Sterrekunde

Is daar voorbeelde van die effek van skokgolwe op die chemiese evolusie van interstellêre medium of sirkelvormige medium?

Is daar voorbeelde van die effek van skokgolwe op die chemiese evolusie van interstellêre medium of sirkelvormige medium?


We are searching data for your request:

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

Is daar voorbeelde van berekeninge of waarnemings van vermeende effekte van skokgolwe op chemiese evolusie in interstellêre medium of sirkelvormige medium?


Dit is 'n goeie vraag, en waarskynlik is daar tans geen seker antwoord nie. Die impak van skokgolwe hang ook af van die scenario's waaroor ons praat.

Byvoorbeeld, in die geval van supernovas, veral in tipe II (H-ryk), vorm die skokgolf dubbele strukture: vorentoe en agtertoe skokke. Gebied tussen die skokke kan soms 'n klein gebied vorm wat die verkoeling en stofvorming ondersteun, wat die chemiese evolusie verhoog. As ons egter dink aan die skokke wat sirkelvormige materiale in die leemte waai, vertraag die skokke die chemiese evolusie.


Skokgolwe in die interstellêre medium (ISM) kan veroorsaak word deur 'n spiraaldigtheidsgolf, supernova-skok of onstuimige vloei-botsing. Hierdie golwe vee, komprimeer en verhit die ISM, en verander sodoende watter chemiese reaksies kan voorkom. Hierdie fisiese toestande kan die chemiese reaksies bevat om komplekse molekules soos NH te skep$_3$, CH$_3$OH, H$_2$O en meer.

Gebaseer op 'n chemiese / dinamiese model, het Bergin et al. (2004) ondersoek die vorming van molekulêre wolke agter skokgolwe. In die $10^6$ jare nadat die skokgolf verby is, is die temperatuur van die ISM taamlik hoog (10 000 K) en word die molekules gedissosieer. Namate die ISM afkoel, het H$_2$ kan begin vorm, gevolg deur CO (wat beskerm moet word teen fotodissosiasie deur die H$_2$). Binne 20 miljoen jaar na die verloop van 'n skokgolf is atoomgas verander in molekulêre materiaal.

Die chemie wat as gevolg van 'n supernovaskok voorkom, kan selfs verklaar waar sommige molekules in komete vandaan kom. Tydens 'n skok word waterdamp gevorm deur reaksies met waterstof en suurstof. Bergin et al. (1998) toon aan dat H$_2$O en CO$_2$ gevorm in die skok kan neersit op korrels.


Skokgolf

In die fisika, a skokgolf (ook gespel skokgolf), of skok, is 'n soort voortplantingsversteuring wat vinniger beweeg as die plaaslike klanksnelheid in die medium. Soos 'n gewone golf, dra 'n skokgolf energie en kan dit voortplant deur 'n medium, maar word gekenmerk deur 'n skielike, byna diskontinue verandering in druk, temperatuur en digtheid van die medium. [1] [2] [3] [4] [5] [6]

Ter vergelyking, in supersoniese vloei, kan addisionele verhoogde uitbreiding bereik word deur 'n uitbreidingswaaier, ook bekend as 'n Prandtl – Meyer uitbreidingswaaier. Die gepaardgaande uitbreidingsgolf kan die skokgolf nader, uiteindelik bots en herkombineer, wat 'n proses van vernietigende inmenging skep. Die soniese oplewing wat verband hou met die deurgang van 'n supersoniese vliegtuig is 'n soort klankgolf wat deur konstruktiewe interferensie geproduseer word.

Anders as solitons ('n ander soort nie-lineêre golf), verdwyn die energie en spoed van 'n skokgolf alleen relatief vinnig met afstand. Wanneer 'n skokgolf deur materie beweeg, word energie bewaar, maar entropie neem toe. Hierdie verandering in die eienskappe van die materie manifesteer as 'n afname in die energie wat as werk onttrek kan word, en as 'n trekkrag op supersoniese voorwerpe is skokgolwe sterk onomkeerbare prosesse.


Sterrekunde en astrofisika vir die 1980 & # 039's, Deel 2: Verslae van die panele (1983)

Ongelukkig kan hierdie boek nie uit die OpenBook gedruk word nie. As u bladsye uit hierdie boek moet druk, beveel ons aan om dit as 'n PDF af te laai.

Besoek NAP.edu/10766 vir meer inligting oor hierdie boek, om dit in gedrukte vorm te koop of om dit as 'n gratis PDF af te laai.

Hieronder is die ongekorrigeerde teks van die masjien gelees van hierdie hoofstuk, wat bedoel is om ons eie soekenjins en eksterne enjins van 'n baie ryk, hoofstuk-verteenwoordigende soekbare teks van elke boek te voorsien. Aangesien dit ONGEREGREERDE materiaal is, beskou u die volgende teks as 'n nuttige, maar onvoldoende volmag vir die gesaghebbende boekeblaaie.

103 evolusie van die interstellêre medium, die vorming van galaktiese halo's en die vorming van sterre. Om die vorming van sterre te verstaan, is van kardinale belang om die oorsprong van ons son en sonnestelsel te verstaan, en uiteindelik ook die vorming en evolusie van sterrestelsels. Die vordering met tegnieke vir infrarooi en millimetergolf het astronome in staat gestel om die huidige geboorteplekke van sterre te ondersoek - donker interstellêre wolke. Ons het begin om die vroeë evolusie van sterre te begryp en het miskien sirkelvormige skywe wat in die vormfase gelyk het aan die sonnestelsel, waargeneem. Hoe sterformasie geaktiveer word, hoe protostellêre gaswolke versplinter tot protostere, hoe, wanneer en met watter frekwensie veelvuldige sterre of sonnestelsels vorm, is egter nog nie fundamentele vrae nie. Die 1980's en # 039's is groot pogings om hierdie probleme te verstaan. Dit lyk asof die meeste sterre aansienlike hoeveelhede materiaal verloor, hetsy in stadige lekkasies van gas, in meer kragtige winde, of in skouspelagtige uitbarstings. Infrarooi-, ultraviolet- en optiese studies het sterrekundiges toegelaat om 'n growwe uiteensetting te gee van hoe massa deur sterre van verskillende soorte verlore gaan, die omvang van die massaverlies en die chemiese samestelling van die uitgestote materiaal. Die onlangse ontdekking van sterre-koronas in byna alle ster-soorte, tesame met gedetailleerde studies van ster-chromosfere, toon dat sterre baie meer ingewikkelde atmosfeer het as wat voorheen vermoed is. Monumentale werk moet nog gedoen word om hierdie verskynsels en hul rol in sterre-evolusie te verstaan. The Sun bied die enigste toeganklike laboratorium om die fisika van byvoorbeeld energieopwekking, magnetiese veldopwekking, interne konveksie en sirkulasie, chromosferiese en koronale verwarming, ontploffing van velde, massaverlies en sterwinde, en kort aktiwiteitsiklusse op lang termyn en op lang termyn, om nie te praat van al die baie moontlike planetêre implikasies van hierdie aktiwiteite nie. Ons moet hierdie geleenthede benut vir studie wat die sonlaboratorium bied om vordering te maak met die begrip van die aktiwiteit van ander sterre. Ek ek. HOOGTEPUNTE VAN ASTRONOMIE IN DIE 1970 & # 039S A. Bestuur, fasiliteite en instrumentasie Gedurende die 1970 & # 039's het die Kitt Peak National Observatory (KPNO) en die Cerro Tololo Inter-American Observatory

104 (CTIO), albei National Astronomy Centers, was toegerus met 4-m-teleskope en het ten volle mededingend geraak met die beste universiteits- en private sterrewagplekke. Die groei in optiese fasiliteite by KPNO en CTIO, die omskakeling van die Sacramento Peak Observatory in 'n Nasionale Sentrum, die voltooiing van die NASA 3-m infrarooi (JR) teleskoop op Mauna Kea, en die begin van uitgebreide gas-ondersoekerprogramme op die Copernicus-, IUE- en Einstein-röntgenobservatoriums het waarnemingsgeleenthede vir baie meer wetenskaplikes geopen as ooit tevore. 'N Paar privaat waarnemings- en universiteitswaarnemingsplase, met bevoorregte personeel wat met die wêreld se grootste teleskope werk, oorheers nie meer waarnemingsterrekunde nie. Nasionale sentrumfasiliteite, geleë op uitstekende terreine en beskikbaar vir alle sterrekundiges, speel vandag 'n al hoe belangriker rol om ons kennis van die heelal te bevorder. Ten spyte van die groei van grondgebaseerde fasiliteite en verbetering in instrumentasie, stel die vereistes vir waarnemingsprogramme om die uitgebreide ruimte-inspanning te ondersteun, in kombinasie met die tradisionele grondgebaseerde programme, nou soveel eise aan die Nasionale Sentrum-fasiliteite dat die rasionele toekenning van teleskooptyd is amper onmoontlik. Gewoonlik is die keuse tussen verskillende programme met 'n relatief hoë verdienste. In die poging om soveel as moontlik programme te beplan, gee werkopdragte dikwels te min waarnemingstyd aan waardige voorstelle. Een duidelike resultaat van die druk vir die teleskooptyd is 'n duidelike verskuiwing in die styl van waarnemingsterrekunde, weg van die eenmalige ondersoeker wat nag na nag by die teleskoop werk, en na die span sterrekundiges wat 'n enkele kernwaarneming probeer doen. Albei style kan uitstekende resultate lewer: die klassieke werk wat gelei het tot die konsep van sterre bevolking, het die oorlogstyd van Los Angeles vereis en baie nagte in die 2,5 m-berg. Wilson-teleskoop, terwyl die ontdekking van optiese pulse uit die krapnevelpulsar slegs 'n paar uur op 'n klein teleskoop nodig gehad het. As tydtoewysingskomitees onder astropolitieke druk te min tyd afstaan ​​aan 'n waardige projek, gebeur dit soms dat selfs die toegewese tyd vermors word as die projek nie voltooi word nie. Ons het duidelik meer teleskope nodig, tesame met nog doeltreffender maniere om die toenemende vraag na teleskooptyd te hanteer. Baie vinnige groei in instrumentele tegnieke en vermoëns het gedurende die 1970 & # 039's plaasgevind. Baie sensitiewe spektrometers wat akkuraat aftrek van die agtergrond van die naghemel is ontwikkel en in 'n reëlmatige toestand gestel

