Sterrekunde

Wat stabiliseer ringe of aanwasskywe?

Wat stabiliseer ringe of aanwasskywe?


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.

Ons dink min of meer dat ons maan gevorm is uit 'n aanwasskyf wat veroorsaak word deur 'n Mars-grootte impak. Koel.

Getyekragte kan 'n maan uitmekaar breek en ringe veroorsaak.

As tot as, stof tot stof: die maan kom van 'n omwentelingsskyf en kan eendag terugkeer na 'n omwentelingsskyf.

Wat bepaal of 'n aanwasskyf of 'n ringstelsel mane sal vorm as om stabiele ringe te bly?


Ek glo dat die twee grootste dinge wat bepaal of 'n ringstelsel 'n maan vorm, afhang van die moederplaneet se Roche Limiet en of daar ander mane is wat die ring kan ontwrig.

Die grens van 'n planeet is hoe naby 'n groot liggaam die planeet kan wentel sonder om deur die swaartekrag van die planeet uitmekaar geskeur te word. Die artikel waarna ek verwys, kan wys hoe dit bereken word. Klein mane soos Jupiter se Metis kan binne die limiet van die roche wentel, aangesien hulle so klein is. Die verskil tussen die getykragte wat aan hul nabye en verste kant werk, is nie groot genoeg om die maan uitmekaar te trek nie.

Die teenwoordigheid van ander mane - of in die geval van sterrekaarte, ander planete - sal 'n groot rol speel. Soos hierdie artikel oor ons asteroïde gordel verduidelik, het die gravitasieversteurings van Jupiter 'n planeet tussen hom en Mars verhoed. Kleiner liggame kan nie maklik bymekaar kom as 'n dier soos Jupiter deurswaai om almal te verstrooi nie!

Dit beteken ook dat die meeste asteroïdes binne die gordel tussen Mars en Jupiter is. Rondom Saturnus se F-ring is daar twee klein mane wat puin in die ring vertraag / versnel sodat dit in 'n klein ruimte versamel bly. Dit hou wel die ringe en skywe stabiel, maar dit keer ook dat die vorming van groter liggame.

Lang storie kort; as die skyf ver genoeg van sy ouer af is, en niks anders groot daar naby wentel nie, moet u 'n maan / planeet kry. As dit te naby aan die ouer is en deur 'n ander groot liggaam opgepas word, sal dit waarskynlik 'n stabiele skyf bly.


Swartgat-simulasie los 'n raaisel op oor hul aanwas-skywe

Swart gate is een van die wonderlikste en geheimsinnigste kragte in die heelal. Oorspronklik voorspel deur Einstein se teorie van algemene relatiwiteit, word hierdie punte in die ruimtetyd gevorm wanneer massiewe sterre aan die einde van hul lewens swaartekrag ondergaan. Ten spyte van dekades van studie en waarneming, is daar nog baie wat ons nie oor hierdie verskynsel weet nie.

Wetenskaplikes is byvoorbeeld nog grotendeels in die duister oor hoe die saak wat in 'n wentelbaan om 'n swart gat val en geleidelik daarop gevoer word (akkresiesies). Danksy 'n onlangse studie, waar 'n internasionale navorserspan die gedetailleerdste simulasies van 'n swart gat tot dusver gedoen het, is 'n aantal teoretiese voorspellings ten opsigte van aanwas-skywe uiteindelik bekragtig.

Die span het bestaan ​​uit rekenaarastrofisici van die Universiteit van Amsterdam en Anton Pannekoek Instituut vir Sterrekunde, die Noordwes Universiteit en die Sentrum vir Interdissiplinêre Verkenning & Navorsing in Astrofisika (CIERA), en die Universiteit van Oxford. Hul navorsingsbevindinge verskyn in die 5de uitgawe van die Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society.

Onder hul bevindings bevestig die span 'n teorie wat oorspronklik in 1975 deur James Bardeen en Jacobus Petterson voorgehou is, wat bekend geword het as die Bardeen-Petterson-effek. In ooreenstemming met hierdie teorie het die span bevind dat die buitenste streek van 'n aanwasskyf skuins sal bly, maar die binneste gebied van die skyf sal ooreenstem met die ewenaar van sy swart gat.

Om dit eenvoudig te stel, omtrent alles wat navorsers oor swart gate weet, is geleer deur die aanwasskyfies te bestudeer. Sonder hierdie helder ringe van gas en stof is dit onwaarskynlik dat wetenskaplikes swart gate sou kon opspoor. Wat meer is, die groei en rotasiesnelheid van 'n swart gat is ook afhanklik van die aanwasskyf, wat dit noodsaaklik maak om die evolusie en gedrag van swart gate te bestudeer.

Soos Alexander Tchekhovskoy, 'n assistent-professor in fisika en sterrekunde van die Noordwes-Universiteit wat saam met die navorsing gelei het, dit beskryf het: 'Belyning beïnvloed hoe aanwasplate hul swart gate draai. Dit beïnvloed dus hoe die draai van 'n swart gat met verloop van tyd ontwikkel en uitvloei loods wat die evolusie van hul gasheerstelsels beïnvloed. '

Sedert Bardeen en Petterson hul teorie voorgestel het, het die simptome van swart gate onder 'n aantal probleme gely wat hulle verhinder het om te bepaal of hierdie belyning plaasvind. In die eerste plek, wanneer aanwas-skywe die Event Horizon nader, versnel dit tot geweldige snelhede en beweeg dit deur kromgetrekte streke van die ruimtetyd.

Hierdie kunstenaar se indruk beeld 'n vinnig draaiende supermassiewe swart gat omring deur 'n aanwasskyf. Krediet: ESO, ESA / Hubble, M. Kornmesser / N. Bartmann

'N Tweede kwessie wat sake verder bemoeilik, is die feit dat die rotasie van 'n swart gat dwing om ruimtetyd om dit te draai. Albei hierdie kwessies vereis dat astrofisici die gevolge van algemene relatiwiteit moet verantwoord, maar die kwessie van magnetiese onstuimigheid bly. Hierdie onstuimigheid veroorsaak dat die deeltjies van die skyf in 'n sirkelvormige vorm bymekaar hou en uiteindelik op die oppervlak van die swart gaatjie versier.

