الفلك

ما هي "آليات تشكيل الكواكب" الأخرى الموجودة بعد "انهيار الجاذبية"؟

ما هي

كان فضولي مثارًا للتحرير الذي تم إجراؤه على هذا المنشور: ما الفرق بين "آليات تشكيل الكواكب" و "الانهيار الثقالي"؟ للأسف ، كان التعديل يغير نية الأسئلة الأصلية ، لذلك اضطررت إلى التراجع عنها.

لكن سؤال التعديل نفسه كان مثيرًا للاهتمام بالنسبة لي أيضًا ، لذلك أعيد نشره هنا في سؤال آخر:

ما هي "آليات تشكيل الكواكب" بخلاف "الانهيار الثقالي" الموجودة؟


"الانهيار الثقالي" ليس الاسم الشائع لأي نموذج لتشكيل الكواكب. قد يكون عدم استقرار قرص الجاذبية هو المقصود.

في سياق الإجابة التي أشرت إليها ، يُعرف تكوين الكواكب الآخر ، وربما السائد ، بنموذج تراكم النواة.

بالطبع تلعب الجاذبية دورًا حاسمًا هنا أيضًا ، ولكن التمييز بين هذا والانهيار المباشر لعدم الاستقرار في قرص الغاز (ما يُشار إليه على الأرجح باسم الانهيار الثقالي) هو أن المرحلة الرئيسية لتراكم الغازات تحدث. بعد التشكيل الأولي لنواة صخرية / جليدية. قد يفسر هذا الارتباط بين تردد الكوكب ومعدنية النجم المضيف.


منذ الأيام الأولى لاكتشاف الكواكب الخارجية ، أكد علماء الفلك أن هناك ما يقرب من 4200 عالم تدور حول نجوم بعيدة ، بالإضافة إلى آلاف أخرى مرشحة. وبهذه الأنواع من الأرقام ، لا بد أن يكون هناك عدد قليل من الكواكب الغريبة ، تلك التي بالكاد يمكن للباحثين أن يحلموا بها منذ وقت ليس ببعيد. إذن ، ها هم أفضل المتنافسين على أغرب الكواكب في الكون.

(إخلاء المسؤولية: لكل كوكب خصوصياته ، لذا فإن القائمة أدناه قابلة للنقاش إلى حد كبير. وتعكس الاختيارات آراء المؤلف حول أغرب الكواكب ، وليس بالضرورة آراء علماء الفلك المحترفين.)

مفهوم فنان عن عالم المياه GJ 1214 ب. الائتمان: Tyrogthekreeper / ويكيميديا ​​كومنز

# 5 - عالم الماء: GJ 1214 ب

تقع GJ 1214 b على بعد حوالي 40 سنة ضوئية من الأرض ، وهي أرض عملاقة تقارب ثلاثة أضعاف قطر كوكبنا وكتلة الأرض سبع مرات. يدور هذا الكوكب الغريب حول نجمه القزم الأحمر مرة كل 38 ساعة ، وتقدر درجة حرارته بحوالي 450 درجة فهرنهايت (230 درجة مئوية).

لكن درجة حرارته الدافئة ليست ما يجعله غريبًا. وفقًا لدراسة أجريت عام 2012 استنادًا إلى ملاحظات تلسكوب هابل الفضائي ، فإن GJ 1214 b هو في الواقع عالم مائي ضخم مغلف بجو كثيف ومشبع بالبخار.

وفقًا لمؤلف الدراسة Zachory Berta ، ثم في مركز Harvard-Smithsonian للفيزياء الفلكية ، في بيان صحفي ، "GJ 1214b لا يشبه أي كوكب نعرفه. يتكون جزء كبير من كتلته من الماء ". علاوة على ذلك ، قال: "إن درجات الحرارة المرتفعة والضغط المرتفع سيشكلان مواد غريبة مثل" الجليد الساخن "أو" الماء الفائق السائلة "- مواد غريبة تمامًا عن تجربتنا اليومية ، مما يجعله أحد أغرب الكواكب في العالم.

يفقد كوكب عملاق كتلته أثناء دورانه خلف قرص الغاز للقزم الأبيض الهزيل WDJ0914 + 1914 ، كما يظهر في مفهوم هذا الفنان. الائتمان: جامعة وارويك / مارك غارليك

# 4 - قزم أبيض ، كوكب عملاق: WDJ0914 + 1914

في عام 2019 ، اكتشف علماء الفلك كوكبًا بحجم نبتون يدور حول نجم بحجم الأرض - وهو إعداد غريب حقًا. لكن النجم المعني ، قزم أبيض صغير اسمه WDJ0914 + 1914 ، لم يعد نجمًا كثيرًا بعد الآن. إنها أشبه بجثة نجمية. لم يعد يدمج العناصر داخل نفسه لمحاربة انهيار الجاذبية. إنه أقرب إلى جمرة شديدة الانضغاط والاحتراق بدرجة حرارة تبلغ حوالي 49500 درجة فهرنهايت (25000 درجة مئوية). وهي ساخنة بدرجة كافية لتبخر الكوكب المجاور ببطء.

& # 8220 هذا النجم لديه كوكب يمكننا & # 8217t رؤيته مباشرة ، وقال بوريس جينسيك ، مؤلف الدراسة # 8221 من جامعة وارويك ، في بيان صحفي في ذلك الوقت. & # 8220 ولكن لأن النجم شديد الحرارة ، فإنه يبخر الكوكب ، ونكتشف الغلاف الجوي الذي يفقده. & # 8221 في الواقع ، يرسل النجم الحارق تيارًا من المواد المتبخرة بعيدًا عن الكوكب بمعدل بعض 260 مليون طن يوميا. ولكن على الرغم من خسارة كتلة الكوكب ، يقول الباحثون أنه في حوالي 350 مليون سنة ، سيكون العالم قد فقد حوالي 0.04 فقط من كتلة نبتون - "جزء ضئيل من كتلته الإجمالية".

يُشتبه في أن عملاق الغاز WASP-76 b شديد السخونة يمطر الحديد من سماءه ليلاً ، كما يتضح من مفهوم هذا الفنان. الائتمان: ESO / M. كورنميسر

# 3 - المطر الحديدي: WASP-76 ب

WASP-76 b هو كوكب المشتري الحار الغريب الذي يمطر الحديد في الليل. لكن الجانب النهاري من هذا العالم ليس أقل جحيمًا أيضًا. هناك ، يمكن أن تتضخم درجات الحرارة لتصل إلى 4300 درجة فهرنهايت (2400 درجة مئوية) - وهي ساخنة بدرجة كافية لتبخير المعدن.

WASP-76 b أصغر قليلاً من كوكب المشتري ويقع على بعد حوالي 640 سنة ضوئية من الأرض ، والطقس المرعب ناتج عن مداره المتطرف حقًا. تسمى عوالم الغاز العملاقة مثل WASP-76 b كواكب المشتري الساخنة لأنها تدور بشكل غير مريح بالقرب من نجوم موطنها - في هذه الحالة ، أقرب بعشر مرات من كوكب عطارد إلى شمسنا. هذا القرب يترك WASP-76 b "مغلقًا تدريجيًا" مع نجمه ، حيث يخبز جانب واحد بشكل دائم في الضوء والآخر عالق في الليل الأبدي.


ومع ذلك ، فإن الجسيمات ليست مشحونة بشكل عام - يحدث الانهيار على النجوم في السحب الجزيئية الباردة. كما أنهم لا يكتسبون سرعات نطاق معجل الجسيمات في هذه العملية ، إذا كان هذا ما تدل عليه.

ومع ذلك ، فإن الجسيمات ليست مشحونة بشكل عام - يحدث الانهيار على النجوم في السحب الجزيئية الباردة. كما أنهم لا يكتسبون سرعات نطاق معجل الجسيمات في هذه العملية ، إذا كان هذا ما تدل عليه.

أكثر أو أقل ، نعم. بالنسبة لسحابة سلف شبيهة بالشمس ، يستغرق الأمر حوالي 20000 عام حتى تنهار إلى دائرة نصف قطرها حيث يتوقف الانهيار الإضافي عن طريق تسخين الغاز (عند حوالي 1 وحدة فلكية).

ومع ذلك ، لن أتعلق كثيرًا بوقت الانهيار باعتباره "مصدرًا" أو سببًا للتدفئة. يمكن أن يكون للجسيم وقت سقوط حر طويل للغاية ولا يكتسب الكثير من الطاقة في هذه العملية - على سبيل المثال احسب الوقت الذي يستغرقه السقوط على الأرض من مسافة 1 ليالي (تخيل عدم وجود شمس أو نجوم وكواكب أخرى حولها). أستطيع أن أقول لك بالفعل أنه بغض النظر عن النتيجة ، وها إرادة تستغرق وقتًا طويلاً ، وستكون قد اكتسبت أقل من سرعة هروب الأرض

من الأفضل التفكير في تحويل الطاقة الكامنة إلى طاقة حركية ، والتي تُترجم إلى درجة حرارة (T هي متوسط ​​الطاقة الحركية للجزيئات).

ما زلت لا أفهم: فقدان الطاقة المحتمل وزيادة الطاقة الحركية هو القول بأن الجسيم يكتسب السرعة.
تعني درجة الحرارة المرتفعة ، أن هناك سرعات عالية ، ولا توجد درجة حرارة عالية ما لم تكن هناك سرعة عالية للجسيمات ، نعم للسرعات اتجاه فوضوي ، ولكن لا يزال.

لا يمكنك الحصول على كلا الاتجاهين: قول & quothigh temperature & quot؛ & quot؛ & quothigh & quot؛ & quot؛
إذا ارتفعت درجة حرارة النظام بكميات هائلة ، فهذا يساوي القول بأن سرعة الجسيمات تزداد.
فليكن الأمر شيئًا فشيئًا (بمعنى أن السرعات تصبح فوضوية) ، ولكن مع ذلك ، بسرعات هائلة ..

بطبيعة الحال ، فإن السقوط على الأرض من مسافة 1 ليي لن يعطي سرعة هائلة ، لأنك تقارن مجال جاذبية الأرض الضعيف بشكل يبعث على السخرية بشيء لا يمكن مقارنته.

حقيقة أن وقت السقوط الطويل لا يعني بالضرورة وجود سرعات عالية صحيح ، ولكن في حالة تكون النجوم في غيوم البلازما ، يجب أن يعني ذلك ، لأن درجة الحرارة العالية تعني سرعات عالية!

أنا آسف ، لا أفهم ما الذي تتجادل معه. لقد كررت للتو ما قلته في المنشور رقم 4.

مشكلتي تتعلق فقط ببيانك الأولي أن أوقات السقوط الحر الطويلة تترجم إلى سرعات عالية (لذلك ، أيضًا KE عالية ، T عالية).

الشيء هو أنني لم أقل أبدًا أن الوقت الطويل يعني دائمًا سرعات عالية.

رسالتي الأولية تقول هذا:
& quot؛ تكتسب الجسيمات المشحونة سرعة هائلة قبل أن تصطدم ببعضها البعض بتأثير قوي بما يكفي لتولي القوى النووية السيطرة. هذا يعني أن عملية التسارع يجب أن تستغرق وقتًا طويلاً ، لأن الجاذبية قوة ضعيفة. & quot

المقصود هنا ، هو هذا: لكي تتسبب قوة ضعيفة مثل الجاذبية في إحداث سرعات عالية ، يجب أن يكون هناك شرط واحد: يجب أن تستغرق القوة غير المتوازنة وقتًا أطول لتستمر: لذلك يجب أن يستمر التسارع لفترة أطول. وإلا كيف يمكنك الحصول على درجة حرارة عالية مع الجاذبية. بالطبع تصطدم الجزيئات أو الذرات أثناء التسارع وهذا النوع من الذرات يفسد التسارع في اتجاه واحد معين ، لكن الزيادة الإجمالية في السرعة هي نتيجة واضحة.

إنه لا يتبع. في المنشور رقم 2 ، أوضحت لك معادلة وقت السقوط الحر. إنها تعتمد فقط على الكثافة. سحابة صغيرة وسحابة ضخمة من نفس الكثافة ستنهار بسرعة متساوية. حتى في نفس السحابة ، فإن الجسيمات الأقرب إلى المركز ستكتسب سرعة أقل من تلك البعيدة ، على الرغم من تساوي أوقات السقوط الحر.
إن شرط السرعات العالية ليس مدة تأثير القوة ، ولكن الطاقة الكامنة للجسيم - وبالتالي فإن كتلة السحابة "أسفل" ذلك الجسيم.

ومرة أخرى ، كلما كانت السحابة أكثر كثافة ، كلما كان وقت السقوط الحر أقصر ، وزادت السرعات.

إنه لا يتبع. في المنشور رقم 2 ، أوضحت لك معادلة وقت السقوط الحر. انها تعتمد فقط على الكثافة. سحابة صغيرة وسحابة ضخمة من نفس الكثافة ستنهار بسرعة متساوية. حتى في نفس السحابة ، فإن الجسيمات الأقرب إلى المركز ستكتسب سرعة أقل من تلك البعيدة ، على الرغم من تساوي أوقات السقوط الحر.
إن شرط السرعات العالية ليس مدة تأثير القوة ، ولكن الطاقة الكامنة للجسيم - وبالتالي فإن كتلة السحابة "أسفل" ذلك الجسيم.

ومرة أخرى ، كلما كانت السحابة أكثر كثافة ، كلما كان وقت السقوط الحر أقصر ، وزادت السرعات.


أنت تلمح إلى أن هذا يعني ذلك في هذه الحالة ، رغم ذلك.
لا توجد علاقة سببية بين ## t_## و ## Delta V ##.

أنا أشير إلى نقطة بسيطة للغاية:
إذا تحولت الطاقة الكامنة إلى طاقة حركية ، وفي حالة وجود الكثير منها ، فهذا يعني سرعة عالية.
الوقت المستغرق للتحويل من واحد إلى آخر يعتمد بالطبع على مجال الجاذبية وموضع الجسيمات.

إذا كانت السحابة كثيفة ، فإنها تتطلب وقتًا أقل لتحقيق نفس الطاقة الحركية.

بالطبع هذا ليس العامل الوحيد ، بالطبع أجزاء مختلفة من الغيوم تتصرف بشكل مختلف بالطبع .. بالطبع ..

لا أفهم ماذا تعني الطاقة الكامنة للجسيم. لا معنى لقول ذلك ، لأن الطاقة الكامنة تنتمي إلى نظام على الأشياء المتفاعلة. إذا كان مجال الجاذبية أقوى ، فإنه بالطبع يستغرق وقتًا أقل حتى تكتسب الجزيئات السرعة ..

لا يمكن تحويل الطاقة الكامنة إلى حرارة دون أن تكتسب الجزيئات السرعة. يجب أن يكون هذا هو الحال إذا كانت درجة الحرارة مرتفعة. وإلا كيف يمكن أن يحدث ذلك.

إذا كانت الصخرة على بعد 20 مترًا من الأرض ، فإنها تستغرق وقتًا أطول لسقوطها ، أي 50 مترًا من الأرض ، ويستمر التسارع لفترة أطول ، وسرعة سقوط الصخرة من أعلى تكتسب سرعة أكبر ، لأن القوة غير المتوازنة تصرفت لفترة أطول. هناك بالتأكيد اتصال.
بالطبع ، إذا كان مجال الجاذبية أقوى ، فإن الصخور تكتسب سرعة هائلة مع وقت أقل ..

إذا كانت السحابة أكثر كثافة ، فإن مجال الجاذبية أقوى .. لذلك من الغريب أن نقول إنها تعتمد فقط على الكثافة وأن تأخذ هذا الأدبي ، لأنه يجب أن يتبع المرء من الآخر.