105 operasie. Die verbetering in die prestasie van hierdie toestelle teenoor ouer tegnieke is indrukwekkend. Aan die begin van die afgelope dekade was die 32-kanaals instrument wat op die 5 m lange Hale-teleskoop gebruik is, die gevorderdste spektrofotometer wat bestaan. Moderne spektrofotometers bied 'n toename van byna honderdvoudig die aantal beskikbare pixels, en met die ontplooiing van COD-detectoren en eenvoudige optiese stelsels het hulle in 1970 meer as tienvoudig toegeneem in sensitiwiteit per pixel. Ons huidige vermoë om akkurate spektrofotometrie van bronne net effens helderder as die naghemel te verkry, is 'n belangrike prestasie van instrumentontwerp en vervaardiging. Sonder hierdie wins is dit nie moontlik om waarnemings op radio-, ultraviolet- (W) en x-straal golflengtes op te volg met die vereiste optiese werk nie. Hierdie prestasies op optiese golflengtes word volledig aangepas deur verbeterings in IR-detektore en instrumente. Die militêre belangstelling in IR-stelsels het gelei tot 'n vinnige vooruitgang in die detektortegnologie in die hele IR-streek, veral die InSb-detektors vir gebruik in die streek van 17 tot 17 uur, wat die verbetering van die grootte-orde ten opsigte van toestelle beskikbaar in die vroeë 1970 & # 039's. Die vereistes vir 'n IR-waarnemingswerf van hoë gehalte verskil van die vereistes vir optiese sterrewagte, omdat die hoeveelheid waterdamp 'n deurslaggewende faktor is. Die toevoeging van teleskope op hoë hoogtepunte was dus ook belangrik vir die vordering in IR-sterrekunde op die grond. Net so verskil die ontwerpvereistes vir 'n geoptimaliseerde IR-teleskoop van dié van 'n konvensionele optiese teleskoop, aangesien die termiese agtergrond tot 'n minimum beperk moet word, is dit eers binne die afgelope dekade dat groot, IR-geoptimaliseerde teleskope in werking getree het. Gedurende die hele IR-spektrum is atmosferiese absorpsie lastig, en slegs binne die gebied van 1 tot 30 uur bestaan ​​atmosferiese wingerde wat meting van hoë gehalte vanaf die grond moontlik maak. Met die ontwikkeling van IR-observatoriums wat hoog in die aarde se atmosfeer werk (bv. Ballonne, die Kuiper Airborne Observatory) of bo dit, begin die volle voordele van IR-sterrekunde te word. Die IR-streek haal ook voordele uit die ligging tussen die radio (waar golfdetektore gebruik word) en die optiese golflengtegebiede (waar foton tel). Hierdeur kan bastertegnologieë ontwikkel word, soos ruimtelike interferensie -

106 meter, Fourier-transform spektrometers en heterodyn spektrometers. Hierdie instrumente laat dikwels ruimte- of spektrale resolusie toe wat meer is as wat moontlik is vir sterrebronne op ander golflengtes. Boonop lyk dit asof tweedimensionele IR-detektors net oor die horison is. Omdat die atmosferiese & quotseeing & quot beter by IR is as op optiese golflengtes, moet tweedimensionele foto's in die IR-streek met 'n groot teleskoop meer besonderhede toon as vergelykbare foto's in die optiese streek. Belangrike instrumentele ontwikkelinge in sonsterrekunde sluit in die konstruksie van vakuum-sonteleskope met 'n hoë hoekoplossing op goeie terreine en die konstruksie van spektrograwe met 'n snelheidsoplossing van 1 m / sek. Saam lewer hierdie instrumente ongekende besonderhede van die ruimtelike verspreiding van snelheidsvelde in die sonatmosfeer. Waarnemings met hoë-ruimtelike resolusie-magnetometers die afgelope dekade het ons konsepte van die sonmagnetiese veld heeltemal verander. Ons weet nou dat feitlik alle magnetiese velde op die son voorkom in gebiede met 'n hoë veldsterkte (ongeveer 1500 gauss). Die klein algemene velde wat vroeër waargeneem is, kan verklaar word aan die hand van die baie klein vulfaktor van hierdie intense velde. Astrometriese sterrekundiges het die afgelope dekade 'n groot deurbraak behaal met die gebruik van fyner emulsies en gesofistikeerde beeldanalise, wat 'n tienvoudige toename in die akkuraatheid waarmee astrometriese parameters fotografies kan bepaal, opgelewer het. Sedert die ontwikkeling van die fotografiese plaat is die grootte van die tipiese eksterne parallaksfout verminder van 0,02 boogsek tot 0,002 boogsek. Hierdie vooruitgang het die bepaling van parallakses, en dus helderheid, vir baie flou dwerg- en ontaarde sterre moontlik gemaak. Betroubare verlammings en helderhede vir sterre in die middelste en boonste hoofreeks is verkry, en astrometriese binaries word met groter frekwensie opgespoor. Spikkelinterferometrie is 'n opkomende veld en het die akkuraatheid waarmee die skeiding van noue binaries gemeet kan word, al baie verhoog. Saam met die verbeterde parallakses is dit nou moontlik om 'n baie beter kennis van sterre massas te verkry, en dus 'n meer presiese bepaling van die massa-helderheidswet, met implikasies vir die teorie van sterre-evolusie. Intensiteitsinterferometers het ons eerste betroubare beramings gegee van die diameters van nabygeleë blou sterre. Moderne tegnieke het ook die instelling van

107 fundamentele posisies ten opsigte van ekstragalaktiese voorwerpe en die daaropvolgende regstelling van die optiese koördinaatstelsel tot die baie presiese radiostelsel. Sterrekunde uit die ruimte het in die 1970 & # 039's mondig geword. Die werking van stabiele, gesofistikeerde satelliete wat gevoelig is vir bestraling oor die elektromagnetiese spektrum het die hele astronomiese gemeenskap deur middel van uitgebreide gasondersoekersprogramme die vermoë gegee om waarnemings oor 'n groot verskeidenheid golflengtes te bekom. Copernicus, IUE en die Orbiting Solar Observatory (OSO) -reeks het golflengtevensters oopgemaak wat eenmalig slegs in 'n kort kykie van klinkende vuurpyle gesien is. Saam met x-straalsatelliete het hierdie instrumente ons siening van die interstellêre medium, die fisika van ineengestorte voorwerpe, die interaksie van plasmas met magnetiese velde en die onderlinge verband tussen sterrestelsels en die intergalaktiese medium ingrypend verander. hierdie nuwe fasiliteite het groot eise gestel aan teleskope op die grond wat gebruik word om die ruimtelike waarnemings op te volg en uit te brei. Die ruimtefasiliteite wat vir die 1980's en # 039's geprojekteer word, sal die vraag na optiese en IR-spektroskopie en beeldvorming net verhoog. uitgebreide monitering en oorsigtelike waarneming. B. Wetenskaplike programme 1. Galaktiese sterrekunde Die melkwegstelsel is 'n baie komplekse stelsel waarvan die struktuur die gevolg is van die kumulatiewe effekte van fisiese prosesse wat in onderverwante onderkomponente voorkom, byvoorbeeld sterre, interstellêre wolke, bolvormige trosse en supernovas. Vanweë hierdie diversiteit en kompleksiteit is ons Melkweg steeds die primêre bron van inligting rakende fundamentele galaktiese eienskappe in die algemeen, soos die sterre-helderheidsfunksie of die toestande wat veroorsaak dat interstellêre wolke sterre vorm. Die 1970 & # 039's het 'n indrukwekkende reeks wetenskaplike suksesse gehad, wat wissel van die interpretasie van die termo-kern evolusie van sterre tot die ontdekking van teoreties voorspelde neutronsterre en selfs voorwerpe wat goeie kandidate vir swart gate is. Galaktiese sterrekunde het voordeel getrek uit die normale vordering van 'n kragtige navorsingsgebied en het, net soos die res van die sterrekunde, 'n groot stoot gekry van die opening van voorheen ontoeganklike elektromagnetiese spektrale streke tot roetine-astronomiese waarnemings.