Tot nou toe het astrofisici nie die rekenaarkrag gehad om dit alles te verantwoord nie. Om 'n robuuste kode te ontwikkel wat simulasies kan uitvoer wat verantwoordelik is vir GR en magnetiese turbulensie, het die span 'n kode ontwikkel wat gebaseer is op grafiese verwerkingseenhede (GPU's). In vergelyking met konvensionele sentrale verwerkingseenhede (SVE's), is GPU's baie doeltreffender in beeldverwerkings- en rekenaaralgoritmes wat groot hoeveelhede data verwerk.

Die span het ook 'n metode genaamd adaptive mesh verfyning opgeneem, wat energie bespaar deur slegs te fokus op spesifieke blokke waar beweging plaasvind en daarvolgens aanpas. Om die verskil te illustreer, vergelyk Tchekhovskoy GPU's en CPUS met 1 000 perde teenoor 1 000 perdekrag Ferrari:

'Gestel jy moet in 'n nuwe woonstel intrek. U sal baie reise met hierdie kragtige Ferrari moet maak, want dit sal nie in baie bokse pas nie. Maar as u een boks op elke perd kon sit, kon u alles in een slag beweeg. Dit is die GPU. Dit het baie elemente wat elk stadiger is as dié in die SVE, maar daar is soveel daarvan. ”

Die eerste beeld van 'n Event Horizon wat deur die EHT op krediet geneem is: Event Horizon Telescope Collaboration

Laastens, maar nie die minste nie, het die span hul simulasies met die Blue Waters-superrekenaars by die National Center for Supercomputing Applications (NCSA) aan die Universiteit van Illinois in Urbana-Champaign gedoen. Wat hulle gevind het, was dat terwyl die buitenste gebied van 'n skyf geteël kan word, sal die binneste gebied in lyn wees met die swart gat en die ewenaar en 'n gladde skering sal hulle verbind.

Benewens die sluiting van 'n jarelange debat oor swart gate en hul aanwasskyfies, toon hierdie studie ook dat astrofisika ver gevorder het sedert die dae van Bardeen en Petterson. Soos Matthew Liska, het 'n navorser saamgevat:

'Hierdie simulasies los nie net 'n 40-jarige probleem op nie, maar dit het getoon dat dit, in teenstelling met die tipiese denke, moontlik is om die helderste aanwas-skywe in die algemene algemene relatiwiteit te simuleer. Dit baan die weg vir 'n volgende generasie simulasies, wat ek hoop nog belangriker probleme rondom die helder aanwas-skywe sal oplos. ”

Die span het die jarelange raaisel van die Bardeen-Petterson-effek opgelos deur die aanwasskyf in 'n ongekende mate te verdun en die gemagnetiseerde onstuimigheid wat die skyf laat afsak, ​​in berekening te bring. Vorige simulasies het 'n wesenlike vereenvoudiging gemaak deur slegs die gevolge van die onstuimigheid te benader.

'N Gesimuleerde beeld van die Universiteit van Arizona toon die onstuimige plasma in die uiterste omgewing rondom 'n supermassiewe swart gat. Krediet: Universiteit van Arizona.

Wat meer is, vorige simulasies het gewerk met verdunde skywe wat 'n minimum hoogte-tot-radius-verhouding van 0,05 gehad het, terwyl die interessantste effekte wat Tchekhovskoy en sy kollegas gesien het, plaasgevind het sodra die skyf verdun is tot 0,03. Tot hul verbasing het die span gevind dat die swart gat, selfs met ongelooflike dun aanwasskyfies, steeds stralings van deeltjies en straling teen 'n gedeelte van die ligsnelheid (ook bekend as relativistiese strale) uitstraal.

Soos Tchekhovskoy verduidelik het, was dit 'n redelik onverwagte vonds:

“Niemand het verwag dat strale met sulke geringe diktes deur hierdie skywe vervaardig sou word nie. Mense het verwag dat die magnetiese velde wat hierdie strale produseer, net deur hierdie dun skyfies sou skeur. Maar daar is hulle. En dit help ons eintlik om waarnemingsraaisels op te los. '

Met al die onlangse bevindings wat astrofisici gemaak het rakende swart gate en hul aanwasskywe, kan u sê dat ons in die tweede & # 8220Golden Age of Relativity & # 8221 leef. En dit sal nie oordrewe wees om te sê dat die wetenskaplike opbrengste van al hierdie navorsing enorm kan wees nie. Deur te verstaan ​​hoe materie onder die ekstreme omstandighede optree, kom ons al hoe nader daaraan om te leer hoe die fundamentele kragte van die Heelal in mekaar pas.


Digitale beurs @ UNLV

Onlangse waarnemings met hoë resolusie onthul ringstrukture in sirkelvormige skywe. Die oorsprong van hierdie ringe is wyd ondersoek onder verskillende teoretiese scenario's. In hierdie werk voer ons globale 3D nonideale MHD-simulasies in, insluitend effekte van beide ohmiese weerstand en ambipolêre diffusie (AD) om die HL Tau-skyf te modelleer. Die nonideal MHD-diffusieprofiele word bereken op grond van die globale berekening van stofevolusie, insluitend sintereffekte. Die struktuur van die skyfionisasie verander dramaties oor die sneeu as gevolg van die verandering in die verspreiding van stofgrootte naby die sneeu van groot vlugtige stowwe. Ons vind dat die aanwas hoofsaaklik deur skyfwind aangedryf word. Gapings en ringe kan vinnig geproduseer word uit verskillende aanwas van die sneeu. Verder lei AD tot hoogs voorkeuraanwas by die middelvlak, gevolg deur magnetiese heraansluiting. Dit lei tot 'n plaaslike sone van beslissing wat die massa in die veldheraansluitingsgebied aftap, wat 'n gaping en 'n aangrensende ring net daar buite laat. In die algemeen, onder gunstige omstandighede, kan beide sneeulyne en nie-ideale MHD-effekte lei tot gapings in die gas en ringe op protoplanetêre skywe.

