الفلك

كيف غيرت الأشعة فوق البنفسجية من النجوم الأقدم حالة خط 21 سم بحيث تظهر في CMB اليوم؟

كيف غيرت الأشعة فوق البنفسجية من النجوم الأقدم حالة خط 21 سم بحيث تظهر في CMB اليوم؟

في هذا السؤال ، أناقش الورقة الأخيرة (الوصول المفتوح) في Nature ملف تعريف الامتصاص المتمركز عند 78 ميغا هرتز في الطيف المتوسط ​​السماء بالطول. يبدأ الملخص:

بعد أن تشكلت النجوم في بدايات الكون ، من المتوقع أن يكون ضوءها فوق البنفسجي قد اخترق ، في النهاية ، غاز الهيدروجين البدائي وغيرت حالة الإثارة لخطها فائق الدقة البالغ 21 سم. سيؤدي هذا التغيير إلى امتصاص الغاز للفوتونات من الخلفية الكونية الميكروية ، مما ينتج عنه تشوه طيفي يجب أن يكون مرئيًا اليوم عند ترددات الراديو التي تقل عن 200 ميغا هرتز (1).

حيث المرجع 1 هو جوناثان بريتشارد وأبراهام لوب (2012) علم الكونيات 21 سم في القرن الحادي والعشرين. من هناك وجدت ليونيد تشوزوي وجينج زينج (2007) تأثير النقل الإشعاعي على الضخ فوق البنفسجي لخط 21 سم في الكون عالي الانزياح الأحمر.

أفهم بعض الأساسيات حول الانتقال فائق الدقة في الهيدروجين ، وأن "درجة حرارة الدوران" للغاز في الفضاء يمكن أن تختلف عن درجة حرارة الأقسام الأخرى إذا تم ضخه ، ولكن هذه الأوراق يصعب قراءتها أكثر من ذلك بقليل.

هل هناك طريقة بسيطة لشرح الأساسيات الكامنة وراء كيف أن تعرض الهيدروجين لضوء الأشعة فوق البنفسجية الناتج في النجوم المبكرة قد يتسبب في حدوث "وميض" في الجزء (الذي تحول إلى الأحمر الآن) والذي يبلغ طوله 21 سم من طيف إشعاع الخلفية الكونية الميكروي الذي نراه اليوم ؟


إجابة جوزيبي روسي ممتازة. أنا فقط أريد أن أضيف لماذا تقوم الأشعة فوق البنفسجية المذكورة بتعديل طيف إشعاع الخلفية.

(استغرق الأمر كلمة واحدة ، وأصبح تعليقًا طويلاً نوعًا ما).

المستوى فائق الدقة

يمكن أن يكون الهيدروجين المحايد في حالته الأرضية في شكلين مختلفين ؛ قد يكون للبروتون والإلكترون موازى يدور ($ uparrow uparrow $) ، أو قد يكون لديهم مضاد يدور ($ uparrow downarrow $). عندما تكون السبينات متوازية ، يكون للذرة طاقة أعلى قليلاً مما كانت عليه عندما تكون غير متوازية. الذرات "تريد" أن تجعل الدوران ينقلب إلى تكوين الطاقة الأقل $ ^ dagger $ ، وستفعل ذلك في النهاية ، ولكن نظرًا لأن الخط ممنوع ، فإن عمر الحالة الموازية هو 10 ^ 7 ، mathrm {سنة} $.

يتم تحديد عدد السكان النسبي للولايات من خلال توزيع Boltzmann $$ begin {array} {rcl} frac {n_1} {n_0} & = & frac {g_1} {g_0} ، e ^ {- Delta E ، / ، k_ mathrm {B} T_S} & = & 3 ، e ^ {- 0.068 ، mathrm {K} ، / ، T_S} label {a} tag {1} ، end {array} $$ حيث يشير الخطان 1 و 0 إلى الحالتين $ uparrow uparrow $ و $ uparrow downarrow $ ، على التوالي ، $ n $ هو الكثافة ، $ g $ هو الأوزان الإحصائية (مع $ g_0 ، g_1 = 1،3 $)، $ Delta E = 5.9 times10 ^ {- 6} ، mathrm {eV} $ فرق الطاقة بين الولايات ، $ k_ mathrm {B} $ هو ثابت بولتزمان ، و $ T_S $ هي درجة حرارة الدوران ، والتي أعتقد أنه من الأفضل التفكير فيها على أنها "رقم يصف التجمعات النسبية" من درجة الحرارة الفعلية.

الخروج من التوازن

في حالة التوازن الحراري ، تكون درجة حرارة الدوران مساوية لدرجة الحرارة الحركية "الحقيقية". مباشرة بعد فصل الإشعاع عن المادة عند انزياح أحمر قدره $ z simeq1100 $ ، يتشارك الغاز والفوتونات نفس الطاقة ، ومنذ $ T gg 1 $ ، لدينا هذا $ n_1 / n_0 simeq 3 $. ولكن عندما تبدأ النجوم الأولى في التألق ، فإنها تنتج كميات هائلة من الأشعة فوق البنفسجية القاسية التي تؤين الوسط المحيط بها. يتحد الغاز المتأين بسرعة (في البداية ، على الأقل) ، مع $ sim2 / 3 $ من عمليات إعادة التركيب مما يؤدي إلى انبعاث فوتون ليمان $ alpha $ ، أي فوتون مع طاقة تقابل فرق الطاقة بين الحالة المثارة الأولى (إحدى حالات $ 2P $ الثلاثة) والحالة الأرضية (الحالة $ 1S $) لذرة الهيدروجين (10.2 eV).

تنتشر فوتونات Ly $ alpha $ عدة مرات على الهيدروجين المحايد. يثير كل نثر ذرة من $ 1S rightarrow 2P $ ، مما يؤدي لاحقًا إلى إزالة الإثارة وإصدار فوتون Ly $ alpha $ في اتجاه آخر. ولكن نظرًا لأن فرق الطاقة بين $ 2P $ وحالة $ 1S $ أكبر بمليون مرة من الحالة الفائقة الدقة ، فهناك فرصة متساوية للانتهاء في $ uparrow uparrow $ و $ uparrow downarrow $ state .

وهذا يعني أن $ n_1 / n_0 $ لم يعد $ simeq 3 $ ، ولكنه مدفوع نحو $ sim 1 $. هذا هو تأثير Wouthuysen-Field الذي يذكره Guiseppe Rossi ؛ من مكافئ. المرجع {a} ، ترى أن هذا يتوافق مع درجة حرارة دوران أصغر بكثير ، وبالتالي يصبح العامل الذي ذكره جويسيبي روسي سالبًا. يمكن كتابة المعادلة الكاملة التي تصف السطوع (أو ، على نحو مكافئ ، التدفق المستلم) كدالة للانزياح الأحمر (على سبيل المثال Zaldarriaga et al. 2004) $$ T (z) = 23 ، mathrm {mK} ، frac {T_S - T_ mathrm {CMB}} {T_S} ، (1+ delta) x_ mathrm {HI} (z) frac { Omega_ mathrm {b} h ^ 2} {0.02} left ( frac {0.15} { Omega_ mathrm {m} h ^ 2} ، frac {1 + z} {10} right) ^ {1/2} label {b} tag {2} $$ وعندما يكون عامل $ (T_S - T_ mathrm {CMB}) ، / ، T_S $ سالبًا ، ستحصل على خط امتصاص.

(على سبيل المثال المرجع {b} و $ delta $ و $ x_ mathrm {HI} (z) $ و $ Omega_ mathrm {b} $ و $ Omega_ mathrm {m} $ و $ h $ ، هي الكثافة الزائدة المحلية ، والجزء المحايد من الهيدروجين ، ومعامل الباريون وكثافة المادة ، وثابت هابل عديم الأبعاد (المنخفض) ، على التوالي ، ولكن هذا أقل أهمية.)

نظرًا لأن خط الامتصاص المرصود (Bowman et al. 2018) يبدأ في الانخفاض حول تردد ملاحظ يبلغ $ nu_ mathrm {obs} = 65 text {-} 70 ، mathrm {MHz} $ ، ومنذ بقية التردد من الخط شديد الدقة هو $ nu_ mathrm {rest} = 1420 ، mathrm {MHz} $ ، وهذا يعني أن النجوم الأولى ظهرت حول انزياح أحمر بقيمة $ z = nu_ mathrm {rest} / nu_ mathrm {obs} - 1 simeq 20 $ ، الموافق لعمر الكون $ sim 180 ، mathrm {Myr} $ (أي مليون سنة - تم الوصول إلى أكبر امتصاص عند $ z simeq 17 $ ، أو $ t simeq 200 ، mathrm {Myr} $).

الآن السؤال الكبير ، وفقًا لـ eq. المرجع {b} يجب أن يكون الانخفاض في حدود بضع عشرات من mK ، لكنه في الواقع يقارب 0.5 كلفن ، أي ترتيب أكبر من حيث الحجم. إحدى الآليات المحتملة التي يمكن أن تنتج هذا التأثير هي اقتران الغاز بالمادة المظلمة ، وهو أمر لا يعتبر عادةً ممكنًا ولكن يمكن أن يحدث إذا كان لجسيم المادة المظلمة شحنة صغيرة جدًا (Barkana et al. 2018).

التطور الزمني لإشارة 21 سم

يوضح الشكل أدناه (من مراجعة رائعة بواسطة Pritchard & Loeb 2012) كيف تتطور إشارة 21 سم مع مرور الوقت. الانخفاض الذي تمت مناقشته في هذه الإجابة هو الجزء البرتقالي والأحمر.

$ ^ خنجر $سيكون القياس عبارة عن مغناطيسين متوازيين مع بعضهما البعض مع الشمال في نفس الاتجاه ، مفضلين التقليب ، لكن لاحظ تعليق كين جي أدناه ؛ لا يتضمن الانتقال بالضرورة قلبًا لولبيًا ، ولا يجب أخذ القياس حرفيًا ، لأن المغناطيسات المتوازية متشابهة ، في حين أن الإلكترونات / البروتونات المتوازية لها شحنة معاكسة.


يتكون الوسط بين المجرات عند الانزياح الأحمر ذي الصلة من الهيدروجين المحايد. ما يمكننا قياسه هو درجة حرارة السطوع (درجة الحرارة التي ستحصل عليها IGM إذا انبعث كجسم أسود) بالنسبة إلى CMB. تعتمد هذه الكمية بشكل أساسي على التعبير التالي:

$ frac {T_S - T_ {CMB}} {T_S} $

حيث يُطلق على $ T_S $ درجة حرارة الدوران.

درجة حرارة الدوران هي مجرد مقياس للنسبة بين عدد ذرات الهيدروجين في الحالة المثارة الأولى فائقة الدقة (موازية الدوران) والحالة الأرضية (الدوران المضاد للتوازي). اتضح أن درجة حرارة الدوران يمكن تعديلها بثلاث طرق: إحداها هو تشتت رنين ليمان (الاثنان الآخران هما اقتران اصطدام وتشتت فوتونات CMB). باستخدام الفيزياء الذرية ، ليس من الصعب رؤية أن $ T_S $ هو متوسط ​​مرجح لدرجة حرارة CMB ودرجة حرارة الغاز.

يمكن لفوتونات الأشعة فوق البنفسجية تغيير درجة حرارة الدوران لأن ذرة الهيدروجين في أدنى حالة ، n = 1 (إذا كنت معتادًا على الكيمياء ، كحالة) مع الدوران المضاد للتوازي ، يمكن أن تمتص فوتونًا للأشعة فوق البنفسجية وتقفز في حالة ap (n = 2) ، ثم تسقط مرة أخرى كحالة ولكن مع يدور موازية. تُعرف هذه الآلية باسم اقتران Wouthuysen-Field.

قبل حدوث الانبعاث ، يكون الغاز في نفس درجة حرارة CMB وكلاهما يساوي درجة حرارة الدوران ، وبالتالي فإن درجة حرارة السطوع النسبية هي صفر. عندما يبدأ انبعاث ألفا ليمان ، تنخفض درجة حرارة الدوران مما يؤدي إلى ذروة الامتصاص المرصودة. في مرحلة ما ، تتوقف الذروة لأن النجوم الأولى تبعث أشعة سينية ويصبح الغاز أكثر سخونة من إشعاع الخلفية.


الامتصاص الشاذ 21 سم عند الانزياحات الحمراء العالية

أبلغ تعاون EDGES عن اكتشاف إشارة عالمية مقاس 21 سم مع هضبة متمركزة عند 76 ميجاهرتز (أي الانزياح الأحمر 17.2) ، بسعة (500 ^ <+ 200> _ <-500> ) مللي كلفن. لا يتوافق هذا القياس الشاذ مع علم الكونيات القياسي ، والذي يمكنه فقط استيعاب السعة ( lesssim 230 ) مللي كلفن. ومع ذلك ، فإن نطاق الانزياح الأحمر لملف تعريف الخط ( (15 lesssim z lesssim 20 )) يشير إلى ارتباط محتمل بتشكيل نجم Pop III وتطور ضمني خارج `` العصور المظلمة ''. نظرًا لهذا التوتر مع النموذج القياسي ، فإننا هنا قم بفحص ما إذا كانت الإشارة التي يبلغ قطرها 21 سم متوافقة بدلاً من ذلك مع نتائج النمذجة الحديثة بناءً على علم الكون البديل فريدمان - ليماتر - روبرتسون - ووكر المعروف باسم (R _ < mathrm)> = ct ) الكون ، يُظهر أنه - في هذا النموذج - ربما تم إعادة حرارة إشعاع CMB عن طريق الغبار المقذوف في IGM بواسطة نجوم الجيل الأول عند الانزياح الأحمر (z sim 16 ). وجدنا أن متطلبات حدوث هذه العملية من شأنها أن تؤسس بشكل ثابت درجة حرارة دوران التوازن (T _ < mathrm> حوالي 3.4 ) كلفن في الهيدروجين المحايد ، عن طريق تشعيع IGM عن طريق اختراق عميق للأشعة السينية المنبعثة عند الصدمات النهائية لبقايا المستعر الأعظم Pop III. تم استبعاد سيناريو الغبار هذا بشدة للنموذج القياسي ، لذا فإن درجة حرارة الدوران ( ( sim 3.3 ) K) المستنبطة من ميزة الامتصاص 21 سم تبدو أكثر اتساقًا مع (R _ < mathrm> = ct ) الملف الشخصي من ذلك الذي يشير إليه ضمنيًا من خلال ( Lambda ) CDM ، والذي من شأنه أن يؤسس تبريد ثابت الحرارة (T_ mathrm)(ض = 17.2) سيم 6 ) ك.


الملخص

[1] تعتبر الأشعة السينية الشمسية والأشعة فوق البنفسجية (0.1-320 نانومتر) التي يتم تلقيها على سطح الأرض جانبًا مهمًا للظروف التي تشكلت فيها الحياة على الأرض. تعتمد الكمية التي يتم تلقيها على متغيرين رئيسيين: انبعاث الإشعاع من قبل الشمس الفتية وانقراضها من خلال الامتصاص والتشتت بواسطة الغلاف الجوي للأرض في وقت مبكر. تم هنا نمذجة الطيف المنبعث من الشمس عندما تكونت الحياة ، بين 4 و 3.5 Ga ، بما في ذلك تأثيرات التوهجات ودورات النشاط ، باستخدام نجم شبيه بالشمس له نفس عمر الشمس الآن مثل 4-3.5 Ga. تم حساب انقراض الغلاف الجوي باستخدام قانون Beer-Lambert ، بافتراض العديد من ملامح الكثافة للغلاف الجوي للأرض القديمة. لقد وجدنا أن كل الإشعاع تقريبًا بطول موجي أقصر من 200 نانومتر يتم إضعافه بشكل فعال ، حتى في ظل وجود أجواء ضعيفة جدًا. يكون الإشعاع ذو الطول الموجي الأطول أقل توهينًا بشكل تدريجي ، ويكون انقراضه أكثر حساسية لتكوين الغلاف الجوي. المكونات الجوية الثانوية ، مثل الميثان ، والأوزون ، وبخار الماء ، وما إلى ذلك ، لها تأثيرات ضئيلة فقط ، ولكن تغيرات في ثاني أكسيد الكربون2 يمكن أن يسبب التركيز اختلافات كبيرة في تدفق السطح. الاختلافات بسبب التباين في انبعاث الطاقة الشمسية صغيرة مقارنة بهذا. في جميع الحالات ، كانت مستويات الإشعاع السطحي على الأرض القديمة أعلى بعدة مرات في نطاق الطول الموجي 200-300 نانومتر من المستويات الحالية في هذا النطاق. وهذا يعني أن أي شكل من أشكال الحياة قد يكون موجودًا على سطح الأرض 4-3.5 Ga يجب أن يكون قد تعرض لكميات أعلى بكثير من الإشعاع المدمر مما هو عليه الآن.


دليل على انتشار الغاز عند المرتفع ض

تقلبات CMB كمسبار لعصر التأين.

إذا تم تأين الوسط بين المجرات فجأة في انزياح أحمر ض، ثم العمق البصري لتشتت طومسون مرة أخرى ضأنا(≫1) ستكون 2 (التعميم على سيناريو أكثر واقعية لإعادة التأين التدريجي واضح ومباشر). حتى عندما يكون هذا العمق البصري أقل بكثير من الوحدة ، فإن الغاز المتأين يشكل "ضبابًا" يخفف من التقلبات التي طبعت في عصر إعادة التركيب للفوتونات المنتشرة في & ltضأنا ثم يظهر نمطًا مختلفًا من التقلبات ، بشكل مميز على المقاييس الزاويّة الأكبر. هذا العمق البصري هو بالتالي أحد المعلمات التي يمكن ، من حيث المبدأ ، تحديدها من قياسات تباين CMB. من الممكن اكتشاف قيمة صغيرة مثل 0.1 - قد تسمح قياسات الاستقطاب بقدر أكبر من الدقة ، لأن المكون المبعثر سيطبع استقطابًا على مقاييس زاويّة لدرجات قليلة ، وهو ما قد يكون غائبًا عن تقلبات ساكس وولف على هذا المقياس الزاوي الناشئ في رتفصيل.

انبعاث وامتصاص وتصوير مقطعي بطول واحد وعشرين سنتيمترا.

خط 21 سم من HI عند الانزياح الأحمر ض سيساهم في طيف الخلفية بطول موجة 21 (1 + ض) سم. هذه المساهمة تصل إلى درجة حرارة السطوع 0.05 (1 + ض) ½. هذا صغير جدًا مقارنة بـ 2.7 K من CMB وأصغر مقارنة بالخلفية غير الحرارية ، التي تغمر CMB ، حتى عند خطوط العرض المجرية العالية ، عند الأطوال الموجية الطويلة حيثض يجب أن تظهر HI. ومع ذلك ، يمكن اكتشاف عدم التجانس في HI ، لأنها ستؤدي ليس فقط إلى التقلبات الزاوية ولكن أيضًا إلى البنية الطيفية (5 ، 6). إذا تم مسح نفس الشريط من السماء بترددين راديويين يختلفان (على سبيل المثال) 1 ميجاهرتز ، فإن تقلبات درجة الحرارة بسبب CMB نفسها ، إلى الخلفيات الحرارية المجرية والخلفيات السنكروترونية ، وستتتبع المصادر المنفصلة بعضها البعض عن كثب. على العكس من ذلك ، لن يكون هناك ارتباط بين مساهمات 21 سم ، لأن الترددين سيكونان سبرًا "قذائف" في فضاء الانزياح الأحمر الذي يتجاوز فصله الشعاعي طول الارتباط. وبالتالي ، ليس من غير المجدي بالضرورة تمييز الخلفية التي يبلغ قطرها 21 سم ، باستخدام تلسكوب لاسلكي مع منطقة تجميع كبيرة. يسمح هذا الخط الإشعاعي بالتصوير المقطعي ثلاثي الأبعادض HI يجعل هذه تقنية مثيرة للاهتمام بشكل خاص.