الدكتور شانتانو باسو & # 8211 استكشاف تكوين الأجسام المرتبطة بالجاذبية عبر الكون

من الأقزام البنية إلى الثقوب السوداء فائقة الكتلة ، تتشكل أغرب الأجسام المعروفة لعلماء الفلك عندما تنهار المادة على نفسها تحت تأثير جاذبيتها. من خلال مجموعة من النظريات الفيزيائية وأحدث المحاكاة الحاسوبية ، الدكتور شانتانو باسو في جامعة ويسترن أونتاريو في كندا ، تقدم رؤى جديدة ومثيرة للاهتمام حول كيفية نشوء هذه الهياكل. يمكن لنظرياته أن تساعد علماء الفلك على فهم المراحل المبكرة جدًا من الأجسام التي تتراوح من الأجسام الصغيرة جدًا التي لا يمكن أن تصبح نجوماً إلى الأثقال الضخمة التي تلتهم كل شيء والتي توجد في مراكز المجرات.

من الأقزام البنية إلى الثقوب السوداء

قد تكون الجاذبية أضعف القوى الأساسية الأربعة للكون ، لكنها مع ذلك مهمة في تشكيل المشهد الطبيعي للكون. في بقع من الفضاء حيث تصبح كثافات الغاز والغبار والمواد البينجمية الأخرى عالية بدرجة كافية ، ستعمل القوة حتما على سحبها معًا لتشكيل هياكل أكبر. قد تكون النظريات الفيزيائية المحيطة بهذه العمليات موجودة منذ أن وصفها نيوتن لأول مرة ، ولكن لا يزال هناك الكثير مما يجب اكتشافه حول المجموعة المتنوعة من الأجسام التي يمكن أن تشكلها.

هذا هو المكان الذي يأتي فيه الدكتور شانتانو باسو من جامعة ويسترن أونتاريو. "برنامجي البحثي الشامل هو فهم تجميع الأجسام المرتبطة بالجاذبية في الكون ، سواء كانت نجومًا تتشكل في الكون الحالي أو المبكر ، الكواكب أو الأقزام البنية التي تتشكل في الأقراص النجمية ، أو الثقوب السوداء الهائلة التي تتشكل من خلال الانهيار المباشر في الكون المبكر.

نظرًا للتعقيد الهائل لهذه السيناريوهات ، فإن الحسابات التقليدية وحدها لا تكفي لاستكشافها بالتفصيل. بدلاً من ذلك ، يجمعهم الدكتور باسو مع إمكانيات أحدث تقنيات المحاكاة. ويتابع قائلاً: "من خلال استخدام عمليات المحاكاة الحاسوبية الكبيرة ، أو الرؤية التحليلية حيثما أمكن ، اكتشفت مجموعتنا العديد من ميزات تجميع هذه الكائنات". من خلال هذه التقنيات ، استطاع الدكتور باسو وزملاؤه رسم رؤى جديدة حول تكوين الهياكل بما في ذلك النجوم العادية ، والأجسام الصغيرة جدًا بحيث لا يمكن أن تصبح نجومًا ، وأثقل الثقوب السوداء في الكون.

ولادة نجم

بعد أن لاحظوها بتفاصيل دقيقة لعدة قرون ، أصبح علماء الفلك الآن قادرين على التنبؤ بدورات حياة العديد من أنواع النجوم - من الأقزام الحمراء إلى النجوم الزرقاء العملاقة - بدرجة عالية من اليقين. ومع ذلك ، فإن المراحل الأولى من تكوين النجوم لا تزال يكتنفها الغموض. تتنبأ أكثر النظريات المقبولة على نطاق واسع بأن العملية تحدث عندما تنهار المادة بين النجوم ، وتشكل هياكل تسمى "النجوم الأولية" ، والتي تكون صغيرة جدًا ومخفية جيدًا بحيث لا يمكن مراقبتها مباشرة.

بناءً على هذه النظريات ، يستخدم علماء الفلك ، بمن فيهم الدكتور باسو ، عمليات المحاكاة لدراسة كيف يمكن أن تتحول الكتل الصغيرة الكثيفة إلى أجسام ساخنة بدرجة كافية لدمج الهيدروجين في قلبها. كما يشرح الدكتور باسو: `` تم العثور على النجوم تتشكل من خلال عملية تجميع جماعي عرضية للغاية ، حيث يمكن للنجم الأولي أن يضيء بشكل كبير لبعض الوقت. .

علاوة على ذلك ، يقترح الدكتور باسو أن بعض المواد الموجودة في هذه الأقراص "النجمية" ستستمر في التأثير على تكوين الكواكب ، في حين أن بعضها قد يفلت من النظام تمامًا. لقد وجدنا أن الأقراص النجمية يمكن أن تشكل أجنة نجمية أو أجنة كوكبية أولية تهاجر بعد ذلك عبر القرص ويمكن أن تسقط في النجم الأولي المركزي ، أو تُقذف لتشكل أجسامًا حرة الطفو ، أو تقطع فجوة في القرص وتستقر في مستقر. المدار "، يتابع.

في بحثه ، يستكشف الدكتور باسو هذه السلوكيات بمزيد من التفصيل من خلال حساب السلوكيات المغناطيسية للسوائل التي توصل الكهرباء - كما هو الحال بالنسبة للأقراص النجمية.

عرض ثلاثي الأبعاد للغاز المتدفق (الأسطح الخضراء والصفراء) وخطوط المجال المغناطيسي (الخطوط الحمراء) بالقرب من نجم أولي حديث التكوين. الائتمان: ماساهيرو ماتشيدا ، شانتانو باسو.

اغلاق الكبح

في نظامنا الشمسي ، تعتبر عملية "الكبح المغناطيسي" ظاهرة مدروسة جيدًا. يحدث عندما تلتقط المواد المشحونة كهربائيًا بواسطة المجال المغناطيسي للشمس وتدور بنفس سرعة دوران الشمس. في النهاية ، ستهرب المادة حاملة معها بعض الزخم الزاوي للشمس - وبالتالي تبطئ دورانها. يقترح الدكتور باسو أن هذا التأثير نفسه يمكن رؤيته في البيئات المحيطة بالنجوم الأولية المبكرة ، ويمنع في البداية الأقراص النجمية من التكون.

للسماح بتكوين الأقراص ، تقترح عمليات المحاكاة التي أجراها الدكتور باسو أن هذا الكبح يتوقف عندما يتبدد المجال المغناطيسي المحيط. علاوة على ذلك ، فإن فقدان الزخم الزاوي أثناء الكبح يسمح بتكوين قلب نجمي يحترق الهيدروجين داخل القرص.

ويوضح قائلاً: "توجد مجالات مغناطيسية واسعة النطاق في جميع أنحاء الكون ، ويظهر عملنا أن إزالتها أثناء تجميع النجم الأولي تسمح بتكوين أقراص محيطية ، بينما تقود أيضًا نفاثات قوية وتدفق مواد من هذه المناطق".

في إحدى دراساته الأخيرة ، استخدم الدكتور باسو وزملاؤه عمليات المحاكاة الخاصة بهم لمتابعة الديناميكيات اللاحقة على مدى الألفي عام الأولى بعد تشكيل النجم الأولي. لقد توصلوا الآن إلى أن القرص المحيط لن يكون غائبًا أبدًا خلال هذه الفترة بدلاً من ذلك ، فهو ينمو وستزيد كثافته ، وستتشكل الأذرع الحلزونية بسبب عدم استقرار الجاذبية. عندما يحدث هذا ، سينقل القرص الكتلة إلى النجم الأولي المركزي ، مما يسمح لها بالنمو. في المقابل ، تتدفق بعض المواد من النظام ، مما يؤدي إلى إحداث تأثيرات بما في ذلك النفاثات المتغيرة للغاية ، والتجاويف داخل القرص ، والهياكل التي تسمى العقدة وصدمات القوس.

تشكيل النجوم الفاشلة

يقترح الدكتور باسو أيضًا أن هذه العملية يمكن أن تفسر أصول لغز فلكي آخر طويل الأمد: الأقزام البنية. عادةً ما تكون كتلتها بين 13 و 80 مرة أثقل من كوكب المشتري في نظامنا الشمسي ، وهذه الأجسام الباردة كبيرة جدًا بحيث لا يمكن تصنيفها على أنها كواكب ، ولكنها أصغر من أن تصبح ساخنة بدرجة كافية لحدوث اندماج نووي مستدام. منذ اكتشافهم الأولي في منتصف التسعينيات ، تمت الآن ملاحظة عدة مئات من الأقزام البنية بشكل مباشر. اقترحت العديد من النظريات السابقة أن الأقزام البنية تتشكل عندما تنهار الغيوم البينجمية على نفسها مباشرة ، لكنهم يختلفون حاليًا حول الآليات الدقيقة التي يحدث بها ذلك.

كنظرية بديلة ، اقترح الدكتور باسو وزميله في دراسة أجريت عام 2012 أن الأقزام البنية تنشأ داخل أقراص نجمية حول النجوم الأولية ، في المراحل المبكرة جدًا من تشكل النجوم. بمرور الوقت ، ستشكل شظايا القرص كتل كبيرة كثيفة تتفاعل مع بعضها البعض من خلال جاذبيتها المتبادلة. في النهاية ، ستؤدي هذه الديناميكيات إلى اكتساب بعض الشظايا سرعات عالية بما يكفي للهروب إلى الفضاء بين النجوم ، حيث تنهار أخيرًا لتشكل أقزامًا بنية. إذا كانت هذه النظرية صحيحة ، فمن المحتمل أن تفسر سبب تجمع العديد من الكائنات حول النجوم الفتية.

الهياكل الضخمة في ظروف غامضة

على نطاقات أكبر بكثير ، استكشف الدكتور باسو أيضًا تشكيل الثقوب السوداء الغامضة الموجودة في العديد من مراكز المجرات - بما في ذلك مجرتنا درب التبانة.عادة ، من المعروف أن الثقوب السوداء تتشكل عندما تنهار أضخم النجوم في انفجارات هائلة تسمى المستعرات الأعظمية ، تاركة وراءها بقايا كثيفة لدرجة أنه لا يمكن حتى للضوء الهروب منها. في الحالات القصوى ، يمكن أن تكون هذه البقايا أثقل بعشرات المرات من شمسنا. ومع ذلك ، فإن كتل أكبر الثقوب السوداء المعروفة لعلماء الفلك - والتي يطلق عليها الثقوب السوداء "فائقة الكتلة" - تكون أكبر بكثير ، وأحيانًا تكون أثقل بمليار مرة من الشمس.

حتى في حساب كيفية تجميع الثقوب السوداء للكتلة من البيئات المحيطة بها بعد تكوينها ، فإن قوانين الفيزياء تحتاج إلى التمدد للسماح لمثل هذه الهياكل الكبيرة بالتشكل في الأوقات المبكرة من تاريخ الكون الذي تمت ملاحظتها فيه. بالإضافة إلى ذلك ، لا يزال علماء الفلك في الوقت الحالي غير متأكدين من سبب تنوع النجوم الزائفة - الثقوب السوداء الفائقة الكتلة ذات النفاثات الساطعة للغاية الناشئة من أقطابها - في سطوعها الظاهري. من الواضح أن هناك حاجة ماسة إلى نظرية فيزيائية محدثة.

تجاوز بقايا النجوم

في بحثه الأخير ، اقترح الدكتور باسو وتلميذه أن أصول هذه الهياكل الغامضة لا تتبع موت النجوم ، ولكنها تقع بدلاً من ذلك ضمن المراحل الأولى للكون: أقل من 800 مليون سنة بعد الانفجار العظيم. خلال هذه الفترة ، يُظهر نموذج الدكتور باسو أنه كان من الممكن أن تكون هناك حقبة قصيرة في بدايات الكون عندما تشكلت الثقوب السوداء الضخمة بطريقة تجاوزت مرحلة المستعر الأعظم تمامًا ، وبدلاً من ذلك تشكلت بشكل مباشر بسبب انهيار كميات هائلة من المواد بين النجوم تحت الجاذبية. . علاوة على ذلك ، كان من الممكن أن يتزايد عدد هذه الثقوب السوداء المنهارة بشكل مباشر خلال هذه الحقبة.

إذا كان هذا صحيحًا ، يمكن لهذه النظرية أن تشرح بشكل موثوق بعض ميزات الكوازارات ، كما يرصدها علماء الفلك اليوم. يصف الدكتور باسو أن "الكوازارات عبارة عن ثقوب سوداء فائقة الكتلة تبتلع كميات هائلة من المواد ، وقد أظهر عملنا أن سيناريو الانهيار المباشر يمكن أن يفسر توزيع لمعانها المرصود ، وقد حد من معدل ومدة تشكلها في الكون المبكر". . "باستخدام هذا النهج ، تمكنا أيضًا من فهم ميزات وظيفة لمعان الكوازار المرصودة."

يمكن لنظرية الدكتور باسو الجديدة أن تساعد في تحديد الوقت والمعدل اللذين تشكلت بهما الكوازارات في الكون. إذا كان هذا صحيحًا ، فسيكون لهذه الرؤية آثار عميقة على معرفتنا بتطور الكون كما نعرفه ، ويمكن تطبيقها لفهم العديد من ميزاته المرصودة.

توزيع كثافة سطح الغاز. يحدد السهم قزمًا بنيًا أوليًا مقذوفًا من القرص المحيط بنجم أولي صغير. الائتمان: إدوارد فوروبيوف ، شانتانو باسو.

فهم الأشياء المقيدة جاذبيًا

نظرًا لأن الأدوات التي يستخدمها علماء الفلك لمراقبة الكون أصبحت دقيقة بشكل متزايد ، تستمر الاكتشافات الجديدة في مفاجأتهم ، وتلقي منحنيات لا تنتهي نحو النظريات الفيزيائية الراسخة.

لكن في مواجهة هذه التحديات ، يدفع الدكتور باسو وزملاؤه فهمنا للكون إلى أبعد من ذلك. إذا أصبحت استنتاجاتهم مقبولة على نطاق واسع ، يمكن أن يصبح علماء الفلك قريبًا أفضل تجهيزًا لتفسير أصول مجموعة الكون المذهلة من الأجسام المرتبطة بالجاذبية.

المرجعي
https://doi.org/10.33548/SCIENTIA455

قابل الباحث


الدكتور شانتانو باسو

قسم الفيزياء والفلك
جامعة ويسترن أونتاريو
لندن، أونتاريو
كندا

أكمل الدكتور شانتانو باسو درجة الدكتوراه في الفيزياء من جامعة إلينوي في أوربانا شامبين في عام 1993. ويعمل الآن في ويسترن منذ عام 1999 ، حيث أصبح أستاذًا في قسم الفيزياء وعلم الفلك في عام 2010. وتشمل اهتمامات الدكتور باسو البحثية: فيزياء الأجسام المرتبطة بالجاذبية: من النجوم والأقراص المنهارة ، إلى تكوين الثقوب السوداء الهائلة في الكون المبكر. لقد قدم مساهمات كبيرة في النظريات بما في ذلك الأدوار التي تلعبها المجالات المغناطيسية والزخم الزاوي في انهيار الجاذبية وتشكيل النجوم ، وكذلك انفجارات اللمعان من الأجسام النجمية الشابة. خارج نطاق أبحاثه ، أظهر الدكتور باسو مشاركة قوية في التعليم الدولي ، ونظم عددًا من المشاريع المتعلقة بالتنوع والمساواة في السنوات الأخيرة.