108 Leeus. Dit was 'n primêre faktor in die vestiging van W en 'n groot deel van die IR-sterrekunde as die belangrikste vertakkings van die Galaktiese navorsingspoging. Terselfdertyd het die ontwikkeling van x-straal-, gammastraal- en meer gesofistikeerde radiowaarnemingstegnieke, plus verbeterings in die instrumentasie in die tradisionele optiese streek, die gebiede van klassieke Galaktiese studies laat herleef. Ten slotte het groot impakte op die waarnemingspoging gekom as gevolg van nuwe teoretiese insigte. Vanweë die groot breedte van wat ons as Galaktiese sterrekunde beskou, is dit nie haalbaar om 'n omvattende oorsig van die veld te gee nie. In plaas daarvan sluit ons 'n verteenwoordigende voorbeeld van navorsingsprogramme in. a. Interstellêre medium-klank-raketdeteksies van interstellêre H2 en CO is opgevolg deur baie meer gedetailleerde metings met die Copernicus-satelliet, wat ook die eerste waarnemings van baie ander interstellêre absorpsielyne gemaak het, soos dié van D, HO en O VI. Verdere analise van waarnemings rondom die astronomiese sterrewag-2 (OAO-2) en die nuwe waarnemings deur OAO-3, het getoon dat die verspreiding van atoomwaterstof in die plaaslike gebied van die Melkweg baie onhomogeen is, met streke met 'n baie lae digtheid. in die sonbuurt wat in sekere rigtings tot groot afstande strek. Dit is ook bevestig deur 'n eksperiment op die Apollo-Soyuz-sending van 1975, wat die eerste opsporing van warm sterre in die uiterste ultraviolet (onder 912 A) golflengte bereik het. OAO-2 en Copernicus-waarnemings van interstellêre stofuitwissing het die absorberende eienskappe van die stof in die W-streek en die variasie daarvan in verskillende gebiede van die ruimte ondersoek. Ver-W-fotometrie en beeldmateriaal van stofweerkaatsingsnevel en die diffuse Galaktiese agtergrondstraling het aan die lig gebring dat interstellêre stof baie doeltreffend is om W-sterlig te versprei. Die opsporing van O VI as 'n alomteenwoordige komponent van die interstellêre ruimte het 'n teoretiese rewolusie begin: ou modelle het plek gemaak vir nuwe. Ons glo nou dat die grootste deel van die interstellêre ruimte gevul is met miljoen grade gas in plaas van koel gas by 'n temperatuur van minder as 104 K. Sterre winde en supernovas word nou vermoedelik 'n belangrike energiebron wat feitlik alle gas beïnvloed, nie net in die omgewing van hierdie voorwerpe. Die studie van dominante ioniseringsfases van die eerste 30 elemente het die idee bevestig dat sommige swaar elemente gemiddeld in die ruimte uitgeput is, waarskynlik deur in stofkorrels gebind te wees. Die omvang van die uitputting is hoe-

109 ooit, baie groot (tot 103) van streek tot streek en van wolk tot wolk.Die teorie van graanvernietiging in skokgolwe verklaar hierdie resultaat waarskynlik, maar gedetailleerde oorvloedstudies het nog nie 'n unieke korrelvormingsmeganisme geïsoleer nie. Die belangrikste komponent van die korrels, wat waarskynlik C, N. of O is, is nie empiries geïdentifiseer nie. Teorieë oor die vorming van molekules is uitgesorteer met die opsporing van H2 en HD. Ten minste vir diffuse wolke kan reaksies tussen ladings en ionmolekules die meeste waarnemings verklaar, in teenstelling met die vorming van stofkorrels. Die vorming van H2 self is bevestig dat dit op korrels voorkom, en die algemene teorie stem ooreen met waarnemings van die verhouding H2 tot totale waterstof oor 'n faktor van 107 Studies van ligelemente (Li, B. en Be) en isotope (byvoorbeeld, D) gehelp om ouer idees oor die oorsprong van hierdie elemente, wat vernietig word as gas deur sterre verwerk word, te bevestig. Die onverwags groot hoeveelheid D dui daarop dat dit oorspronklik van oorsprong is en dat die digtheid van die ontploffing waarin D geskep is redelik laag was, wat daarop dui dat 'n oop heelal sou wees as die standaardtydperke en eenvoudige teorieë van die Heelal korrek is. Gegewens oor interstellêre B. Be en Li stem ooreen met hul formasie in situ deur reaksies tussen C-, N.- en O-atome en. . kosmiese strale. Teen die einde van die dekade het waarnemings met baie resolusie-resolusies met behulp van Michelson-tegnieke toegelaat dat die opsporing van hiperfynstruktuur in Na I. Dit is lank gesoek na resultate impliseer dat interne bewegings in 'n paar wolke byna termies is as wat voorheen was voorheen gedink. In samehang met nuwe wêreldmodelle van die interstellêre medium, dui hierdie resultaat daarop dat interstellêre wolke 'n kompleks van koue, rustige streke en uitbreidende, verdampende oppervlaktes is, wat uit alle rigtings deur skokgolwe, soms met redelike hoë snelhede, belemmer word. Direkte waarnemings is gedoen van die sterre, geïoniseerde gas, stof en waarskynlik die nie-termiese komponente van die Galaktiese middestad. Binne 'n komplekse struktuur met skaalgroottes tot minder as 1 parsek, bestaan ​​daar ingewikkelde bewegings en willekeurige bewegings tot 300 km / sek. Hierdie data is geïnterpreteer as 'n aanduiding van voortgesette stervorming en miskien selfs vir die teenwoordigheid van 'n massiewe swart gat. Die digte interstellêre wolke waarbinne sterformasie voorkom, omhul die stergeboorteproses in die optiese spektrale gebied, maar nie in die IR nie. Groot molekule-

110 wolke word as ligte, lae-temperatuur-bronne waargeneem, maar die energieproduksieproses bly onseker. In latere stadiums word gevind dat protostars oorvloedige hoeveelhede IR-straling uitstraal, maar daar ontbreek nog gedetailleerde kennis van die struktuur en evolusie van die protostar. Die ontdekking van vibrasie-emissie van waterstofmolekules by 'n temperatuur van meer as 1000 K, naby die kern van die Orion Molekulêre Wolk, lewer bewys dat energieke dinamiese verskynsels met jong sterre geassosieer word. Daaropvolgende IR-waarnemings met 'n hoë spektrale resolusie van CO, H2 en geïoniseerde gas laat weinig twyfel dat 'n skokfront vanaf 'n sentrale bron beweeg met 'n snelheid van 30 tot 50 km / s en is in 'n radius van ongeveer 1017 cm. Millimeter waarnemings van die breë CO-uitstoot dui ook aan dat die totale betrokke energie op meer as 1047 ergs geskat word. Dus vind 'n evolusieproses plaas op 'n tydskaal van ongeveer 1000-3000 jaar binne die molekulêre wolk. Die waarneming van dinamiese gebeure wat verband hou met jong sterre is 'n opwindende navorsingsgebied waarin vinnige vooruitgang nou moontlik is. Toekomstige waarnemings wat nuwe tegnieke ten volle benut, kan waarnemings lewer van protostellêre ineenstorting, wat ondanks baie inspanning nog nie waargeneem is nie. - Dit is ook 'n belangrike navorsingsgebied, veral nodig vir vergelyking met teorieë oor stervorming, wat meer waarnemingsleiding benodig. Meer en beter gegewens word nou verkry vir die verspreiding van elemente in H II-streke wat aantoon dat die Melkweg, soos ander spiraalvormige sterrestelsels, waarskynlik 'n radiale gradiënt sal hê in die oorvloed van gewone elemente soos C, NO en S. Waarnemings van planetêre newels dui op 'n soortgelyke tendens, wat aandui dat die mate waarin materie binne die Melkweg verwerk is, stelselmatig gewissel het met die posisie in 'n groot deel van die Melkweg- en # 039-geskiedenis. Die oorsprong van die oorvloedgradiënt word nie volledig verstaan ​​nie, maar dit kan die gevolg wees van die meer gereelde verwerking van materie deur spiraalarm-geïnduseerde stervorming by kleiner radiusse.

b. Sterrekundige astronomie Die Copernicus- en IUE-ruimtetuie het die W-spektrale streek vir die eerste keer oopgestel vir die kragtige tegnieke van hoë-resolusie-spektroskopie. As gevolg van uitgebreide opnames deur hierdie ruimtetuie, besef ons nou dat sterwinde 'n alomteenwoordige verskynsel is onder

