الفلك

العلاقة بين درجة حرارة السديم وحجم النجم

العلاقة بين درجة حرارة السديم وحجم النجم


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.

كنت أتساءل ، أثناء عملية تكوين النجوم ، هل تلعب درجة حرارة السديم الذي ينتج نجمًا دورًا في حجم هذا النجم؟ أعني أنه من المنطقي أن يعتمد الحجم على كمية المادة الموجودة حوله ، ولكن إذا كانت درجة الحرارة أقل ، فهذا يعني أن الكثافة الصافية أقل ، وبالتالي فإن النجم سوف "يمتص" كمية أقل من المادة. أم أن هذا ليس عاملاً ، والنجم المتنامي سوف يلتهم أي شيء في جواره؟ لقد واجهت بعض المصادر المتناقضة وأحاول التحقق مرة أخرى.


هذه قضية معقدة لدرجة أنني لن أحاول أن أكون شاملاً. أحد الأشياء الرئيسية التي تفتقدها هو أن النجوم لا تتشكل منعزلة ، خاصة النجوم الضخمة ، ولكن في مجموعات وعناقيد.

الوحدة الأساسية في تكوين النجوم هي كتلة الجينز. $$ M_J propto T ^ {3/2} rho ^ {- 1/2} $$ حيث $ T $ درجة الحرارة و $ rho $ الكثافة و $ M_J $ الحد الأدنى للكتلة بالنسبة للسحابة الانهيار الجاذبي.

لذا من وجهة النظر هذه ، يجب أن تكون السحابة ذات درجة الحرارة المرتفعة أكبر حجمًا حتى تنهار في المقام الأول.

ولكن مع انهيار السحابة ، ترتفع الكثافة وتتناقص كتلة الجينز - وتتشظي السحابة إلى وحدات فرعية أصغر ، وفي النهاية تتحول إلى مجموعة من النجوم.

بالضبط كيف يتم تطبيق هذا في الممارسة هو في الأساس مجال البحث الكامل لتكوين النجوم. لا يعتمد فقط على أشياء بسيطة نسبيًا مثل درجة حرارة الغاز وكثافته ومعادلة الحالة ؛ ولكن أيضًا على أفكار أكثر تعقيدًا مثل دعم المجال المغناطيسي ، والتراكم التنافسي بين النجوم ، وردود الفعل من النجوم حديثة التكوين وتدفقات النجوم الأولية ومعدل توليد الاضطراب ثم تبدده.

يكاد يكون من المؤكد أنه لا توجد علاقة بسيطة كما تقترح. في الواقع ، يبدو أن نتيجة تشكل النجوم تنتج دالة كتلة (عدد النجوم لكل وحدة كتلة) تعتمد بشكل ضعيف فقط على الظروف الأولية ، ولكنها قد تختلف قليلاً في البيئات منخفضة الكثافة وعالية الكثافة.


العلاقة بين درجة حرارة السديم وحجم النجم - علم الفلك

113
مراجعة الامتحان رقم 1

  • قوانين كبلر لحركة الكواكب
  • قوانين نيوتن للحركة
  • قانون نيوتن للجاذبية العالمية
  • افهم الأنواع المختلفة من الأطياف
    • انبعاث
    • استيعاب
    • مستمر
    • راديو ، ميكروويف ، الأشعة تحت الحمراء ، ROYGBIV ، الأشعة فوق البنفسجية ، الأشعة السينية ، أشعة جاما
    • الشدة مقابل التردد أو الطول الموجي
    • العلاقة بين درجة الحرارة وطول الموجة الذروة
    • العلاقة بين درجة الحرارة والطاقة المشعة
    • طبق قانون فيينا وقانون ستيفان بولتزمان لتحديد اللون والطاقة
    • الحركة النسبية للكائن / المراقب
    • التحول الأحمر
    • تحول الأزرق
    • ما المطلوب لبناء نموذج ناجح للشمس؟
      • التوازن الهيدروستاتيكي
      • نقل الطاقة
      • توليد الطاقة
      • الاستمرارية الجماعية
      • النواة
      • طبقة إشعاعية
      • طبقة الحمل
      • فوتوسفير
      • الكروموسفير
      • الهالة
      • اين تاخذ مكان؟
      • كم عدد الخطوات؟
      • 4 × 1 H & # 224 1 × 4 He + الطاقة (هذا مجرد ملخص)

      مقياس النجوم

      • افهم المنظر
      • فهم الثانية المنظر (فرسخ)
        • 1 جهاز كمبيوتر يساوي تقريبًا 3.26 سنة ضوئية
        • القدر المطلق (م)
        • الحجم الظاهر (م)
        • فرق 1 في الحجم


        عروض خاصة لعلم الفلك 102: مخطط هيرتزبرونج-راسل والعلاقة بين درجة الحرارة واللمعان

        إحدى السمات الأكثر وضوحًا لمخطط Hertzsprung-Russell (HR) لأي مجموعة من النجوم هي الشريط المائل الذي يمتد من أعلى اليسار إلى أسفل اليمين حيث توجد جميع النجوم تقريبًا. يُطلق على هذه الفرقة اسم السلسلة الرئيسية ، ولأنها بارزة جدًا لأي مجموعة من النجوم ، يجب أن تكون مهمة وتستحق المزيد من الدراسة.