المتعاونون الرئيسيون

سايانتان أودي (آسيا ، تايوان) ، باولا كاسيلي (MPE ، ألمانيا) ، كريستوفر إسيكس (UWO ، كندا) ، كارل هاينز هوفمان (جامعة كيمنتس ، ألمانيا) ، تاكاهيرو كودوه (جامعة ناجازاكي ، اليابان) ، ماثيو كونز (برينستون ، الولايات المتحدة الأمريكية) ) ، صوفيا ليانو (المرصد الوطني لأثينا ، اليونان) ، ماساهيرو ماتشيدا (جامعة كيوشو ، اليابان) ، فيليب مايرز (مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية ، الولايات المتحدة الأمريكية) ، جانيت بريهل (جامعة كيمنتس ، ألمانيا) ، سارة سادافوي (جامعة كوينز ، كندا) ، يوسوكي تسوكاموتو (جامعة كاجوشيما ، اليابان) ، إدوارد فوروبيوف (جامعة فيينا ، النمسا)

مجلس العلوم الطبيعية والبحوث الهندسية بكندا

قراءة متعمقة

إم إن ماتشيدا ، إس باسو ، أول ألفي عام من تكون النجوم ، مجلة الفيزياء الفلكية ، 2019 ، 876 ، 149.

S Basu ، A Das ، الوظيفة الجماعية للثقوب السوداء الهائلة في سيناريو الانهيار المباشر ، رسائل مجلة الفيزياء الفلكية ، 2019 ، 879 ، L3.

WB Dapp، S Basu، MW Kunz، سد الفجوة: تكوين القرص في طور الفئة 0 مع انتشار ثنائي القطب وتبديد أوم، علم الفلك والفيزياء الفلكية، 2012، 541، A35.

S Basu ، EI Vorobyov ، سيناريو هجين لتشكيل الأقزام البنية ونجوم منخفضة الكتلة للغاية ، مجلة الفيزياء الفلكية ، 2012 ، 750 ، 30.

رخصة المشاع الإبداعي (سيسي بي 4.0)

هذا العمل مُرخص بموجب رخصة المشاع الإبداعي نَسب المُصنَّف 4.0 دولي. />

يشارك: يمكنك نسخ وإعادة توزيع المواد بأي وسيلة أو تنسيق

تأقلم: يمكنك تغيير المواد والبناء عليها لأي غرض ، حتى لأغراض تجارية.

تنسب إليه: يجب عليك منح الائتمان المناسب ، وتقديم ارتباط إلى الترخيص ، وبيان ما إذا تم إجراء تغييرات.


ولادة المتجولون

كيف نشأت الكواكب؟ هذا سؤال حير العلماء لعدة قرون ، لكنه سؤال لم يتمكنوا من معالجته بشكل مباشر إلا في العقود القليلة الماضية ، وذلك بفضل تطورين رئيسيين: اختراقات في تكنولوجيا التلسكوب وقوة الحوسبة المتزايدة باستمرار. لقد أتاح الأول الكشف عن وجود ما يقرب من 1800 كوكب (اعتبارًا من اليوم) في مجرتنا ، والتي تتجاوز سماتها توقعاتنا الأكثر جموحًا ، في حين مكّن الأخير علماء الفيزياء الفلكية من إجراء حسابات معقدة لفهم تطور الكواكب بشكل أفضل. عام ، بما في ذلك تكوينها.

يجب أن تتضمن أي مناقشة حول تكوين الكواكب أقراص الكواكب الأولية، وهي هياكل غازية على شكل كعكة دائرية تحيط بنجم حديث التكوين خلال ملايين السنين الأولى من تطوره ، والتي تودع غازها على سطح النجم بمعدلات مختلفة. يتشكل النجم ، بدوره ، من انهيار جاذبية هياكل ضخمة من الغاز تسمى السحب الجزيئية ، والتي يمكن أن تحتوي على مادة كافية لإنتاج نجوم متعددة. الأقراص هي الشخصيات الرئيسية الحقيقية في قصة تشكيل الكوكب ، أو "اللاعب الأكثر قيمة" ، إذا كنت تحب المقارنات الرياضية. هم ، في الواقع ، مشاتل الكوكب.

قرص كوكبي أولي في قرص كوكبي أولي لسديم الجبار كما لوحظ بواسطة تلسكوب هابل الفضائي. الصورة: مارك ماكوجرين (معهد ماكس بلانك لعلم الفلك) / C. Robert O & # 039Dell (جامعة رايس) / NASA / ESA

ترتبط خصائص أقراص الكواكب الأولية ارتباطًا وثيقًا ببيئة تشكل النجوم التي يتم إنشاؤها فيها. وبالتالي ، فإن فهم هذه البيئة يمكن أن يخبرنا كثيرًا عن ميزات القرص التي من المرجح أن تحدث عند ولادة نجم شاب. هذا جزء من العمل الذي قام به جويل جرين ، باحث مشارك في جامعة تكساس في قسم علم الفلك في أوستن. يستخدم الدكتور جرين بيانات من تلسكوب هيرشل الفضائي التابع لوكالة الفضاء الأوروبية لتحديد ، من بين أمور أخرى ، التركيب الكيميائي للأجسام النجمية الشابة ، كما يشير إليها علماء الفلك. بهذه الطريقة ، يمكننا استنتاج المكونات المتاحة للكواكب لتتشكل حولها.

يقول الدكتور جرين: "إن الهدف من نظرية تكوين الكواكب هو التنبؤ بأنواع الكواكب والأنظمة التي ستتشكل ، بالنظر إلى الظروف الأولية داخل قرص كوكبي أولي". "هل الظروف الأولية في القرص موروثة من الظروف الأولية في السحابة الجزيئية التي ولدت نظام الكواكب الأولية؟ أم أن تكوين القرص تم تعيينه بدلاً من ذلك عن طريق أحداث تراكم الانفجار الفوضوي في وقت مبكر من تاريخ تكوين النجم؟" إن "أحداث التراكم الفوضوي للانفجار" التي يشير إليها الدكتور غرين هي ظواهر عرضية يزداد خلالها لمعان جسم نجمي شاب بشكل كبير في وقت قصير نسبيًا ، ويرجع ذلك على الأرجح إلى زيادة انسداد الغاز على النجم.

انطباع الفنان عن قرص الكواكب الأولية حول النجم الشاب TW Hydrae الصورة: ESA / C. Carreau

أحد أهم المعلومات التي تم الحصول عليها من الملاحظات الفلكية لأقراص الكواكب الأولية هو وجود غبار. الغبار هو المادة الخام التي تتكون منها الكواكب. أصغر جزيئات الغبار التي يتم الكشف عنها في الأقراص لها حجم من أجل ميكرون واحد أو أقل (أي جزء من المليون من المتر أو أصغر من عرض شعرة الإنسان). من أجل تكوين كوكب بحجم كوكب المشتري ، على سبيل المثال ، ستحتاج بقع الغبار الصغيرة إلى التفاعل مع بعضها البعض ومع القرص نفسه من خلال مجموعة من الآليات الفيزيائية والكيميائية المعقدة. النمو الناتج لا مثيل له في الطبيعة: 14 مرتبة من حيث الحجم. هذا عامل 100 تريليون!

داخل قرص كوكبي أولي ، تكون الجسيمات ذات الحجم الميكروني صغيرة بما يكفي حتى أن جزيئات غاز القرص يمكنها تغيير مساراتها عن طريق الاصطدامات ، في عملية تُعرف باسم الحركة البراونية. نتيجة لذلك ، تتصادم جزيئات الغبار مع بعضها البعض ، وفي معظم الحالات تلتصق ببعضها البعض من خلال آلية لاصقة تسمى تفاعل فان دير فالس ، والتي تعمل على المستوى الجزيئي. وهكذا فإن الغبار سوف يشكل تخثرات بأشكال مختلفة ، وهذا يحدث في وقت قصير جدا بالنسبة للمعايير الكونية ، "فقط" عشرات السنين.

بمجرد نمو الجسيمات لأحجام تزيد عن عدة ميكرونات ، تبدأ أنواع أخرى من التأثيرات في السيطرة على عملية الاصطدام. وهي مرتبطة بالهيكل الواسع النطاق لقرص الكواكب الأولية ، وتنطوي على الحركة العيانية لغاز القرص. هذا هو المكان الذي يدخل فيه أحد العناصر الأكثر أهمية في عملية تكوين الكوكب ، وهو عنصر مألوف للمسافرين جواً: الاضطراب. لا يدور غاز القرص حول النجم المركزي في مدارات شبه دائرية فحسب ، بل إنه يتحرك أيضًا بطرق فوضوية بمقاييس أطوال مختلفة. على عكس الاضطراب في الغلاف الجوي للأرض ، فإن الحركات المضطربة في قرص كوكبي أولي ناتجة على الأرجح عن وجود الحقول المغناطيسية ، التي "تلتصق" بطرود الغاز التي تدور حول النجم بسرعات مختلفة و التي تحتوي على شحنات كهربائية ، مثل الإلكترونات وأنواع مختلفة من الأيونات. سرعات الدوران المختلفة للطرود الغازية التي ترتبط بها خطوط المجال المغناطيسي تجعل الخطوط ممتدة إلى حد "الانجذاب". هذا يتسبب في أن يصبح الغاز مضطربًا.

يستمر نمو المواد الصلبة لأن الجزيئات مرتبطة ديناميكيًا بالغاز المضطرب ، والاضطراب هو مساهم كبير في تأثيرات الجسيمات. تظهر عمليات المحاكاة الحاسوبية أن الاضطراب يمكن أن يركز جزيئات الغبار في مناطق موضعية من القرص لفترة كافية لحدوث نمو تصادم كبير ، بشكل أساسي من خلال القوى الكهروستاتيكية التي تعتمد على التركيب المعدني وهيكل الركام المتصادم. يمكن أن تستمر هذه المرحلة من النمو ، حيث تتشكل حصى بحجم مليمتر إلى سنتيمتر ، من عدة مئات إلى آلاف السنين.

من المعتقد أن الدليل المباشر على التراكم المضطرب لما قبل الكواكب في القرص الذي شكل نظامنا الشمسي يمكن رؤيته في نوع معين من النيازك ، يسمى الكوندريت. لقد اشتقوا اسمهم من مكونات تشبه الرخام بحجم ملليمتر تسمى غضروفية التي هي جزء لا يتجزأ من النيزك (فكر في الزبيب داخل كعكة). هذه الغضروفات ، التي يعد أصلها مشكلة رائعة ولم يتم حلها في حد ذاتها ، هي مجرد الحجم المناسب لتحقيق تركيزات كبيرة من المواد بسبب الاضطرابات في النظام الشمسي المبكر ، كما أظهرت العديد من النماذج الرياضية.

خلال أواخر التسعينيات ، اكتشف علماء الفيزياء الفلكية ، لدهشتهم ، أنه ليست كل المناطق داخل قرص كوكبي أولي مضطربة. تشير الحسابات المادية التي تم دعمها باستمرار من خلال عمليات المحاكاة الحاسوبية إلى أنه كلما اقترب غاز القرص من المستوى المتوسط ​​(أي المستوى الأفقي الذي يقسم القرص إلى نصفين متساويين تقريبًا) ، قل احتمال أن تكون المجالات المغناطيسية أقرب إلى المستوى المتوسط. تعلق نفسها بالغاز ، لأنه لا توجد شحنات كهربائية كافية. السبب بسيط نسبيًا: يوجد عدد أكبر من جزيئات الغاز في حجم وحدة قريب من المستوى المتوسط ​​مقارنة بالطبقات الخارجية ، وتخلق هذه الجزيئات "درعًا" ضد الإشعاع المؤين الذي لا يواجه مشكلة في تجريد الإلكترونات من الجزيئات المنعزلة في الطبقات الخارجية. لا توجد شحنات مجانية ، ولا مجال مغناطيسي يمتد إلى نقطة الانهيار ، وبالتالي لا يوجد اضطراب. يطلق خبراء تكوين الكواكب على المنطقة الخالية من الاضطرابات في قرص ما اسم "المنطقة الميتة".

التمثيل التخطيطي لقرص كوكبي أولي ، يُظهر منطقة ميتة الإشعاع المؤين (خطوط حمراء متموجة) غير قادر على اختراق عمق القرص ، وبالتالي لن يتأين غاز القرص ، ولن يكون أي مجال مغناطيسي موجود قادرًا على الاقتران بالغاز وبالتالي لن يحدث أي اضطراب. الصورة: LANL

لذا ، فإن الاضطراب في الطبقات الخارجية يساعد في تركيز الجسيمات ، وتلتصق الجسيمات وتنمو في الحجم والكتلة. عند القيام بذلك ، يصبحون أثقل وأكثر عرضة للانجذاب نحو المستوى الأوسط بواسطة الجزء "الموجّه عموديًا" من مجال جاذبية النجم المركزي. نتيجة لذلك ، بدأت تمطر نحو منتصف الطائرة ، متجهة إلى ارتفاع المنطقة الميتة. يمكن أن يستمر هذا الاستقرار حوالي عشرة آلاف سنة (نحن نتحدث عن مسافات بملايين الكيلومترات) ، ويخلق فرصة لمزيد من الاصطدامات والنمو.

ما حدث بعد ذلك كان إلى حد ما بمثابة لغز بالنسبة لعلماء الفيزياء الفلكية ، الذين أطلقوا على السيناريو التالي "حاجز حجم المتر": بمجرد أن تصل المواد الصلبة إلى أحجام حوالي متر واحد ، لا يتم سحبها بواسطة غاز القرص بنفس القدر ، ولكن بدلاً من ذلك تشعر سحب من جزء "التوجيه المركزي" من جاذبية النجم ، والنتيجة هي أنها تنجرف نحو النجم وتتبخر في وقت قصير نسبيًا ، حوالي 100 عام. بعبارة أخرى ، سينفد قرص الكواكب الأولية بسرعة من الصخور التي كانت موجودة قبل الكواكب ، مما لا يترك أي مادة لتشكيل كويكبات أو أقمار أو كواكب. لكن بالطبع نعلم أن هذا ليس هو الحال بشكل عام ، حيث يمكننا مراقبة الكواكب بالآلاف. لذلك يجب أن تكون هناك طريقة لعبور حاجز بحجم المتر وتجميع أجسام أكبر.

انطباع الفنان عن قرص كوكبي أولي يحتوي على مواد صلبة

اتضح أن الجاذبية تأتي للإنقاذ: إذا كانت هناك تركيزات عالية بما فيه الكفاية من الصخور ، فإن الكتلة الموجودة في تلك التركيزات ستكون بحيث تتولى الجاذبية السيطرة وتتجمع الكواكب، كما هو معروف الأجسام التي يبلغ حجمها كيلومتر أحد أكثر خطوط البحث نشاطًا في تكوين الكواكب هو تحديد المواقع المناسبة في القرص حيث يمكن أن يحدث هذا التجمع الثقالي.

من هذه النقطة فصاعدًا ، تتغير قواعد اللعبة بشكل ملحوظ ، وتصبح قوة الجاذبية بين أزواج من الكواكب الصغيرة هي المحرك الرئيسي للنمو. غاز القرص له تأثير متواضع فقط على حركة الكواكب الصغيرة ، والمشكلة الفيزيائية لتراكم الجسم الصلب أكثر قابلية للحل. ومع ذلك ، لا يزال يمثل تحديًا حسابيًا. على سبيل المثال ، من أجل وصف تكوين عطارد والزهرة والأرض والمريخ معًا ، بأجسام يبلغ طولها حوالي 5 كيلومترات كمواد خام ، سيحتاج الكمبيوتر إلى تتبع حوالي 4 مليارات كوكب صغير و تفاعلات الجاذبية المتبادلة بينهما ، بكل المقاييس ، مهمة غير مجدية. لكن يمكن لعلماء الفيزياء الفلكية تبسيط المشكلة باستخدام نهج إحصائي لوصف هذه المرحلة من تكوين الكوكب ، وفقط عندما ينخفض ​​عدد الأجسام إلى كمية يمكن التحكم فيها (بعد أن نمت إلى حجم عشرات أو حتى مئات الكيلومترات) ، مثل بضعة آلاف ، يمكن توجيه عمليات المحاكاة الحاسوبية لمتابعة سلوك الجديد الكواكب الأولية وهذا هو السلائف المباشرة للكواكب.