لكي تكون مساهمة 21 سم ملحوظة ، درجة حرارة الدوران تيس يجب أن يختلف عن الخلفية الكونية للجسم الأسود. سيتم الكشف عن الغاز في الامتصاص أو في الانبعاث اعتمادًا على ما إذا كان تيس أقل أو أعلى من تيراد. تتأثر المستويات فائقة الدقة من HI بخلفية الميكروويف نفسها ، وبعمليات الاصطدام ، وبواسطة Lyman α (التي يتم التحكم في ملفها الشخصي عن طريق درجة الحرارة الحركية). تيس سيكون بالتالي متوسطًا مرجحًا ل CMB ودرجات حرارة الغاز.

قبل أن يكون هناك أي مدخلات حرارية بسبب تطور الهياكل غير الخطية ، ستكون درجة الحرارة الحركية أقل من درجة حرارة الإشعاع ، وستكون 21 سم ميزة امتصاص. من حيث المبدأ ، قد يكون المرء قادرًا على اكتشاف بنية واسعة النطاق أولية ، حتى عندما لا يزال في النظام الخطي ، لأنه يؤدي إلى اختلافات في كثافة عمود HI ، لكل وحدة فاصل زمني للانزياح الأحمر ، على طول خطوط الرؤية المختلفة (5).

عند حدوث إعادة التسخين ، يصبح الوضع أكثر تعقيدًا (6). يمكن أن ترتفع درجة الحرارة الحركية بسبب الصدمة الضعيفة والضغط الثابت الذي يصاحب ظهور أول بنية غير خطية (صغيرة جدًا) (قارن القسم 2). عندما يبدأ التأين الضوئي ، ستكون هناك أيضًا ، حول كل مجال من مجالات HII ، منطقة من الهيدروجين المحايد في الغالب الذي تم تسخينه بواسطة فوتونات الأشعة فوق البنفسجية أو الأشعة السينية الصلبة. سيكون هذا التأثير الأخير أكثر أهمية إذا كانت مصادر الأشعة فوق البنفسجية الأولى قد أطلقت إشعاعًا بمكوِّن قانون القدرة (بدلاً من كونه أسيًا فقط).

نظرًا لأن الإشارة ضعيفة جدًا ، فهناك احتمال ضئيل للكشف عن ارتفاعض، انبعاث 21 سم ما لم تعرض الإشارة بنية على مقاييس (كومينج) من عدة ملايين فرسخ فلكي (Mpc) (المقابلة للمقاييس الزاوية لعدة دقائق قوسية). وفقًا لنماذج آلية التنمية النظيفة ، من المحتمل أن يكون الغاز قد تأين بالفعل ، في الغالب من خلال العديد من المصادر المؤينة ، كل منها على نطاق تحت المجري ، قبل أن تصبح هذه الهياكل الكبيرة ظاهرة. من ناحية أخرى ، إذا تم تسخين الغاز البدائي عن طريق مصادر متباعدة على نطاق واسع على مستوى الكوازار ، فسيكون كل منها محاطًا بقذيفة يمكن كشفها عن طريق التصوير المقطعي مقاس 21 سم باستخدام ، على سبيل المثال ، تلسكوب الموجة العملاقة الجديد. (7).


2. النماذج والطرق

لمحاكاة بيئة Archean الضبابية ذات الظروف الحدودية المتوافقة مع القيود الجيوكيميائية الحديثة ، استخدمنا نموذجًا كيميائيًا ضوئيًا - مناخيًا مقترنًا 1-D نطلق عليه Atmos ونموذج النقل الإشعاعي 1-D ، SMART (النقل الإشعاعي الجوي لرسم الخرائط الطيفية).

2.1. نموذج المناخ الكيميائي الضوئي المقترن

يتم استخدام نموذج المناخ الكيميائي الضوئي المقترن ، Atmos ، لمحاكاة الكيمياء الضوئية للأرض القديمة والمناخ. لاستخدام Atmos ، يتم تشغيل النموذج الكيميائي الضوئي (الذي يتضمن فيزياء الجسيمات الدقيقة) أولاً لتوليد حالة الغلاف الجوي الأولية بناءً على الظروف الحدودية التي يحددها المستخدم [نسب خلط الغاز أو التدفقات ، الثابت الشمسي عند 2.7 Ga (Claire وآخرون.، 2012) ، النوع الطيفي النجمي ، الضغط الجوي الكلي ، ملف تعريف درجة الحرارة والضغط الأولي]. بعد ذلك ، يتم تمرير ملفات الإخراج من النموذج الكيميائي الضوئي للارتفاع والضغط ونسب خلط الغاز وأحجام جزيئات الضباب وكثافة عدد الضباب إلى نموذج المناخ. يستخدم نموذج المناخ حل النموذج الكيميائي الضوئي كظروفه الأولية ويستمر حتى يصل إلى حالة التقارب. ثم يقوم بتغذية الملامح المحدثة لدرجة الحرارة وبخار الماء مرة أخرى في النموذج الكيميائي الضوئي. تتكرر النماذج ذهابًا وإيابًا بهذه الطريقة حتى يتم الوصول إلى التقارب. يمكن رؤية مثال على إيجاد التقارب Atmos في الشكل 1.

تين. 1. الموضح هو مثال لعملية تقارب نموذج Atmos. هذا الجو الذي لديه CH4/ كو2 = 0.17 و pCO2 = 0.02 (إجمالي الضغط 1 بار) يمر بخمس تكرارات اقتران. تم تخزين ملف تعريف درجة الحرارة الأولي الذي يستخدمه من جو سابق مماثل. نعرض هنا درجة الحرارة ، الماء ، كثافة عدد الضباب ، نصف قطر جزيئات الضباب ، C2ح6 الملف الشخصي و CH4 ملف تعريف لكل تكرار للنموذج المقترن.

2.1.1. نموذج ضوئي كيميائي

يعتمد الجزء الكيميائي الضوئي من الكود على الكود الكيميائي الضوئي 1-D الذي تم تطويره في الأصل بواسطة Kasting وآخرون. (1979) ، لكن النسخة التي نستخدمها هنا تم تحديثها وتحديثها بشكل كبير بواسطة زحلة وآخرون. (2006) ويستخدم مخطط تكوين الضباب الذي وصفه بافلوف وآخرون. (2001 ب). تم تعديله بواسطة E. Wolf ليشمل ضباب الهيدروكربونات الكسورية باتباع الطرق التي قدمها Wolf and Toon (2010) واستخدم لأول مرة لدراسة ضباب الفركتال على أرض Archean بواسطة Zerkle وآخرون. (2012). لاحظ أن إصدار النموذج المستخدم هنا يمكنه محاكاة أجواء تتراوح من نقص الأكسجين للغاية (pO2 = 10 14) إلى العصر الحديث O2 المستويات (زحلة وآخرون.، 2006). تشمل الدراسات اللاحقة التي تستخدم هذا النموذج أو نسخًا أخرى منه لدراسة تكوين الضباب الفركتلي تلك الخاصة بـ Harman وآخرون. (2013) ، كورزويل وآخرون. (2013) ، وكلير وآخرون. (2014) ، مع وجود الدراستين الأخيرتين من هذه الدراسات مشتقة أيضًا من نفس زحلة وآخرون. (2006) فرع نموذج مستخدم هنا. يمتلك هذا النموذج أيضًا تراثًا طويلاً لاستخدامه في دراسة الكيمياء الضوئية في الأجواء غير الضبابية (على سبيل المثال، Kasting and Donahue، 1980 Pavlov and Kasting، 2002 Ono وآخرون.، 2003 سيجورا وآخرون.، 2003 ، 2005 ، 2007 ، 2010 زحلة وآخرون.، 2006 جرينفيل وآخرون.، 2007 كاتلينج وآخرون.، 2010 دوماغال جولدمان وآخرون.، 2011 ، 2014 Rugheimer وآخرون.، 2013 ، 2015 هارمان وآخرون.، 2015 شويترمان وآخرون., 2016).

معلمات النموذج الكيميائي الضوئي هي كما يلي. ينقسم الغلاف الجوي النموذجي الخاص بنا إلى 200 طبقة متوازية مستوية من السطح إلى 100 كم ، مع تباعد طبقة 0.5 كيلومتر. نعرض قائمة بالتفاعلات الكيميائية في الجدول التكميلي S1 (البيانات التكميلية متاحة عبر الإنترنت على www.liebertonline.com/ast). يشتمل مخطط Archean الخاص بنا على 76 نوعًا كيميائيًا ، 11 منها قصيرة العمر (الجدول التكميلي S2). تعتبر الأنواع قصيرة العمر في حالة توازن كيميائي ضوئي (بمعنى آخر.، تم إهمال نقلهم في الغلاف الجوي) وليست جزءًا من Jacobian الذي تم حله ذاتيًا في كل خطوة زمنية. تم العثور على نسبة الخلط لكل نوع من خلال حل معادلات التدفق واستمرارية الكتلة في كل طبقة في وقت واحد باستخدام طريقة عكس أويلر ، مما يوفر حلولًا دقيقة في حالة ثابتة. يتم تضمين النقل العمودي عن طريق الانتشار الجزيئي والدوامي ، ويمكن تعيين الظروف الحدودية التي تقود النموذج لكل نوع على السطح والجزء العلوي من الغلاف الجوي. تُستخدم طريقة تيار δ-2 للنقل الإشعاعي (Toon وآخرون.، 1989). يفترض أن الأيزوبروفيل الثابت هو أول أكسيد الكربون2 ون2 في الأجواء المذكورة هنا.

على غرار عمل زركلي وآخرون. (2012) ، قمنا بتعيين نسبة خلط ثابتة لـ CH4 عند السطح ، يحسب النموذج التدفق السطحي الضروري للحفاظ على نسبة الخلط هذه. منذ تشكيل الضباب مع موازين CH4/ كو2 النسبة ، نجد أن هذه هي الطريقة الأكثر مباشرة لاستكشاف سماكة الضباب في أجواءنا. لاحظ أنه عندما نناقش CH4/ كو2 في هذه الدراسة ، تشير هذه إلى النسبة على سطح الكوكب لأن CH4 لا يتبع ملف تعريف isoprofile.

يتبع تكوين الهباء الطريقة المستخدمة في Kasting وآخرون. (1989) ووصفها وتحديثها في بافلوف وآخرون. (2001 ب). تتشكل السلائف الفورية لجزيئات الضباب من خلال التفاعلات C2ح + ج2ح2 → ج4ح2 + ح و ج2H + CH2CCH2 → ج5ح4 + H. نظرًا لأن المخطط الكيميائي الكامل الذي يؤدي إلى تكوين الهباء الجوي غير مفهوم جيدًا على الرغم من الدراسات المختبرية والنظرية (على سبيل المثالهالكويست وآخرون.، 2009 هيكس وآخرون.، 2015) ، من المفترض أن C.4ح2 و ج5ح4 يتكثف مباشرة لجزيئات الضباب (تسمى HCAER و HCAER2 في الجدول التكميلي S1). في الغلاف الجوي الحقيقي ، ستكون الجزيئات أكبر قبل تكثف الهباء الجوي ، ويجب أن تحدث التفاعلات العكسية ، لذلك قد يبالغ هذا النموذج في معدل تكوين الهباء الجوي. بافلوف وآخرون. (2001 ب) اقترح أنه إذا كان معدل تكوين الهباء الحقيقي أبطأ ، فإن الغلاف الجوي سيعوض عن طريق زيادة CH4/ كو2 النسبة التي من شأنها زيادة معدل البلمرة. يمكن الاطلاع على مزيد من المناقشة حول مسارات تكوين الضباب والمحاذير الخاصة بالنهج الذي نستخدمه هنا في القسم 4.4. تتكون جزيئات النموذج مبدئيًا بنصف قطر 0.001 ميكرومتر. كل طبقة من الغلاف الجوي لها توزيع أحادي الشكل محسوب بمقارنة عمر التخثر بعمر إزالة الجسيمات عن طريق الانتشار إلى طبقة أخرى أو عن طريق الترسيب. يمكن أن تنمو الهباء الجوي عندما يكون عمر التخثر أطول من العمر الافتراضي للإزالة في طبقة.

أقصى نصف قطر لجسيم ضباب كروي (بمعنى آخر.، ضباب "مونومر") على 0.05 ميكرومتر ، وهي نفس القيمة الاسمية التي استخدمها Wolf and Toon (2010) ومماثلة لحجم مونومرات مجاميع الضباب الفركتلي في Titan (Rannou وآخرون.، 1997 توماسكو وآخرون.، 2008). يتم التعامل مع الجسيمات الأكبر من هذا الحجم على أنها تكتلات كسورية نmon مونومرات كروية نصف قطرها صmon التي تتكتل في كتلة أكبر بنصف قطر هندسي فعال صF تعطى بالعلاقة

هنا ، تمثل α ثابتًا بلا أبعاد لوحدة النظام ، و دF هو "البعد الكسري" ، والذي يمكن أن يأخذ قيمًا بين 1 و 3. دF = 3 يمثل جسيمًا كرويًا (غير فركتلي أو كلاسيكي Mie) ، بينما دF = 1 يمثل سلسلة من المونومرات المتسلسلة خطيًا. يُعتقد أن المجاميع الكسورية في تيتان لها بُعد كسري يبلغ حوالي 2 في المتوسط ​​لمجموعات الهباء الجوي (Rannou وآخرون.، 1997 لارسون وآخرون.، 2015). لاحظ أن "نصف القطر الهندسي الفعال" الذي نشير إليه أعلاه يستخدم فقط لتصور حجم الجسيم الكسري ولا يشير إلى أننا نستخدم تشتت مي لجزيئاتنا الكسورية باستثناء الجسيمات ذات الحجم شبه المونومر (ص & lt 0.05 μm) التي تظل كروية وبالتالي Mie ، نستخدم متوسط ​​تقريب المجال لفيزياء التشتت الكسري لجميع الجسيمات (Botet وآخرون.، 1997). ناقش Zerkle طرق الإنتاج النمطي هندسي متكرر وآخرون. (2012) (بما في ذلك المعلومات التكميلية الخاصة بهم عبر الإنترنت) ، حيث تم تنفيذها لأول مرة. يمكن العثور على معلومات إضافية حول الجسيمات الكسورية وهندستها في أعمال ، على سبيل المثال ، Köylü وآخرون. (1995) والبرازيل وآخرون. (1999). تم التحقق من صحة متوسط ​​تقريب المجال الذي نستخدمه للتشتت الفركتلي ضد التشتت بواسطة مجاميع كسور السيليكا (Botet وآخرون.، 1997) وضباب تيتان (Rannou وآخرون.، 1997 لارسون وآخرون., 2015).

كما هو الحال في عمل Wolf and Toon (2010) ، يختلف البعد الكسري لجسيماتنا من 1.5 إلى 2.4 للجسيمات الكلية ، وللتجمعات الأكبر حجمًا كسوريًا أكبر لحساب الطي أثناء تخثر الجسيمات. بشكل عام ، بالمقارنة مع الجسيمات الكروية ، تنتج الجسيمات الكسورية أكثر الانقراض في الأشعة فوق البنفسجية ولكن أقل في الأشعة تحت الحمراء المرئية والقريبة (NIR). بالإضافة إلى ذلك ، تميل الفركتلات إلى أن تكون أكثر تشتتًا للأمام في المنطقة المرئية و NIR وأكثر تشتتًا متناحيًا في الأشعة فوق البنفسجية مقارنة بالجسيمات الكروية المتساوية الكتلة. إنقراضها المرئي الضعيف والتشتت الأمامي المعزز مقارنة بالجزيئات الكروية يعني أنها تنتج تبريدًا أقل نظرًا لأنها تبدد ضوء الشمس الساقط بشكل أقل إلى الفضاء (انظر الشكل 3 في Wolf and Toon ، 2010). يوضح الشكل 2 كفاءة الانقراض (ستحويلة) والبياض أحادي التشتت لأحجام مختلفة من الجسيمات الكسورية مع الثوابت البصرية الضبابية التي نعتمدها في هذه الدراسة (خير وآخرون.، 1984 أ). يمكن العثور على مناقشة لاختيارنا للثوابت البصرية ومقارنتها بالآخرين في الأدبيات في القسم 4.5.

تين. 2. تعرض الألواح العلوية كفاءة الانقراض (Qext) وبياض التشتت الفردي (= Qscat / Qext) لأربعة أحجام من جزيئات الهيدروكربون الكسرية المستخدمة في هذه الدراسة وفي Wolf and Toon (2010). المونومرات الكروية التي تشتمل على هذه الجسيمات يبلغ نصف قطرها 0.05 ميكرومتر. يتوافق نصف القطر على الرسم البياني مع نصف قطر الجسيمات الكروية ذات الكتلة المكافئة ، والأبعاد الكسورية لهذه الجسيمات ، من الأصغر إلى الأكبر ، هي 3 (كروية) و 1.51 و 2.28 و 2.40. عدد المونومرات في هذه الجسيمات هو 1 و 8 و 1000 و 8000. تميل هذه الجسيمات إلى التشتت وامتصاص الضوء بشكل أكثر كفاءة عند أطوال موجية أقصر ، والجسيمات الأكبر لها اعتماد على الطول الموجي لكفاءة التشتت. مؤشرات الانكسار ، الموضحة في اللوحات السفلية ، مقدمة من المعلومات الواردة في خير وآخرون. (1984 أ).

تين. 3. ملامح الغاز لـ H.2O ، CH4، CO، CO2، و ج2ح6 للكواكب مع pCO2 = 0.01 بار لـ CH4/ كو2 = 0.1 (على اليسار) و CH4/ كو2 = 0.2 (على اليمين). تظهر أيضًا ملامح كثافة عدد جزيئات الضباب (باللون البرتقالي الباهت). إن CH4/ كو2 = 0.1 ملف تعريف ضباب مقسوم على 1000 ، و CH4/ كو2 = 0.2 ملف تعريف ضباب مقسوم على 1 × 10 5 لرسمه على نفس المحور مثل الغازات. تظهر ملفات التعريف في اللوحة اليمنى كميات أكبر من CH4، ح2O و C2ح6 أعلى من 60 كم في الارتفاع وتوضيح كيف يمكن للحجب الناجم عن الضباب أن يمنع التحلل الضوئي لهذه الغازات. يوضح الانخفاض الحاد في كثافة عدد جزيئات الضباب بين 60 و 70 كم في اللوحة اليمنى مكان حدوث التخثر الكسري. الغلاف الجوي فوق منطقة التخثر النمطي هندسي متكرر يسكنه جزيئات كروية تحت الكون.