Sleutelwoorde

Akkretie, aanwasskywe Protoplanetêre skywe Magnetohydrodynamika (MHD)


Deur Michael Richmond [email protected]>,
Peter R. Newman

Skyfies kom algemeen voor in sterrekundige voorwerpe: die ringe om die reus
planete, veral Saturnus, die skywe rondom jong sterre en
die skywe dink aan omring neutronsterre en swart gate. Hoekom is
is hulle so algemeen? Eerstens 'n eenvoudige verduideliking, dan 'n meer gedetailleerde verduideliking.

Oorweeg baie klein rotse wat rondom 'n sentrale punt wentel, met
wentelbane ten opsigte van mekaar. As twee rotse bots, is hulle
vertikale bewegings sal geneig wees om uit te skakel (een het afwaarts beweeg,
een boontoe toe hulle slaan), maar omdat hulle albei om hulle draai
die sentrale punt in ongeveer dieselfde rigting, is dit gewoonlik
beweeg "horisontaal" in dieselfde rigting wanneer hulle bots.

Oor 'n lang genoeg tydperk sal daar soveel botsings wees
tussen rotse sal rotse hul "vertikale" bewegings verloor --- die
gemiddelde vertikale beweging sal nul nader. Maar die "horisontale"
beweging om die sentrale punt, dit wil sê 'n skyf, sal bly.

'N Meer gedetailleerde verduideliking begin met die volgende scenario:
Beskou 'n 'gas' van rubberballe (molekules) wat in 'n reusagtige vorm georganiseer is
silindriese vorm wat om die as van die silinder draai. Maak 'n paar
astrofisies-redelike aannames:

- Die wette van behoud van hoekmomentum en bewaring van
lineêre momentum hou (dit is basiese, goed beproefde Newtonse meganika).

- Die silinder word deur swaartekrag bymekaar gehou, sodat die gas nie net nie
verdwyn in die leë ruimte.

- Die hoofbeweging van elke bal is om die silinder
as, maar elke bal het ook 'n ewekansige beweging, sodat die balle almal hardloop
mekaar af en toe in. Die som van die hoekmomentum van die
die hele stelsel is dus nie nul nie, maar die som van die lineêre momentum is
nul (relatief tot die massamiddelpunt van die hele silinder).

- Die balle is nie heeltemal springerig nie, sodat botsings tussen balle voorkom
lei daartoe dat die botsingsenergie elke bal verhit.

Beskou nou die beweging van die balle in twee rigtings: loodreg
na die silinderas, en parallel aan die as.

Eerstens loodreg op die as: behoud van die nie-nul hoek
momentum sal geneig wees om die deursnee van die silinder te laat bly
relatief konstant. As die balle van mekaar weerkaats, is sommige
na die as gegooi en sommige weg. In 'n meer realistiese model,
sommige balle word inderdaad heeltemal uit die stelsel gegooi, en ander
(om hoekmomentum te behou) sal in die middel val (d.w.s.
sentrale voorwerp).

Parallel aan die as is die netto lineêre momentum egter nul, en
ook dit word bewaar. Balle wat van bo en onder val (as gevolg van
tot die erns van al die ander balle) mekaar weer sal tref en
word verhit. Hulle weerkaats nie so ver as hulle val nie, dus die lengte
van die as word deurlopend (indien stadig) verkort.

Gaan voort met albei stelle veranderings lank genoeg en die silinder
stort na 'n skyf (dit wil sê 'n silinder met 'n klein hoogte). 'N Soortgelyke
verduideliking werk vir 'n roterende gas wat in enige aanvanklike vorm georganiseer is
soos 'n sfeer. Die daaropvolgende evolusie van die aanvanklike skyf begin
om ingewikkeld te raak in die astrofisiese omgewing as gevolg van dinge
soos magnetiese velde, sterwind, ensovoorts.

Kortom, wat die skyf maak, is die rotasie. As 'n voorletter
sferiese wolk nie draai nie, sou dit eenvoudig ineenstort as 'n
sfeer en geen skyf sou vorm nie.


Abstrak

Ons ondersoek ringe-aanwasskywe wat bestaan ​​uit twee tori (ringe) wat wentel op die ekwatoriale vlak van 'n sentrale supermassiewe Kerr-swart gat. Ons bespreek die opkoms van die onstabiliteitsfases van elke ring van die makro-opset (ringskyf) volgens die Paczynski-skending van meganiese ewewig. In die algemene algemene relativistiese behandeling beskou ons die effekte van die geometrie van die Kerr-ruimtes wat relevant is vir die karakterisering van die evolusie van hierdie konfigurasies. Die bespreking van ringstabiliteit in verskillende ruimtes stel ons in staat om spesifieke klasse sentrale Kerr-aantrekkers te identifiseer, afhangende van hul dimensielose draai. As gevolg van hierdie analise het ons beperkings gestel op die evolusieskema's van die ringskyfies in verhouding tot die torusmorfologie en hul rotasie in verhouding tot die sentrale swart gat en tot mekaar. Die dinamika van die onstabiele fases van hierdie stelsel is belangrik vir die hoë-energie verskynsels wat verband hou met aanwas in supermassiewe swart gate in aktiewe galaktiese kerne en die uiters energieke verskynsels in kwasars, wat waargeneem kon word tydens hul X-straal-emissie.

Uitvoer aanhaling en opsomming BibTeX RIS


Saturnus se Oddball Mane Gebore Uit Ringe, Studievind

Die wetenskaplikes het nou bekend gemaak dat die ringe van Saturnus moontlik die vreemde, klein mane van die reuse-planeet gebaar het.

