alle sterrestelsels wat 'n hoek van 30˚ met die middelpunt van die heelal en die Melkweg vorm, van ons sal afneem met 'n relatiewe snelheid van />, 'n waarde wat vanaf die rooiverskuiwing gemeet kan word. Die relatiewe snelheid van enige sterrestelsel ten opsigte van ons verwysingsraamwerk, bly inderdaad slegs 'n funksie van die uitbreidingsnelheid van die heelal en die hoek wat deur die liggaam gevorm word, die oorsprong van die oerknal en ons sterrestelsel.

3.2. Plek van Galaxy X, waar lig wat tans ontvang word, uitgestraal is

Drie algemene sake moet oorweeg word om die ligging van Galaxy X, waar die lig wat ons tans ontvang, uit te stuur. Daar is die eerste geval van 'n sterrestelsel wat op dieselfde dop as ons s'n is, die tweede geval

Figuur 5. Ons sterrestelsel word aangedui deur die letter M. Galaxy B lê op dieselfde dop as ons, terwyl Galaxy A op 'n binneste dop is met die van ons en Galaxy C op 'n buitenste dop met betrekking tot ons s'n. Alle sterrestelsels trek radiaal van S af met dieselfde uitbreidingsnelheid V. />. Die relatiewe snelhede van A, B en C met betrekking tot M is almal dieselfde en is slegs funksies van V en />, waar /> en /> en />.

van 'n sterrestelsel wat op 'n binneste dop met betrekking tot ons s'n is, en die derde geval van 'n sterrestelsel wat op 'n buitenste dop met betrekking tot ons s'n is.

3.2.1. Geval 1: Galaxy B is op dieselfde dop as ons sterrestelsel

In hierdie afdeling word gebruik gemaak van talle verwysings na Figuur 6. In hierdie figuur word ons Melkwegstelsel aangedui met die letter M en is dit tans op 'n ouderdom van />. Sterrestelsel B, wat op dieselfde dop as ons sterrestelsel is, is ook op 'n ouderdom van />. Lig wat tans deur B uitgestraal word, bereik ons ​​nog nie by M nie, aangesien die lig self 'n eindige snelheid het en B en M ruimtelik geskei is. Ons ontvang egter lig wat t jaar oud is van B ', uit 'n tyd toe Galaxy B eers op 'n ouderdom van /> was. Tyd word verreken deur B's in 'n radius van te plaas

/>(7)

en B en M in 'n radius van

/>(8)

in ooreenstemming met die beginsels wat stel dat beweging slegs die belangrikste hoeveelheid / eenheid is as ons beweging het, het ons die konsepte van verloop en ruimte wat beset word, wat vroeër in Afdeling 2.3 bespreek is.

As ons na die naghemel kyk en Galaxy B sien, kyk ons ​​nie na Galaxy B op sy huidige plek nie. Ons kyk eerder na Galaxy B van die verlede en die lig wat t jaar oud is van 'n tyd toe Galaxy B nog steeds by B 'was. As sterrekundiges dus die afstand tot Galaxy B meet, meet hulle eintlik die afstand tot B 'en nie na die huidige plek van Galaxy B nie, wat tans nie waarneembaar is nie. Hier maak ons ​​die onderskeid dat die gemete astronomiese afstande eintlik die afstande is wat deur die lig afgelê word voordat ons ons oë of instrument tref (die ligte afstande, d) en nie die werklike afstand tot die huidige posisie van die hemelse voorwerp nie. Berekening van d is eenvoudig, want dit is bloot 'n produk van die snelheid van die lig en die tyd wat die lig gereis het, d.w.s.

/>. (9)

Hierdie konsep is uiters belangrik, want dit is die akkurate meting van hierdie waarde wat die soeke na 'n standaard kers laat opvlam het. Dit was ook die gebruik van hierdie waarde in die berekening van Hubble se konstantes van die verlede en hede wat gelei het tot die gevolgtrekking dat ons heelal 'n versnelde uitbreiding ondergaan.

Nog 'n belangrike verhouding,

Figuur 6. Ons Melkwegstelsel word deur M aangedui, terwyl S die middelpunt van die heelal voorstel. Galaxy B lê op dieselfde dop as ons, wat op 'n ouderdom van t is0. M ontvang tans lig wat t jaar oud is van 'n tyd, t0 - t, toe Galaxy B nog by B ′ was. Tyd word verreken deur B 'in 'n radius van r en B en M in 'n radius van R te plaas. Die afstand van M tot B' is d.

/>(10)

kan uit hierdie diagram afgelei word deur die wet van kosinusse te gebruik. Met behulp van hierdie formule is ons in staat om t te bereken, gegewe die uitbreidingsnelheid van die heelal, die huidige ouderdom van ons dop en /> wat ooreenstem met 'n bepaalde rooi verskuiwing. Nadat 'n waarde vir t verkry is, kan die Cartesiese koördinate van B 'bereken word met behulp van die volgende verwantskappe.

/> (11a)

/> (11b)

As die ouderdom van ons omhulsel /> is, is die uitbreidingsnelheid van die heelal /> en die hoek wat gevorm word deur die baanvektore van Galaxy M en B is, dan is die tyd wat die lig geneem het om ons oë vanaf B ′ te bereik vanaf 'n afstand van. Daarom lyk dit asof Galaxy B in ons lugopname by B 'is.vanaf relasie (11a-b) wanneer dit in werklikheid reeds na posisie B beweeg het. In Figuur 7 (a) is die koördinate van B 'vir 'n verskeidenheid bepaal waardes en as die blou lyn geteken.

3.2.2. Geval 2: Galaxy A is op 'n binneste dop met respek vir ons s'n

Dit sal nuttig wees om tydens hierdie gedeelte van die bespreking na Figuur 8 te verwys. Ons Melkwegstelsel, aangedui deur die letter M, is tans op 'n ouderdom van 'n omhulsel, terwyl Galaxy A tans op 'n ouderdom van twee jaar tot 'n jonger binneste dop behoort. Ons sterrestelsel, M, ontvang tans lig wat deur Galaxy A uitgestraal word, toe dit op die punt A ′ was, terwyl die dop wat die sterrestelsel bevat op 'n ouderdom van. Die radius na A ′ is

, (12)

(a) (b)

Figuur 7. (a) Dit is 'n voorstelling van die Shell-model van ons heelal soos tans gesien vanuit ons sterrestelsel, M, wat in 'n dop van ouderdom t0 = 13,5 Gyr. S is die middelpunt van ons heelal. Die blou lyn stel ons perspektief voor van sterrestelsels wat dieselfde dop as ons die groen lyn deel, 'n dop wat 1 miljard jaar jonger is as ons die rooi lyn, 'n dop van 1 miljard jaar ouer as ons, en die magenta-lyn, 'n dop van 6 miljard jaar ouer as ons s’n. (b) Dit is 'n voorstelling van die 5-beskutte model van ons heelal. sy afwyk van (a) deurdat dit vanuit die perspektief van 'n alwetende waarnemer is wat onmiddellik die geheel van die heelal kan sien. Die blou lyn stel sterrestelsels voor wat dieselfde dop as ons deel, die groen lyn, 'n dop van 1 miljard jaar jonger as ons s'n die rooi lyn, 'n dop van 1 miljard jaar ouer as ons s'n, en die magenta-lyn, 'n dop van 6 miljard jaar ouer as ons s'n. Hierdie syfer het ook 'n siaanlyn, wat 'n dop van 6 miljard jaar jonger as ons s'n verteenwoordig. Dit is nie in (a) aanwesig nie, omdat die lig van sterrestelsels in daardie dop ons nog nie bereik het nie.

Figuur 8. Ons Melkwegstelsel, wat deur die letter M aangedui word, is op 'n ouderdom van t0. S stel die middelpunt van die heelal voor. Sterrestelsel A, wat op 'n dop van T jaar jonger as ons s'n is, is op 'n ouderdom van t0 - T. M ontvang tans lig wat t jaar oud is toe Galaxy A nog by A was. Tyd word bereken deur A 'in 'n radius van r en M in 'n radius van R te plaas. Die afstand gemeet tot A' vanaf M is d.

en die straal van die omhulsel waarin M geleë is, word gegee deur dieselfde verband as in (8).

Omdat dit die lig wat uitgestraal is toe Galaxy A op posisie A 'was, geneem het om die waarnemer by M te bereik, is die. t kan bereken word met behulp van 'n verband afgelei van die wet van kosinus:

(13)

Redelike waardes vir V en reeds gevestig is, en kan gekorreleer word met die voorwerp se resessiesnelheid. Al wat oorbly vir die oplossing vir t is om redelike ramings 5 ​​vir T. te maak. Die koördinate van A 'word gegee deur (11a-b).

As, , , en die binneste dop waarop A woon, is jonger as ons dop, dan is die tyd wat dit geneem het vir die lig om ons vanaf A te bereik t = 6.96 Gyr vanaf 'n afstand van d = 6.96 Glyr. Dit plaas A 'by die koördinate, hoewel Galaxy A lankal na die posisie verhuis het. Soortgelyke berekeninge is uitgevoer vir 'n aantal waardes en geteken as die groen lyn in Figuur 7 (a). 'N Identiese stel berekeninge is uitgevoer vir en 'n verskeidenheid vanSe. Negatiewe waardes is egter vir t verkry, wat impliseer dat geen lig uit die geskiedenis van 6 miljard jaar van hierdie jonger dop nog ons sterrestelsel bereik het nie.

3.2.3. Geval 3: Galaxy C is op 'n buitenste dop met respek vir ons s'n

In hierdie finale saak wat oorweeg word, sal dit informatief wees om na Figuur 9 te verwys. Ons Melkwegstelsel word weereens deur die letter M aangedui en is tans op 'n dop op die ouderdom van, terwyl Galaxy C tans op 'n ouderdom van tot 'n ouer, buitenste dop behoort. Ons sterrestelsel ontvang tans lig van T jaar oud vanaf C ', van 'n tyd toe Galaxy C op 'n ouderdom van was. Tyd word aangedui deur C ′ in 'n radius van te plaas

(14)

en M in 'n radius gegee deur (8).

Dit het die lig wat deur Galaxy C uitgestraal is toe dit 'n totaal van t jaar was, geneem om 'n waarnemer by M. te bereik.

Figuur 9. Ons Melkwegstelsel word voorgestel deur die letter M en is op 'n ouderdom van t0. S is die middelpunt van die veelvuldige oerknalle. Galaxy C is op 'n dop van T jaar ouer as ons s'n en is op 'n ouderdom van t0 + T. M ontvang tans lig wat t jaar oud is van 'n tyd toe Galaxy C nog by C ′ was. Tyd word aangedui deur C 'in 'n radius r en M in 'n radius R te plaas. Die afstand tot C' vanaf M is d.

die afstand van M na C ′ is weer eens eenvoudig. Soortgelyk aan die ander twee gevalle, is 'n wet van cosinusverhouding:

(15)

kan afgelei word om vir t op te los. Weereens waardes vir die uitbreidingsnelheid van die heelal (V) en die ouderdom van ons dop () is al redelik bepaal, is al wat oorbly om vir t op te los, die toepaslike waardes vir T vir 'n wye reeksSe.

Byvoorbeeld, as, , , en die buitenste dop waarop C woon, is ouer as ons dop, dan is die tyd wat dit geneem het vir die lig om ons vanaf C te bereik vanaf 'n afstand van. Alhoewel Galaxy C tans op die pos is , ons sien dit is by C '. Soortgelyk berekende waardes is verkry vir 'n verskeidenheid'S en as die rooi lyn in Figuur 7 (a) geteken. Die magenta-lyn in hierdie figuur verteenwoordig soortgelyke berekeninge wat vir 'n buitenste dop gedoen word ouer as ons s’n.

Gestel dat ons heelal gemodelleer kan word deur 'n dopmodel van die heelal wat uit vyf skulpe bestaan: 1) die dop wat ons sterrestelsel bevat, wat op 'n ouderdom van 13,5 miljard jaar is, 2) 'n dop wat een miljard jaar jonger is as ons op 'n ouderdom van 12,5 miljard jaar, 3) 'n dop van een miljard jaar ouer as ons op 'n ouderdom van 14,5 miljard jaar, 4) 'n dop van ses miljard jaar jonger as ons op 'n ouderdom van 7,5 miljard jaar, en 6) 'n dop van ses miljard jaar jonger as ons s'n op 'n ouderdom van 19,5 miljard jaar, stel Figuur 7 (a) die heelal voor soos tans gesien, hier in die Melkweg. Dit moet gekontrasteer word met die werklike toestand van die heelal wat in Figuur 7 (b) getoon word, wat van die uitkykpunt af is van 'n waarnemer wat in die middel van die oerknal sit en die bewegings van voorwerpe in die heelal opneem. Let op dat ons vanuit ons perspektief onbewus is van die bestaan ​​van die innerlike galaktiese dop, waarvan die lig nog nie ons oë moet bereik nie.

3.3.Hubble se wet en die verhouding van

Die vorige gedeeltes het ons die middele gegee om 'n blik op die heelal te konstrueer op grond van ons beperkte, histories gebaseerde perspektief (sien Figuur 7 (a)). Verder het dit ons voorsien van die nodige gereedskap om die wet van Hubble en die verhouding van nader te bekyk. Gestel die uitbreidingsnelheid van die heelal is konstant, is in verhouding (6a-d) aangetoon dat die relatiewe snelheid van enige sterrestelsel met betrekking tot ons verwysingsraamwerk, slegs die funksie van die hoek bly, , gevorm tussen die snelheidsvektore van daardie sterrestelsel en ons s'n. As ons dus geen verandering in die uitbreidingstempo aanneem nie, moet die relatiewe snelheid van alle sterrestelsels ten opsigte van ons dieselfde bly, omdat die hoek wat deur die snelheidsvektore gevorm word, nie verander nie.

Daarbenewens het ons metodes afgelei om die ligafstand te bepaal, , wat die afstand is wat sterrekundiges wil meet met behulp van standaard kerse, deur die volgende drie gevalle te ondersoek: 1) die ligbron is afkomstig van 'n sterrestelsel wat tans op dieselfde dop as ons woon, 2) die ligbron is van 'n sterrestelsel wat tans op 'n binneste dop is relatief tot ons, en 3) die ligbron is afkomstig van 'n sterrestelsel wat tans op 'n buitenste dop is relatief tot ons. Om die oplossing vir t op te los, gebruik ons ​​die wet van die verhoudings tussen kosinusse wat in die drie gevalle onderskeidelik in vergelykings (10), (13) en (15) voorkom.

Gestel die sterrestelsels A, B en C brei almal oor dieselfde lyn uit, sodat hul baanvektore 'n hoek van 30 grade maak, , met ons snelheidsvektor. Met betrekking tot ons galaktiese dop, is Galaxy A tans op 'n binneste dop en Galaxy B op dieselfde dop, terwyl Galaxy C op 'n buitenste dop is (sien Figuur 5). Die ouderdomsverskil tussen ons dop en die binneste en buitenste skulpe is 1 miljard jaar, d.w.s.. Gebruik die voorheen berekende waardes vir die uitbreidingsnelheid van die heelal, , en die ouderdom van ons dop, t0 = 13,5 Gyr, kan ons die verhouding van bereik en vergelyk vir die drie sake. Daar is die eerste geval van sterrestelsel B wat op dieselfde dop as ons sterrestelsel woon, die tweede geval van sterrestelsel A wat op 'n binnedop woonagtig is met betrekking tot ons, en sterrestelsel C wat op 'n buitedop met betrekking tot ons s'n is. Omdat is dieselfde vir sterrestelsels A, B en C, die resessiesnelhede van hierdie sterrestelsels is almal.

3.3.1. Geval 1: Galaxy B, wat tans op dieselfde dop as ons sterrestelsel woon

Die oplossing van die eerste wet van kosinusse Vergelyking (10) vir t en vermenigvuldig met c, verkry ons die waarde van, wat beteken dat die bron van lig 6,09 Glyr weg is. Die verdeling van hierdie sterrestelsel se resessiesnelheid van deur hierdie d-waarde verkry ons 'n verhouding van

(16)

3.3.2. Geval 2: Galaxy A, wat tans op 'n binneste dop relatief tot ons sterrestelsel woon

Deur die oplossing van t in (13) en vermenigvuldig met die ligspoed, bereken ons die afstand wat deur die lig afgelê moet word. Dit stem ooreen met

(17)

3.3.3. Geval 3: Galaxy C, wat tans op 'n buitenste dop is in verhouding tot ons sterrestelsel

Op dieselfde manier, deur t uit Vergelyking (15) af te lei en met c te vermenigvuldig, bereik ons ​​'n waarde van. Verdeel die voorheen berekende waarde van deur d, verkry ons 'n verhouding van

(18)

Omdat die resessiesnelheid vir al drie hierdie sterrestelsels dieselfde is, is die enigste faktor in die veranderlikheid van is die afstand, d. Daar is 'n tendens in die verhoudings van, oftewel "Hubble's Constant", met daardie sterrestelsels die verste weg

wat die kleinste waardes lewer en waardes wat die naaste naby is, wat die grootste getalle lewer. Hierdie resultate impliseer dat namate ons al hoe langer terug in die tyd kyk, dit wil sê ons kyk na al hoe meer sterrestelsels, "Hubble's

Konstante ”neem af. Soos die heelal ouer geword het, is die verhouding van het vermeerder. Onder die huidige standaard

Die model van die heelal, die gevolglike toenemende vordering in "Hubble's Constant" met verloop van tyd, impliseer 'n versnelde uitbreiding van die heelal. Die immer ontwykende donker energie word beweer dat dit die dryfveer vir hierdie toename is. Gedurende hierdie bespreking en die geskiedenis van die Shell-model van die heelal is daar egter aanvaar dat die uitbreidingsnelheid van die heelal konstant gebly het,. Dus, die varia-

in die verhouding van kan toegeskryf word aan die model waaronder die astronomiese verskynsels geïnterpreteer word.

Donker energie het geen plek in hierdie nuwe model nie.

Die beroep op hierdie nuwe Shell-model van die heelal oor die huidige standaardmodel van die heelal lê in sy eenvoud en sy vermoë om die kwasarparadoks reguit aan te spreek, die variasie in "Hubble's Constant" en die vermeende versnelde uitbreiding van die heelal. Oorweging van hierdie nuwe model sou nie net die huidige model, maar meer fundamenteel, die wet van Hubble ernstig bevraagteken nie. Net uit die voorbeeld hierbo sien ons dat daar geen een-tot-een-ooreenstemming tussen is nie en d, soos gesê deur "Hubble's Relation":. Ongetwyfeld moet hierdie nuwe Shell-model van die heelal verfyn word. As 'n rowwe eerste model bied dit egter van onskatbare waarde insig en daag die huidige heersende teorieë ernstig uit. Die enorme groot rooi verskuiwings van kwasars is byvoorbeeld die gevolg van hul oriëntasie ten opsigte van ons en is nie op die uitgebreide afstande wat deur 'Hubble's Law' geïmpliseer word nie. Omdat die verskynsels nie so ver is soos voorheen voorgestel is nie, is daar geen enorme energie-uitset om te verklaar deur materie wat in swart gate val nie.

