Sterrekunde

Simulasiepakkette of teorie om te werk met swaartekrag-ineenstorting van massiewe molekulêre wolke?

Simulasiepakkette of teorie om te werk met swaartekrag-ineenstorting van massiewe molekulêre wolke?


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 begin dus belangstel in swaartekrag-ineenstorting van groot molekulêre wolke wat versplinter en in veelvuldige sterre ineenstort. Is daar bekende populêre akademiese simulasiepakkette wat dit simuleer vir navorsingsdoeleindes? Of is daar vraestelle of verwysings wat ek kan gebruik om my eie te skryf?


Dit klink baie ambisieus! Ek dink u manier om hierdie onderwerp in te neem, is om na twee werke van Matthew Bate en Mark Krumholz te kyk.

Die rede waarom ek hierdie twee name voorstel, is dat hulle verteenwoordigend is van die twee basiese benaderings om die ineenstorting van molekulêre wolke te simuleer (wat weinig te doen het met n-liggaamsimulasies). Hierdie benaderings staan ​​bekend as hidrodinamika met gladde deeltjies (SPH) en Adaptive Mesh Refinement (AMR).

Grofweg beskou, behandel SPH die vloeistof as diskrete deeltjies waarvan die eienskappe gladder word as die grootte van 'n pit - die resolusie word beheer deur die aantal deeltjies in die simulasie en die gladde lengte. AMR is 'n meer "tradisionele" roostergebaseerde benadering waar die grootte van die rooster aangepas word met tyd en ruimte om die nodige oplossing te kry.

'N Vinnige google onthul 'n aantal openbare kodes - bv. vir SPH is daar SPESIE of GRLAB; vir AMR is daar ENZO of PARAMESH.

Een van die hoofaktiwiteite in modellsimulasies deesdae is om 'terugvoer' in stervorming te gebruik. dws die winde en bestraling van pasgebore sterre met groot massa en die uitvloei van protostars. Sulke dinge vorm nie deel van standaardkodes nie.


Astrofisici stop die alternatiewe teorie van stervorming

LIVERMORE, Kalifornië - Deur middel van 'n reeks teoretiese berekeninge en superrekenaarsimulasies, het astrofisici vasgestel dat nuwe sterre ontstaan ​​deur gravitasie-ineenstorting eerder as die algemene opvatting dat dit kom uit die opbou van ongebonde gas.

In sterrekunde is daar twee dominante modelle oor hoe sterre vorm. In albei scenario's vorm 'n ster aanvanklik wanneer 'n swaartekraggebonde gaskern in duie stort. Maar wat daarna volg, is die deurslaggewende onderskeid tussen die twee teorieë.

In mededingende aanwas ontwikkel interstellêre waterstofwolke polle waarin verskeie klein kerntjies vorm, die sade van toekomstige sterre. Hierdie kerne, minder as 'n ligjaar, val onder hul eie swaartekrag in en kompeteer om gas in die omliggende klomp, en wen dikwels 10 tot 100 keer hul oorspronklike massa van die klomp.

Die alternatiewe model, wat dikwels die "gravitasie-ineenstorting en fragmentasie" -teorie genoem word, veronderstel ook dat wolke polle ontwikkel waarin proto-sterkerne vorm. Maar in hierdie teorie is die kerne groot en alhoewel dit in kleiner stukke kan fragmenteer om binêre of meervoudige sterstelsels te vorm, bevat dit byna al die massa wat hulle ooit sal hê.

Die navorsers van Lawrence Livermore National Laboratory (LLNL), UC Berkeley en Princeton University kom tot die gevolgtrekking dat die "mededingende aanwas" -model nie kan verklaar wat sterrekundiges waarneem van sterrevormende streke wat tot dusver bestudeer is nie. Hul bevindings verskyn in vandag (17 November) se uitgawe van Aard .

"Mededingende aanwas is die grootste teorie van stervorming in Europa, en ons dink nou dit is 'n dooie teorie," het Richard Klein, 'n LLNL-astrofisikus en adjunk-professor in sterrekunde aan die UC Berkeley, gesê.

"In mededingende aanwas is die kern sade wat in ons prentjie sterre word en die kern verander in die sterre," het Chris McKee, professor in fisika en sterrekunde aan die UC Berkeley, gesê. 'Die waarnemings tot dusver, wat hoofsaaklik fokus op streke met lae massa-vorming van sterre, soos die son, is in ooreenstemming met ons model en strydig met hulle s'n.'

Die mededingende aanwas-teorie verduidelik verder dat bruin dwerge - mislukte sterre - en vryswewende planete protostere is - die vroeë fase van 'n ster. Hierdie protostars word uit stervormende polle uitgegooi en verloor hul omringende skywe van gas en stof. Die afgelope jaar is daar egter talle bruin dwerge met planetêre skywe gevind.

"Mededingende aanvaardingsteoretici het hierdie waarnemings geïgnoreer," het Klein gesê. "Die uiteindelike toets van enige teorie is hoe goed dit met waarneming ooreenstem, en hier blyk die gravitasie-ineenstortingsteorie die duidelike wenner te wees."

'N Teorie van stervorming is van kritieke belang om te verstaan ​​hoe sterrestelsels en trosse sterrestelsels vorm, het McKee gesê.

"Stervorming is 'n baie ryk probleem, met vrae soos hoe sterre soos die son gevorm het, waarom 'n baie groot aantal sterre in binêre sterstelsels is en hoe sterre 10 tot 100 keer die massa van die son vorm," het hy gesê. . "Die massiewe sterre is belangrik, want as hulle in 'n supernova ontplof, produseer hulle die meeste van die swaar elemente wat ons in die materiaal rondom ons sien."

Die model wat deur die span gebruik word, is 'n superrekenaar simulasie van die ingewikkelde dinamika van gas in 'n wervelende, onstuimige wolk van molekulêre waterstof soos dit op 'n ster toeval. Dit is die eerste studie van die gevolge van onstuimigheid op die tempo waarmee 'n ster materie akkretreer as dit deur 'n gaswolk beweeg.

"Ons het getoon dat, weens onstuimigheid, 'n ster nie veel meer massa uit die omliggende klomp kan opbou nie," het Klein gesê. "In ons teorie, sodra 'n kern in duie stort en fragmente het, het daardie ster basies al die massa wat hy ooit gaan hê. As dit in 'n kern met 'n lae massa gebore is, sal dit uiteindelik 'n ster met 'n lae massa wees. As dit gebore in 'n kern met 'n hoë massa, kan dit 'n ster met 'n groot massa word. '

McKee het opgemerk dat hul superrekenaarsimulasie aandui dat mededingende aanwas goed kan werk vir klein wolke met baie min onstuimigheid, maar dit kom selde voor, of is dit tot dusver nog nie waargeneem nie. Regte stervormingsstreke het baie meer onstuimigheid as wat in die aanwasmodel aanvaar word, en die onstuimigheid verval nie vinnig nie, soos die model veronderstel. Sommige onbekende prosesse, miskien materie wat uit protostalle vloei, hou die gasse opgewek sodat die kern nie vinnig ineenstort nie.

"Onstuimigheid staan ​​daarteen teen swaartekrag, 'n molekulêre wolk sal baie vinniger ineenstort as waargeneem," het Klein gesê. "Albei teorieë neem aan dat daar onstuimigheid is. Die sleutel is dat daar prosesse aan die gang is terwyl daar sterre begin vorm wat onstuimigheid lewendig hou en verhoed dat dit verval. Die mededingende aanwasmodel het geen manier om dit in die berekeninge te gee nie, wat beteken dat hulle nie regte stervormende streke vorm nie. '

Die werk is ondersteun deur die National Aeronautics and Space Administration, die National Science Foundation en die Departement van Energie.


Sondag 27 Januarie 2013

Hoe is dit dat alle planete (en mane) in ons sonnestelsel in ewewigsbane is?

Ek dink dat ons in ons huidige stadium van sonnestelsel-evolusie, as gevolg van die feit dat ons kon ontwikkel tot ons huidige vlak van verfyning, as baie stabiel en in 'n baie kalm tydperk in sy evolusionêre geskiedenis beskou kan word. Onstabiele voorwerpe sal gewoonlik baie vroeg tydens die vorming van so 'n stelsel uitgeslinger word, daarom kan ons dit vandag nie sien nie. Kyk egter net na die evolusiegeskiedenis van die Aarde en Maan. Daar word geteoretiseer dat ons huidige maan gevang is weens 'n botsing tussen die aarde en miskien 'n Mars-voorwerp (of soortgelyke grootte). Dit is allesbehalwe stabiel.

Die rede waarom hou natuurlik verband met swaartekrag. Of meer korrek, die swaartekragpotensiaal van die stelsel. Alle stelsels wil thermiseer (in dieselfde sin dat 'n kamer met lugmolekules 'n termiese ewewig wil bereik). Alhoewel ons sonnestelsel allesbehalwe verhit is, werk dit voortdurend om dit te bereik. Daarom lyk dit asof ons in ons huidige toestand van die ontwikkeling van die sonnestelsel lyk asof ons in 'n redelike kalm toestand is. Om dieper in te gaan, kan ons Bertrand se stelling gebruik wat vir ons sê dat die wentelbane stabiel sal wees vir 'n sentrale potensiaal met 'n $ r ^ <-1> $ afhanklikheid van radiale afstand. Die stabiliteit van wentelbane in drie ruimtelike dimensies is te danke aan die feit dat die gravitasiepotensiaal met afstand $ r $ afneem as $ r ^ <-1> $.


Teorieë oor die geboorte van binêre sterre

Enige teorie wat wil verklaar hoe sterre gebore word, moet ook verklaar waarom die meerderheid sterre op die Galaktiese skyf lede is van meervoudige sterrestelsels, met die meerderheid van die binêre sterstelsels. [1] Dit is duidelik 'n eienskap wat teruggaan na die sterregeboorte, omdat nuutgevormde sterre ook hoofsaaklik in veelsterrestelsels is. Sterre haal nie metgeselle op as hulle ouer word nie. Of sterre vang hul metgeselle kort na geboorte, of hulle word in meervoudige sterrestelsels gebore. [2]

Binêre sterstelsels het twee eienskappe wat die teorieë van stervorming sterk beïnvloed. Eerstens is binêre sterstelsels klein in grootte, en die skeidings tussen sterre wissel van veel minder as 1 AU tot 'n paar duisend AU. Tweedens, vir stelsels met kort tydperke, is die massa van die kleinste van die twee sterre in 'n binêre stelsel gewoonlik naby die massa van die primêre ster, en is die gemiddelde van die helfte van die massa van die primêre ster, maar vir stelsels met lang periodes is die massa oor die algemeen klein, met 'n verdeling van waardes soortgelyk aan die verdeling van sterremassas geïsoleerde sterre.