111 sterre en dat die massaverlieskoerse tot 109 keer dié van die son wissel. Dit blyk nou dat hoë massa-verlieskoerse algemeen voorkom onder sterre sowel as baie jong kleintjies. Die onlangse ontdekking van groot massaverlieskoerse, soos afgelei uit W-resonansielyne met P Cygni-tipe emissieprofiele, het groot implikasies vir die evolusie van hierdie sterre, vir die dinamika van hul interstellêre omgewing en vir die verspreiding in die Melkweg van chemiese elemente wat in sterre geproduseer word. Die strewe om die versnellingsmeganismes en gevolge van hierdie sterk sterwinde te verstaan, het een van die mees aktiewe en opwindendste aspekte van astrofisika geword. Sirkelstellêre skulpe, sterk IR-uitstralers in die 2-20-nm-streek, is in beide jong en ou sterretipes ontdek. Die gedetailleerde ruimtelike en spektroskopiese studies van hierdie koeverte lewer baie ekstra inligting oor die evolusie van sterre en oor hul interaksie met die interstellêre medium. Ultraviolette spektra van Copernicus en IUE, röntgenwaarnemings van die hoë-energie-astronomiese observatoriums (HEAD) en satellietoptiese studies het getoon dat verskynsels wat voorheen hoofsaaklik op die son bestudeer is, soos chromosfere, koronas en fakkels. , kom ook in 'n baie wye verskeidenheid sterre voor. Chromosfere kom byvoorbeeld voor in feitlik alle sterre wat koeler is as vroeë F., maar die chromosferiese verhittingstempo wissel vir verskillende sterre van dieselfde soort. Waarnemings van die Einstein- en IUE-satellietwaarnemings het getoon dat in werklikheid alle sterre, met die waarskynlike uitsondering van koel reuse en superreuse, warm kroonblare het. Die ongeveer drie-orde-grootte-verspreiding in die röntgenoppervlakvloei by elke spektraaltipe en die bestaan ​​van koronas in OB-sterre elimineer die langdurige idee dat koronas deur konnektief gegenereerde akoestiese golwe verhit word. In plaas daarvan word dit waarskynlik beskou deur verwarming deur onstuimige magnetiese velde wat deur dynamo gegenereer word, of deur middel van magnetohydrodinamiese golfprosesse of deur velduitwissing. 'N Groot teoretiese poging om hierdie verwarmingsprosesse te begryp, is nou aan die gang, gelei deur diepgaande studies van die ruimtelik opgeloste sonkorona. Ook fakkels met energie tot 5 ordes hoër as dié van groot sonfakkels word nou in beide dMe- en RS CVn-tipe nabye binêre stelsels bestudeer. Hierdie verskynsels openbaar die deurlopende rol wat magnetiese velde in die buitenste atmosfeer van sterre speel, soos voorheen bekend vir die son. Hulle wys ook op die kritieke behoefte om te meet

112 magneetvelde direk in baie sterre, wat nou haalbaar is, en om die sterk rotasiesnelheid van die dinamo-prosesse akkuraat te meet. my belangrikste rol van stofkorrels in die buitenste atmosfeer van sterre word nou erken, en toestande wat stofvorming bevorder, word afgelei van die termiese emissie-eienskappe van stofdoppe. Stof is 'n integrale deel van 'n wye verskeidenheid omliggende omgewings, wat byvoorbeeld koel reuse en superreuse, novae en Wolf-Rayet-sterre insluit. In die meeste gevalle lyk dit asof die stof in 'n massa-uitvloeiing gevorm het, en die infrarooi-eienskappe kan dus inligting verskaf oor sterre-massaverlies. Die chemiese samestelling van stof in sirkelsterre-skulpe is gedeeltelik geopenbaar deur die ontdekking van die IR-silikaatemissie-funksie. Verder is daar voorstelle dat die stof in sommige sterre, soos novae, hoofsaaklik in die vorm van grafiet kan voorkom. Vreemd genoeg is die silika-emissie-eienskappe van stof wat in komete ingebed is, soortgelyk aan dié van stof wat in die winde van sterwende sterre gevorm word. Hoë-verspreiding spektroskopie van flouer sterre is die gevolg van die implementering van beter detektors op bestaande koedespektrograwe en die konstruksie van echelle vir gebruik in die Cassegrain-fokus. 'N Verskeidenheid metaalarm sterre is onderwerp aan gedetailleerde oorvloedstudies. m het onontdekte patrone in oorvloedverhoudings as 'n funksie van algehele metallisiteit, wat verband hou met die oorsprong van swaar elemente in die vroeë Melkweg deur die teorie van sterre nukleosintese. Globale trosse is van wesenlike waarde vir die bestudering van Galaktiese sterrekunde as gevolg van die relatiewe eenvoud van hul struktuur en dinamika, die uiterste karakter van hul sterrepopulasie en die inligting wat hulle verskaf oor die dinamiese en chemiese evolusie van die Melkweg. Dit blyk nou dat daar groot variasies is tussen ouderdom en chemiese samestelling onder die bolvormige groepe. Hierdie resultate sal 'n belangrike rol speel in toekomstige pogings om die evolusie van die Melkweg te rekonstrueer. Dit is al voldoende om aan te toon dat die postulaat van 'n aanvanklike vinnige ineenstorting van die stralekrans 'n oorvereenvoudiging is van die prosesse wat tydens die vorming van die Melkweg moes plaasvind. Die ontdekking gedurende die 1970 en # 039's van x-straalbronne in bolvormige trosse is veral opwindend vanweë die moontlikheid dat hul teenwoordigheid die bestaan ​​van massiewe voorwerpe (soos swart gate) in die kern van trosse aandui. Op die minste hierdie x-straalbronne

113 moet verteenwoordigend wees van laat stadiums van sterre-evolusie. Nuwe klasse sterre word nou herken aan die hand van hul IR-eienskappe. Sommige is nuwe aspekte van bekende soorte voorwerpe. Vir baie verbygaande sterre, soos Eta Carinae, dui die optiese vloed nie noodwendig die ware helderheid aan nie, aangesien 'n groot fraksie dikwels deur sirkelvormige stof in IR-straling omgeskakel word. Ander voorbeelde van ongewone voorwerpe is die IR-uitstralers soos CRL 2688 en die klasse sterre wat heeltemal in die optiese omvang verduister word, waarskynlik die resultaat van 'n opties dik stofomhulsel. In die afgelope dekade is groot vordering gemaak met die waarneming en teoretiese begrip van die laat stadiums van sterre-evolusie en die gedetailleerde begrip van ineengestorte voorwerpe. Die studie van eweknieë van x-straalbronne met optiese spektroskopie op die grond en die IUE-satelliet het baie noue binêre stelsels aan die lig gebring, wat dikwels kompakte voorwerpe, hoë magnetiese velde, aanwasplate, gasstrome en stralingsemissie insluit. Aansienlike verbeterings in ons teoretiese begrip is behaal in die verwante probleme van die toestandvergelyking met baie hoë digthede, die teorie van swart gate, die oorsake van nova-uitbarstings, die toeligting van heliumverbrandingsfases van sterre evolusie, en die teorie van sterpulsasie. Die bewys van die bestaan ​​van neutronsterre is een van die belangrikste astrofisiese deurbrake van die 1970 & # 039's. Hierdie voorwerpe het massas wat vergelykbaar is met die son en # 039's, maar met 'n gemiddelde digtheid van meer as 1014 keer die normale materie. Harde x-straal spektrale waarnemings impliseer dat magnetiese velde wat verband hou met neutronsterre so hoog as 1012 gauss kan wees. Die eerste neutronsterre is as radio-pulsars ontdek, waarvan een blyk te wees in 'n binêre stelsel. Vier, insluitend die Crab- en Vela-pulsars, is daarna met gammastraalenergie opgespoor. 'N Tweede groep neutronsterre is ontdek as pulserende x-straalbronne. Dit lyk asof al hierdie lede deel is van noue binêre stelsels, waarin die x-straalemissie lyk na 'n magnetiese neutronster. Uit al hierdie merkwaardige eienskappe blyk dit dat neutronsterre 'n unieke toetsgrond bied vir ons begrip van die fundamentele natuurwette. Daar is ook aansienlike vooruitgang in die begrip - gevolg van massa-oordrag

_ ing kataklismiese veranderlikes en soortgelyke stelsels gedurende die afgelope paar jaar, en baie vrae oor hierdie stelsels blyk nou op die drempel van oplossing te wees. Daar

114 is bewyse dat nova-uitbarstings termonukleêre ontploffings is, terwyl uitbarstings van dwerg-nova blyk te wees as gevolg van kernreaksies wat veroorsaak word deur aanwasgebeurtenisse. Verdere teoretiese studies in kombinasie met W-fotometrie en elementêre oorvloedmetings kan hierdie modelle binne die volgende paar jaar deeglik vestig. 2. Ekstragalaktiese sterrekunde a. Sterrestelsels en trosse van sterrestelsels Die voltooiing van verskeie 4-m-teleskope, tesame met groot vooruitgang in die detektortegnologie gedurende die afgelope dekade, het gelei tot 'n virtuele rewolusie in ons ontleding van die grootskaalse massaverspreiding in die heelal versterkte getuienis ten gunste van 'n dominante, nie-lugtige komponent van kosmiese materie. Waarnemings dui daarop dat die totale massaverspreiding van gewone spiraalvormige stelsels veel verder strek as die opties sigbare skywe. Ten minste 'n fraksie van die nie-ligte materie in die Universiteit is geleë in die buitenste streke van individuele sterrestelsels self. Optiese soektogte vir hierdie aangeleentheid was onoortuigend, en bevestig slegs dat die helderheid daarvan per massa-eenheid baie laer is as dié van konvensionele sterrestowwe. 'N Merkwaardige ontwikkeling is die onlangse ontdekking dat die rotasiekurwe van feitlik alle spiraalvormige sterrestelsels tot die limiet van waarneembare emissie plat bly. Geen sterrestelsels vertoon sterre snelhede op groot kernafstande nie, soos verwag kan word met sentraal gekondenseerde voorwerpe. Hierdie resultaat impliseer dat beduidende massa op groot kernafstande geleë is, sodat die totale grootte en massa van spiraalvormige sterrestelsels veel groter is as wat voorheen gedink is. Omdat die meeste materiaal in die buitenste gebied ongesiens is, is die fisiese eienskappe van die materiaal grotendeels onbekend. Die moontlikheid dat die ongemerkte massa gas is, kan uitgesluit word, maar daar is steeds geen bewyse vir groot getalle dowwe M-dwerge in die stralekrans nie. Uitdagende dinamiese probleme moet oorkom word voordat die versteurde aard van die buitenste dele van die Galaktiese skyf begryp word. Baie eksterne sterrestelsels het dieselfde nie-planêre buitenste struktuur. Alhoewel die dinamika van galaktiese ontmoetings sommige skeefgetalle kan verklaar, word dit ook waargeneem in geïsoleerde sterrestelsels sonder duidelike metgesel. Probleme met die behoud van die skering teen verspreidingseffekte is veral raaiselagtig vir teoretici.