4. Voorspellings van die dopmodel van die heelal

'N Handige model moet nie net die huidige verskynsels kan verklaar nie, maar ook voorspellings kan maak.

4.1. Jongste, hipotetiese, sigbare dop

Voorheen, in Figuur 7 (a), is getoon dat ons nie in staat is om sterrestelsels aan 'n binneskulp van 6 miljard jaar te sien nie.

jonger as ons s’n. Ons kan nie 'n verhouding bereken vir vanaf 'n binneste dop op 'n ouderdom van 7,5 miljard jaar, omdat ons

kan nie data versamel van dinge wat ons nie kan sien nie. In die daaropvolgende bespreking sal ons bereken waar die afsnypunt is, dit wil sê wat die jongste is wat 'n dop kan wees om dit te kan sien. As ons na Figuur 8 kyk, moet twee eienskappe bevredig word deur hierdie hipotetiese binnedop: 1) die lig wat net by ons uitkom, wys die dop reg soos dit gebore word, d.w.s.

(19)

en 2) dat die lig die afstand afgelê het vanaf die oorsprong van die veelvuldige knallen, d.w.s.

(20)

Uit vergelykings (8) en (9) het ons dit gesien en, onderskeidelik. Daarom sal ons dit vervang

. (21)

In ons huidige werksmodel endaarom vind ons dit. Ons kan dus slegs 'n hipotetiese dop sien wat maksimum 3,2 miljard jaar jonger as ons s'n is. Die onwaarneembare massa in jonger skulpe kan die verlore massa wat nodig is om die kritieke digtheid vir die Big Crunch te bereik, verklaar. Net so, as die sterrestelsels in die buitenste skulpe van ons heelal baie lank gelede gesterf het, kan ons dit ook nie sien nie, want die laaste van die lig wat hulle uitgestraal het, het ons al verbygegaan, maar hulle sal steeds bydraers lewer en bydra tot die digtheid wat benodig word vir die Big Crunch. Verder kan addisionele massa gegenereer word met meer en meer groot knalle.

4.2. Maksimum rooiverskuiwingswaarde wat objekte in lyn met sig nie kan oorskry nie

Die finale voorspelling wat bespreek sal word, sal Figuur 10 gebruik. Die lyn wat ons sterrestelsel M met die oorsprong van die oerknal verbind, word as die x-as aangedui. Ons wiskundige model voorspel dit vir enige hoek, ons kan

Figuur 10. Die rooi verskuiwing, z, van enige sterrestelsel is 'n funksie van die uitbreidingsnelheid van die heelal, V, en die hoek,. As ons aanneem dat V konstant is, word die rooi verskuiwing slegs 'n funksie van. As 'n waarnemer na die kosmos kyk met 'n bepaalde siglyn, , moet hulle nooit 'n sterrestelsel met 'n rooiverskuiwing hoër as sien nie, waar en en. Dit is omdat die straal wat die hoek vorm sny nooit die straal wat vorm nie.

sterrestelsels waarneem met rooi verskuiwings kleiner as of gelyk aan maar nie groter as, waar

(22)

en word gegee deur (6a-d). Daar is vroeër bewys dat resessiesnelheid en analoog, rooi verskuiwings, slegs funksies is van die uitbreidingsnelheid V en. Dus, met 'n waarde vir V bepaal, is hierdie verband waar, omdat die boonste straal van kruis nooit met die boonste straal van. Hierdie straal sny slegs met die strale van hoeke minder as, wat ooreenstem met rooiverskuiwingswaardes minder as. Dit beteken dat as u die kosmos by 'n bepaalde siglyn waarneem, , moet jy nooit 'n sterrestelsel met 'n rooiverskuiwing hoër as sien nie. Op 'n soortgelyke noot onder hierdie Shell-model van die heelal, moet voorwerpe met hoë rooi verskuiwing, dit wil sê kwasars, almal rondom dieselfde hemelruim gegroepeer word..

Hierdie nuwe Shell-model van die heelal is ontwerp om eenvoudiger verklarings vir astronomiese verskynsels te gee. Hierdie model het die kwasarparadoks, die wisselvalligheid van 'Hubble's Constant' en die vermeende versnelde uitbreiding van die heelal, iets waarmee die huidige standaardmodel van die heelal beperkte sukses behaal het, parsimonious aangespreek. In die wetenskap is Ockham's Razor koning.

Tower Chen, Zeon Chen, (2016) Die dopmodel van die heelal: 'n heelal gegenereer uit veelvuldige oerknalle. Tydskrif vir moderne fisika,07, 611-626. doi: 10.4236 / jmp.2016.77062

    Freedman, W., et al. (2001) Astrophysical Journal, 553, 47.
    http://dx.doi.org/10.1086/320638
    Freedman, W. en Turner, M. (2003) Reviews of Modern Physics, 75, 1433.
    http://dx.doi.org/10.1103/RevModPhys.75.1433
    Perlmutter, S. (2003) Fisika vandag, 2003, 53.
    Ruderman, G. (2005) Drie verre kwasars gevind aan die rand van die heelal. Sloan Digital Sky Survey.
    http://www.sdss.org/news/releases/20030109.quasar.html
    Britt, R. (2005) Astounding Findings se Pin down Age of Universe, Birth of First Stars.
    http://www.space.com/scienceastronomy/map_discovery_030211.html
    Sneden, C. (2001) Nature, 409, 673-375.
    http://dx.doi.org/10.1038/35055646
    de Bernardis, P., et al. (2000) Natuur, 404, 955-959.
    http://dx.doi.org/10.1038/35010035
    Chen, T. en Chen, Z. (2011) Die referaat "Voordele van driedimensionele ruimtetydraamwerke". Tydskrif vir grense in wetenskap, wetenskaplike akademiese uitgewer 2011.

1 Die terme QSO's en quasars word hier deurmekaar gebruik. Daar moet op gelet word dat sommige sterrekundiges kwasars, dws kwasi-sterre radiobronne, definieer as die radio-uitreikende deelversameling van QSO's. Semantiek moet nie die fokuspunt wees nie.

2 'n Nog hoër waarde is dalk onlangs waargeneem of in die toekoms waargeneem, maar die konseptuele basis vir hierdie berekening bly dieselfde.

3 Weereens moet erken word dat dit 'n onvolledige model is wat aan verdere verfyning onderwerp moet word. Nietemin, as 'n werkende model, bied dit ryp grond vir bespreking.

4 Weer eens, vir die eenvoud, word die effekte van swaartekrag nie in berekening gebring nie. Dit moet in meer verfynde weergawes van hierdie model oorweeg word.


Stel die ligging van hemelvoorwerpe in verhouding tot die melkweg in x, y, z-koördinate uit - Sterrekunde

Aan die einde van hierdie afdeling is u in staat om:

  • Beskryf die vektoraard van hoekmomentum
  • Bepaal die totale hoekmomentum en wringkrag rondom 'n aangewese oorsprong van 'n stelsel deeltjies
  • Bereken die hoekmomentum van 'n vaste liggaam wat om 'n vaste as draai
  • Bereken die wringkrag op 'n vaste liggaam wat om 'n vaste as draai
  • Gebruik die behoud van die hoekmomentum in die analise van voorwerpe wat hul rotasiesnelheid verander

Waarom draai die aarde aan? Wat het begin om te begin? Waarom bring die Aarde se aantrekkingskrag nie die Maan na die Aarde toe nie? En hoe slaag 'n ysskaats vinniger en vinniger deur bloot haar arms in te trek? Waarom hoef sy nie 'n wringkrag uit te oefen om vinniger te draai nie?

Die antwoord is in 'n nuwe behoue ​​hoeveelheid, aangesien al hierdie scenario's in geslote stelsels is. Hierdie nuwe hoeveelheid, hoekmomentum, is analoog aan lineêre momentum. In hierdie hoofstuk definieer en ondersoek ons ​​eers hoekmomentum vanuit verskillende oogpunte. Eerstens ondersoek ons ​​egter die hoekmomentum van 'n enkele deeltjie. Dit stel ons in staat om hoekmomentum te ontwikkel vir 'n stelsel van deeltjies en vir 'n vaste liggaam wat silindries simmetries is.

Hoekmomentum van 'n enkele deeltjie

(Figuur) toon 'n deeltjie op 'n posisie [latex] te veel < tot> [/ latex] met lineêre momentum [latex] te veel < tot>

= m verreken < tot> [/ latex] met betrekking tot die oorsprong. Al kan die deeltjie nie om die oorsprong draai nie, kan ons steeds 'n hoekmomentum definieer in terme van die posisievektor en die lineêre momentum.

Hoekmomentum van 'n deeltjie

Die hoek momentum [latex] oorskakel < na> [/ latex] van 'n deeltjie word gedefinieer as die kruisproduk van [latex] overset < tot> [/ latex] en [latex] oorskakel < tot>

[/ latex], en is loodreg op die vlak wat [latex] overset < tot> bevat [/ latex] en [latex] oorskakel < tot>

: [/ latex]

Figuur 11.9 In die driedimensionele ruimte, word die posisievektor [latex] oorkruis < tot> [/ latex] lokaliseer 'n deeltjie in die xy-vlak met lineêre momentum [latex] te veel < tot>

[/ latex]. Die hoekmomentum ten opsigte van die oorsprong is [latex] te veel < tot>= te veel < tot>, × , oorskat < tot>

[/ latex], wat in die z-rigting is. Die rigting van [latex] overset < na> [/ latex] word gegee deur die regterkantse reël, soos getoon.

Die bedoeling om die rigting van die hoekmomentum loodreg op die vlak te kies wat [latex] oorskot < na> bevat [/ latex] en [latex] oorskakel < tot>

[/ latex] is soortgelyk aan die keuse van die draairigting van die wringkrag loodreg op die vlak van [latex] ooreet < tot>, teks, oorrompel < tot>, [/ latex] soos bespreek in vaste-as rotasie. Die grootte van die hoekmomentum word gevind uit die definisie van die kruisproduk,

waar [latex] theta [/ latex] die hoek is tussen [latex] ooreet < tot> [/ latex] en [latex] oorskakel < tot>

. [/ latex] Die eenhede van hoekmomentum is [latex] teks· < Teks> ^ <2> teks teks [/ latex].

Soos met die definisie van wringkrag, kan ons 'n hefboomarm [latex] definieer. _ < perp> [/ latex], dit is die loodregte afstand vanaf die momentumvektor [latex] ooreet < tot>

[/ latex] na die oorsprong, [latex] _ < perp> = r , teks, theta. [/ latex] Met hierdie definisie word die grootte van die hoekmomentum

Ons sien dat as die rigting van [latex] oorskakel < na>

[/ latex] is sodanig dat dit deur die oorsprong gaan, dan [latex] theta = 0, [/ latex] en die hoekmomentum is nul omdat die hefboomarm nul is. In hierdie opsig hang die grootte van die hoekmomentum af van die keuse van oorsprong.

As ons die afgeleide tyd van die hoekmomentum neem, kom ons tot 'n uitdrukking vir die wringkrag op die deeltjie:

Hier het ons die definisie van [latex] overset < to> gebruik

[/ latex] en die feit dat 'n vektor in sigself oorgesteek is, is nul. Van Newton se tweede wet, [latex] frac

>

= som verreken < tot>, [/ latex] die netto krag wat op die deeltjie inwerk, en die definisie van die netto wringkrag, kan ons skryf

Let op die ooreenkoms met die lineêre resultaat van Newton se tweede wet, [latex] frac

>

= som verreken < tot> [/ latex]. Die volgende probleemoplossingstrategie kan as riglyn dien vir die berekening van die hoekmomentum van 'n deeltjie.

Probleemoplossingstrategie: hoekige momentum van 'n deeltjie

  1. Kies 'n koördinaatstelsel waaroor die hoekmomentum bereken moet word.
  2. Skryf die radiusvektor tot die puntdeeltjie in eenheidsvektornotasie neer.
  3. Skryf die lineêre momentumvektor van die deeltjie in eenheidsvektornotasie.
  4. Neem die kruisproduk [latex] overset < na>= te veel < tot>, × , oorskat < tot>

    [/ latex] en gebruik die regterkantse reël om die rigting van die hoekmomentvektor vas te stel.

  5. Kyk of daar 'n tydsafhanklikheid is in die uitdrukking van die hoekmomentvektor. As daar is, bestaan ​​daar 'n wringkrag oor die oorsprong, en gebruik [latex] frac>
    = som oorskot < tot> < tau> [/ latex] om die wringkrag te bereken. As daar geen tydafhanklikheid in die uitdrukking vir die hoekmomentum is nie, is die netto wringkrag nul.

Voorbeeld

Hoekige momentum en wringkrag op 'n meteoor

'N Meteor betree die aarde se atmosfeer ((figuur)) en word waargeneem deur iemand op die grond voordat dit in die atmosfeer verbrand. Die vektor [latex] ooreet < tot>= 25 , teks hoed+25 , teks hoed [/ latex] gee die posisie van die meteoor ten opsigte van die waarnemer. Op die oomblik dat die waarnemer die meteoor sien, het dit 'n liniêre momentum [latex] oorkoepelend < tot>

= 15.0 , teks(-2.0 teks teks teks hoed) [/ latex], en dit versnel teen 'n konstante [latex] 2.0 , teks teks< teks> ^ <2> ( teks <−> hoed) [/ latex] langs sy pad, wat vir ons doeleindes as 'n reguit lyn geneem kan word. (a) Wat is die hoekmomentum van die meteoor oor die oorsprong, wat op die plek van die waarnemer is? (b) Wat is die wringkrag op die meteoor oor die oorsprong?

Figuur 11.10 'N Waarnemer op die grond sien 'n meteoor op posisie [latex] oorkoepelend < tot> [/ latex] met lineêre momentum [latex] te veel < tot>

[/ latex].

Strategie

Ons los die versnelling op in x& # 8211 en y-bestanddele en gebruik die kinematiese vergelykings om die snelheid as 'n funksie van versnelling en tyd uit te druk. Ons plaas hierdie uitdrukkings in die lineêre momentum en bereken dan die hoekmomentum met behulp van die kruisproduk. Aangesien die posisie en momentumvektore in die xy-vlak, ons verwag dat die momentumvektor langs die Z-as. Om die wringkrag te bepaal, neem ons die afgeleide tyd van die hoekmomentum.

Oplossing

Die meteoor gaan die aarde se atmosfeer binne met 'n hoek van [latex] 90.0 text <°> [/ latex] onder die horisontale, dus die komponente van die versnelling in die x& # 8211 en y-aanwysings is

Ons skryf die snelhede aan die hand van die kinematiese vergelykings.

By [latex] t = 0 [/ latex] is die hoekmomentum van die meteoor oor die oorsprong

Dan, aangesien [latex] frac>

= som oorskot < tot> < tau> [/ latex], het ons

Die wringkrag-eenhede word as newton-meter gegee, en moet nie met joule verwar word nie.As 'n tjek merk ons ​​op dat die hefboomarm die x-komponent van die vektor [latex] overset < na> < teks> [/ latex] in (Figuur) aangesien dit loodreg is op die krag wat op die meteoor inwerk, wat langs sy pad is. Volgens Newton se tweede wet is hierdie krag

Betekenis

Aangesien die meteoor afwaarts versnel na die aarde, verander die radius en snelheidsvektor daarvan. Daarom, aangesien [latex] oorskakel < tot>= te veel < tot>, × , oorskat < tot>

[/ latex], verander die hoekmomentum as 'n funksie van tyd. Die wringkrag op die meteoor oor die oorsprong is egter konstant, omdat die hefboomarm [latex] < oorverhaal < na>> _ < perp> [/ latex] en die krag op die meteoor is konstantes. Hierdie voorbeeld is belangrik deurdat dit illustreer dat die hoekmomentum afhang van die oorsprongskeuse waaroor dit bereken word. Die metodes wat in hierdie voorbeeld gebruik word, is ook belangrik om hoekmomentum te ontwikkel vir 'n stelsel van deeltjies en vir 'n vaste liggaam.

Kyk na u begrip

'N Proton wat rondom 'n magnetiese veld draai, voer sirkelbeweging uit in die vlak van die papier, soos hieronder getoon. Die sirkelbaan het 'n radius van 0,4 m en die proton het snelheid [latex] 4.0 , × , <10> ^ <6> , teks teks teks [/ latex]. Wat is die hoekmomentum van die proton oor die oorsprong?

Uit die figuur sien ons dat die dwarsproduk van die radiusvektor met die momentumvektor 'n vektor gee wat uit die bladsy gerig word. As ons die radius en momentum in die uitdrukking vir die hoekmomentum plaas, het ons [latex] oorkoepel < tot>= te veel < tot>, × , oorskat < tot>

= (0.4 , teks hoed teks <)> , × , (1,67 , × , <10> ^ <-27> , teks(4.0 , × , <10> ^ <6> , teks teks teks) hoed) = 2.7 , × , <10> ^ <-21> , teks· < Teks> ^ <2> teks teks hoed [/ latex]

Hoekmomentum van 'n stelsel deeltjies

Die hoekmomentum van 'n stelsel van deeltjies is belangrik in baie wetenskaplike vakgebiede, waaronder astronomie. Beskou 'n spiraalagtige sterrestelsel, 'n roterende eiland van sterre soos ons eie Melkweg. Die individuele sterre kan as puntdeeltjies behandel word, wat elkeen sy eie hoekmomentum het. Die vektorsom van die individuele hoekmomenta gee die totale hoekmomentum van die sterrestelsel. In hierdie afdeling ontwikkel ons die instrumente waarmee ons die totale hoekmomentum van 'n stelsel van deeltjies kan bereken.

In die voorafgaande gedeelte het ons die hoekmomentum van 'n enkele deeltjie oor 'n aangewese oorsprong bekendgestel. Die uitdrukking vir hierdie hoekmomentum is [latex] te veel < tot>= te veel < tot>, × , oorskat < tot>

, [/ latex] waar die vektor [latex] oorkoepelend < tot> [/ latex] is van die oorsprong tot die deeltjie, en [latex] ooreet < tot>

[/ latex] is die deeltjie se lineêre momentum. As ons 'n stelsel van N deeltjies, elk met posisievector vanaf die oorsprong gegee deur [latex] < oorset < tot>>_ [/ latex] en elkeen met momentum [latex] < oorverhaal < tot>

>_, [/ latex] dan is die totale hoekmomentum van die sisteemstelsel rondom die oorsprong die vektorsom van die individuele hoekmomenta rondom die oorsprong. Dit wil sê

Net so, as deeltjie i is onderhewig aan 'n netto wringkrag [latex] < te veel < tot> < tau >> _ [/ latex] oor die oorsprong, dan kan ons die netto wringkrag oor die oorsprong vind as gevolg van die stelsel van deeltjies deur te onderskei (Figuur):

Die som van die individuele wringkragte lewer 'n netto eksterne wringkrag op die stelsel, wat ons [latex] som oorskot < tot> < tau> aanwys. [/ latex] Dus,

(Figuur) noem dat die tempo van verandering van die totale hoekmomentum van 'n stelsel is gelyk aan die netto eksterne wringkrag wat op die stelsel inwerk wanneer albei hoeveelhede met betrekking tot 'n gegewe oorsprong gemeet word. (Figuur) kan toegepas word op enige stelsel met 'n netto hoekmomentum, insluitend stywe liggame, soos in die volgende afdeling bespreek.