في إصدار النموذج الكيميائي الضوئي المستخدم هنا ، قمنا بتصحيح خطأ يتعلق بحساب عدد C5ح4 الجزيئات المكونة لجزيئات الضباب HCAER2. في السابق ، قام النموذج بحساب عدد الجزيئات لكل جسيم HCAER2 بشكل غير مناسب باستخدام كتلة C4ح2 بدلا من ج5ح4. بالإضافة إلى ذلك ، أضفنا المزيد من أحجام الجسيمات إلى شبكة تشتت النموذج ، وزاد العدد من 34 حجمًا للجسيمات إلى 51 ، وأضفنا خيارات لاستخدام أحجام مونومر مختلفة وثوابت بصرية أكثر من تلك المستخدمة هنا في الضباب الاسمي الخاص بنا لدراسة كيفية تباين هذه الأحجام. تؤثر المعلمات على تكوين الضباب موضوع العمل المستقبلي. يمكن ضبط نسب خلط الغاز على السطح بشكل أكثر دقة مما كانت عليه في الإصدارات السابقة من النموذج من إضافة رقم مهم إلى ملف إدخال شروط حدود الأنواع.

يعتبر النموذج الكيميائي الضوئي متقاربًا عند حفظ الأكسدة والاختزال وإعادة تشغيل النموذج باستخدام ناتج التشغيل الأخير حيث تحدث الظروف الأولية بسرعة (بمعنى آخر.، & lt50 خطوات زمنية).

2.1.2. نموذج المناخ

تم تطوير نموذج المناخ الخاص بنا في الأصل بواسطة Kasting and Ackerman (1986). لقد تطور النموذج الذي نستخدمه هنا بشكل كبير منذ تجسده الأول ، وتم تطبيق إصدارات منه في دراسات لاحقة حول مواضيع متنوعة مثل المناطق الصالحة للسكن لعدة أنواع طيفية نجمية (Kopparapu وآخرون.، 2013) ، مناخ أوائل المريخ (Ramirez وآخرون.، 2013) ، أجواء الكواكب الشبيهة بالأرض حول أنواع نجمية مختلفة (Segura وآخرون.، 2003 ، 2005 ، 2010 Rugheimer وآخرون.، 2013) ، السحب في أجواء الكواكب الخارجية (Kitzmann وآخرون.، 2010 ، 2011 أ) ، ومناخ الأرض في وقت مبكر (حق مصر وآخرون.، 2008). الإصدار الذي نستخدمه هنا يعتمد مباشرة على النسخة المستخدمة من قبل Kopparapu وآخرون. (2013). يستخدم مترابط-ك طريقة لحساب الامتصاص بواسطة الغازات النشطة طيفيًا (O3، CO2، ح2يا ، يا2، CH4، و ج2ح6). هذا النموذج لديه ثاني أكسيد الكربون2 و ح2يا مرتبطة-ك تم تحديث المعاملات كما وصفها Kopparapu وآخرون. (2013). CH الأقدم لدينا4 قد تبالغ المعاملات في تقدير درجة حرارة السطح بمقدار 5 كلفن عند CH4 نسب الخلط المستخدمة هنا (بيرن وجولدبلات ، 2015). ومع ذلك ، كما نناقش في القسم 4.2 ، فإن نموذجنا يتنبأ بدرجة أقل من درجة حرارة Archean بحوالي 2-5 كلفن مقارنة بنماذج مناخية ثلاثية الأبعاد مع فيزياء أكثر اكتمالاً تصف نظام الكواكب ، لذلك قد يلغي هذين التأثيرين بعضهما البعض. يتم تمرير ملفات تعريف الغاز المذكورة أعلاه إلى نموذج المناخ من النموذج الكيميائي الضوئي عند التشغيل في الوضع المزدوج. يتم حساب صافي الإشعاع الشمسي الممتص في كل طبقة من الغلاف الجوي باستخدام خوارزمية-2-Stream متعددة التشتت (Toon وآخرون.، 1989) من λ = 0.2 إلى 4.5 ميكرومتر في 38 فترة طيفية. بالنسبة لصافي إشعاع الأشعة تحت الحمراء الصادر ، نستخدم مجموعة منفصلة منك معاملات كل غاز في 55 فترة طيفية تمتد بأرقام موجية من 0-15000 سم -1.

لقد قمنا بإجراء العديد من التعديلات على نموذج المناخ المستخدم هنا. أدرج النموذج سابقًا التأثيرات الطيفية لجزيئات الهيدروكربون الكروية ، وتم تحديثه في دراستنا ليشمل كفاءات تشتت الهيدروكربون الفركتلي باستخدام متوسط ​​تقريب المجال لـ Botet وآخرون. (1997) نوقشت سابقا. لقد قمنا أيضًا بتحديث النموذج بحيث يمكن تمرير ملفات تعريف الضباب إليه من ملف إدخال أو عن طريق الشفرة الكيميائية الضوئية في الإصدارات السابقة من نموذج المناخ ، وكانت توزيعات الضباب مشفرة ويجب تحريرها يدويًا. قمنا بتصحيح التناقض في التباعد بين طبقات الغلاف الجوي في الروتين الذي ينتج ملفات الاقتران للنموذج الكيميائي الضوئي: تباعد طبقة النموذج الكيميائي الضوئي لدينا هو 0.5 كيلومتر ، ولكن تباعد طبقة 1 كيلومتر كان مشفرًا بشكل ثابت. تم تحسين الروتينات الفرعية للاقتران لتكون قادرة على قبول معلومات حول الضغط الجوي والمعلمات النجمية ومعلمات الضباب كمدخلات من النموذج الكيميائي الضوئي. أضفنا أيضًا خيارات لتشغيل عتامة الإيثان وردود الفعل 1-D ice-albedo (الموضحة في القسم 4.1.1) أو إيقاف تشغيلها.

لم نتمكن من تشغيل نموذج المناخ للتقارب باستخدام نفس ضغط الجزء العلوي من الغلاف الجوي المستخدم في النموذج الكيميائي الضوئي: يمتد النموذج الكيميائي الضوئي إلى 100 كيلومتر ، لكننا تمكنا فقط من تشغيل نموذج المناخ بنجاح حتى حوالي 80 كم لأجواء 1 بار. وهكذا ، عندما يتم تمرير ملامح درجة الحرارة والماء من نموذج المناخ إلى النموذج الكيميائي الضوئي ، فإنها تصبح متوازنة فوق قمة شبكة المناخ بناءً على أعلى درجة حرارة للارتفاع من حسابات شبكة المناخ. في هذه الارتفاعات ، يكون الغلاف الجوي رقيقًا ، والجسيمات صغيرة جدًا ، وكلاهما يؤدي إلى تأثير ضئيل على هذا الجزء من الغلاف الجوي على النقل الإشعاعي والمناخ. أجرينا اختبار حساسية لكيفية تأثير درجة الحرارة على هذه الارتفاعات على توزيع الضباب الناتج في النموذج الكيميائي الضوئي ، وتختلف أحجام أكبر جزيئات الضباب التي ينتجها الغلاف الجوي الذي يصبح درجة حرارة 80 كلفن فوق 80 كم مقابل درجة حرارة 150 كلفن حسب أقل من 5٪. في نموذج المناخ ، يؤدي تحويل الجسيمات في الشكل 1 فوق 80 كم لأسفل إلى ارتفاعات منخفضة إلى تغيير درجة حرارة السطح بمقدار & lt0.5 K.

يعتبر نموذج المناخ متقاربًا عندما يكون التغير في درجة الحرارة بين الخطوات الزمنية والتغير في التدفق خارج الجزء العلوي من الغلاف الجوي صغيرًا بدرجة كافية (عادةً في حدود 1 × 10 5).

2.2. نموذج SMART

لتوليد أطياف تركيبية للأجواء التي ننتجها باستخدام Atmos ، نقوم بتغذية المخرجات من نموذج Atmos (ملف تعريف ضغط درجة الحرارة ، وملامح نسبة خلط الغاز ، وملف تعريف جزيئات الضباب) ، في رمز SMART ، خط أحادي الأبعاد -نموذج نقل إشعاعي متعدد بالكامل (Meadows and Crisp، 1996 Crisp، 1997). تم التحقق من صحة SMART مقابل ملاحظات كواكب النظام الشمسي المتعددة (Robinson وآخرون.، 2011 أرني وآخرون.، 2014). يُنشئ كود معاملات الامتصاص سطرًا بسطر (LBLABC) ، المصاحب لـ SMART ، ملفات امتصاص سطرًا بسطر لمعدلات خلط الغاز المدخلة وملامح ضغط درجة الحرارة باستخدام قوائم خط HITRAN 2012 (روثمان) وآخرون.، 2013). يمكن أن تتضمن SMART أيضًا الهباء الجوي: كمدخلات ، فهي تتطلب "ملفات سحابية" مع تعتيم يعتمد على الارتفاع بالإضافة إلى معلمة عدم تناسق الجسيمات وكفاءات الانقراض والتشتت والامتصاص (ستحويلة, سطرد، و سعضلات المعدة). بالنسبة للجسيمات الكروية (المونومرات الصغيرة الخاصة بنا) ، نستخدم الكود "ميسكات" لحساب هذه الكفاءات باستخدام مؤشرات الانكسار التي تم قياسها بواسطة خير وآخرون. (1984 أ). بالنسبة لجزيئات الهيدروكربون الكسورية ، نستخدم مدخلات التشتت من دراسة وولف وتون (2010) الكيميائية الضوئية التي تم إنشاؤها باستخدام تقريب المجال المتوسط ​​الفركتلي (Botet وآخرون.، 1997). تستخدم الجسيمات الكروية وظيفة طور Mie كاملة ، بينما تستخدم الجسيمات الكسورية وظيفة طور Henyey-Greenstein (Henyey and Greenstein ، 1941). لتوليد أطياف الإرسال العابر ، نستخدم نموذج SMART-T (Misra وآخرون.، 2014a ، 2014b). يستخدم هذا الإصدار من SMART نفس المدخلات مثل الكود القياسي ولكنه يحاكي أطوال المسار الأطول وتأثيرات الانكسار المرتبطة بملاحظات النقل العابر.

لإنشاء ملفات سحابة SMART من مخرجات ضباب Atmos ، قمنا بكتابة نص يقوم بتجميع جزيئات الضباب الناتجة عن النموذج الكيميائي الضوئي في أنصاف أقطار محددة (تسمى أيضًا "أوضاع" الجسيمات) مع الحفاظ على الكتلة الكلية لكل طبقة من طبقات الغلاف الجوي. تمتد أحجام وضع الجسيمات التي نستخدمها من 0.001 إلى 2 ميكرومتر من الجسيمات الأكبر حجمًا في أجواءنا بسبب هطول الأمطار. أوضاع كروية ص = 0.001 و 0.005 و 0.01 و 0.05 ميكرومتر. صيغ كسورية ص = 0.06-2 ميكرومتر مع أربعة أوضاع بين 0.06 و 0.1 ، و 10 أوضاع متباعدة بشكل متساوٍ بين 0.1 و 1 ميكرومتر و 2 ميكرومتر. في المجموع ، هذا يمثل 19 وضعًا للجسيمات.

في كل طبقة من ملفات سحابة SMART ، نقوم بتضمين مزيج من وضعي جسيم ، حيث يتم تحديد كثافة الكتلة التي يساهم بها الوضعان بناءً على المسافة في مساحة السجل لنصف قطر جسيم Atmos لكل حاوية حجم SMART مجاورة. على سبيل المثال ، إذا أنتج Atmos جسيمًا نصف قطره 0.33 ميكرومتر في طبقة ، فإن الطبقة المقابلة في SMART ستشمل 0.3 و 0.4 ميكرومتر جسيمًا يشتمل كل منها على 50٪ من كتلة الطبقة. يعد هذا التجميع ضروريًا لأن النموذج الكيميائي الضوئي يولد العديد من أنصاف أقطار جسيمات الضباب المتباينة بدقة ، لكن وقت تشغيل نموذج SMART مع هذه الأحجام المتعددة للجسيمات غير ممكن.

بمجرد أن نرتب نصف قطر جسيم Atmos في شبكة حجم SMART الخاصة بنا ، يجب أن نحسب العمق البصري الكلي من كل وضع جسيم في الطول الموجي المرجعي في كل طبقة من طبقات الغلاف الجوي. نختار بشكل تعسفي 1 ميكرومتر كطول موجي مرجعي. العمق البصري في طبقة ، τ ، من جسيمات نصف قطر معين ، ص، يعتمد على كثافة عدد الجسيمات لكل حجم جسيم ، ن(ص) ، سمك طبقة الغلاف الجوي ، ض، وكفاءة الانقراض التي تعتمد على الطول الموجي ، ستحويلة:

للجسيمات كسورية (ص & gt 0.05 μm) ، يتم حساب مساحة المقطع العرضي وكفاءات الانقراض المقابلة بالنسبة إلى نصف قطر جسيم كروي متساوي الكتلة ، وفقًا لاتفاقيات تقريب المجال المتوسط ​​(Botet وآخرون.، 1997). يتم وضع الجسيمات الكروية في SMART وفقًا لتوزيعات الحجم اللوغاريتمي الطبيعي باستخدام نصف القطر المذكور سابقًا والانحراف المعياري للوضع البالغ 1.5 ، وهو أمر واقعي لتوزيع الهباء الجوي (Tolfo ، 1977). بالنسبة للجسيمات الكسورية ، نستخدم التوزيع أحادي الانتشار ، وهو نفس توزيع الحجم المستخدم لحساب مدخلاتنا من دراسة الضباب الكسري السابقة لـ Wolf and Toon (2010) ونفس التوزيع المستخدم في نموذج Atmos.

2.3 مدخلات النموذج

في النموذج الكيميائي الضوئي ، قمنا بتعيين كثافة مونومر ضبابية قدرها 0.64 جم / سم 3 ، وهو ما يتوافق مع النتائج المختبرية للمدرب وآخرون. (2006) لكوكب الأرض. تُستخدم هذه الكثافة في النموذج لحساب كتل جزيئات الضباب ويتم تحديثها من قيمة 1 جم / سم 3 التي استخدمتها الدراسات السابقة التي تستخدم نموذجنا الكيميائي الضوئي. قام Hörst and Tolbert (2013) بقياس كثافة جسيمات فعالة مماثلة ، 0.65 جم / سم 3 ، لـ 0.1 ٪ CH4 تجربة الضباب باستخدام مصباح الأشعة فوق البنفسجية. عُشر بالمائة CH4 يتوافق مع الغلاف الجوي الذي نحاكيه ، على الرغم من أن ضباب Hörst و Tolbert كانا محاكاة تيتان التناظرية التي تفتقر إلى ثاني أكسيد الكربون2 موجود في المدرب وآخرون. التجارب. نطبق نموذج الرطوبة النسبية Manabe / Wetherald لطبقة التروبوسفير (Manabe and Wetherald ، 1967) مع رطوبة سطحية نسبية تبلغ 0.8 في كل من نماذج المناخ والكيمياء الضوئية. تم وصف معلمة الرطوبة هذه بواسطة Pavlov وآخرون. (2000). تستخدم عمليات المحاكاة Archean الخاصة بنا الثابت الشمسي عند 2.7 Ga (0.81 = س/س0، أين س0 هو الثابت الشمسي الحديث و س هو الثابت الشمسي عند 2.7 Ga) تم تعديله بواسطة تصحيح التطور الشمسي المعتمد على الطول الموجي (Claire وآخرون.، 2012). اخترنا هذا الوقت لأنه يتوافق مع عمر القيود المفروضة على ثاني أكسيد الكربون2 المستخدمة في دراستنا (Driese وآخرون.، 2011). حددنا نسبة الخلط لـ O2 على السطح إلى 1.0 × 10 −8 ، بما يتوافق مع Zerkle وآخرون. (2012) دراسة. تعكس هذه الظروف الفترة الزمنية بعد تطور عملية التمثيل الضوئي الأكسجين ولكن قبل GOE للأرض حيث كانت التدفقات الحيوية الجوهرية لكل من الأكسجين والميثان قد تنفست في جو مختزل في الغالب (كلير وآخرون.، 2014). ما لم يتم تحديد خلاف ذلك ، فإن بياض السطح المستخدم في نموذج المناخ هو 0.32. وهذا يشمل تأثير السحب ، وهو أمر قياسي في هذا العلاج أحادي الأبعاد (Kopparapu وآخرون.، 2013) وهو البياض الذي يعيد إنتاج متوسط ​​درجة حرارة الأرض الحالية (288 كلفن) مع الظروف الجوية الحديثة. بالطبع ، التوزيع الحقيقي للسحب على الأرض القديمة غير معروف ، وربما كان للسحب تأثيرات مناخية مهمة على كوكبنا المبكر (Goldblatt and Zahnle ، 2011). تم اختيار زوايا ذروة الطاقة الشمسية (SZAs) المستخدمة في النماذج المناخية والكيميائية الضوئية لتمثيل أفضل سلوك متوسط ​​عالميًا للفيزياء في كل نموذج محدد ، والذي سيغورا وآخرون. (2003) وجدت كـ SZA = 45 درجة في النموذج الكيميائي الضوئي و SZA = 60 درجة في نموذج المناخ. تم ضبط كل من زوايا الذروة هذه لإعادة إنتاج الملامح الكيميائية المتوسطة للأرض الحديثة والمناخ ، على التوالي.

من أجل عمليات المحاكاة الطيفية SMART الخاصة بنا ، تفترض أطيافنا الاسمية بياض سطح المحيط (McLinden وآخرون.، 1997). في الحالات التي يتم فيها استخدام سطح جليدي ، نستخدم البياض من مكتبة الطيف الرقمي USGS (كلارك وآخرون.، 2007). تم تصميم طيفنا الشمسي بواسطة Chance and Kurucz (2010) وتم قياسه بواسطة نموذج التطور الشمسي (Claire وآخرون.، 2012) المذكورة سابقًا. تم تعيين SZA عند 60 درجة لأطياف الانعكاس ، والتي تقترب من متوسط ​​قرص كوكبي بالقرب من التربيع (كوكب نصف مضاء للمراقب).


مراجع

Penzias، A. A. & amp Wilson، R. W. قياس درجة حرارة الهوائي الزائدة عند 4080 Mc / s. الفلك. ج. 142, 419–421 (1965)

لوب ، أ. كيف تكونت النجوم والمجرات الأولى؟ (مطبعة جامعة برينستون ، 2010)

Gunn، J.E & amp Peterson، B. A. على كثافة الهيدروجين المحايد في الفضاء بين المجرات. الفلك. ج. 142, 1633–1641 (1965)

Bromm، V.، Yoshida، N.، Hernquist، L. & amp McKee، C.F. تكوين النجوم والمجرات الأولى. طبيعة 459, 49–54 (2009)هذه مراجعة ممتازة لتشكيل النجوم والمجرات الأولى التي سبقت حقبة إعادة التأين.