In onlangse jare het teoretici vier teorieë vir geboorte van 'n ster in twee sterre ondersoek: die vang van een ster deur 'n ander, die verdeling van 'n ster in twee sterre, die ineenstorting van 'n ster se aanwasskyf na 'n metgesel en die versplintering van 'n ineengestorte molekulêre wolk in verskeie sterre. [3] Die laaste drie teorieë behandel die geboorte van 'n binêre stelsel as deel van die geboorte van 'n ster.

Die eerste teorie? Die inname van 'n ster deur 'n tweede ster? Kan die skepping van binêre sterre in die digte bolvormige trosse verklaar, waar die swaartekragpotensiële energie bevry in die vorming van 'n binêre ster? Verhit? die groep, maar dit kan nie die binêre stelsels in die Galaktiese skyf verklaar nie. Die probleem is dat 'n ster nie 'n ander ster kan vang nie, tensy kinetiese energie uit die stelsel verdryf word. 'N Derde ster kan die wasbak vir hierdie kinetiese energie wees, maar op die Galaktiese skyf is die waarskynlikheid laag dat drie sterre terselfdertyd bymekaar sou kom op 'n manier wat twee van hierdie sterre aan mekaar laat bind. Selfs met die hoër sterktes in stervormende streke, is die vangsnelheid te laag om 'n groot aantal binêre stelsels met jong sterre te lewer. Getyverhitting van die sterre kan kinetiese energie uit die stelsel verdryf, maar om getykragte genoeg energie te laat verdwyn om sterre te vang, moet die sterre baie naby mekaar beweeg, wat 'n lae waarskynlikheid is. Een manier om hierdie probleem met nabye ontmoetings te vermy, is om die aanwas-skywe wat elke ster wentel in plaas van die sterre, op te verhit. Akkresieskyfies word waargeneem wat wentel om nuutgevormde sterre. Hierdie skywe word gesien deur die infrarooi straling wat hulle uitstraal. Hulle neem die momentum van die nuwe ster op, wat die ster toelaat om 'n stadig draaiende druk-ondersteunde sfeer te word. 'N Mens kan jou voorstel dat as 'n paar jong sterre met aanwas-skywe mekaar verbygaan, hulle getye in mekaar se aanwas-skywe verhoog en die kinetiese energie versprei. Simulasies van hierdie proses vind egter dat die aanwasskywe in so 'n geval onderbreek word sonder om genoeg kinetiese energie te onttrek om die sterre swaartekragtig te bind. Om hierdie redes kan 'n mens nie verwag dat sterre mekaar vinnig sal vang nie, en beslis nie vinnig genoeg om rekening te hou met die binêre sterstelsels wat sterre bevat wat slegs 'n paar miljoen jaar oud is nie.

Die tweede teorie - 'n vinnig draaiende ster kan in twee sterre verdeel - is 'n teorie wat meer as 'n eeu oud is. Dit lyk asof dit buite die guns van die breë gemeenskap is, hoewel sommige navorsers dit nog steeds nastreef. Die idee is dat 'n vinnig draaiende sferiese ster onstabiel is, wat eers in 'n staafvorm en dan in 'n balkvorm verdraai. Die massa wat aan weerskante van die barbell ophoop, word 'n ster, sodat die stelsel ontwikkel tot 'n kontakster. Namate elke ster ooreenstem met sy hoofreeksgrootte, raak die binêre stelsel los. Die probleem is om die oorspronklike ster te laat ontwikkel van 'n staafvorm na 'n balkvorm numeriese simulasies is geneig om vas te stel dat die hoekmomentum binne die ster herverdeel word, en die ster verander van 'n staafvorm na 'n sfeer wat deur 'n aanwasskyf wentel.

Die derde teorie - 'n tweede ster vorm van die aanwasskyf wat om 'n nuutgevormde ster wentel - lyk soos die teorie vir planetêre geboorte. Soos vroeër gesê, word sterre gebore omring deur aanwas-skywe. Die planete rondom die son en om ander sterre is gevorm uit hierdie aanwasskywe. In vergelyking met 'n ster is die planete in 'n planetêre stelsel baie klein. Kan 'n aanwasskyf iets so groot soos 'n ster oplewer? Teoretici het getoon dat so 'n geboorte moontlik is as die aanwasskyf massiewer is as die sentrale ster wat dit wentel. Die idees is dat nadat die sentrale ster uit 'n molekulêre wolk gevorm word, die aanwasskyf rondom hom steeds gas uit die wolk ophoop. Wanneer die aanwasskyf massiewer word as die sentrale ster, word die skyf onstabiel, terwyl die gas in die skyf aan die een kant van die skyf saamklamp. Hierdie onstabiliteit word aangedryf deur die self-erns van die aanwasskyf. Uiteindelik vloei al die gas in die skyf na een deel van die skyf om die tweede ster te vorm. Die voordeel van so 'n teorie is dat dit natuurlik binêre sterre produseer eerder as stelsels met drie of vier sterre, en dit verklaar waarom die grootte van 'n binêre sterstelsel vergelykbaar is met die grootte van 'n planetêre stelsel.

Die finale teorie - 'n molekulêre wolk stort in duie en fragmente om meervoudige sterre te vorm - benut die feit dat die lengte waaroor dit stabiel is, vinniger saamtrek namate 'n wolk saamtrek. Onder die huidige teorieë van stervorming, vorm 'n ster wanneer die digste streke van 'n molekulêre wolk deur hul eie swaartekrag ineenstort. Of 'n wolk stabiel is teen ineenstorting, hang daarvan af of dit groter of kleiner is as die jeanslengte, wat bepaal word deur die temperatuur en digtheid van die gas. As 'n statiese wolk groter is as die lengte van die jeans, sal dit ineenstort. As die wolk baie groter is as die lengte van die jeans, sal dit in verskillende stukke ineenstort, met die aanvanklike grootte van elke stuk orde die lengte van die jeans. Die interessante kenmerk van hierdie fragmentasie is dat as 'n wolk afkoel terwyl dit saamtrek, die jeanslengte vir die wolk baie kleiner word as die grootte van die wolk. Dit het teoretici laat glo dat 'n ineenstortende molekulêre wolk van verskeie sonmassas kan versplinter en 'n meervoudige sterstelsel tot gevolg kan hê. Die probleem in hierdie eenvoudige prentjie is egter dat, solank die wolk in duie stort, dit nie kan fragmenteer nie. Rekenaarsimulasies het getoon dat die digtheidsgradiënte wat vorm as 'n wolk in duie stort, voorkom dat die wolk versplinter. Nie tensy die oorspronklike wolk sy ineenstorting beëindig en op kleiner skaal stabiliseer nie, kan fragmentasie en ineenstorting voorkom. Hoekmomentum bied die meganisme wat die ineenstorting stop, wat veroorsaak dat die wolk as 'n groot roterende skyf sak. Hierdie skyf fragmenteer en stort inmekaar om verskillende sterre te vorm wat swaartekrag aan mekaar gebind is. Die grootte van die stelsel word bepaal deur die grootte van die gestabiliseerde wolk. Of 'n mens by voorkeur binêre sterre met so 'n teorie kan vorm, is nog nie bekend nie.

Soos dikwels in astrofisika met verskynsels wat gereeld voorkom, is die geboorte van 'n binêre ster moeilik om in die laboratorium te herhaal, wat in hierdie geval binne 'n rekenaar se ingewande is. Astrofisici is nie in staat om die rekenaarverwesenlikings van die laaste drie teorieë vir 'n lang tyd te volg om sterre te sien vorm nie. Die probleem is in die wye verskeidenheid skale wat in die probleem voorkom. Ruimtelik volg 'n mens die driedimensionele evolusie van 'n wolk wat parsek groot is tot 'n handjievol sterre geskei deur verskeie AU en met straal van minder as 0,01 AE, sodat die skaal met 'n faktor van 10 miljoen verander. Die een volg ook prosesse wat op verskillende tydskale voorkom. In die besonder is die gravitasie-vryval tydskaal in die digste gebiede van 'n molekulêre wolk verskeie ordes van groter grootte korter as die wentelbaan vir die stelsel. Hierdie skale wat baie wissel, wat binne 'n rekenaarsimulasie opgelos moet word, is die rede waarom 'n teorie van meer as honderd jaar nie definitief uit die weg geruim kan word nie.

Hoeveel teorieë het ons nodig? Die verskillende eienskappe van binêre stelsels met periodes van meer as 100 jaar as dié van stelsels met periodes van minder as 100 jaar dui daarop dat twee verskillende meganismes vir ons binêre sterre gee (100 jaar stem ooreen met 'n half as van ongeveer 22 AU vir 'n 1 sonmassa stelsel). Die navorsers wat in die 1970's hierdie verskil tussen lang- en kortperiodesisteme gevind het, het voorgestel dat 'n kortperiode-binêre stelsel gevorm word wanneer 'n vinnig draaiende ster in twee verdeel word, en 'n langtermynstelsel word gevorm wanneer 'n molekulêre wolk fragmenteer . [1] Meer onlangs het navorsers wat stelsels van jong sterre bestudeer, beweer dat molekulêre wolkfragmentasie as die bron van alle binêre sterstelsels die beste met hul data ooreenstem. [2] Die kwessie bly onrustig, daarom vind ons drie geloofwaardige teorieë oor die oorsprong van binêre sterre in die Galaxy-skyf, waarvan twee moontlik besig is om binêre sterre te skep. As slegs een meganisme aan die werk is, is dit waarskynlik die versplintering van molekulêre wolke, maar as twee aan die werk is, lyk dit asof die ineenstorting van 'n onstabiele aanwasskyf die waarskynlikste proses is om die kortstondige binêre stelsels te skep.

[1] Abt, Helmut A. en Levy, Saul G.? Veelheid onder sonnetipe sterre.? Die reeks Astrophysical Journal Supplement 30 (Maart 1976): 273? 306.

[2] White, R. J. en Ghez, A. M.? Beperkings op die vorming en evolusie van binêre sterre.? Die Astrofisiese Tydskrif 556 (20 Julie 2001): 265? 295.

[3] Tohline, Joel E.? The Origin of Binary Stars ,? in Jaarlikse oorsigte van sterrekunde en astrofisika, vol. 40. Palo Alto: Jaarlikse resensies, 2002: 349? 385.


Astrobiete by AAS 237: Dag 5

Welkom by die virtuele vergadering van die Amerikaanse Astronomical Society (AAS)! Astrobites woon die konferensie soos gewoonlik by, en ons sal hier hoogtepunte van elke dag rapporteer. As u graag meer tydige opdaterings gedurende die dag wil sien, raai ons u aan om die # aas237-hashtag op Twitter te soek. Ons plaas een keer per dag tydens die vergadering, so maak seker dat u die webwerf gereeld besoek om al die nuus op te vang!