إن مرحلة تشكل الكواكب التي تهيمن عليها الجاذبية ، والتي تصطدم فيها الكواكب الصغيرة ببعضها لتشكل أجسامًا أكبر ، ستكون مشهدًا رائعًا إذا تمكنا من رصد جزء منها على الأقل. تدوم مئات الآلاف من السنين ، وهي عبارة عن طاولة بلياردو كونية بثلاثة أبعاد يمكن فيها لطاقات الاصطدام أن تفكك أجسامًا يصل حجمها إلى 100 كيلومتر! بشكل عام ، هناك ثلاث نتائج محتملة لتصادم بين جسمين صلبين: التحطم (يصبح الجسم الأصغر جزءًا من كتلة الجسم النهائي) (التأثير يكسر الجسم المستهدف ، لكن الأجزاء تبقى قريبة نسبيًا من بعضها البعض ، في كومة الأنقاض) والتشتت (التفكك كلي والقطع الناتجة تطير بعيدًا). يعتمد أي من هذه العوامل على مجموعة متنوعة من العوامل ، بما في ذلك تكوين الأجسام المتصادمة (سواء كانت مصنوعة من الصخور أو الجليد ، على سبيل المثال) ، وسرعة الاصطدام ، وزاوية الاصطدام.

انطباع الفنان عن الاصطدام الكوكبي الصورة: دون ديكسون

النوع الأول من الكواكب التي يتم تكوينها هو ما يسمى ساكن الأرض الكواكب ، وهي تلك الكواكب الصخرية التي تشبه الأرض في الحجم. إنها نتيجة للنمو السريع لجزء صغير من الكواكب الصغيرة التي ينتهي بها الأمر بكسح معظم المواد الصلبة المتاحة لها ، وتشكيل أجسام يبلغ حجمها آلاف الكيلومترات في زمن يصل إلى عدة ملايين من السنين. نظرًا لأن هذه الكواكب المشكلة حديثًا هي أكبر الكواكب الموجودة حولها ، فإن تأثير جاذبيتها على بعضها البعض وعلى الكواكب الصغيرة المتبقية يخلق رقصة فوضوية يمكن أن تؤدي إلى مزيد من التأثيرات ، بل وتغير بشكل كبير مدارات الأجسام الصغيرة

لكن عملية التشكيل مستمرة. نحن نعلم أن هناك كواكب أكبر بكثير من الأرض ، سواء في نظامنا الشمسي أو حول النجوم الأخرى. نحن نعلم أيضًا أن الكواكب العملاقة في نظامنا الشمسي ، وخاصة كوكب المشتري وزحل ، لها غلاف جوي كثيف للغاية من الغاز ، والذي نعتقد أنه يشكل الجزء الأكبر من حجمها. من أين أتى هذا الجو؟ جزء مهم من اللغز هو غاز قرص الكواكب الأولية. هل يمكن أن يكون ذلك الجزء من القرص الغازي ينتهي بطريقة ما بتشكيل الغلاف الجوي للكواكب العملاقة؟

نماذج الكمبيوتر تخبرنا أن هذا هو الحال بالفعل. إذا استمر جسم بكتلة مماثلة لكتلة الأرض في النمو ووصل إلى كتلة حرجة تقارب 10 أضعاف كتلة الأرض ، فسيؤدي ذلك إلى رد فعل على الغاز المحيط الذي سيؤدي إلى تدفق سريع للغاز باتجاه الكتلة الهائلة. النواة، حيث يُعرف الجسم ذي الكتلة الأرضية العشرة في هذا السياق.سوف يكتسح اللب الغاز وهو يدور في مداره حول النجم المركزي. يمكن أن يستمر هذا لمئة ألف سنة أخرى ، تزيد أو تأخذ. سينتهي اكتساح الغاز إما بسبب تبدد غاز قرص الكواكب الأولية (المكون الغازي لقرص كوكبي أولي لا يدوم إلى الأبد ، فهو يتشتت خلال بضعة ملايين من السنين) ، أو لأن قلب الكواكب قد فتح فجوة محلية في القرص ، مثل عندما تحاول جمع الثلج أثناء عاصفة ثلجية. في كلتا الحالتين ، يقدم هذا قيدًا مهمًا في المشكلة: يجب أن يتشكل كوكب عملاق قبل أن يتبدد قرص الكواكب الأولية الأصلية ، وإلا فلن يكون هناك غاز لتكوين غلاف جوي عملاق.

انطباع فنان عن كوكب عملاق في قرص كوكبي أولي

هذه هي الطريقة التي يُعتقد أن كوكب المشتري وزحل ، والكواكب العملاقة خارج المجموعة الشمسية ، تشكلت بشكل عام. ومع ذلك ، لا يزال هناك العديد من الأسئلة التي لا تزال دون إجابة ، وكثير منها نتيجة الملاحظات الأخيرة. على سبيل المثال ، قاد آدم كراوس ، الأستاذ المساعد في جامعة أوستن ، مشروعًا تعاونيًا لتحديد ما يمكن أن يكون كواكب عملاقة تدور حول نجومها على مسافات كبيرة بشكل لا يصدق ، تصل إلى 300 ضعف المسافة بين الأرض والشمس. يُعرف متوسط ​​المسافة بين الشمس والأرض بوحدة فلكية واحدة ، أو AU. للمقارنة ، في نظامنا الشمسي ، المسافة بين المشتري والشمس هي 5.2 AU ، والمسافة بين الشمس والكوكب الخارجي ، نبتون ، 30 AU. يشكل موقع الأجسام التي درسها البروفيسور كراوس وفريقه ، فيما يتعلق بنجوم كل منهم ، تحديًا للنماذج الحالية لتشكيل الكواكب. كيف يمكن أن تنتهي كواكب ضخمة بحجم 10 كواكب بعيدة جدًا عن نجومها المركزية؟ ستكون هناك حاجة إلى مزيد من القياسات لهذه الأنظمة وأي أنظمة مماثلة لم يتم اكتشافها حتى الآن لفهم أصلها.

لقد بدأنا للتو في فهم الآليات المعقدة المسؤولة عن أصل الكواكب. تضمنت هذه النظرة العامة الموجزة بعض الجوانب الأكثر عمومية لما هو معروف حاليًا ، ولكن هناك العديد من التفاصيل المثيرة للاهتمام التي تتطلب كل منها وظيفة خاصة بها. إن دور الكويكبات في إيصال المياه إلى الأرض المبكرة ، وتشكيل القمر ، والكواكب الحرة العائمة ، وربما أكثر ما يأسر الجميع ، وجود كواكب شبيهة بالأرض يمكن أن تحافظ على الحياة ، هي فقط بعض من أهم المشاكل في الفيزياء الفلكية الآن. هناك شيء واحد مؤكد ، على الرغم من ذلك: كشف أسرار تكوين الكواكب سيعطينا فكرة أفضل عن كيفية نشأة الحياة على كوكبنا.


& # 8220 كوكب الوحش & # 8221 اكتشافه ، يجعل العلماء يعيدون التفكير في نظريات تكوين الكواكب

عندما يتعلق الأمر بكيفية ومكان تشكل أنظمة الكواكب ، اعتقد علماء الفلك أن لديهم قدرة جيدة على التعامل مع الأشياء. تنص النظرية السائدة ، المعروفة باسم فرضية السديم ، على أن النجوم والكواكب تتشكل من سحب ضخمة من الغبار والغاز (أي السدم). بمجرد أن تتعرض هذه السحابة لانهيار الجاذبية في المركز ، يشكل الغبار والغاز المتبقي قرصًا كوكبيًا أوليًا يتراكم في النهاية ليشكل كواكب.

ومع ذلك ، عند دراسة النجم البعيد NGTS-1 & # 8211 ، فإن النوع M (القزم الأحمر) يقع على بعد حوالي 600 سنة ضوئية & # 8211 ، اكتشف فريق دولي بقيادة علماء الفلك من جامعة وارويك كوكب المشتري الضخم & # 8220hot & # 8221 التي بدت أكبر من أن تدور حول مثل هذا النجم الصغير. إن اكتشاف هذا & # 8220 monster planet & # 8221 قد تحدى بشكل طبيعي بعض المفاهيم السابقة حول تكوين الكواكب.

الدراسة ، التي تحمل عنوان & # 8220NGTS-1b: كوكب المشتري الساخن يمر عبر M-dwarf & # 8220 ، ظهرت مؤخرًا في الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. قاد الفريق الدكتور دانيال بايليس والبروفيسور بيتر ويتلي من جامعة وارويك وضم أعضاء من مرصد جنيف ومختبر كافنديش والمركز الألماني للفضاء ومعهد ليستر للفضاء ورصد الأرض ومركز TU Berlin for علم الفلك والفيزياء الفلكية ، والعديد من الجامعات والمعاهد البحثية.

تم الاكتشاف باستخدام البيانات التي تم الحصول عليها بواسطة ESO & # 8217s ، مرفق مسح عبور الجيل التالي (NGTS) ، والذي يقع في مرصد بارانال في تشيلي. يدير هذا المرفق اتحاد دولي من علماء الفلك الذين يأتون من جامعات وارويك وليستر وكامبريدج وجامعة كوينز بلفاست ومرصد جنيف والمركز الألماني للفضاء وجامعة تشيلي.

باستخدام مجموعة كاملة من التلسكوبات المدمجة الروبوتية بالكامل ، يعد هذا المسح الضوئي أحد المشاريع العديدة التي تهدف إلى استكمال تلسكوب كبلر الفضائي. يحب كبلر ، تراقب النجوم البعيدة بحثًا عن علامات الانخفاض المفاجئ في السطوع ، والتي تشير إلى مرور كوكب أمام النجم (المعروف أيضًا باسم & # 8220transiting & # 8221) ، بالنسبة إلى الراصد. عند فحص البيانات التي تم الحصول عليها من NGTS-1 ، أول نجم تم العثور عليه من خلال المسح ، قاموا باكتشاف مفاجئ.

استنادًا إلى الإشارة الصادرة عن كوكب خارج المجموعة الشمسية (NGTS-1b) ، قرروا أنه كان عملاقًا غازيًا بنفس حجم كوكب المشتري تقريبًا وكتلة كبيرة تقريبًا (كتلته 0.812 كوكب المشتري). كما أشارت مدته المدارية البالغة 2.6 يومًا إلى أنه يدور قريبًا جدًا من نجمه & # 8211 حوالي 0.0326 AU & # 8211 مما يجعله & # 8220hot كوكب المشتري & # 8221. بناءً على هذه المعلمات ، قدر الفريق أيضًا أن NGTS-1b تواجه درجات حرارة تقارب 800 كلفن (530 درجة مئوية 986 درجة فهرنهايت).

دفع هذا الاكتشاف الفريق إلى حلقة ، حيث كان يُعتقد أنه من المستحيل أن تتشكل كواكب بهذا الحجم حول نجوم صغيرة من النوع M. وفقًا للنظريات الحالية حول تكوين الكواكب ، يُعتقد أن النجوم القزمة الحمراء قادرة على تكوين كواكب صخرية & # 8211 كما يتضح من العديد من الأشياء التي تم اكتشافها حول الأقزام الحمراء مؤخرًا & # 8211 ولكنها غير قادرة على جمع ما يكفي من المواد لتكوينها كواكب بحجم المشتري.

مفهوم الفنان & # 8217s لكوكب خارجي بحجم كوكب المشتري يدور بالقرب نسبيًا من نجمه (المعروف أيضًا باسم a & # 8220hot Jupiter & # 8221). الائتمان: NASA / JPL-Caltech)

كما علق الدكتور دانيال بايليس ، عالم الفلك بجامعة جنيف والمؤلف الرئيسي للورقة ، في البيان الصحفي لجامعة وارويك:

& # 8220 كان اكتشاف NGTS-1b مفاجأة كاملة لنا & # 8211 لم يكن يعتقد أن مثل هذه الكواكب الضخمة موجودة حول مثل هذه النجوم الصغيرة. هذا هو أول كوكب خارج المجموعة الشمسية اكتشفناه مع منشأة NGTS الجديدة الخاصة بنا ، ونحن بالفعل نتحدى الحكمة التي تم تلقيها حول كيفية تشكل الكواكب. التحدي الذي نواجهه الآن هو معرفة مدى شيوع هذه الأنواع من الكواكب في المجرة ، ومع منشأة NGTS الجديدة ، نحن في وضع جيد للقيام بذلك. "

الأمر المثير للإعجاب أيضًا هو حقيقة أن الفلكيين لاحظوا العبور على الإطلاق. مقارنة بفئات النجوم الأخرى ، فإن النجوم من النوع M هي الأصغر والأروع والأكثر قتامة. في الماضي ، تم اكتشاف الأجسام الصخرية حولها عن طريق قياس التحولات في مواقعها بالنسبة إلى الأرض (المعروف أيضًا باسم طريقة السرعة الشعاعية). هذه التحولات ناتجة عن شد الجاذبية لواحد أو أكثر من الكواكب التي تتسبب في & # 8220wobble & # 8221 ذهابًا وإيابًا.

باختصار ، فإن الضوء الخافت لنجم من النوع M جعل مراقبتها للانخفاضات في السطوع (المعروف أيضًا باسم أسلوب العبور) أمرًا غير عملي للغاية. ومع ذلك ، باستخدام الكاميرات الحساسة باللون الأحمر NGTS & # 8217s ، تمكن الفريق من مراقبة بقع من سماء الليل لعدة أشهر. بمرور الوقت ، لاحظوا انخفاضًا قادمًا من NGTS-1 كل 2.6 يومًا ، مما يشير إلى أن كوكبًا ذي فترة مدارية قصيرة يمر بشكل دوري أمامه.

انطباع الفنان عن الكوكب الذي يدور حول نجم قزم أحمر. الائتمان: ESO / M. كورنميسر

ثم قاموا بتتبع الكوكب & # 8217s مدار حول النجم ودمجوا بيانات العبور مع قياسات السرعة الشعاعية لتحديد حجمها وموقعها وكتلتها. كما أشار البروفيسور بيتر ويتلي (الذي يقود NGTS) ، فإن العثور على الكوكب كان عملاً شاقًا. ولكن في النهاية ، قد يؤدي اكتشافه إلى اكتشاف المزيد من عمالقة الغاز حول النجوم منخفضة الكتلة:

"كان من الصعب العثور على NGTS-1b ، على الرغم من كونه وحش كوكب ، لأن نجمه الأصلي صغير وباهت. النجوم الصغيرة هي في الواقع الأكثر شيوعًا في الكون ، لذلك من الممكن أن يكون هناك العديد من هذه الكواكب العملاقة في انتظار العثور عليها. بعد أن عملت لما يقرب من عقد من الزمن على تطوير مصفوفة تلسكوب NGTS ، من المثير أن نراها تنتقي أنواعًا جديدة وغير متوقعة من الكواكب. أنا & # 8217m أتطلع إلى رؤية الأنواع الأخرى من الكواكب الجديدة المثيرة التي يمكننا ظهورها ".