Gnedin، N. Y.، Kravtsov، A. V. & amp Chen، H.-W. الهروب من الإشعاع المؤين من المجرات ذات الانزياح الأحمر العالي. الفلك. ج. 672, 765–775 (2008)

Razoumov ، A. O. & amp Sommer-Larsen ، J. إشعاع مؤين من ض = 4-10 مجرات. الفلك. ج. 710, 1239–1246 (2010)

Miralda-Escude ، J. إعادة تأيين الوسط بين المجرات والجناح المثبط لحوض Gunn-Peterson. الفلك. ج. 501, 15–22 (1998)

Loeb، A. & amp Rybicki، G. B. إشعاع ألفا المتناثرة ليمان حول المصادر قبل إعادة التأين الكوني. الفلك. ج. 524, 527–535 (1999)

سانتوس ، م.سبر إعادة التأين بخطوط انبعاث ألفا ليمان. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 349, 1137–1152 (2004)

Malhotra، S. & amp Rhoads، J. E. دوال اللمعان لبواعث Lyα عند الانزياحات الحمراء ض = 6.5 و ض = 5.7: دليل ضد إعادة التأين عند z ≲ 6.5. الفلك. ج. 617، L5 – L8 (2004)

Dijkstra ، M. ، Haiman ، Z. & amp Spaans ، M. لايمان إشعاع ألفا من المجرات الأولية المنهارة. I. خصائص الطيف الناشئ. الفلك. ج. 649, 14–36 (2006)

Zheng، Z.، Cen، R.، Trac، H. & amp Miralda-Escude، J. نمذجة النقل الإشعاعي لبواعث ألفا ليمان. I. إحصاءات الأطياف واللمعان. الفلك. ج. 716, 574–598 (2010)

Madau، P.، Haardt، F. & amp Rees، M. J. Radiative transfer in a clumpy universe. ثالثا. طبيعة المصادر المؤينة الكونية. الفلك. ج. 514, 648–659 (1999)

وايث ، ج. إس. ب ، وأمبير لوب ، أ. إعادة تأين الهيدروجين والهيليوم بواسطة النجوم المبكرة والكوازارات. الفلك. ج. 586, 693–708 (2003)

Choudhury ، T. R. & amp Ferrara ، A. القيود التجريبية على نماذج إعادة التأين المتسقة ذاتيًا. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 361, 577–594 (2005)

Bolton، J. S. & amp Haehnelt، M.G. معدل إعادة التأين الملحوظ للوسط بين المجرات والانبعاثية المؤينة في ض ≳ 5: دليل على فترة طويلة من إعادة التأين المتعطشة للفوتون. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 382, 325–341 (2007)هذا تحليل شامل لميزانية الفوتون المؤين المطلوبة لإعادة التأين المحسوبة قبل توفر بيانات HST الجديدة ذات الانزياح الأحمر العالي.

Miralda-Escude ، J. ، Haehnelt ، M. & amp Rees ، M. J. إعادة تأيين الكون غير المتجانس. الفلك. ج. 530, 1–16 (2000)

Furlanetto ، S. R. ، Zaldarriaga ، M. & amp Hernquist ، L. نمو مناطق H ii أثناء إعادة التأين. الفلك. ج. 613, 1–15 (2005)

Gnedin، N. Y. & amp Fan، X. إعادة التأين الكوني. الفلك. ج. 648, 1–6 (2006)

إلييف ، آي تي ​​وآخرون. محاكاة إعادة التأين الكوني على نطاق واسع - I. هندسة إعادة التأين. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 369, 1625–1638 (2006)

ماكوين ، إم وآخرون. مورفولوجيا مناطق H ii أثناء إعادة التأين. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 377, 1043–1063 (2007)

Mesinger، A. & amp Furlanetto، S. محاكاة فعالة لتشكيل الهياكل المبكرة وإعادة التأين. الفلك. ج. 669, 663–675 (2007)

Trac، H.، Cen، R. & amp Loeb، A. بصمة إعادة تأين الهيدروجين غير المتجانسة على توزيع درجة حرارة الوسط بين المجرات. الفلك. ج. 689، L81 – L84 (2008)

Aubert، D. & amp Teyssier، R. مخطط نقل إشعاعي لإعادة التأين الكوني على أساس موتر Eddington المحلي. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 387, 295–307 (2008)

توماس ، آر إم وآخرون. محاكاة إعادة التأين سريعة على نطاق واسع. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 393, 32–48 (2009)

Finlator ، K. ، Ozel ، F. & amp Dave ، R. طريقة لحظة جديدة للنقل الإشعاعي المتواصل في إعادة التأين الكوني. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 393, 1090–1106 (2009)

Choudhury ، T. R. ، Haehnelt ، M.G & amp Regan ، J. من الداخل إلى الخارج أو من الخارج إلى الداخل: طوبولوجيا إعادة التأين في النظام المتعطش للفوتون الذي اقترحته بيانات غابة Lyα. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 394, 960–977 (2009)

ألفاريز ، إم إيه ، بوشا ، إم ، أبيل ، تي أند ويشلر ، آر. ربط إعادة التأين بالكون المحلي. الفلك. ج. 703, 167–171 (2009)

سبرينجل ، ف.وآخرون. محاكاة تكوين وتطور وتجميع المجرات والكوازارات. طبيعة 435, 629–636 (2005)

آيلز ، ل.ب وآخرون. كثافة الكتلة النجمية عند ض ≈ 6 من سبيتزر تصوير أنا′ إسقاط المجرات. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 374, 910–930 (2007)

Stark، D. P.، Bunker، A. J.، Ellis، R. S.، Eyles، L.P & amp Lacy، M. قياس جديد لكثافة الكتلة النجمية عند ض ∼ 5: الآثار المترتبة على مصادر إعادة التأين الكوني. الفلك. ج. 659, 84–97 (2007)

كوماتسو ، إي وآخرون. ملاحظات مسبار ويلكنسون لتباين الميكروويف (WMAP) لمدة خمس سنوات: التفسير الكوني. الفلك. J. ملحق. سر. 180, 330–376 (2009)

فان ، إكس وآخرون. تطور الخلفية المؤينة وعصر إعادة التأين من أطياف ض ∼ 6 كوازارات. أسترون. ج. 123, 1247–1257 (2002)

Fan، X.، Carilli، C.L & amp Keating، B. قيود المراقبة على إعادة التأين الكوني. Annu. القس آسترون. الفلك. 44, 415–462 (2006)

بيكر ، جي دي ، راوخ ، إم آند سارجنت ، دبليو إل دبليو تطور العمق البصري في غابة ألفا ليمان: دليل ضد إعادة التأين في ض ∼ 6. الفلك. ج. 662, 72–93 (2007)

Kawai، N. et al. طيف بصري للشفق اللاحق لانفجار أشعة جاما عند انزياح أحمر قدره ض = 6.295. طبيعة 440, 184–186 (2006)

Furlanetto، S.R، Oh، S.P & amp Briggs، F. H. Cosmology عند الترددات المنخفضة: الانتقال 21 سم والكون ذو الانزياح الأحمر العالي. فيز. اعادة عد. 433, 181–301 (2006)

حد كل من Steidel، C.C، Pettini، M. & amp Hamilton، D.Lymman تصوير المجرات ذات الانزياح الأحمر العالي. ثالثا. ملاحظات جديدة لأربعة مجالات QSO. أسترون. ج. 110, 2519–2536 (1995)

مكلور ، آر جيه وآخرون. المجرات في ض = 6–9 من تصوير WFC3 / IR لمجال هابل شديد العمق. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 403, 960–983 (2010)هذا هو تحليل مبكر لوفرة ض ≈ 6-9 مجرات وأول تقدير مشترك لوظيفة لمعان المجرة عند ض ≈ 7-8 ، كما تم قياسه من الإصدار الأول لبيانات HST Wide Field Camera 3.

بووينز ، آر جيه وآخرون. اكتشاف ض ∼ 8 مجرات في مجال هابل شديد العمق من ملاحظات WFC3 / IR فائقة العمق. الفلك. ج. 709، L133 – L137 (2010)

Oesch ، P. A. وآخرون. ض ∼ 7 مجرات في HUDF: نتائج العصر الأول WFC3 / IR. الفلك. ج. 709، L16 – L20 (2010)تقدم هذه الورقة تقديرًا أوليًا لـ ض ≈ 7 وظيفة اللمعان من بيانات HST التي تم إصدارها مبكرًا.

بووينز ، آر جيه وآخرون. منحدر شديد الأزرق للأشعة فوق البنفسجية β لمعان منخفض ض ∼ 7 مجرات من WFC3 / IR: دليل على المعادن المنخفضة للغاية؟ الفلك. ج. 708، L69 – L73 (2010)تقدم هذه الورقة أول مؤشر طيفي على ذلك ض ≈ 7 مجرات تحتوي على مجموعات نجمية شابة فقيرة بالمعادن وخالية من الغبار تقريبًا.

Oesch ، P. A. وآخرون. هيكل وأشكال ض ∼ 7-8 مجرات من تصوير WFC3 / IR العميق جدًا لمجال هابل شديد العمق. الفلك. ج. 709، L21 – L25 (2010)

بنكر ، إيه وآخرون. مساهمة المجرات ذات الانزياح الأحمر العالي في إعادة التأين الكوني: نتائج جديدة من التصوير العميق لـ WFC3 لمجال هابل شديد العمق. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة (في الصحافة) طبع أولي على 〈http://arxiv.org/abs/0909.2255〉 (2009)

يان ، هـ وآخرون. تشكل المجرات في حقبة إعادة التأين كما تم التلميح بواسطة ملاحظات واسعة النطاق للكاميرا 3 لمجال هابل فائق العمق. الدقة. أسترون. الفلك. 10, 867 (2010)

ويلكينز ، إس إم وآخرون. استكشاف المجرات L * Lyman-break في ض ∼ 7 في GOODS-South مع WFC3 على HST. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 403, 938–944 (2010)

Finkelstein، S.L et al. حول المجموعات النجمية وتطور المجرات المكونة للنجوم عند 6.3 & amp ؛ أمبير ض 8.6. الفلك. ج. 719, 1250–1273 (2010)

أوشي م وآخرون. مسح مساحة كبيرة لـ ض = 7 مجرات في SDF و GOODS-N: الآثار المترتبة على تكوين المجرات وإعادة التأين الكوني. الفلك. ج. 706, 1136–1151 (2009)

غونزاليس ، في وآخرون. كثافة الكتلة النجمية ومعدل تكوين النجوم المحدد في الكون عند ض ∼ 7. الفلك. ج. 713, 115–130 (2010)

Labbe، I.، Bouwens، R. J.، Illingworth، G.D & amp Franx، M. Spitzer IRAC تأكيد ض850 مجرة ​​تسربت في مجال هابل شديد العمق: كتل نجمية وأعمار في ض ∼ 7. الفلك. ج. 649، L67 – L70 (2006)تشير هذه الورقة إلى اكتشافات سبيتزر بالأشعة تحت الحمراء لمرشحي HST الحديثة في ض ≈ 7 تشير إلى احتمال تكون نجم مبكر.

لاب ، آي وآخرون. ملاحظات مصفوفة الأشعة تحت الحمراء Ultradeep لـ sub-L * ض ∼ 7 و ض ∼ 8 مجرات في مجال هابل شديد العمق: مساهمة المجرات منخفضة السطوع في كثافة الكتلة النجمية وإعادة التأين. الفلك. ج. 708، L26 – L31 (2010)

Bunker، A.، Marleau، F. & amp Graham، J.R. البحث عن الخلفية المؤينة فوق البنفسجية في ض ∼ 3 مع تلسكوب كيك. أسترون. ج. 116, 2086–2093 (1998)

Steidel، C.، Pettini، M. & amp Adelberger، K. Lyman- انبعاث مستمر من المجرات في z ∼ _ 3.4. الفلك. ج. 546, 665–671 (2001)

شابلي ، أ. وآخرون. الكشف المباشر عن انبعاث مستمر ليمان من مجرات تشكل النجوم في ض ∼ 3. الفلك. ج. 651, 688–703 (2006)

إيواتا ، آي وآخرون. اكتشافات سلسلة ليمان من مجرات تشكل النجوم في ض ∼ 3 من خلال التصوير ضيق النطاق لـ Subaru / Suprime-Cam. الفلك. ج. 692, 1287–1293 (2009)

Schaerer، D. & amp de Barros، S. تأثير الانبعاث السديمى على أعمار ض ≈ 6 مجرات. أسترون. الفلك. 502, 423–426 (2009)

Schaerer، D. & amp de Barros، S. حول الخصائص الفيزيائية لـ ض ∼ 6-8 مجرات. أسترون. الفلك. 515, 73–88 (2010)

بووينز ، آر جيه وآخرون. منحدر مستمر للأشعة فوق البنفسجية وحجب الغبار من ض ∼ 6 إلى ض ∼ 2: كثافة معدل تشكل النجم عند الانزياح الأحمر العالي. الفلك. ج. 705, 936–961 (2009)

Meurer، G.R، Heckman، T.M & amp Calzetti، D. امتصاص الغبار وكثافة لمعان الأشعة فوق البنفسجية عند ض ∼ 3 مُعايرة بواسطة المجرات النجمية المحلية. الفلك. ج. 521, 64–80 (1999)

Bromm، V.، Kudritzki، R.P & amp Loeb، A. الطيف العام وكفاءة التأين لوظيفة الكتلة الأولية الثقيلة للنجوم الأولى. الفلك. ج. 552, 464–472 (2001)

Schaerer ، D. الانتقال من المجموعة الثالثة إلى المجرات العادية: انبعاث Ly α و He II والخصائص المؤينة لمجرات الانزياح الأحمر العالي. أسترون. الفلك. 397, 527–538 (2003)

Bouwens ، R. J. ، Illingworth ، G. D. ، Franx ، M. & amp Ford ، H. وظائف لمعان الأشعة فوق البنفسجية في ض ∼ 4 و 5 و 6 من مجال هابل شديد العمق ومجالات أخرى من تلسكوب هابل الفضائي العميق: التطور وتاريخ تكوين النجوم. الفلك. ج. 670, 928–958 (2007)هذا تحليل شامل لبيانات HST يشير إلى انخفاض في وفرة المجرات المكونة للنجوم في ض & GT 4.

Stark، D. P.، Ellis، R. S.، Chiu، K.، Ouchi، M. & amp Bunker، A. Keck Spectroscopy of faint 3 & amplt ض كسر مجرات ليمان 7: - 1. قيود جديدة على إعادة التأين الكوني من اللمعان والجزء المعتمد على الانزياح الأحمر لانبعاث ليمان ألفا. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة (في الصحافة) طبع أولي على 〈http://arxiv.org/abs/1003.5244〉 (2010)تناقش هذه الورقة إمكانية رؤية انبعاث خط Lyα في المجرات كتتبع لنهاية إعادة التأين.

إيي ، إم وآخرون. مجرة في انزياح أحمر ض = 6.96. طبيعة 443, 186–188 (2006)

أوشي م وآخرون. سوبارو / XMM-Newton Deep Survey (SXDS). رابعا. تطور بواعث ليمان ألفا من ض = 3.1 إلى 5.7 في الحقل 1 درجة 2: وظائف اللمعان و AGN. الفلك. J. ملحق. سر. 176, 301–330 (2008)

كاشيكاوا ، ن. وآخرون. نهاية حقبة إعادة التأين التي تم التحقيق فيها بواسطة بواعث ألفا ليمان في ض = 6.5 في حقل سوبارو العميق. الفلك. ج. 648, 7–22 (2006)تحتوي هذه الورقة على أول ادعاء مثير للاهتمام يتعلق بانخفاض وفرة بواعث Lyα ، مما قد يشير إلى نهاية حقبة إعادة التأين.

أوشي م وآخرون. إحصائيات 207 من بواعث Lya عند انزياح أحمر بالقرب من 7: قيود على إعادة التأين ونماذج تكوين المجرات. الفلك. ج. (في الصحافة) طبع أولي على 〈http://arxiv.org/abs/1007.2961〉 (2010)

أوتا ، ك وآخرون. بواعث ألفا ليمان في ض = 7 في سوبارو /XMM- نيوتن مجال المسح العميق: مرشح قياس الضوء ووظيفة اللمعان. الفلك. ج. 722, 803 (2010)

ماكوين ، إم وآخرون. دراسة إعادة التأين مع بواعث Lyα. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 381, 75–96 (2007)

ريتشارد ، جيه وآخرون. مسح تلسكوب هابل وسبيتزر الفضائي للمجرات ذات العدسة الجاذبية: دليل إضافي على وجود عدد كبير من المجرات ذات الإضاءة المنخفضة خارجها ض = 7. الفلك. ج. 685, 705–724 (2008)

Kneib، J.-P.، Ellis، R. S.، Santos، M.R & amp Richard، J. A probable ض ∼ مجرة ​​7 عدسات بقوة بواسطة العنقود الغني A2218: استكشاف العصور المظلمة. الفلك. ج. 607, 697–703 (2004)

لينرت ، إم دي وآخرون. تأكيد طيفي لمجرة عند انزياح أحمر ض = 8.6. طبيعة (في الصحافة)

روبرتسون ، ب. إي تقدير قيود دالة اللمعان من مسوحات المجرات ذات الانزياح الأحمر العالي. الفلك. ج. 713, 1266–1281 (2010)تقدم هذه الورقة شكليًا إحصائيًا للتنبؤ بالقيود من استطلاعات المجرات ذات الانزياح الأحمر العالي التي تتضمن عدم اليقين من التباين الكوني.