Hierdie ongewone mane, waarvan sommige onder die pierings is, kan saamgeval het uit die stukkies ys en stof wat Saturnus se majestueuse bande uitmaak.

Daar word vermoed dat die grootmense wat om die reuse-planete wentel, ongeveer 4,5 miljard jaar gelede klaar was met hul gashere. [Foto's: Saturnus se ringe en mane.]

Berekeninge van die baan van vyf klein mane van Saturnus wat net binne en buite die periferie van die belangrikste helder ringe van die planeet versamel, het egter aan die lig gebring dat hulle heeltemal te jonk is om dit te doen. Dit moet minder as 10 miljoen jaar oud wees - hulle het helder, byna suiwer ysoppervlaktes wat grotendeels onbeskadig is deur die impak wat van meteoroïede verwag word.

"Daar vorm vandag nog nuwe voorwerpe in die sonstelsel," het planetariese wetenskaplike S? Bastien Charnoz aan die Universiteit gesê? Paris Diderot in Frankryk. "Ons het gedink alles is vier, vyf miljard jaar gelede gevorm, maar nee! Nuwe voorwerpe vorm vandag nog."

'N Ander merkwaardige besonderheid oor hierdie maanblare is hul lae digtheid in die geheel - minder as twee derdes van liggaamsvet. Dit het voorgestel dat hulle op geheimsinnige wyse leeglêers daarin bevat.

Mane gebore uit ringe

Een moontlikheid vir die oorsprong van hierdie baba-mane is dat hulle die nageslag van Saturnus se ringe was. Tot onlangs toe het wetenskaplikes egter nie genoeg rekenaarkrag gehad om te modelleer hoe hierdie proses kon plaasvind nie.

Met behulp van simulasies wat die wisselwerking tussen Saturnus en sy ringe en mane ontleed, stel Charnoz en sy kollegas voor dat hierdie bisarre mane eers gegroei het uit deeltjies wat swaartekrag in die buitewyke van die ringe aangetrek het, verder as die afstand waar die swaartekrag van die planeet die ringe stabiliseer. Theseloosely klomp maanlope is toe na buite geslinger met behulp van die trek wat Saturn en die ringe daarop uitgeoefen het.

'Die ringe en die maanlantjies is in werklikheid 'n enkele stelsel,' het Charnoz aan SPACE.com gesê. 'Dit lyk asof hulle anders is, maar dit is bloot die verskillende dele van die asame-stelsel. interaksie. "

'Dit sê vir ons dat daar verskillende maniere is om sonnestelselliggame te vorm,' het hy bygevoeg. 'Dit vertel ons ook dat reuse-planete se omgewing baie meer dinamies is as wat voorheen gedink is en dat ons nog baie dinge moet leer.'

Charnoz en sy medewerkers het hul bevindings in die tydskrif Nature van 10 Julie uiteengesit.

Mane van Saturnus, Aarde en meer?

Die nuwe simulasies van Saturnus se ringe en mane kan ook gevolge hê vir die evolusie van planete en hul mane in die algemeen - insluitend die Aarde se maan.

'Dit is teoretiese ondersteuning vir die groeiende siening oor hoe daar 'n intieme verbinding tussen skywe en ingeboude liggame bestaan,' het die planeetwetenskaplike Joseph Burns aan die Cornell Universiteit gesê, wat nie aan hierdie studie deelgeneem het nie. 'Hierdie satelliete is moontlik onlangs gebore, wat beteken dat die stelsel in 'n sekere sin voor ons oë ontwikkel, alhoewel 'n mens 'n geruime tyd sou moes bly om werklike verandering te sien. '

As ons die oorsprong van Saturnus se ringe wil verstaan, "wat nog steeds 'n raaisel is, moet ons die mane ondersoek," het Charnoz verduidelik. "Dit is 'n aanvullende leidraad vir hul oorsprong."

Ook, "is hierdie nuwe meganisme algemeen genoeg om al die ysige mane van Saturnus te vorm, soos Enceladus, Mimas?" Vra Charnoz. "Ons het geen idee nie, maar dit verdien beslis om bestudeer te word. Wat baie interessant sou wees, is om die interne struktuur van Saturnus se satelliete te ken, maar daar is baie min leidrade. Miskien sal Cassini of toekomstige ruimtemissies ons dit vertel."

As ons verder gaan as Saturnus, kan hierdie proses van maanvorming lig werp op die aarde se maan.

"Die vormingsproses is baie soortgelyk aan wat ons vir Saturnus se maan beskryf, maar die maan sou van die protolunale skywe af gewees het," het Charnoz gesê. "Eerste toetse het getoon dat ons model die maanaanwas van die protolunar-skywe binne vyf minute rekenaartyd weergee."

Boonop, 'wil ek die chemiese samestelling van die protomaan bereken terwyl dit besig is om te vorm', het hy verduidelik. "Dit is 'n jarelange probleem in sterrekunde, aangesien ons nog steeds nie heeltemal verstaan ​​waarom die maan lyk asof dit dieselfde suurstofsamenstelling van die aarde het nie en terselfdertyd so min water en so bietjie yster."


Die vorming van ringe in 'n protoplanetêre skyf

Figuur 1: 'n ALMA-radiobeeld van die protoplanetêre skyf rondom die jong ster HL Tau. Die sirkelvormige skyf lyk ellipties omdat dit skuins ten opsigte van ons siglyn is. Met ALMA se hoë resolusie-vermoëns, toon die beeld donker gapings in die skyf, wat gevorm word deur protoplanete wat die stof om hul wentelbane vee. Vandag se papier probeer verduidelik waarom die planete op daardie spesifieke posisies op die skyf vorm. Figuur van ALMA en NRAO.