ضمن الكون المعروف ، تعد النجوم من النوع M هي الأكثر شيوعًا إلى حد بعيد ، حيث تمثل 75٪ من جميع النجوم في مجرة ​​درب التبانة وحدها. في الماضي ، أدى اكتشاف الأجسام الصخرية حول النجوم مثل Proxima Centauri و LHS 1140 و GJ 625 والكواكب الصخرية السبعة حول TRAPPIST-1 ، إلى استنتاج الكثيرين في المجتمع الفلكي أن النجوم القزمة الحمراء هي أفضل مكان للبحث عنه الكواكب الشبيهة بالأرض.

لذلك ، يُنظر إلى اكتشاف كوكب المشتري الساخن الذي يدور حول NGTS-1 على أنه مؤشر على أن النجوم القزمة الحمراء الأخرى يمكن أن يكون لها عمالقة غازية تدور حولها أيضًا. قبل كل شيء ، يوضح هذا الاكتشاف الأخير مرة أخرى أهمية البحث عن الكواكب الخارجية. مع كل اكتشاف نجريه خارج نظامنا الشمسي ، كلما تعلمنا المزيد عن الطرق التي تتشكل بها الكواكب وتتطور.

كل اكتشاف نقوم به يعزز فهمنا لمدى احتمالية اكتشاف الحياة في مكان ما. ففي النهاية ، ما هو الهدف العلمي الأكبر من تحديد ما إذا كنا وحدنا في الكون أم لا؟


الإجابات والردود

لم أسمع أبدًا عن هذا كونه بالوعة طاقة مهيمنة في عنقود نجمي - حتى في قلب كتلة كروية متطورة ، فإن المواجهات القريبة نادرة جدًا. عادة ما يكون الانهيار الأساسي للعنقود النجمي مدفوعًا بنجوم في ذيل توزيع ماكسويل الذي يهرب من البئر المحتمل.

الثقوب السوداء في مراكز المجرات

أنا لم أقترح هذا كاحتمال ، لكن من الواضح أن أفضلي قد فكروا في طرق أبسط لإزالة الطاقة من مجموعة منهارة. وذلك بفضل لرؤساء متابعة..

لا ، لم أكن أقترح أن تنهار مليارات النجوم في ثقب أسود لفترة أطول بكثير من زمن هابل. كنت أقترح أنه عندما تكون النجوم في مثل هذا النظام المنهار قد تشكلت ، ربما في وقت مبكر من حياة الكون ، فإن طبيعة virialisation تتغير. كما كتبت في رسالتك رقم 8 في الموضوع & quot The Virial theorem and Cosmology & quot "النجم هو نظام الجاذبية الذاتية الخاص به ، لذا فهو يمتلك eqilibrium الخاص به". هكذا فقط.

لذلك ، فإن التوازن الفيروسي لهيكل منهار مليء بالنجوم هو الذي يمكن فيه معالجة النجوم نفسها كجسيمات يتم تحويلها إلى virialized. أقترح أنه بعد ذلك بهذه السرعة؟ يمكن ضبط الانهيار الثابت ، وأن النواة الداخلية للكائن المنهار ، والتي قد تحتوي فقط على ملف
بضعة ملايين من النجوم ، يمكن أن تصبح كثيفة بما يكفي لتوليد أفق حدث يحوي جزءًا صغيرًا فقط من الكتلة الكلية في السحابة المنهارة.

أخيرًا ، أعد إدخال الطاقة من الثنائيات القريبة: هنا مرة أخرى يظهر جهلي.


هل مدخلات الطاقة التي تشير إليها تأتي من تكوين مثل هذه الثنائيات وما يترتب على ذلك من إطلاق فائض من الطاقة الحركية ، على طول الخطوط التي تقدم الخيط "The Virial Theorem and Cosmology" ، أي: "عندما يتكثف نظام الجاذبية المنتشر إلى مستقر و جسم أكثر إحكاما ، يجب إزالة الطاقة منه "؟

إذا كان الأمر كذلك ، فكيف تنجو هذه الطاقة من القلب وتوقف انهيارها؟

هذا يتعلق بعدد الثقوب السوداء التي ستحتاجها لتشكيل أكبر عدد من الثقوب السوداء في مراكز المجرات (وستحتاج إلى القيام بذلك كثيرًا أقل من وقت هابل). ما لم أسأت فهمك ، هذا ما كنت تقترحه؟

لا أرى ما تحصل عليه. أي جزء من virialization سيكون مختلفًا في الكون المبكر؟ الاختلاف الأساسي الذي أدركه هو نقص (أو قلة وفرة) العناصر الثقيلة. هذا هو المكان الذي تدخل فيه مناقشة & quotPopulation III stars & quot. ستكون هذه النجوم أكثر ضخامة وربما أكبر قليلاً في المتوسط ​​، لكن لا ينبغي أن تتصرف بشكل مختلف عندما تكون في مجموعة.

يحدث الانهيار الأساسي الذي وصفته لحشد كروي تحت التوازن الفيروسي.

انهيار الجاذبية وهطول الأمطار وتنسيق الثقب الأسود

كذلك ليس تماما. ظننت في جهلي أن المجرات تتكون من بلايين النجوم ، لكن ثقوبها السوداء تتكون من ملايين الكتل النجمية. أنا أقف بشكل صحيح.

مرة أخرى ، اعتقدت أن المجرات بدأت كغيوم غازية بقيت في حالة تحفيز أثناء انهيارها ، ولكن مثل هذا التشكل يمكن إخماده بتشكيل النجوم ، ليتبعه انهيار ثابت للحرارة للسحابة النجمية إلى الداخل ، حتى ظهور نوع مختلف من التحويل (على طول). الخطوط التي وصفتها للعناقيد النجمية) استولت ، أو تشكل ثقب أسود.

من الواضح أن لدي فكرة سيئة عن كيفية تشكل المجرات. لقد ألقيت نظرة على مبادئ بيبلز في علم الكونيات الفيزيائية من أجل التنوير ، ولكن هذا كتبه أستاذ في علم الكونيات ، وقسمه حول تكوين المجرات مليء بالحقائق بشكل كثيف للغاية بالنسبة لي لأرى الخشب بين الأشجار ، كما كان . لا أمانع في الجبر ، إنه كثرة المواد ذات الصلة التي تحيرني.

كيف يعتقد علماء الكونيات أن المجرات تتشكل؟

لقد بدأت الآن في الاعتقاد بأن علماء الكونيات المحترفين ليس لديهم سوى فكرة ضعيفة عن كيفية تشكل المجرات. بعد إبداء الملاحظة المذكورة أعلاه ، بحثت أيضًا في الفيزياء الكونية لطاووس فقط لأجد أنه يعالج هذه المشكلة من منظور عام لتضخيم الجاذبية للمناطق كثيفة الكثافة ، مع التركيز على تباين تعزيز الكثافة (دلتا) مع مرور الوقت. يتعامل مع العديد من النماذج (تكوين الفطائر والمعصمة الكروية) كما لو كانت عمليات في سائل مستمر.

يشبه هذا النهج ، في فرع آخر من فروع الفيزياء ، معالجة تغيير الطور لسائل على سبيل المثال إلى مادة صلبة كما لو كانت النتيجة دائمًا زجاجًا عديم الملامح. بداية جيدة ، لكنها مبالغة في التبسيط. المجرات ، مثل معظم المواد الصلبة الحقيقية ، هي كيانات عالية التنظيم. في مثل هذه الحالات ، من الضروري أيضًا النظر في كيفية تأثير طبيعة وسلوك مرحلة التكثيف على العملية ونواتج التكثيف.

أرغب في الحصول على إجابات لبعض الأسئلة حول حالة المعرفة الحالية:

هل من المعروف كم من الوقت يستغرق تكوين المجرات (تقريبًا) ، ومتى يحدث هذا أثناء تطور الكون؟

هل طبيعة مرحلة التكثيف معروفة بالمجرات؟ (غاز ، غبار ، سحابة نجمية ، أو إذا كان خليطًا ، بأي نسب؟) أم تتشكل النجوم أثناء التكثيف؟

هل أصل الثقوب السوداء المركزية مفهومة جيدًا ، وإذا كان الأمر كذلك ، فهل هو مساعد بسيط وحتمي لتكوين المجرات؟

لا ، ليس بدقة شديدة ، وسوف يعتمد على حجم المجرة. في السيناريو الأكثر شيوعًا في الوقت الحالي ، تشكلت المجرات الصغيرة بسرعة (ترتيب 100 مليون سنة) في الكون المبكر. بشكل عام ، تستغرق الأجسام الأكبر وقتًا أطول في الانهيار والتحول - أعتقد أن حوالي مليار سنة بالنسبة لأكبر المجرات.

الغبار (الذي يتطلب عناصر أخرى غير الهيدروجين والهيليوم) لن يكون وفيرًا جدًا في المراحل الأولى من تكوين المجرات. كانت النجوم الأولى (وأصغر المجرات) قد تكونت من غاز معدني منخفض للغاية (ربما [itex] [Fe / H] lesssim-3 [/ itex]). كان من الممكن أن يكون كل من الغاز والنجوم متورطين ، لكن النسب كانت ستعتمد على البيئة (على سبيل المثال ، القرب من AGN ، أو هالة المادة المظلمة ، أو انفجار النجوم).

إنهم يفعلون ذلك ، لكن فهمنا لتشكيل النجوم المبكر فج للغاية. نحن تستطيع نقول أننا نتوقع أن تكون النجوم المبكرة أكثر ضخامة (في المتوسط) بسبب نقص التبريد من العناصر الثقيلة.

أولا. اسمحوا لي أن أشكركم على المشكلة التي اتخذتموها أنت وزملاؤك (طلاب جامعيون وما بعد الدكتوراه وباحثون وأكاديميون) في هذا الموضوع واثنين آخرين لمساعدتي في فهم أفضل ، وإن كان متشككًا ، لبعض جوانب علم الكونيات و الفيزياء الفلكية والتفكير الحالي.

تم تقدير ملاحظاتك بشكل كبير.

أخيرًا ، دعني أقترح أن يسأل علماء الفيزياء الفلكية المتحمسون أنفسهم سؤالين بسيطين:

أولا، لماذا المجرات لها مراكز على الإطلاق؟ (عديدة أشياء لا .. القارات ، الأشجار ، أنفسنا ، على سبيل المثال).

ثانية: ماذا او ما آلية التشكيل تسميات هذه المراكز بأشياء مضغوطة؟

وهذا آخر منشور لي (لفترة).

أولا. اسمحوا لي أن أشكركم على المشكلة التي اتخذتموها أنت وزملاؤك (طلاب جامعيون وما بعد الدكتوراه وباحثون وأكاديميون) في هذا الموضوع واثنين آخرين لمساعدتي في فهم أفضل ، وإن كان متشككًا ، لبعض جوانب علم الكونيات و الفيزياء الفلكية والتفكير الحالي.

تم تقدير ملاحظاتك بشكل كبير.

أخيرًا ، دعني أقترح أن يسأل علماء الفيزياء الفلكية المتحمسون أنفسهم سؤالين بسيطين:

أولا، لماذا المجرات لها مراكز على الإطلاق؟ (عديدة أشياء لا .. القارات ، الأشجار ، أنفسنا ، على سبيل المثال).

ثانية: ماذا او ما آلية التشكيل تسميات هذه المراكز بأشياء مضغوطة؟

وهذا آخر منشور لي (لفترة).

يبدو أن & quotoldman & quot تم فحصها الآن في الوقت الحالي.
قد يقدم المرء بعد ذلك بعض المعلومات ويناقش الموضوع دون أن يشعر وكأنه يقاطع المناقشة التي يريدها العجوز.

أعتقد أنه موضوع جيد. يجب على المرء أن يحاول فهم تكوين المجرات ، والذي يعني إلى حد كبير تكوين مجموعات المجرات (لأن AFAIK على الأقل نصف المجرات تحدث في مجموعات ، فمن الشائع جدًا منها) وكذلك عملية MERGER

يبدو أن الاندماج شائع جدًا - إلى حد كبير هو كيفية نمو المجرات - وهناك الكثير من دراسات المحاكاة الحاسوبية لكيفية الدمج غير مرن وبطريقة ما تصطدم برفق وتلتصق ببعضها البعض بدلاً من مجرد المرور من خلال والاستمرار في طرقهم المنفصلة.

يجب أن يعرف المرء أيضًا عن محاكاة الجسم N الكبير لتكوين بنية تسمى MILLENNIUM. في النهاية ، الطريقة الوحيدة لفهم كيفية تخثر الكون هي المحاكاة الحاسوبية IMHO

ومع ذلك ، سأحاول الحصول على مجموعة أولية من الروابط. لم أفرز هذه الأشياء للعثور على الأشياء الجيدة - إنها مجموعة غير انتقائية
=======================================
http://arxiv.org/abs/astro-ph/0512384
تشكيل المجرة
المؤلفون: إريك جاوايزر (جامعة ييل)
التعليقات: مراجعة مدعوة لتظهر في آفاق جديدة في علم الفلك ، سلسلة مؤتمرات ASP (13 صفحة)
ألخص المعرفة الحالية لتشكيل المجرات مع التركيز على الشروط الأولية التي يوفرها علم الكونيات Lambda CDM ، والقيود المتكاملة من الكميات الكونية ، والتركيبة السكانية للمجرات الأولية ذات الانزياح الأحمر العالي. يتم توفير جداول تلخص كثافة العدد ، ومعدل تشكل النجوم والكتلة النجمية لكل جسم ، ومعدل تشكل النجوم الكونية ، وكثافة الكتلة النجمية ، وطول التجميع ، وكتل هالة المادة المظلمة النموذجية لمجرات لايمان الفاصلة ، ومجرات ليمان الباعثة لألفا ، والمجرات الحمراء البعيدة ، والمجرات الفرعية. المجرات المليمترية ، وأنظمة امتصاص ألفا ليمان المخمد. أناقش أيضًا خمس مشكلات رئيسية لم يتم حلها في تكوين المجرات والتنبؤ بالتقدم الذي سيحدثه المستقبل القريب. & quot

http://arxiv.org/abs/astro-ph/0511338
التسلسل الهرمي المكسور لتشكيل المجرة
المؤلفون: RG Bower (1) ، AJ Benson (2) ، R. Malbon (1) ، JC Helly (1) ، CS Frenk (1) ، CM Baugh (1) ، S. Cole (1) ، CG لاسي (1) ) (1) المحكمة الجنائية الدولية ، دورهام ، (2) قسم الفيزياء ، أكسفورد)
التعليقات: 10 صفحات ، 6 أرقام ملونة. قدم إلى MNRAS