جاردنر ، ج.ب وآخرون. تلسكوب جيمس ويب الفضائي. علوم الفضاء. القس. 123, 485–606 (2006)

TMT. اللجنة الاستشارية العلمية. حالة علمية مفصلة عن تلسكوب ثلاثين مترا 2007 〈http://www.tmt.org/sites/default/files/TMT-DSC-2007-R1.pdf〉 (TMT Observatory Corporation ، 2007)

GMTO. مؤسسة. متطلبات علوم تلسكوب ماجلان العملاق 〈http://www.gmto.org/sciencecase/GMT-ID-01405-GMT_Science_Requirements.pdf〉 (Giant Magellan Telescope Organization Corporation ، 2006)

Walter، F. & amp Carilli، C. الكشف عن الأبعد (ض & ampgt 7) الكائنات مع ALMA. الفلك. علوم الفضاء. 313, 313–316 (2008)

Osterbrock، D.E & amp Ferland، G. J. الفيزياء الفلكية للسدم الغازية ونوى المجرة النشطة الطبعة الثانية ، 67-91 (Univ. Sci. Books ، 2006)

Bruzual، G. & amp Charlot، S. Stellar Population Synthesis عند قرار عام 2003. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 344, 1000–1028 (2003)

Chabrier ، G. وظيفة الكتلة الأولية النجمية وشبه النجمية. سنة النشر. أسترون. شركة باسيف. 115, 763–795 (2003)

Karzas ، W. J. & amp Latter ، R. التحولات الإشعاعية الإلكترونية في حقل كولوم. الفلك. ج. 6 (ملحق). 167-212 (1961)

براون ، آر إل ، وأمبير ماثيوز ، دبليو جي الأطياف النظرية المستمرة للسدم الغازية. الفلك. ج. 160, 939–946 (1970)

Sutherland، R. S. عوامل Gaunt الخالية من الدقة الدقيقة للبلازما الفيزيائية الفلكية. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 300, 321–330 (1998)

أندرس ، ب. فريتز- ف. Alvensleben، U. التطور الطيفي والقياسي الضوئي للمجموعات النجمية الشابة: تأثير الانبعاث الغازي في المعادن المختلفة. أسترون. الفلك. 401, 1063–1070 (2003)

Pawlik ، A. ، Schaye ، J. & amp van Scherpenzeel ، E.الحفاظ على تأين الكون: ارتفاع درجة حرارة الضوء وعامل التكتل شديد الانزياح الأحمر للوسط المجري. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 394, 1812–1824 (2009)

شيمينوفيتش دي وآخرون. قياس GALEX-VVDS لتطور كثافة لمعان الأشعة فوق البنفسجية البعيدة ومعدل تشكل النجوم الكونية. الفلك. ج. 619، L47 – L50 (2005)

Reddy، N.A & amp Steidel، C.C. منحدر شديد الانحدار لوظيفة لمعان الأشعة فوق البنفسجية عند ض ∼ 2-3: الآثار المترتبة على كثافة الكتلة النجمية العالمية ومعدل تكون النجوم في الهالات منخفضة الكتلة. الفلك. ج. 692, 778–803 (2009)

كول ، إس وآخرون. مسح الانزياح الأحمر للمجرة 2dF: وظائف لمعان المجرة القريبة من الأشعة تحت الحمراء. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 326, 255–273 (2001)

Salpeter، E. E. وظيفة اللمعان وتطور النجوم. الفلك. ج. 121, 161–167 (1955)

ستارك ، دي بي وآخرون. التاريخ التطوري لايمان يكسر المجرات بين الانزياح الأحمر 4 و 6: مراقبة الأجيال المتعاقبة من المجرات الضخمة في التكوين. الفلك. ج. 697, 1493–1511 (2009)


الملخص

إن بداية وطبيعة أقرب مجال مغناطيسي أرضي مهم لفهم تطور النواة والغلاف الجوي والحياة على الأرض. يتم حفظ سجل الجيودينامو المبكر في بلورات السيليكات القديمة التي تحتوي على شوائب مغناطيسية دقيقة. تشير هذه البيانات إلى وجود جيودينامو خلال العصر القديم ، بين 3.4 و 3.45 مليار سنة. بينما كان المجال المغناطيسي يحمي الغلاف الجوي للأرض من التآكل في هذا الوقت ، تقلصت المواجهة مع الرياح الشمسية بشكل كبير ، ومماثلة لتلك التي حدثت أثناء العواصف الشمسية الشديدة الحديثة. تشير هذه الظروف إلى أن الإشعاع المكثف من الشمس الفتية ربما يكون قد عدل الغلاف الجوي للأرض الفتية من خلال تعزيز فقدان المواد المتطايرة ، بما في ذلك الماء. كانت هذه التأثيرات أكثر وضوحًا إذا كان الحقل غائبًا أو ضعيفًا جدًا قبل 3.45 مليار سنة ، كما اقترحت بعض نماذج تطور الوشاح السفلي. وبالتالي تحاول الحدود الحصول على سجلات المجال المغنطيسي الأرضي التي يبلغ عمرها 3.45 مليار سنة ، بالإضافة إلى تقييد ضغط الرياح الشمسية لهذه الأوقات. في هذه المراجعة ، نقترح مسارات لتقييد هذه المعلمات والتاريخ المصاحب لعمق باطن الأرض والغلاف المائي والغلاف الجوي. على وجه الخصوص ، نناقش التقديرات الجديدة لضغط الرياح الشمسية لأول 700 مليون سنة من تاريخ الأرض ، والتأثيرات المتنافسة للحماية المغناطيسية مقابل تجميع الأيونات الشمسية ، والحدود على مستوى الكشف عن الجيودينامو التي يفرضها وجود الحقول الخارجية. نناقش أيضًا احتمالات تقييد شدة المجال المغناطيسي Hadean-Paleoarchean باستخدام تحليلات الكثافة الشحمية للزركون.


تباين خط البصر في الفجر الكوني وحقبة إعادة التأين 21 سم من طيف الطاقة

يعتبر اتجاه خط البصر في إشارة الانزياح الأحمر التي يبلغ قطرها 21 سم القادمة من الفجر الكوني وعصر إعادة التأين فريدًا تمامًا من نواحٍ عديدة مقارنة بأي إشارة كونية أخرى. التأثيرات الفريدة المختلفة ، مثل تاريخ تطور الإشارة ، والسرعات الغريبة غير الخطية للمادة وما إلى ذلك ، ستطبع توقيعها على طول محور خط البصر للإشارة المرصودة. أحد الأهداف الرئيسية لمقياس التداخل الراديوي SKA-LOW المستقبلي هو مراقبة الفجر الكوني وعصر إعادة التأين من خلال هذه الإشارة التي يبلغ قطرها 21 سم. لذلك من المهم أن نفهم كيف تؤثر هذه التأثيرات المختلفة على الإشارة لاكتشافها الفعلي وتفسيرها المناسب. لأكثر من عقد ونصف ، كانت مجموعات مختلفة في الهند تحاول بنشاط فهم وقياس تأثيرات خط البصر المختلفة الموجودة في هذه الإشارة من خلال النماذج التحليلية والمحاكاة. من نواح كثيرة ، تم تحديد أهمية هذا المجال الفرعي تحت 21 سم من علم الكونيات ، وتسليط الضوء عليها ودفعها إلى الأمام من قبل المجتمع الهندي. في هذه المقالة ، نصف بإيجاز مساهمتهم وتأثير هذه التأثيرات في سياق المسوحات المستقبلية للفجر الكوني وعصر إعادة التأين التي ستجريها SKA-LOW.

هذه معاينة لمحتوى الاشتراك ، والوصول عبر مؤسستك.


3 التطور الزمني لأومواموا

لقد أظهرنا أعلاه أن نقيًا2 تكوين الجليد قادر على إعادة إنتاج التسارع غير الثقالي المرصود على مسافة حوالي 1.4 au من الشمس للحصول على بياض 0.64. ومع ذلك ، في ذلك الوقت ، كانت كتلة أومواموا تبلغ 8.01 × 10 6 كجم فقط بينما تفقد الكتلة بمعدل 0.37 كجم / ثانية (3.2 × 10 4 كجم / يوم) بحيث أنه حتى بين 1.4 و 2 وحدة فلكية ، تقلصت بحوالي 0.7 متر. من الواضح إذن أن أومواموا قد تطورت بشكل كبير بمرور الوقت.

3.1 المرور عبر النظام الشمسي

كما نرى من المعادلة 5 ، فإن معدل فقد الكتلة من أومواموا هو دالة قوية لمسافة مركزية الشمس. من نقطة البداية عند 1.42 au ، يمكننا التكامل للأمام والخلف لمعرفة تطور حجم وشكل أومواموا بمرور الوقت. في الشكل 2 نوضح التطور في الكتلة ودرجة حرارة السطح ونسبة المحور (أ/ج) من "أومواموا على مدى 18 شهرًا تقريبًا قبل وبعد الحضيض الشمسي بجانب المسافة من الشمس للمقارنة. تم قياس الأوقات بالنسبة إلى 27 أكتوبر 2017 ، حيث قمنا بتحديد المسافة من الشمس على أنها 1.42 au والحجم 45.5 م × 43.9 م × 7.5 م. تم ضبط البياض على 0.64 ، والذي نفترض أنه يظل ثابتًا. بالنسبة للتطور المداري ، نفترض وجود محور شبه رئيسي يبلغ 1.2978 au والغرابة المركزية 1.19951 حيث يحدث ممر الحضيض قبل 48 يومًا من النقطة الثابتة (9 سبتمبر 2017) (من خدمة JPL HORIZONS https: //ssd.jpl.nasa. gov / sbdb.cgi؟ sstr = 2017U1). لا يكون التسارع غير الثقالي كبيرًا بما يكفي لتعديل المدار بشكل كافٍ لتغيير حساباتنا بشكل كبير ، وبالتالي لأغراض الشكل 2 ، فإننا نهمل التسارع غير الثقالي. نفترض ذلك في فترة زمنية Δر يتناقص كل نصف محور من المجسم الإهليلجي ثلاثي المحاور بمقدار ح = (الدكتور/د) Δر، ويتم إعادة حساب مساحة سطح الشكل الإهليلجي في نهاية كل خطوة زمنية.

تغيير في معلمات "أومواموا" بمرور الوقت. في اتجاه عقارب الساعة من أعلى اليسار: المسافة من الشمس والكتلة ونسبة المحور (أ/ج)، الحرارة السطحية. الأوقات مرتبطة بـ 27 أكتوبر 2017. تحدث الحضيض الشمسي في − 48 يومًا.

مما لا يثير الدهشة ، أن الفترة المحيطة مباشرة بالحضيض الشمسي تهيمن على التغير في نسبة الكتلة والمحور. في الخمسين يومًا على جانبي ممر الحضيض ، تنخفض الكتلة بمعامل 10 بينما ترتفع نسبة المحور من 2: 1 إلى 6: 1. ومع ذلك ، من الملاحظ أن التبريد التبخيري الناتج عن الفقد الشديد للكتلة فعال للغاية بحيث لا يرتفع السطح أبدًا فوق 47 كلفن. خارج هذه النافذة الضيقة ، يستمر فقدان الكتلة بمعدل أقل بكثير ، وتستمر نسبة المحور في الخضوع بشكل كبير. التطور لأن ج لقد تقلص المحور إلى مثل هذا الحجم الصغير. بحلول الوقت الذي اجتاز فيه أومواموا مدار أورانوس في سبتمبر 2020 ، كان من الممكن أن ينخفض ​​في كتلته بمقدار عامل آخر تقريبًا 2 ، إلى 4.81 × 10 6 كجم ، ووصل إلى نسبة محور تبلغ 8.3: 1.

مع تغير فقدان الكتلة والكتلة ، يتغير أيضًا التسارع غير الجاذبي. ميشيلي وآخرون. وجد (2018) أن التسارع غير الجاذبي المرصود يخضع لعلاقة تقع بينهما د −1 و د −2 ، ربما أقرب إلى د −2. يمكننا أن نرى على الفور من المعادلة 6 أن التشوه يحفز a د −2 ، مع انحراف غير خطي لمصطلح الانبعاث الحراري. في الشكل 3 ، نعرض التغيير في تسارعنا غير الجاذبي المتوقع كدالة للوقت خلال نافذة من بضعة أشهر تغطي نطاق الملاحظات التي استخدمها Micheli et al. (2018) لتتناسب مع التسارع غير الجاذبي ، كانت هذه الملاحظات أكثر كثافة من 18 أكتوبر إلى 23 نوفمبر 2017 مع بيانات الاكتشاف المسبق في 14 أكتوبر 2017 ، ونقاط إضافية في 12 ديسمبر 2017 و 2 يناير 2018. التسارع المتوقع يتطابق مع حجم التسارع غير الثقالي عند 1.42 au ، ولكن على النطاق ذي الصلة ، يكون المنحنى المتوقع قريبًا جدًا من د −1.8 ، التي نعتبرها مناسبة تمامًا للملاحظات نظرًا لحالات عدم اليقين المتضمنة ، سواء في الملاحظات أو في بعض المعلمات في معادلاتنا (على سبيل المثال ، ما هي قيمة τ مناسب ، وتصحيحات للشكل البيضاوي لـ "أومواموا).

التسارع غير الثقالي الذي تنبأ به نموذجنا (أحمر خالص) للوقت في حوالي 27 أكتوبر 2017 مقارنة بالعلاقات المختلفة التي تمثل قوانين قوة ثابتة في د. على اليسار نظهر التسارع غير الثقالي المتوقع بينما على اليمين نضرب في (د/ au) 2 لتقديم عرض أكثر تفصيلاً للاختلافات بين المنحنيات. تظهر الخطوط السوداء المتقطعة والمنقطة د −2 و د العلاقات −1 على التوالي ، بينما يظهر الخط الأسود الصلب أ د علاقة −1.8 ، والتي توفر ملاءمة جيدة لتوقعاتنا عبر النطاق ذي الصلة. نطاق الملاحظات الذي كان التسارع مناسبًا له بواسطة Micheli et al. (2018) يمتد من -13 إلى +68 يومًا (14 أكتوبر 2017 إلى 2 يناير 2018).

يتوافق السيناريو أيضًا مع "تناوب أومواموا. "أومواموا يتدهور ، في دوران المحور غير الرئيسي Fraser et al. (2018) ، ولكن تدور مرة واحدة فقط كل 8 ساعات أو نحو ذلك. لقد أخذ رفيقوف (2018 ب) معدل الدوران "البطيء" هذا كدليل ضد إطلاق الغازات ، بحجة أن القوى اللازمة لتوفير التسارع غير الثقالي ستدور الجسم وتدور حتى يخضع للانشطار الدوراني. الصورة الأساسية تشبه المذنب العادي ، حيث يحدث معظم النفث من نقاط معزولة على السطح ، مما يوفر عزم دوران يزيد من معدل الدوران Ω بمعدل دΩ /د = ζ(RM/أنا)أ، أين أ هو التسارع غير الجاذبي ، ص, م و أنا الحجم المميز والكتلة ولحظة القصور الذاتي للكائن ، ζ رقم بلا أبعاد مثل هذا ζR هو ذراع الرافعة الفعال.

بناءً على تحليله لسبعة مذنبات منتظمة ، اشتق رفيقوف (2018 أ) متوسط ​​قيمة السجل ζ = −2.21 ± 0.54. وجد Mashchenko (2019) أفضل ملاءمة لمنحنى ضوء "أومواموا" إذا كان مفلطحًا وعانى من عزم دوران يتوافق مع السجل ζ = −2.34 ، والتي ، كما أوضحوا ، تقع ضمن نطاق القيم التي استنتجها رفيقوف (2018 أ) للمذنبات. حيث أناالسيد 2 ، معدل الدوران يتناسب مع ص −1 وبالتالي ص 1/2. لمعدل دوران معين ، ζ يتناسب ص −1/2. لأننا نتجادل من أجل البياض ص = 0.64 بدلاً من القيمة ص = 0.1 افترضها Mashchenko (2019) عند الاشتقاق ζ، نحن نفضل جسمًا أصغر يتم لفه بسهولة أكبر ، وبالتالي قيمة أصغر لمعامل ذراع الرافعة الفعال ، سجل ζ ≈ - 2.74. ومع ذلك ، لا يزال هذا ضمن نطاق القيم التي لوحظت بين المذنبات (Rafikov 2018a). علاوة على ذلك ، فإن قيمة أقل من ζ يتوافق مع فكرة "Oumuamua باعتباره كتلة متراصة من N الصافي2 الجليد بدون نفث موضعي ، وفقًا لافتراضنا للتسامي عبر نصف الكرة ، واستخدامنا للمعامل 1/3 ، في اشتقاقنا لقوة النفث. نلاحظ أن سيليجمان وآخرون. قام (2019) أيضًا بفحص التدوير المحتمل لـ 'Oumuamua ووجد أنه من الممكن أن يتأرجح معدل الدوران حول القيمة الملحوظة ∼8 h تحت تأثير نفث التسامي لزوايا التنفيس المناسبة ، ولكن ليس من الواضح كيف مقياس النتائج لجسم ذي بياض مختلف تمامًا. لقد قيل أنه لكي يتمكن أومواموا من اكتساب حركته المتدحرجة يتطلب الكثير من الحركة عبر الوسط النجمي (Zhou ، 2020) ، ولكن يبدو من الواضح أن أومواموا قد اختبر عزم دوران كبير (وإن كان أقل مما هو معتاد للمذنبات). داخل النظام الشمسي ، حيث فقد 92٪ من كتلته.

3.2 المرور عبر الوسط النجمي

عامل مهم في استبعاد H2 كتكوين محتمل لـ "Oumuamua هو ذلك الحرف H.2 سيتعرض الجسم الجليدي لتآكل سريع أثناء مروره عبر الوسط النجمي (ISM). ناقش Hoang and Loeb (2020) هذا التآكل بالتفصيل ، وأظهروا أنه حتى عدة كيلومترات H2 سوف يتآكل الجسم الجليدي تمامًا في أقل من 10 8 سنوات. له2وجد Hoang and Loeb (2020) أن التسامي الحراري البسيط كان سائدًا لأن درجة حرارة سطح توازن الجسم في ISM بالكاد أقل من درجة حرارة التسامي لـ H2 جليد. درجة حرارة التسامي من N.2 الجليد يزيد بمقدار 7 عن العامل H.2 الجليد والاعتماد المتزايد على التسامي (المعادلة 2) يجعل من الواضح على الفور أن التسامي المباشر المدفوع حرارياً سيكون مهملاً في درجات حرارة ISM لـ N2 لكن من الحكمة مع ذلك النظر في آليات التعرية المحتملة الأخرى.

دوموكوس وآخرون. وصف (2009) كيف يمكن أن يؤدي التآكل المتناحي بواسطة حبيبات الغبار التي تؤثر على سطح الجسم إلى زيادة نسبة المحور ، كما وصفنا أعلاه لإطلاق الغازات ، و Domokos et al. (2017) عزا شكل Oumuamua إلى التآكل بواسطة حبيبات الغبار التي أدت إلى تآكل سطحه أثناء مروره عبر ISM. ومع ذلك ، "من غير المحتمل أن تواجه أومواموا مادة كافية أثناء مرورها عبر ISM لتؤدي إلى تغيير كبير في كتلتها وأبعادها. بالنسبة لكثافة ISM النموذجية بحوالي 1 بروتون لكل سم 3 ونسبة كتلة الغبار إلى الغاز 0.01 ، فإن الجسم الذي يبلغ قطره المتوسط ​​∼50 مترًا والسرعة النسبية ∼10 كم / ثانية سوف يتصادم مع حوالي 10 3 كجم لكل إجمالي Gyr من المادة ، وحوالي 10 كجم فقط لكل Gyr من الغبار ، وهو جزء ضئيل من كتلة الجسم ∼ 10 7 kg. حتى السفر 10 أجهزة كمبيوتر عبر سحابة جزيئية عملاقة بمتوسط ​​كثافة 10 3 بروتونات لكل سم 3 لن يؤدي إلا إلى مواجهة حوالي 10 3 كجم من الغاز والغبار. وبالتالي ، من الواضح أن التآكل من الغبار غير كافٍ لإحداث أي تغيير في حجم أو شكل أومواموا.