Een van die hoofdoelstellings by die skepping van die ALMA-radioreeks was om bewyse te vind van aktief-vormende planete in protoplanetêre skywe. Verlede herfs, as deel van ALMA se toets- en verifikasieprosedures, het die teleskoop die protoplanetêre skyf rondom HL Tau waargeneem, 'n jong sonagtige ster, ongeveer 140 parsek (450 ligjaar) weg. Met die uitstekende resolusie kan ons helder ringe op die skyf sien, geskei deur donker gapings (sien Fig. 1). Hierdie gapings word gevorm wanneer klein protoplanete groot genoeg word om die stof en die gas rondom hulle op te vee en donker spore agter hul wentelbane te laat waar die stofvlakke laag is.

Die vorming van protoplanete: waarom ys lekker is

Om 'n protoplanet te vorm, moet klein stofkorreltjies (koolstof- of silikaat-molekules 'n paar mikron dwars) in die skyf bots en plak. Hulle vorm groter en groter liggame as hulle deur ewekansige interaksies bots. Uiteindelik is die een groot en massief genoeg om materiaal rondom dit op te vee deur gravitasie-aantrekkingskrag. Hoe vinnig hierdie proses plaasvind hang af van hoe maklik die deeltjies aanmekaar vassit, wat weer afhang van wat hulle & # 8217; re gemaak van. Kaal & # 8220rocky & # 8221 korrels sukkel om aanmekaar te plak na 'n botsing. Maar laboratoriumeksperimente toon dat korrels met korrels (waarop water of ander ys gekondenseer het) baie taaier is en dat dit later minder fragmenteer. Daarom word beskou dat protoplanetvorming doeltreffender is in streke waar ys op korrels kan kondenseer.

Noudat sterrekundiges bewyse het vir die vorming van protoplanete in HL Tau, kan hierdie model direk getoets word. Die skrywers van vandag se referaat toon dat die liggings van die protoplanetêre gapings in HL Tau verwag kan word vanaf die kondensasiepunte van gewone ys in die skyf.

Vergelyking van waarnemings met die model

Die outeurs beskou 'n lang lys van moontlike yssoorte, insluitend water, koolstofmonoksied en -dioksied, metaan en ammoniak. Hulle neem die oorvloed aan van elke ys, gebaseer op komete van die sonnestelsel, wat wel die oorspronklike samestelling van die Sun & # 8217 s protoplanetêre skyf weerspieël. Elke tipe ys het 'n kondensatietemperatuur waarteen dit uit die gasfase op korreloppervlaktes moet vries, gegewe 'n redelike skatting van die druk in die skyf. Die temperatuur in die skyf daal met die straal vanaf die ster, dus is daar vir elke ys 'n radius waar die skyf koud genoeg word om die ys te kondenseer. Hierdie straal, vir daardie spesie ys, staan ​​bekend as die spesie & # 8217 sneeu lyn. Behalwe dat dit makliker kleef om graan te plak, moet die sneeu ook 'n drukstoot skep, wat help om materiaal op daardie plek vas te vang en dit nog makliker te maak om planete te vorm.

Figuur 2: Die swart kurwe toon die intensiteit (in & # 8220 helderheidstemperatuur & # 8221 eenhede) van die skyf, as 'n funksie van die radius. Daling by 13, 32 en 63 AE toon die ligging van die gapings. Die rooi kurwe is 'n model van die temperatuur op die skyf, en gekleurde bande wys waar die gelyste ys sneeulyne moet vorm op grond van daardie model. Die voorspelde sneeulyne stem goed ooreen met die posisies van die gapings, wat daarop dui dat yskondensasie verantwoordelik was om die planeetvormingsproses op daardie plekke te versnel. Figuur 2 van Zhang et al. 2015.

Nadat 'n model vir die temperatuur op die HL Tau-skyf in ag geneem is, kan die outeurs die verwagte ligging van die sneeuland vir elke ys wat hulle oorweeg, aflei. Die outeurs analiseer dan die ALMA-beelde en lei afstande vanaf die middel van die skyf tot elk van die drie groot gapings. Hulle vind radiusse van 13, 32 en 63 AE, met behulp van die vasgestelde afstand tot HL Tau van 140 parsek. Hierdie liggings stem baie goed ooreen (sien Fig. 2) met die verwagte sneeulyne vir onderskeidelik water, ammoniak en koolstofdioksied, wat vermoedelik die drie yste in die skyf is. Die HL Tau-waarnemings is dus 'n sterk bevestiging van hierdie model van ysgesteunde planeetvorming.

Bestudeer die stof in die gapings

Met behulp van beelde van die skyf in verskillende frekwensiebande hoop die outeurs ook om inligting te beperk oor die stof waaruit die protoplanete vorm. As die sneeulyne stofkorrels in groter mate in die gapings laat groei het, moet die eienskappe van die termiese emissie (wat van die warm stof afkomstig is) in die gapings verskil as in die res van die skyf.

Deur die verhouding van die vloed in een band tot 'n ander te neem, lei die outeurs 'n spektrale indeks (α) op elke posisie in die skyf. Die spektrale indeks meet hoeveel die intensiteit by hoër frekwensies (kleiner golflengtes) toeneem. Die indeks kan gebruik word om die maksimum grootte van stofkorrels in die uitstralende streek te skat.

In die hoofskyf is α = 2 deurgaans, terwyl α tot 2,5 in die gapings toeneem. 'N Spektrale indeks van α = 2 moet beteken dat die stofkorrels in die skyf baie groot is, bo die sentimeter. Die vind van α & gt2 in die gapings impliseer egter dat die stofkorrels wel is kleiner in die gapings as in die res van die skyf. Dit vlieg direk na die idee dat die gapings die ligging van verhoogde stofgroei toon!

Figuur 3: Die spektrale indeks as 'n funksie van die radius in die skyf. 'N Indeks α = 2 tussen die gapings impliseer waarskynlik baie groot (

1 cm) stofkorrels. Maar aangesien α & gt2 in die gapings is, blyk dit te impliseer dat stofkorrels kleiner is in die planeetvormende gapings. Die outeurs bedink 'n tweekomponent-stofmodel om die oënskynlike teenstrydigheid te verklaar. Fig. 3f van Zhang et al. 2015

Wat is nie verkeerd met die model nie?