        يشير وجود تسلسل رئيسي في مخطط HR إلى أنه بالنسبة لمعظم النجوم ، هناك علاقة بين اللمعان ودرجة الحرارة. تذكر أن المحور x على الرسم البياني HR هو درجة الحرارة وأنه تم رسمه للخلف ، وأن المحور y على الرسم البياني HR هو اللمعان ، وقد تم رسمه بالطريقة الصحيحة. الارتباط واضح لأن النجوم ليست موزعة عشوائياً على قطعة الأرض ، بل في منطقة محصورة جيداً. يوضح الرسم أدناه التسلسل الرئيسي كسطر واحد بدلاً من مجموعة نقاط. لقد قمت بذلك عن طريق حساب متوسط ​​لمعان مجموعة النجوم في كل درجة حرارة ، ثم رسم نقطة واحدة فقط لتمثيل كل هذه النجوم. في الغالب ، يسهل قراءة الحبكة قليلاً.

        لاحظ أن الارتباط بين درجة الحرارة واللمعان هو ارتباط مباشر - أي أنه كلما زادت درجة الحرارة (على سبيل المثال ، عندما تتجه يسارًا على الرسم البياني) ، يزداد اللمعان. هذا الارتباط المباشر يذكرنا إلى حد ما بالعلاقة التي تعلمناها بين درجة حرارة ولمعان باعث الجسم الأسود. تذكر أنه بالنسبة للجسم الأسود ، ترتبط الكثافة الكلية ودرجة الحرارة على النحو التالي:

        حيث I هي الشدة و T هي درجة الحرارة. علاوة على ذلك ، تذكر أن القوة ، أو ما يعادلها ، اللمعان المنبعث من الجسم الأسود هو:

        حيث S هي مساحة سطح الباعث. بالنسبة للكرة (جميع النجوم كروية):

        حيث R هو نصف قطر الكرة. الآن ، بدمج هذه العلاقات الثلاث ، نحصل على:

        ونجد أنه بالنسبة لباعث الجسم الأسود ، هناك علاقة مباشرة بين درجة الحرارة واللمعان. هل يمكن أن تفسر هذه العلاقة الارتباط المباشر بين درجة الحرارة واللمعان كما هو موضح في مخطط HR؟ يبدو الأمر معقولاً إلى حدٍ ما ، لأننا نعتقد أن النجوم تنبعث من النجوم مثل الأجسام السوداء لأسباب عديدة.

        هيا نكتشف. طريقة القيام بذلك هي إنشاء نموذج لكيفية إصدار النجم إذا كان يتصرف تمامًا مثل الجسم الأسود. أبسط نموذج هو افتراض أن جميع النجوم بحجم الشمس ، لأن الشمس هي النجم الوحيد الذي نعرف حجمه. ثم يعطينا نموذجنا علاقة مباشرة بين درجة الحرارة واللمعان على النحو التالي:

        = 4 × 3.14 × 5.67 × 10-8 × (6.96 × 10 8) 2 خ 4

        يمكننا رسم هذه العلاقة مباشرة على مخطط HR عن طريق حساب اللمعان الذي سنحصل عليه لمجموعة من النجوم ذات درجات الحرارة المختلفة. سيعطينا هذا خطًا على مخطط HR.

        إذا كان خط نموذجنا والتسلسل الرئيسي واحدًا واحدًا ، فيمكننا أن نستنتج أن نموذجنا "يناسب" البيانات ، وأن نموذج الجسم الأسود البسيط يشرح الارتباط بين درجة الحرارة واللمعان في النجوم الحقيقية. ومع ذلك ، لا يتداخل هذان الخطان ، وبالتالي لا يمكننا الادعاء بأننا شرحنا الارتباط.

        في الواقع ، يقوم نموذجنا بعمل رديء جدًا في توقع لمعان نجوم التسلسل الرئيسي بناءً على درجة حرارتها. على سبيل المثال ، عندما نقوم بتوصيل 11220 K لدرجة حرارة في النموذج ، نحصل على لمعان يقارب 14 ضعف لمعان الشمس ، أو 14 L o (كما يتضح من الأزرق زائد في الشكل أعلاه). ومع ذلك ، فإن النجوم الحقيقية ذات درجة حرارة سطحها 11220 كلفن لها لمعان يقارب 100 لتر ، أو حوالي خمسة أو أكثر. لذلك ، أمامنا الكثير من العمل الذي يتعين علينا القيام به قبل أن نتمكّن من المطالبة بالملاءمة.

        على الرغم من أن النموذج لا يتناسب جيدًا ، إلا أننا ما زلنا نرغب في الاحتفاظ ببعض أجزاء منه لأنها منطقية. الأول وربما الأكثر أهمية هو أن النجوم تتصرف مثل الأجسام السوداء. هناك الكثير من الأسباب التي تجعلنا نعتقد أن هذا الأمر كذلك ، بما في ذلك حقيقة أن أطياف النطاق العريض للنجوم لها شكل الجسم الأسود المميز ، وأن درجات الحرارة المشتقة من ملاحظات الخط الطيفي تتفق مع درجات الحرارة المستمدة من ملاءمة طيف النطاق العريض مع e blackbody منحنى. لذا ، من المفيد محاولة الحفاظ على افتراض الجسم الأسود إذا كان ذلك ممكنًا على الإطلاق.