آلية أخرى ممكنة هي الامتصاص الضوئي. بينما تتمتع كل من الفوتونات المرئية وفوتونات الأشعة فوق البنفسجية بطاقة كافية للتغلب على طاقة امتصاص N2 جزيء في N.2 الجليد (∼0.07 eV) كفاءة العملية فقط حوالي 5 × 10 −3 نيوتن2 جزيئات لكل فوتون ، منذ N.2 الجليد هو جهاز امتصاص غير فعال في معظم الأطوال الموجية للأشعة فوق البنفسجية والبصرية (بيرتين وآخرون ، 2013 فيول وآخرون ، 2013). نحن نفترض أن مجال الإشعاع بين النجمي سيوفر فوتونات بتدفق طاقة يبلغ 2.7 × 10 6 واط م 2 ، لكل منها طاقة نموذجية تبلغ حوالي 10 فولت (ماثيس وآخرون ، 1983). ينتج عن هذا معدل امتصاص 8 × 10 9 نيوتن2 جزيئات m −2 s −1 ، أو معدل تآكل يزيد قليلاً عن 1 سم / Gyr. كما هو الحال مع تآكل الغبار ، فإن هذا غير كافٍ لإحداث أي تغييرات جوهرية في حجم أومواموا.

أخيرًا ، نعتبر الأشعة الكونية المجرية (GCRs). بالتكامل مع الطاقة ، فإن تدفق طاقة جسيمات ألفا وجزيئات البروتون في ISM بالقرب من الشمس يبلغ حوالي 1.9 × 10 5 وات م 2 (باستخدام الصيغة التحليلية لـ Webber (1998) ، ولكن تم تقليصها بعامل 1.5 إلى تطابق بشكل أفضل الملاحظات التي جمعتها Tatischeff وآخرون (2014)). سيكون لدى غالبية الجسيمات الساقطة طاقات في النطاق 10-100 MeV / nucleon. فاسكونسيلوس وآخرون. (2017) قياس تآكل N2: CH4 الجليد (نسبة الكتلة 95: 5) بمقدار 15.7 MeV أيونات الأكسجين (1 MeV / nucleon) ووجدت أنه بعد تلقي تدفق 6 × 10 17 أيون م 2 ، تم تقليل سمك الجليد بنحو 8 ميكرومترم. ترسبت الأيونات 930 كيلو فولت /ميكرومترم ، أو ما مجموعه 7.4 إلكترون فولت لكل منهما. بناءً على هذه البيانات التجريبية ، نستنتج إزالة 1 N2 جزيء لكل 26 فولت تقريبًا يتم تسليمه بواسطة GCRs. نلاحظ أن أطوال توقف GCRs النموذجية لن تتجاوز جزءًا من سم ، وبالتالي نفترض أنه لا يوجد انخفاض في كفاءة التآكل للحصول على طاقة أعلى من GCR. بالنسبة لتدفق طاقة GCR بين النجوم بمقدار 1.9 × 10 5 واط م 2 ، نحسب متوسط ​​معدل تآكل يبلغ 6.6 م / جير. بالنسبة إلى N2 الجليد ، وبالتالي فإن تآكل GCR هو آلية التآكل السائدة في ISM ويمكن أن يغير حجم وشكل الجسم على مدى فترات طويلة. معدل التآكل هذا الناتج عن GCR هو نفسه تقريبًا الذي نحسبه للتسامي الحراري بسبب الإشعاع الشمسي على مسافة حوالي 130 وحدة دولية ، لذلك ما وراء حوالي 130 وحدة من الشمس يهيمن تآكل GCR على التسامي الحراري. هذه تقريبًا هي نفس المسافة مثل الغلاف الشمسي ، حيث يتم قمع GCRs بواسطة المجال المغناطيسي الشمسي (Gurnett et al. ، 2013).

من المهم ملاحظة أن معدل تآكل GCR البالغ 6.6 م / جير يتوافق مع تدفق GCR في جوار الشمس ، اليوم. يتناسب تدفق GCR تقريبًا مع معدل تكوين النجوم ، وبالتالي يمكن توقع أن يكون تدفق GCR قد تتبع الاختلافات في معدل تكوين النجوم بالقرب من الشمس بمرور الوقت. تقع الشمس حاليًا في منطقة بين الأذرع مع خاصية تدفق GCR المميزة لمعظم المجرة ، لكن معدل تكوين النجوم في الأذرع الحلزونية أعلى بكثير ، ومن المتوقع أن يكون تدفق GCR أعلى بحوالي 3.7 مرة داخل دوامة. الذراع من المتوسط ​​المجري (Dunham et al.، 2020 Fujimoto et al.، 2020). على مدار فترة من Gyr ، يسافر بسرعة 9 كم / ثانية بالنسبة للمعيار المحلي للراحة ، "يمكن لأومواموا السفر عشرات من kpc ، ومن المحتمل أن يمر داخل وخارج الأذرع الحلزونية عدة مرات. يشير تحليل Vallée (2005) إلى أن الشمس تقضي ما يقرب من 50 ٪ من وقتها في حدود 1 kpc من الأذرع الحلزونية (طول انتشار GCRs) ، و 50 ٪ الأخرى في المناطق بين الذراع. هذا يعني أن متوسط ​​معدل التآكل على مدى المئات القليلة الماضية من Myr هو حوالي 2.4 مرة أعلى من المعدل في حي الطاقة الشمسية اليوم ، أي 15.4 م / جير. بالإضافة إلى ذلك ، كان معدل تكون النجوم أعلى في الماضي عبر المجرة بأكملها: فقد كان أكبر من 5 أضعاف المعدل الحالي خلال 8 Gyr قبل ، وانخفض إلى حوالي ضعف المعدل الحالي قبل 5-6 Gyr ، وبلغ ذروته مرة أخرى حوالي 5 مرات القيمة الحالية منذ 2-3 جير ، وانخفضت أخيرًا منذ ذلك الحين إلى القيمة الحالية (Mor et al. ، 2019). على مدى 4.5 جير منذ ولادة النظام الشمسي ، كان التآكل الكلي 260 مترًا على طول كل نصف محور ، بمتوسط ​​57 مترًا / جير. في آخر 2 Gyr 'Oumuamua قد تآكل بمقدار 92 مترًا بمتوسط ​​حوالي 3 أضعاف المعدل الحالي ، وحتى خلال آخر Gyr فقط كان من الممكن أن يتآكل بمعدل ضعف المعدل الحالي تقريبًا (بما في ذلك تصحيح الحلزوني) الأسلحة) بإجمالي حوالي 31 مترًا.

كم من الوقت كان يسافر أومواموا عبر ISM غير معروف ، لكن Almeida-Fernandes و Rocha-Pinto (2018) وضعوا حدًا أعلى يبلغ حوالي 1.9-2.1 Gyr بناءً على تشتت السرعة المنخفض بالنسبة لـ LSR. لو كان أومواموا في الفضاء بين النجوم لهذا الوقت الأقصى الذي يبلغ حوالي 2 جير ، لكان قد تآكل بمقدار 90 مترًا في نصف القطر ، مما يعني أن الكتلة الأولية عند طرده من نظامه النجمي تبلغ حوالي 8 × 10 9 كجم. هذا يعني أن "أومواموا دخلت النظام الشمسي بنسبة 1٪ فقط من كتلتها عندما غادرت نظامها الأصلي بينما هذا ليس مستحيلًا ، يبدو من غير المحتمل. على سبيل المقارنة ، إذا غادر أومواموا نظامه الأصلي منذ حوالي 0.4-0.5 Gyr ، فقد يكون قد تآكل بحوالي 10 أمتار على طول كل نصف محور ، ودخل النظام الشمسي بأقل بقليل من نصف كتلته الأولية ، وهي قيمة معقولة أكثر. . السفر بسرعة 9 كم / ثانية لحوالي 0.4 - 0.5 جير ، 'كان من الممكن أن يسافر أومواموا حوالي 4 كيلوبتونات ، وإن لم يكن في خط مستقيم: حركته عبر إمكانات المجرة كانت ستغير سرعته في الطريق ، ويجب أن تتضمن هذه المسافة حركات ملحمية .نظرًا لأن النظام النجمي الشاب هو المرشح الأكثر ترجيحًا لإخراج كميات كبيرة من المواد ، فإننا نقترح مبدئيًا وجود أصل منذ حوالي 0.4-0.5 Gyr في الذراع الحلزونية Perseus ، والتي تبعد حوالي 2–3 kpc من الشمس (Kounkel et al. ، 2020) ومتسقًا مع نهج أومواموا من اتجاه فيغا. باستخدام نقطة البداية هذه ، نقدم ملخصًا لكتلة وأبعاد أومواموا في فترات مختلفة على طول رحلتها من نظامها الأصلي ، إلى ومن خلال النظام الشمسي في الجدول 1. نلاحظ أنه إذا كان أومواموا يسافر عبر ISM من أجل 0.4-0.5 جير ، كان من الممكن أن يشهد زيادة نسب محورها من أ / ج = 1.7 إلى 2.1. نسب المحور النموذجية للشظايا في النظام الشمسي هي أ: ب: ج ∼ 2: 1.4: 1 ، لا تتجاوز أبدًا 3: 1 (دوموكوس وآخرون ، 2017). في حين أنه لن يكون من غير المعقول أن يتم إخراج "أومواموا من نظامه النجمي بنسبة محور 2.1 ، فإن نسبة المحور الأولي 1.7: 1 ، بما يتفق مع السفر عبر ISM لـ 0.4–0.5 Gyr ، تبدو أكثر احتمالًا.

عصر المسافة من الشمس (au) زمن تيتصفح (ك) 2أ (م) 2ب (م) 2ج (م) أ/ج الكتلة (× 10 6 كجم)
الطرد من نظام الوالدين - ∼0.45 جير مضت - 92.4 90.8 54.4 1.70 244
130 14 أبريل 1995 19.9 72.4 70.8 34.5 2.10 94.4
30 1 ديسمبر 2012 30.1 72.4 70.8 34.4 2.10 94.2
5.2 16 يناير 2017 35.0 71.7 70.1 33.8 2.12 90.6
ممر الحضيض 0.255 9 سبتمبر 2017 47.1 57.6 56.1 19.7 2.92 34.0
الملاحظات البصرية 1.42 27 أكتوبر 2017 39.4 45.4 43.9 7.50 6.06 7.98
سبيتزر الملاحظات 2.0 21 نوفمبر 2017 38.1 44.7 43.2 6.81 6.57 7.03
5.2 2 مايو 2018 35.0 43.6 42.0 5.64 7.72 5.52
30 18 يونيو 2022 30.1 42.9 41.3 4.96 8.66 4.65
130 14 فبراير 2040 19.7 42.8 41.3 4.92 8.72 4.64

برنامج

كلمة ترحيب وافتتاحية حول حالة مرصد شاندرا للأشعة السينية.

حالة الوشق

الأشعة السينية والمناظر الطبيعية لمجموعة المجرات للفيزياء الفلكية وعلم الكونيات

أثبتت دراسات عناقيد المجرات أنها حاسمة في المساعدة على إنشاء النموذج القياسي لعلم الكونيات ، وكانت ملاحظات الأشعة السينية مركزية في هذا العمل. سألخص أحدث النتائج في علم الكونيات من الدراسات العنقودية ، مع إبراز الدور الرئيسي لشاندرا في توفير معايرة كتلة دقيقة ونسبية. إن آفاق التقدم خلال العقد القادم وما بعده رائعة مع كتالوجات عنقودية جديدة ، أكبر بمئات المرات مع وصول أكبر للانزياح الأحمر ، يتم بناؤها عبر مجموعة متنوعة من الأطوال الموجية. ستكون ملاحظات متابعة الأشعة السينية حيوية للاستغلال الكامل لهذه الفهارس. سأناقش الطرق التي يمكن بها جعل هذه المساهمات فعالة ومؤثرة قدر الإمكان.

التحقيق في الفيزياء التفصيلية لبلازما مجموعة المجرات مع الوشق: تنبؤات من ملاحظات وهمية

يعد الوسط داخل العنقود (ICM) لعناقيد المجرات أكبر مثال على بلازما الفضاء. كشفت الدقة الزاوية العالية لمرصد شاندرا للأشعة السينية عن ثروة من البنية المعقدة في ICM ، والتي يمكن من حيث المبدأ استخدامها لسبر فيزياء البلازما وعلم الحركة. الخصائص الفيزيائية الدقيقة للبلازما ، مثل اللزوجة والتوصيل الحراري ، لا تزال مقيدة بشكل سيئ. من المعروف من الملاحظات الراديوية أن ICM ممغنط ، ولكن لم يُرَ أي دليل حتى الآن على التأثيرات الديناميكية للحقل المغناطيسي الضعيف على الغاز ، على الرغم من حقيقة أن المحاكاة تتنبأ بأن المجال المغناطيسي يجب أن ينمو بقوة كافية في بعض الحالات تأثير. كما قدمت ملاحظات تقلبات سطوع السطح والجبهات الباردة مع Chandra دليلًا غير مباشر على حركات الغاز المعقدة ، بما في ذلك التدفقات السائبة والاضطرابات. تم إجراء القياسات المباشرة الأولى لهذه الحركات الغازية في مجموعة Perseus بواسطة Hitomi باستخدام مقياس الميكروكالوريمتر الخاص بها ، لكن الدقة الزاويّة المنخفضة تحد بشدة من الاستنتاجات التي يمكن استخلاصها حول طبيعة هذه الحركات. من أجل تقديم إجابات على هذه الأسئلة ، هناك حاجة إلى مهمة ذات دقة زاوي مماثلة لشاندرا ولكن منطقة فعالة أعلى ودقة طيفية أعلى. سأقدم نتائج من الملاحظات الوهمية لمحاكاة MHD لـ ICM لإظهار كيف سيقيد Lynx الخصائص الفيزيائية والحركية التفصيلية للبلازما العنقودية. على وجه الخصوص ، سيكون لدى Lynx القدرة على اكتشاف تأثيرات المجالات المغناطيسية القوية على البلازما العنقودية ، وحل عدم الاستقرار الهيدروديناميكي بشكل نهائي لوضع حدود على لزوجة ICM ، ورسم خريطة لبنية سرعة الغاز وصولاً إلى المقاييس الصغيرة.

المحاكاة الكونية الهيدروديناميكية لأطراف مجموعة المجرات

في السنوات الأخيرة ، برزت أطراف عناقيد المجرات كحدود لدراسة تطور عناقيد المجرات والوسط بين المجرات. في هذا الحديث ، سوف نقدم نتائج من عينة محدودة الكتلة من 65 عنقود مجرات من المحاكاة الكونية للديناميكا المائية أوميغا 500 وما يقابلها من ملاحظات شاندرا / لينكس بالأشعة السينية. من خلال هذه النتائج ، سنناقش احتمالات التحقيق في العمليات الفيزيائية في ضواحي الكتلة (مثل حركات الغاز ، وتكتل الغاز ، ومعايرة الأيونات) مع ملاحظات Chandra XVP العميقة الحديثة لـ A133 ، وعينات كبيرة من مجموعات مختارة من SZ ، و Lynx المقترح مهمة.

من Chandra Deep Fields إلى Lynx

نظرًا لأعمق مسوحات الأشعة السينية التي تم إجراؤها على الإطلاق ، قدمت Chandra Deep Fields رؤى أساسية حول نوى المجرة النشطة (AGNs) والانفجار النجمي / المجرات العادية في الكون البعيد. اكتشفوا معًا أكثر من 1800 مصدر خافت للأشعة السينية يمكن وصفها بالتفصيل باستخدام تغطية عميقة متعددة الأطوال التي لا مثيل لها في مناطق السماء هذه ، على سبيل المثال ، حوالي 98 ٪ من المصادر لها نظائر ذات أطوال موجية متعددة وانزياحات حمراء طيفية / ضوئية. سألخص بإيجاز بعض النتائج الرئيسية الحديثة من حقول شاندرا العميقة ، مع التركيز على النوى المجرية النشطة الأبعد في ض& sim3-5 والقيود المتاحة على بذور أول ثقوب سوداء فائقة الكتلة (SMBHs) في الكون. سأصف بعد ذلك كيف يمكن تطوير هذه الدراسات على المدى القريب نسبيًا ، بدمج بيانات Chandra و XMM-Newton مع الملاحظات ، على سبيل المثال ، ALMA و JWST و LSST والأدوات الجديدة على التلسكوبات الأرضية الكبيرة. سأختم بتسليط الضوء على التطورات المتوقعة من أثينا والدور الفريد والحاسم الذي ستلعبه استطلاعات Lynx من خلال اكتشاف أعداد كبيرة من بذور SMBH وصولاً إلى 30.000 كتلة شمسية في ض& sim10.

حل الروابط الخفية بين الثقوب السوداء والمجرات والهالات مع Chandra و Lynx

على الرغم من التقدم الملحوظ الذي تم إحرازه مؤخرًا ، إلا أن ربط نمو الثقوب السوداء بتطور المجرات المضيفة وهالات المادة المظلمة لا يزال يمثل تحديًا. يُظهر النوى المجرية النشطة تباينًا معقدًا في اللمعان ، وعمليات التراكم ، والتعتيم على مدى واسع من النطاقات الزمنية ، لذلك نحن نحتاج إلى مسوحات كبيرة بالأشعة السينية ومتعددة الأطوال الموجية للحصول على صورة كاملة عبر الدراسات الإحصائية للمجرات المضيفة للنواة المجرية النشطة والتكتل المكاني. سأقدم الدراسات الحديثة التي أجرتها مجموعتنا وزملاؤنا والتي تستخدم المسوحات خارج المجرة (خاصةً مع Chandra و NuSTAR و WISE) للكشف عن أكبر عدد ممكن من السكان الكامل للنواة المجرية النشطة ودراسة مضيفيهم وهياكلهم واسعة النطاق. تشير هذه النتائج إلى أن تراكم النوى المجرية النشطة عملية عالمية بشكل مدهش ، لكنها شديدة العشوائية ، وتكشف عن العلاقة الأساسية بين إمداد الغاز الذي يغذي تشكل النجوم ومعدلات التراكم وحجب الثقوب السوداء المتنامية. سأوجز العلم المثير في هذا المجال والذي سيتم تمكينه من خلال مسح Chandra Deep Wide Field القادم ، بالإضافة إلى توقعات المستقبل من خلال مهمة Lynx للأشعة السينية من NASA. يتم دعم هذا العمل جزئيًا من قبل وكالة ناسا من خلال أرقام المنح NNX15AP24G و NNX15AU32H ، والمؤسسة الوطنية للعلوم من خلال رقم المنحة 1554584.

تحديد بنسبة 5 في المائة لجزء احتلال الثقب الأسود المحلي

سأناقش جدوى قياس مستوى قليل في المائة لجزء شغل الثقب الأسود المحلي من خلال ملاحظات تصوير Lynx لمجرات ذات حجم محلي. سأقدم تقديرات كمية لكيفية اختلاف دقة جزء الاحتلال واستراتيجية المراقبة كدالة لسلسلة من المعلمات ، بما في ذلك الدقة الزاوية HDXI ، ووقت التعرض ، والمسافة ، والكتلة النجمية للمجرة المضيفة. وعلى وجه الخصوص ، سأُظهر أن دقة 0.1 ثانية قوسية ستنتج دقة 1-5 في المائة في جزء احتلال أقل من الكتل النجمية من 1e + 10 Msun مع ملاحظات لحوالي 3500 مجرة ​​ضمن 100 Mpc. يمكن إجراء هذا القياس بكفاءة من خلال الجمع بين الملاحظات المخصصة واللقطات للمجرات منخفضة الكتلة مع نهج المسح المتكافئ. سيشكل إرثًا طويل الأمد للمهمة من خلال إنشاء معيار لأي نموذج يهدف إلى إعادة إنتاج تجميع المجرات وثقوبها السوداء النووية. في الوقت نفسه ، سوف ينتج عنه قيد مستقل لنماذج تكوين بذور الثقب الأسود ، مكملاً للجهود المتعامدة التي سيتم تنفيذها في نوبات حمراء عالية.