Ten einde hierdie raaisel te verklaar, kom die outeurs op die idee van twee bevolkings van stofdeeltjies. Die een is gemaak van klein, rotsagtige korrels wat alleen 'n spektrale indeks van α & gt2 tot gevolg het. Die tweede populasie bestaan ​​uit baie groter ysige korrels wat by α = 2 uitstraal. Op die skyf sal die tweede populasie korrels van sentimeter groottes die emissie oorheers, wat lei tot α = 2. Maar in die gapings kon die tweede populasie korrels selfs groter geword het (tot skaal desimeters). Hulle sou groot wees, maar min en ver, so die grootste deel van die emissie in die gapings sou weer van die eerste α & gt2-bevolking kom.

Hierdie ekstrapolasie-model sal baie meer waarnemingsbevestiging nodig hê om aanvaar te word. Die outeurs kan ly aan oorgretigheid om by die waarnemings in te pas, eerder as om die (opwindende) moontlikheid van 'n konflik toe te laat. Miskien is die stofdeeltjies in die gapings regtig kleiner, omdat die groter deeltjies al deur die protoplanete opgesweep is? Ons kan nuwe en onverwagte dinge oor planeetvorming leer uit hierdie moontlike konflik.

Ongeag, die outeurs het duidelik getoon dat die eerste waargenome planeetvormende gapings in 'n skyf goed ooreenstem met die verwagte plekke, met die veronderstelling dat die aanvang van sneeulyne verhoogde vorming van die planeet veroorsaak. Aangesien ALMA steeds protoplanetêre skywe waarneem, sal ons binnekort meer voorbeelde van aanhoudende planeetvorming moet vind, wat sal help om hierdie nuwe tweepopulasie-model van stofkorrels te bevestig of weg te gooi. Hierdie uitstekende nuwe fasiliteit, wat nou al slegs 'n paar maande in die volle wetenskap is, het die grense begin verskuif van ons begrip van hoe planete vorm. Sien uit na meer opwindende uitslae in die komende jare!


Jong magnetiese ster het 'n presiese koolstofdioksiedring

Om 'n ring te vang & # 8211 of 'n aanwasskyf & # 8211 om 'n ster is nie ongewoon nie. Die vang van 'n skerp gedefinieerde koolstofdioksiedring rondom 'n jong, magnetiese ster wat presies 1 AE weg is met 'n breedte van 0,32 AU of minder, kan egter 'n paar wenkbroue laat lig. Dit is nie net 'n skyf nie, dit is ook al vergelyk met 'n struktuuragtige struktuur en daar is nog meer 'n geheim. Dit omring 'n Herbig Ae-ster.

Ontdek met die European Southern Observatory & # 8217s Very Large Telescope, die rande van hierdie aanwasskyf is uniek skerp. V1052 (HD 101412) is 'n ouerster met 'n infrarooi oormaat in die sterrebeeld van Centaurus, ongeveer 700 ligjaar ver. & # 8220HD 101412 is baie ongewoon in die oplossing van magnetiese gesplete spektraallyne wat 'n oppervlakveldmodulus openbaar wat wissel van 2,5 tot 3,5 kG. & # 8221 sê C.R. Cowley (et al). Vorige studies & # 8220 het molekulêre emissie in 'n verskeidenheid jong stervoorwerpe ondervra. Hulle het gevind dat die emissie baie meer gedemp is in Herbig Ae / Be sterre as hul koeler kongeners, die T Tauri-sterre. Dit geld ook vir HD 101412, wat een van die 25 Herbig Ae / Be sterre was wat hulle bespreek het. Een uitsondering was egter die molekule CO2, wat inderdaad 'n baie groot vloed in HD 101412 gehad het; slegs een T Tauri-ster het 'n hoër CO2-vloed gehad. & # 8221

Dit is nie ongewoon dat koolstofdioksied naby jong sterre voorkom nie, maar dit is 'n bietjie normaal dat dit deur die skyfstreek versprei word. "Dit is opwindend, want dit is die mees beperkte ring wat ons nog ooit gesien het, en dit vereis 'n verduideliking," verduidelik Cowley, emeritaat professor aan die Universiteit van Michigan en leier van die internasionale navorsingspoging. 'Op die oomblik verstaan ​​ons nie net wat dit 'n tou eerder as 'n skottel maak nie.'

Omdat V1052 self anders is, kan dit die rede wees. Die hipotese is dat die magnetiese velde die ringe in die skyfstruktuur op 'n sekere afstand kan hou. Die idee is ook aangestuur dat daar & # 8220 herdersplanete & # 8221 kan wees, baie soos Saturnus se ringstruktuur, wat die oorsaak kan wees. "Wat hierdie ster so spesiaal maak, is sy baie sterk magnetiese veld en die feit dat dit baie stadig draai in vergelyking met ander sterre van dieselfde tipe," het Swetlana Hubrig, van die Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP), Duitsland, gesê.

Een ding wat seker is, is hoe skoon en goed gedefinieerd die skyflyne rondom die Aarde / Son-afstand gesentreer is. Dit stem ooreen met rekenaarmodellering waar 'n breër skyf nie by die waarnemings sal pas nie. & # 8221 Hierdie waarnemings & # 8211 en die eksotiese ouerster & # 8211 word sedert 2008 onder die loep geneem en die bevindings is onlangs gepubliseer op- lyn in Sterrekunde en astrofisika. Dit werk wat help om die begrip van die interaksie tussen sentrale sterre, hul magnetiese velde en planeetvormende skywe te verdiep. Dit maak dit ook moontlik om feite te vind as dit kom by verskillende stelsels en beter kennis van hoe sonstelsels selfs ongewone stelsels vorm.

"Waarom skeur onstuimige bewegings die ring nie uitmekaar nie?" Wonder Cowley. “Hoe permanent is die struktuur? Watter kragte kan optree om dit te bewaar vir tye wat vergelykbaar is met die sterreformasietyd self? ”

As dit by Herbig Ae-sterre kom, is dit nie net skaars nie, maar is dit 'n seldsame geleentheid vir studie. In hierdie geval gee dit die span iets om oor baie opgewonde te wees.