Voorbeeld

Hoekmomentum van drie deeltjies

Met verwysing na (Figuur) (a), bepaal die totale hoekmomentum as gevolg van die drie deeltjies rondom die oorsprong. (b) Wat is die tempo van verandering van die hoekmomentum?

Figuur 11.11 Drie deeltjies in die xy-vlak met verskillende posisie- en momentumvektore.

Strategie

Skryf die posisie- en momentumvektore vir die drie deeltjies neer. Bereken die individuele hoekmomenta en voeg dit as vektore by om die totale hoekmomentum te vind. Doen dan dieselfde vir die wringkrag.

Oplossing

  1. Deeltjie 1: [latex] < overset < to>> _ <1> = -2.0 , teks hoed+1.0 , teks hoed, enspace < overset < to>

    > _ <1> = 2.0 , teks(4.0 , teks teks teks hoed) = 8.0 , teks· Teks teks teks hoed, [/ latex]

Ons voeg die individuele hoekmomentas by om die totaal van die oorsprong te vind:

Betekenis

Hierdie voorbeeld illustreer die superposisiebeginsel vir hoekmomentum en wringkrag van 'n stelsel van deeltjies. Wees versigtig met die evaluering van die radiusvektore [latex] < verreken < tot>>_ [/ latex] van die deeltjies om die hoekmomenta te bereken, en die hefboomarms, [latex] < overset < tot>>_ [/ latex] om die wringkrag te bereken, aangesien dit heeltemal verskillende hoeveelhede is.

Hoekige momentum van 'n vaste liggaam

Ons het die hoekmomentum van 'n enkele deeltjie ondersoek, wat ons veralgemeen tot 'n stelsel van deeltjies. Nou kan ons die beginsels wat in die vorige afdeling bespreek is, gebruik om die konsep van die hoekmomentum van 'n star liggaam te ontwikkel. Hemelvoorwerpe soos planete het hoekmoment as gevolg van hul draai en wentelbane om sterre. In die ingenieurswese dra enigiets wat om 'n as draai, 'n hoekmoment, soos vliegwiele, skroewe en roterende onderdele in enjins. Kennis van die hoekmomenta van hierdie voorwerpe is van kardinale belang vir die ontwerp van die stelsel waarin dit deel is.

Om die hoekmomentum van 'n stywe liggaam te ontwikkel, modelleer ons 'n stywe liggaam wat bestaan ​​uit klein massasegmente, [latex] text<δ>_. [/ latex] In (figuur) is 'n vaste liggaam beperk om om die Z-as met hoeksnelheid [latex] omega [/ latex]. Alle massasegmente waaruit die vaste liggaam bestaan, ondergaan sirkelbeweging rondom die Z-as met dieselfde hoeksnelheid. Deel (a) van die figuur toon massasegment [latex] teks<δ>_ [/ latex] met posisievektor [latex] < overset < tot>>_ [/ latex] vanaf die oorsprong en radius [latex] _ [/ latex] na die Z-as. Die grootte van die tangensiële snelheid is [latex] _=_ omega [/ latex]. Omdat die vektore [latex] < oorverhaal < na>>_, teks, < verreken < tot>>_ [/ latex] loodreg op mekaar is, is die grootte van die hoekmomentum van hierdie massasegment

Figuur 11.12 (a) 'n Stewige liggaam is gedwing om om die z-as te draai. Die vaste liggaam is simmetries rondom die z-as. 'N Massasegment [latex] teks<δ>_ [/ latex] is geleë op posisie [latex] < oorstel < na>>_, [/ latex] wat hoek [latex] < theta> _ maak [/ latex] ten opsigte van die z-as. Die sirkelbeweging van 'n oneindige minimum massasegment word getoon. (b) [latex] < verreken < tot>>_ [/ latex] is die hoekmomentum van die massasegment en het 'n komponent langs die z-as [latex] <(< overset < tot>>_)>_ [/ latex].

Deur die regterhandreël te gebruik, wys die momentumvektor in die rigting in deel (b). Die som van die hoekmomenta van al die massasegmente bevat komponente sowel as loodreg op die rotasie-as. Elke massasegment het 'n loodregte komponent van die hoekmomentum wat deur die loodregte komponent van 'n identiese massasegment aan die teenoorgestelde kant van die vaste liggaam gekanselleer word. Dus is die komponent langs die rotasie-as die enigste komponent wat 'n nie-nul waarde gee as dit oor al die massasegmente opgesom word. Van deel (b), die komponent van [latex] < overset < tot>>_ [/ latex] langs die rotasie-as is

Die netto hoekmomentum van die starre liggaam langs die rotasie-as is

Die opsomming [latex] < som _ teks<δ>_(_)> ^ <2> [/ latex] is eenvoudig die traagheidsmoment Ek van die rigiede liggaam om die draai-as. Vir 'n dun ring wat draai om 'n as loodreg op die vlak van die ring, is al die [latex] _ [/ latex] s is gelyk aan R dus word die opsomming verminder na [latex] ^ <2> som _ teks<δ>_= m^ <2>, [/ latex] wat die traagheidsmoment is vir 'n dun hoepel wat in (Figuur) voorkom. Die grootte van die hoekmomentum langs die rotasie-as van 'n star liggaam wat met die hoeksnelheid [latex] omega [/ latex] om die as draai, is dus

Hierdie vergelyking is analoog aan die grootte van die lineêre momentum [latex] p = mv [/ latex]. Die rigting van die hoekmomentvektor word gerig langs die rotasie-as wat deur die regterkantste reël gegee word.

Voorbeeld

Hoekige momentum van 'n robotarm

'N Robotarm op 'n Mars-rover soos Nuuskierigheid getoon in (Figuur) is 1.0 m lank en het 'n tang aan die vrye punt om rotse op te tel. Die massa van die arm is 2,0 kg en die massa van die tang is 1,0 kg. Sien (Figuur). Die robotarm en -tang beweeg van rus na [latex] omega = 0.1 pi , text teks teks [/ latex] in 0,1 s. Dit draai af en tel 'n Mars-rots op met 'n massa van 1,5 kg. Die rotasie-as is die punt waar die robotarm op die rover aansluit. (a) Wat is die hoekmomentum van die robotarm op sigself rondom die rotasie-as na 0,1 s wanneer die arm opgehou het om te versnel? (b) Wat is die hoekmomentum van die robotarm as dit die Mars-rots in sy tang het en opwaarts draai? (c) Wanneer die arm nie 'n rots in die tang het nie, wat is die wringkrag op die punt waar die arm met die dwarskoppel verbind wanneer dit versnel van rus tot sy finale hoeksnelheid?

Figuur 11.13 'N Robotarm op 'n Mars-rover swaai af en tel 'n Mars-rots op. (krediet: wysiging van werk deur NASA / JPL-Caltech)

Strategie

Ons gebruik (Figuur) om hoekmomentum in die verskillende konfigurasies te vind. Wanneer die arm afwaarts draai, gee die regterhandse reël die momentumvektor wat uit die bladsy gerig word, wat ons die positiewe sal noem. Z-rigting. As die arm opwaarts draai, gee die regterhandreël die rigting van die hoekmomentvektor in die bladsy of negatief Z-rigting. Die traagheidsmoment is die som van die individuele traagheidsmomente. Die arm kan met 'n soliede staaf benader word, en die tang en Mars-rots kan benader word as puntmassas op 'n afstand van 1 m van die oorsprong af. Vir deel (c) gebruik ons ​​Newton se tweede bewegingswet om te draai om die wringkrag op die robotarm te vind.

Oplossing

  1. As ons die individuele traagheidsmomente neerskryf, het ons die Robot-arm: [latex] _ < teks> = frac <1> <3>_ < teks>^ <2> = frac <1> <3> (2,00 , teks) <(1.00 , teks)> ^ <2> = frac <2> <3> , teks· < Teks> ^ <2>. [/ latex] tang: [latex] _ < teks>=_ < teks>^ <2> = (1.0 , teks) <(1.0 , teks)> ^ <2> = 1.0 , teks· < Teks> ^ <2>. [/ latex] Mars rock: [latex] _ < teks>=_ < teks>^ <2> = (1.5 , teks) <(1.0 , teks)> ^ <2> = 1.5 , teks· < Teks> ^ <2>. [/ latex] Die totale traagheidsmoment is dus sonder die Mars-rots

en die grootte van die hoekmomentum is

wat Newton se tweede wet vir rotasie is. Aangesien [latex] alpha = frac <0.1 pi , teks teks teks> <0,1 , teks> = pi , teks teks< teks> ^ <2> [/ latex], kan ons die netto wringkrag bereken:

Betekenis

Die hoekmomentum in (a) is kleiner as die van (b) omdat die traagheidsmoment in (b) groter is as (a), terwyl die hoeksnelheid dieselfde is.

Kyk na u begrip

Met groter hoekmomentum: 'n soliede massasfeer m draai met 'n konstante hoekfrekwensie [latex] < omega> _ <0> [/ latex] om die Zas, of 'n soliede silinder met dieselfde massa en rotasiesnelheid rondom die Z-as?

[latex] _ < teks> = frac <2> <5> m^ <2>, enspace_ < teks> = frac <1> <2> m^ <2> [/ latex] As ons die verhouding van die hoekmoment neem, het ons:

[latex] frac <_ < teks>><_ < teks>> = frac <_ < teks> < omega> _ <0>> <_ < teks> < omega> _ <0>> = frac < frac <1> <2> m^ <2>> < frac <2> <5> m^ <2>> = frac <5> <4> [/ latex]. Die silinder het dus [latex] 25% [/ latex] meer hoekmomentum. Dit is omdat die silinder meer massa het vanaf die rotasie-as.

Opsomming

  • Die hoekmomentum [latex] oorverhaal < tot>= te veel < tot>, × , oorskat < tot>

    [/ latex] van 'n enkele deeltjie oor 'n aangewese oorsprong, is die vektorproduk van die posisievektor in die gegewe koördinaatstelsel en die deeltjie se lineêre momentum.

  • Die hoekmomentum [latex] oorverhaal < tot>= som _>_ [/ latex] van 'n stelsel deeltjies oor 'n aangewese oorsprong, is die vektorsom van die individuele momenta van die deeltjies waaruit die stelsel bestaan.
  • Die netto wringkrag op 'n stelsel oor 'n gegewe oorsprong is die tyd afgeleide van die hoekmomentum van daardie oorsprong: [latex] frac>
    = som oorskot < tot> < tau> [/ latex].
  • 'N Stewige draaiende liggaam het hoekmomentum [latex] L = I omega [/ latex] gerig langs die rotasie-as. Die tyd afgeleide van die hoekmomentum [latex] frac
    = sum tau [/ latex] gee die netto wringkrag op 'n stywe liggaam en word gerig langs die rotasie-as.

Konseptuele vrae

Kan u 'n hoekmomentum aan 'n deeltjie toeken sonder om eers 'n verwysingspunt te definieer?

Is daar vir 'n deeltjie wat in 'n reguit lyn beweeg, punte waar die momentum van die nul nul is? Gestel die lyn sny die oorsprong.

Alle punte op die reguit lyn sal geen momentum hê nie, want 'n vektor wat in 'n parallelle vektor gekruis is, is nul.

Onder watter omstandighede het 'n stywe liggaam hoekmomentum, maar nie 'n liniêre momentum nie?

As 'n deeltjie beweeg met betrekking tot 'n gekose oorsprong, het dit lineêre momentum. Watter voorwaardes moet daar bestaan ​​om die hoekmomentum van hierdie deeltjie nul te wees oor die gekose oorsprong?

Die deeltjie moet op 'n reguit lyn beweeg wat deur die gekose oorsprong gaan.

As u die snelheid van 'n deeltjie ken, kan u iets sê oor die hoekmomentum van die deeltjie?

Probleme

'N Deeltjie van 0,2 kg beweeg langs die lyn [latex] y = 2.0 , teks [/ latex] met 'n snelheid [latex] 5.0 , teks teks teks [/ latex]. Wat is die hoekmomentum van die deeltjie oor die oorsprong?

'N Voël vlieg oorhoofs vanwaar jy op 'n hoogte van 300,0 m en met 'n snelheid horisontaal tot op die grond van 20,0 m / s staan. Die voël het 'n massa van 2,0 kg. Die radiusvektor aan die voël maak 'n hoek [latex] theta [/ latex] ten opsigte van die grond. Die radiusvektor na die voël en sy momentumvektor lê in die xy-vliegtuig. Wat is die voël se hoekmomentum op die punt waar jy staan?

Die grootte van die kruisproduk van die radius na die voël en sy momentumvektor lewer [latex] rp , teks, theta [/ latex], wat [latex] r , teks gee, theta [/ latex] as die hoogte van die voël h. Die rigting van die hoekmomentum is loodreg op die radius- en momentumvektore, wat ons willekeurig kies as [latex] [/ latex], wat in die vlak van die grond is:

'N Formule Een-renmotor met 'n massa van 750,0 kg jaag deur 'n baan in Monaco en draai 'n sirkeldraai teen 220,0 km / h in die antikloksgewys rigting oor die oorsprong van die sirkel. Op 'n ander deel van die baan betree die motor 'n tweede draai teen 180 km / h, ook linksom. As die krommingsradius van die eerste draai 130.0 m is en die van die tweede is 100.0 m, vergelyk die hoekmomenta van die renmotor in elke draai, ongeveer die oorsprong van die sirkeldraai.

'N Deeltjie met 'n massa van 5,0 kg het 'n posisievektor [latex] ooreet < tot>= (2.0 hoed-3.0 hoed) teks [/ latex] op 'n bepaalde tydstip wanneer die snelheid daarvan [latex] te veel is < tot>= (3.0 hoed) teks teks teks [/ latex] met betrekking tot die oorsprong. (a) Wat is die hoekmomentum van die deeltjie? (b) As 'n krag [latex] oorverhaal < na>= 5.0 hoed, teks [/ latex] werk op die oomblik op die deeltjie, wat is die wringkrag oor die oorsprong?

Gebruik die regterkantse reël om die rigting van die hoekmomenta oor die oorsprong van die deeltjies te bepaal, soos hieronder getoon. Die Z-as is buite die bladsy.

Gestel die deeltjies in die voorafgaande probleem het massas [latex] _ <1> = 0.10 , teks enspace_ <2> = 0.20 , teks enspace_ <3> = 0.30 , teks [/ latex] [latex] _ <4> = 0,40 , teks [/ latex]. Die snelheid van die deeltjies is [latex] _ <1> = 2.0 hoed teks teks teks [/ latex], [latex] _ <2> = (3.0 hoed-3.0 hoed) teks teks teks [/ latex], [latex] _ <3> = -1,5 hoed teks teks teks [/ latex], [latex] _ <4> = -4.0 hoed teks teks teks [/ latex]. (a) Bereken die hoekmomentum van elke deeltjie rondom die oorsprong. (b) Wat is die totale hoekmomentum van die vierdeeltjiesisteem oor die oorsprong?

Twee deeltjies met gelyke massa beweeg met dieselfde snelheid in teenoorgestelde rigtings langs parallelle lyne, geskei deur 'n afstand d. Toon aan dat die hoekmomentum van hierdie tweedeeltestelsel dieselfde is, ongeag watter punt gebruik word as verwysing vir die berekening van die hoekmomentum.

'N Vliegtuig met massa [latex] 4.0 , × , <10> ^ <4> , teks [/ latex] vlieg horisontaal op 'n hoogte van 10 km met 'n konstante snelheid van 250 m / s relatief tot die aarde. (a) Wat is die grootte van die vliegtuig se hoekmomentum relatief tot 'n grondwaarnemer direk onder die vlak? (b) Verander die momentum van die hoek as die vliegtuig langs sy pad vlieg?

a. [latex] L = 1.0 , × , <10> ^ <11> , teks· < Teks> ^ <2> teks teks [/ latex] b. Nee, die hoekmomentum bly dieselfde aangesien die kruisproduk slegs die loodregte afstand van die vlak tot die grond behels, ongeag waar dit langs sy pad is.

Op 'n bepaalde oomblik word die posisie van 'n 1,0 kg deeltjie [latex] oorverhaal < tot>= (2.0 hoed-4.0 hoed+6.0 hoed) teks [/ latex], is die snelheid daarvan [latex] te veel < tot>= (- 1.0 hoed+4.0 hoed+1.0 hoed) teks teks teks [/ latex], en die krag daarop is [latex] te veel < tot>= (10,0 hoed+15,0 hoed) teks [/ latex]. (a) Wat is die hoekmomentum van die deeltjie oor die oorsprong? (b) Wat is die wringkrag op die deeltjie oor die oorsprong? (c) Wat is die tydspoed van verandering van die deeltjie se hoekmomentum op hierdie oomblik?

'N Massapartikel m word op die punt [latex] ( text <−> d, 0) [/ latex] laat val en vertikaal in die Aarde se gravitasieveld [latex] teks <−> g hoed geval. [/ latex] (a) Wat is die uitdrukking vir die hoekmomentum van die deeltjie rondom die Z-as, wat direk uit die bladsy wys soos hieronder getoon? (b) Bereken die wringkrag op die deeltjie rondom die Z-as. (c) Is die wringkrag gelyk aan die veranderingstempo van die hoekmomentum?

b. [latex] oorskakel < na>= teks <−> mg hoed, enspace som overset < to> < tau> = dmg hat [/ latex] c. ja

(a) Bereken die hoekmomentum van die Aarde in sy wentelbaan om die Son. (b) Vergelyk hierdie hoekmomentum met die hoekmomentum van die Aarde rondom sy as.

'N Klip met 'n massa van 20 kg en 'n radius van 20 cm rol af teen 'n heuwel van 15 m. Wat is die momentum daarvan as dit halfpad af is? (b) Onderaan?

[latex] omega = 51.2 , teks teks teks [/ latex]

b. [latex] omega = 72.5 , teks teks teks [/ latex]

'N Satelliet draai teen 6.0 op / s. Die satelliet bestaan ​​uit 'n hoofliggaam in die vorm van 'n sfeer met 'n radius van 2,0 m en 'n massa van 10 000 kg, en twee antennas wat uitsteek vanaf die massamiddelpunt van die hoofliggaam en kan benader word met stokke van lengte 3,0 m elk en massa 10. kg. Die antenne lê in die draaivlak. Wat is die hoekmomentum van die satelliet?

'N Skroef bestaan ​​uit twee lemme wat elk 3,0 m lank is en 'n massa van 120 kg elk. Die skroef kan benader word deur 'n enkele staaf wat om sy massamiddelpunt draai. Die skroef begin van rus en draai binne 30 sekondes teen 1200 rpm teen 'n konstante snelheid. (a) Wat is die hoekmomentum van die skroef by [latex] t = 10 , teks, t = 20 , teks [/ latex] (b) Wat is die wringkrag op die skroef?