تحديد مصادر الأشعة السينية الأولى

يمكن أن يؤدي اكتشاف انبعاث الأشعة السينية من المجموعة الأولى من المصادر إلى تقييد تكوين الثقوب السوداء فائقة الضخامة وخصائص المجموعة الأولى من ثنائيات الأشعة السينية. ومع ذلك ، تتطلب الملاحظات المباشرة لمجموعات الانزياح الأحمر العالية أوقات تكامل كبيرة وتكون شديدة التحيز لأنه لا يمكن اكتشاف سوى الأجسام الأكثر سطوعًا عند الانزياحات الحمراء العالية. القياس المفيد هو الخلفية الكونية للأشعة السينية (CXB) التي لم يتم حلها والتي تحد من لمعان الأشياء الأكثر شيوعًا وتكتل هذه المصادر. هناك طريقة بديلة لاستكشاف المجموعة الأولى من مصادر الأشعة السينية وهي من خلال تأثيرها على البيئة. كان لهذه المصادر تأثير كبير على تسخين الكون وتأين متوسط ​​ما بين المجرات. واحدة من أكثر الأدوات فعالية لاستكشاف الحالة الحرارية لـ IGM عند الانزياح الأحمر العالي هي الإشارة الراديوية للهيدروجين المحايد بطول موجة إطار الراحة البالغ 21 سم. سأناقش في حديثي كيف يمكن استخدام الارتباط المتبادل بين الخلفية الكونية للأشعة السينية وإشارة 21 سم لتقييد أول مجموعة من مصادر الأشعة السينية.

قياس جديد لتقلبات CIB مقابل CXB المشتركة التي لم يتم حلها: معاينة لمصادر Lynx.

نقدم دراسة جديدة للمصدر مطروح سبيتزر- خلفية الأشعة تحت الحمراء الكونية (CIB) و شاندراالخلفية الكونية للأشعة السينية (CXB) - ACIS تقلبات سطوع السطح عبر أطياف القدرة. استخدم تحقيقنا بيانات من شاندرا عمق الحقل الجنوبي (CDFS) ، هابل Deep Field North (HDFN) و EGS / AEGIS الميدانية و UDS / SXDF لما مجموعه 1160 ساعة Spitzer و & sim12 Ms شاندرا البيانات على مساحة إجمالية قدرها 0.3 درجة 2. لأول مرة نحن قادرون على اكتشاف الإشارة على المقاييس الزاويّة & gt20 & Prime بين نطاقات 3.6 & mum و 4.5 & mum و [0.5-2] keV عند أهمية & sim5 & sigma و 6.3 & sigma ، على التوالي. أعدنا بناء مساهمة مصدر معروف غير مقنع في ض& lt6 ووجدنا أنه فيما يتعلق به ، فإن إشارتنا تزيد عن أمر من حيث الحجم عند مستوى 5 & سيجما وهو ما يمثل & أقل من 5٪ من تدفق CXB. مستوى التماسك بين التقلبين في الخلفية هو & Cscr& sim0.2. نناقش التفسيرات المحتملة لهذه الزيادة في مصطلح الثقوب السوداء الانهيار المباشر ، والثقوب السوداء البدائية ، والتشتت في الوسط النجمي وضوء الهالة الداخلية.

الباريونات المفقودة حول المجرات وعبر الكون

اليوم ، نعلم أن معظم المعادن (70-90٪) وما يقرب من نصف الباريونات لم يتم تحديد مصيرها ، ومن المتوقع أن تكون في مرحلة ساخنة (0.5-10E6 K) يمكن الوصول إليها من خلال عمليات رصد الأشعة السينية. يتم الكشف عن خطوط امتصاص الأشعة السينية ، بشكل أساسي O VII ، في خطوط الرؤية من خلال هالة درب التبانة ، مما يساعد على تحديد كثافة وكتلة الغاز عند درجة حرارة فيروسية تبلغ حوالي 2E6 K. لا تظهر خطوط رؤية خارج المجرة امتصاصًا ، بما يتوافق مع النظرية تنبؤات. بعد أثينا ، سيكون هناك المزيد من خطوط الرؤية عالية الجودة من خلال هالة درب التبانة الساخنة ويجب اكتشاف أنظمة الامتصاص خارج المجرة الأولى ، من خلال هالات المجرة بمعلمات تأثير أقل من 100 kpc. سوف يدخل Lynx عصرًا جديدًا حيث سيكون قادرًا على اكتشاف الامتصاص من هالات المجرة إلى نصف قطر الفيروس ، وفي الهياكل المحيطة واسعة النطاق ، يجب أن يكون امتصاص الويب الكوني قابلاً للاكتشاف ض& sim1 ، إن لم يكن أبعد من ذلك. سيقيس أيضًا ديناميكيات هالة درب التبانة الساخنة والدوران والاضطراب والتراكم / التدفق الخارج ، مما يوفر قيودًا قوية على تكوين المجرات وتطورها.

فحص دورة حياة نوى المجرة القريبة من خلال التصوير بالأشعة السينية والتحليل الطيفي عالي الدقة

يُعتقد أن نوى المجرة تلعب دورًا مركزيًا في تكوين المجرات وتطورها. ومع ذلك ، فإن أسلوب حياة نشاطهم لا يزال غير مؤكد إلى حد كبير. سأوضح كيف يمكن استخدام التصوير بالأشعة السينية عالي الدقة والتحليل الطيفي للغاز الساخن في مناطق الانتفاخ المجري لاستكشاف نشاط AGN في الماضي القريب (خلال مليون سنة أو نحو ذلك). لقد قمنا بتطوير نموذج بقايا AGN ، والذي يفسر كلا من التأين الضوئي وتطور عدم التوازن للغاز الساخن الموزع ويسمح للمقارنة ببيانات التحليل الطيفي للأشعة السينية المكانية. كمثال ، سأصف تطبيق هذا النموذج على تحليل بيانات الأشعة السينية Chandra و XMM-Newton للمنطقة المركزية M31 ، والتي تكون هادئة في كل من النوى المجرية النشطة وتشكيل النجوم ، ولكنها تظهر مؤشرات قوية لـ AGN الأخير نشاط. يكشف انبعاث الأشعة السينية المنتشر من ملاحظات تشاندرا عالية الدقة المكانية عن تراكيب أساسية مثيرة للاهتمام مع نظرائهم الراديويين ، بالإضافة إلى تدرج درجة حرارة سالب شامل في توزيع الغاز الساخن المنتشر. تُظهر أطياف مقضب الأشعة السينية من ملاحظات XMM-Newton خطوطًا ممنوعة محسّنة من ثلاثة توائم مثل الأكسجين والنيون والنيتروجين كالفا ، بالإضافة إلى إشارات للغاز الساخن متعدد درجات الحرارة. وجدنا أن هذه النتائج يمكن تفسيرها جيدًا من خلال نموذج بقايا النوى المجرية النشطة ، مما يشير إلى أن المجرة عبارة عن نواة مجرية نشطة ساطعة منذ حوالي 0.4 مايريس. بالإضافة إلى ذلك ، وجدنا أيضًا أدلة على تأثيرات تشتت الرنين ، والتي توسع التوزيع المكاني لانبعاث الخط ذي الصلة وتوفر مسبارًا حساسًا للحركة المضطربة للغاز الساخن. يوضح هذا التطبيق قوة التحليل الطيفي للأشعة السينية الذي تم حله مكانيًا ، كما سيتم توفيره بشكل أكثر فاعلية بواسطة Lynx ، في فهمنا لتاريخ التكرار أو تواتر AGN وردود الفعل المجرية بشكل عام.

عرض XMM-Newton لـ ض& lt0.5 متوسط ​​بين المجرات دافئ ودافئ

نقدم النتائج الأولية من المراقبة الكاملة لـ 1.6 Ms XMM-Newton لـ ض& sim0.5 Blazar 1ES 1553 + 113. وصل الطيف النهائي 1.6 مللي ثانية من 1ES 1553 + 113 إلى حساسية 90٪ إلى عرض مكافئ لخط الامتصاص 4 مللي أمبير. في أرشيفات XMM-Newton و Chandra المحززة ، لا يتم الوصول إلى مثل هذه الحساسيات إلا في أطياف ألمع بلازار في الكون ، Mkn421 ، والذي يستكشف مع ذلك طول مسار خط البصر و GT10 مرات أقصر من ذلك الذي شوهد مقابل 1ES 1553 + 113. وفقًا للتنبؤات النظرية بين 3.1-6.2 WHIM OVII ، يجب اكتشاف ماصات كا وصولًا إلى هذه الحساسيات وحتى أطوال المسار هذه على طول خط الرؤية حتى 1ES 1553 + 113. ومع ذلك ، فإن طيف RGS لـ 1ES 1553 + 113 ، والذي يكتشف بوضوح العديد من خطوط الامتصاص المجرة المتوقعة وصولاً إلى هذه الحساسيات وتلميحات إلى مجموعة من التحولات المجرية الأضعف ، يظهر فقط خطي امتصاص و GT3-sigma يمكن التعرف عليهما بالتدخل OVII Ka WHIM (واثنان آخران يمكن التعرف عليهما مع NVII في نفس الانزياح الأحمر لواحد من اثنين من OVII Ka و NeX Ka عند انزياح أحمر مختلف). هذا يبطل التنبؤات الأكثر تفاؤلاً على مستوى الثقة & gt4-sigma ويشكك في أكثرها تحفظًا ، مما يفتح عددًا من الأسئلة التي تحتاج بشدة إلى التحقيق فيها بشكل صحيح وربما معالجتها ، من الناحية النظرية والرصدية ، قبل ظهور الجيل التالي من ذوي الخبرة العالية. الدقة مطياف الأشعة السينية ، مثل أثينا و / أو لينكس.

التصوير عالي الدقة والشبكات في الحفل: وفرة من أحدث العلوم التي لا يمكن القيام بها إلا مع Lynx

مقارنة بمهام الأشعة السينية الممولة حاليًا ، يقدم Lynx ميزتين متميزتين: التصوير عالي الدقة والتحليل الطيفي عالي الدقة للشبكات الشبكية. التصوير عالي الدقة ضروري لدراسة التجمعات النجمية وتركيبات البلازما المنتشرة داخل مناطق تشكل النجوم المزدحمة وبقايا المستعرات الأعظمية ومركز المجرة. ومع ذلك ، فإن التحليل الطيفي للحواجز الشبكية غالبًا ما يتم التغاضي عنه في مهمة Lynx. تتمتع ملاحظات الأشعة السينية بقدرة فريدة على دراسة المعادن في جميع المراحل ، سواء في الغازات المحايدة الباردة أو البلازما المتأينة الساخنة. على وجه الخصوص ، الكربون والأكسجين و [مدش] وهما أكثر المعادن وفرة و [مدش] لهما ميزات طيفية في الأشعة السينية الناعمة ، حيث تفقد المسعرات الدقيقة الحساسية والقدرة على حل المشكلة. سأراجع قيود الأجهزة الأساسية ، وسبل حلها باستخدام Lynx ، والنتائج العلمية المتوقعة ، من الثقوب السوداء الهائلة إلى الوسط بين النجوم.

قياس مراحل الغبار والغاز في مجرة ​​درب التبانة

منذ ظهوره ، أثر التحليل الطيفي للأشعة السينية عالي الدقة بشكل كبير على دراسات خصائص المراحل الغازية في الوسط النجمي (ISM). كشف حل هياكل الحواف O K و Fe L و Ne K عن كيفية تأثر أطياف الأشعة السينية بالامتصاص وكشف فيزياء المراحل الباردة والدافئة والمتأينة والساخنة من ISM. حددت بعض الدراسات التواقيع المتعلقة بالغبار والمكونات الجزيئية لكن وجودها الحقيقي ظل غير واضح. تشير الدراسات التي أجريت على حواف Z الأعلى مثل Mg K و Si K و S K في المقابل إلى وجود آثار غبار سائدة في بنية الحافة. في دراسة استقصائية حديثة لحافة Si K في ثنائيات الأشعة السينية الموجودة في انتفاخ مجرة ​​درب التبانة ، وصفنا الحافة باستخدام عدة مكونات تتضمن وظائف حواف متعددة ، تجاوزات امتصاص الحافة القريبة من السيليكات في شكل غبار ، ومساهمات من X- تشتت الأشعة بالأعماق الضوئية بالإضافة إلى وجود ممتص دافئ متغير من السيليكون الذري. تتطلب بعض التفاصيل دقة طيفية أفضل من 3 فولت ، وهو أمر يمثل تحديًا بالفعل حتى مع وجود حواجز شبكية عالية الطاقة (HEG) على متن تشاندرا. ستزودنا LYNX بهياكل حافة K عالية الدقة وعالية الدقة من Mg و Si و S و Ar و Ca و Fe و Ni مما يسمح لأول مرة بمسح مستوى المجرة والانتفاخ بشكل فعال من حيث تحديد أنواع الغبار المختلفة و نسبتهم إلى المرحلة الغازية. نقدم النتائج الحالية مع Chandra حول هذا الموضوع ونناقشها في سياق فيزياء ISM وكيف سيتأثر ذلك بقوة LYNX.

أصل متنوع من خيوط الأشعة السينية لمركز المجرة

واحدة من أكثر الظواهر اللافتة للنظر في مركز المجرة هي الهياكل الخيطية الراديوية العديدة التي تمتد حتى عشرات الفرسخ. يشير اكتشاف الاستقطاب الراديوي من الخيوط إلى أصل السنكروترون مع التغذية المستمرة لإلكترونات GeV. في نطاق الأشعة السينية ، تم اكتشاف حوالي 20 خيطًا ممدودًا حتى الآن. كان يتم تفسيرها على أنها سدم الرياح النجمية (PWNe). ومع ذلك ، كشفت ملاحظات الأشعة السينية والراديو الحديثة عن أصل متنوع لخيوط الأشعة السينية. في هذا الحديث ، سأناقش طبيعة مصدر خيوط الأشعة السينية الثلاثة الأكثر سطوعًا ، كمرشحين لـ PWN ، وبقايا المستعر الأعظم والتفاعل السحابي ، أو أنبوب التدفق المغناطيسي. ستحمل المراقبة الأعمق للأشعة السينية في المستقبل المفتاح لاكتشاف خيوط الأشعة السينية الخافتة والكشف عن طبيعة مصدرها.

استكشاف انبعاث الأشعة السينية من المجرات العادية في الكون المبكر مع الوشق

أعلى بقليل من حدود الاكتشاف غير المسبوقة لـ 7 Ms Chandra Deep Field-South ، اكتشفت الأشعة السينية المجرات العادية ، التي تعمل بشكل أساسي بواسطة مجموعات الأشعة السينية الثنائية (XRB) ، والآن يفوق عدد نوى المجرة النشطة (AGN).على هذا النحو ، عندما ننتقل إلى عصر عمليات مسح الأشعة السينية الأعمق مع Lynx ، فإن التجمعات السكانية البعيدة (ض& gt1.5) سيتم الكشف عن المجرات الطبيعية بوفرة كبيرة ، وعلى استعداد لإجراء دراسات جديدة ومثيرة لهذه المجموعات السكانية وتطورها الكوني. في هذا الحديث ، سأناقش النتائج الأخيرة التي تُظهر علاقات القياس بين انبعاث الأشعة السينية من XRBs منخفضة الكتلة (LMXBs) مع الكتلة النجمية (LX / M) و XRBs عالية الكتلة (HMXBs) مع معدل تكوين النجوم (LX / SFR) تتطور بشكل كبير إلى ض& sim2.5 ، من هذا القبيل إلX(LMXB) /م& سيم (1+ض) 2-3 و إلX(HMXB) / SFR & sim (1+ض). سأضع هذه النتائج في سياق نماذج تركيب السكان النظرية ، والتي تشير إلى أن تطور XRBs يمكن أن يُعزى إلى التغيرات العالمية في العصور النجمية وفلزات المجرات في الكون. يشير توسيع هذه النماذج إلى انزياحات حمراء أعلى إلى أن انبعاث XRB للكون من المتوقع أن يتغلب على AGN عند ض& gt5-8 ويمكن أن تلعب دورًا مهمًا في تسخين الوسط المجري للكون المبكر. سأختتم بمناقشة كيف ستعمل مراصد Lynx المستقبلية والمراصد متعددة الأطوال الموجية على توسيع القيود المفروضة على تطور سكان XRB وكيف يمكن إقران نتائج التجارب الأرضية التي يبلغ طولها 21 سم مع نتائج عاليةض دراسات المجرات بالأشعة السينية للتعرف على هؤلاء السكان في ض& sim10-15 الكون.

ما وراء شاندرا: تراكم المجموعات الثنائية في عصر الوشق

ثنائيات الأشعة السينية هي أداتنا الرئيسية لدراسة مجموعات الأجسام المدمجة ومعالجة المجالات الرئيسية للفيزياء الفلكية ، بما في ذلك الطيف الكتلي للأجسام المضغوطة ، وأسلاف موجات الجاذبية وانفجارات أشعة غاما القصيرة ، والتسخين المسبق للوسط المجري في العصر من إعادة التأين. لقد أحدث كل من Chandra و XMM-Newton ثورة في فهمنا لمجموعات الأشعة السينية الثنائية واعتمادها على نشاط تشكل النجوم الحالي والماضي للمجرة المضيفة. لقد سمحوا لنا حتى بوضع حدود للمعلمات المتعلقة بتكوين وتطور ثنائيات الأشعة السينية. إن الإمكانات غير المسبوقة لـ Lynx وتعاونها مع المجموعة الممتازة من المراصد متعددة الأطوال الموجية المخطط لها في الثلاثينيات من القرن الحالي ستتيح القفزة الكمية التالية في دراسات المجموعات الثنائية للأشعة السينية في الكون القريب وكذلك البعيد. سنناقش آفاق دراسات المجموعات الثنائية للأشعة السينية باستخدام مجموعة من عمليات المحاكاة من طرف إلى طرف للمجرات القريبة والبعيدة أيضًا للافتراضات المختلفة في نماذج توليف السكان الثنائية للأشعة السينية. بهذه الطريقة سوف نستكشف كيف سيكون Lynx قادرًا على تقييد المعلمات الرئيسية التي تحدد تكوين وتطور ثنائيات الأشعة السينية في الكون المحلي ، عن طريق (أ) دراسات السكان التي تم حلها في المجرات القريبة ، و (ب) دراسات ULXs وانبعاث الأشعة السينية المتكاملة للمجرات في المسوحات الواسعة والعميقة. سيكون لمثل هذه القيود آثار مهمة لتقدير مساهمة المجرة المضيفة في دراسات المكون الغازي والثقوب السوداء الهائلة في المجرات عالية z. بالإضافة إلى ذلك ، سنناقش كيف تعتمد هذه النتائج على معلمات تصميم المهمة الرئيسية مثل نطاق الطاقة والدقة المكانية.