115 Die molekules CO en HCN is vir die eerste keer in eksterne sterrestelsels gedurende die 1970 & # 039's ontdek. In die Melkweg het CO-studies 'n belangrike rol gespeel in die bepaling van plekke vir aktiewe stervorming. CO-kaarte met 'n hoë resolusie van sterrestelsels van 'n wye verskeidenheid Hubble-soorte kan 'n goeie toets van stervormingsteorieë in ander sterrestelsels lewer. Oor dekades van nou sal die 1970's en # 039's onthou word as 'n tydperk toe die volle kompleksiteit van die sterrestelsel-evolusie vir die eerste keer gesien is. dat sterrestelsels, selfs na die vorming, nie die geïsoleerde eiland-heelalle is wat Hubble in die vooruitsig gestel het nie. Inteendeel, sterrestelsels verkeer op 'n komplekse manier met mekaar en met hul omgewing. Sommige bizarre sterrestelsels word nou verstaan ​​as twee sterrestelsels wat in botsing is, of sterrestelsels wat mekaar gety verdraai. Binne trosse kan sentrale massiewe sterrestelsels groei deur samesmeltings of ten koste van die stralekranssterre in minder massiewe bure. Die groottes van die groot trosse en die omvang van die gate tussen die trosse is groter as wat baie in 1970 sou dink. Daar is nou 'n besef b. Kwasars Die lang legkaart oor die aard van die rooi verskuiwings van die kwasi-sterre voorwerpe is nou naby aan oplossing. Groepe sterrestelsels is gevind rondom 'n aantal kwasars met lae rooi verskuiwing. Hierdie QSO & # 039's het dieselfde rooi verskuiwing as die omliggende sterrestelsels. Verder lyk dit asof sommige voorwerpe wat na verwagting met die kwasars verband hou, kerne van sterrestelsels is, weer met dieselfde rooi verskuiwing as die sterrestelsel. Hierdie ontdekkings ondersteun die hipotese dat die rooi verskuiwings van ten minste sommige kwasars kosmologies is. Dit lyk asof kwasars regtig baie ver is, met 'n enorme helderheid. Helderheidsvariasies op kort tydskale dui aan dat die sentrale energiebron uiters klein is - vergelykbaar in grootte met ons eie sonnestelsel. Studies van sowel opties geselekteerde as radiokwasars het getoon dat kwasars in die verlede baie meer en moontlik meer helder was. 'N Afname in bespeurde kwasars begin egter met 'n rooi verskuiwing van 3,5. Beperkings wat op die röntgenagtergrond op verafgeleë kwasare gestel word, dui daarop dat hierdie skynbare afname in getalle werklik is en dat die toename in kwasargetalle nie verder as z gaan duur nie. 3. Baie onlangse studies het voorgestel dat die geheimsinnige kwasarabsorpsielyne verskeie oorspronge het. Sommige ontstaan ​​blykbaar in die kwasar, ander in 'n omliggende sterrestelsel,

116 sommige in ingrypende sterrestelsels, en sommige miskien in intergalaktiese wolke. Hierdie wolke bied dus 'n unieke sonde van gasdigthede en oorvloed onder 'n wye verskeidenheid toestande teen baie groot rooi verskuiwings. Dit is moontlik om die spektrums van hoë-rooi-skuifkwasars tot onder die Lyman-limiet op 912 L. van die grond af te bestudeer. Gedurende die 1970's en # 039's het dit moontlik geword om soortgelyke studies te maak van die baie nader gewone en eienaardige sterrestelsels en lae-rooi -skuif kwasars. Eers deur middel van OAO-B, en later in meer besonderhede met behulp van IUE, is gevind dat tussen 1200 en 2000

die spektrum van gewone sterrestelsels word oorheers deur spektra van warm sterre. Hierdie sterre gee leidrade vir die evolusiegeskiedenis van die sterrestelsels. Vuurpyl- en IUE-waarnemings van Seyfert-sterrestelsels het getoon dat die emissielyne in die W-streek baie verskillende intensiteite het as wat eenvoudige teorieë voorspel. Die IUE-waarnemings ondersteun die idee dat interstellêre stof in sommige van hierdie voorwerpe 'n belangrike rol speel. In ander Seyferts is daar, net soos in kwasare, min of geen bewyse vir stof nie, alhoewel die lynintensiteite eienaardig is. IUE-waarnemings van die lae-rooi-verskuiwingskwasar 3C273 toon dat absorpsielyne afwesig is, wat die siening ondersteun dat die meeste absorpsielyne wat in groot-rooi-verskuiwingskwasars gesien word, geproduseer word deur ingrypende sterrestelsels en gaswolke. Onder die vele moontlike modelle vir kwasars en aktiewe galaktiese kerne, is die aanwas van materiaal in swart gate met massas tussen 106 en 101 ° sonmassas die waarskynlikste. Ongeag of hierdie spesifieke model uiteindelik korrek blyk te wees, daar is egter 'n belangriker gevolgtrekking. Ondanks die enorme energie wat betrokke is by sommige uitbarstings wat in kwasars en aktiewe sterrestelsels waargeneem word, is daar geen sterk teoretiese rede om die kosmologiese aard van die waargenome rooi verskuiwings te betwyfel of om te glo dat & quotnew physics & quot nodig is om hierdie voorwerpe te verstaan ​​nie.Tog is die raaisel wat hul energiek bied, een van die uitdagendste in die hedendaagse sterrekunde. c. Kosmologie Onlangse navorsing in die kosmologie is oorheers deur die impak van die ontdekking van die kosmiese mikrogolfgrondstraling in 1965. Die meeste sterrekundiges aanvaar hierdie 3 K-bestraling as 'n oorblyfsel van die oervuur ​​wat in die oerknal geskep is. Gedurende die 1970's en # 039's is die swartliggaam van die mikrogolfstraling gewoonlik bevestig,

117 alhoewel tergende klein afwykings van 'n swartliggaamkurwe moontlik op lang en kort golflengtes opgespoor is. Hierdie afwykings is belangrik omdat dit die gedetailleerde vroeë termiese geskiedenis van die Heelal opspoor. 'N Anisotropie in die agtergrond as gevolg van die Aarde & # 039s-beweging is blykbaar opgespoor en die hoeveelheid was verbasend groot, naby 600 km / sek. Dit impliseer dat die aanwesigheid van die Maagd-superkluster voldoende is om die uitbreiding in die omgewing van die Melkweg te vertraag. Wat die agtergrondstraling betref, het die Galaxy en die Local Group 'n snelheid van ongeveer 400 km / sewe na die middel van die Maagd-superkluster. Die kleinskaalse anisotropie van die agtergrondstraling is minder as 104 op 'n hoekskaal van 10 boogmin. Die grootte van die Hubble-konstante Ho, wat die huidige uitbreidingstempo van die heelal meet, bly 'n bron van kontroversie, en die huidige aanvaarde waarde is waarskynlik onseker met 'n faktor 2. Die waarde toegeken aan Hb beïnvloed die veronderstelde luminos - ities, groottes en digthede van feitlik alle ekstragal-aktiese voorwerpe, dit stel ook 'n boonste limiet vir die ouderdom van die heelal en groeperingstydskale vir sterrestelsels. Klassieke prosedures en nuwe tegnieke wat nou gebruik word om Ho uit kosmologiese waarnemings te evalueer, sal ons hoop lei tot 'n enkele waarde van hoë akkuraatheid. Klassieke kosmologiese toetse is gestoot na 'n groter terugskouingstyd, terwyl die rooi-skuif-grootte-verhouding vir sterrestelsels nou tot rooi verskuiwings van eenheid strek. Ons toenemende begrip van sterrestelsels maak dit egter duidelik dat sulke toetse sensitiewer is vir die evolusie van sterrestelsels as vir die grootskaalse struktuur van die heelal. Teen die einde van die dekade is gevind dat daar 'n sterk korrelasie is tussen die kontinuumintensiteit van QSO-spektra en die sterkte van die C IV-lyn. Dit bied 'n tegniek vir die kalibrering van die intrinsieke helderheid van kwasars. Die kombinasie van grondwaarnemings van hoë-rooi-skuif-kwasars met ruimte-waarnemings van lae-rooi-verskuiwing-kwasare kan in beginsel 'n vaste waarde vir die vertraagingsparameter lewer. Omdat die onderliggende oorsaak van die korrelasie egter nie verstaan ​​word nie, is dit moontlik dat evolusie-effekte 'n groot vervorming van die Hubble-diagram kan veroorsaak en die afgeleide waarde van go kan skeef. Ons kan dus nog nie verklaar of die heelal oop of geslote is nie.