[latex] omega (20 , teks) = 84.0 , teks teks teks [/ latex]

'N Pulsar is 'n vinnig roterende neutronster. Die krapnevelpulsar in die sterrebeeld Taurus het 'n periode van [latex] 33,5 , × , <10> ^ <-3> , teks [/ latex], radius 10,0 km en massa [latex] 2,8 , × , <10> ^ <30> , teks. [/ latex] Die pulsar se rotasieperiode sal mettertyd toeneem as gevolg van die vrystelling van elektromagnetiese straling, wat nie sy radius verander nie, maar die rotasie-energie verminder. (a) Wat is die impuls van die pulsar? Gestel die hoeksnelheid neem af met 'n tempo van [latex] <10> ^ <-14> , teks teks< teks> ^ <2> [/ latex]. Wat is die wringkrag op die pulsar?

Die lemme van 'n windturbine is 30 m lank en draai teen 'n maksimum rotasiesnelheid van 20 toere / min. (a) As die lemme elk 6000 kg is en die rotorsamestelling drie lemme het, bereken die hoekmomentum van die turbine teen hierdie rotasiesnelheid. (b) Wat is die wringkrag nodig om die lemme binne 5 minute tot die maksimum rotasiesnelheid te draai?

'N Achtbaan het 'n massa van 3000,0 kg en moet dit veilig maak deur middel van 'n vertikale sirkelvormige lus van 50,0 m. Wat is die minimum hoekmomentum van die onderbaan aan die onderkant van die lus om dit veilig deur te haal? Verwaar wrywing op die baan. Neem die dalbaan as 'n puntdeeltjie.

'N Bergfietsryer spring in 'n wedloop en gaan in die lug. Die bergfiets ry teen 10,0 m / s voordat dit in die lug ry. As die massa van die voorwiel op die fiets 750 g is en 'n radius van 35 cm het, wat is die draaimoment van die draaiwiel in die lug sodra die fiets die grond verlaat?


11.2 Hoekmomentum

Waarom draai die aarde aan? Wat het begin om te begin? Waarom bring die Aarde se aantrekkingskrag nie die Maan na die Aarde toe nie? En hoe slaag 'n ysskaats vinniger en vinniger deur bloot haar arms in te trek? Waarom hoef sy nie 'n wringkrag uit te oefen om vinniger te draai nie?

Vrae soos hierdie het antwoorde gebaseer op hoekmomentum, die rotasie-analoog tot lineêre momentum. In hierdie hoofstuk definieer en ondersoek ons ​​eers hoekmomentum vanuit verskillende oogpunte. Eerstens ondersoek ons ​​egter die hoekmomentum van 'n enkele deeltjie. Dit stel ons in staat om hoekmomentum te ontwikkel vir 'n stelsel van deeltjies en vir 'n vaste liggaam wat silindries simmetries is.

Hoekmomentum van 'n enkele deeltjie

Hoekmomentum van 'n deeltjie

Die bedoeling om die rigting van die hoekmomentum loodreg op die vlak te kies wat r → r → en p → p → bevat, is soortgelyk aan die keuse van die draaimoment wat loodreg op die vlak van r → en F →, r → en F →, soos bespreek in vaste-as rotasie. Die grootte van die hoekmomentum word gevind uit die definisie van die kruisproduk,

As ons die afgeleide tyd van die hoekmomentum neem, kom ons tot 'n uitdrukking vir die wringkrag op die deeltjie:

Probleemoplossingstrategie

Hoekmomentum van 'n deeltjie

  1. Kies 'n koördinaatstelsel waaroor die hoekmomentum bereken moet word.
  2. Skryf die radiusvektor tot die puntdeeltjie in eenheidsvektornotasie neer.
  3. Skryf die lineêre momentumvektor van die deeltjie in eenheidsvektornotasie.
  4. Neem die dwarsproduk l → = r → × p → l → = r → × p → en gebruik die regterkantse reël om die rigting van die hoekmomentvektor vas te stel.
  5. Kyk of daar 'n tydsafhanklikheid is in die uitdrukking van die hoekmomentvektor. As daar is, bestaan ​​daar 'n wringkrag rondom die oorsprong en gebruik d l → d t = ∑ τ → d l → d t = ∑ τ → om die wringkrag te bereken. As daar geen tydafhanklikheid in die uitdrukking vir die hoekmomentum is nie, is die netto wringkrag nul.

Voorbeeld 11.4

Hoekige momentum en wringkrag op 'n meteoor

Strategie

Oplossing

Ons skryf die snelhede aan die hand van die kinematiese vergelykings.

Betekenis

'N Proton wat rondom 'n magnetiese veld draai, voer sirkelbeweging uit in die vlak van die papier, soos hieronder getoon. Die sirkelbaan het 'n radius van 0,4 m en die proton het 'n snelheid van 4,0 × 10 6 m / s 4,0 × 10 6 m / s. Wat is die hoekmomentum van die proton oor die oorsprong?

Hoekmomentum van 'n stelsel deeltjies

Die hoekmomentum van 'n stelsel van deeltjies is belangrik in baie wetenskaplike vakgebiede, waaronder astronomie. Beskou 'n spiraalagtige sterrestelsel, 'n roterende eiland van sterre soos ons eie Melkweg. Die individuele sterre kan as puntdeeltjies behandel word, wat elkeen sy eie hoekmomentum het. Die vektorsom van die individuele hoekmomenta gee die totale hoekmomentum van die sterrestelsel. In hierdie afdeling ontwikkel ons die instrumente waarmee ons die totale hoekmomentum van 'n stelsel van deeltjies kan bereken.

Die som van die individuele wringkragte lewer 'n netto eksterne wringkrag op die stelsel, wat ons ∑ τ → aandui. ∑ τ →. Dus,

Vergelyking 11.8 sê dat die tempo van verandering van die totale hoekmomentum van 'n stelsel is gelyk aan die netto eksterne wringkrag wat op die stelsel inwerk wanneer albei hoeveelhede met betrekking tot 'n gegewe oorsprong gemeet word. Vergelyking 11.8 kan toegepas word op enige stelsel met netto hoekmomentum, insluitend vaste liggame, soos in die volgende afdeling bespreek.

Voorbeeld 11.5

Hoekmomentum van drie deeltjies

Strategie

Oplossing

Betekenis

Hoekige momentum van 'n vaste liggaam

Ons het die hoekmomentum van 'n enkele deeltjie ondersoek, wat ons veralgemeen tot 'n stelsel van deeltjies. Nou kan ons die beginsels wat in die vorige afdeling bespreek is, gebruik om die konsep van die hoekmomentum van 'n star liggaam te ontwikkel. Hemelvoorwerpe soos planete het hoekmoment as gevolg van hul draai en wentelbane om sterre. In die ingenieurswese dra enigiets wat om 'n as draai, 'n hoekmoment, soos vliegwiele, skroewe en roterende onderdele in enjins. Kennis van die hoekmomenta van hierdie voorwerpe is van kardinale belang vir die ontwerp van die stelsel waarin dit deel is.

Deur die regterhandreël te gebruik, wys die momentumvektor in die rigting in deel (b). Die som van die hoekmomenta van al die massasegmente bevat komponente sowel as loodreg op die rotasie-as. Elke massasegment het 'n loodregte komponent van die hoekmomentum wat deur die loodregte komponent van 'n identiese massasegment aan die teenoorgestelde kant van die rigiede liggaam gekanselleer word, omdat dit silindries simmetries is. Dus is die komponent langs die rotasie-as die enigste komponent wat 'n nie-nul waarde gee as dit oor al die massasegmente opgesom word. Vanaf deel (b) is die komponent van l → i l → i langs die rotasie-as


'N Kort geskiedenis van die sonnestelsel:

Geen mens was ongeveer 4,5 miljard jaar gelede toe die sonnestelsel gevorm is nie. Dit wat ons van sy geboorte weet, kom dus uit verskillende oorde: die ondersoek van gesteentes op Aarde en ander plekke, kyk na ander sonnestelsels in vorming en onder andere rekenaarmodelle . Namate meer inligting inkom, moet sommige van ons teorieë oor die sonnestelsel verander om by die nuwe bewyse te pas.

Vandag glo wetenskaplikes dat die sonnestelsel met 'n draaiende gas- en stofwolk begin het. Gravitasie-aantrekkingskrag in sy middel het uiteindelik in duie gestort om die Son te vorm. Sommige teorieë sê dat die jong son se energie die ligter deeltjies gas begin wegstoot het, terwyl groter, meer soliede deeltjies soos stof nader in gebly het.

Kunstenaar en konsepsie van 'n sonnestelsel in vorming. Krediet: NASA / FUSE / Lynette Cook

Oor miljoene en miljoene jare het die gas- en stofdeeltjies deur hul onderlinge swaartekrag tot mekaar aangetrokke geraak en begin kombineer of neerstort. Namate groter bolletjies materiaal gevorm het, het hulle die kleiner deeltjies weggevoer en uiteindelik hul bane skoongemaak. Dit het gelei tot die geboorte van die aarde en die ander agt planete in ons sonnestelsel. Aangesien baie van die gas in die buitenste dele van die stelsel beland het, kan dit verklaar waarom daar gasreuse bestaan, alhoewel hierdie vermoede miskien nie waar is vir ander sonnestelsels wat in die heelal ontdek word nie.

Tot in die negentigerjare het wetenskaplikes net van planete in ons eie sonnestelsel geweet en op daardie stadium aanvaar dat daar nege planete was. Namate teleskooptegnologie verbeter het, het twee dinge egter gebeur. Wetenskaplikes het eksoplanete ontdek, of planete buite ons sonnestelsel. Dit het begin met die vind van massiewe planete wat baie keer groter was as Jupiter, en uiteindelik met die vind van planete wat rotsagtig is, selfs 'n paar wat naby die aarde is en self die grootte het.

Die ander verandering was om wêrelde te vind wat soortgelyk is aan Pluto, toe beskou as die sonnestelsel en die verste planeet, ver buite ons eie sonnestelsel. Aanvanklik het sterrekundiges hierdie nuwe wêrelde soos planete begin behandel, maar namate daar meer inligting gekom het, het die Internasionale Astronomiese Unie 'n vergadering gehou om die definisie beter uit te vind.

Hubble-beeld van Pluto en van sy mane, Charon, Nix en Hydra. Beeldkrediet: NASA, ESA, H. Weaver (JHU / APL), A. Stern (SwRI) en die HST Pluto Companion Search Team

Die gevolg was die herdefiniëring van Pluto en wêrelde soos dit as 'n dwergplaneet. Dit is die huidige IAU-planeetdefinisie:

& # 8220 'n hemelliggaam wat (a) in 'n wentelbaan om die son is, (b) voldoende massa het vir sy eie swaartekrag om rigiede liggaamskragte te oorkom sodat dit 'n hidrostatiese ewewig (byna ronde) vorm aanneem, en (c) het die omgewing rondom sy baan skoongemaak. & # 8221


Klassieke Rich Field

.

Daarna sal ek waarskynlik 'n geruime tyd my waarnemings oor die diep lug in die hemel opberg om meer ure aan ons sonnestelselvoorwerpe te spandeer - dit is te lank sedert ek die maan byvoorbeeld bestudeer het.

-- Allan

Ek sal daarna uitsien om u berigte oor Sonnestelsel en maanwaarneming te lees, aangesien ek waarskynlik u waarnemings met my opstelling kan weergee. Dankie vir al hierdie insigte in die ryk veldwonders en bydraes om ons kennis te verhoog: sterrekundegeesdriftiges en amateurs.

Groete uit die reënerige Vejle,

# 452 AllanDystrup

Cassiopeia Arc
Oorsig van sentrale CAS OB verenigings.


Cas OB7 is 'n groot B-assosiasie teen 2½ Kpc aan die binnekant van die Perseus Arm. Dit is geleë in 'n uitbreidende superborrel wat deur 'n supernova-ontploffing in die tussenarm-gaping uitgedruk word (soos afgelei kan word deur die veranderde radiale snelheid van die sentrale sterre). Met

30 superreuse van tipe B, is dit nie besonder ryk aan grootmassa-sterre nie, maar wisselwerking tussen die warm sterwinde van hierdie sterre en die gasse van die omliggende interstellêre medium het gelei tot opeenvolgende stervorming in verskeie klein Ha-streke.


Cas OB1 is 'n klein B-assosiasie teen 2½ Kpc in die Perseus Arm, in die rigting van die OC NGC457 (“die uil”). Dit bevat vier reuse-sterre van 8-9 m wat in wisselwerking is met sommige klein newelagtige gebiede. Cas OB1 bevat 'n Wolf-Rayet-ster WR2 met 'n massiewe wind wat 'n 32 Pc-borrel in die omliggende HI-wolk uitgeslaan het. Gamma Cassiopeiae is 'n helder tipe B0.5 Ive subreus gesien in die voorgrond van CAS OB1 (

0,2 Kpc in ons Ori-Cyg Arm) Dit is 'n interessante eruptiewe veranderlike tipe-ster, met 'n vinnige draai wat 'n sirkelvormige "dekresieskyf" van warm gas uitstoot, wat sterk uitstraal in die waterstof-Balmer-lyne.


Cas OB8 is 'n ou OB-vereniging op 2.8 Kpc afstand in die Perseus Arm. Dit bevat slegs een tipe O-ster ('n reus van O7.5), maar hy het verskeie laat-super-reuse. Die helder oop trosse: M103, N654, N659 en N663 OC is almal deel van hierdie 25 Myr goed ontwikkelde assosiasie.

CAS OB7-vereniging en HI Shell


Die stofband in die Perseus-spiraalarm teen 2½ Kpc strek, met sy jong, warm sterre en die gepaardgaande vele emissie-nevelopspore, deur die Cassiopeia Arc: vanaf die SE CEP OB1 tot by NE verby CAS OB2 tot by CAS OB5 en eindig in CAS OB7, net NO van κ Cassiopeiae. Kappa CAS self is 'n helder

4 m) tipe B1Ia superreus op die voorgrond gesien in die CAS OB14 vereniging te

1½ Kpc-afstand in ons eie Orion-Cygnus-spiraalarm, terwyl die CAS OB7-sterre meer ver is as

2½ Kpc in die Perseus-arm en in 'n HI-borrel geleë (net soos die dop wat rondom die CAS OB5-vereniging uitgeblaas word).

Geredigeer deur AllanDystrup, 30 Oktober 2019 - 06:08 uur.

# 453 AllanDystrup


Die afgelope een maand is totaal oorheers deur wolke en reën. maar 3 dae gelede was daar weerverandering: 'n hoë druk het oor N Skandinawië gevestig, wat koel en helder poollug oor Denemarke gelei het. Hierdie lugmassa gaan oor die - op hierdie tydstip van die jaar - relatief warm “Kattegat See” N van die eiland “Sjælland” waar ek woon, sleep dit langs wolkebande, maar ook gate tussenin, wat 'n uitsig in die heelal moontlik maak.


Ons het ons horlosies nou van DST na normaal teruggestel “Astronomiese tyd”, so ek was die afgelope drie vroeë aande uit, al om

21:00 plaaslike CEST (UT + 1). Die temperatuur het die afgelope drie dae gedaal, van 8 ° tot 5 ° C en gisteraand tot 2 ° (later in die nag tot -3 ° ryp.), En alhoewel die deursigtigheid (as gevolg van die verdwynende waas en wolke) ) vinnig en woes verander het tussen 1-6 / 7, het ons nou 'n New Moon onder die NW-horison, en die LP is dus goed (SQM 20.5, NELM 6.3) en die sien redelik goed (7-8 / 10) in die suiggate tussen die wolke.

Ek begin my beplande waarnemings met 'n wye aansig van die interessantste warm en massiewe sterre in die CAS OB7 vereniging, geleë in die gebied NO van die B1Ia-voorgrondreuse-ster Kappa Cassiopeiae. Kappa CAS self is 'n interessante wegholster van die CAS OB14-vereniging, naby 'n afstand van

1½ Kpc. κ CAS stoot 'n klein boogskok in die rigting van die SW, - wat ek gesoek het, maar nie by lae vergroting kon raaksien nie (dit was waarskynlik in die gloed van die ster weggesteek?).

Die drie oop trosse naby N van κ CAS is egter 'n pragtige gesig: NGC 146, NGC 133 en King 14, net soos die groep van 3 OC's: Berk 4, Dolidze 13 en King 16 'n bietjie verder op NE. Die massiewe sterre in CAS OB7 sluit die Wolf-Rayet-ster in WR1 (BD + 63 83, WN-subklas), plus die superreusagtige sterre: B0Ib BD + 63 70, B1Ib BD + 63 89 en B0Ib BD +63 70, almal geleë in die sentrale holte van die CAS OB7 HI-dop teen 2½ Kpc, hoër N as κ CAS.

Meeste van die HII-emissie-newels in die rigting van CAS OB7: S175, S181, S183, 186 en 180 is flou en / of klein, en is geleë aan die rand van die groot HI-borrel (met die uitsondering van die meer uitgebreide en helderder Sh2-187, maar dit is geleë in ons eie Orion-Cygnus-spiraalarm).

Sh2-175 (B1.5V * LS I +64 26), Sh2-182 (B3Ia * HD 4694) en Sh2-186 (B0III * LS I +62 150) is almal klein helder sfere, terwyl Sh2-181 (B1V * LS I +64 47) is 'n groter, maar dowwer HII-streek. Hierdie emissie-newels word elk geïoniseer deur 'n warm vroeë B-ster wat tot die CAS OB7-vereniging behoort. Perseus spiraalarm. S175 word in my 4 ”refractor gesien as 'n klein geïoniseerde skulp om die ster LS I + 64 26, basies 'n sterpunt. S182 word gesien as 'n dowwe vlek van nevel, geïoniseer deur die superreus HD4694, net S van die newel.S183 en S181 is in dieselfde wye veldaansig as S181 - ek kan die ioniserende ster vir S181 sien, maar ek kan geen newels in hierdie voorwerpe opspoor met my 4 "-instrument nie.

Sh2-183 en Sh2-180 is beide flou en ietwat verduisterde sluiers van newels aan die buitewyke van die CAS OB7 HI-borrel. agtergrond voorwerpe teen 7 Kpc in die rigting van die Buitenste / Norma spiraalarm.

Laastens, Sh2-187 is 'n HII-emissiewolk met 'n verweefde donker newel (LDN1317) in die voorgrond by

1 Kpc afstand in ons eie ORI-CYG spiraalarm. Dit is 'n baie jong (100-200 duisend jaar) aktiewe stervormende streek met 'n sentrale IR-sterreswerm [BDS2003] 52 en verskeie T-Tauri jong stervoorwerpe.

Alles in alles dink ek is dit regverdig om te sê dat CAS OB7 interessant is om te besoek vir sy astrofisiese geskiedenis, maar nie juis 'n vertoonvenster vir visuele waarneming nie (met of sonder IIT). Dit word skouspelagtiger as ek my 4 ”refractor suid ondertoe skuif, onder die galaktiese skyf in die rigting van die Perseus / Ori-Cyg-tussenarmspleet!