Die Jewel Bug Nebula (NGC 7027), soos gevang deur die Hubble-ruimteteleskoop. [NASA, ESA en J. Kastner (RIT)]

Plenaire vergadering: die rol van magnetiese velde: galaktiese wetenskap van HAWC + / SOFIA (deur Ellis Avallone)

Die eerste plenaire vergadering van die laaste dag van AAS het oor galaktiese magnetiese velde gegaan. Dr. David Chuss van die Villanova Universiteit is 'n kundige in submillimeter polarimetrie, 'n tegniek wat die polarisasie van lig in submillimeter golflengtes gebruik om inligting oor magnetiese velde met 'n lae grootte te kry. Die gesprek van vandag het gefokus op die resultate van die HAWC + -instrument, 'n polarimeter op die vliegtuig-draai-teleskoop SOFIA. HAWC + is veral bekwaam om galaktiese magnetiese velde op te spoor, wat moeilik moeilik is om te meet en dikwels verwaarloos word. Deur die polarisasie van lig vanaf magneties gerigte stofkorrels te meet, kan ons magnetiese velde in ons sterrestelsel akkuraat opspoor.

'N Uurglasvormige magneetveld in die Orionnevel.

'N Sentrale vraag wat die ontwikkeling van HAWC + gedryf het, omring die rol van magnetiese velde in stervorming. Stervorming is verrassend ondoeltreffend (binne en buite ons Melkweg), en dinamiese ondersteuning van magnetiese velde in molekulêre wolke kan die ineenstorting van gas in sterre voorkom. Magnetiese velde word op hul beurt weer "gevries" tot materie, waar dit die bewegings van materie opspoor, terwyl dit ook die stelseldinamika beïnvloed deur magnetiese druk. Daar is geteoretiseer dat die gas vry sou wees om langs magneetveldlyne inmekaar te val in 'n gaswolk met magnetiese gereguleerde stervorming. In gebiede waar gasbewegings loodreg op die magneetveld was, sou magnetiese druk egter voorkom dat die gas volledig instort. Hierdie wisselwerking tussen die magnetiese druk en die gasdinamika sal veroorsaak dat die magnetiese veld 'n uurglasvorm volg. Toe HAWC + die Orion-nevel waarneem, die naaste massiewe stervormende streek aan die Aarde, het die uurglas-magneetveld-oriëntasie 'n aanduiding van magnetiese gereguleerde stervorming gevind. Chuss merk dan op dat polarimetrie ook gebruik kan word om sterkte van magnetiese veld te skat, wat verdere insig kan gee in die balans tussen gas- en magnetiese velddinamika. Met beide magnetiese veldsterkte- en oriëntasiemetings kan ons die verspreiding van magnetiese vloed karteer, wat ons dan die relatiewe belang van gravitasie- en magnetiese bewegings in 'n stervormende streek gee.

Magnetiese velde spoor stofringe rondom ons galaktiese middelpunt na.

Vir die laaste gedeelte van die toespraak wend Chuss ons na ons galaktiese sentrum. Magnetiese velde kan ook die dinamika van materiaal naby die sentrums van sterrestelsels beïnvloed, en ons eie Melkweg bied ons 'n voorbeeld van naby. HAWC + het die streek direk rondom ons sentrale swart gat, Boogskutter A *, bekyk en magnetiese veldlyne gevind wat 'n ring van warm stof rondom die streek volg. Daarbenewens het HAWC + gevind dat die magnetiese velde van die koel en warm stof naby die galaktiese middelpunt heeltemal van mekaar verskil. Laastens het Chuss die magnetiese velde van radiofilamente in die galaktiese sentrum bespreek. Hierdie bande elektronies straal uit via sinchrotron-emissie en word gebind deur magnetiese velde wat loodreg op die galaktiese vlak is. HAWC + -waarnemings dui daarop dat die heraansluiting van magnetiese velde aan die oppervlak van wolkstrukture veroorsaak dat elektrone versnel word tot relativistiese snelhede.

Daar is nog baie oop vrae rondom magnetiese velde in ons sterrestelsel. Met HAWC + kan ons begin ontrafel hoe diep magnetiese velde prosesse in ons heelal deurdring.

Spesiale sessie: Sterrekunde-onderwys in 'n vinnig veranderende wêreld: beste praktyke uit navorsing en onderrig (deur Briley Lewis)

Voorblad van die onlangse AAS / IOP-boek geredigeer deur Dr. Chris Impey en Sanlyn Buxner, Astronomy Education, Volume 1.

Soos alle huidige studente en onderwysers weet, was die afgelope jaar vir baie van ons 'n veldren-avontuur in aanlynonderrig. Die spesiale sessie van vandag het hierdie unieke uitdaging in die onderwys aangespreek en gefokus op hoe om astronomie-onderwys tydens die pandemie te ondersteun. Om te begin, Sanlyn Buxner (University of Arizona & Planetary Science Institute) het 'n groot algemene bron bekendgestel: twee volumes inhoud vir astronomie-onderwys, onlangs gepubliseer deur AAS-IOP Astronomy. Die eerste fokus op leerdergerigte onderrig in sterrekunde, en die tweede, meer onlangse bundel handel spesifiek oor aanlynleer.

Volgende, Molly Simon (Adler Planetarium) bespreek die gebruik van burgerwetenskap, 'n interaktiewe aktiwiteit wat geskik is vir aanlynleer. Zooniverse, wat met Galaxy Zoo begin het, is nou die grootste burgerwetenskaplike platform met meer as 2 miljoen geregistreerde vrywilligers wêreldwyd en baie verskillende vakke (selfs buite die sterrekunde!). In haar navorsing het Simon besef dat die manipulering van sigblaaie, 'n tradisionele laboratoriumaktiwiteit, nie noodwendig die beste benadering is om eerder data-geletterdheid te bou nie; sy het nuwe materiale ontwikkel met behulp van Zooniverse waarmee studente gevolgtrekkings kan maak uit grafieke en ander data-voorstellings. Hierdie materiaal is volledig aanlyn beskikbaar, bestaande uit 'n lesingstudie, burgerwetenskaplike aktiwiteit en begeleide ondersoekervaring. Hulle doen nou loodstoetse, so as u dit in u klaskamer wil implementeer, kontak Molly!

Nicole Gugliucci (Saint Anselm College) het nog 'n interessante aanlyn-leeraktiwiteit ingebring: videospeletjies! Die spel "At Play in the Cosmos" van Norton sluit aan by hul e-boek en bevat outomatiese opsies, en dit neem studente op 'n ruimteskip-avontuur wat hulle selfs deur relevante fisiese vergelykings lei. Studente het positief hierop gereageer en gesê dat hulle van prettige maniere hou om konsepte soos hierdie toe te pas!

Kiekie van die sterrekunde-speletjie wat in Nicole Gugliucci se klaskamer gebruik word, wat die ruimteskip en gepaardgaande fisika toon.

In 'n aanbieding genaamd "Interrupting the d00mscroll with Astronomy", Pamela Gay (Planetary Science Institute) beskryf 'n ander benadering tot onderwys in die pandemie en sê: 'Soms moet u mense net help om die oomblik deur te kom sodat hulle môre kan leer.' Met die samewerking van Cosmoquest het hulle inhoud geskep vir live internetgehore. In die pandemie sê sy dat hulle besef dat die lewering van inhoud nie nou genoeg is nie, mense het 'n plek nodig om bymekaar te kom. Hulle het 'Community Coffee'-sessies op Twitch begin doen en kuns en wetenskap op 'n Maandagoggend bymekaar gebring om die week aan die gang te kry. Met behulp van Discord het hulle 'n gemeenskaplike kletsbediener gebou vir mense om te kuier. Dit word gemodereer deur 'n span regoor die wêreld om 'n veilige en inklusiewe ruimte te behou, en hulle het oopbronbots geskep om met mense te kommunikeer - hulle het selfs een wat u 'n herinnering gee om op te hou blaai en bed toe te gaan! Hulle doen allerhande cool dinge om mense te help om dit deurmekaar te kry en astronomie te geniet, en bou selfs 'n skaalmodel van die sonnestelsel in Minecraft.

'N Voorbeeld van die & # 8220bedtime & # 8221-herinnering op die Cosmoquest Discord-bediener.

Laastens, Matthew Wenger (Universiteit van Arizona) het vertel van sy ervarings met die bou van massiewe oop aanlyn-kursusse (MOOC's) op Coursera. Hierdie soort gratis aanlynkursusse is 'n ander benadering tot leer as die tradisionele klaskamer en is gerig op volwassenes wat op soek is na onderwys uit belangstelling. Saam met medewerkers het Wenger twee verskillende astronomiekursusse opgebou, en hy het benadruk dat portuurbeoordeelde skryfopdragte die sleutel was om studente-betrokkenheid in hierdie aanlynformaat op te bou. Studente kan met mekaar kommunikeer en bonus: skryf is 'n uitstekende manier om begrip te verdiep en hoër vlakke van Bloom se taksonomie van leer te bereik, soos om te "evalueer" en "analiseer"!

Hierdie spesiale sessie het soveel goeie idees gegee om nie net aanlynleer te hanteer nie, maar ook om studente te help floreer. Soos een kommentaar gesê het, het aanlynleer baie moontlikhede, dit is nie net 'n mindere opset vir persoonlike onderrig nie!

Spesiale sessie: ondersteuning van gemarginaliseerde studente in sterrekunde: 'n bespreking onder programleiers oor beste praktyke en deurlopende uitdagings (deur Ellis Avallone)

Hierdie sessie, gemodereer deur prof. Kelle Cruz van Hunter College, het leiers van inisiatiewe vir diversiteit, billikheid en insluiting genooi om die suksesse en uitdagings verbonde aan hierdie programme te bespreek. Leiers van opmerklike brugprogramme en navorsings-internskappe was daar, insluitend dié van die Fisk-Vanderbilt Bridge-program, die Columbia University Bridge-program, Cal-Bridge en AstroCom NYC. Die paneel het verskeie onderwerpe bespreek, wat wissel van befondsing tot die implementering van verandering in die kultuur van 'n departement. Die bespreking het begin met 'n inleiding tot brugprogramme. Hierdie programme is ontwerp om die oorgang tussen voorgraadse en nagraadse skool te oorbrug, en fokus gewoonlik op die ondersteuning en behoud van gemarginaliseerde studente. Die paneellede het opgemerk dat een van die uitdagings om 'n brugprogram aan te bied, is dat dit, vanweë die duur van die meeste gegradueerde programme, lank duur (aan die orde van tien jaar) om die resultate van 'n gegewe brugprogram te sien en te begryp hoe dit het hul studente beïnvloed. 'N Positiewe aspek hiervan is dat die suksesvolste programme langtermyn mentorskap en ondersteuning aan hul studente bied, selfs nadat hulle na die nagraadse skool of die industrie oorgegaan het.