& quot؛ تشير الملاحظات الأخيرة للكون البعيد إلى أن الكثير من الكتلة النجمية للمجرات اللامعة كانت موجودة بالفعل عند $ z & gt1 $. يمثل هذا تحديًا لنماذج تكوين المجرات لأن الهالات الضخمة تتجمع في وقت متأخر في علم الكونيات الهرمي مثل المادة المظلمة الباردة (CDM). في هذا البحث ، نناقش تطبيقًا جديدًا لنموذج دورهام شبه التحليلي حيث يُفترض أن التغذية المرتدة الناتجة عن نوى المجرة النشطة (AGN) تعمل على إخماد تدفقات التبريد في هالات ضخمة. تخلق هذه الآلية بشكل طبيعي انقطاعًا في وظيفة لمعان المجرة المحلية عند المقادير الساطعة. يتم تنفيذ النموذج ضمن محاكاة الألفية N-body لأشجار دمج المادة المظلمة الدقيقة وعدد كبير من عمليات إدراك عملية تكوين المجرات التي توفر المحاكاة نتائج بإحصائيات عالية الدقة. بعد تعديل قيم المعلمات الفيزيائية في النموذج بالرجوع إلى خصائص المجرات المحلية ، نستخدمها لدراسة تطور لمعان K-band ووظائف الكتلة النجمية للمجرة. نحسب أيضًا الحجم المتوسط ​​لكثافة معدل تشكل النجوم في الكون كدالة للانزياح الأحمر والطريقة التي يتم بها تقسيم هذا بين المجرات ذات الكتلة المختلفة. يتنبأ النموذج بقوة بمجموعة كبيرة من المجرات الضخمة إلى الانزياح الأحمر $ z sim 5 $ وكثافة معدل تشكل النجوم التي ترتفع مع زيادة الانزياح الأحمر في الأجسام من جميع الكتل. على الرغم من الاستشهاد ببيانات الرصد حول هذه الخصائص كدليل على تكوين المجرات `` المضاد للتسلسل الهرمي '' ، وجدنا أنه عندما يتم أخذ ملاحظات AGN في الاعتبار ، فإن نموذج CDM الهرمي بشكل أساسي يوفر تطابقًا جيدًا للغاية مع هذه الملاحظات. & quot

http://arxiv.org/abs/astro-ph/0603209
تشكيل المجرة والمادة المظلمة
المؤلفون: جوزيف سيلك
التعليقات: من المقرر نشرها في & quot The Invisible Universe: Dark Matter and Dark Energy & quot ، وقائع مدرسة بحر إيجه الصيفية الثالثة ، خيوس ، 26 سبتمبر - 1 أكتوبر ، 2005
يمكن معالجة تحدي المادة المظلمة بطريقتين من خلال دراسة مواجهة تكوين البنية بالملاحظة والبحث المباشر وغير المباشر. في هذه المراجعة ، سأركز على جوانب المادة المظلمة ذات الصلة بفهم تكوين المجرات ، وأصف النظرة المستقبلية لاكتشاف العنصر الأكثر مراوغة ، المادة المظلمة غير الباريونية. نظرية تكوين المجرات مدفوعة بالظواهر والمحاكاة العددية للمادة المظلمة المتجمعة تحت الجاذبية. بمجرد دمج مضاعفات تشكل النجوم ، تصبح النظرية معقدة للغاية بحيث يجب استكمال نهج القوة الغاشمة للمحاكاة العددية من خلال دمج مثل هذه العمليات الفيزيائية الفلكية مثل التغذية المرتدة من المستعرات الأعظمية وبواسطة نوى المجرة النشطة. أقدم بعض وجهات النظر شبه التحليلية التي قد تلقي بعض الأفكار حول طبيعة تكوين المجرات. & quot

http://arxiv.org/abs/astro-ph/0506213
تاريخ تكوين مجموعات المجرات
المؤلفون: J.D.Cohn، Martin White
التعليقات: 24 صفحة ، النسخة النهائية تظهر في مجلة الفيزياء الفلكية
المجلة المرجع: Astropart.Phys. 24 (2005) 316-333
& quot؛ تم استخدام عينة من مئات عناقيد المجرات المحاكية لدراسة الخصائص الإحصائية لتشكيل العنقود المجري. تتم مناقشة تاريخ التجميع الفردي ، ويتم توضيح درجة التحوّل الفيروسي ويتم قياس أوقات التكوين الشائعة الاستخدام والمقارنة بينها. بالإضافة إلى ذلك ، يتم حساب جزء المجموعات التي خضعت `` مؤخرًا '' لعملية اندماج كبيرة أو قفزة جماعية كبيرة كدالة لوقت المراجعة والفاصل الزمني. كما تمت دراسة جزء عمليات الدمج التي تتكون من ثلاث وأربع أجسام. & quot

http://arxiv.org/abs/astro-ph/0505095
نمذجة تشكيل عناقيد المجرات في MOND
المؤلفون: Adi Nusser، Etienne Pointecouteau
التعليقات: 8 صفحات ، 7 أرقام ، قدم MNRAS
المجلة المرجع: Mon.Not.Roy.Astron.Soc. 366 (2006) 969-976

http://arxiv.org/abs/astro-ph/0605531
تاريخ تكوين المجرة في مجموعات: منظور رصدي
المؤلفون: كريستوفر J. Conselice
التعليقات: مراجعة مدعوة ، 16 صفحة ، للنشر في ESO Astrophysics Symposia: & quot ، مجموعات المجرات في الكون القريب & quot ، محرران. إ. سافيان ، ف.إيفانوف ، ج.بوريسوفا
& quot؛ نقدم مراجعة تربوية حول تكوين وتطور المجرات في مجموعات ، باستخدام معلومات الرصد من المجموعة المحلية إلى المجرات في z

6. تم العثور على غالبية المجرات في الكون القريب في مجموعات ، والمجرات في جميع الانزياحات الحمراء حتى z

6 تميل إلى التجمع على نطاق المجموعات القريبة (

1 مليون قطعة). يشير هذا إلى أن بيئة المجموعة قد تلعب دورًا في تكوين معظم المجرات. تعرض المجموعة المحلية ، والمجموعات المجاورة الأخرى ، تنوعًا في تكوين النجوم والخصائص المورفولوجية التي تضع قيودًا على كيف ومتى تشكلت المجرات في مجموعات. من المحتمل ألا تكون التأثيرات التي تعتمد على وسيط داخل المجموعة ، مثل ضغط الكبش والخنق ، آليات رئيسية تقود تطور المجموعة المجرية. ومع ذلك ، تُظهر حجج الاحتكاك الديناميكي البسيطة أن عمليات اندماج المجرات يجب أن تكون شائعة ، وعملية مهيمنة لقيادة التطور. بينما لوحظ أن عمليات الاندماج بين المجرات L_ * نادرة في z & lt 1 ، إلا أنها أكثر شيوعًا في الأوقات السابقة. هذا يرجع إلى زيادة كثافة الكون ، وإلى حقيقة أن المجرات عالية الكتلة تتجمع بشكل كبير على نطاق المجموعات. علاوة على ذلك ، نناقش سبب ارتباط بيئة كثافة الأرقام المحلية للمجرات ارتباطًا وثيقًا بخصائص المجرات ، ولماذا قد تكون بيئة المجموعة هي الطريقة المفضلة لتأسيس العلاقة بين خصائص المجرات وكثافتها المحلية. & quot

http://arxiv.org/abs/astro-ph/0510054
محاكاة تشكيل المجرة المبكر
المؤلفون: Romeel Davé
التعليقات: 9 صفحات ، لتظهر في أعمال ورشة عمل جامعة كاليفورنيا في إيرفين مايو 2005 حول & quotFirst Light & amp Reionization & quot ، محرران. إي بارتون وأمبير أ.كوراي ، مراجعات علم الفلك الجديدة
المجلة المرجع: نيو أسترون. 50 (2006) 24-28
نقدم التنبؤات لخصائص القياس الضوئي وخط الانبعاث للمجرات الموجودة خلال المراحل الأخيرة من إعادة التأين من z = 8 إلى 6. هذه التنبؤات الأولية مصنوعة من المحاكاة الكونية الهيدروديناميكية التي تشمل تكوين النجوم وردود الفعل ، ولكن ليس تأثيرات النقل الإشعاعي . نجد عددًا كبيرًا من المجرات التي تزيد كتلها النجمية عن 10 ^ 8 Mo في z = 8 ، مع وجود فلزات في نطاق واحد على عشرة من الطاقة الشمسية. تقع هذه المجرات بعيدًا عن متناول المسوحات الحالية للأشعة تحت الحمراء القريبة ، ولكن يجب العثور عليها بأعداد كبيرة بواسطة برامج الجيل التالي. لا تتطور وظيفة لمعان ألفا ليمان كثيرًا من z = 6 إلى z = 8 ، مما يعني أنه من الممكن أيضًا اكتشاف هذه الكائنات بأعداد كبيرة من خلال استطلاعات النطاق الضيقة القادمة ، ما لم يتطور جزء الهروب من Ly-alpha بشكل كبير بين تلك العصور.

http://arxiv.org/abs/astro-ph/0605212
فهم تكوين المجرة وتطورها
المؤلفون: في أفيلا ريس (معهد الفلك ، الولايات المتحدة ، المكسيك)
التعليقات: 50 صفحة ، 10 أرقام منخفضة الدقة (للدقة العادية ، قم بتنزيل الورقة (PDF ، 1.9 ميجا بايت) من عنوان URL هذا). محاضرات ألقيت في المدرسة المكسيكية الرابعة للفيزياء الفلكية ، 18-25 يوليو 2005 (قدمت إلى المحررين في 15 مارس 2006)

=======================
تذكر أنه عندما حدثت معظم هذه الأشياء ، لم يكن الكون قد توسع كثيرًا لدرجة أن الأشياء كانت أقرب معًا

تذكر أيضًا أن هذا هو الكتاب المقدس العشوائي للعناوين والملخصات الذي تم تجميعه عشوائيًا
عليك أن تفعل الانتقاء والاختيار. لا أوصي. باستثناء على سبيل المثال في حالة جو سيلك لأنه مشهور وأنا أحترمه ، لكنني لم أقرأ بعد هذه الورقة الخاصة به لذا لا يمكنني أن أضمن ذلك. إنه عالم فطن ، لذا يجب أن تكون قائمة مراجع الاقتباسات جيدة على الأقل.

سأكون فضوليًا لمعرفة آلية امتصاص الصدمات عندما تصطدم مجرتان.

ماذا عن وجود مجرة ​​ثالثة؟

الرسوم المتحركة بالكمبيوتر لمجرتين مدمجتين رأيتهما تنتهي ببعض قطع الأذرع على نطاق واسع. أعتقد أن هذا يحمل بعض الطاقة

شيء آخر هو أنهم لا يصطدمون بسرعة كبيرة لأنهم أجسام منتشرة وليست كتل نقطية لذا فإن تسارع سقوطهم تجاه بعضهم البعض يتوقف عند بدء الاندماج.

قرأت أن الناس يعتقدون أن الاصطدامات تؤدي إلى موجات من تشكل النجوم ، والتي أفترض أنها تقترح آليات أخرى لجعلها غير مرنة.


ما هي "آليات تشكيل الكواكب" الأخرى الموجودة بعد "انهيار الجاذبية"؟ - الفلك

SP-345 تطور النظام الشمسي

25. خصائص الشمس المبكرة

25.1. حول استخدام بيانات النظام الشمسي لدراسة الشمس المبكرة

[473] عمليا جميع المحاولات الأخرى لإعادة بناء تاريخ النظام الشمسي استندت إلى فرضية معقولة إلى حد ما حول خصائص الشمس المبكرة. كما سبق أن أشرنا في المقدمة ، فإن مثل هذا الإجراء خطير لأننا في الواقع لا نعرف شيئًا عن الشمس المبكرة. النظريات حول تكوين النجوم من السحب البينجمية هي نظريات تخمينية ، ويبدو أنها تفتقر إلى أي تأكيد بالملاحظة. تفترض مثل هذه النظريات عمومًا عملية أساسية لانهيار الجاذبية. هذا الافتراض ليس بالضرورة أن يصحح تشكيل "ستيليسيمال" ، على غرار التكوين "الكوكبي" للكواكب والأقمار الصناعية ، سيكون بديلاً مثيرًا للاهتمام ، وربما أكثر جاذبية.

في الدراسة الحالية لتطور النظام الشمسي ، تم إجراء محاولة لتجنب الشكوك الكامنة في وضع افتراضات حول الشمس المبكرة. لم يكن هدفنا هو الفهم الحصري أو التفضيلي لتشكيل الكواكب حول الشمس ، ولكن تطوير نظرية عامة لتكوين أجسام ثانوية أو كواكب أو أقمار صناعية حول جسم أولي قد يكون إما الشمس أو الكوكب. تمت مناقشة مزايا الطريقة في ثوانٍ. 1.2 و 16.9 ، أحدهما أن آلية تكوين الأجسام الثانوية يمكن أن تستند إلى حد كبير على دراسات أنظمة الأقمار الصناعية دون الحاجة بالضرورة إلى وضع أي فرضية حول الشمس البدائية (انظر الشكل 16.9.1).

وبهذه الطريقة كان من الممكن تحديد العمليات الأساسية التي تشكلت من خلالها الهيئات الثانوية. إذا افترضنا بعد ذلك أن نظام الكواكب قد تشكل من نفس العمليات التي أنتجت الأقمار الصناعية ، فإننا قادرون على التوصل إلى استنتاجات مهمة حول الشمس البدائية خلال الفترة التي تشكلت فيها الكواكب حولها.

باستخدام هذه الطريقة ، سنحسب هنا الكتلة والمجال المغناطيسي والدوران للشمس المبكرة ، والتعليق على انبعاث الضوء والرياح الشمسية.

كأساس تجريبي لتقديرنا نستخدم:

(1) رسم تخطيطي لهيكل النطاق لمجموعات الجسم الثانوية ، الشكل 21.2.1.

تم رسم الرسم البياني مع افتراض أن كتلة الشمس المكونة للكوكب تساوي الكتلة الحالية. إذا كان هذا غير صحيح ، فيجب أن نتوقع إزاحة منتظمة للنطاقات في نظام الكواكب.

ليس هناك شك في وجود مثل هذا النزوح. العصابات ليست أفقية كما هو متوقع من الناحية النظرية وفقًا للفصل. 21 لكنها منحدرة ومع ذلك ، فإن النطاقات في أنظمة الأقمار الصناعية المختلفة تظهر أيضًا منحدرًا مماثلاً. يتم تقديم شرح لهذه الظاهرة في ثوانٍ. 23.9.2

ومن ثم فإن استنتاج أن كتلة الشمس المنتجة للكوكب كانت مختلفة عن الكتلة الحالية لا يبدو مبررًا.

(2) جدول المسافات المقيسة (الجدول 23.6.1). تكون قيم الكواكب أكبر بمقدار ضعفين تقريبًا من قيم الأقمار الصناعية Jovian و Saturnian. من حيث المبدأ ، قد يكون هذا بسبب فقدان كتلة الشمس لعامل 2 1/2. ومع ذلك ، فإن الاختلاف في القيم ربما يكون سببًا كافيًا للاختلاف.

نستنتج أنه لا توجد مؤشرات معينة على حدوث تغيير في الكتلة الشمسية منذ تكوين النظام الكوكبي ، ولكن لا يمكن استبعاد حدوث تغييرات بنسبة 25٪ في أي من الاتجاهين.

حقيقة أن الشمس قد نقلت الزخم الزاوي إلى أبعد من نبتون وبلوتو تجعل من الضروري افتراض أن المجال المغناطيسي للشمس ، إلى هذه المسافات ، كان أكبر من مجال الكواكب.

لا نعرف قوة المجال الكواكب ، لكن ليس من المحتمل جدًا أنه كان أقل من القيمة الحالية لـ "مجال المجرة" الذي يُعتقد أنه في حدود 3 X 10 -6 G. إذا كان الحقل المشتق من ثنائي القطب الشمسي يجب أن يتجاوز 3 × 10 -6 ج على مسافة 6 × 10 14 سم نجد من

[475] هذه قيمة عالية جدًا ولكن من الصعب أن نرى كيف يمكن تجنبها في أي نظرية تتضمن النقل الهيدرومغناطيسي للزخم الزاوي من أجل نقل الزخم الزاوي إلى منطقة في الفضاء يجب أن يهيمن المجال المغناطيسي الشمسي في تلك المنطقة. الحقول بهذا الحجم أو أكبر تقترحها ظاهرة المغنطة في النيازك (Brecher، 1971، 1972a، c Brecher and Arrhenius، 1974، 1975).