Geredigeer deur AllanDystrup, 31 Oktober 2019 - 06:24.

# 454 AllanDystrup


Beweeg nou onder die galaktiese vlak, die stof en gas van die Perseus Arm verdun en die deursigtige Cassiopeia-venster maak oop: van α CAS (Skedule) heel oos deur en onder die Cassiopeia 'W' tot by die Double Cluster (N884 / 869) in N Perseus. Ons kyk hier na 'n hoek UIT die inkomende spiraalarms in ons wentelrigting om die Melkweg, wat beteken dat ons minder interstellêre stof sien en 'n duideliker siening het van baie oop galaktiese trosse, beide deur die buitenste deel van ons eie Orion-Cygnus Arm (Voorraad 2) en ook oor die tussenarmgaping (N129) na die

20 Myr jong OC's aan die binneste boog van die Perseus Arm, insluitend M103, N654, 659, 663 (almal CAS OB8), N457 Uil en ander. 'N Paar interessante emissie-newels is ook in hierdie gebied onder die CAS' W 'geleë.


My eerste stop is die Cassiopeia OB1 vereniging gevind rondom Gamma CAS. Soos genoem, is CAS OB1 'n B-assosiasie teen 2½ Kpc in die Perseus Arm dit bevat vier reuse 8-9 m sterre plus WR2 - die kleinste, warmste en baie vinnige draai (

1000km / s) WN-tipe Wolf-Rayet ster bekend in ons Melkweg.


Blaai op die voorgrond (by

0,2 Kpc in ons Ori-Cyg Arm) en die helder uitbarstingsveranderlike Wees subreus, en die uitsig totaal oorheers Gamma CAS. Die sterk Hα-emissie van die diskresieskyf rondom hierdie vinnig draaiende ster is duidelik in my IIT-toestel, soos in die onderstaande kiekie vertoon. Die straling van γ CAS verlig die omliggende interstellêre gas / stofwolke, gedeeltelik ioniserend die naaste (die V-vormige IC63), terwyl die effens verwyderder (die diffuse IC59) word hoofsaaklik gesien in blou weerkaatsde lig:

Geredigeer deur AllanDystrup, 01 November 2019 - 04:39 uur.

# 455 AllanDystrup

Sh2-187 is nog 'n HII-pleister in 'n groter molekulêre wolk, en soos Sh2-185 is dit op die voorgrond geleë (

1 Kpc afstand) in 'n taamlik stowwerige streek van ons eie Orion-Cygnus Arm.

Dit word 1½ ° N van δ CAS aangetref, en in my 4 ”refractor verskyn dit met 'n piepklein helder kern (die ioniserende ster: B2.5V 2MASS J 01230704 + 6151527) met 'n dowwe, wasige newel wat na die N uitwaai en met 'n donker SE-verduistering (LDN1317-1318). Dit is omring deur donker wolke aan alle kante, waarvan sommige op die onderstaande kiekie aangedui is. Aktiewe stervorming is in hierdie emissie-nevel bespeur, waaronder verskeie Be-sterre en T-Tauri-proto-sterre.

Geredigeer deur AllanDystrup, 01 November 2019 - 07:15.

# 456 AllanDystrup


Sh2-184 (ook bekend as NGC 281 die Pacman Nevel) is 'n emissiewolk onder die galaktiese vlak op 2,8 Kpc in die Perseus Arm, aan die rand van a NGC281-borrel uit die galaktiese skyf geblaas deur vorige veelvuldige supernovas in CAS OB1. Na die ander kant van die borrel (die een naaste aan ons

2.1 Kpc) is 'n ander, kleiner emissie-newel, die sterkste gesien in IR-lig (IRAS00420 + 5530). Ek sal nie probeer om hierdie voorwerp vanaand te jag nie (maar dit moet ook in Hα sigbaar wees)


In die middel (“die Oog”) Van Sh2-184 is die 3,5 Myr jong sterregroep IC1590, met die formidabele ligte veelvuldige Trapezium-stelsel HD5005 (ook bekend as HIP4121) in die kern. HD5005 bevat die warm komponente: A: O4V, B: O9.7II-III, C: O8.5V en D: O9.2V, en is natuurlik die belangrikste ioniserende kragstasie van die Pacman-newel.

Daar's 'n donker stofbaan sny deur die newel in 'n E-W rigting (vorm "die Mond”Van Pacman), en 'n paar redelik duidelik Bok-bolletjies kan ook net NE en SE van die sentrale IC1590 OC gesien word. Die SE-rand van S184 lyk duidelik meer "uitgeraf" as die N- en W-grense van die newel, en dit is te wyte aan verskeie ionisasie fronte en foto dissosiasiestreke (PDR)

olifantstamme word erodeer deur die sterk bestraling van die sentrale IC1590-groep. Hierdie eienskappe kan pragtig gesien word in astrofotografie van die voorwerp, maar word slegs in IIT-waarneming aangedui:

Geredigeer deur AllanDystrup, 02 November 2019 - 04:42 uur.

# 457 AllanDystrup

Terwyl ek my 4 ”refractor nou van NGC 281 (Sh2-184 Pacman) E deur die Cassiopeia-venster inslaan, slaan ek op 'n pragtige wye velduitsig, met NGC 457 (Uil / ET OC) op 2½ Kpc op die agtergrond Perseus Arm na die weste, en Simeis 22 (Sh2-188 Dolphin PN) op die voorgrond teen 0,3 Kpc in ons eie Orion-Cygnus-arm na die ooste.


Die Uil OC is 'n ryk 21 Myr ou oop tros met 'n paar superreusagtige sterre: φ1-2 wat 'die oë' vorm. Dit is die helderste OC in Cassiopeia, maar die φ Cas "Eyes" is nie ware lede van die OC nie, en lê 'n bietjie op die voorgrond (

2 Kpc) voor die groep φ Cas is in werklikheid 'n 5-komponent meervoudige sterrestelsel, met φ1-2 die helderste (5 en 7 m), en die ander wissel in helderheid van 10-12 m. Die φ1-tipe F0-superreus vertoon 'n pragtige geel kleur met slegs glas, maar dit word natuurlik nie gesien met 'n Hα-filter nie.


Die Dolphin PN is 'n 7½ duisend jaar oue (relatief gesproke) planetêre newel wat 'n halfmaan (of dolfyn) vorm het. Hierdie ongewone asimmetrie word geïnterpreteer as 'n boogskok waar die uitbreidende dop van die uitgestote gas die sterkste interaksie het in die rigting van die ster (terwyl die agterkant agtertoe sleep en stadig verdwyn):

# 458 AllanDystrup


Van die vele oop trosse wat deur die Cassiopeia-venster, 'n wye veldaansig van die CAS OB8 streek in die Perseus Arm bied een van die beste uitsigte. Hierdie assosiasie word aangetref wat strek vanaf δ CAS (Ruchbah), op NE in die rigting van ε CAS (Segin) Beide δ en ε CAS btw. is naby die voorgrondsterre in ons eie Ori-Cyg-spiraalarm.


Die mees prominente OC's in CAS OB8 is die drie NGC-trosse 663, 659 en 654 plus die Messier-tros M103, almal van 'n goed ontwikkelde ouderdom

20-25 Myr en op 'n afstand van


M103 word oorheers deur die superreuse-sterre: B5Ib blue triple HD9311 plus M0.5Ib rooi Antares-veranderlike BD + 59 274. N663 word maklik herken aan 'n paar sentrale tipe Iab-superreus-dubbelsterre: B8Iab BD + 60 331 + B5Ib BD + 60 333 en B6Iabe BD + 60 339 + B6Ia BD + 60 343. N654 beskik oor een helder superreus-ster: die F5Ia HD10495, terwyl N659 is relatief flou en kompak in vergelyking, geleë net NE van 44 CAS, maar sonder enige superreusagtige lede.


A 'n paar kleiner trosse in CAS OB8 is N van M103 gevind: Czernik-4 met 'n helder K0III-rooi reus HD9583 en Trumpler-1 sonder prominente blink lede.


My kiekie hieronder van die CAS OB8-gebied is geneem nadat ek die ooste van my waarneming van die Uil-OC en die Dolphin PN, waar ek 'n 6nm-smalbandige Hα-filter gebruik het, het ek nie hierdie filter verander vir my waarneming van CAS OB8 nie, en die sterre hier vertoon ietwat opgeblase. (Ek beplan om die waarneming van hierdie gebied te herhaal met behulp van 'n rooi banddoorlaatfilter om meer en beter gedefinieerde sterre te wys.)

# 459 AllanDystrup


Na my Galaxy waarnemingsprojek, waar ek vanaf die Plaaslike groep ver uit na die Sloan Groot Muur (vanaf Oktober 2018), het ek in Julie 2019 'n sweep van die Melkweg-OB-verenigings en emissie-newels vanaf die Boogskutter spiraalarm rondom die MW-bult (Boogskutter op N deur Serpens en Scutum), tot ons eie Orion-Cygnus spiraalarm: van Scutum, Aquila, Sagitta, Vulpecula, Cygnus, Lacerta, tot by die Cepheus Bubble en Cepheus-strook in die buitenste deel van ons spiraalarm in die rigting van die galaktiese antisentrum. Van hier af het ek weswaarts verder opgetrek Perseus spiraalarm deur die Cassiopeia Arc, eindig uiteindelik in die sentrale Cassiopeia-groep van OB7-1-8 verenigings.


U kan sê dat ek hierdie reis met 'n KNAL wat die 30 duisend jaar oue supernova-oorblyfsel "die klein sluier" in die suide van Cygnus gelaat het, so nou wil ek die projek afsluit met 'n ander KNAL : die 448 jaar jong, maar ontwykende supernova-oorblyfsel uit Tycho se New Star wat in Cassiopeia gevind is.


Ek het al voorheen daaroor berig Tycho BraheSe sterrekundige instrumente, sterrewagte en waarnemings, en wat sy loopbaan in sterrekunde aangewakker het, was natuurlik sy waarneming van die Stella Nova in November 1572:


'Toe ek op 11 November verlede jaar die sterre in die helder lug na sononder dophou, word ek bewus daarvan dat 'n nuwe en onbekende ster net bokant my kop gloei, wat baie duidelik is in vergelyking met die ander. Sedert my kinderjare was ek bekend met al die sterre van die hemel (hierdie kennis is nie so moeilik om te verkry nie), en ek was heeltemal seker dat daar nooit 'n ster op hierdie plek in die hemel was nie, of in daardie geval 'n klein ster sonder hierdie duidelike duidelikheid. Ek was so verbaas hieroor dat ek my eie oë nie kon glo nie. Maar toe ek uitvind dat ander dit kon sien toe hulle na die plek gewys is, was ek nie meer in twyfel dat 'n nuwe ster daar opgedaag het nie. Dit was in werklikheid die grootste wonderwerke wat in die natuur plaasgevind het sedert die skepping van die Wêreld. ”


Omstreeks 2000 was die ruimteteleskope HST en Chandra gerig op die ligging van Tycho's New Star, en behalwe die uitbreidende supernova-oorblyfsel. SN1572A, hulle het ook 'n waarskynlike metgesel geïdentifiseer: die 18,7 m weghol-son-tipe G2IV-reusagtige ster: Tycho-G, by

2.8 Kpc afstand in die Perseus Arm. Tycho's New Star het dus begin as 'n uitgebrande wit dwerg in 'n binêre stelsels met 'n wentelende normale ster, waaruit dit geleidelik materiaal in 'n akkresieskyf gesuig het. In 1572 is dit aangevuur deur die aangelegde materiaal en skielik ontplof dit as 'n tipe Ia-supernova en stuur die metgeselster met 'n hoë snelheid (-100 km / s) weg.


Die warm SNR-borrel word maklik in 'n röntgenfoto voorgestel, maar verskyn nie in sigbare of Hα-lig nie. Aangesien die beperkte grootte van my teleskope ver onder die 18,7 m van die Tycho-G-metgesel is (12,7 m vir my 4 "en 13,8 m vir 'n 6"), het ek nie verwag om die weghol metgesel met my huidige omvang raak te sien nie, selfs die gebruik van IIT. Die onderstaande foto is geneem met 'n smalbandfilter van Hα 6nm, maar ek is van plan om binnekort weer met 'n rooi langpas te probeer. Waarskynlik 'n lang skoot, maar sal dit nie lekker wees om te sê nie - "O ja, ek het die metgesel van Tycho se Stella Nova gesien!". ?

Geredigeer deur AllanDystrup, 05 November 2019-14: 25 PM.

# 460 AllanDystrup

Ek het nogal baie oor die Gould's Belt van OB-assosiasies en hul omliggende geïoniseerde molekulêre wolke in die afgelope berigte van hierdie draad Dit blyk nou dat die Gould's Belt Die model van die helder jong massiewe sterre en gaswolke in ons sonkraggebied was net 'n skamele benadering, en dat 'n akkurater model nou moontlik is op grond van meer presiese data:

Opwindende nuus vir 2020: Totsiens Gould's Belt, Hello Radcliffe Wave!


'N Akkurate 3D-kartering en modellering van molekulêre gas- en stofwolkposisie en -beweging in ons plaaslike sonkraggebied (

3 Kpc) gebaseer op nuwe Gaia-data (die Radcliffe-program) het onthul dat dit gereël moet word, nie in 'n boog nie (gesien as die Gould's Belt hier vanaf ons sonnestelsel), maar eerder in 'n reuse-gedempte sinusgolf wat rondom die galaktiese vlak weef.


Hierdie opwindende nuus is in 'n onlangse artikel gepubliseer (Januarie 2020), en nou is die vraag: wat is die oorsprong van hierdie struktuur? (skokgolwe van supernova-ontploffings in kombinasie met galaktiese getyresonansie, die vang van 'n dwergstelsel of bolvormige groep, of iets heeltemal anders?). Hopelik sal 2020 ons nader aan die beantwoording van hierdie vraag bring!

'Vir die afgelope 150 jaar was die heersende siening van die plaaslike interstellêre medium gebaseer op 'n eienaardigheid bekend as Gould's Belt, 'n uitbreidende ring van jong sterre, gas en stof, wat ongeveer 20 grade na die Galaktiese vlak gekantel is. Die fisiese verband tussen plaaslike gaswolke het nogtans onbekend gebly omdat die afstandsakkuraatheid tot wolke in dieselfde orde is as of groter is as die grootte daarvan. Met die aanbreek van groot fotometriese en astrometriese opnames het hierdie situasie verander. Hier rapporteer ons die driedimensionele struktuur van alle plaaslike wolkekomplekse. Ons vind 'n nou en samehangende rangskikking van digte gas van 2,7 kiloparsek in die sonkragbuurt wat baie wolke bevat wat vermoedelik met die Gould-gordel geassosieer word. Hierdie bevinding strook nie met die idee dat hierdie wolke deel van 'n ring is nie, wat die Gould Belt-model betwis. Die nuwe struktuur bestaan ​​uit die meeste nabygeleë stervormende streke, het 'n beeldverhouding van ongeveer 1:20 en bevat ongeveer drie miljoen sonmassas gas. Opvallend genoeg lyk dit asof die nuwe struktuur golwend is en die driedimensionele struktuur daarvan goed beskryf word deur 'n gedempte sinusvormige golf op die vlak van die Melkweg, met 'n gemiddelde periode van ongeveer 2 kiloparsek en 'n maksimum amplitude van ongeveer 160 parsek ”

Geredigeer deur AllanDystrup, 09 Januarie 2020 - 01:24.

# 461 PEterW

# 462 AllanDystrup

Die Gould's Belt is nog steeds geldig as 'n benaderde beskrywing van die naaste en helderste groepe sterre (OB-verenigings) met hul omringende emissie-newels, aangesien dit op die naghemel gesien word vanaf die uitkykpunt van ons sonnestelsel. Op die hemelgewelf t hese doen 'n sirkel van stervormende streke vorm, gekantel

18 grade vanaf die galaktiese vlak van ons melkweg (soos ek op die middelste Ha-kaart hieronder aangedui het).

Tot nou toe het sterrekundiges gedink dat die geprojekteerde posisie moontlik 'n werklike fisiese 3D-ligging van die molekulêre wolke in ons plaaslike borrel van die heelal weerspieël, maar hulle het nie die data om hierdie teorie te bekragtig nie. Die situasie het egter met die nuwe verander GAIA data, wat werklike presiese afstande en bewegings (kinematika) vir die wolke bied. Op grond van hierdie gegewens is die naaste molekulêre wolke (insluitend baie helder emissie newels en OB-assosiasies in die Gould's Belt) kan nou beskryf word as deel van die Radcliffe Wave, van Cygnus tot CMa (ek het dit aangedui op die laaste Ha-kaart hieronder).

Geredigeer deur AllanDystrup, 10 Januarie 2020 - 14:07.

# 463 j.gardavsky

'n baie interessante afbeelding van die Radcliffe Wave in u boodskap hierbo.

Het u 'n lys van die emissie-newels wat aan die Wave behoort, aangesien baie van diegene wat vir ons sigbaar is, nie tot die Wave behoort nie?

# 464 AllanDystrup

In my nuutste DSO-projekte wat ek hier by CN gedeel het, het ek baie belanggestel sterformasie in die plaaslike omgewing van ons eie sterrestelsel, - dit wil sê my fokus was op die jong massiewe OB-assosiasies en hul gasomhulsels in die vorm van geïoniseerde waterstof, soos byvoorbeeld die Orion-A- en -B-wolke. (In my volgende DSO-projekte oorweeg ek die onderwerpe van proto-sterre en / of sterwende sterre, maar dit is in die toekoms).


Soos gesien in 2D projeksie op die naghemel, is die molekulêre wolke skynbaar georganiseer in 'n uitbreidende ringstruktuur, maar nou, - met presiese 3D-data en modellering -, is dit duidelik dat hulle NIE fisies in 'n ring georganiseer is nie, maar eerder in twee langgolf-gestruktureerde reuse molekulêre filamente (GMF's: die Radcliffe golf + Sco-Cen golf), wat 20 Myr gelede eintlik in EEN lang tou gerig is (en in nog 20 Myr van nou af sal ons sonnestelsel DEUR die Radcliffe-filament slaag). Dus, die gevolgtrekking: DAAR IS GEEN RING NIE!


Verw 4 hieronder is 'n goeie algemene inleiding aan hierdie nuut ontdekte grootste samehangende gasstruktuur in ons Melkweg. Verw 1-2 dokumenteer die basiese GAIA-data vir die wolke, en identifiseer ook dié in die SFH (Star Formation Handbook), waarop ek in my waarnemings sterk staatgemaak het. Verw 6 gee u al die beelde om die RadWave-struktuur te verstaan ​​en te identifiseer, insluitend die individuele wolke. Geniet dit!