Die sessie het ook 'n bespreking ingesluit oor hoe om verandering binne die departemente wat DEI-projekte wil aanpak, maar wat tans nie ondersteuningstelsels het nie, die beste aan te bring. 'N Paar paneellede het die belangrikheid van buite-samelewings genoem, waarvan die primêre fokus is om 'n departement te evalueer en konkrete stappe aan te beveel wat die departement kan neem om hul diversiteit te verbeter (bv. Die AAS-komitee vir toesig oor die werf). Verder bevat die AIP TEAM-UP-verslag (gedek deur astrobiete by AAS236) verskeie aanbevelings oor hoe departemente gemarginaliseerde studente die beste kan ondersteun. Laastens het die paneellede benadruk dat kulturele verandering binne 'n departement moet kom van departementele leierskap wat met gemarginaliseerde mense werk, en die paneel het studente aangeraai om bondgenote binne hul departemente te identifiseer wat daarop ingestel is om wesenlike veranderinge deur te voer.

Perskonferensie: Die moderne melkweg (deur Haley Wahl)

Die eerste perskonferensie van die laaste dag van AAS 237 het gehandel oor nuwe ontdekkings in ons tuisstelsel. Die eerste spreker was Sailee Sawant van die Florida Institute of Technology, wat gepraat het oor laai-inspuitapparate. Hierdie toestelle maak gebruik van eenvoudige, kostedoeltreffende, maar tog kragtige tegnieke waarmee sterrekundiges 'n baie dowwe metgesel van 'n baie helder ster kan voorstel (hulle laat ekstreme kontrasbeelding toe). Die span slaag daarin om bronne wat voorheen nog nie gekatalogiseer is nie, op te spoor en op te los saam met Sirius B (die baie flou metgesel van die ster Sirius A). persverklaring

Hierdie beeld van die Integral Sign-sterrestelsel (UGC 3697) toon 'n sterrestelsel met een van die grootste bekende skeringe. [DEKALE]

Kunstenaar se indruk van 'n sterrestroom wat hoog in die Melkweg stralend is. [NASA]

50 keer die deursnee van die volle maan). Die sterre in die struktuur het waarskynlik 'n algemene oorsprong vanweë hul konstante ouderdom en metaalagtigheid. Die span sluit af deur te sê dat dit net die begin is, en dat daar moontlik meer van hierdie sterrestrukture is! persverklaring

Die laaste toespraak van die sessie is gehou deur Kat Barger van die Christelike Universiteit van Texas, wat gepraat het oor die Melkweg se verdediging teen 'n inkomende gaswolk. Sy bespreek Kompleks A, 'n reuse gaswolk wat tans elmboë met ons sterrestelsel stamp. Die stralekrans van ons sterrestelsel veg egter daarteen en los die gaswolk stadig op. Kompleks A is tans die beste gekarteerde gaswolk wat nie van die Melkweg afkomstig is nie, en dit help ons om te ontsyfer hoe sterrestelsels die gas kry wat hulle nodig het om sterre te vorm.

AAS Strategic Assembly Town Hall (deur Haley Wahl)

Hierdie stadsaal, wat vanaf Woensdag herskeduleer is, het gefokus op die strategiese planne van die AAS. President Paula Szkody (Universiteit van Washington) het begin met die bekendstelling van die AAS-visie, wat sê: "Ons soek 'n wêreld waar alle mense waarde heg aan en voordeel trek uit 'n wetenskaplike begrip van sterrekunde wat hul verbintenis met en die genot van die heelal rondom ons verhoog." Daarna het sy verder gegaan met die AAS-waardes, wat beginsels noem, soos: "Ons tree op met wetenskaplike integriteit en deursigtigheid terwyl ons op 'n verantwoordelike en onpartydige wyse wetenskaplike gegewens en begrip verkry, deel, bestuur en gebruik." Kyk na die onderstaande afbeelding vir volledige stel waardes.

Na 'n paar besprekings het sy die vyf strategiese prioriteite van die AAS gedeel:

  1. Bou billike en inklusiewe praktyke binne die sterrekunde-navorsingsgemeenskap
  2. Spreek belangrike wêreldkwessies aan wat die sterrekunde raak
  3. Verbeter die verspreiding van astronomiese wetenskappe, wetenskaplike publikasie en geletterdheid, STEM-onderwys en professionele leer oor alle loopbane wat deur sterrekundiges gekies word
  4. Kweek ons ​​netwerk van vennootskappe om nuwe inisiatiewe te versterk, ons missie te bevorder en ons visie na te streef
  5. Verbeter deursigtigheid en onderlinge verbindings tussen die AAS-raad, afdelings, komitees en lede om ons doelwitte te bereik

Die res van die vergadering is gewy aan die beantwoording van vrae van die Slack-kanaal (# aas-strategiese-vergadering-stadsaal). Besoek die AAS webwerf vir strategiese beplanning vir meer inligting oor hul strategiese planne!

SOFIA-stadsaal (deur Abby Wagoner)

SOFIA, 'n aangepaste Boeing 747SP met 'n 2,7 m-teleskoop. [NASA]

  • Die eerste opsporing van molekulêre water op die maan se oppervlak
  • Resultate dui daarop dat swaartekrag-ineenstorting van molekulêre wolke en stervorming selfs in die teenwoordigheid van sterk magnetiese velde kan voorkom
  • Die opsporing van 'n 'koue' kwasar, 'n sterrestelsel waarin die sentrale supermassiewe swart gat aktief materie aanleer, maar die stervorming in die sterrestelsel is steeds sterk ('n verrassende resultaat, aangesien swart gate vermoedelik die vorming van sterre stop)
  • Bewyse van die boustene van komplekse organiese molekules, gevind in skywe rondom massiewe sterre via hoë resolusie spektroskopie
  • Die eerste opsporing van die molekule 13 CH in die interstellêre medium.

Meixner het beklemtoon dat die waarnemings van SOFIA Maart-Augustus 2020 opgeskort is weens die pandemie, en dat die sterrewag tans in Hamburg, Duitsland, geskors is vir geskeduleerde instandhouding. Die onderstaande afbeelding toon elke vlugroete wat SOFIA die afgelope jaar gevolg het.

SOFIA-vliegroetes vir 2020.

Volgende, James Jackson , die mede-direkteur vir navorsing, het ons 'n oorsig gegee van die Cycle 8-waarnemings en Cycle 9-voorstel-siklus. Vanweë die stilstand wat verband hou met die pandemie, is Cycle 8 nou geskeduleer om tot 2 Julie 2021 voort te gaan, maar helaas is die ontplooiing van die Suidelike Halfrond in 2020 nie meer haalbaar nie. In plaas daarvan sal 'n aantal vlugte vanaf Duitsland gevoer word om programme met hoë prioriteit te bereik. Cycle 9-voorstelle het die beskikbare 820 uur waarnemingstyd oorskry, met 3 243,5 uur wêreldwyd. Die uiteensetting van siklus 9 word hieronder getoon. Jackson het ook 'n virtuele werkswinkel met die titel "Rock, Dust, and Ice: Interpreting Planetary Data" wat in Maart 2021 plaasgevind het, uitgelig.

Die laaste gedeelte van die stadsaal was 'n oorsig van die huidige en toekomstige SOFIA-instrumentasie vanaf William Reach , die mededirekteur vir wetenskaplike operasies. Die toekoms van SOFIA het ten doel om vrae aan te spreek rakende die vorming van sterre en planeet, die weg na lewe en die kalibrering van die verre heelal. Hierdie wetenskapsgevalle sal aangespreek word deur nuwe instrumentvermoë te ontwikkel wat die sensitiwiteit, kaartpolarisasie, kaartsnelheid en meer sal verhoog.

Die aanbiedingsgroep het afgesluit deur te beklemtoon dat SOFIA steeds nuwe ontdekkings doen, en met die komende opgradering van instrumentasie sal SOFIA meer en meer gebiede aan die hemel en sterrekunde kan rig.

Plenaire vergadering: Stresstoetsing van die Cold Dark Matter Paradigma: probleme op klein skaal? (deur Luna Zagorac)

Die relatiewe hoeveelhede van die verskillende bestanddele van die heelal. [ESA / Planck]

Hierdie Hubble-beeld toon 'n deel van die sterrestelselgroep Abell 3827. Die blou strukture rondom die sentrale sterrestelsels is 'n aansig op 'n swaartekrag van 'n sterker sterftes agter die tros. [ESO]

As die voorwerp wat besig is met lense massief genoeg is, kan ons selfs verskeie beelde van 'n lensvoorwerp sien. Deur die voorwerpe wat ons sien vermenigvuldig te karteer, kan ons die sogenaamde bytings van die lensvoorwerp rekonstrueer, wat verband hou met die vorm en konsentrasie daarvan in die binneste dele (sien Figuur SL3 hier vir 'n illustrasie). Dit stel ons in staat om 'n subhalo massafunksie : met ander woorde, ons kan voorspel hoeveel kleiner donker materie polle van 'n gegewe massa leef binne 'n gladde verdeling van die donker materie wat 'n halo genoem word. Dit word voorspel deur die CDM-paradigma, en die simulasies stem ooreen met die data hier: CDM voel nie te gestres daaroor nie!

Hierdie plot toon twee subhalomassafunksies, met massa subhalo in sonmassas op die horisontale as en die aantal subhalo's van die massa op die vertikale as. 'N Vergelyking van 'n subhalo-massafunksie afgelei van 'n simulasie (solied swart met grys onsekerheid) en 'n subhalo-massafunksie afgelei van Hubble-data (rooi met skaduwee-onsekerheid). Let daarop dat die twee lyne nie aansienlik verskil nie.

Wat CDM benadruk, is sterrestelsel-sterrestelsel-lens: 'n regime waarin beide lens- en lensvoorwerpe beperk is tot sterrestelsels. Met die sterrestelsel-sterrestelsel-lens kan ons die massa binne die binneste 5-10 kpc van die sterrestelsel ondersoek en gedetailleerde inligting verkry oor massaverspreiding (en dus verdeling van donker materie) binne die reeks.Daar is blykbaar 'n grootteverschil tussen simulasies en data hier: lense is tien keer minder doeltreffend in CDM-simulasies as in die data! Nadat ons probleme met die simulasie of data-resolusie uitgesluit het, laat dit ons twee moontlikhede: 1) Ons het 'n swak begrip van die wisselwerking tussen DM en gewone materie in die clusterkern, of 2) daar is dieper probleme met die CDM-paradigma! Dit is opwindend, het Natarajan verduidelik, aangesien leemtes soos hierdie (kyk: Mercurius se baan en algemene relatiwiteit) soms tot ontdekkings van nuwe fisika lei. Met nog beter simulasies wat ontwikkel is en baie ruimtelike missies op hande (soos JWST, Roman en Euclid), het Natarajan tot die gevolgtrekking gekom dat dit 'n opwindende tyd is om CDM te stres.

Perskonferensie: Evolving Stars & Nebulae II (deur Abby Wagoner)

Pulsar PSR B2224 + 65, aangebied deur Daniel Wang.