إذا كان للشمس في عصر الهيجون نصف قطرها الحالي ، فإن مجال سطحها سيكون 2 × 10 6 جي. إذا كان نصف قطر الشمس عند تشكل بلوتو هو 10 12 سم (Brownlee and Cox ، 1961) ، فإن الحقل السطحي سيكون & gt 650 G. تقع هذه القيمة ضمن نطاق الحقول المغناطيسية النجمية المرصودة ، في حين أن القيمة التي تفترض أن نصف القطر الحالي للشمس أعلى من أي قيمة رصدية.

يجب أن يكون المجال المغناطيسي الشمسي أيضًا قويًا بما يكفي لجلب البلازما من حوله إلى تكوّن جزئي ودعم البلازما حتى يتم تحقيق ذلك. شرط هذا يعتمد على النموذج ولا يسمح باشتقاق صارم للغاية للمجال المغناطيسي الضروري.

كملاحظة تمهيدية ، يجب الإشارة إلى أن هناك عددًا من الأوراق التي تدعي أن الشمس لها قلب يدور بسرعة. يبدو أنه لا يوجد دعم رصدي مقنع لهذه التخمينات من وجهة نظر نظرية ، لم يتم إثبات أن مثل هذا الوضع مستقر ، ويبدو أنه من غير المحتمل حقًا أن يكون كذلك. من ناحية أخرى ، فإن السرعة الزاوية للشمس هي دالة لخط العرض ، وبما أنه من المرجح أن يسود التساوي في باطن الشمس ، فإن السرعة الزاوية في باطن الشمس ستعتمد على البنية الداخلية للمجال المغناطيسي الشمسي. تمت مناقشة النماذج المعقولة لهذا من قبل Alfv & eacuten و Faltham mar (1963). لن نناقش هذه المشاكل بمزيد من التفصيل هنا ولكننا نذكر فقط أن التناوب التفاضلي هو تأثير صغير لا نحتاج إلى مراعاته في هذا السياق. فيما يلي نفترض أن الشمس كلها تدور بنفس السرعة الزاوية تقريبًا.

منحدر المنحنيات في الشكل. يعتمد الشكل 23.6.1 على قيمة هذا المنحدر يمكننا حساب فترة دوران الشمس عند إنتاج الكواكب الأرضية والكواكب العملاقة.

يكون منحدر منحنى الكواكب الأرضية متوسطًا بين منحنيات الأقمار الصناعية أورانوس (= 12) والأقمار الصناعية الداخلية لزحل (= 8) لذلك يمكننا استخدام القيمة = 10. وهذا يعني أن الشمس كانت لها فترة دوران قدرها 20 يومًا عندما تكونت الكواكب الأرضية. هذا قريب من القيمة الحالية (25 يومًا).

فيما يتعلق بالكواكب العملاقة ، يكون ميل المنحنى متوسطًا بين الأقمار الصناعية لجوفيان (= 29) والأقمار الصناعية الخارجية لزحل [476] (= 80). ومع ذلك ، فإن المجموعة الأخيرة غير منتظمة إلى حد كبير ، ولا ينبغي إعطاؤها وزنًا كبيرًا. ومن ثم فإن الاستنتاج الوحيد الذي يمكننا استخلاصه هو أن القيمة يجب أن تكون أكبر بكثير من 29 ، وبالتالي يجب أن تكون فترة الدوران الشمسي أقل من سنة واحدة. لكن لا يمكننا استبعاد كونها صغيرة جدًا ، على سبيل المثال ، بضعة أيام ، لأن قيمة قد تأخذ أي قيمة إلى ما لا نهاية.

25.5. إشعاع شمسي ، رياح شمسية

بمقارنة نظام الكواكب وأنظمة الأقمار الصناعية ، لم نجد أي سبب لإدخال معلمات للأجسام المركزية بخلاف الكتلة والعزم المغناطيسي والدوران. لا تجعل أي من حقائق الرصد التي حللناها هنا من الضروري استنتاج أن الشمس المبكرة كان لها أي انبعاث من الضوء أو الإشعاع المؤين أو الحرارة أو الرياح الشمسية. يمكن أن يكون التشعيع المبكر المسجل بواسطة مسارات الجسيمات والغازات المزروعة على السطح (القسم 22.9) أيضًا بسبب الجسيمات المتسارعة في الانتشار الفائق للانبعاثات من الشمس. من المفترض أن يكون النشاط السابق ، المرتبط بنقل الزخم الزاوي ، كبيرًا مقارنةً بالأخير ، والذي قد يكون ضئيلاً بناءً على الأدلة المحفوظة. يتم استبعاد الرياح الشمسية من النوع الحالي بواسطة المجال المغناطيسي الشمسي القوي وكثافة البلازما العالية في الفضاء بين الكواكب بسبب انسداد الغاز.

أيا كان المصدر المهيمن لخصائص الإشعاع المرصودة ، فقد توفر حدًا أعلى لمصدر الطاقة الشمسية. على الرغم من أنه يمكن قياس الجرعة الإجمالية بدقة إلى حد ما ، إلا أنه لا يمكن تقدير التدفق حتى الآن بسبب عدم وجود قيمة للفاصل الزمني (والذي سيكون في حدود 10 3-10 4 سنوات عند التدفق المقابل للرياح الشمسية الحالية والتوهج النشاط في 1 AU (Lal، 1972b)). ومع ذلك ، فإن طيف الطاقة ، الذي يمكن تقريبه من ملامح التشعيع ، من المتوقع أن يتم تبديله عن طريق التعزيز الكبير للنشاط الشمسي بسبب مرحلة Hayashi الافتراضية أو "العاصفة الشمسية".

على الرغم من عدة آلاف من القياسات للحبوب المشعة التي أجريت على مجموعات مختلفة من النيازك والصخور القمرية ، لم يلاحظ أي انحراف ملحوظ في طيف الانحدار (Macdougall et al. ، 1974). يشير هذا إلى أنه خلال الفترة الزمنية التي يغطيها سجل الإشعاع ، لم تحدث مثل هذه التغييرات الدراماتيكية في خصائص الشمس. هذا لا يستبعد حدوثها قبل عصر الهيجون.

تم إدخال الأحداث الشمسية العنيفة بشكل خاص في نظريات أخرى من أجل تجنب الصعوبات المحددة في الجزء الأخير من عصر الهيمنة أو لإزالة السجلات التي تتعارض مع الأدلة الحالية (القسم 26.10.1). مثل هذه الصعوبات لا تحدث في العلاج الحالي.

على الرغم من أننا لا نرى بالتالي حاجة إلى افتراضات قوية [477] للنشاط الشمسي المعزز في أي وقت أثناء أو بعد عصر الهيمنة ، لا يبدو أن هناك أي دليل يمنع نشاطًا شمسيًا من النوع الحالي خلال تطور النظام الشمسي. قد لا ينتج عن إشعاع حراري شمسي بنفس حجم الإشعاع الحالي ، بصرف النظر عن التأثير على تكثيف المواد المتطايرة ، تأثيرات واضحة جدًا. تُعزى الكثافة العالية لعطارد أحيانًا إلى تسخينه بواسطة الشمس. قد يكون هذا صحيحًا ، لكن لا يتبع ذلك بالضرورة. تم العثور على زيادة مماثلة في الكثافة بين الأقمار الصناعية لكوكب المشتري (القسم. 20.5.11) حيث يكون لها بالتأكيد سبب آخر.

25.6. الآثار التي تنتجها الشمس الحارقة

منذ بعض الوقت ، خلص براونلي وكوكس (1961) إلى أنه قبل أن تصل الشمس إلى حالتها الحالية لا بد أنها أمضت حوالي 200 مليون سنة في حالة احتراق الديوتيريوم. وفقًا لنموذجهم ، كان نصف قطر الشمس 10 12 سم خلال هذه المرحلة (شكل 25.6.1).

لم يحظ هذا النموذج باهتمام كبير عندما تم اقتراحه لأول مرة ، ربما لأنه في نفس الوقت تقريبًا أصبح "مقبولًا بشكل عام" أنه لا يمكن أن يكون هناك ديوتيريوم في وسط المجرة الذي من المفترض أن الشمس تكونت منه (لأن الانفجار العظيم لا يمكن أن ينتج الديوتيريوم!).

الشكل 25.6.1. - نموذج براونلي - كوكس للتطور الشمسي خلال مرحلة احتراق الديوتيريوم.في ظل الافتراضات القائلة بأن المحتوى الأولي للديوتيريوم يتوافق مع نسبة الديوتيريوم / الهيدروجين للأرض وأن نقل الطاقة في الشمس الحارقة للديوتيريوم غير مقنع ، فإن نصف قطر الشمس كان سيظل حوالي 16 ضعف القيمة الحالية أثناء الديوتيريوم احتراق. ستستمر هذه المرحلة حوالي 10 8 سنوات قبل الانكماش إلى الحجم الحالي. سيغير المحتوى الأولي المختلف من الديوتيريوم (وهو> ممكن) بشكل أساسي مدة مرحلة احتراق الديوتيريوم. (من براونلي وكوكس ، 1961.)

[478] ومع ذلك ، فقد أظهرت الملاحظات الراديوية مؤخرًا أن الديوتيريوم موجود في الفضاء (Solomon and Woolf ، 1972) ، واقترح جيس وريفز (1972) أنه يمكن إعادة بناء محتوى الديوتيريوم الأصلي للشمس من محتوى He 3 في الرياح الشمسية. سواء كانت الشمس ناتجة عن انهيار الجاذبية أو عن طريق التراكم "stellesimal" ، يبدو الآن أنه لا مفر من احتواء الشمس البدائية على كمية كبيرة بشكل معقول من الديوتيريوم والتي يجب أن تكون قد احترقت قبل أن تصل الشمس إلى حالتها الحالية من احتراق الهيدروجين.

إنه خارج نطاق هذه الرسالة لتحليل تطور الشمس بمزيد من التفصيل. سنستشهد فقط بنتائج دراسة أولية (Alfv & eacuten ، 1963) والتي تشير إلى التسلسل التالي للأحداث:

الشكل 25.6.2.- أدناه: نقل الزخم الزاوي إلى السحابة C كدالة للكتلة التي تتم معالجتها عبر هذه السحابة. يتناسب نقل الزخم مع الكتلة التراكمية حتى يتم الوصول إلى التشبع ، عندما يتم نقل كل الزخم تقريبًا. أعلاه: السرعة الزاوية للشمس بعد النقل. عند الوصول إلى التشبع ، فإن السرعة الزاوية للشمس تساوي سرعة كبلر لكوكب المشتري. إذا حدث النقل عندما تكون الشمس في حالة احتراق الديوتيريوم مع لحظة من القصور الذاتي 200 مرة من القيمة الحالية ، فإن السرعة الزاوية تزيد بمقدار 200 مع تقلص الشمس ، مما ينتج عنه فترة الدوران الحالية (25 يومًا) من الشمس عند اكتمال الانكماش.

[479] (1) تشكلت الشمس كنجم D مشتعل حيث R = 1.1 X 1012 سم و = 20 يومًا.

(2) تشكلت الكواكب الأرضية. هذا يتطلب تغييرًا بسيطًا في الدوران.

(3) تشكلت الكواكب العملاقة. نقلت الشمس 99.4 في المائة من زخمها الزاوي المغزلي ودخلت في حالة تساوي الدوران مع كوكب المشتري: = 12 سنة (شكل 25.6.2).

(4) بعد استهلاك الديوتيريوم ، تقلصت الشمس إلى حجمها الحالي ، مما أدى إلى زيادة دورانها إلى القيمة الحالية التي تحددها هذه العملية.

(5) ربما لم يكن هناك تغيير كبير في كتلة الشمس أو دورانها منذ اكتمال العملية (4) (شكل 25.6.3).

الشكل 25.6.3.- السرعة الزاوية للشمس كدالة للوقت. من المفترض أن النظام الشمسي لا يفقد أي زخم زاوي إلى ما لا نهاية (الزخم الزاوي محفوظ داخل النظام الشمسي). عندما تتقلص الشمس ، تقل لحظة قصورها الذاتي ، بحيث تزداد سرعتها الزاوية. يكون الانكماش أثناء احتراق الديوتيريوم صغيرًا وتظل السرعة الزاوية ثابتة. تتشكل السحابة B (التي تشكل الأرض والزهرة وعطارد) خلال هذه الفترة ولكنها لا تغير الزخم الزاوي الشمسي بشكل ملحوظ. (ربما تكونت السحابة في وقت سابق). عندما تتشكل السحابة C (التي تتجمع منها الكواكب العملاقة) ، تفقد الشمس معظم زخمها الزاوي ويتم إحضارها في حالة تساوي مع كوكب المشتري (فترة 12 عامًا). عندما يتم استهلاك الديوتيريوم بالكامل ، تتقلص الشمس إلى حالتها الحالية ، مع انخفاض عزم القصور الذاتي بمعامل 200. تزداد السرعة الزاوية بنفس العامل ، وهو ما يمثل السرعة الزاوية الحالية للشمس.

[480] 25.7. ملاحظات على تشكيل النجوم

هناك اعتقاد عام بأن النجوم تتشكل من خلال الانهيار الثقالي على الرغم من الجهود الحثيثة ، لم يعثر أحد حتى الآن على أي إشارة رصدية للتأكيد. وبالتالي فإن نظرية التكوين النجمي "المقبولة عمومًا" قد تكون واحدة من مئات العقائد غير المدعومة والتي تشكل جزءًا كبيرًا من الفيزياء الفلكية الحالية.

كما تم توضيحه في ثوان. 9.7-9.8 ، التماثل الزمني للدوران يعطي دعمًا جيدًا للرأي القائل بأن الأجرام السماوية تختلف عن الكويكبات ذات الكتلة

10 18 جم والكواكب العملاقة ذات الكتلة

10 30 جم تتشكل بواسطة عملية التراكمي للفصل. 12. يمكننا استبعاد الانهيار التثاقلي تمامًا.

الآن السؤال الذي يطرح نفسه: إذا كانت عملية تراكمية معينة فعالة أكثر من 12 مرتبة من حيث الحجم ، فلماذا لا تكون صالحة لأكثر من 3 مرات من حيث الحجم ، بحيث تشمل نجمًا مثل الشمس كتلته 2 × 10 33 جم؟

هناك أسباب وجيهة للاعتقاد بأن النجوم تتشكل في السحب المظلمة. يزودنا تطور علم الفلك الراديوي والأشعة تحت الحمراء بثراء البيانات حول خصائصهما. كما أشير في ثوان. 15.1 هناك دليل واضح على أن العمليات الكهرومغناطيسية والبلازما لها أهمية حاسمة. في التحليل الحالي ، نظرنا في مشكلة تشكل النجوم باستخدام بيانات النظام الشمسي كأساس تجريبي.

يبدو أن خصائص السحابة المصدر التي استخلصناها قابلة للتوفيق مع الخصائص المرصودة للسحب المظلمة. قد تؤدي دراسة أخرى لهذه الظواهر إلى فهم جديد لكيفية تشكل النجوم. قد يؤدي العلاج الهيدرومغناطيسي الذي يجمع بين ملاحظات السحب المظلمة وبيانات النظام الشمسي إلى حل هذه المشكلة المهمة.


تأثير الحفر

سادسا ثورة تأثير فوهة البركان

من المعتقد الآن أن التأثيرات تلعب دورًا رئيسيًا في كل جانب من جوانب تطور النظام الشمسي تقريبًا. فيما يلي قائمة غير كاملة بالاكتشافات الحديثة أو مجالات البحث النشطة.