Molekulêre wolk DATA (ESA GAIA DR2), Zucker et al. (2019):

'N Groot katalogus van akkurate afstande tot plaaslike molekulêre wolke: Die Gaia DR2-uitgawe
Verwysing2: https://arxiv.org/pdf/2001.00591.pdf:
'N Kompendium van afstande tot molekulêre wolke in die Star Formation Handbook

Radcliffe Wave ONTLEDING, Alves et al. (2020) - João Alves, Radcliffe Instituut, Wene:


Verwysing3: https://www.nature.com/articles/s41586-019-1874-z, OBS in Aard, - nog nie in arxiv nie
'N Gasgolf op die Galaktiese skaal in die sonkraggebied
Verw4: https://www.youtube. eature = youtu.be
Die opkoms van die melkweg & lt- OBS sien dit
Verw5: https: //scholar.harv. inceton2019.pdf
Terg die ware Melkgolf, - die RadWave in breër galaktiese perspektief

Radcliffe Wave VISUELE (bes besigtig in Chrome-blaaier):


Verwysing6: https://sites.google. ffewave / visuals
[--- sites.google.com/cfa.harvard.edu/radcliffewave/visuals]
Verken die RadWave in 3D - hou die skuif op die individuele wolk om dit te identifiseer
Verken individuele sterre kwekerye - klik op enige wolk vir 'n close-up
Verken die RadWave in 2D in AAS WW Telescope - soos op die naghemel gesien
Verken die RadWave in 3D in AAS WW Telescope - voëloog galaktiese aansig

Geredigeer deur AllanDystrup, 11 Januarie 2020 - 06:41.

# 465 j.gardavsky

en baie dankie vir die inligting, gekoppel en gestoor.

Voorheen was ek net bewus van die Cepheus-borrel en -boë, en van die Orion-Eridanus-superborrel. Ek het al die meeste voorwerpe in hierdie "groot strukture" waargeneem, en dit was 'n wonderlike avontuur. Met meer kennis wat ontvang word, neem die vreugde by die okularis toe.

# 466 AllanDystrup

Die huidige RadWave is sentraal tot die Plaaslike wapen in ons Solar-omgewing. Hier is 'n paar spore van die golf:

CYG: X-kompleks, NAN-Pelikaan kompleks insluitend LDN 977 & amp 988, Sh2-106, IC5146 (Cocoon)
CEP: LDN 1228, 1251 & amp 1333
PER: N1499 (Kalifornië), Per molekulêre wolk (met IC348 en amp N1333)
ORI: A & amp B (M42-43 ens), IC435 & amp Sh2-264 (Lambda Ori)
GEM: OB1, IC443 & amp LDN 1617
MAAN: R2, N2351, N2142, Ma OB1 en Sh2-275 (Roset)
CMa: OB1

Daarteenoor is die Sco-Cen deel van die oorspronklike GMF (reuse molekulêre wolkfilament) het in die afgelope 20 Myr vertak na die Boog van die Boogskutter. Sommige trekkers van hierdie golfgedeelte is:

M16 (Arend), M17 (Swaan), M20 (Onwelvoeglik), M8 (Lagoon), LDN 291, Ser OB2, N6604 & amp N2264


Ek dink ons ​​het albei die meeste van hierdie voorwerpe waargeneem (en ek het ook baie daarvan in hierdie draad beskryf). Die "enigste" ding wat verander het, is ons konseptuele model van die 3D fisiese omvang, organisasie en beweging van hierdie voorwerpe, waar ons moet nou 'n tweedelige GMF-model aanvaar in plaas van 'n enkele ringmodel. Dit laat natuurlik die vraag ontstaan HOE hierdie nuut ontdekte megastruktuur is in die sterrestelsel gevorm. Die professionele persone werk tans aan antwoorde op hierdie vraag.

Soos ek Brian Cox in my subteks aangehaal het: "Soos in die wetenskap altyd die geval is, lê die ware skoonheid in die verhaal.". Dus is ons waarneming van die NAN-Pelikaan en die M42-43 het natuurlik nie verander nie, maar in ons gedagtes beweeg ons na 'n beter begrip van die grootskaalse skepping en evolusie van hierdie voorwerpe, en hierdie begrip voeg 'n diepte / perspektief (durf ek ware skoonheid) toe aan die voorwerpe, wat nie voorheen daar nie. Net soos jy sê JD: "Met meer kennis wat ontvang word, neem die vreugde aan die okularis toe". Amen daarvoor!

Geredigeer deur AllanDystrup, 12 Januarie 2020 - 07:01.

# 467 j.gardavsky

Dit is presies die diepte / perspektief van die groot argitektuur van die sigbare omgewings in ons Melkweg,

wat so opwindend is, want ons kan sommige van die trekkers selfs met ons stokperdjie-toerusting sien.

# 468 Nightfall S Africa

Die Alves et al 2020-artikel is hier op arXiv. Terwyl 'n mens kyk na die beste pas-kurwe in die bo-na-onderaansig van Fig. 2 Interaktiewe Golf, blyk dit dat dit die Orion Arm of Local Spur genoem word. Die etiologie en evolusionêre volgorde wat aanleiding kon gee tot die Spur-funksie was nog nooit duidelik nie, alhoewel die meeste daarvan lyk asof dit tangensiaal lê vir en buite die korotasie-radius (soos ons ook is, sol = rc 1.06). Die Radcliffe Wave se vertikale amplitude van ± 250 stuks deur die Galaktiese vlak is 'n bietjie kopkrap, maar soos gesien kan word in die Planck 353 GHz-polarisasie-data, word hierdie streek oorheers deur 'n grootskaalse toroidale veld wat wolke van draaiende stof bevat daardie skaal in die veelvoudige tientalle rekenaars bo & amp onder die vlak, en 'n groot sinchrotronring by b = -120 ° tot -170 ° wat ± 12 ° bo uitsteek & amp onder die vlak. Planck-beelde is egter 2-D, maar dit is raaiwerk om te korreleer wat die 353 GHz voorstel met regte voorwerpe soos dié op u lys hierbo. Die amplitude en golflengte van die Radcliffe-golf blyk meer omgewingsveldverwant te wees as rotasie-kinetika. As u oë in mm tot mikron-bande kon sien, wat 'n wonderlike nuwe verhaal sou u Deense lug u kon vertel!

# 469 AllanDystrup


Ja, die polarisasie-gegewens vir die hemelruim dui op galaktiese strukture van termiese stof in die plaaslike ISM, wat ooreenstem met die Radcliffe en Sco-Cen golwe van stervormende gaswolke langs ons plaaslike Orion arm / aansporing.

Nadat ek die Hα-emissie van geïoniseerde gas die afgelope jaar met behulp van nagvisie waargeneem het, het ek dikwels gedroom van 'n IIT-toestel wat my in staat sou stel om na en deur die stof te loer en die kolkende wolke met hul ingeboude jong proto-sterregroepe te bestudeer. met behulp van sub-millimeter polarimetrie en NIR filters. Daar is wêrelde wat ons tans nie as amateur-sterrekundiges waarneem nie, en dit is 'n groot verlies.


(353 GHz Pol) * klik *

Geredigeer deur AllanDystrup, 06 Februarie 2020 - 11:05.

# 470 Nightfall S Africa

Dankie vir u weergawes in Pos 462 en 469, Allan. Hulle is meer visueel insiggewend as dié in die Alves-Zucker-Goodman (AZG) referaat. Soveel van die kommentaar oor hierdie referaat is onnodig op die Gould Belt gebaseer as 'n illusie-projeksie-effek, maar dit is net 'n bysaak. Die konstellasie-sketse is ook projeksie-effekte, en dit lyk asof niemand daaraan steur as ons Persues se sterre in 3D teken en vind dat Medusa se kop nie naastenby Perseus se hand is nie.

Die belangrike nuus in AZG is dat Gaia-data die regte afmetings en afstande van gasstofwolke, oftewel stoffilamente, akkuraat kan opspoor. Dit is alomteenwoordig in spiraalvormige sterrestelsels, selfs in stokperdjie-teleskope sigbaar as prominente donker strepe wat duisende ligjare langs spiraalarms strek, bv. M31 se donker bane. Stoffilamente is van kritieke belang vir stervorming, want dit is die gasstofreservoirs waaruit molekulêre wolke saamkom. Die molekulêre wolke lewer op hul beurt die magdom sterretrosse en assosiasies wat u deur hierdie draad uitgebeeld het. As ons gedetailleerde beelde van spiraalvormige sterrestelsels ondersoek wat na die donker in plaas van die helderheid soek, kom ons agter dat groot langwerpige donker bane net so prominent is soos HII-wolke en sterklonte. Die filamente krimp die binnekurwe van die arms op, wat hulle lineêre fisiese eienskappe gee wat geneig is om hulle sterk, trekbaar en soepel te maak. Die filamente is geneig om dun en lineêr te wees binne 'n galaksie se ko-rotasieradius, maar meer onklou-onreëlmatig in die buitenste armstreke. Die ko-rotasieradius (CR) is die sirkel waar sterre wat om die sterrestelsel draai, met dieselfde snelheid beweeg as die stadiger bewegende spiraalgolf. Binne die CR stamp die sterre, gas en stof in die binne-arm en raak torsie- en skuifkragte. Dit verskil heeltemal van die frontale kompressiekragte wat op 'n gloeidraad werk, as ons dit beskou as plat in 'n spiraalgolf ineenstort en in stervorming uitbars. Hierdie nuwe sterre is ryk aan metale wat oorgebly het van baie vroeëre sterre wat episodes gemaak het wat in supernovas geëindig het. Buite die CR bestaan ​​die arms uit baie dunner en minder metaalagtige gas en stof [Scarano 2012]. (Ter verwysing, die son met 7,5 kpc lê net binne die ko-rotasieradius (RCR = 8,1 kpc) van die MW, wat een van die redes is waarom die gebied rondom die son so relatief rustig is.)

Langwerpige stoffilamente is nie besonder indrukwekkend nie, gegewe die ander sterre vuurwerke wat in 'n sterrestelsel aangaan. Ons is geneig om hulle te verontagsaam omdat hulle so maer en broos lyk. Au kontraire. Hulle is in werklikheid soos opgerolde vere - oor hul lengte is hulle treksterk en baie sterk. Hul gestoorde energie word sywaarts langs die ê3-skuifspanningstensor vrygestel, die lyn van die minste weerstand (dws op en af ​​deur die skyf in plaas van dwars of daarin). 'N Verlengde stoffilament is soos om in 'n papierhanddoekbuis af te kyk. Die buiswande is swaartekragdruk en skok-onstuimigheid. Die lengte van die buis se binnekant word aangedryf deur elektromagnetiese velde wat reageer op drukweerstand deur in die gebied van die minste weerstand te buig. Daarom kan die 250 pc-sinusvorm in die Radcliffe Wave so visueel uitgespreek word sonder 'n duidelike eksterne krag soos 'n reeks SN-ontploffings wat deur die buiswande slaan. Die ê3 spanningstensor lê in die dun gas en stof bo en onder die skyf. Die Radcliffe-golf kan so golwend langs hierdie tensor wees omdat die teenkragte so swak is. Omgekeerd hou die Wave sy langwerpige lineariteit baie goed, want dit is die rigting van die ê1-skuifspanning, die pad waarlangs die interne energie van die filament voortplant.

Dit is verbasend dat sodra die besonderhede van die Radcliffe Wave uitgekom het en in 'n visuele vorm uitgebeeld is wat ons liefhebbers kan sien, ons ons koppe klop en uitroep: 'Al die tyd kyk ek uit oor die donker dinge omdat ek so betower met die helder. ' Wees moedig, ons is nie alleen nie: die bostaande beskrywing van gas- / stoffilamente as magnetiese vloedbuise wat deur die spanningstensors onder druk geplaas word, is al jare lank 'n stapelvoedsel van filamente in kosmologiese grootskaalse strukture. (Soek enigiets na 2011 deur Noam Libeskind, Hélène Courtois en die visualisasies uit die Cosmicflows 3-katalogus). Nou het die mense op galaktiese skaal ewe skielik ontdek dat hulle terugkyk as hulle na hierdie donker dingetjies in die lug kyk, eerder as na.

Dit is maklik om te sien waarom. Ons dink al lank aan trosvorming as 'n ongeveer sferiese gebeurtenis. In die sims van Francis Villatoro (en baie hou daarvan) kyk ons ​​na 'n pakkie met 'n deursnee van 10 tot 20 PC's. Ons is geneig om te vergeet dat dit net een van die vele soortgelyke ineenstortende pakkies is wat sterk is langs 'n gas- / stoffilament wat duisende rekenaars lank is. Ons is ook geneig om nie op te let dat ineenstortings van sterre op verskillende plekke langs die gloeidraad voorkom gedurende tien tot honderd miljoen jaar as die filament beweeg en deur die spiraalgolf kromgetrek word nie. Miskien het ons die bos nie gesien weens die bome nie, maar omdat die bos so groot is.

Die AZG-papier is 'n kenmerk deurdat dit 'n nuwe deur oopgemaak het. Ons kan beslis Joao Alves op sy laaste woord neem: "Opvolgwerk, veral oor die kinematika van hierdie struktuur, sal nuwe insigte gee in die relatiewe rolle van swaartekrag, terugvoer en magnetiese velde in stervormingsnavorsing." Luister noukeurig na die arXiv preprint-luidspreker, en ons kan rekenaars en simulators hoor neurie in elke Astrofysika en kosmologie-afdeling in die akademie.

As 'n mens filamente oor hul lengte bestudeer, kom verskillende fisika ter sprake. Gas en stof ontkoppel en beweeg onafhanklik. Wanneer die gastemperatuur bo 6000 K styg, ioniseer die gas en word dit magneties geleidend. Die stof word skokverhit en saamgepers deur onstuimigheid. Stof op silika word magneties gepolariseer en draai teen tienmiljoene RPM. Koolstofgebaseerde stof kataliseer HII en komplekse koolwaterstowwe, die rou bestanddele van die lewe. Die verskillende snelhede van gas- / stoffilamente en spiraaldigtheidsgolwe veroorsaak Birkeland-strome wat oor die hele buis strek. Die Radcliffe Wave lyk inderdaad soos 'n magnetiese vloedbuis, hoewel dit nog nie met behulp van sinchrotronstraling en x-straalbeelde gedokumenteer is nie. Die dinamika van skuifspanningstensors kom nie baie gereeld voor in die vraestelle oor sterrestelseldinamika nie, omdat filamentêre stofbuise hoofsaaklik loodreg op eerder as op hul lengte bestudeer is. Noudat ons op die Radcliffe Wave gewys is, blaai ons deur die Hubble Legacy Archive van bekende spirale en sien ons Radcliffe-kandidate feitlik oral waar ons kyk. Dit is die lineêre donker strepe wat ons in byna elke spiraalvormige sterrestelselbeeld sien: gas- / stoffilamente word van die kante af in sterre saamgepers, maar deur hul galaktiese skuif en magnetiese vloed in hul lengtes gedraai.

Die mees vanselfsprekende filamente lê aan die binnekant van die spiraalarms aan die binnekant van 'n sterrestelsel se CR. Kyk hier na Chris Federrath se YouTube om 'n idee te kry van hoe onstuimige en ondoeltreffende langtermyn-spiraalarm-evolusie kan wees. Let veral op die onderste regter kwadrant, en dit blyk dat protosteller-stralers op die langtermyn meer ontwrigtend is as supernova-ontploffings, hoofsaaklik omdat daar soveel van hulle is wat in soveel rigtings brand. Dit wil nie sê dat SN-ontploffings nie die energiek van sterrestelselskyfe oor lang tydspanne beïnvloed nie. Kyk na hierdie SILCC sim van wat gebeur as 25 SN per miljoen jaar afgaan in 'n gesimuleerde sonstraal. (Wees nie te verstom oor die vuurwerke in Paneel 2 nie, dit wil sê die gastemperatuur, wat in die enorme leeftyd van 'n spiraalarm in relatiewe kort tye verdwyn. Panele 3,4,5 beeld eerder die belangrikste dinamika oor die lang tyd uit. term, aangesien hierdie drie waardes gasbeskikbaarheid voorspel vir toekomstige stervorming, en dus algehele galaktiese uitputting tot op die punt waar 'n spiraal 'n SO word wat nie self kan verjong nie.

Filamente verskyn ook prominent aan die buitekant van die galaktiese stawe terwyl die staaf in die gas / stofmengsel draai wat voor hom lê. (Sien die galaksie-staafdinamika super snel vorentoe op die geanimeerde GIF van Jim Stone. (Klik op die prentjie.) In teenstelling met die sirkelvormige rotasie van spirale, draai voorwerpe in sterrestelsels in langwerpige ellipse oor die lengte van die maat totdat dit die windstroom van die balk tref. die bult. Daar word hulle vinnig na binne geswaai om nuwe sterre in die galaktiese kern te vorm. Dit is waar die gas en stof vandaan kom om die MW-kern in so 'n uitgestrekte ster-vormende streek aan te vul. Ondanks al die goo-goo-oë die MW-staaf word by swart gate gemaak as galaktiese donderklappe, en bied die massa / energievoorraad wat BH nodig het om sy goed te stut.

Dit is interessant dat die meeste sake wat vandag die vuurwerk in die kern aanvuur, hul oorsprong het in die voorstede waar sterre soos ons son woon. Weeg 'n sterrestelsel op die skaal van galaktiese leeftye en hulle doen wat ons mense doen: bou spiermassa in ons arms en bene terwyl ons maag dun bly (wel, sommige van ons in elk geval). As ons uiteindelik so gespierd raak as wat ons gaan, gly ons oortollige massa na binne na die bult en word ons slap om die ledemate. Soos Elmegreen 2012 dit stel: "Klompvorming kan ophou as sterre uiteindelik die skyfmassa oorheers." Om te sien hoe dit eintlik in 'n sterrestelsel in die ouetehuis lyk, sien hierdie wonderlike HST-beeld van die gasverarmde spiraal NGC 524. Hierdie bloedarmoede het die grootste deel van sy skyfgas verloor deur stervorming en die uitdruk van die ramdruk. as dit deur sy gasdigte intergalaktiese omgewing beweeg.

Maar wat ho! Kyk na al daardie 'brose' stoffilamente daar binne! Daardie brose drade in die okularis is eintlik taai opgerolde vere wat steeds, nadat die sterrestelsel slap geword het, hul snaak en vorm behou.

Gee, ek hoop dat my senings nog so lyk as ek 90 is en al skrams in die middel is.


Die "kleurlose" lig van die son is eintlik wit lig. Dit bestaan ​​uit al die reënboogkleure - rooi, oranje, geel, groen, blou, indigo, violet - saam gemeng.

Lig buig as dit van een medium (bv. Lug) na 'n ander medium van 'n ander digtheid (bv. Water) oorgaan. Hierdie buiging van die lig word genoem breking.

Verskillende kleure is gebreek deur verskillende hoeke omdat hulle verskillende golflengtes het. As gevolg hiervan, wanneer witlig gebreek word, word dit in verskillende kleure geskei, bekend as verspreiding van lig.

'N Reënboog is 'n uitstekende demonstrasie van die verspreiding van die lig. Na of tydens reënval kan u a sien reënboog as die sonlig die waterdruppels in die lug onder die regte hoek tref.

'N Ander manier om die spektrum van kleure wat die wit lig bevat, te sien, is deur 'n glasprisma onder sterk sonlig te plaas.