Die finale perskonferensie van AAS 237 was die tweede stel inligtingsessies oor sterre en newels wat ontwikkel. Die sessie het begin met Dr. Daniel Wang , van die Universiteit van Massachusetts, Amherst. In hierdie toespraak het dr. Wang die pulserende PSR B2224 + 65 (afbeelding regs) bespreek, met 'n vreemde straal (in die groen blokkie) wat in die "verkeerde" rigting gewys het. Met behulp van X-straallig is warm energieke deeltjies in die straal opgespoor, wat daarop dui dat die straler se onverwagte rigting deur magnetiese velde veroorsaak kan word. persverklaring

RGB-beeld van die Butterfly Nebula, wat uitsterf weens stof. [STScI, APOD / J. Schmidt J. Kastner (RIT) et al.]

Die finale aanbieding van die perskonferensie is deur dr. Paula Moraga Baez , van die Rochester Institute of Technology, en Dr. Jesse Bublitz , van die Green Bank Observatory. Dr Moraga Baez en dr. Bublitz het ons vertel van onlangse waarnemings en afmetings van die NGC 7027-newel (getoon in die omslagfoto). Miskien is veral die waarneming van CO + - wat die eerste kartering van CO + in 'n planetêre newel en slegs die tweede CO + -kaart van enige voorwerp voorstel, bespreek. CO + is belangrik omdat dit ons kan vertel van die fisika en chemie in NGC 7027 wanneer dit saam met molekules soos H 2 en HCO +. persverklaring

Lancelot M. Berkeley-prys: H0LiCOW! Kosmologie met vertragings met swaartekraglense (deur Gourav Khullar)

Die laaste toespraak vir die vergadering was deur prof. Sherry Suyu (Max Planck Institute for Astrophysics), wenner van die Lancelot M. Berkeley - New York Community Trust-prys vir verdienstelike werk in sterrekunde (Berkeley-prys).

Prof. Suyu het die plenêre sessie begin deur haar H0LiCOW-medewerkers en familie te bedank vir hierdie prys, en toe het sy 'n inleiding gespring oor die konsep van die Hubble-konstante, die uitbreiding van die heelal en hoe die metings van hierdie kosmologiese parameter dekades lank gestrek het, met verskillende vlakke van presisie. Sy bespreek ook die H 0 spanning - die spanning wat bestaan ​​tussen 'n direkte plaaslike meting van H 0 via die kosmiese afstandsleer (met Cepheid-sterre), en nog 'n meting via die kosmiese mikrogolf-agtergrond van die vroeë heelal. Hierna was die inleiding tot gravitasielensing via toeganklike voorbeelde (sien die voorbeeld in die onderstaande afbeelding) 'n groot voorloper vir die wetenskap van sterrestelsel- en clusterskaallense.

Voorbeeld van hoe sterk gravitasie-lenswerk werk, met behulp van 'n kers as agtergrondbron en 'n wynglas as lens.

Prof. Suyu deel toe haar werk as deel van die H0LiCOW (H 0 Lense in COSMOGRAIL se Wellspring-samewerking, waar die doelwit was om ses lens-kwasars te gebruik (en metings van die kwasar-veranderlikheid uit verskillende beelde) om die vertragings van die gravitasielens-tyd te meet. Wiskundig behels metingsvertragingsmetings die Hubble-konstante, wat hierdie metodologie 'n onafhanklike manier maak om H te meet 0 (met

2,4% akkuraatheid) wat die H moontlik kan oplos 0 spanning. Prof. Suyu het die werk gedeel wat haar span gedoen het om 'n enkele kwasar (en al sy lensbeelde) gedurende twee dekades op te spoor, en die gepaardgaande resultate van hoë kadens (daaglikse) en hoë sein-ruis-verhouding-metings van vloed van hierdie voorwerp, met groot sukses.

Die nuutste resultate van H0LICOW.

Prof. Suyu het ook gesels oor die samewerking HOLISMOKES (Highly Optimized Lensing Investigations of Supernovae, Microlensing Objects, and Kinematics of Ellipticals and Spirals), wat spesifiek belangstel in die bestudering van die stamvaders van tipe Ia-supernovas (soos SN Refsdal) asook metings van H 0 . Ten slotte gee prof. Suyu 'n knik vir toekomstige fasiliteite soos JWST en Rubin Observatory - wat 'n steekproef van kwasars genereer in die volgorde van

100 - waarmee ons bogenoemde verskynsels vanuit 'n statistiese perspektief kan bestudeer.

Onderhoud met Sherry Suyu deur Gourav Khullar
Regstreekse twiet van die sessie deur Tarini Konchady

Slotopmerkings (deur Briley Lewis)

Sterrekundiges vergader die zoom om 'n wonderlike week van # AAS237 af te sluit!

Ter afsluiting van die week, AAS-president Paula Szkody (Universiteit van Washington) en AAS Uitvoerende Beampte Kevin Marvel sê 'n vinnige paar woorde. (Ongelukkig kan daar nie 'n groot afsluitingsontvangs wees met gratis kos soos gewoonlik nie! Hopelik in 2022!) Hulle het aangekondig dat die formaat vir die AAS 238-vergadering hierdie somer nog bepaal moet word, afhangende van die COVID-19-situasie. Hulle het ook die groot aantal mense bedank wat nodig is om hierdie konferensie te laat geskied: die deelnemers, die vrywilligers, die sessievoorsitters, die Chambliss-beoordelaars, die koördineerders, die uitstallers, die borge, alle betrokkenes! Kevin Marvel het benadruk dat "daar is geen manier dat ons 'n konferensie kan hou sonder deelnemers nie" en hierdie virtuele konferensie het baie mense bymekaar gebring, van wie sommige nie persoonlik sou kon deelneem nie. Dit bring ons aan die einde van hierdie warrelwindweek van die wetenskap - dankie dat u saam met Astrobites gevolg het!


Donker saak in die heelal

IV.B M 31 en die rotasiekurwes van eksterne sterrestelsels

Die studie van die rotasiekurwe van die Andromeda-sterrestelsel, M 31, die naaste spiraalstelsel aan ons en een wat 'n soort binêre stelsel vorm met die Melkweg, toon dat die rotasiekurwe vlak is tot die afstand waarop die sterre te flou om die rotasiekurwe te bepaal. Die M/L verhouding is ongeveer 30, ongeveer dieselfde as wat vir die Galaxy gevind is. Om hierdie resultaat in konteks te plaas, is dit nodig om die proses te beskryf waardeur die rotasiekurwes vir ekstragalaktiese stelsels bepaal word.

Eerstens kan 'n mens aanneem dat die skyf radiaal ondersteun word deur die omwenteling van botsingslose sterre oor die massa wat binne lê tot hul radiale afstand van die galaktiese middelpunt. Hierdie aanname maak die massa binne 'n afstand r, M = M(r), 'n funksie van radius, en laat dan die omwentelingsnelheid toe, met die veronderstelling dat die gemiddelde eksentrisiteit van die wentelbane klein of nul is. 'N Spleet word langs die simmetrie-as van die sterrestelsel en onder verskillende hoeke van die sterrestelsel en die radiale snelheid van die sterre bepaal. Daar word aanvaar dat die skyf sirkelvormig is, sodat die hellings van die sterrestelsel bepaal kan word uit die elliptisiteit van die geprojekteerde skyf in die siglyn. Daar is verskillende metodes om die massamodel aan te pas by hierdie rotasiekurwe, waarvan die meeste 'n kragwetvorm vir die rotasiekurwe met afstand aanvaar en pas by die koëffisiënte van die digtheidsverdeling wat benodig word om die waargenome snelhede te produseer deur die oplossing van die dinamiese vergelykings. in die radiale rigting. Hierdie digtheidsprofiel word dan geïntegreer om die massa binne 'n gegewe straal te gee.

Verskeie aannames sluit in hierdie metode, waarvan die meeste teoreties goed geregverdig is. Die eerste is dat die stelsel botsingsloos is. Daar is min bewyse dat die sterre in 'n sterrestelsel noue ontmoetings ondergaan - hulle is eenvoudig te klein in vergelyking met die afstande wat hulle skei. Daar is egter baie massiewe voorwerpe op die skyf, die reuse-molekulêre wolke, wat massas tot 10 7 kan hê. M en wat blyk dat dit die snelheidsverspreiding van die samestellende sterre beheer. Hierdie wolke is ook die terreine vir stervorming, en as sodanig vorm hulle die basis vir die wisselwerking tussen die gas- en sterkomponente van die Melkweg. Hulle kan ook hoekmomentum deur die Melkweg oordra, wat die skyf viskeus laat vertoon. Sulke interaksies werk baie soos ontmoetings om die snelheidsverspreiding te verander na iets wat 'n plat rotasiekurwe kan ondersteun. Dit bly egter bespiegeling.

Die waarneming van die rotasiekurwe met behulp van neutrale waterstoflynemissie is 'n beter manier om die massa van 'n sterrestelsel op 'n groot afstand te bepaal. Eerstens blyk dit dat die H I-verspreiding aansienlik groter is as die van die helder sterre.H I-kaarte strek soms tot vier of vyf keer die optiese radius van die skyf. Selfs op hierdie groot afstande toon studies dat die rotasiekurwes plat bly! Dit is 'n baie moeilike waarneming om te verstaan ​​as die enigste manier om die rotasie te ondersteun, die meganisme is wat pas beskryf is. Inteendeel, dit wil voorkom asof die een of ander vorm van uitgebreide massadistribusie baie hoog is M/L voorwerpe word vereis. Die radiale omvang van sulke massas kan soveel as 100 kpc wees, waar die optiese radius van hierdie sterrestelsels kleiner as 30 kpc is.

Die meting van die rotasiekurwe vir die plaaslike groepstelsels word bemoeilik deur die feit dat die stelsels redelik naby is en daarom waarnemings met lae resolusie benodig om die globale rotasiekurwes te bepaal. Dit is ook 'n hulpmiddel om die kleinskaalse struktuur in detail te bestudeer om die effekte van afwykings van sirkelbane op die finale massabepaling te bepaal.

Die studie van radiale variasies van snelheidskurwes is in wese dieselfde vir eksterne sterrestelsels as vir ons s'n. 'N Mens neem aan dat daar 'n digtheidsverdeling is van die vorm ρ*(r, Z) van die sterre en dat dit die enigste bydraer tot die rotasiekurwe vir die Melkweg is. 'N Mens kry dan Θ (r), waaruit die bewegingsvergelyking vir radiale ondersteuning alleen opgelos kan word:

waar e is die eksentrisiteit van die sferoïed wat aanvaar word vir die massaverspreiding. 'N Mens kan dan ρ in 'n kragreeks van die vorm uitbrei

en voer 'n soortgelyke uitbreiding uit vir die snelheid op 'n gegewe afstand. Die oplossing word dan term vir term gekarteer. Sodra dit klaar is, kan 'n mens die hele massa van die skyf integreer deur aan te neem dat die sferoïde homogeen is, sodat

Sulke modelle is natuurlik uiters vereenvoudig (die metode is in die vyftigerjare deur Schmidt bekendgestel en is nog steeds nuttig vir uiteensetting), maar dit kan die probleem illustreer van die verskillende aannames wat 'n mens moet maak om kwantitatiewe ramings van die massa uit die rotasie te verkry. kurwe. Aangesien die rotasiekurwes plat bly, kan 'n mens ook aanvaar dat die M/L verhouding is 'n funksie van afstand vanaf die galaktiese middelpunt. Dit word in die finale resultaat gevou nadat die massa tot 'n gegewe radius bepaal is.

