Sterrekunde

Vryval tydskaal vir 'n Jeans-onstabiele waterstofwolk met massa M

Vryval tydskaal vir 'n Jeans-onstabiele waterstofwolk met massa M


We are searching data for your request:

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

Ek werk aan 'n projek (persoonlik, nie akademies nie) wat die berekening van die ineenstortingstye vir protostars behels, wat uiteindelik sterre van verskillende massas word. Ek behandel die deel van die ster se hooflewe afsonderlik afsonderlik, dus is ek (vir eers) net bekommerd oor die aanvanklike periode van vinnige ineenstorting van die protostellêre stofwolk.

My aanvanklike idee was om die digtheid van 'n gaswolk met 'n jeansmassa te bereken wat gelyk is aan die massa waarin ek belangstel, en gebruik dit dan om die vryvalstyd vir 'n wolk met die digtheid te bereken. Ek werk met die vergelykings wat hier gevind word, wat volgens my korrek is, maar ek is geen astrofisikus nie. Ek sal miskien nie foute opmerk as die bladsy dit bevat nie. Vir my doeleindes, om die interstellêre medium as 100% H te behandel$_2$ 'n uniforme temperatuur van 20K is 'n goeie benadering.

Gegewe die bostaande, het ek afgelei:

$$ n approx frac {4.2 times10 ^ {69} frac {kg ^ 2} {m ^ 3 cdot K ^ 3} T ^ 3} {M_J ^ 2} Rightarrow t_ {ff} approx frac {84580 frac {s cdot kg ^ { frac {1} {2}}} {m ^ { frac {3} {2}}}} { sqrt { frac {56.2 times10 ^ {45 } frac {kg ^ 3} {m ^ 3 cdot K ^ 3}} {M_J ^ 2}}} $$

Alles is in SI-eenhede. Sê byvoorbeeld dat ek weet dat ek 'n ster wil hê wat een sonmassa sal wees wanneer dit ZAMS bereik. Ek neem $ M_J $ om een ​​sonmassa te wees, en ek vind dat ek 'n wolkdigtheid van ongeveer 8,48 het$ keer $10$^{12}$ molekules per kubieke meter, wat ek glo redelik redelik is vir 'n molekulêre wolk, en 'n vryval tyd van ongeveer 23 000 jaar (wat vir my 'n bietjie kort lyk, maar ek is weer geen astrofisikus nie).

Vir sterre met meer ekstreme massa, het ek geen idee of my uitslae redelik is nie. Hier is 'n paar voorbeelde: as ek 'n ster met 0,07 sonmassas wil hê, kry ek 'n vryval tyd van ongeveer 6000 jaar, uit 'n wolk van digtheid 1,73$ keer $10$^{15}$ molekules per kubieke meter. Dit lyk onrealisties dig vir 'n gaswolk, maar kan u sulke digthede kry tydens fragmentasie van 'n groter Jeans-onstabiele streek? Vir 'n ster wat 150 sonmassas sal hê, kry ek 'n vryval-tyd van 280 000 jaar (wat meer is soos wat ek vir een sonmassa verwag het) en 'n wolkdigtheid van 3,77$ keer $10$^8$ molekules per kubieke meter.

My vrae is basies: is hierdie benadering redelik, en lyk hierdie resultate ten minste verblydend? As hierdie benadering gesond is, het ek al vergelykings afgelei vir radius, helderheid en effektiewe temperatuur van die ineenstortende wolk as funksies van tyd en massa, dus ek hoop dat my werk tot op hierdie stadium nie heeltemal vermors is nie, maar ek gebruik graag 'n ander benaderingsmetode as iemand 'n beter metode kan voorstel.