يُعتقد أن التراكم الاصطدام هو آلية تكوين الكواكب الصلبة والأقمار الصناعية وللب الكواكب العملاقة (يُعتقد أن هذا الأخير ضروري لتشكيل كوكب عملاق).

قد يكون تأثير جسم بحجم المريخ في وقت مبكر من تاريخ الأرض قد دفع ما يكفي من المواد ذات التكوين الصحيح إلى مدار دائم لتشكيل القمر.

قد يكون تأثير جسم كبير جدًا به بروتو عطارد متمايز قد جرده من عباءة السيليكات ، تاركًا إياه مع قلب حديدي كبير بشكل غير طبيعي.

قد يكون اصطدام جسم بحجم الأرض بأورانوس قد أدى إلى قلب محور دورانه بشكل كبير ونسج قرصًا من المواد التي تشكلت منها أقمارها الصناعية.

ربما تم التقاط Triton من مدار شمسي بواسطة Neptune عندما اصطدم Triton بقمر Neptune أصلي.

كان من الممكن أن يتشوه بلوتو الأولي عن طريق الاصطدام بجسم مشابه ، مما يؤدي إلى تكوين الزوج الثنائي بلوتو-شارون.

قد يكون الحطام غير المتراكم الناتج عن الاصطدامات في حزام النجم هو سبب الأقمار الصناعية للكويكبات. قد يكون الكويكب الثنائي Antiope ، على وجه الخصوص ، نتيجة تصادم خارج المركز بواسطة سلائفين متساويتين في الحجم أو أكثر.

قد تتعطل الأقمار الصناعية الصغيرة التي تطورت مداراتها داخل حدود روش لكوكب عملاق بشكل كارثي بسبب تأثير المذنبات ، مما يخلق أنظمة حلقات مذهلة مثل التي نراها اليوم حول زحل وأورانوس.

أدت التأثيرات مع أسطح الكواكب والكويكبات إلى إطلاق النيازك وعينات القمر إلى الأرض. تم استنتاج أن بعض النيازك (معظمها صغيرة) جاءت من المريخ.

قد يكون القصف المبكر للمذنبات والكويكبات الكربونية قد زود الأرض بمخزونها من الماء.

قد يكون تأثير الكويكب والمذنب قد جرد جزئيًا الغلاف الجوي المبكر للكواكب الأرضية على وجه الخصوص ، وربما كان الغلاف الجوي للمريخ و # x27 أكثر ضخامة وسمح بوجود ماء سائل على سطحه.

قد تكون تأثيرات المذنب قد جردت الغلاف الجوي المبكر لأوروبا وجانيميد وكاليستو ، لكنها تركت الغلاف الجوي لـ Titan & # x27s سليمًا بسبب سرعات الاصطدام المنخفضة.

قد يكون القصف المذنبي المبكر قد زود الأرض بجردها الأولي للجزيئات العضوية ، وبالتالي مهد الطريق لأصل الحياة.

قد تكون التأثيرات العملاقة المبكرة على الأرض قد أحبطت أصل الحياة ، مثل غليان المحيطات وتعقيم السطح.

يمكن إطلاق الميكروبات في مقذوفات من الأرض ، مما قد يؤدي إلى زرع عوالم أخرى في النظام الشمسي مثل المريخ. إذا نشأت الحياة بشكل مستقل على كوكب المريخ ، فقد تعمل هذه العملية في الاتجاه المعاكس.

تم التقاط المذنب Shoemaker-Levy 9 مؤقتًا بواسطة كوكب المشتري ، وتم تجزئته تدريجيًا خلال ممر قريب في عام 1992 ، واكتشف تلسكوبيًا في عام 1993 ، ولوحظت أكثر من اثني عشر تأثيرات فردية في الغلاف الجوي للمشتري في عام 1994. الكرات النارية والعلامات الداكنة الناتجة عنها يمثل التغيير الأكثر لفتًا للنظر في مظهر الكوكب منذ اختراع التلسكوب.

تم اكتشاف أسرة من كريات زجاجية في صخور أرشيان في جنوب إفريقيا وأستراليا وتم تفسيرها على أنها مقذوفات بعيدة لحفر كبيرة قديمة (ربما من فوهة واحدة في حالة واحدة).

كشفت تضاريس كليمنتين عن أوسع وأعمق حوض تأثير في النظام الشمسي ، على الجانب البعيد من القمر (حوض القطب الجنوبي-أيتكين ، عرضه 2600 كم وعمقه 12 كم) ، والذي ربما تم حفره في الوشاح القمري.

تم العثور على العديد من الحفر الغواصة على الجرف القاري ، بما في ذلك واحدة في خليج تشيسابيك ، بالإضافة إلى حدوث اضطراب في قاع البحر في جنوب المحيط الأطلسي والذي قد يمثل تأثير اصطدام قطره km1 كيلومتر ولم يخترق المحيط .

اصطدام مذنب أو كويكب كبير بنهاية العصر الطباشيري ، حيث توجد أدلة فيزيائية وكيميائية وفيرة بالإضافة إلى حفرة مؤرخة بدقة ، يبلغ قطرها 180 كم ، وذروة أو متعددة الحلقات مدفونة في شمال يوكاتان (وسميت Chicxulub) ، بدأت سلسلة من الأحداث التي أدت إلى انقراض حوالي 90 ٪ من جميع الأنواع على الأرض في ذلك الوقت ، بما في ذلك الديناصورات والأمونيت. اعتمد تطور الإنسان العاقل في النهاية على إشعاع الثدييات الذي أعقب ذلك.

تم تقديم أدلة على حدوث تأثيرات كبيرة في نهاية العصر البرمي والجوراسي والإيوسيني ، على الرغم من عدم وجود حالة قاطعة مثل حالة العصر الطباشيري النهائي. ومع ذلك ، فمن المحتمل أن يكون مسار التطور البيولوجي على المستويين العالمي والإقليمي قد تأثر بعمق بطريقة عشوائية بالتأثيرات.

مثلما وحد نموذج الصفائح التكتونية العلوم الجيولوجية في الستينيات من القرن الماضي من خلال إعطاء صورة دقيقة لكيفية تصرف الأرض كنظام ، كذلك الأمر بالنسبة لحفر الصدمات ، أو بشكل عام ، اصطدام أجسام النظام الشمسي ، مما يعطي صورة موحدة للأرض. والكواكب اليوم. لم يعد صحيحًا الحديث عن علوم الأرض وعلوم الكواكب ككيانين متميزين. تشكل الأرض والكواكب جزءًا من نظام واحد ، وهو نظام يتفاعل ويتطور من خلال التأثير.


الإجابات والردود

ماذا يعني أن القلب لا يتحمل قوة الجاذبية الخاصة به؟

كيف ولماذا لا يستطيع القلب تحمل قوة الجاذبية الخاصة به ثم ينفجر؟

قبل انهيار قلب المستعر الأعظم مباشرة ، يكون الضغط على اللب مرتفعًا جدًا لدرجة أنه يصبح مواتًا بقوة للإلكترونات والبروتونات لتتحد في نيوترونات (وهي عملية تتطلب طاقة). يأتي هذا الضغط من ثقل الطبقات الخارجية للنجم التي تضغط لأسفل على اللب ، والذي يكون هائلاً حقًا في نجم ضخم بما يكفي لمستعر أعظم. عندما تتحد الإلكترونات والبروتونات ، يتم إزالة القوة التنافر من كل هذه الإلكترونات وينهار قلب النجم على نفسه. يستمر هذا حتى تصبح الكثافة عالية جدًا بحيث يوقف ضغط انحلال النيوترون الانهيار ، ويحول النجم إلى نجم نيوتروني ، أو إذا كانت الكتلة في اللب عالية بما يكفي ، يتقدم النجم مباشرة إلى ثقب أسود.

إذا تقدم النجم إلى نجم نيوتروني ، فإن هذا الانهيار يتوقف عندما يصبح ضغط انحلال النيوترون هو المسيطر ويوقف الانهيار. يتسبب هذا التوقف المفاجئ في ارتداد المواد الموجودة في الطبقات الخارجية ، والتي تتسارع الآن بسرعة نحو الداخل نحو المنطقة الخالية حيث كان معظم اللب ، على سطح النجم النيوتروني المتشكل حديثًا. هذا الارتداد (مع آلية أو أكثر من الآليات غير المعروفة حاليًا) هو ما يفجر الطبقات الخارجية بعيدًا عن النجم في انفجار مستعر أعظم.

إذن ينهار أولاً ثم يحدث & quot الانفجار & quot بعد الانهيار؟

سبب & quot الانفجار & quot هو توقف الانهيار بسبب ضغط انحلال النيوترون الذي يتسبب بعد ذلك في ارتداد المادة الخارجية في الطبقات الخارجية؟

هل تلعب القوى النووية القوية المكسورة على مستوى الكوارك دورًا في انفجار اللب؟

مثل نجمة من الوقود النووي ، يتدفق بعض كتلته إلى قلبه. في النهاية ، يصبح اللب ثقيلًا جدًا لدرجة أنه لا يستطيع تحمل قوة الجاذبية الخاصة به. انفجار عملاق مستعر أعظم.
المصدر: https://www.nasa.gov/audience/forstudents/5-8/features/nasa-knows/what-is-a-supernova.html

ماذا يعني أن القلب لا يتحمل قوة الجاذبية الخاصة به؟

كيف ولماذا لا يستطيع القلب تحمل قوة الجاذبية الخاصة به ثم ينفجر؟

أي جسم على سطح الأرض تحمله الإلكترونات. لا يمكن للذرات الموجودة في بوم أن تنتقل إلى مقعدك لأن الإلكترونات تتنافر. مع زيادة الضغط تقترب النوى من بعضها البعض. تتداخل الأصداف المدارية للإلكترونات ولم تعد مرتبطة بنوى محددة ، لذا يصبح اللب مادة متحللة للإلكترون. النوى الذرية لها شحنة موجبة وتتنافر أيضًا. عادةً ما تكون نوى الحديد ذات البروتونات المختلطة والنيوترونات المحاطة بالإلكترونات أقل طاقة من نفس كتلة النيوترونات. إذا تم ضغط الذرات بشكل كافٍ ، فإن القوة التي تصد النوى المشحونة تتسبب في أن تكون طاقة البروتونات / الإلكترونات / النيوترونات المختلطة أعلى من حالة النيوترونات الكاملة. مقارنة بنابض يخزن الطاقة. يميل كل شيء في العالم الطبيعي إلى الانخفاض إلى أدنى حالة طاقة متاحة. لذلك تتحد البروتونات والإلكترونات وتصبح الكتلة بأكملها نيوترونًا. لا تحتوي النيوترونات على شحنة ، لذا فإن النواة المتحللة للنيوترونات ستكون أصغر بكثير من النواة المتحللة للإلكترون. الانتقال من الإلكترون المتدهور إلى توليد النيوترون هو ما يقصدونه بـ & quot؛ لا يمكن أن يتحمل قوة الجاذبية & quot.

الجزء المتفجر هو أكثر متعة. شاهد هذا الفيديو من فتاة فيزيائية لمعرفة المستعرات الأعظمية من النوع الثاني.

المستعرات الأعظمية من النوع 1 أ هي قنابل اندماجية. يقترب القزم الأبيض البارد (بارد بالنسبة إلى اللب) من ضغط الانهيار الأساسي. ثم يحدث اضطراب طفيف في تفاعل الاندماج.

مثل نجمة من الوقود النووي ، يتدفق بعض كتلته إلى قلبه. في النهاية ، يصبح اللب ثقيلًا جدًا لدرجة أنه لا يستطيع تحمل قوة الجاذبية الخاصة به. انفجار عملاق مستعر أعظم.
المصدر: https://www.nasa.gov/audience/forstudents/5-8/features/nasa-knows/what-is-a-supernova.html

ماذا يعني أن القلب لا يتحمل قوة الجاذبية الخاصة به؟

كيف ولماذا لا يستطيع القلب تحمل قوة الجاذبية الخاصة به ثم ينفجر؟

أيضًا ، يجب الإشارة إلى أن عدم القدرة على الصمود في مواجهة الجاذبية له علاقة كبيرة بالنسبية ، ومدى سرعة تحرك الجسيمات المسؤولة عن الضغط بالنسبة لـ c. عندما تتدهور الإلكترونات في اللب ، فإنها تمتص تقريبًا كل الطاقة الحركية من الأيونات (يؤدي الانحلال إلى خفض درجة حرارتها ، مما يتسبب في انتقال الحرارة بين الأيونات والإلكترونات التي تنقل الطاقة الحركية إلى الإلكترونات). عندما تمتلك الإلكترونات الطاقة الحركية ، فهي مسؤولة أيضًا عن الضغط ، لأن الضغط يأتي من كثافة الطاقة الحركية على المستوى الجزئي. لكن الإلكترونات هي جسيمات منخفضة الكتلة ، لذا فهي تتحرك بسرعة كبيرة لأنها تكتسب طاقة حركية ، وتصل في النهاية إلى سرعة قريبة من سرعة الضوء (في النوى عالية الكتلة فقط). هذا عندما يحدث شيء مهم للغاية - يتحول الاستقرار الديناميكي من الاستقرار العالي (الجسيمات غير النسبية) إلى المستقرة بشكل محايد (الجسيمات النسبية للغاية تقترب من c). ماديًا ، لأنه إذا كانت الإلكترونات تقترب بالفعل من c ، فلا يمكن جعلها تتحرك أسرع بكثير مع إطلاق طاقة الجاذبية ، وهذا يضعف قدرتها على الدفع مع استمرار الانكماش.

الوضع ليس ديناميكيًا تمامًا غير مستقر عندما تكون نسبية ، لكنها قريبة بما يكفي لأن أي عملية تفقد الحرارة (مثل تكوين النيوترونات ، والتفكك الضوئي للنواة ، وهروب النيوترينوات) تجعل انهيار النواة كارثيًا بسهولة. الأمر كله يتعلق بالإلكترونات التي تقترب من الانحطاط c فقط لأنها تحرم الأيونات من حصتها غير النسبية المستقرة من الطاقة الحركية التي تدخل في الضغط. لا يوجد دور لضغط التنجُّع ، & quot ؛ هذا ليس نوعًا من الضغط على الإطلاق ، المصطلح يعني فقط ضغط الغاز الموجود ، بسبب كثافة الطاقة الحركية الدنيوية ، عندما تكون درجة الحرارة منخفضة جدًا مثل النظام. يقترب من مبدأ استبعاد Pauli الذي ينظم & quot؛ الحالة & quot.

وينطبق الشيء نفسه عند حدوث النيوترونة - لا يزال الضغط يأتي من كثافة الطاقة الحركية ، لذا فإن & quotbounce & quot يحدث فقط لأنه عندما يتم الاحتفاظ بالضغط بواسطة نيوترونات ذات كتلة أعلى بدلاً من الإلكترونات ذات الكتلة الأقل ، تكون الجسيمات أقل نسبية وبالتالي فهي أكثر استقرارًا ديناميكيًا. ومع ذلك ، لا تزال هناك آليات لفقد الحرارة من شأنها أن تقضي على النيوترونات بالانهيار ، باستثناء أنه يتم الاقتراب من حالة الأرض التي ينظمها نظام PEP ، ويمكن أن يتسبب ذلك في خفض درجة الحرارة بدرجة كافية بحيث يتم منع فقدان الحرارة بدرجة كافية بحيث لا يمكن الانهيار. تحدث. إذا كان الأمر كذلك ، تحصل على نجم نيوتروني ، ولكن إذا لم يتم منع فقدان الحرارة بما يكفي لمنع المزيد من الانهيار ، فسوف تحصل على ثقب أسود.