118 3. Astronomie van die son Magnetiese sonkrag Hale & # 039 se vroeë ondersoeke van sonmagnetiese velde onderskei tussen sterk, sonvlekverwante magnetiese velde en 'n swak, algemene magnetiese veld van die orde van 1 gauss in sterkte. Gedurende die afgelope dekade het 'n hoë resolusie magnetografie en gesofistikeerde waarnemingstegnieke 'n rewolusie vir ons konsep van die magnetiese sonstruktuur in die son gehad. Ons glo nou dat feitlik alle sonmagnetiese velde in gebiede met 'n baie hoë veldsterkte (1500 gauss) voorkom. Die 1-gauss algemene magnetiese veld wat deur Hale waargeneem is, was die resultaat van die klein vulfaktor van die hoëveld magnetiese elemente. Die ware grootte van hierdie magnetiese elemente is onbekend, aangesien dit te klein is om selfs die beste magnetografieë op die grond op te los. Daar is teoretiese pogings om die oorsprong en stabiliteit van hierdie buise met magnetiese vloed te verduidelik. Die bestudering van magnetiese sonvektormagnetiese velde, ruimtelik opgelos en met ongekende sensitiwiteit, sal die hoofdoel van die SOT op die Ruimtependeltuig wees, wat ontwerp is om die ruimtelike resolusie van 0.1 boogsek te bereik. b. Koronale gate en die sonwind l Een van die opvallende ontdekkings in die sonfisika gedurende die afgelope dekade was die erkenning dat die sogenaamde son M-streke wat verantwoordelik is vir die geomagnetiese storms nie saamval met streke met sonaktiwiteit nie, maar inteendeel, met uiters onaktiewe streke op die son. Terwyl die magnetiese velde in die sonaktiewe streke met 'n hoë magnetiese vloed gesluit is, & quot, is die velde in die lae-magnetiese vloed sonpolêre streke en in sommige ander nie-aktiewe streke op die son & quotopen, en strek dit uitwaarts weg van die son af Aarde en die ander planete. Om redes wat nog nie heeltemal verstaan ​​word nie, kom die hoëspoedkomponent van die sonwind (wat ongeveer 1000 km uitbrei) sy oorsprong in hierdie oop magnetiese veldstreke in die sonkrag, wat koronale plasma met 'n laer digtheid en maklike sigbaarheid hiervan tot gevolg het. sogenaamde & quotcoronal gate & quot as donker streke in sonstraalfoto's. Aangesien koronale gate nie die differensiële rotasie deel met die sonbreedte wat in die sonfotosfeer gesien word nie, maar eerder solied draai, word dit vermoedelik in die sonkrag veranker. Die energiebalans in koronale gate verskil fundamenteel van dié in aktiewe streke, want koronasie-wind-uitbreiding is die dominante afkoelingsmeganisme in gate, terwyl stralingsverliese en termiese geleiding oorheers in aktiewe streke. Die deurdringende


Teoretiese, eksperimentele en numeriese tegnieke

1.2 SKOKGOLWE: DEFINISIE EN OMVANG

Skokgolwe 2 is meganiese golwe van eindige amplitudes en ontstaan ​​wanneer materie vinnig onderdruk word. In vergelyking met akoestiese golwe, wat golwe van baie klein, amper oneindige minimale amplitudes is, kan skokgolwe gekenmerk word deur vier ongewone eienskappe: (i) 'n drukafhanklike, supersoniese voortplantingsnelheid (ii) die vorming van 'n steil golffront met abrupte verandering van alle termodinamiese groothede (iii) vir nie-planêre skokgolwe, 'n sterk afname in die voortplantingsnelheid met toenemende afstand vanaf die middelpunt van oorsprong en (iv) nie-lineêre superposisie (weerkaatsing en interaksie) eienskappe.

Skokgolf-effekte is waargeneem in al vier toestande van materie en ook in media wat uit verskeie fases bestaan. Dit word nou algemeen erken dat skokgolwe 'n dominante rol speel in die meeste meganiese hoë tempo-verskynsels. Skokgolwe kan veelvuldige meetkunde aanneem en bestaan ​​in alle verhoudings, wat wissel van die mikroskopiese regime tot die kosmiese dimensies. Dit het gelei tot 'n stortvloed van nuwe skokgolf-verwante velde in fisika, chemie, materiaalwetenskap, ingenieurswese, militêre tegnologie, medisyne, ens. Nog voor die Eerste Wêreldoorlog was daar nuwe dissiplines besig om tot stand te kom, soos supersonika , kavitasie, ontploffing, ontploffingstegniek en ontploffings onder water. In die periode tussen die twee wêreldoorloë is hierdie dissiplines verder uitgebrei na gasdinamika, seismologie, hoëspoedverbranding, plasmafisika, chemiese kinetika, termochemie, aeroballistiek, nie-lineêre akoestiek, transoniese vloei, ens. Die grootste uitbreiding van die skokgolffisika het beslis plaasgevind tydens en na die Tweede Wêreldoorlog, wat sulke dissiplines geskep het soos hipersoniese aerodinamika, kernontploffings, detonika, ontploffende drade, seldsame gasdinamika, superaerodinamika, aerotermodinamika, magnetiese vloeistofdinamika, kosmiese gasdinamika, herinvoer, laser-ondersteunde ontploffing, implosies, impak fisika, breuk meganika, hoë tempo materiaal dinamika, skok sintese, laser samesmelting, skok litotripsie en plofbare werking. Omdat die literatuur in baie vakgebiede versprei is, het dit selfs vir die spesialis taamlik moeilik geword om 'n oorsig te kry oor die huidige stand van die werk. Daarbenewens word baie ondersoeke oor skokgolwe en ontploffing geklassifiseer of gepubliseer as maatskappy- of instituutverslae en nie in die katalogusse van openbare biblioteke gelys nie.

Hierdie enorme verskeidenheid skokgolf-verwante dissiplines het ook gelei tot 'n magdom nuwe tegniese terme wat kommunikasie tussen skokwetenskaplikes bemoeilik as tydens die baanbrekerswerk van 'goeie ou dae' van legendariese alledaagse kennis. Moderne aërodinamici is byvoorbeeld gewoond daaraan om met gasse te werk en te dink in terme van gemiddelde vrye padlengtes, viskositeitseffekte, grens- en skoklae, wortel, glystrome, Mach- en Reynolds-getalle, ens., Kan deesdae skaars kommunikeer met vaste toestand skok. natuurkundiges wat skokgolwe behandel in terme van die elastiese limiet van Huginiot, elastiese voorloper, plastiese golf, spallasie, traliedruk, skok polymorfisme, ens. 'n gemeenskaplike wortel en is gebaseer op die magtige meganiese beginsel van botsing (perkussie, impak), wat ook die grondslag geword het van so 'n vooraanstaande wetenskapsvelde soos plasmafisika en deeltjiefisika.

Die Chronologie in Afdeling 1.8, wat die historiese evolusie van skokgolffisika in terme van mylpale toelig, beklemtoon die fenomenologiese aspekte. In tabelvorm word die bydraer en motivering van sy navorsing gespesifiseer, word die vorige werk en kruisverbintenisse met soortgelyke studies elders bekend gemaak, en word kommentaar gelewer oor die prestasies onder die huidige standpunt. Hierdie taamlik ensiklopediese benadering is beslis arbitrêr en is beïnvloed deur die jare van die outeur om 'n verskeidenheid skokgolfverskynsels in alle toestande te diagnoseer. Daar word gehoop dat hierdie vorm van aanbieding van historiese mylpale 'n beter oorsig kan bied as 'n lang verhaalbeskrywing aan die histories geïnteresseerde leser.

As gevolg van ruimtebeperkings laat die chronologie die begin van perkussie-ondersoek weg en begin dit eers in 1759. Dit was blykbaar die jaar van die vroegste gepubliseerde verwysing oor die weerspieëling van die moontlike eienskappe van skokgolwe, wat toe deur Euler beskou is as golwe met 'steurings' van groot grootte. ” Die chronologie eindig in 1945 as gevolg van die omvang van skokgolfverwante navorsing wat sedertdien plaasgevind het. In die volgende hoofstukke van hierdie Handboek word meestal verwys na werke wat na 1945 gepubliseer is, en dit komplementeer - hoewel dit in 'n ander styl aangebied word - die Chronology. Diegene wat belangstel in 'n meer uitgebreide chronologie, vind dit in Krehl & # x27s monografie. 3


Is daar voorbeelde van die effek van skokgolwe op chemiese evolusie in interstellêre medium of sirkelvormige medium? - Sterrekunde

Om 'n beter begrip van skokke te verkry, begin ons met 'n vinnige oorsig van klankgolwe. In 'n vloeistofmedium met 'n druk P kan ons 'n versteuring definieer. Gebruik die golfvergelyking

ons sien dat die steuring golwe voortbring wat vinnig beweeg c. Vanuit termodinamika weet ons dat die klanksnelheid verband hou met temperatuur en digtheid

By aardse temperature en druk is die klanksnelheid geneig om 'n fraksie van 'n kilometer per sekonde te wees. In die ruimte kan die temperature egter baie hoog wees en die digtheid baie laag. 'N Tipiese interstellêre klanksnelheid is dus ongeveer 10 km / s.