        ومع ذلك ، فقد وضعنا افتراضًا آخر في نموذجنا يكاد يكون غير مبرر تمامًا. لقد اخترنا للتو حجمًا لجميع النجوم بناءً على معرفتنا بحجم الشمس. في حين أن هذه ربما تكون نقطة انطلاق جيدة ، نظرًا لأن الشمس هي الجسم النجمي الوحيد الذي يمكننا قياس حجمه ، فلا يوجد سبب لضرورة أن يكون لجميع النجوم نفس حجم الشمس. ماذا لو كانت هناك نجوم حجمها أكبر بثلاث مرات من حجم الشمس؟ ما نوع العلاقة بين درجة الحرارة واللمعان التي قد تكون لهذه النجوم؟

        حسنًا ، بالنسبة لدرجة حرارة معينة ، سيكون للنجم الأكبر لمعانًا أكبر. لماذا ا؟ لأنه بينما تحدد درجة الحرارة شدة سطح النجم ، فإن النجم الأكبر سيكون له مساحة سطح أكبر وبالتالي سيشع مزيدًا من السطوع ، حتى لو كانت درجات الحرارة وبالتالي شدة النجمين هي نفسها (كان لديك سؤال حول هذا في مجموعة المشكلات رقم 2 الآن أنت تعرف السبب). لذلك قد نتوقع أن نموذج الجسم الأسود للنجوم الأكبر قد يظهر أعلى في مخطط HR من خط النجوم بحجم الشمس. وبالمثل ، فإن نموذج الجسم الأسود للنجوم الأصغر من الشمس سيظهر في الأسفل على مخطط HR ، حيث أن النجوم الأصغر لديها مساحة سطحية أقل للإشعاع.

        وهذا بالضبط ما تحصل عليه:

        جميع منحنيات النموذج الثلاثة لها نفس المنحدر ، وهذا المنحدر ليس ميل التسلسل الرئيسي ، لذلك بشكل فردي ، لن يتناسب أي من هذه النماذج مع التسلسل الرئيسي. يشير هذا إلى أن النجوم في التسلسل الرئيسي ليست كلها بنفس الحجم ، وهو أمر جيد عندما تفكر في الأمر. بعد كل شيء ، لماذا يجب أن تكون كل النجوم بنفس الحجم على أي حال؟

        على الرغم من أن هذه النماذج لا تتطابق بشكل فردي مع التسلسل الرئيسي ، إلا أنها مجتمعة تغطي معظم التسلسل الرئيسي. هذا ، طالما أنك لا تمانع في استخدام أحجام مختلفة من النجوم لأجزاء مختلفة من التسلسل الرئيسي ، يمكننا شرح كل النجوم بنموذج الجسم الأسود حيث تزداد درجة الحرارة وحجم النجوم معًا. يمكن تفسير نجوم التسلسل الرئيسي ذات درجات الحرارة المنخفضة بشكل أفضل من خلال نموذج الجسم الأسود الخاص بنا إذا كانت أحجامها أيضًا أصغر من الشمس ، ويمكن تفسير نجوم التسلسل الرئيسي ذات درجة الحرارة العالية بشكل أفضل إذا كانت أحجامها أيضًا أكبر من الشمس.

        وبالتالي يمكننا تفسير الارتباط الظاهر بين درجة الحرارة واللمعان في مخطط الموارد البشرية من حيث نموذج الجسم الأسود وعلاقة أخرى - الارتباط بين درجة الحرارة والحجم - لنجوم التسلسل الرئيسي. بالإضافة إلى ذلك ، يمكننا أيضًا أن نرى أن الموضع على الرسم البياني HR يمكن أن يخبرنا أن حجم النجوم في أعلى اليمين أكبر بكثير من الشمس ، والنجوم الموجودة في أسفل اليسار أصغر بكثير من الشمس. تقع نجوم التسلسل الرئيسي في نطاق ضيق نسبيًا من الأحجام ، حيث يتراوح نصف قطرها من حوالي 30٪ من نصف قطر الشمس إلى حوالي 10 أضعاف نصف قطر الشمس.

        سنرى في أقسام لاحقة من الدورة أن هذا الارتباط الجديد بين درجة حرارة السطح وحجم النجم هو نتيجة لمعامل أساسي آخر أكثر - كتلة النجم.