Onstabiliteit van jeans van interstellêre gaswolke op die agtergrond van swak interaksie van massiewe deeltjies

Die kriterium van die Jeans-onstabiliteit van interstellêre gaswolke wat swaartekrag gepaard gaan met massiewe deeltjies met 'n swak interaksie, word herbesoek. Daar word vasgestel dat die teenwoordigheid van die donker materie altyd die jeanslengte verminder en op sy beurt die jeansmassa van die interstellêre gaswolke. Astrofisiese implikasies van hierdie effek word bespreek.

Onderwerpopskrifte: donker materieegravitasieinstabiliteite ISM: wolke ISM: kinematika en dinamika sterre: vorming


Vryval tydskaal vir 'n Jeans-onstabiele waterstofwolk van massa M - Sterrekunde

Bestraling vanaf die eerste ondeursigtige protostellêre fragmente wat in 'n niehomologies ineenstortende molekulêre wolk gevorm word, kan 'n beduidende hittebron lewer in streke waar die saak relatief diffuus bly oor die aanvanklike vryval-tydskaal. Hierdie energie-insette bied 'n negatiewe terugvoer wat fragmentasie geleidelik inhibeer, aangesien groter protostellêre fragmente vorm wat ook effektiewer verkoelers is. 'N Hoogs vereenvoudigde model word beskryf wat 'n uitdrukking gee vir die aanvanklike massafunksie in sterretrosse. Dinamiese afvoer, aangedryf deur die meer massiewe protostars, is geneig om die gas- en graantemperature te ontkoppel en die massafunksie te versterk. Fragmentasie van minder massiewe sterre blyk meer doeltreffend te verloop wanneer die swaar-element-oorvloed verminder word, wat dui op die moontlikheid van 'n omgekeerde korrelasie tussen gradiënte in Z en M / L. Ander moontlike waarnemingstoetse van fragmentasie word ook voorgestel.


Oorsig en vorming van die sonnestelsel 4121 voorwerpe in die sonnestelsel

Die hoofliggaam van die sonnestelsel is die Son. Die Son bevat 99,8% van die bekende massa van die stelsel. Daar is twee groot planete, Jupiter en Saturnus, wat meer as 90% van die oorblywende massa bevat. Die agt groot planete draai in dieselfde sin en byna in dieselfde vlak - die vlak van die aarde - wat die ekliptika genoem word, om die son. Dus, alle planeetbane lê naby die ekliptika, wat al deur antieke kulture bekend was. Ander lede van die sonnestelsel is die dwergplanete (byvoorbeeld Pluto), komete, asteroïdes en interplanetêre materie.

Afstande in die sonnestelsel word gewoonlik in astronomiese eenhede (AU) gegee.

1 AU is die gemiddelde aarde-son afstand = 149,6x109m.

Behalwe Venus en Mercurius, het alle planete natuurlike satelliete.

Die hele sonnestelsel word omhul deur 'n wolk van komete soos liggame, die Oort-wolk. Hierdie bolvormige wolk strek ongeveer 50.000 AU tot 100.000 AU vanaf die son.2 Die Oort-wolk is veronderstel om 'n oorblyfsel van die oer-son te wees

1 Die oppervlaktemperatuur van Jupiter is 130 K.

2 Dit kom ooreen met 1/4 van die afstand na die naaste ster Proxima Centauri.

newel waaruit die Son 4,6 miljard jaar gelede ontstaan ​​het deur 'n ineenstortingsproses. Die vraag waarom hierdie Oort-wolk bolvormig is en nie naby die ekliptika gekonsentreer is nie, kan soos volg beantwoord word: daar word aanvaar dat die voorwerpe van die Oort-wolk oorspronklik baie nader aan die son gevorm het, maar as gevolg van gravitasie-interaksie met die jong gasplanete was dit uitgegooi in elliptiese of paraboliese wentelbane en sodoende uit die ekliptiese vlak versprei. Dus is die vorming en aanwesigheid van groot gasplanete in 'n vroeë stadium van die vorming van planetêre stelsels in die algemeen noodsaaklik om ontslae te raak van die baie klein liggame wat gevaarlik sou wees in die innerlike planetêre stelsel om die planete daar te bombardeer en om die lewe uit te sterf.