Nuwe ringe bespeur vir ou protoplanetêre skyf

Baie navorsing in fisika behels die soek na iets spesifieks. Researchers at CERN were looking for the Higgs-Boson, members of the LIGO team have been looking for signs of gravitational waves and astronomers involved in exoplanetary observations have been and will be successfully looking for – guess what – exoplanets. However, sometimes it happens that researchers are looking without knowing what they’re looking for. The observation of the protoplanetary disk around HL Tau (also known as HL Tauri) is a great example of such a case.

Figure 1: Image of HL Tau from 2014 press release showing ring structures in the protoplanetary disk around the star.

Rings occur in protoplanetary disks

It is now one and a half years since the observation of gaps and rings in the disk of HL Tau astonished the world. The image was taken with the Atacama Large (sub-)Millimeter Array (ALMA) telescope in Chile. Astronomers certainly expected to see a protoplanetary disk around the host star, but nobody expected to see ring structures in the disk (Figure 1). Astronomers were and still are amazed by the image because the gaps and ring may be a sign of ongoing planet formation. Hence, astronomers are excited to see whether disks around other stars show gaps and rings too. Fortunately, thanks to the latest ALMA observations presented in todays paper, we can now answer this question with ‘Yes, but…’.

Figure 2: Image of the disk around TW Hya at 870 micrometer wavelength. The small figure in the upper right shows a zoom in to the inner inner part of the disk. The white circles represent the beam size. [Figure 1 in the article.]

The authors observed the disk of TW Hya (also known as TW Hydrae) at sub-mm wavelength (870 micrometer), which allows the emission from the dust to be seen. Light emission from the dust occurs when a photon collides with a dust grain. The dust grain absorbs the photon, but later emits a new photon of longer wavelength. The disk around TW Hya is the closest protoplanetary disk to the solar system that we have observed, which allows us to view it in record-breaking spatial resolution (as small as 1 AU, the distance between the Earth and the Sun). Similar to HL Tau, the disk shows clear signs of rings in the infrared, revealing that dust is trapped in concentric annuli inside the disk (Figure 2 for a video of the observation see here). What is particularly interesting about the rings in this disk is the fact that we can see a ring at very small radius, only 1 AU from the host star. Despite the fact that both disks show clear evidence for rings, the structures themselves are very different from each other. But such distinctions are only on first sight surprising. We believe that TW Hya is about ten times older than HL Tau, so the differences in their disks are to be expected (TW Hya is around 10 million years old, compared to less than 1 million years for HL Tau).

The observed rings in TW Hya are much weaker than they are for HL Tau, we can only see them clearly due to TW Hya’s proximity. To emphasize this, the authors point out that if TW Hya was located as far away as HL Tau (

54 parsecs), the observations would only show weak signs of rings at a radius of 22 AU. Additionally, the authors show a plot of the observed brightness temperature as a function of radius (Figure 3). The red dashed line shows the expected temperature at the mid-plane of the disk. If no dust was present, we would measure this temperature profile. However, dust in the disk absorbs these photons and re-emits photons of lower temperature. You can see a change in the slope at 20 AU, which indicates that there is less dust beyond 20 AU. The authors suggest that inside of 20 AU – except for the ring at 1 AU – on average a photon is absorbed by the dust grains in the disk (in physical jargon: the inner disk is optically thick).

Figure 3: Average radial surface brightness around the star (black line). The red dashed curve shows the mid-plane temperature, which the authors calculate from an underlying model. [Bottom panel of Figure 2 in the article.]


What stabilizes rings or accretion disks? - Sterrekunde

Some QSOs show very broad blueshifted absorption troughs associated with strong UV resonance lines. The type example is PHL 5200, shown in Fig. 1 of Junkkarinen, Burbidge, and Smith 1983 (ApJ 265, 51, ADS by permission of the AAS):

The properties of these systems have been reviewed by Weymann, Turnshek, and Christiansen 1984 (in Astrophysics of Active Galaxies and Quasars, bl. 333), Weymann and Foltz 1983 (Liege Astrophysical Coll., p. 538), Turnshek 1984 (ApJ 280, 51) and Turnshek 1988 (in QSO Absorption Lines Probing the Universe, bl. 17). Salient features of these spectra include:

Broad absorption lines are direct evidence of outflow from AGNs, at very respectable velocities. The primary questions are then (1) what is this absorbing region and (2) is the BAL phenomenon an intrinsic property of a few QSOs or do most QSOs look like this if viewed from certain directions?

The BAL region is likely broadly similar in scale to (if necessarily a bit larger than) the BLR - the velocities, occurrence of excited states in absorption, and lack of absorption from such transitions as [O III] all suggest this. If the phenomenon is intrinsic, the covering factor of this cloud population is near unity, while if it is an orientation effect, the covering factor is of order the ratio of BAL QSOs to all QSOs in a mythical unbiased sample (as high as 10% if typical sets of QSOs are representative). The flow (or clouds) must be at least slightly outside the BLR since some broad lines are strongly absorbed. Correlations between BAL occurrence and line profiles in N V indicate that some of the BLR is coextensive with the BALR. Radiation pressure is a popularly invoked driver for the outflow, though it is still not clear whether the flow is accelerating or decelerating across the region we see. That is, the question is whether the highest velocities are at the inside or outside of the flow. Answering this is confused by the role of changes in the ionization state and pressure balance of the absorbing material (which may or may not comprise most of the outflowing matter Arav et al. 1994 ApJ 432, 62). One issue which has gone in and out of fashion repeatedly is line locking, which would accelerate gas to certain "magic" velocities and then keep it there based on having strong line features in the absorption cross-section of the gas.