        العلاقة بين درجة حرارة السديم وحجم النجم - علم الفلك

        قانون Wien هو معادلة مهمة تسمح لنا بتحديد درجة حرارة النجم. يعتمد على حقيقة أن الأجسام الأكثر سخونة تمتلك طاقة أكبر من الأجسام الأكثر برودة ، وبالتالي تنبعث منها إشعاعات أكثر عند الترددات الأعلى من الترددات المنخفضة. اكتشف وين أن هناك علاقة مباشرة بين الطول الموجي (أو التردد) الذي يصدر عنده الجسم معظم طاقته ودرجة حرارة ذلك الجسم. قانونه موضح أعلاه بهذا الشكل ، يجب قياس الطول الموجي بأنجستروم (أنجستروم واحد هو 10 ^ (- 10) أمتار) ودرجة الحرارة بالدرجات كلفن. يمكننا فهم منطق قانون Wien من خلال النظر إلى الرسوم البيانية التالية: لاحظ أنه نظرًا لأن الطول الموجي حيث يتم إعطاء معظم الطاقة (الطول الموجي الأقصى) ينتقل من الأحمر إلى الأخضر إلى الأزرق ، تزداد درجة الحرارة. الآن ، نعلم أن الضوء ذي الأطوال الموجية الأطول له ترددات أقل وبالتالي طاقة أقل من الضوء ذي الأطوال الموجية الأقصر. نظرًا لأن الطول الموجي للضوء الأحمر أطول من الضوء الأخضر (والضوء الأخضر أطول من الأزرق) ، يجب أن يكون للضوء الأحمر تردد أقل وطاقة أقل من الضوء الأخضر (والأخضر لديه طاقة أقل من الأزرق). لذلك ، نتوقع أن ينبعث من النجم الذي ينبعث منه ضوء أزرق في الغالب طاقة أكبر (وبالتالي يكون أكثر سخونة) من النجم الذي ينبعث منه ضوء أحمر في الغالب (إذا كان لهما نفس الحجم). نرى من الرسوم البيانية أن توقعاتنا صحيحة: درجة حرارة النجم الذي يبعث معظم ضوءه عند أقصى طول موجي 600 نانومتر هي 5000 كلفن ، ودرجة حرارة النجم الذي يبلغ طوله الموجي الأقصى حوالي 500 نانومتر هي 6000 كلفن ، وتبلغ درجة حرارة النجم الذي يبلغ طوله الموجي الأقصى 400 نانومتر حوالي 7000 كلفن ، تبعث النجوم الأكثر سخونة طاقة أكبر لكل وحدة مساحة من النجوم الأكثر برودة.

        قسم علم الفلك ، جامعة ماريلاند
        كوليدج بارك ، ماريلاند 20742-2421
        الهاتف: 301.405.3001 الفاكس: 301.314.9067

        قد يتم توجيه التعليقات والأسئلة إلى مسؤول الموقع
        ولوجية الويب


        هل الطرق التقليدية لتحديد حجم النجم لا تعمل؟

        في علم الفلك ، ندرك وجود علاقة بين اللمعان (أو كمية الطاقة المنبعثة) ودرجة الحرارة والحجم في النجوم. هذه العناصر الثلاثة هي المتغيرات التي يستخدمها علماء الفلك لحساب حجم ومسافة النجوم في السماء. وباستخدام الجبر ، طالما أنه يمكن قياس اثنين من هذه المتغيرات الثلاثة ، فيمكن حساب المتغير الثالث منها. من بين هؤلاء الثلاثة ، ربما تكون درجة الحرارة هي الأسهل في تحديدها. كما تعلمنا في محاضرتنا التعليمية حول اللمعان ، تنتج النجوم ضوءًا بأطوال موجية مختلفة ، لكن كمية الفوتونات لكل طول موجي للضوء ليست ثابتة. كل نجم له ذروة حيث ينتج ضوءًا بطول موجي واحد أكثر من أي طول موجي آخر ، وهذا الطول الموجي متصل بالنجم ودرجة حرارة # 8217s. هذا يعني أنه إذا تمكنا من استخدام أدوات لتحديد المكان الذي يكون فيه ضوء النجم هو الأكثر سطوعًا في الطيف ، فيمكننا حينئذٍ تحديد درجة حرارته. هذا متغير واحد لأسفل ، لكننا ما زلنا بحاجة إلى متغير آخر على الأقل.

        قرأت مقالًا من موقع space.com بعنوان & # 8220 شيء غريب يحدث مع النجم الشمالي & # 8221 يشرح كيف يستخدم علماء الفلك لونًا ونمطًا للنبض لتحديد حجم النجم. بعد ذلك ، يمكن بسهولة تحديد المسافة من خلال مقارنة لمعان النجم الفعلي مع سطوعه في السماء من الأرض. ومع ذلك ، توضح المقالة أيضًا أن هذه ليست الطريقة الوحيدة لتحديد حجم النجم.

        هذا المقال عن بولاريس ، نجم الشمال الشهير. أحد الأشياء المثيرة للاهتمام حول Polaris هو أنه يحتوي على نجم مصاحب يدور حوله ، ويكمل دورة واحدة كل 26 عامًا تقريبًا. يمكن لعلماء الفلك فحص حركة هذا النجم المرافق واستخدام قانون الجاذبية العامة لحساب كتلة بولاريس. ومع ذلك ، فإن الكتلة التي تم حسابها بهذه الطريقة (حوالي 3.45 ضعف كتلة الشمس) لم تكن مماثلة للكتلة المحسوبة باستخدام الطريقة السابقة (حوالي سبعة أضعاف كتلة الشمس). هناك حاجة إلى مزيد من البحث لتحديد سبب ذلك أو ما إذا كان أحد القياسات غير صحيح. ويختتم المقال بالقول إن Polaris هو نجم يصعب دراسته حيث أن سطوعه وموقعه في السماء يجعل من الصعب أو المستحيل على العديد من التلسكوبات فحصه. اعتقدت أنه من الرائع جدًا أن تكون كل هذه المتغيرات في النجوم متصلة ويمكن استخدامها لحساب جميع أنواع المعلومات حول النجوم بهذه السهولة. ومع ذلك ، كنت مندهشًا أكثر من أن هذه الأساليب قد تكون معيبة وأنه ربما يوجد متغير آخر لم نأخذ في الحسبان أنه ينتظر من يكتشفه. إنه لأمر مدهش أن نرى أنه بغض النظر عن مقدار دراستنا وتعلمنا عن الكون ، سيكون هناك دائمًا المزيد من الأسئلة والمزيد من الأشياء التي لا يزال بإمكاننا معرفة المزيد عنها.