4.1.2.2 Presolêre newel

Die presolare newel het 'n deursnee tussen 7.000 en 20.000 AU. 'N Voorbeeld van 'n protoplanetêre skyf word in Fig. 4.1 gegee. Hierdie protoplanetêre skyf word waargeneem in 'n stervormende streek in die Orion-newel op 'n afstand van ongeveer 1600 Lyr. Toe dit ineengestort het, het dit vinniger begin draai as gevolg van die behoud van die momentum. Die meeste massa is in die sentrum opgebou. As gevolg van rotasie, het die newel tot 'n pro-planetêre skyf van ongeveer 200 AE platgetrek en in sy sentrale streek het 'n protostar ontwikkel. 'N Soortgelyke scenario het gelei tot die vorming van die protosun. T Tauri-sterre word geglo

Fig. 4.1 'n Voorbeeld van 'n protoplanetêre skyf waargeneem in die Orion-newel M42. Die Orion-newel is op 'n afstand van 1600 Lyr en die grootte van die gesigsveld in die beeld is 0.14 Lyr, wat ooreenstem met ongeveer 9.000 AU. Fotokrediet: HST

om in dieselfde stadium as die protosun te wees. Hulle is warm en helder en hul helderheid word gegenereer deur inkrimping. Hierdie fase word ook die T Tauri-fase van die son genoem en het ongeveer 100 miljoen jaar geduur. Aan die einde van die T Tauri-fase was die drukdigtheid en temperatuur in die middel hoog genoeg sodat kernfusie begin het. Sedert daardie tyd produseer die son sy energie deur kernfusie. Die oorblywende stofwolk het die planete gevorm wat begin het as stofkorrels wat planetesimale (tot 5 km groot) gevorm het, en weens gereelde botsings het die planete uiteindelik ontwikkel.

Dit is ook duidelik dat vlugtige molekules soos water of metaan in die binneste sonnestelsel weens die hoër temperatuur nie kon kondenseer nie. Slegs liggame met hoë smeltpunte (bv. Silikate en metale) is daar gevorm - die aardse planete Mercurius, Venus, Aarde en Mars. Verder van die son af, anderkant die sogenaamde ryplyn, het vlugtige verbindings solied gebly en Jupiter en Saturnus het gasreuse geword. Uranus en Neptunus het minder materiaal versamel. Ons neem aan dat hul kerne meestal uit ys (waterstofverbindings) bestaan.

Die beginpunt van die son as 'n hoofreeksster was ook belangrik vir die skoonmaak van die protoplanetêre skyf. As gevolg van sterk sonwind (in vergelyking met jong sonagtige sterre, weet ons dat die sonwind in die vroeë fases van sonontwikkeling 'n faktor van 100 sterker was as vandag), is gas en stof in die protoplanetêre skyf gewaai. die interstellêre ruimte binne. Die aanwas van planete het dus opgehou.

4.1.3 Instabiele interstellêre wolke 4.1.3.1 Wat veroorsaak die ineenstorting van 'n wolk?

Die vorming van die sonnestelsel kan kortliks beskryf word deur 'n ineenstorting van 'n interstellêre wolk wat bestaan ​​uit stof en gas. Sulke wolke moet deur 'n eksterne agent veroorsaak word om in duie te stort. Eksterne middels kan skokgolwe wees as gevolg van 'n nabygeleë supernova-ontploffing (Fig. 4.2 en Fig. 4.3), steurings wat veroorsaak word deur die rotasie van die wolk om die middel van die sterrestelsel, digtheidsgolwe (wat ten minste gedeeltelik verantwoordelik is vir die spiraalstruktuur van ons sterrestelsel), interaksie van gaswolke in botsende sterrestelsels (sterre bars sterrestelsels) en UV-skokgolf van OB-sterre in H II-streke.