In teenstelling met ons stelsel, waar 'n mens nie seker kan wees wat 'n halo-ster is of nie, kan 'n mens die snelheidsverspreidings vir gesigstelsels loodreg op die galaktiese vlak met die afstand vanaf die middelpunt van die stelsel bepaal. In 'n prosedure soos die Oort-metode wat vir die Galaxy beskryf word, is dit moontlik om die hoeveelheid ontbrekende massa op die skyf te beperk deur die oppervlakdigthede uit die dinamiese inligting te bepaal. Dit lyk asof eksterne sterrestelsels waardes het wat soortgelyk is aan ons stelsel vir die donker materie in die vlak, en ongeveer die helfte van die materie word in sterre waargeneem.

Baie skyfstelsels vertoon kromtrekkings in hul randgebiede M 31, die Melkweg en ander stelsels vertoon verdraaiings van beide hul ster- en H I-verdeling in 'n buiging van die vlak op teenoorgestelde dele van die skyf. Dit beweer dat die stralekringe van hierdie sterrestelsels nie te veel buite die waarneembare lig kan wees nie, of dat 'n mens nie sulke kromtrekkings kan waarneem nie. Berekeninge toon dat dit sal demp, weens dinamiese wrywing (dissipasie) en ook viskose effekte, indien die stralekrans te uitgebreid is. In die geval van sommige van die huidige modelle vir die verspreiding van DM in trosse is dit egter nie duidelik of dit ook 'n meer eweredig verspreide DM-komponent kan beperk nie (een minder gekoppel aan die sterrestelsels, maar meer eweredig versprei in die trosse stralekrans).


Toegangsopsies

Kry volledige joernaaltoegang vir 1 jaar

Alle pryse is NETPryse.
BTW sal later by die betaalpunt gevoeg word.
Belastingberekening sal tydens die betaalpunt gefinaliseer word.

Kry tydsbeperking of volledige artikeltoegang op ReadCube.

Alle pryse is NETPryse.


Waarom is die meeste molekulêre wolke nie gravitasiegebonde nie?

Molekulêre wolke is die plek waar sterre gevorm word, daarom is dit belangrik om hul struktuur en dinamika te verstaan. Daar word algemeen geglo dat hulle swaartekraggebonde is (bymekaar gehou word deur 'n onderlinge aantrekkingskrag), wat 'n probleem skep: die stervormingstempo moet ongeveer 100 keer hoër wees as wat waargeneem word. Verskeie idees is aan die orde gestel om hierdie kwessie aan te spreek, wat in die kategorie val of die ineenstorting van swaartekrag vertraag (bv. Deur magnetiese velde of onstuimigheid) of om wolke van korte duur te maak (bv. Deur sterre-terugvoer of weer deur magnetiese velde).

Waarnemingsbewyse

Die outeurs kyk eers na onlangse waarnemingstudies om hul hipotese te ondersteun. Hulle vind dat die meeste molekulêre wolke in 'n onlangse opname virusparameters groter as 1 het en dus nie gebind is nie. 'N Soortgelyke tendens word gesien in studies van ekstragalaktiese reuse-molekulêre wolke (GMC's).

Simulasies

Gaskolomdigtheid in 'n gesimuleerde melkweg. Rooi dui op 'n hoër digtheid. U kan sien waar die rooi die spiraalarms naspeur.

Vervolgens simuleer die outeurs die evolusie van gas in die Melkweg met behulp van 'n gladde deeltjie hidrodinamiese kode. Baie dinge word in hul berekeninge opgeneem, bo en behalwe die basiese galaktiese struktuur en oppervlakdigtheidsprofiel: gas by veelvuldige temperature (20 tot 2 miljoen grade Kelvin), verhitting van UV-fotone in die agtergrond, verkoeling deur verskillende meganismes, stervorming en sterre terugvoer. Hulle vind 'n sterformasie-effektiwiteit van 5% wat die beste pas by waarnemings van die viriale parameter en van wolkvorm. Fig. 1 toon die gaskolomdigtheid vir hierdie lopie teen 'n tyd van 200 Myr (Myr = miljoen jaar).

Die outeurs ondersoek ook die evolusie van individuele wolke. Hulle gebruik 'n algoritme wat streke met 'n hoë oppervlakdigtheid opspoor om 'n & # 8220cloud & # 8221 te bepaal wat 'n oppervlakdigtheidsdrempel moet instel, en stel die grootte skale in wat in hierdie werk beskou word. As voorbeeld kies hulle een wolk op 198 Myr en kyk na die geskiedenis en die toekoms daarvan. Hierdie wolk is gevorm uit vyf kleiner wolke, maar bestaan ​​net 'n klein rukkie voordat sterre-terugvoer (insluitend 5 supernovas!) Dit uitmekaar breek. Fig. 2 (hieronder) hou hierdie wolk dop vir 9 Myr 4 Myr later het dit in 5 polle geskei. Die meeste wolke in hul simulasie is soos hierdie: gravitasiegebonde, onderhewig aan gereelde botsings, maklik uitmekaar geskeur en van korte duur. Twee wolke in hul simulasie is egter veral massief en word nie so maklik ontwrig nie.

Eerste fase van die evolusie van 'n wolk. Kleure in die linker panele stel afsonderlike polle voor wat die wolk vorm en die regte panele toon oppervlakdigtheid. Die kruis in die onderste linkerpaneel is 'n uitstekende terugvoergebeurtenis wat 'n klein streek verwyder het.

Gevolgtrekkings

Die skrywers bied 'n prentjie aan waarin die meeste molekulêre wolke nie gravitasiegebonde is nie, en ondersteun dit met simulasies en ontleding van onlangse waarnemings. In hierdie scenario verander GMC's hul identiteit op tydskale van 'n miljoen jaar. Die meeste het viriale koëffisiënte en GT1 en is onreëlmatig gevorm. Sommige dele van die wolke is self-gravitasie en vorm sterre. Op betreklik kort tydskale skeur botsings en sterre-terugvoer die meeste wolke uitmekaar, hoewel die grootste hul identiteit langer handhaaf (die outeurs beweer dat sulke wolke gebonde sterretrosse sal vorm).

Wil meer he? Ek het onlangs meer diepgaande op die webwerf geplaas vir my interstellêre medium (ISM) kursus.


Jeans kriterium

“Sir James Jeans (1877-1946) het hierdie probleem die eerste keer in 1902 ondersoek deur die gevolge van klein afwykings van hidrostatiese ewewig te oorweeg.” 13

Dit was Jeans wat die konsepte ontwikkel het waarmee fisici gekonfronteer word as hulle aanneem dat 'n reusagtige wolk gas ineenstort om 'n ster te vorm. Vanuit energiebesparingsoorwegings kan ons bepaal dat dit, terwyl 'n wolk gas saamgepers word, ook warm word. Die verwarmingseffek verhoog op sy beurt die druk binne die wolk en dit kom in hidrostatiese ewewig waar die swaartekrag binne-in die balans word deur die uitwaartse druk. Geen verdere ineenstorting kan voorkom nie en die wolk sal stabiel wees. Jeans bepaal egter die minimum massa van 'n wolk met 'n sekere digtheid en temperatuur wat nodig is om spontaan ineen te stort, het hierdie Jeans-stabiliteitsbeperking verbygesteek. Hierdie massa staan ​​bekend as die Jeansmassa (MJ),

waar K1 (en K2) is 'n konstante, T is die temperatuur (in kelvin) en ρ die digtheid van die wolk. Dit kan ook uitgedruk word in die minimum radius wat nodig is om 'n wolk van 'n sekere digtheid inmekaar te stort ρ. Laasgenoemde word die genoem Jeanslengte (RJ),

Van Vgl. (1) dit is voor die hand liggend dat namate die digtheid van die wolk toeneem met ineenstorting, die temperatuur van die wolk verhoog word (sonder enige vinnige afkoelingsmetode, dws weggestraal) en dat die vereiste jeansmassa toeneem, asook die vereiste jeanslengte (Vgl. (2)). Dit is in stryd met 'n ineenstorting deur die Jeans-limiet.

Maar Carroll & amp Ostlie wil nie beperk word deur besonderhede nie, gebruik 'n vereenvoudigde ontleding, met vermelding van 14

'Alhoewel verskeie vereenvoudigende aannames in die analise gemaak word, soos verwaarlosing van effekte as gevolg van rotasie en die galaktiese magnetiese velde , dit bied belangrike insigte in die ontwikkeling van protostars. ” 13 (my klem bygevoeg)

Sonder om te verduidelik hoe 'n reuse-molekulêre wolk 'n sekere grootte, temperatuur en digtheid bereik, gee hulle 'n voorbeeld van die kern van 'n waargenome GMC met 'n massa groter as die minimum Jeansmassa. Dan sê hulle,

"Die kern van GMC is blykbaar onstabiel vir die ineenstorting van gravitasie, in ooreenstemming met die feit dat dit sterrevormings is." 15

Nêrens in hierdie hoofstuk oor stervorming word verklaar hoe so 'n kern van 'n GMC so geword het nie, dit wil sê hoe dit die Jeans-massa oorskry het. Dan sê hulle,

In die geval dat die Jeans-kriterium vir die swaartekrag-ineenstorting tevrede is , die ineenstortende molekulêre wolk val in vrye val gedurende die eerste deel van sy evolusie. ” 15, 16 (nadruk toegevoeg)

Van die punt af word die wolk dus reeds in duie gestort, sonder enige aanduiding hoe dit so geword het. En daar word aanvaar dat die wolk wel is isotermies.

'Dit geld so lank die wolk opties dun bly en die swaartekragpotensiële energie wat tydens die ineenstorting vrygestel word, doeltreffend kan uitgestraal word.' 15

Dit moet opties dun wees, wat deursigtig is vir alle straling, dus word geen hitte deur die wolk geabsorbeer nie. Dus bly die wolk konstant tydens die ineenstorting. Meer aannames en meer storievertelling.

Later bespreek hulle die geval wanneer die wolk 'n punt bereik waar alle hitte deur die wolk behou word - die adiabaties stadium — maar dit word goed beskou op pad na die kernbrandstadium.


Sonnestelsel, Algemeen

I Oorsig van die sonnestelsel

Die belangrikste doelstellings van studies oor die sonnestelsel is om die oorsprong, evolusie en die lot van planetêre stelsels te verstaan.Van die belangrikste spesifieke kwessies is die omstandighede waaronder die sonnestelsel gevorm het, hoe en hoe vinnig planete van die protoplanetêre wolk uitgegroei het, hoe die oppervlaktetoestande op die planete mettertyd verander het in reaksie op veranderinge in die planetêre binneland en in die son self, hoe en wanneer die lewe die eerste keer in die sonnestelsel verskyn het, en of hierdie toestande en gebeure algemeen in die sterrestelsel voorkom.