        مراحل تكوين النجوم

        تنقسم سحابة جزيئية عملاقة إلى قطع أصغر. في النهاية ، تتوقف عملية التجزئة ، وتتقلص الشظايا تحت تأثير قوة الجاذبية. عندما تتقلص ، تزداد سخونة ويزداد الضغط داخل الشظايا. يجب أن تكون قوة الجاذبية قوية جدًا لتماسك الشظية معًا تحت هذا الضغط المرتفع. يتطلب الأمر الكثير من الجسيمات الضخمة ، معظمها الهيدروجين والهيليوم ، لتوفير قوة الجاذبية اللازمة.

        حقوق النشر © لعام 2005 محفوظة لشركة Pearson Prentice Hall، Inc.

        يحتوي جزء السحابة على بعض الدوران الكلي عندما يتكسر من السحابة الجزيئية العملاقة. عندما يتقلص الجزء ، فإنه يدور بشكل أسرع وأسرع مع انخفاض الحجم. هذا مشابه لما تراه عندما تسرع المتزلجة لأنها تجلب ذراعيها وهي تدور.

        يسمى الجزء الدوار القرص النجمي الأولي. يساعد دوران القرص النجمي على منعه من الانهيار ، جنبًا إلى جنب مع الضغط. على عكس دعم الضغط ، لا يعمل الدوران على طول محور الدوران ، ولكنه يعمل فقط ضد الانهيار على طول نصف قطر القرص. يؤدي هذا إلى تسطيحها في شكل قرص.

        حقوق النشر © لعام 2005 محفوظة لشركة Pearson Prentice Hall، Inc.

        يوفر المجال المغناطيسي مصدرًا آخر للدعم ضد انهيار الجاذبية. أقراص البروتستيلار مصنوعة من البلازما. البلازما عبارة عن سائل حيث يمكن للجسيمات المشحونة إيجابياً أن تتحرك بشكل مستقل عن الجسيمات سالبة الشحنة ، بحيث يمكن للتيارات الكهربائية أن تتدفق. في البلازما ، تميل خطوط المجال المغناطيسي إلى & quot؛ تجميدها & quot؛ في السائل & quot؛ لذلك عندما يتقلص الغاز ، تتعاقد معه خطوط المجال المغناطيسي. تميل خطوط المجال المغناطيسي إلى مقاومة التكثيف ، لذلك ينشأ في القرص نوع من الضغط يسمى & quot؛ الضغط المغناطيسي & quot.

        حقوق النشر © لعام 2005 محفوظة لشركة Pearson Prentice Hall، Inc.

        يوضح هذا الرسم الوقت المقدر المطلوب لمراحل تطور نجم نموذجي. قد يستغرق التفتت الأولي مليوني سنة ، في حين أن الانكماش التجاذبي الأولي لجزء السحابة قد يستغرق عشرات الآلاف من السنين. قد يستغرق تطور قرص النجم الأولي مئات الآلاف من السنين. يحدث هذا التطور للقرص قبل أن يبدأ الاندماج في النجم.

        حقوق النشر © لعام 2005 محفوظة لشركة Pearson Prentice Hall، Inc.

        يعطي الجدول أعلاه تقديرات لدرجة الحرارة والكثافة والقطر للمراحل المختلفة للنجم النامي. لاحظ أن القطر يصبح أصغر وأصغر ، بينما تزداد درجة الحرارة والكثافة. تكون درجة الحرارة المركزية تقريبًا نفس درجة حرارة السطح في المراحل الأولى ، عندما يكون الجسم كبيرًا. وذلك لأن الكثافة صغيرة جدًا بحيث يمكن للحرارة أن تتسرب بسهولة إلى الفضاء المحيط. مع انهيار الجسم ، تزداد الكثافة ، وتصبح الحرارة محاصرة بالداخل ، مما يجعل درجة حرارة اللب أعلى بكثير من درجة حرارة السطح.

        مصدر المحاكاة: K Hadley

        تُظهر هذه المحاكاة ما يحدث عندما تواجه موجة الصدمة منطقة عالية الكثافة. لاحظ أن الصدمة الأمامية تلتف حول الجسم. هذا يساعد على تعزيز تقلص الجسم. تشبه هذه العملية ما يحدث للجزء السديم. تلتف مقدمة الصدمة حول الجزء للمساعدة في بداية الانكماش. عندما تصبح الكثافة في الجزء عالية بدرجة كافية ، تتولى الجاذبية سحب الجزء ليتقلص أكثر.

        جرب مع موقع PhET التفاعلي للتحقق من ارتباط الضغط ودرجة الحرارة والجاذبية ببعضها البعض في نظام بسيط.