Die prosesse is ingewikkeld. As daar byvoorbeeld 'n baie helder ster in 'n interstellêre wolk gevorm het, kan dit die vorming van verdere sterre veroorsaak, of die vorming van protostjerse belemmer deur die omringende materiaal weg te erodeer.

'N Wolk begin ineenstort wanneer die aantrekkingskrag groter word as die interne gasdruk. Dit word ook yeans-kriterium genoem en kan afgelei word van die voorwaarde dat

3 Dit is streke waar die temperatuur hoog genoeg is om waterstof te ioniseer.

Supernova-oorblyfsel of Shockwave, of UV-stralingsdruk van helder ster

Fig. 4.2 Stervorming geïnduseer deur 'n skokgolf (óf deur 'n supernova-ontploffing óf deur stralingsdruk van 'n helder ster) wat 'n koel molekulêre wolk binnedring

Supernova-oorblyfsel of Shockwave, of UV-stralingsdruk van helder ster

Koel molekulêre wolk

Fig. 4.2 Stervorming geïnduseer deur 'n skokgolf (óf deur 'n supernova-ontploffing óf deur stralingsdruk van 'n helder ster) wat 'n koel molekulêre wolk binnedring

• Vir 'n bolvormige wolk met massa M en radius R is die gravitasie-energie waar a afhang van die graad van die sentrale kondensasie of interne digtheidsverdeling: as r die afstand vanaf die middelpunt van die wolk aandui, dan is a = f (p (r )). Hoe meer die digtheid na r ^ 0 toeneem, hoe groter a. Vir eenvormige digtheid is a = 3/5. 'N Mens gebruik dikwels a = 1.

Fig. 4.3 'n Molekulêre wolk stort in vrye val in, die temperatuur daarvan bly byna konstant en fragmentasie trek in, en donker bolletjies (& quotBok Globules & quot) is sigbaar teen die helder newel. Die vorming van hierdie bolletjies duur ongeveer 107 jr

Fig. 4.3 'n Molekulêre wolk stort in vrye val in, die temperatuur daarvan bly byna konstant en fragmentasie trek in, en donker bolletjies (& quotBok Globules & quot) is sigbaar teen die helder newel. Die vorming van hierdie bolletjies duur ongeveer 107 jr

• Laat ons nou die kinetiese energie skat: as T die gemiddelde wolktemperatuur en ¡imH die gemiddelde massa van 'n wolkdeeltjie aandui,

Daar is dus twee moontlikhede vir 'n ineenstorting van 'n wolk met 'n radius R: Jeansmassa:

Die tipiese parameters vir die interstellêre saak is soos volg. Deeltjie getalle

3. Die digthede van die molekulêre wolke waar sterre vorm, is baie hoër: n

3, tipiese afmetings is 10 stuks, temperatuur ongeveer 10 K.

4.1.3.2 Stadiums van sterformasie

1. Sametrekking: sodra die kriterium van die Jeans vervul is, begin die wolk saamtrek ^ die vrystelling van gravitasie-energie Egrav. Hierdie vrygestelde energie verhoog die temperatuur van die wolk binne. As gevolg van die temperatuurverhoging word die molekules daar (hoofsaaklik molekulêre waterstof H2) in rotasietoestande opgewek. Die de-eksitasie straal fotone uit by lae energieë ^ straling in die IR en mm-golflengte domein. Tot hierdie golflengtes is die wolk deursigtig, die fotone kan ontsnap ^ die wolk word afgekoel en trek verder saam.

2. Fragmentasie: substreke van die wolke bereik jeansdigtheid en begin onafhanklik saamtrek. Dit beteken dat sterre altyd in trosse vorm - die meeste van hierdie trosse los vinnig op. Dit is nie duidelik waar die sterre nou geleë is wat gevorm is uit dieselfde interstellêre wolk as ons son nie.