Skokke begin voorkom in die limiet waar dit nie klein is nie. As ons 'n vloeistof gevulde buis met 'n suier aan die een kant voorstel. Soos die suier in die vloeistof beweeg, begin die vloeistof saampers. Inligting oor hierdie styging in druk versprei vanaf die suier teen die klanksnelheid van die vloeistof. As die suiersnelheid groter is as die klanksnelheid, hou die druk aan om voor die suier te bou, met die drukverloop wat al hoe steiler word. 'N Goeie analogie hieraan is 'n sneeuploeg wat 'n toenemende lang massa sneeu voor hom druk.

Die rand van die drukbult (die skok) beweeg vinnig in die buis af. Ons kan die Mach-nommer definieer as

In die taal van skokfisika kom verskillende machgetalle ooreen met verskillende regimes. Vir M & lt0.3 het ons 'n onkompressiewe vloei. Dit is die limiet waar. 0.3 & ltM & lt0.8 word subsonies genoem. 0.8 & ltM & lt1.5 is transonies terwyl 1.5 & ltM & lt5.0 supersonies is. Enigiets hoër is hipersonies.

Die basiese skok


Om sake te vergemaklik, sal ons skokke vanuit hul eie raamwerk oorweeg. In hierdie foto beweeg ongeskokte materiaal van links in en kom die stilstaande skok teë. Die stel vergelykings wat verband hou met die toestande aan weerskante van hierdie skok, is die Rankine-Hugenoit-vergelykings of sprongtoestande en word gekenmerk deur drie behoue ​​hoeveelhede.

Hierdie toestande kan gemanipuleer word om ons te vertel van die relatiewe toestande voor en na die skok.

As ons aanvaar dat die aanvangstemperatuur nul is, kan die finale temperatuur met die snelheid verband hou met

Draine en McKee het 'n goeie grafiese beskrywing van die omstandighede naby 'n skok.

Ons kan ook praat oor isotermiese skokke wat verskil van adiabatiese skokke wat hierbo bespreek is, omdat die klanksnelheid laer is en die sprongtoestande anders is. Alle lewensskokke is 'n kompromis tussen adiabatiese en isotermiese skokke.

  • Vinnige / stadige skok - min of meer net hoe dit klink.
  • Nie-stralende skok - Die bestraling gesien deur 'n skok hang af van die populasies van atome en molekules in die medium na die skok. As die temperatuur te hoog is, kan hierdie oorgange nie gereeld voorkom nie, dus 'n nie-stralende skok. Dit is ondoeltreffend om af te koel.
  • Stralende voorloper - verhitte en geïoniseerde voorskokmateriaal. Dit is die toename in digtheid en temperatuur wat aan die voorkant van 'n skokfront plaasvind.
  • Vloedvries - lae-temperatuur, lokbotsingsversamelings van ione kan magnetiese velde saamneem. Hierdie effek koppel veld tot massa. Verwant aan Alfven golwe.
  • Botsingslose skok - As die gemiddelde vrye baan van die deeltjies langer is as die skokbreedte, moet op MHD-effekte vertrou word om die skok te dra.
  • Onvolledige / volledige skokke - Jong onontwikkelde skokke wat nie die verwagte spektra toon nie, is afgekap of onvolledig. Hou verband met verkoeltyd.

'N Ander is die soniese oplewing wat ons van hoëprestasievliegtuie hoor. Gestroomlyn soos dit is, werk hierdie masjiene op dieselfde manier as die suier in ons buis en skep 'n skokfront. Die presiese vorm en skeiding van die skokfront en die voorste oppervlaktes van die vliegtuig hang af van die snelheid en die fynhede van die vorm. In die geval van baie sterk skokke, soos dié wat veroorsaak word deur hipersoniese ruimtetuie wat na die aarde terugkeer, kan die skok so sterk wees dat die lug ioniseer. Hierdie deken van ionisasie veroorsaak die beroemde radio-blackout wat ruimtevaarders ervaar.

In kondense stof kan skokgolwe ontstaan ​​tydens aardbewings, meteoriete, atoombomtoetse en ontploffings in mynbou. Daar word vermoed dat skokke in drie fases in streke waar die ideale gaswet regtig nie van toepassing is nie. Eerstens is die sterk skokperiode waar en. Vervolgens is 'n oorgangsperiode waar die sferiese skokgolf in 'n klankgolf omgeskakel word. Laastens is die akoestiese vervalperiode waar en. Daar is teorie dat kraters verwant is aan die radius waarbinne die oorgang van supersoniese na subsoniese plaasvind.

'N Interessante toepassing van skokke in 'n aardse toepassing is dié van ramjet-enjins en ramversnellers. In die geval van 'n ramjet, het die enjin die vorm van 'n eenvoudige buis met 'n kegelvormige bak. Brandstof word voor die enjin in die lugstroom ingespuit. Die kegelvormige liggaam veroorsaak 'n reeks skokgolwe wat die brandstof saamdruk en ontbrand. Die stoot druk dan aan die agterkant van die keël en druk die enjin vorentoe.

'N Ramversneller werk op 'n soortgelyke manier, behalwe dat dit die koniese projektiel is wat binne 'n buis brandstof en oksideer beweeg. Ramversnellers is doeltreffender as konvensionele gasgewere omdat die stoot by die projektiel gehou word in plaas van aan die begin van die loop. Huidige ramversnellers kan snelsnelhede van 4 km / s behaal. Hierdie tegnologie bied 'n belowende navorsingsgebied vir ruimte-lansering.

Benewens klankgolwe, ondersteun magnetohydrodinamiese (MHD) vloeistowwe Alfven- of Magnetosonic-golwe. Aangesien die magnetiese vloed sterk gekoppel is aan swaar ione in die gas, is die situasie baie soos massas aan snare. MHD-skokke is soortgelyk aan die adiabatiese skokke wat hierbo ondersoek is, maar met die toevoeging van 'n magnetiese veldterm en nog 'n behoue ​​hoeveelheid.


Daar is ook talle voorbeelde van kosmiese skokke. Die aarde en ander planete het magnetiese velde. Sonwinddeeltjies (meestal protone en elektrone) van die son kom met snelhede van 400 km / s en kry 'n MHD-skok by die boogskok van die aarde, waarna dit om die aarde se magneetveld vloei. Hierdie sterk stroom deeltjies veroorsaak ook 'n ander skok, die heliopouse waar die sondeeltjies in die interstellêre medium uitstroom. Die son produseer nie soveel heliopousale skok nie. Maar ander, veel groter sterre het digter winde wat baie groter skokke oplewer.

Een wonderlike waarnemingsvoorbeeld van 'n kosmiese skok is die Herbig-Haro-klas voorwerpe. Daar word geglo dat hierdie voorwerpe protostellêre voorwerpe met sterk bipolêre strale is. Die strale is saamgestel uit deeltjies met 'n hoë snelheid wat skokgolwe veroorsaak as dit met interstellêre materiaal in wisselwerking tree. Dit is maar een voorbeeld van skokke wat deur stralers veroorsaak word. Inderdaad, stralers kom in alle groottes voor, van die relatief klein HH-voorwerpe tot dié van aktiewe galaktiese kerne (AGN) wat galaksiese skale vervaardig.

Botsende wolke in die interstellêre ruimte lewer onspektakulêre, maar baie belangrike skokke is gewoonlik net effens supersonies. Nogtans veroorsaak hierdie skokke vermenging van verwerkte en onverwerkte materiaal van sterre en dien dit om die materiaal op te warm. Dit kan ook die katalisator word wat wolke kondenseer voor stervorming.

Die geweldige skokgolwe as gevolg van supernovas hou verband met botsende wolke. Nadat 'n ster ontplof het, gaan die skok deur drie verskillende fases. Eerstens is die vrye uitbreidingsfase waarin die ontploffingsgolf wegbeweeg van die sterrestelsel met 'n konstante snelheid van ongeveer 5000 km / s om materiaal op te vee. Nadat dit 'n massa materiaal opgehoop het wat ongeveer gelyk is aan die massa van die oorspronklike uitwerping (ongeveer 700 jaar), gaan dit die adiabatiese / Sedov-fase binne. In hierdie fase, wat nog 40 000 jaar duur, verkoel die materiaal van uitbreiding. Die skok begin stadig word soos en. Laastens daal die temperatuur laag genoeg om beduidende lynstraling toe te laat om die geskokte materiaal af te koel. Dit is die isotermiese fase en sal duur totdat die skoksnelheid onder die omgewing se klanksnelheid daal - enkele honderdduisend jaar of langer. Gedurende hierdie fase bly die temperatuur konstant op K en.

Hierdie skokgolwe word vir waarnemers skouspelagtig sigbaar gemaak in die vorm van supernova-oorblyfsels. Jong SNR's word gekenmerk deur 'n gladde bolvormige dop warm gas wat na buite uitbrei. Wat ons sien, is 'n ring (die optiese diepte is die hoogste deur die rand van die dop met die langste siglyne). Namate hierdie skulpe uitbrei, afkoel en verouder, begin die Wardle-onstabiliteit 'n belangrike rol speel om die gladde oppervlak in hobbels en rimpels te verdraai. Volumes van verskillende digtheid sal veroorsaak dat die skok teen verskillende snelhede vertraag en ons het 'n gedraaide, geknoopte filamentstruktuur.Die filamente wat gesien word, is waarskynlik net die gedeeltes van die skokfront wat van ons kantlyn gesien word.