        في هذه المعادلة ، k ثابت و N هو عدد الجزيئات الموجودة.

        يعطي قانون الغاز المثالي العلاقة بين الضغط والحجم ودرجة الحرارة للغاز المثالي. الافتراضات هنا هي أن هناك عددًا كبيرًا من الجزيئات الموجودة وأن الجزيئات نفسها تشغل حيزًا ضئيلًا. من المفترض أيضًا أنه لا توجد قوى أخرى تؤثر على الجزيئات ، باستثناء القوى المرنة عندما تصطدم. يمكن فهم الكثير من سلوك الغاز في النجوم والنجوم الأولية من منظور قانون الغاز المثالي.

        • تؤدي زيادة درجة الحرارة بثبات الحجم إلى زيادة الضغط
        • زيادة درجة الحرارة مع الضغط المستمر يزيد الحجم
        • زيادة الضغط مع ثبات درجة الحرارة يقلل الحجم
        • زيادة الحجم مع ثبات درجة الحرارة يقلل الضغط

        في النجوم الأولية وكذلك في النجوم ، تسحب الجاذبية إلى الداخل بينما يسحب الضغط وقوة الطرد المركزي إلى الخارج.


        أضعف المجرات القزمة

        جوشوا د.سيمون
        المجلد. 57 ، 2019

        الملخص

        تمثل المجرات الساتلية لمجرة درب التبانة أدنى لمعان (L) الحد الأدنى الأقصى لوظيفة لمعان المجرة. هذه الأقزام الخافتة للغاية هي أقدم الأنظمة النجمية وأكثرها مظلمة ، ومعظمها فقير بالمعادن ، وأقلها تطورًا كيميائيًا. اقرأ أكثر

        المواد التكميلية

        الشكل 1: تعداد المجرات التابعة لمجرة درب التبانة كدالة للوقت. تشمل الكائنات الموضحة هنا جميع المجرات القزمة المؤكدة طيفيًا وكذلك تلك التي يشتبه في كونها أقزامًا استنادًا إلى l.

        الشكل 2: توزيع أقمار درب التبانة بالمقدار المطلق () ونصف قطر الضوء. يتم عرض المجرات القزمة المؤكدة على شكل دوائر مملوءة باللون الأزرق الداكن ، ويشتبه في أنها مجرات قزمة.

        الشكل 3: تشتت سرعة خط البصر لأقمار درب التبانة فائقة الخفة كدالة ذات الحجم المطلق. تظهر القياسات وأوجه عدم اليقين كنقاط زرقاء مع أشرطة خطأ ، و 90٪ ج.

        الشكل 4: (أ) الكتل الديناميكية لسواتل مجرة ​​درب التبانة شديدة الباهتة كدالة للسطوع. (ب) نسب الكتلة إلى الضوء ضمن نصف قطر نصف الضوء لأقمار درب التبانة فائقة الخفة كوظيفة.

        الشكل 5: متوسط ​​المعادن النجمية لأقمار درب التبانة كدالة ذات حجم مطلق. يتم عرض المجرات القزمة المؤكدة كدوائر ممتلئة باللون الأزرق الداكن ، والأجسام المشتبه في كونها قزمة.

        الشكل 6: دالة توزيع المعادن للنجوم في الأقزام الخافتة للغاية. مراجع المعادن الموضحة هنا مذكورة في الجدول الإضافي 1. نلاحظ أن هذه البيانات غير متجانسة تمامًا.

        الشكل 7: أنماط الوفرة الكيميائية للنجوم في UFDs. تظهر هنا النسب (أ) [C / Fe] ، (ب) [Mg / Fe] ، و (ج) [Ba / Fe] كوظائف معدنية ، على التوالي. يتم رسم نجوم UFD على شكل ديامو ملون.

        الشكل 8: قابلية الكشف عن الأنظمة النجمية الباهتة كوظائف للمسافة والقدر المطلق وعمق المسح. يُظهر المنحنى الأحمر سطوع النجم العشرين الأكثر سطوعًا في كائن ما كوظيفة.

        الشكل 9: (أ) مخطط اللون والحجم للقسم 1 (القياس الضوئي من Muñoz et al. 2018). تشير مناطق الحجم المظللة باللون الأزرق والوردي إلى العمق التقريبي الذي يمكن الوصول إليه باستخدام الوسط الموجود.


        سديم اللولب يلمع مثل العين الذهبية في صورة جديدة

        سديم كوكبي قريب يضيء مثل عين ذهبية ضخمة في صورة جديدة التقطها تلسكوب في تشيلي.

        تُظهر الصورة سديم اللولب ، الذي يبعد حوالي 700 سنة ضوئية عن الأرض في كوكبة الدلو (حامل الماء). التقطت الصورة في ضوء الأشعة تحت الحمراء بواسطة تلسكوب Vista التابع للمرصد الأوروبي الجنوبي ، وهو أحد الأدوات في مرصد Paranal التابع لـ ESO.

        اللولب هو سديم كوكبي ، جسم غريب يتشكل عندما يستنفد نجم مثل شمسنا وقود الهيدروجين. تتمدد الطبقات الخارجية للنجم وتبرد ، مما يؤدي إلى تكوين غلاف ضخم من الغبار والغاز. يؤدي تدفق الإشعاع من النجم المحتضر إلى تأيين هذا الغلاف ، مما يتسبب في توهجه.