3. Vorming van protostars. Beskou 'n protostêr met 1 sonmassa, radius 1015m, en met 'n jeansdigtheid 10

3. Die radius na gravitasiekrimping sal dan R2 wees

1011 m en die tydskaal vir die inkrimping is t

4. Hidrostatiese ewewig: nadat waterstof geïoniseer is, styg die interne druk, wat die inkrimping vertraag en uiteindelik tot hidrostatiese ewewig lei. In hierdie fase bring sterre die grootste deel van hul leeftyd deur.

5. Laer massa van massa vir kernreaksies: M

0,08M0 voorwerpe met minder massas word nie sterre nie, want kernreaksies kan nie begin nie.

6. Vorming van planetêre stelsels: as gevolg van die rotasie van die skyf om die protostêr (in dieselfde sin as die protostar), word die skyf plat. Dikwels word 'n bipolêre uitvloei waargeneem. In die aanwasskyf neem die digtheid toe en die vorming van deeltjies wat in grootte groei, begin intree. Die vorming van 'n aanwasskyf lyk as 'n kritieke punt omdat 'n dubbelster ook gevorm kan word uit 'n Bipolêre uitvloei

Fig. 4.4 'n Aksieskyf het gevorm wat in dieselfde sin as die protostaat draai. In hierdie plat skyf word planete gevorm. Materie word verdryf deur 'n bipolêre uitvloei

Bipolêre uitvloei

Fig. 4.4 'n Aksieskyf het gevorm wat in dieselfde sin as die protostaat draai. In hierdie plat skyf word planete gevorm. Materie word verdryf deur 'n bipolêre uitvloei. Die stofdeeltjies in die skyf bots met mekaar en vorm groter deeltjies. Rotse word gevorm (klein asteroïdes). Dan begin 'n weghol-groei. Die groter begin die kleiner deeltjies versamel. Berekeninge toon dat in die binneste sonnestelsel voorwerpe tussen die grootte van asteroïdes en tot die grootte van die maan op hierdie manier en in die buitenste sonnestelsel tot 15 keer die grootte van die aarde kon gevorm het. Hierdie aanwas van die planeetdiere het 105 - 20 x 106 jr geneem. Hoe groter die afstand van die son, hoe langer het hierdie proses geduur.

7. Sterwind: ongeveer 1 miljoen jaar nadat die newel afgekoel het, genereer die ster 'n baie sterk sterwind. Dit sal al die gas wat in die proto-planetêre newel oorbly, wegvee. As 'n protoplanet groot genoeg was, sou die erns daarvan die newegas kon lok en sou dit 'n gasplaneet word. Indien nie, sou die planeet rotsagtig of ysig bly.

8. Na 107 - 108 jr is die planete van die sonnestelsel gevorm. Die tyd van die swaar bombardement het begin en die oppervlak het swaar gebombardeer deur die oorblywende klein rotse.

Som die proses van stervorming op - dit begin met 'n vrye val van materie, homoloë sametrekking van 'n newel (Jeans-kriterium):

Dan word die Kelvin-Helmholtz-tydskaal belangrik waartydens die ster verhit word tot op die punt wanneer kernreaksies begin:

Die leeftyd van 'n ster se hoofreeks hang af van die massa daarvan:

Ons het hier aanvaar dat 10% van die sterre massa in helium omgeskakel word.

Hierdie model van ster- en planetêre vorming kan kenmerkende feite van ons sonnestelsel verklaar:

1. Die meeste hoekmomentum is in die planete.

2. Die wentelbane van die planete lê byna in dieselfde vlak.

3. Die planete wentel in dieselfde rigting.

4. Planete (Venus is 'n uitsondering) draai in dieselfde rigting (dit wil sê rewolusierigting).

5. Die rotasie-as is byna loodreg op die ekliptika.

6. Die afstande van die planete kan uitgedruk word deur die empiriese wet (Titius-Bode-wet).