Uit sterrekundige studies is dit bekend dat sterre teen ongeveer 10 sterre per jaar in ons sterrestelsel gevorm het en nog steeds vorm, as gevolg van die ineenstorting van enorme massiewe interstellêre wolke van gas en stof. Tydens ineenstorting word wolke met aanvanklike massas van soveel as tienduisende sonne herhaaldelik onstabiel en weer fragmenteer, wat duisende sterre en sterrestelsels in 'n digte, hoogs dinamiese groep produseer. Studie van ons sterrebuurt en van relatief nabygeleë trosse jong sterre dui daarop dat ongeveer 30% van alle sterrestelsels eensame sterre bevat, ongeveer 20% bevat 2 sterre, 15% het 3 sterre, ensovoorts tot ten minste 10 sterre. Oor die algemeen is net ongeveer 10% van alle sterre alleen, soos ons Son. Die teorie van stervorming dui sterk daarop dat die vorming van 'n ster uit 'n interstellêre wolkfragment plaasvind deur 'n tussenstadium waarin die ster vorm in die hart van 'n uitgestrekte, platgemaakte protoplanetêre skyf van gas en stof. Miskien vorm baie dubbele sterre van 'n soortgelyke skyf wat deur ongelukke in die geskiedenis plaasvind om genoeg hoekmoment te besit om die ineenstorting daarvan in 'n enkele ster te belemmer. Die implikasie van die beskikbare waarnemings van stofskywe rondom jong alleensterre en die teorie van die vorming en evolusie van protoplanetêre skyf is dat die voorvereistes vir die ontstaan ​​van planetêre stelsels soos ons, algemeen, indien nie universeel nie, rondom jong sterre kan voorkom.

Die nege planete van ons eie sonnestelsel val natuurlik in twee groot families, aardse planete en reuse (Jovian) planete. Die rotsagtige aardplanete, Mercurius, Venus, Aarde en Mars, bevat massiewe kern van yster-nikkelmetaal en sulfiede, diep mantels wat hoofsaaklik bestaan ​​uit silikate van yster en magnesium, en dun korsies van lae-digtheid gesteentes wat gewoonlik verryk word met natrium, kalium. , aluminium en vlugtige materiale. Die vlugtige stowwe, veral water, koolstofdioksied, stikstof en argon, dra ook dun oppervlakkige oseane- en atmosfeerlae by waar die temperatuur nie so hoog is dat dit verlies veroorsaak nie. Die reuseplanete bevat daarenteen digte kern van rotsagtige en ysige materiale wat oorwin word deur massiewe atmosfeer, hoofsaaklik saamgestel uit waterstof en suurstof, met aansienlike spore van water, ammoniak, metaan, neon en ander uiters vlugtige materiale. Van die reuse-planete het Jupiter en Saturnus die samestelling van die son (ongeveer 95% vlugtige in vergelyking met ongeveer 99% vir die son), terwyl Uranus en Neptunus meer lyk soos die samestelling van vuil ys, aangevul deur waterstof en helium. Die reuse-planete het meer as 50 bekende satelliete. Die wat noukeurig bestudeer is, is ysrotsmengsels, hoewel Io, die naaste groot satelliet aan Jupiter, meer die eienskappe van 'n aardse planeetliggaam het. Die negende en buitenste planeet, Pluto, lyk nader aan die ysdraende groot satelliete van die reuse-planete. Dit kan die beste beskou word as die grootste bekende verteenwoordiger van die Kuiper-gordelswerm, waarin sy eksentrieke baan ingebed is. Pluto, net soos die grootste Saturniese satelliet, Titan en die grootste satelliet van Neptunus, Triton, het 'n atmosfeer en oppervlak wat deur metaan- en stikstofgasse en kondensate oorheers word. Die groottes, wentelbane, rotasietoestande, magnetiese velde en atmosfeer van die planete word in tabel I-IV saamgevat. Onder die aardplanete word die binnesamestelling en fisiese struktuur van die Aarde die beste bepaal. Die oblatenheid (polêre afplatting) van die Aarde, die gedetailleerde struktuur van sy swaartekragveld en die seismiese profilering van die binnekant bied 'n goed bepaalde binnestruktuur. Daar word gevind dat die aarde se kern bestaan ​​uit 'n soliede, digte binnekern, blykbaar gemaak van nikkelryke ysterlegering, omring deur 'n vloeibare buitenste kern wat bestaan ​​uit 'n smelt van yster, swael, nikkel en baie ander skaarser elemente wat 'n chemiese affiniteit vir vloeibare yster of sulfiede. Die boonste en onderste mantel, wat oorheers word deur digte silikate van ysterhoudende yster (Fe ++) en magnesium, word gekenmerk deur 'n digtheid-diskontinuïteit wat hoëdruk-faseveranderings weerspieël. Die kors, bo die mantel, bestaan ​​uit twee hoof samestelling-onderskeie eenhede, basaltryke digte oseaniese kors en ysterarm lae-digtheid kontinentale korsblokke, ryk aan silika, alkalimetaaloksiede, aluminium en waterhoudende minerale. Die kors word op sy beurt bedek deur oseane (die hidrosfeer), wat onder 'n atmosfeer lê, hoofsaaklik saamgestel uit stikstof, suurstof, argon en baie veranderlike hoeveelhede waterdamp.

PlaneetMassa (10 24 kg)Ekwatoriale radius (km)Digtheid (10 3 kg m -3)Ontsnap snelheid (km s −1)
Mercurius0.3303 2,4395.434.25
Venus4.870 6,0515.2510.4
Aarde5.976 6,3785.51811.2
Mars0.6421 3,3933.955.02
Jupiter1898.871,3981.33259.6
Saturnus568.460,3300.68935.5
Uranus86.8726,2001.1821.3
Neptunus102.825,225(1.54)23.3
Pluto(0.013) 1,1451.841.3

TABEL II. Planetêre wentelbane

Semimajor as
PlaneetAU b10 6 kmOrbitale periode (jr)EksentrisiteitNeiging a (deg)
Mercurius0.38757.90.240850.20607.003
Venus0.723108.20.615210.00683.394
Aarde1.000149.61.000040.01670.000
Mars1.524227.91.880890.09331.850
Jupiter5.203778.311.862230.04831.309
Saturnus9.5391427.029.457740.05592.493
Uranus19.18202869.684.0180.04700.772
Neptunus30.05804496.6164.780.00871.779
Pluto39.44005900.1248.40.247017.1460

TABEL III. Planetêre draai en magnetiese velde

PlaneetRotasietydperkDie skuins van die draai-as (deg) bMagnetiese moment (G cm 3)Oppervlakte veld a, c (G)
Mercurius58,65 dae2 ± 32.4 × 10 22 0.002
Venus243,01 dae177.3& amplt4 × 10 21 & amplt0.00002
Aarde23.9345 uur23.457.98 × 10 25 0.3
Mars24.6299 uur23.982.5 × 10 22 0.0006
Jupiter9.841 uur (ewenaar) 9.925 uur (binneland)3.121.5 × 10 30 4
Saturnus10.233 uur (ewenaar) 10.675 uur (binneland)26.734.6 × 10 28 0.2
Uranus17.24 uur (binnekant)97.864.1 × 10 27 0.2
Neptunus18,2 ± 0,4 uur(29.56)
Pluto6.387 dae122.5

TABEL IV. Planetêre atmosfeer

PlaneetOppervlakdruk (bars)Gemiddelde oppervlaktemperatuur (K)Groot gasseGedeeltelike oorvloed volgens getal a
Mercurius∼10 −14 440Na0.97
Hy0.03
Venus90730CO20.96
N20.035
Aarde1288N20.77
O20.21
H2O0.01
Mars0.007218CO20.95
N20.027
Ar0.016
JupiterH20.90
Hy0.10
SaturnusH20.94
Hy0.06
UranusH20.85
Hy0.15
NeptunusH20.85?
Hy0.15?
Pluto& ampgt0.001CH4
Ne?

Die binnestrukture van die ander aardse planete is nie so bekend nie. Nietemin getuig die digtheid daarvan van beduidende verskille in samestelling, en dus in minerale inhoud en fisiese struktuur. Kwik is verrassend dig en getuig van 'n kern met ongeveer 60% van die massa van die planeet (teenoor 31% op aarde). Die digtheid van Venus, wat reggestel word vir selfkompressie deur hoë binnedrukke, is effens minder as die aarde. Mars het 'n duidelike laer digtheid, wat dui op uitgebreide oksidasie van metaal in Mars tot baie minder digte ysteroksiede.

Die reuse-planete kan, ondanks hul komposisionele ooreenkoms met die son, nie as 'mislukte sterre' beskou word nie. Die kleinste moontlike waterstofverbrandende hoofreeksster het 'n massa van 0,07 sonne, en die kleinste waterstofheliumliggaam wat in staat is om enige vorm van samesmeltingsreaksies (deuteriumverbranding) te hê, het 'n massa van 0,013 sonne. Die massa van die Jupiter & # x27s is slegs 0.0013 Sonne. Dus slaag Jupiter met 'n faktor van 10 nie om selfs aan die mees vrygewige definisie van 'n ster te voldoen nie. Jupiter, Saturnus en Neptunus het almal beduidende interne hittebronne wat verkry word deur die omskakeling van hul potensiële swaartekrag-energie in hitte deur stadige krimp. In 'n sekere sin sien ons die einde van hul proses van aanwas en ineenstorting. Al drie hierdie planete, maar nie Uranus nie, vertoon interne hittebronne wat 1,7 tot 2,1 keer so groot is as die warmtevloei wat hulle van die son ontvang.

Die vier Jovian-planete het almal uitgebreide, komplekse satellietstelsels en kenmerkende ringstelsels. Al die noue satelliete van al vier reuse-planete wentel amper in die vlak van hul planeet se ewenaar. Die kleinste satelliete van Jupiter, Saturnus en Neptunus het egter baie hellende en selfs retrograde wentelbane en sirkel hul planeet in 'n teenoorgestelde rigting van die planeet se rotasie. Hierdie buitesatelliete is moontlik gevang uit die interplanetêre swerm van klein Centaurs, asteroïdes en komete. Die fisiese en orbitale eienskappe van die satelliete van die sonnestelsel word in tabelle V-VII beskryf.