        على الرغم من اسمها ، فإن السدم الكوكبية لا علاقة لها بالكواكب. بدلاً من ذلك ، يشير المصطلح إلى تشابهها السطحي مع الكواكب العملاقة ، عند ملاحظتها من خلال التلسكوبات المبكرة. [شاهد صور وفيديو سديم Helix الجديد]

        يتطور النجم المحتضر في قلب سديم اللولب ليصبح قزمًا أبيض ، وهو جسم متقلص شديد الكثافة يمكنه أن يحزم ما يعادل قيمة الشمس في كرة بحجم الأرض. قال الباحثون إن النجمة مرئية كنقطة زرقاء صغيرة في وسط الصورة.

        سديم اللولب عبارة عن جسم معقد يتكون من الغبار والمواد المتأينة والغاز الجزيئي ، مصفوفة في نمط معقد يشبه الزهرة.

        يبلغ عرض الحلقة الرئيسية للولب حوالي سنتين ضوئيتين ، أي ما يعادل نصف المسافة بين شمسنا وأقرب نجم لها. ومع ذلك ، قال باحثون إن المواد الضعيفة من السديم تنتشر على الأقل 4 سنوات ضوئية في الفضاء من النجم المركزي.

        يصعب رؤية هذه السحب الرقيقة من الغاز الجزيئي في الضوء المرئي ، لكن أجهزة الكشف عن الأشعة تحت الحمراء في فيستا يمكنها التقاطها ، وتظهر في الصورة الجديدة على شكل ضباب أحمر غامق.

        تكشف عين فيستا الحادة أيضًا عن بنية دقيقة في حلقات السديم الكوكبي ، مما يوضح كيفية تنظيم الغاز الجزيئي الأكثر برودة. تتكتل المادة في خيوط تشع من المركز.

        في حين أنها قد تبدو صغيرة ، فإن هذه الخيوط من الهيدروجين الجزيئي و [مدش] المعروفة باسم عقدة المذنبات و [مدش] هي كل منها بحجم نظامنا الشمسي. يمكن للجزيئات التي تتكون منها أن تنجو من الإشعاع القوي المنبعث من النجم المحتضر على وجه التحديد لأنها تتجمع في هذه العقد ، والتي بدورها محمية بالغبار والغاز الجزيئي.

        قال الباحثون إنه من غير الواضح حاليًا كيف يمكن أن تكون عقدة المذنبات قد تكونت.

        تُظهر صورة Vista الجديدة أيضًا مجموعة واسعة من النجوم والمجرات في الخلفية ، بعيدًا عن سديم اللولب.


        أشكال وتشكيل السدم الكوكبية

        الملخصنستعرض حالة الدراسات القائمة على الملاحظة والنظرية لتشكيل السدم الكوكبية (PNe) والسدم الكوكبية الأولية (pPNe). في العقد الماضي ، كشفت الدراسات عالية الدقة لـ PNe عن مجموعة محيرة من الأشكال التركيبية ذات التماثلات المعقدة. تُظهر دراسات التصوير الحديثة لـ pPNe مجموعة أكثر ثراءً من الأشكال. يشير تنوع الأشكال ، وأحيانًا التماثلات متعددة المحاور ، والأنظمة المرتبة بعناية لعقد ونفاثات التأين المنخفض ، وحركية تدفق هابل في كثير من الأحيان لـ PNe و pPNe ، إلى أنه لا يزال هناك الكثير لفهمه حول المراحل الأخيرة من التطور النجمي. في كثير من الحالات ، تتطور التماثلات والأشكال الأساسية لهذه الكائنات على فترات زمنية قصيرة للغاية ، على ما يبدو في نهاية تطور AGB عندما يتغير نمط فقدان الكتلة بشكل مفاجئ وجذري. لا يوجد تفسير واحد يناسب جميع الملاحظات. قد تكون عملية التشكيل مرتبطة بعزم دوران خارجي لرفيق ثنائي قريب أو مدمج أو ظهور مجالات مغناطيسية مدمجة في الرياح النجمية الكثيفة المتدفقة. نشك في أن عددًا من عمليات التشكيل قد تعمل بنقاط قوة مختلفة وفي مراحل مختلفة من تطور أي كائن فردي.


        يلتقط علماء الفلك تفاصيل مثيرة للعلاقة النجمية المضطربة

        أثناء اختبار نظام فرعي جديد على أداة صيد الكواكب SPHERE على تلسكوب ESO الكبير جدًا ، تمكن علماء الفلك من التقاط تفاصيل مثيرة للعلاقة النجمية المضطربة في النجم الثنائي R Aquarii بوضوح غير مسبوق - حتى بالمقارنة مع الملاحظات من NASA / ESA Hubble تلسكوب فضائي. هذه الصورة مأخوذة من ملاحظات SPHERE / ZIMPOL لـ R Aquarii ، وتُظهر النجم الثنائي نفسه ، بالإضافة إلى نفاثات المواد المنبعثة من الزوجين النجميين. الائتمان: ESO / شميد وآخرون.