Skokke voeg ewekansige snelhede en grootmaatbeweging by die ISM. Dit dra sterk by tot die kinetiese energie en verhitting in die sterrestelsel en is, as u wil, 'n soort bewerking van die kosmiese grond. Verrykte materiaal word versprei uit supernovas en molekules uit wolke. Sonder hierdie soort vermenging sou die lewe op aarde ongetwyfeld nooit ontstaan ​​het nie.

Skokgolwe veroorsaak die skepping en vernietiging van chemiese spesies in die ISM. Deur die kondenserende effekte van 'n swak skok word materiaal dig genoeg om af te koel en molekules te vorm. Ietwat sterker skokke sal sekere soorte ioniseer, wat die ione-neutrale paaie na die vorming van molekules vergemaklik. Hierdie digter materiaal op groter skaal lei ook tot swaartekrag-ineenstorting en stervorming. As u die analogie 'n bietjie verder strek, is dit die aanplant van kosmiese sade.

Sterker skokke, natuurlik breek molekules op en veroorsaak ionisasie en agtergrondstraling oor die hele spektrum (waarvan sommige verdere skade sal veroorsaak). As ons die chemiese evolusie van 'n digte molekulêre wolk opspoor, sien ons dat die huidige toestande ooreenstem met die voorspelling vir 'n ouderdom van ongeveer 100 000 jaar, maar nie verder nie. As die wolk oor daardie tydperk geskok is, sal dit die evolusie herstel sodat ons nooit ouer evolusiestadia sien nie. Dit is die kosmologiese ekwivalent van onkruid en snoei.

Daarom lyk Kosmiese Tuiniers na 'n gepaste titel vir skokke, antropomorf soos dit is. Hulle is gedeeltelik verantwoordelik vir alle fases en skale van ontwikkeling binne die ISM.

Die argumente op die opdraglyn was:
latex2html shock.tex.

Die vertaling is deur Charles Danforth op Vrydag 15 Mei 11:19:40 EDT 1998 begin


Teoretiese, eksperimentele en numeriese tegnieke

'N Skokgolf is 'n oppervlak van diskontinuïteit wat voortplant in 'n gas waarteen digtheid en snelheid skielike veranderinge ervaar. 'N Mens kan jou twee soorte skokgolwe voorstel: (positiewe) kompressieskokke wat voortplant in die rigting waar die digtheid van die gas minimaal is, en (negatiewe) skaarsheidsgolwe wat voortplant in die rigting van maksimum digtheid. 1

Gyözy Zemplén Universiteit van Boedapest 1905


Die vaagste dwergstelsels

Joshua D. Simon
Vol. 57, 2019

Abstrak

Die Melkweg-satellietstelsels met die laagste helderheid (L) verteenwoordig die uiterste onderste grens van die helderheidsfunksie van die sterrestelsel. Hierdie ultra-flou dwerge is die oudste, donkerste materie-oorheersende, metaalarmste en die minste chemies ontwikkelde sterrestelsels. Lees meer

Aanvullende materiale

Figuur 1: Sensus van Melkwegsatellietstelsels as funksie van tyd. Die voorwerpe wat hier getoon word, bevat alle spektroskopies bevestigde dwergstelsels, sowel as dié wat vermoedelik dwerge is gebaseer op l.

Figuur 2: Verspreiding van Melkwegsatelliete in absolute grootte () en halfligstraal. Bevestigde dwerg sterrestelsels word vertoon as donkerblou gevulde sirkels, en voorwerpe wat vermoedelik dwerg gal is.

Figuur 3: Sneldispersies van die siglyn van ultra-flou melkwegsatelliete as 'n funksie van absolute omvang. Metings en onsekerhede word as blou punte met foutbalke getoon, en 90% c.

Figuur 4: (a) Dinamiese massas ultra-flou Melkweg-satelliete as 'n funksie van die helderheid. (b) Massa-tot-lig-verhoudings binne die halfligstraal vir ultra-flou Melkweg-satelliete as 'n funksie.

Figuur 5: Gemiddelde sterrestelsels van Melkwegsatelliete as 'n funksie van absolute grootte. Bevestigde dwerg sterrestelsels word vertoon as donkerblou gevulde sirkels, en voorwerpe wat vermoedelik dwerg is.

Figuur 6: Metallisiteitsverspreidingsfunksie van sterre in ultra-dowwe dwerge. Verwysings vir die metaalsoorte wat hier getoon word, word in die aanvullende tabel 1 gelys. Ons let op dat hierdie data redelik heterogeen is.

Figuur 7: Chemiese oorvloedpatrone van sterre in UFD's. Hier word onderskeidelik (a) [C / Fe], (b) [Mg / Fe] en (c) [Ba / Fe] verhoudings as funksies van metaalagtigheid getoon. UFD-sterre word geteken as gekleurde diamante.

Figuur 8: Opspoorbaarheid van flou sterrestelsels as funksies van afstand, absolute grootte en meetdiepte. Die rooi kurwe toon die helderheid van die 20ste helderste ster in 'n voorwerp as 'n funksie.

Figuur 9: (a) Kleur-grootte-diagram van Segue 1 (fotometrie van Muñoz et al. 2018). Die skaduwee blou en pienk grootte streke dui die benaderde diepte aan wat met die bestaande medium bereik kan word.


Die vaagste dwergstelsels

Joshua D. Simon
Vol. 57, 2019

Abstrak

Die Melkweg-satellietstelsels met die laagste helderheid (L) verteenwoordig die uiterste onderste grens van die helderheidsfunksie van die sterrestelsel. Hierdie ultra-flou dwerge is die oudste, donkerste materie-oorheersende, metaalarmste en die minste chemies ontwikkelde sterrestelsels. Lees meer

Aanvullende materiale

Figuur 1: Sensus van Melkwegsatellietstelsels as funksie van tyd. Die voorwerpe wat hier getoon word, bevat alle spektroskopies bevestigde dwergstelsels, sowel as dié wat vermoedelik dwerge is gebaseer op l.

Figuur 2: Verspreiding van Melkwegsatelliete in absolute grootte () en halfligstraal. Bevestigde dwerg sterrestelsels word vertoon as donkerblou gevulde sirkels, en voorwerpe wat vermoedelik dwerg gal is.

Figuur 3: Sneldispersies van die siglyn van ultra-flou melkwegsatelliete as 'n funksie van absolute omvang. Metings en onsekerhede word as blou punte met foutbalke getoon, en 90% c.

Figuur 4: (a) Dinamiese massas ultra-flou Melkweg-satelliete as 'n funksie van die helderheid. (b) Massa-tot-lig-verhoudings binne die halfligstraal vir ultra-flou Melkweg-satelliete as 'n funksie.

Figuur 5: Gemiddelde sterrestelsels van Melkwegsatelliete as 'n funksie van absolute grootte. Bevestigde dwerg sterrestelsels word vertoon as donkerblou gevulde sirkels, en voorwerpe wat vermoedelik dwerg is.

Figuur 6: Metallisiteitsverspreidingsfunksie van sterre in ultra-dowwe dwerge. Verwysings vir die metaalsoorte wat hier getoon word, word in die aanvullende tabel 1 gelys. Ons let op dat hierdie data redelik heterogeen is.

Figuur 7: Chemiese oorvloedpatrone van sterre in UFD's. Hier word onderskeidelik (a) [C / Fe], (b) [Mg / Fe] en (c) [Ba / Fe] verhoudings as funksies van metaalagtigheid getoon. UFD-sterre word geteken as gekleurde diamante.

Figuur 8: Opspoorbaarheid van flou sterrestelsels as funksies van afstand, absolute grootte en meetdiepte. Die rooi kurwe toon die helderheid van die 20ste helderste ster in 'n voorwerp as 'n funksie.

Figuur 9: (a) Kleur-grootte-diagram van Segue 1 (fotometrie van Muñoz et al. 2018). Die skaduwee blou en pienk grootte streke dui die benaderde diepte aan wat met die bestaande medium bereik kan word.


Inhoud

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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


5 Finale opmerkings en perspektiewe

Astrochemie lyk soos 'n bloeiende navorsingsgebied, met so 'n ongelooflike hoeveelheid artikels wat die afgelope paar jaar gepubliseer is, wat nuwe molekules, nuwe idees en nuwe weë bied vir toekomstige navorsing, sodat ons in ons aanbieding moes besluit. Ons belangstelling in radiosterrekunde en veral die moontlikhede van die ALMA-interferometer het moontlik 'n invloed gehad. Die meeste outeurs van die huidige artikel is direk of indirek betrokke by die LLAMA Argentynse & # x02013Braziliaanse projek om 'n 12 & # x000a0m sub-mm radioteleskoop in die Andes te konstrueer (Figuur 10), op 'n hoogte van 4800 & # x000a0m. Die eerste lig sal in 2022 plaasvind, en die eerste twee ontvangers sal in band 5 (163 & # x02013211 & # x000a0GHz) en band 9 (602 & # x02013720 & # x000a0GHz) & # x02014ALMA-bande werk. Die afgekoelde ontvangers staan ​​gereed en wag in die NOVA Laboratories in Groningen (NL). Hierdie frekwensiebande is baie ryk aan molekulêre lyne, en beslis sal 'n goeie fraksie van die waarnemingstyd aan astrochemie gewy word. Hierdie groep is verheug om te weet dat daar geen idees vir die mededingende gebruik van die LLAMA sal ontbreek nie. Die assosiasie van astrochemie met galaktiese dinamika sal 'n ekstra bron van oorspronklike idees en belangrike bydraes tot die wetenskap wees.