The individual absorbers are not very small, as no profile changes have been observed over 15 years or so of high-quality data for PHL 5200 note, however, the report by Barlow 1994 (PASP 106, 548) of changes in the depth (though not velocity structure) of the features apparently linked to continuum/ionization changes in several BAL objects. This favors large clouds or a smooth wind. The distinction may blur, as various BALs have profiles that range from smooth or highly structured. It is not obvious which way the velocity-position mapping goes, or whether the flow accelerates or decelerates outward. The material is highly ionized (neutral H column density less than about 10 16 per cm² to avoid stronger Lyman &alpha effects).

Major outstanding problems include:

Wind and cloud models have different successes and problems. Winds don't get ionization levels even approximately, don't naturally have fine velocity structure, and don't easily give velocity-detached BALs. Clouds have less trouble with ionization levels, but clouds of reasonable size would evaporate quickly.

A few Seyfert nuclei also know how to do this gas-acceleration trick. The heavily obscured nucleus of Mkn 231 is renowned for multiple optical absorption systems covering a wide span of redshift.

A few objects show clear signs of inflow of material, always a good sign if we want to seriously discuss accretion power. There is a supposition that inflow and outflow may coexist in one object in different pieces of solid angle around the core source. Redshifted absorption lines of H I and OH have been seen toward the nuclei of Cen A (van der Hulst et al. 1983 ApJLett 264, L37 Seaquist and Bell 1990 ApJ 364, 94) and other radio galaxies (van Gorkom 1987 in Structure and Dynamics of Elliptical Galaxies, IAU Symp. 127, p. 421). They may have appreciable velocity width, as shown in Fig. 1 of Seaquist and Bell (courtesy of the AAS:

These observations are crucial in clearly showing gas moving inward. It is not always clear how this relates to accretion - modest inflow velocities can be attained via orbital dynamics in some situations without coming close to the nucleus. Also, the net inflow needed to fuel the nucleus may be very tiny at large radii and easily lost in the details of galaxy dynamics. One glaring example of this is in seeking bar-driven gas flows. Bars and oval distortions will populate orbits along the bar, and the observed velocities from such flows are very large compared to net inward streaming of gas as it loses angular momentum to collisions. Thus its kinematic signature will be swamped. Quillen et al. (1995 ApJ 441, 549) have used the 1/r nature of the gravitational potential and K-band imaging to estimate the potential shape and infer the inflow rate from calculated torques on the gas-rich dust lanes in a few nearby bared spirals, pointing to one avenue that can (more or less) measure mass inflow on kpc scales.

By default, accretion power is the only way to generate AGN luminosities in the required small volumes for interestingly long times. A fiducial value for the expected maximum luminosity from accretion is the Eddington limit. This is the luminosity at which, for uniform spherical accretion, the radiation pressure on accreting material balances the gravitational force and thus stops further accretion. In the case of zero angular momentum material falling at distance r onto a central object of mass M, the radiation pressure per unit infalling mass is &kappaL / 4 &pir² c. Here &kappa is the absorption coefficient per unit mass at high temperatures one takes the electron-scattering coefficient, and c accounts for momentum transfer. The Eddington luminosity is thus, in this regime,

Thus, AGNs with bolometric luminosities up to 10 47 ergs/second may need central masses up to 10 9 solar masses. Some nearby weak AGN with dynamical evidence for large central masses must then by somewhere around 10 -4 of the Eddingtojn luminosity, a difference which has sometimes been invoked to distinguish objects in active accretion form those which may be powered mostly by something like extraction of energy from the angular momentum of the central object.

In real AGN spherical accretion is not reasonable gas in galaxies will have some net angular momentum, and the transverse veliocity is amplified during infall. If the accretion rate is high enough for collisions, and accretion disk will form (basically what planetary rings are). Physics of these disks is still poorly understood. It is known that the Eddington limit may be exceeded by a factor of a few in nonspherical accretion (the material may shield itself and not be exposed to most of the radiation), time-dependent accretion rate, or anisotropic radiation patterns.

Accretion disks. This is the normal steady-state accretion configuration for astrophysical objects. Mass moves inward at a rate set by the outward transport of angular momentum, regulated by the viscosity (generally speaking). The details of viscosity are very poorly known. It is popular to treat an "&alpha-disk", in which the viscosity is &alpha cs H waar cs is the local sound speed and H is the disk thickness, and &alpha < 1. See Pringle 1981 (Ann Rev A&A 19, 137) and Frank, King, and Raine, Accretion Power in Astrophysics.

The disk structure is determined by various conservation equations. Take a cylindrical coordinate system r, &phi, Z with equator along the disk. The radial momentum flow is governed by

or incorporating the sound speed cs and Mach number m,

Hydrostatic equilibrium gives no net flow in the Z-direction:

at density &rho. For a thin disk, this approaches -GMz/r³ so the disk thickness will be H

The mass flow rate (accretion rate in a steady state) must by mass conservation be constant with radius

where &Sigma is the local surface density (integrated over Z).

The disk thermal luminosity is the same as the internal dissipation rate (conservation of energy)

waar V is the viscosity the term in parenthesis is angular momentum. Half the rest energy remains at the inner edge of the disk. If each part of the disk surface radiates as a blackbody,

which results in a ``fat" blackbody spectrum. This has an exponential falloff at high frequencies, a characteristic slope &nu 1/3 at intermediate frequencies, and drops as &nu² at low frequencies on the Rayleigh-Jeans tail.

These considerations are complicated not only by our ignorance of the detailed physics, but by geometrical factors. If radiation is inefficient compared to dissipation, the disk may puff up into a "Polish doughnut" (Abramowicz et al 1978 A&A 63, 209). This must be treated as a stellar structure problem. This gives funnels, a naturally interesting place to make jets. These are so deep that we might not expect a clear view of the core itself. Disks may also generate winds and coronae that could produce some of the observed emission. Finally, if the angular momenta of the central object and accreting gas are misaligned, the disk may twist, precess, or exhibit damped oscillations.

The shortest obvious variability scale for an accretion disk is related to the rotation period at the inner edge, which is thought to be approximately the radius of the last stable orbit (about 2 Schwarzschild radii):