        أثناء اختبار نظام فرعي جديد على أداة صيد الكواكب SPHERE على التلسكوب الكبير جدًا التابع لـ ESO ، تمكن علماء الفلك من التقاط تفاصيل مثيرة للعلاقة النجمية المضطربة في النجم الثنائي R Aquarii بوضوح غير مسبوق - حتى بالمقارنة مع الملاحظات من هابل.

        تُظهر هذه الصورة الرائعة - الجزء الثاني في أسبوع R Aquarii من ESO - تفاصيل حميمية للثنائي النجمي الدرامي الذي يتكون من النجم الثنائي R Aquarii. على الرغم من أن معظم النجوم الثنائية مرتبطة بجاذبية الفالس الرشيقة ، إلا أن العلاقة بين نجوم R Aquarii أقل هدوءًا بكثير. على الرغم من حجمه الصغير ، فإن النجمين الأصغر في هذا الزوج يزيل بثبات المواد من رفيقه المحتضر - العملاق الأحمر.

        كشفت سنوات من المراقبة النقاب عن القصة الغريبة وراء النجم الثنائي R Aquarii ، المرئي في قلب هذه الصورة. العملاق الأحمر الأكبر بين النجمين هو نوع من النجوم يُعرف باسم متغير ميرا. في نهاية حياتها ، تبدأ هذه النجوم بالنبض ، لتصبح أكثر سطوعًا بمقدار 1000 مرة من سطوع الشمس مع توسع غلافها الخارجي وإلقاءها في الفراغ بين النجوم.

        تُظهر هذه الصورة جزءًا من المراقبة واسعة المجال من هابل مقارنة بالتفاصيل المعقدة التي تم الكشف عنها من خلال قدرات المراقبة التي لا مثيل لها لـ SPHERE و VLT. الائتمان: ESO / شميد وآخرون / ناسا / إيسا

        إن آلام موت هذا النجم الواسع هي بالفعل مأساوية ، لكن تأثير النجم القزم الأبيض المصاحب يحول هذا الموقف الفلكي المثير للاهتمام إلى مشهد كوني شرير. يقوم القزم الأبيض - وهو أصغر حجمًا وأكثر كثافة وسخونة بكثير من العملاق الأحمر - بإخراج المواد من الطبقات الخارجية لرفيقه الأكبر. يمكن رؤية نفاثات المواد النجمية التي أطلقها هذا الزوج القزم الأبيض والعملاق المحتضر وهي تقذف إلى الخارج من R Aquarii.

        من حين لآخر ، تتجمع مادة كافية على سطح القزم الأبيض لإحداث انفجار نوفا نووي حراري ، وهو حدث عملاق يلقي بكمية هائلة من المواد في الفضاء. يمكن رؤية بقايا أحداث nova الماضية في السديم الهش للغاز المنبعث من R Aquarii في هذه الصورة.


        أثناء اختبار نظام فرعي جديد على أداة صيد الكواكب SPHERE على التلسكوب الكبير جدًا التابع لـ ESO ، تمكن علماء الفلك من التقاط تفاصيل مثيرة للعلاقة النجمية المضطربة في النجم الثنائي R Aquarii بوضوح غير مسبوق - حتى بالمقارنة مع الملاحظات من هابل.

        يقع R Aquarii على بعد 650 سنة ضوئية فقط من الأرض - وهو قريب قريب من الناحية الفلكية - وهو أحد أقرب النجوم الثنائية التكافلية إلى الأرض. على هذا النحو ، حظي هذا الثنائي المثير للاهتمام باهتمام خاص من علماء الفلك لعقود. كان التقاط صورة لميزات لا تعد ولا تحصى لـ R Aquarii طريقة مثالية لعلماء الفلك لاختبار قدرات مقياس زيوريخ IMaging Polarimeter (ZIMPOL) ، وهو مكون على متن أداة البحث عن الكواكب SPHERE. تجاوزت النتائج الملاحظات من الفضاء - الصورة المعروضة هنا أكثر وضوحًا من الملاحظات المأخوذة من تلسكوب هابل الفضائي الشهير التابع لناسا / وكالة الفضاء الأوروبية.

        تم تطوير SPHERE على مدار سنوات من الدراسات والبناء للتركيز على أحد أكثر مجالات علم الفلك تحديًا وإثارة: البحث عن الكواكب الخارجية. باستخدام أحدث أنظمة البصريات التكيفية والأدوات المتخصصة مثل ZIMPOL ، يمكن لـ SPHERE تحقيق الإنجاز الصعب المتمثل في التصوير المباشر للكواكب الخارجية. ومع ذلك ، فإن قدرات أسفير لا تقتصر على البحث عن الكواكب الخارجية المراوغة. يمكن أيضًا استخدام الأداة لدراسة مجموعة متنوعة من المصادر الفلكية - كما يتضح من هذه الصورة الرائعة للخصائص النجمية لـ R Aquarii.

        المنشور: H. M. Schmid، et al.، & # 8220SPHERE / ZIMPOL Observations of the symbiotic system R Aquarii؟ I. تصوير الثنائي النجمي والسحب النفاثة الأعمق ، & # 8221 A & # 038A 602، A53 (2017) DOI: 10.1051 / 0004-6361 / 201629416


        شاهد الفيديو: How to fit a newel post using ZIPBOLT post fastener. Replace stair newel with slip fit fixing kit. (شهر فبراير 2023).