Stel die ligging van hemelvoorwerpe in verhouding tot die melkweg in x, y, z-koördinate uit - Sterrekunde

Van Brad Schaefer, Louisiana State University

Hi
Die groot reaksie deur waarnemers vir die onlangse U Sco-uitbarsting is
'n groot databasis gemaak, met U Sco se uitbarsting in 2010 wat nou die alledaagse is
beste waargeneem nova gebeurtenis. My vorige opsommings gee 'n goeie oorsig van die
data, maar die regte vrae gaan oor die wetenskaplike terugkeer. So hier is 'n
opsomming en oorsig van die wetenskaplike opgawe van ons U Sco-veldtog, met 'n
inhoudslys om te help:

____________________________________________________________________
A. NUWE FENOMENA ONTDEK:
1. Vroeë fakkels (geen bekende verklaring nie)
2. Optiese dalings (veroorsaak deur verhoogde velde van die voorskyf)
B. VERKLARING VAN VERMEERDERING
1. Dae 15-26 Eenvormige bolvormige bron m / radius 4.1 Rsun
2. Dae 26-41 Rim-Bright Disk w / Radius 3.4 Rsun
3. Dae 41-67 Center-Bright Disk w / Radius 2.2 Rsun (rustigheid)
4. X-straalverduisteringskaarte
C. VERDUURINGSTYE
1. Verrekenings tydens uitbarsting (en waarom dit verander)
2. Tydperkverandering oor die * 1999 * Uitbarsting
D. LYNPROFILE
1. 'Batman'-profiele
2. 10.000 km / s
E. WET OP UNIVERSELE AFNAME
1. Toets voorspelling met Stromgren 'y'
2. Breek tyd en die samestelling van die WD
F. SOEK UIT
1. Mejecta van spektrale energieverdeling
2. Oorvloed, temperatuur,. Van volledige spektralanalise
____________________________________________________________________

A. NUWE FENOMENA ONTDEK:
1. Vroeë fakkels (geen bekende verklaring nie)
Gedurende Dae 8-15 toon U Sco geleentheidsfakkels met amplitude
0,5 mag en styg-of-val tye van 0,6-1,2 uur. Hierdie fakkels was
eers deur Worters et al. (IAUCirc 9114) en Munari et al.
(IBVS 5930), met Richards, Allen en Stockdale wat uitstekende vinnig bied
fotometrie van baie voorbeelde. Sulke vinnige fakkels is nog nooit gesien nie
vorige nova, dus dit is 'n nuut ontdekte verskynsel. Die enigste rede
want hierdie ontdekking is omdat ons 'n geweldige dekking het (23,000
groottes gemiddeld een elke 4 minute gedurende die hele uitbarsting!),
terwyl al die vorige waarnemings slegs enkele novas gehad het met slegs a
'n paar uur vinnige fotometrie, en hierdie voorafgaande dekking is heeltemal
onvoldoende om geleentheidsfakkels binne 'n beperkte tydsinterval te ontdek.
Die vroeë fakkels word * nie * geassosieer met die gewone flikkering in nie
CV's. Die rede dat ons hiervan seker kan wees, is omdat die innerlike
binêre stelsel (waar enige van die gewone flitse in skywe voorkom) is
heeltemal gehul deur buitemateriaal (hoofsaaklik van die SSS-wind). Ons
weet dit positief om twee redes, eers is die verduistering nie sigbaar nie
(hulle begin skielik rondom Dag 15 wanneer die kleed lig) sodat die innerlike
binêre moet nog gedek word, en tweedens die supersagte X-straalbron
is heeltemal onsigbaar (met die SSS wat skielik verskyn vanaf Dae 12-14).
Dus moet die vroeë fakkels geassosieer word met die dop of die buitenste SSS
wind.
OK, so wat kan die vroeë fakkels veroorsaak? Die opkoms / val tyd bewys
dat die grootte van die optiesemitterende gebied kleiner as 0,6-1,2 moet wees
ligure in grootte, en aangesien die uitwerp nie relatief is nie, is die ware
grootte moet baie kleiner wees as hierdie limiet. Op dag 10, die uitbreiding
dop (teen snelhede van 5000 km / s) is 4 ligure groot. Sodat die
uitstootgebied kan slegs 'n klein fraksie van die hele dop wees.
Met 'n fakkelamplitude van 0,5 mag gee die fakkelstreek af
net 'n bietjie minder as die lig wat deur die hele res gegee word
die dop. Die vinnige valtyd impliseer dat die 'warm' massa 'n
relatief klein massa sodat dit vinnig genoeg kan afkoel. So die prentjie wat ons
het is 'n baie klein massa wat skielik verskyn, opvlam, vinnig afkoel en
vervaag. Ek het geen idee waar hierdie warm vlek vandaan kom, watter kragte nie
dit, of waarom dit skielik verskyn.
Ek wonder hoe hierdie vroeë fakkels verband hou met die groot amplitude
langdurige 'rillings' wat in baie klassieke novae gesien word (bv. DK Lac, HR
Del, V723 Cas). Hierdie 'jitter'-novas is 'n onafhanklike
klas, met baie van hul eienskappe gemeet (Strope, Schaefer en amp Henden
2010, AJ, in pers, arXiv: 1004.3698). U Sco het blykbaar baie glad
ligkromme, maar miskien is daar 'n kontinuum van jittergroottes, waarvoor ons
sien nou net die klein amplitude eindig (slegs omdat net U Sco het
die omvattende dekking wat dit sou openbaar). 'N Argument hierteen
die idee is dat ons in U Sco slegs die fakkels net rondom die oorgang sien
streek (Dae 9-15), terwyl die onrustigheid altyd gesien word vanaf die tyd van
'n hoogtepunt bereik tot aan die begin of einde van die oorgangsgebied. Die enigste manier om
hierdie vraag se voordeel is om goeie dekking te kry deur vinnige fotometrie van
baie ander nova's.
Die literatuur het geen verklaring vir die groot amplitude nie
jitters wat al lank bekend is. En ek het geen werklike idee wat die oorsaak van
die vroeë fakkels op U Sco. Albei hierdie verskynsels vra vir a
teoretiese verduideliking.

2. Optiese dalings (veroorsaak deur verhoogde velde van die voorskyf)
Vir dae 41-61 toon die buiging buite die verduistering ligte diepte,
met tipiese diepte 0,5-0,7 mag en tipiese duur 0,2 in fase. Hierdie
dalings kom voor in enige fase van 0.25-0.85, dit toon geen duidelike korrelasie nie
met 'n wentelbaanfase, en hulle kom nie van baan-tot-baan terug nie. Die
'vorm' van die dalings is meestal 'V-vormig'. Dit is groot dompels, hoogs
betekenisvol, en gesien deur verskeie waarnemers. Daar is geen presedent vir
enigiets soos hierdie van novae op enige tydstip (vir die eenvoudige rede dat nr
een het in die verlede ooit goed genoeg gelyk).
Ek het 'n eenvoudige verduideliking vir hierdie nuwe verskynsel. Die optiese
lig kom hoofsaaklik uit 'n klein streek wat op die wit dwerg (as
bewys deur die primêre verduisterings dieper as 1.0 mag te wees en te wees
gesentreer naby die tyd van konjunksie). Die dalings begin en stop
naby die gereelde verduisteringsvlak, dus kan die dompels slegs veroorsaak word deur
verduisterings van die sentrale ligbron. Om verduisterings in fases te produseer
0.25-0.85, kan die verduisteringsliggame net heeltemal versprei word rondom die
wit dwerg. Ek kan wys vanaf die verduisteringskaarte (sien die volgende afdeling)
dat die optiese lig ontstaan ​​uit 'n sentrale helder skyf, so ons weet dit
die skyf is teenwoordig en versprei oor die WD, wat 'n bron van
okkulters. Ons ken ook die neiging van die U Sco-baan (óf

80
grade [Hachisu et al.] of 82,7 + -2,9 grade [Thoroughgood et al.]), so
die siglyn na die sentrale bron skuif net bokant die bokant van
die aanwasskyf. Ons weet ook dat die aanwas-skywe verhoog sal word
vellings, veroorsaak deur impak van die aanwasstroom op verskillende posisies. So
dit is maklik om hierdie komponente aanmekaar te sit. In die chaos soos die
aanwasstroom bots met homself en die skyf, sal die skyf hê
kortstondige verhewe vellings en dit sal noodwendig die helder binneste verborge wees
streke, met die totale dompeling van die optiese lig. Dit is eenvoudig
verduideliking deur slegs bekende komponente te gebruik.
Daar is inderdaad 'n bekende, nou analoog geval - die X-straal
dippers. Baie LMXRB's met 'n helling van ongeveer 80 grade toon X-straal dips.
Die X-straaldaling is van tydelike tyd tot tyd en wisselend. Die X-straal dips is
beslis veroorsaak deur 'verhoogde velde' in die aanwasskyf. Terwyl daar is
verskille (NS teenoor WD, 'n baie klein X-straalbron naby die NS versus a
groter optiese bron vanaf die binnekant van die skyf), die ooreenkomste
is naby en treffend. Dus bied die X-straaldaling 'n sterk presedent en
analogie vir die optiese dalings.

B. VERKLARING VAN VERMEERDERING
1. Dae 15-26 Eenvormige bolvormige bron m / radius 4.1 Rsun
Die verduisterings begin skielik op Dag 15 of net voor, met die
amplitude gaan van 0,6 mag tot 0,8 mag vanaf dag 15 tot dag 26. Ons het
uitstekende ligkrommes. Ek het 'eclipse mapping' uitgevoer met modelle
van eenvormige skywe, meervoudige skywe, koronae van verskillende soorte, Gaussiese en
eksponensiële ligbronne en skywe met arbitrêre kragwet radiaal
verspreiding van die helderheid van die oppervlak. Van al hierdie modelle pas die beste
die eenvoudigste model, 'n eenvormige, skerp skerp skyf op die WD. Die
radius in die eerste dae is 4.1 Rsun. Die interpretasie is maklik, aangesien die
optiese bron is die uitstoot deur die sferiese wind wat van die land af gedryf word
WD deur die voortdurende kernbranding naby die WD-oppervlak.
Die lig buite die verduistering vertoon 'n baie belangrike asimmetrie met
die helderheid rondom fase 0,25 is net meer as 0,1 mag helderder as
rondom fase 0.75. So 'n asimmetrie kan slegs voorkom as daar massa weg is
vanaf die as wat die middelpunte van die sterre verbind. Die enigste werklike moontlikheid
want dit is met materiaal wat aan die een kant naby die buitenste rand van die
aanwas skyf. Dit word maklik geïnterpreteer as die hervorming
aanwasstroom, waar die binnekant van die stroom verlig word deur die
SSS en is helder as dit vanaf die aarde gesien word vanaf fase 0.25. Dit
asimmetrie was duidelik sodra die binêre sigbaar word op Dag 15, so
die aanwasstroom het reeds teen hierdie tyd gevorm.

2. Dae 26-41 Rim-Bright Disk w / Radius 3.4 Rsun
Rondom Dag 26 verander die vorm van die primêre verduistering. 'N Eenvoudige
ontleding bewys dat al die optiese lig nou van naby die land kom
wentelvlak. Alle ligbronne met radiale simmetrie misluk baie.
Skyfbronne met die lig sentraal helder of uniform in die oppervlak
helderheid misluk baie. Die enigste model wat goed pas, is 'n
rand-helder skyf met 'n straal van 3.4 Rsun.
Die nova-wind het dus flou geword. Dit wys ook die voorkoms
van die voorskyf. [Eintlik die eerste van die normale flikker
geassosieer met die aanwasskyf vind plaas op Dag 24.5] Die helder rand is
veroorsaak deur 'n kombinasie van die verhoogde velde wat meer lig versprei en
die gebrek aan materiaal in die binneste deel van die skyf (omdat viskositeit
nog nie kans gehad om hierdie streek vol te maak nie). Die gebrek aan 'n
klein-helder-binneste ligbron verduidelik waarom die verhoogde velde van die
proto-skyf het niks om te verduister om optiese dips te skep nie.

3. Dae 41-67 Center-Bright Disk w / Radius 2.2 Rsun (rustigheid)
Die vorm van die primêre verduistering verander weer. Die verduistering
kartering toon 'n bron gekonsentreer naby die baanvlak, wat die beste pas deur a
sentraal helder skyf met 'n radius van 2.2 Rsun. (Sommige uitgangspunte wys 'vlerke' aan
die verduisterings sodat daar ekstra lig buite hierdie radius moet wees
na die posisie van die aanwasstroom.) Hierdie opset is
indenties vir die rustige konfigurasie, sodat die skyf grootliks gesak het
af.

4. X-straalverduisteringskaarte
Die Swift-satelliet het 'n groot hoeveelheid data in die X-straal, met
dekking gedurende die hele uitbarsting, dikwels op elke baanvlak.
Die SSS-vloei bly ongeveer konstant (met 'n bietjie styging) vanaf Days
14-33 (die duur van die plato vir optiese ligkromme), soos voorspel.
Dit bied 'n uitstekende stabiliteit vir die verduistering van die SSS.
Vir dae 15-21 sien ek permanente, maar 'vae' bewyse in die gevoude vorm
ligkromme vir primêre verduisterings met 'n totale duur van

0,3 in fase en
25% in diepte. Die duur dui op 'n redelike groot bron, terwyl die
diepte dui op baie vloed wat van bo die baanvlak af kom. A
redelike pasvorm word verkry uit 'n eenvormige sferiese bron wat die vul
ruimte binne die baan van die metgesel. Dit is soortgelyk aan die geval van die
kartering van optiese verduistering. Ek interpreteer die X-straalbron as grootliks
X-strale van die sentrale SSS, Thompson, het van die wind versprei.
Vir dae 21-28 word die X-strale baie meer kriewelrig, met sommige
skynbare diep verduisterings, en ander wentelbane met skynbare verduisterings in
tyd vanaf die voegwoord, en ander wentelbane wat geen duidelike verduistering vir nie
ons eenmalige per-baan-steekproefneming. Dit is alles baie verwarrend. Ek kan net
dink dat ons 'n kombinasie van effekte as die optiese diepte sien
deur die wind wissel, veroorsaak die verhoogde velde van die voorskyf klassiek
X-straal dips, en miskien dra die hot spot ook by verduisterings by.
Vir dae 28-33 is die X-straalverduisterings ondubbelsinnig sigbaar
met 'n oënskynlike diepte van 25% en volle duur van 0.2 in fase. Die lae
amplitude, selfs vir 'n tyd wanneer die metgesel ster heeltemal bedek
die WD en die binneste deel van die aanwasskyf, wys na 'n verlengde
bron van X-strale, of ten minste na 'n klein bron (die SSS) waar 'n groot
fraksie van die X-strale is versprei vanuit 'n baie groter streek.
Na dag 34 gaan die SSS grotendeels vinnig af, en ek sien nee
regte patroon in die gevoude ligkrommes. Dit wil sê Swift sien U Sco aan
wissel aansienlik sonder duidelike verduisterings.

C. VERDUURINGSTYE
1. Verrekenings tydens uitbarsting (en waarom dit verander)
Ons het 12 goeie verduisteringstye gedurende die uitbarsting en een
van agterna. Die orbitale fase hiervan word met my evalueer
kortstondige verdwyning, gebaseer op 45 verduisteringstye van 2001-2009.
Die O-C van hierdie verduisterings verskil aansienlik van nul. Die verrekenings
van nul af verander ongeveer in lyn. Vir dae 15-20 het die
verrekening is -0.013 dae of so, met hierdie negatiewe waarde wat beteken dat die
waargenome verduisteringstye is * voor * die tye wat die rustende voorspel
efemeris. Teen dag 60 het die O-C verskuif na +0.011 dae of so. Na
aan die einde van die uitbarsting, op Dag 110, is die O-C 0,000, wat terug is na
die rustige vlak.
Let op, die verrekenings van verduisteringstye tydens die uitbarsting is
betekenisvol, dus kan dit nie met rustige verduisteringstye gekombineer word nie. So
vorige eise van meetperiodeveranderings in U Sco (en CI Aql) is
beslis verkeerd.
Wat aan die gang is, is dat die sentrum van die lig verskuif, en so
die tyd van minimum lig verskuif relatief tot die orbitale fases gebaseer
op die sterre wentelbane .. Gedurende die vroeë dae van die uitbarsting is die optiese
lig is geheel en al van die SSS wind wat op die WD gesentreer is, so die
tyd van verduistering minimum lig is naby aan die tyd van die minderwaardige
verbinding van die metgesel-ster. Tydens rustyd, die optiese lig
kom van beide die helder binneste streke van die skyf en die offset
streek van die warm plek (waar die aanwasstroom die skyf tref), met
die gevolg dat die middelpunt van die lig van die WD af verskuif het na
die brandpunt wat 'n stelselmatige verskuiwing van die verduisteringstyd tot gevolg het.
Tydens die uitbarsting begin die middelpunt van die lig by die WD (omdat die
SSS-wind is radiaal en sentraal op die WD) en skuif stadig as die verrekening
aanwasstroom en warm plek word helderder. Die positiewe verrekenings vir Dae

50-63 word veroorsaak deur die lig van die offset helderder (of verder buite) as
is normaal tydens rustyd. Ons verstaan ​​dus goed waarmee aangaan
die verskuiwings, al is nog nooit so iets gesien nie.