TABEL V. Satellietatmosfeer

SatellietOppervlakdruk (bars)Gemiddelde oppervlaktemperatuur (K)Groot gasseGedeeltelike oorvloed volgens getal a
Maan∼2 × 10 −14 274Ne0.4
Ar0.4
Hy0.2
Io∼1 × 10 −10 ∼110SO21
Titan1.695N20.73–0.99 b
Ar0.00–0.28
CH40.01–0.12
Triton∼0.1∼57N2
CH4
Planeet SatellietMassa (10 20 kg)Radius (km)Digtheid (10 3 kg m -3)Oppervlaktesamestelling
Aarde Maan734.917383.34Rotse
MarsMIFobos1.26 × 10 −4 11 a2.2Koolstofhoudend
MIIDeimos1.8 × 10 −5 6.3 a1.7Koolstofhoudend
Asteroïdes b
JupiterJXVIMetis20Rots?
JXVAdrastea10 aRots?
JVAmalthea97 aWip met swael
JIVThebe50Rots?
JIIo89418153.57Wip met swael
JIIEuropa48015692.97Ys oor rots
JIIIGanymedes1482.326311.94Water ys
JIVCallisto1076.624001.86Vuil water ys
2000 J18Koolstofhoudend?
JXIIILeda8Koolstofhoudend?
JVIHimalaia90Koolstofhoudend?
JXLysithea20Koolstofhoudend?
JVIIElara40Koolstofhoudend?
2000 J11 2Koolstofhoudend?
2000 J10 2Koolstofhoudend?
2000 J3 3Koolstofhoudend?
2000 J7 4Koolstofhoudend?
JXIIAnanke15Koolstofhoudend?
2000 J5 2Koolstofhoudend?
2000 J9 3Koolstofhoudend?
JXICarme22Koolstofhoudend?
2000 J4 2Koolstofhoudend?
2000 J6 2Koolstofhoudend?
JVIIIPasiphae35Koolstofhoudend?
2000 J8 3Koolstofhoudend?
JIXSinope20Koolstofhoudend?
2000 J2 4Koolstofhoudend?
1999 J1 5Koolstofhoudend?
SaturnusSXVIIIPan15?Waterys?
SXVAtlas16 aWaterys?
SXJanus93 aWaterys?
SIMimas0.382011.137Waterys?
SIIEnceladus0.82511.2Waterys?
SIIITethys7.65241.26Waterys?
SXIIITelesto11 aWaterys?
SXIVCalypso12 aWaterys?
SIVDione10.55591.44Waterys?
SXIIHelene16 aWaterys?
SVRhea24.97641.33Waterys?
SVITitan1345.725751.882Ys (atmosfeer)
SVIIHyperion132 aVuil water ys
SVIIIIapetus18.87181.21Ys / koolstofhoudend?
2000 S5 9Ys / koolstofhoudend?
2000 S6 7Ys / koolstofhoudend?
SESPhoebe110 aKoolstofhoudend?
2000 S2 12Ys / koolstofhoudend?
2000 S8 4Ys / koolstofhoudend?
2000 S3 22Ys / koolstofhoudend?
2000 S10 5Ys / koolstofhoudend?
2000 S11 15Ys / koolstofhoudend?
2000 S4 10Ys / koolstofhoudend?
2000 S9 4Ys / koolstofhoudend?
2000 S12 4Ys / koolstofhoudend?
2000 S7 4Ys / koolstofhoudend?
2000 S1 10Ys / koolstofhoudend?
UranusUVICordelia20Waterys?
UVIIOphelia25Waterys?
UVIIIBianca25Waterys?
UIXCressida30Waterys?
UXDesdemona 30 Waterys?
UXIJuliet40Waterys?
UXIIPortia40Waterys?
UXIIIRosalind30Waterys?
UXIVBelinda30Waterys?
1986 U10 20Waterys?
UXVPokkie85Waterys?
UVMiranda0.72421.3Vuil water ys
UIAriel135801.6Vuil water ys
UIIUmbriel135951.4Vuil water ys
UIIITitania358051.6Vuil water ys
UIVOberon297751.5Vuil water ys
UXVICaliban10Vuil ysies?
UXXStephano10Vuil ysies?
UXVIISycorax10Vuil ysies?
UXVIIIProspero10Vuil ysies?
UXIXSetebos10Vuil ysies?
NeptunusNITriton130017504?Ysies
NIINereid300Ysies?
PlutoPICharon6401.84Metaanys

TABEL VII. Satellietbane

Semimajor as
Planeet Satelliet(km)(Rpl)Tydperk a (dae)Eksentrisiteit bNeiging c
Aarde Maan384.460.327.3220.05495.15
MarsMIFobos9.3782.760.3190.0151.02
MIIDeimos23.4596.911.2630.000521.82
JupiterJXVIMetis127.961.79220.2948& amplt0.0040?
JXVAdrastea128.981.80650.29830?0?
JVAmalthea181.32.5390.49810.0030.40
JIVThebe221.93.1080.67450.0150.8
JIIo421.65.9051.769& amplt.00410.04
JIIEuropa670.99.3973.551& amplt0.010.470
JIIIGanymedes1,07014.997.155& amplt.00150.281
JIVCallisto1,88326.3716.6890.0070.281
2000 J1 7,507105.1129.710.20446 d
JXIIILeda11,094155.4238.720.14826 d
JVIHimalaia11,480160.8250.570.15828 d
JXLysithea11,720164.2259.220.10729 d
JVIIElara11,737164.4259.650.20728 d
2000 J11 12,557175.92890.2528.2 d
2000 J10 20,174282.5588 (R)0.14166 d
2000 J3 20,210283.1584 (R)0.22150 d
2000 J7 21,010294.3621 (R)0.22149 d
JXIIAnanke21,200296.9631 (R)0.169147 d
2000 J5 21,336298.8632 (R)0.24149 d
2000 J9 22,304312.4683 (R)0.26165 d
JXICarme22,600316.5692 (R)0.207163 d
2000 J4 22,972321.7712 (R)0.28165 d
2000 J6 23,074323.2720 (R)0.26165 d
JVIIIPasiphae23,500329.1735 (R)0.378148 d
2000 J8 23,618330.8741 (R)0.41153 d
JIXSinope23,700331.9758 (R)0.275153 d
2000 J2 23,746332.6752 (R)0.24165 d
1999 J1 24,235339.4768 (R)0.125143 d
SaturnusSXVIIIPan135.62.2200.5760?0?
SXVAtlas137.642.2810.6020?0?
SXVIPrometheus139.352.3100.6130.00240?
SXVIIPandora141.702.3490.6290.004220?
SXIEpimetheus151.4722.5100.6940.0090.34
SXJanus151.4722.5110.6950.0070.14
SIMimas185.523.0750.9420.02021.53
SIIEnceladus238.023.9451.370(0.0045)0.02
SIIITethys294.664.8841.8880.00001.09
SXIIITelesto294.664.8841.8880?0?
SXIVCalypso294.664.8841.8880?0?
SIVDione377.406.2562.737(0.0022)0.02
SXIIHelene377.406.2562.7370.0050.2
SVRhea527.048.7364.518& amplt0.0010.35
SVITitan1,221.8520.2515.9450.02920.33
SVIIHyperion1,481.124.5521.277(0.1042)0.43
SVIIIIapetus3,561.359.0379.3310.02837.52
2000 S5 11,339185.64490.3346.2 d
2000 S6 11,465187.74530.3246.6 d
SESPhoebe12,944214.555.5 (R)0.163174.8 d
2000 S2 15,172248.46870.3645.2 d
2000 S8 15,676256.6730 (R)0.27153.0 d
2000 S3 17,251282.48250.2745.5 d
2000 S10 17,452285.78584.4734.7 d
2000 S11 17,874292.68880.3833.1 d
2000 S4 18,231298.59240.5433.5 d
2000 S9 18,486302.6939 (R)0.22167.4 d
2000 S12 19,747323.31037 (R)0.12175.0 d
2000 S7 20,144329.81067 (R)0.45175.9 d
2000 S1 23,076377.81311 (R)0.34173 d
UranusUVICordelia49.71.900.330?0?
UVIIOphelia53.82.050.380?0?
UVIIIBianca59.22.260.430?0?
UIXCressida61.82.360.460?0?
UXDesdemona62.72.390.480?0?
UXIJuliet64.62.470.490?0?
UXIIPortia66.12.520.510?0?
UXIIIRosalind69.92.670.560?0?
UXIVBelinda75.32.870.620?0?
1986 U10 76.422.910.430?0?
UXVPokkie86.03.280.760?0?
UVMiranda129.7834.951.4130.0027?4.22
UIAriel191.2397.302.5200.0034?0.31
UIIUmbriel265.96910.154.1440.0050?0.36
UIIITitania435.84416.648.7060.0022?0.14
UIVOberon582.59622.2413.4630.0008?0.10
UXVICaliban7,187274.4579 (R)0.082139.7 d
UXXStephano7,960303.9676 (R)0.146141.5 d
UXVIISycorax12,240429.11289 (R)0.509152.7 d
UXVIIIProspero16,150616.51953 (R)0.327146.3 d
UXIXSetebos18,250696.72345 (R)0.494148.8 d
NeptunusNITriton354.314.05.877 (R)& amplt0.0005159.0
NIINereid551.5219360.160.7527.6 d
PlutoPICharon19.116.76.3870?94.3

Daar is sewe “maangrootte liggame” in die sonnestelsel, tussen massa tussen die aardse planete en 'klein liggame', die kleiner satelliete en asteroïdes en komete. Hierdie sewe, Aarde en # x27s Moon, Jupiter & # x27s Galilese satelliete Io, Europa, Ganymedes en Callisto, Titan & # x27s grootste satelliet Titan, Neptunus & # x27s grootste satelliet Triton en Pluto vorm saam net 'n tiende van die massa aarde. Desondanks vertoon hierdie liggame 'n fenomenale verskeidenheid komposisies, fisiese eienskappe en geologiese kenmerke wat hulle boeiende voorwerpe maak om te bestudeer. Die kleinste liggame vergoed hul gebrek aan geologiese evolusie deur die bewaring van toestande in die vroegste stadiums van die vorming en evolusie van die sonnestelsel. Meteoriete is inderdaad 'n onskatbare bron van data wat afkomstig is van 'n wye verskeidenheid klein sonnestelselliggame. Alhoewel die meeste meteoriete van ongeveer 50 verskillende asteroïdes afkomstig is, is byna 20 meteoriete in ons versameling positief geïdentifiseer as fragmente wat deur die komeet en die asteroïde van die maan en Mars afgeslaan is. Dit is 'n tergende moontlikheid dat monsters van Mercurius of Venus onherkenbaar in ons meteorietversameling kan skuil.

Planetêre ringe, saamgestel uit baie klein deeltjies, is waarskynlik die mees ontwykende, hoewel mooiste en skouspelagtigste, eienskappe van die sonnestelsel. Die ouderdomme van die ringstelsels van die reuse-planete is nie bekend nie. Ongeag hul ouderdomme, is hul dinamiese gedrag egter kompleks en intrigerend. Prosesse wat in hedendaagse swerms van klein liggame in ring- en gordelsisteme optree, het moontlik 'n kritieke rol gespeel in die aanwas van voorplanetêre vaste stowwe vanaf die oorspronklike stofskyf. Data oor komete en asteroïdes word onderskeidelik in tabel VIII en IX gegee. Planetêre ringe word in tabel X opgesom.


Kyk die video: Desain Jaringan Pada Simulasi Jaringan Cisco Packet Tracer (Januarie 2023).