2. Tydperkverandering oor die * 1999 * Uitbarsting
Ek het 16 verduisteringstye van 1989-1998 waargeneem, 45 verduisteringstye
vanaf 2001-2009, en een verduisteringstyd in 2010 nadat die uitbarsting verby is.
Ek het ook een verduisteringstyd van die uitbarsting in 1945 (vanaf die
uitbarsting ontdek ek in die Harvard-plate), drie verduisteringstye van die
1999 uitbarsting (uit die literatuur) en 12 verduisteringstye vanaf 2010
uitbarsting (waargeneem deur baie van ons). Dit is altesaam 78 verduisteringstye.
Ek pas die 45 verduisterings van 2001-2009 op 'n eenvoudige lineêre efemer
om HJD (minimum) te kry = 2451234.5387 + N * 1.23054695. Dit moet gebruik word as
die vertroulike definisie van fase. Die RMS-verspreiding van die individu
waargeneem keer oor hierdie (of enige ander) beste pas is 3,9 minute, dit is
baie groter as die meeste meetfoute in tydsberekening. Die oorsaak
hiervan is gewone flikkering tydens die intrede en uitgang wat 'kantel'
die ligkromme en die minima-tye effens vooroordeel. So die manier om te kry
beter tydperke is om baie verduisterings te meet om die ewekansige te verslaan
intrinsieke tydsberekening. Vanaf die interval 2001-2009 kan ek ook pas
'n paraboliese term in die O-C-diagram (dws 'n bestendige Pdot-term, soos
verwag van konserwatiewe massa-oordrag). Ek vind dat Pdot moet wees
taamlik klein, met die beste paswaarde negatief, en dit is konsekwent
met nul tot binne twee sigma. 'N Negatiewe Pdot werk inteendeel
rigting van konserwatiewe massa-oordrag, wat impliseer dat die rustige
U Sco moet die een of ander meganisme hê vir die momentumverlies (bv. As gevolg van
magnetiese velde en winde).
Ek het eers onlangs besef dat dit 'n wesenlike probleem is
die bestendige periodeverandering (Pdot) is ontaard met die skielike periode
verandering oor uitbarstings (DeltaP). Dit wil sê vir die kleinste sigma
negatiewe Pdot, die beste pas O-C kurwe van 1987-2009 het 'n negatiewe
DeltaP, terwyl die beste pas die beste pas by die een-sigma grootste negatiewe Pdot
'n positiewe DeltaP. (Ek vind dieselfde resultaat vir die 84 verduisteringstye
Ek het van 1926 tot 2009 vir die herhalende nova CI Aql, met die afgeleide
DeltaP gedurende sy uitbarsting in 2000 het ook die beste DeltaP-wese
negatief, alhoewel DeltaP = 0 binne die een-sigma-reeks is.) Dit
ontaardheid het die foutbalke vir my maatstawwe aansienlik verhoog
DeltaP. Die vooruitsig van 'n negatiewe DeltaP is skrikwekkend, want die nova
massa-uitwerping dra 'n positiewe DeltaP by, terwyl dinamiese 'wrywing' in
die algemene koevertfase is beslis te klein om te werk. So het Martin et
al. (2010, arXiv: 1003.4207) het 'n meganisme voorgestel wat die
magnetiese veld van die metgesel wat op die uitgestote massa werk
dra hoekige momentum weg.
Neverthless, vir U Sco, lei ek DeltaP = (+43 + - 69) x10 ^ -7 dae,
en dus Mejecta = (43 + -67) x10 ^ -7 Msun. (Vir CI Aql lei ek af
Mejecta & lt1x10 ^ -6 Msun.) Hierdie resultaat sal aansienlik verbeter sodra die
beperkings na Pdot na uitbarsting word in die volgende paar jaar baie verbeter
maande. En oor 'n paar jaar sal ek die DeltaP meet
die uitbarsting van 2010.

D. LYNPROFILE
1. 'Batman'-profiele
Vir dae 0-5 is die lynprofiele (bv. Van die Halpha, Hbeta,
PaschenGamma, BracketGamma. ) lyk drievoudig, met die twee buitenste
die skerp punte is ongeveer + -5000 km / s en die middelpunt is
afgerond en breed. Met gepaste skaal lyk dit op die profiel
van Batman op die gesig gesien, waar die twee buitenste pieke die ore van Batman is
en die sentrale piek is die top van Batman se kap. Dit was nuut vir my,
en so het ek hulle voorheen as 'n raaisel uitgelig.
Ek het nou al die spektra van U Sco nagegaan en vasgestel wat dit is
stelselmatig aangaan. Ek vind dat al die lyne (opties en IR,
waterstof en nie-waterstof) het op dieselfde tydstip dieselfde profiele. Die
Batman-profiele word prominent gesien tot en met Dag 5 of so. Na dit,
die 'ore' verdwyn, en ons sien slegs enkele skerp gepunte lyne met baie
breë vlerke. Maar dan, op Dae 16-23, word die waterstoflyne almal
drievoudige hoogtepunt, met die pieke + - 1800 km / s en al drie pieke is goed
geïsoleer. So met twee episodes van drievoudige pieke, het ons miskien twee
meganismes.
Jen Andrews en Chris Gerardy het presedente uitgewys vir
'Batman-profiele'. Dit blyk dat sulke profiele in Type IIn gesien word
supernova en in ander novas. Dave Lynch het die profiele gebel
'gekasteleer' vir novae. Vir die Type IIn SN1998S, Gerardy et al. (2000,
AJ, 119, 2968) het Batmans bevind en tot die gevolgtrekking gekom dat die 'ore' veroorsaak word deur
'n uitbreidende torus, met die aarde naby die ekwatoriale vlak. Fred
Walter het Batmans gevind vir YY Dor, Nove LMC 2009, V2672 Oph en KT Eri.
('N Miskien belangrike opmerking is dat dit almal herhalende nova's of sterk is
RN-kandidate.) Vanlandingham et al. (1996, MNRAS, 282, 563) gevind het
Batmans vir V838 Her (nog 'n sterk RN-kandidaat), Lynch et al. (2006,
ApJ, 638, 987) vir V1187 Sco, en Kamath et al. (2005, MNRAS, 361, 1165)
vir V1494 Aql. Al hierdie artikels skryf die Batman-profiele toe aan 'n
die uitbreiding van torus met die Aarde in die ekwatoriale vlak. (Inderdaad,
baie van die Batman novae is verduisteringstelsels.) U Sco word amper gesien
voorsprong, so ons moes die Batman-profiele miskien * moes verwag het.
Die groeiende torus kan veroorsaak word deur die aanwasskyf
in die uitbreidende dop, wat lei tot digtheidverbeterings bo 'n toroidaal
streek met 'n hoë snelheid. Dus, met die hoë neiging van U Sco en
die vele presedente, ons weet nou die oorsaak van die Batman-profiele.
Om die twee ore van die Batman-profiel te sien, moet ons die
agterkant van die torus, en dit impliseer dat ten minste 'n deel van die dop is
opties dun. Ek dink dat dit 'n belangrike punt is. Gedurende die
eerste 5 dae van die uitbarsting kan ons agterop die dop sien!
Hoe kan dit wees? Neem 'n aanwysing van Jeremy Drake, sal die dop lyk
bipolêr as gevolg van die aanwasskyf (soos 'n paar teenoorgestelde sampioene)
wolke), met 'n lae digtheidstreek in die ekwatoriale vlak. Gegewe die
bekende neiging van U Sco (

82 grade), ons siglyn agterop
die torus sal net onder die rand van die 'boonste' sampioenwolk verbygaan, en
dus sal ons 'n relatiewe duidelike siglyn hê.

2. 10.000 km / s
Die uitbreidingsnelheid van die U Sco word verskillende gegee as
HWZI = 5500 km / s (Arai et al. CBET 2152), HWHM = 3800 km / s (Anupama et al.
ATel 2411), en HWZI = 5000 km / s (Ashok et al. CBET 2153), terwyl later
verslae haal 3000-4000 km / s aan (Ness, ATel 2469). [Dit word verwag as die
Die uitbarsting van 1999 het die lynwydte mettertyd lineêr laat afneem.]
D. P. K. Banerjee het egter in 'n private mededeling daarop gewys
dat die lynprofiele in die vroeë tye bestendige vleuels het
uit na uitbreidingsnelhede van 10.000 km / s. Hierdie vlerke is buite die
'Batman'-profiele word gesien vir Br-gamma-, H-alfa- en N-I-lyne, en
was sigbaar in die spektrum van die 1999-uitbarsting. Banerjee se ontdekking is
nogal verstommend, want hier sien ons 'n nova-uitwerpmateriaal by supernova
snelhede. Banerjee se ontdekking bied 'n groot uitdaging aan
teoretici.

E. WET OP UNIVERSELE AFNAME
1. Toets voorspelling met Stromgren 'y'
Hachisu & amp Kato (2006, ApJSupp, 167, 59 en vele opvolgpapiere)
het 'n universele afwykingswet ('UDL') aangebied vir nova-ligkrommes. In
algemeen, begin die nova continuum-vloed kort na die piek
van as die -1,75 kragkrag van die tyd (4,4 mag per logtyd) en na 'n pouse
tyd sal die vloed afneem as die -3,5 krag van die tyd (7,5 mag per
log-tyd). Die tyd van die pouse sal hoofsaaklik afhang van die massa en
samestelling van die WD. 'N Komplikasie is dat die gewone grootte van die V-band
sluit ook lynvloei in, so daar kan verrekenings van die UDL wees
voorspel die * kontinuum * vloed. Hulle bied die oplossing van kyk na
die ligkromme in die Stromgren 'y'-band, aangesien dit die meeste van die
emissie lyn vloed.
Met die doel om die UDL-voorspelling te toets, het Gerald Handler (by
SAAO), Hiroyuki Maehara (by Kwasan-sterrewag), Seiichiro Kiyota (VSOLJ,
Tsukuba Japan) James Clem (by CTIO), Arlo Landolt (by Lowell) almal gemaak
reeks groottes in Stromgren 'y'. Die resultaat is amper perfek
die vervulling van die voorspellings van die UDL. Die helling is 4,4 mag
per log-time tot 'n pouse rondom Dag 24 gevolg deur 'n 7,6 mag per
log-tyd agteruitgang na die pouse. Lekker.
Ten spyte van 'n ongelooflike suksesvolle voorspelling, het ek drie
bekommernisse / vrae: Eerstens as die rustige lig afgetrek word van die
die vloed in die ligkromme, is die laat agteruitgang meer soos 10,1 mag per
aanmeldtyd. Die afleiding van die UDL verwys nie na die rus nie
vloei, so ek dink dat dit afgetrek moet word, wat lei tot 'n
nie-perfekte ooreenkoms. Tweedens is die afleiding van die UDL gebaseer op die
vermoede dat die lig oorheers word deur die uitbreidende dop, terwyl
die lig van U Sco na dag 15 word oorheers deur die SSS-wind en daarna
Dag 41 op die aanwasskyf, dus dit lyk asof die UDL daarna nie relevant is nie
die eerste 15 dae. Derdens het die aanvanklike agteruitgang verskillende buigings
(bv. as gevolg van die plato), dus is 'n alternatiewe pasvorm een ​​met 'n onderbreking op 6
dae, met die hellings (3,7 en 8,0 mag per logtyd)
UDL, met hierdie pas om alle gegewens na die beginplato te ignoreer (met die
plesierlig nie relevant is vir die UDL nie). Hierdie punte is nodig
opheldering, veral of die plato-lig moet wees
ingesluit in die pasvorm.

2. Breek tyd en die samestelling van die WD
Die tyd van die onderbreking in die UDL hang af van die WD-massa en
samestelling. Tabel 10 van die Hachisu & amp Kato vraestel gee 'n lys van die
onderbrekingstye vir WD-massas vanaf 0,6-1,30 Msun en vir CO en Neon WD's. Die
U Sco WD lyk meer soos 1,37 Msun, dus 'n ekstrapolasie of verdere ontleding
benodig word. Met 'n ekstrapolasie kan die CO WD's 'n ruskans hê
miskien 10 dae, terwyl die Neon WD's dalk 15-20 dae onderbreek het.
Dit moet vergelyk word met die aanpassings wat pouses van 24 dae of 6 gee
dae afhangend van of die plato-lig ingesluit is of nie. Dit blyk
dit met 'n bietjie teoretiese leiding (breektye vir 1,37 Msun,
of ons die plato wil gebruik), kan ons 'n goeie antwoord kry of die U Sco
WD is CO of Neon in samestelling.

F. SOEK UIT
1. Mejecta van spektrale energieverdeling
Shara et al. (2010, ApJLett, 712, L143) het 'n nuwe idee voorgestel dat
die totale massa wat uitgestoot word, is eenvoudig eweredig aan die totale uitgestraalde massa
energie. Die konstante van proporsionaliteit is vasgestel dat dit konstant is
en geëvalueer deur hul vele novamodelle. So nou het ons 'n nuwe manier om
meet Mejecta. En hierdie manier is onafhanklik van alle ander maniere.
Om hierdie nuwe metode te laat werk, moet ons volle spektraal hê
energieverdelings oor 'n wye spektrumgebied oor die hele tyd van
die uitbarsting. En ons het ook 'n betroubare afstand nodig om die
waargeneem vloed in helderheid. Voor hierdie U Sco-uitbarsting kom daar geen nova nie
byna goed genoeg waargeneem, maar min het selfs een dag
UV- of X-straalwaarnemings, nog minder ver in die IR. (Die 2006-uitbarsting
van RS Oph kom naby, maar dit ontbreek steeds die IR en voltyds
dekking.) En byna alle nova het faktor-van-2 onsekerhede oor afstand,
wat lei tot 4X foute in helderheid en 4X foute in Mejecta. (Die
MMRD-verhoudings het 'n faktor van twee onsekerhede, en ander metodes is
net erger in akkuraatheid. Slegs nova in globulars [T Sco] en in ander
sterrestelsels het akkurate afstande, behalwe. )
U Sco is die perfekte nova waarop die nuwe Shara-metode toegepas kan word.
Slegs U Sco het daaglikse X-straal plus UV plus UBVRIJHK plus midIR regdeur die dag
hele uitbarsting. Slegs U Sco het 'n akkurate afstand (12 + -2 kpc) omdat
slegs U Sco het * totale * verduisterings wat 'n betroubare swartliggaam moontlik maak
afstand (gebaseer op die lig vanaf die onbestraalde halfrond van die
metgesel-ster alleen). Vir hierdie doel is Ashley Pagnotta en Eric Schlegel
werk aan die Swift-data om die X-straal- en UV-bydraes tot die
daaglikse verspreiding van spektrale energie. Binnekort sal dit saamgestel word met
die UBVRIJHK en die WISE midIR data om die totale uitgestraalde energie te kry en
dan die Mejecta vir U Sco.

2. Oorvloed, temperatuur,. Van die wêreldwye spektrale analise
Ons gemeenskap beskik oor 'n enorme hoeveelheid spektroskopiedata, van
die X-straal (daagliks deur Swift en met 'n hoë spektrale resolusie deur
Chandra, Suzaku en XMM), die UV (daagliks met die Swift UVOT), die optiese
(daagliks deur Fred Walter en baie ander mense), en die IR (deur Howie Marion,
D.P.K. Banerjee, Mark Rushton, David Lynch, en ander). Die meeste hiervan
waarnemers werk aan vraestelle wat hul eie datastelle beskryf, met
gevarieerde ontledings.
Ons gemeenskap het egter 'n wonderlike geleentheid om dit alles te bespreek
hierdie data saam vir 'n globale ontleding. In plaas daarvan om botsend te wees
waardes afgelei vir spektra in verskillende golflengtes oor verskillende tyd
intervalle, kan 'n wêreldwye analise al die verswakte insette in 'n versoen
konsensuswaarde. Byvoorbeeld 'n gevolgtrekking dat die koolstof-oorvloed is
laag sou swak wees as dit slegs op die X-straalspektra gebaseer was, maar tog sterk sou wees
as dit bevestig word met die UV-, optiese- en IR-spektra. Waarskynlik, die wêreldwye
ontleding sal lei tot 'n ingewikkelde prentjie, wat goed is. (Aan
onthou die ou verhaal, is dit beter om 'n prentjie van die hele olifant te kry
as om verwar te word met beskrywings van die olifant se romp, stert en
bene.)
Vir hierdie doel het ek Greg Schwarz en Bob Williams gewerf
voer hierdie globale analise uit. Hulle is die beste en kundigste
vir nova spektrale analise. Ek het hulle die meeste van die spektrums gekry,
hoewel Ashley Pagnotta en Eric Schlegel steeds die Swift vervaardig
X-straal- en UV-spektra. Schwarz & amp Williams vertraag 'n bietjie om dit toe te laat
individuele waarnemers om hul eie data goed te publiseer. (Die individu
ontledings is waardevol, aangesien dit baie punte oor die wêreld sal dek
ontleding kan nie dek nie.) Hulle ontleding sal 'n rukkie neem, en ek weet nie
hoeveel hulp hulle sal waardeer.
Die belangrikste vrae vir die globale analise is:
oorvloed, die snelheidstruktuur en die massas. Is die aangeleerde
saak regtig waterstoftekort het? Het die uitwerpsel enige materiaal?
wys op baggerwerk? As dit so is, wat beteken dit van die samestelling?
van die WD? Kan die baie groot aannames in die Mejecta-berekening gebaseer wees?
on-line vloeistowwe word getoets / bevestig / gemeet om 'n maat te kry
Mejecta wat beter is as die huidige

3-orde-van-grootte akkuraatheid?
Hoe verskil die fisiese toestande in die 'Batman-ore' van die res?
van die dop? Wat is die digtheid as 'n funksie van snelheid vir die
aanvanklike dopuitwerping en wat is die snelheid, temperatuur en uitwerping
tempo as 'n funksie van tyd vir die SSS-wind?
Dus, binne 'n paar maande, moet hul globale analise gee
unieke en betroubare resultate vir baie van die belangrikste vrae oor die fisika
van die nova ejecta.


Gids vir die konstellasies: teleskopiese besienswaardighede, verhale en mites

Hierdie handboek is 'n gids vir die verkenning van die klassieke naghemel en sy wonderlike teleskopiese besienswaardighede. Al 88 amptelik erkende konstellasies word in natuurlike groepe aangebied wat verband hou met hul oorsprong en ligging in die lug. Elke groep word verduidelik deur 'n boeiende verhaal wat vertel wat elke konstellasie voorstel, hoe dit in die lug verskyn en waarom die ander konstellasies in die groep naby is, of op 'n ander manier met mekaar verband hou. Sommige van hierdie verhale is klassieke mites wat wys hoe en waarom antieke kulture die konstellasies as verwante groepe beskou het. Ander handel oor meer moderne sterrekundiges wat erkenning gesoek het deur die gapings tussen die antieke konstellasies met hul eie uitvindings in te vul. Albei soorte verhale is ontwerp om die konstellasiegroepe onvergeetlik te maak, sodat amateursterrekundiges nie net die sterrebeelde makliker kan opspoor en herken nie, maar ook die hemelse voorwerpe wat hulle bevat vinniger kan bepaal.

Spesifieke instruksies word gegee om elke konstellasie te vind, hoe om die konstellasie en stername te spel en uit te spreek, plus die oorsprong van die stername. Finderkaarte toon elke konstellasiegroep en 'n groot lugruim rondom die groep. Hierdie kaarte dui ook aanwysersterre aan wat help om die konstellasies te vind.

Meer gedetailleerde kaarte toon aan hoe elke konstellasiefiguur deur eenvoudige lyntekeninge gevisualiseer word. Vir elke konstellasie is daar 'n tabel met ongeveer 10 tot 30 teleskopiese voorwerpe wat gekies is om 'n wye verskeidenheid probleme in te sluit. Sommige kan met die blote oog gesien word, ander benodig 'n 12 of 14 duim-teleskoop. Al die belangrikste teleskopiese voorwerpe is ingesluit, plus 'n gevarieerde verskeidenheid interessante, maar baie moeiliker voorwerpe. Die tabelle bevat die hemelse koördinate van elke voorwerp, tipe, grootte, helderheid, ander inligting spesifiek vir elke tipe voorwerp, en 'n aanbeveling van die toepaslike teleskoopgrootte wat nodig is vir goeie besigtiging.

Daar is ook foto's van konstellasies en teleskopiese voorwerpe, gedetailleerde lokaliseringskaarte vir die moeilik te vinde voorwerpe, en 'n teken van binêre ster-wentelbewegings. Dieselfde kaarte wat gebruik word om die konstellasiefigure aan te dui, word herhaal, met die toevoeging van simbole wat die ligging van al die geselekteerde teleskopiese voorwerpe aandui.

'N Indeks en sewe bylaes help die gebruiker om spesifieke voorwerpe of klasse voorwerpe te vind.


Kyk die video: Paxi - Het zonnestelsel (Januarie 2023).