تحديات تحليل البيانات الوشق

يعد Lynx بإحراز تقدم ملحوظ في أجهزة الفيزياء الفلكية عالية الطاقة ، مع التحسينات المصاحبة في جودة البيانات. كما تعلمنا أثناء تطوير Chandra ، تتطلب التحسينات في جودة البيانات تفكيرًا كبيرًا في كيفية تحليل البيانات. على سبيل المثال ، أجبرت بيانات Chandra ترحيل تحليل البيانات بعيدًا عن تصغير مربع كاي ، إلى الاستخدام الصريح لاحتمالات بواسون ، والاستخدام الشائع لـ MCMC. من التوضيحي أن ندرك أن wavdetect تم تطويره فقط لتطبيقه على صور Chandra. تم تطوير هذه التقنيات واستخدامها بشكل أساسي للحصول على نتائج أفضل وأكثر قوة في الفيزياء الفلكية. نتوقع تقدمًا ثوريًا مماثلًا مع Lynx. نصف أمثلة عديدة على كيفية استفادة تحليل بيانات Lynx من التقنيات المتقدمة التي يتم تطويرها حاليًا أو المتوقعة. نحن نأخذ في الاعتبار قضايا مثل تفكيك / تجزئة / إعادة بناء الصورة ، وتقدير التدفق غير البارامتري من أطياف المسعرات ، والقياس الضوئي القوي في الحقول المزدحمة ، والجمع بين مجموعات البيانات ، وما إلى ذلك. ندعو الأشخاص للانضمام إلينا في مجموعة عمل غير رسمية هدفها التوقع والخروج البيانات القادمة وقضايا التحليل.

مراقبة بقايا المستعر الأعظم مع الوشق

تعتبر ملاحظات الأشعة السينية لبقايا المستعر الأعظم (SNRs) وسيلة حاسمة للتحقيق في آليات انفجارات SN وتسريع الجسيمات إلى طاقات TeV بواسطة صدمات SN. منذ أول صورة لشاندرا للضوء من Cassiopeia A ، كشفت مرافق الأشعة السينية الحديثة أن SNRs لها خصائص مورفولوجية وطيفية معقدة تعطي رؤى مهمة لطبيعة الانفجارات والنجوم السلف وتأثيراتها على محيطها. في هذا العرض التقديمي ، سأراجع بعض التطورات الرئيسية في علم SNR في الـ 18 عامًا الماضية ، مع التركيز بشكل أساسي على النتائج والاكتشافات من بيانات Chandra. سأناقش أيضًا الأسئلة المفتوحة في هذا المجال ودور Lynx في معالجة هذه القضايا المعلقة.

تحري الخسارة الجماعية في أسلاف المستعرات الأعظمية مع الوشق

هناك أدلة كثيرة على أن أسلاف بعض المستعرات الأعظمية لانهيار اللب تعرضت لخسارة كبيرة في الكتلة في السنوات التي سبقت انهيار النواة. يمكن رؤية بصمة حلقات فقدان الكتلة في أطياف وديناميكيات البقايا المتوسعة ، على نطاقات زمنية تمتد من سنوات إلى قرون بعد المستعرات الأعظمية. في هذا الحديث ، سأناقش كيف ستسمح لنا ملاحظات Lynx للمستعرات الأعظمية الصغيرة في الكون المحلي بفهم آليات فقدان الكتلة في النجوم الضخمة. سأناقش كيف ستسمح لنا الأطياف عالية الدقة بإعادة بناء تاريخ فقدان الكتلة السلفية واستنتاج خصائص النجوم الضخمة في المراحل الأخيرة من تطورها.

تقييد معادلة الحالة الكثيفة باستخدام ملاحظات الوشق لثنائيات الأشعة السينية العنقودية الكروية

كشفت استطلاعات شاندرا المكثفة أن العناقيد الكروية هي كنز حقيقي من الثنائيات المدمجة الباهتة للأشعة السينية. من بينها فئة ثنائيات الأشعة السينية ذات النجوم النيوترونية "الهادئة" الباعثة للحرارة. يمكن أن توفر الملاحظات الطيفية الحساسة لمثل هذه الأنظمة حدودًا لعلاقة نصف قطر الكتلة للنجوم النيوترونية ، مما ينتج عنه قيود على علاقة الضغط والكثافة للمادة عند الكثافة القصوى. تتطلب الدراسات الفعالة لمصادر الكتلة الكروية دقة ثانوية فرعية ، والتي من بين الجيل المستقبلي لبعثات الأشعة السينية لن يوفرها سوى Lynx. سأصف احتمالات معادلة المادة الكثيفة لقياسات الحالة مع Lynx بالإضافة إلى ثروة العلوم الثانوية التي يمكن تمكينها من خلال نفس الملاحظات.

تدفقات الغاز الجزيئي الهائلة وتعليقات النوى المجرية النشطة في عناقيد المجرات

تضخ الطائرات النفاثة الراديوية القوية التي يطلقها ثقب أسود مركزي فائق الكتلة كمية كبيرة من الطاقة في المجرات المضيفة وبيئة الكتلة. يُعتقد أن هذه التغذية الراجعة من النوى المجرية النشطة المركزية تمنع تبريد الغاز وتكوين النجوم في أوقات متأخرة لتنظيم نمو المجرات الضخمة وأجواءها الحارة. تحتوي المجرات الأكثر ضخامة ، الموجودة في مراكز المجموعات الغنية ، غالبًا على احتياطيات كبيرة من الغاز الجزيئي ، والتي من المحتمل أن تغذي تكوين النجوم ونشاط الثقب الأسود. سأراجع ملاحظات ALMA المبكرة للعلوم التي تحل بنية هذه الخزانات الجزيئية وتكشف عن خيوط ضخمة تمتد من 5 إلى 15 كيلوبت في الثانية ، والتي تشكلت على الأرجح من تبريد الغاز من الغلاف الجوي الساخن المحيط. سأقدم ملاحظات ALMA الأخيرة للخيوط الجزيئية الممتدة في مجرات العنقود المركزية فينيكس ، PKS0745-191 وأبيل 1795 ، والتي يتم رسمها حول فقاعات الراديو العملاقة. تتوافق تدرجات السرعة الملساء على طول هذه الخيوط مع تدفقات الغاز الجزيئي المرتبة حول الفقاعات وتُظهر أن النفاثات الراديوية تتفاعل مع الغاز الجزيئي البارد والكثيف بالإضافة إلى وسط العنقود الساخن والمنتشر. سأناقش أيضًا الاحتمالات المثيرة للجمع بين ملاحظات ALMA و Lynx.

الدراسات التاجية النجمية بدقة عالية مع الوشق

يتطلب البحث عن الحياة حول النجوم غير الشمس معرفة تفصيلية بالنجوم المضيفة أنفسهم. يتفاعل النجم مع بيئة كوكب خارج المجموعة الشمسية من خلال الأشعة السينية والأشعة فوق البنفسجية الشديدة وتدفق الجسيمات عالية الطاقة ، وهي مظاهر النشاط المغناطيسي للنجم. يمكن للرياح النجمية أن تُظهر تحسينات عالية للجسيمات أثناء القذف الكتلي الإكليلي المرتبط بالتوهجات النجمية النشطة. من السهل تخيل التأثيرات الضارة على قابلية السكن من خلال النشاط المغناطيسي للنجم في نفس الوقت ، وقد يكون مستوى معين من النشاط ضروريًا أيضًا لتحفيز الحياة.

في هذا الحديث ، سأراجع حالة بعض الأسئلة الكبيرة في الفيزياء الإكليلية: مشكلة التسخين الإكليلي ، التي لم يتم حلها منذ تحديدها في عام 1941 نظرية الدينامو النجمية ، والتي أبرزتها مؤخرًا دراسات شاندرا للأقزام M بالحمل الحراري الكامل والعلاقة بين الرياح النجمية وحصر البلازما في الحلقات الاكليلية.

تكشف أطياف مقضب الأشعة السينية التي تم الحصول عليها باستخدام Chandra و XMM-Newton عن كثافات إلكترونية عالية وتوزيعات قياس انبعاث ذروة حادة في إكليل النجوم النشطة ، على عكس السمات التي لوحظت في الإكليل الشمسي. عادةً ما يكون لهذه الأطياف أوقات تعرض طويلة ، وبالتالي فهي محدودة بالنجوم القريبة عالية النشاط ، مع ضعف أخذ عينات من أنظمة التراكم ، والأقزام ذات الكتلة الأقل والأقدم ، والدوارات البطيئة مثل الشمس. حتى في أعلى دقة طيفية لشبكات شاندرا ، يتم مزج العديد من نسب خط التشخيص ، وقياسات السرعة نادرة ، ولا يمكن إجراء اختبارات التوازن. يقدم Lynx تحسينات كبيرة في الدقة الطيفية والإنتاجية. سأناقش أنواعًا جديدة من القياسات التي سيمكنها Lynx ، بما في ذلك السرعات واختبارات الموازنة الحرارية ، وكيف ستفيدنا في فهم الإكليل النجمي.

ما الذي يمكن أن يفعله Lynx لفيزياء الإكليل؟

يُظهر لنا الهالة الشمسية مجموعة من الظواهر المغناطيسية والبلازما التي ستكون موجودة أيضًا على النجوم الأخرى. تسمح لنا النجوم بدراسة ما يحدث لهذه الظواهر عند دفعها إلى أقصى درجات النشاط المغناطيسي ، أو عند عرضها بواسطة نجوم ذات معايير أساسية مختلفة. نحن ننظر إلى هذه الظواهر ، من عملية الموجة إلى إعادة الاتصال ، من عدم الاستقرار والتذبذبات الحرارية إلى التوهجات و CME ، ونسلط الضوء على العمليات الفيزيائية التي يمكن لبعثة الأشعة السينية من الجيل التالي مثل Lynx أن تأمل في مراقبتها والمساعدة في فهمها.

تواقيع الرصد لنماذج توهج CME ثلاثية الأبعاد المتسقة ذاتياً

نحن ندرس في دراسة عددية العلاقة بين CMEs والتوهجات في أنظمة النشاط النجمي المختلفة. الأدوات الحسابية المستخدمة لتحقيق هذه المهمة هي BATS-R-US على الطرف المغنطيسي الهيدروديناميكي و (الضمني) iPIC على الطرف الحركي. تم تنفيذ اقتران ثنائي الاتجاه بين الرمزين من أجل فحص آليات التسخين والتسريع والانبعاث المرتبطة بالنجوم الكونية المعدنية والتوهجات النجمية. على وجه الخصوص ، تتم إعادة الاتصال المغناطيسي ، وهي عملية حركية ، في قمة الحلقة الإكليلية. نتيجة لإعادة الاتصال ، تتسارع الإلكترونات وعندما تنزل بسرعات عالية من الإكليل المتناثر فإنها تصطدم مع مادة الكروموسفير الأكثر كثافة وتنبعث في الأشعة السينية الصلبة مما يخلق موقعين متوهجين عند نقاط قدم الحلقة. ثلاث مناطق ساطعة مميزة للأشعة السينية هي بصمات المراقبة للعملية بأكملها ، وهي قمة الحلقة (الأشعة السينية اللينة) ونقاط قدمها (الأشعة السينية الصلبة). ندرس كيف يمكن استخدام النمذجة العددية لهذه العمليات إلى جانب ملاحظات النجوم باستخدام Lynx لتقديم رؤى فيزيائية جديدة حول التوهجات النجمية و CME.

ملاحظات المجموعات النجمية من شاندرا إلى الوشق.

في هذا العرض التقديمي ، أناقش ما تعلمناه من ملاحظات شاندرا عن العناقيد النجمية الشابة القريبة مثل NGC 1333 و IC 348 و Orion Nebular Cluster وعناقيد أخرى بعيدة مثل Eta Carina و NGC3603. ثم قمت بفحص ما قد تنطوي عليه القدرات الإضافية لـ Lynx بالنسبة إلى الملاحظات المماثلة. والنتيجة الصافية هي أن Lynx يجب أن يكون قادرًا على عمل عينات كاملة من مجموعات النجوم الصغيرة إلى 2 kpc. هذا مشابه لفهم Gaia و JWST. أختم بمناقشة المشاكل التي ستوجد في 2030 والتي قد يكون Lynx قادرًا على معالجتها.

التحليل الطيفي للأشعة السينية عالية الدقة وتشكيل النجوم: ملاحظات HETG للتسلسل الرئيسي قبل الرئيسي العنقود النجمي IC 348

نقدم ملاحظات Chandra High Energy Transmission Grating (HETG) للعنقود النجمي IC 348 المتسلسل القديم (pre-MS) & sim3 Myr. مع 300-400 من أعضاء الكتلة على مسافة sim300 جهاز كمبيوتر ، يعتبر IC 348 هدفًا مثاليًا لاحظ عددًا كبيرًا من مصادر الأشعة السينية في تأشير واحد ، وبالتالي يعد استخدامًا فعالاً للغاية لـ Chandra-HETG. يوفر التحليل الطيفي للأشعة السينية عالي الدقة وسيلة للتحقيق في الخصائص الطيفية التفصيلية للبلازما الباعثة للأشعة السينية والبيئات المحيطة بها. نقدم نتائجنا الأولية حيث نقارن التوقيعات الطيفية للأشعة السينية (على سبيل المثال ، اللمعان ، ودرجة الحرارة ، وكثافة العمود ، والوفرة) لألمع نجوم ما قبل MS في IC 348 مع النوع الطيفي ، والتوقيعات متعددة الأطوال الموجية للتراكم ، والحضور. من الأقراص النجمية في مراحل متعددة من التطور النجمي قبل مرض التصلب العصبي المتعدد. بافتراض أن جميع أعضاء IC 348 تكونت من نفس السحابة الجزيئية البدائية ، فإن أي تباين بين الوفرة الإكليلية للأعضاء الفردية ، كما هو مقيد بتحديد وقوة خطوط الانبعاث ، سيقيد مصدر (مصادر) التطور الكيميائي الإكليلي في مرحلة ما قبل- تطور مرض التصلب العصبي المتعدد حيوي لتشكيل الكواكب. تعتبر ملاحظات Chandra-HETG الخاصة بالعناقيد النجمية السابقة لمرض التصلب العصبي المتعدد مثل تلك المعروضة هنا من أجل IC 348 دافعًا أساسيًا لإدراج حواجز شبكية في Lynx ، الجيل التالي من تلسكوب الأشعة السينية. بالنسبة لملاحظات HETG للمجموعات النجمية القريبة قبل MS ، فإن حساسية Chandra قادرة على إنتاج أطياف نسبة إشارة إلى ضوضاء عالية فقط لألمع أعضاء مجموعة الأشعة السينية في فترة تعرض معقولة. مع الزيادة الكبيرة في حساسية Lynx ، يمكن أن تنتج ملاحظات مناطق تشكل النجوم المزدحمة المزيد من الأطياف عالية الدقة في جزء صغير من وقت التعرض مما يؤدي إلى رؤية غير مسبوقة لتطور النجوم قبل MS.

أدوار انبعاث النجم XUV للنجم المضيف في قابلية سكن الكواكب الخارجية والعمليات الفيزيائية في الإكليل النجمي و ISM

مع دقة 10000 ، دقة زاوية 0.5 قوسية ، وإنتاجية عالية ، يمكن لمرصد Lynx XUV المقترح تقديم رؤى قيمة حول القضايا الرئيسية في الفيزياء الفلكية. في هذا الحديث ، سوف أصف الطرق العديدة التي تحتاج من خلالها الملاحظات مع Lynx لفهم تطور الغلاف الجوي للكواكب الخارجية. سأذكر أيضًا بعض الاكتشافات المهمة التي يمكن أن يحققها Lynx فيما يتعلق بالفيزياء الإكليلية والوسط النجمي.

من المحتمل أن يبدأ تطوير الكيمياء العضوية في أقراص الكواكب الأولية مع انبعاث XUV للهيدروجين المؤين للنجم المضيف لإنتاج H2 + و H3 +. تكون التأين الضوئي في المقام الأول عند أطوال موجات EUV والتي لا يمكن ملاحظتها في الغالب من خلال الوسط النجمي. بفضل الدقة الطيفية العالية ، يمكن أن يفصل Lynx خطوط انبعاث الأشعة السينية عن الاستمرارية مما يؤدي إلى توزيعات قياس انبعاث أكثر دقة يمكن من خلالها حساب انبعاثات EUV غير القابلة للرصد. مع تطور الكواكب الأولية ، تعمل الأشعة السينية وانبعاثات الأشعة فوق البنفسجية للنجوم المضيفة على التأين الضوئي وتسخين غلافها الجوي الخارجي ، مما يؤدي إلى فقدان الكتلة الهيدروديناميكية ، مما قد يزيل الغلاف الجوي بأكمله. تعمل فوتونات الأشعة فوق البنفسجية والأشعة فوق البنفسجية أيضًا على فصل الجزيئات المهمة في الغلاف الجوي للكواكب الخارجية. مع دقة تبلغ 30 كم / ثانية ، يمكن أن يقيس Lynx تدفق غاز قرص الكواكب الأولية على النجم المضيف ويبحث عن الانبعاث الكتلي الإكليلي (CMEs) الذي يمكن أن يدمر الأوزون في أجواء الكواكب ، وبالتالي تعقيم سطح الكوكب. يمكن الكشف عن CMEs من خلال امتصاص الأشعة السينية العابر أثناء التوهجات.

يجب أن يبحث الوشق عن تحولات دوبلر في خطوط الانبعاث الإكليلي لدراسة التدفقات الصاعدة والهابطة أثناء التوهجات النجمية وانبعاثات الغازات الساخنة المتدفقة من الأقراص النجمية وربما حتى الإكليل النجمي الهادئ. ستكون أطياف الوشق مفيدة في قياس كثافة الإلكترون الإكليلي من الخطوط الثلاثية الشبيهة بـ He ، بما في ذلك خطوط Ne IX الممزوجة وخطوط Fe XXI و Fe XXII. قد تكون أطياف الوشق قادرة على دراسة حالات الخروج من توازن التأين الاصطدام في أوقات الهدوء وأثناء التوهجات. ستكون هناك حاجة إلى قياس تدفقات خطوط الانبعاث الضعيفة لدراسة مجموعة واسعة من مراحل التأين. أطياف خطوط المنطقة الانتقالية مثل He II 30.4 نانومتر يمكن أن تختبر أهمية الانتشار ثنائي القطب. أخيرًا ، يمكن للأطياف عالية الدقة لخط الرنين He II 30.4 نانومتر وحافة التأين لـ He II عند 22.8 نانومتر قياس وفرة الهليوم المتأين في الوسط النجمي المحلي.

من ChanPlaNS إلى Lynx

في التطور النجمي ، تعتبر مرحلة السديم الكوكبي (PN) من أقصر مراحل التطور. توجد هذه المرحلة لعشرات الآلاف من السنين بعد أن يتم نحت الكتلة المفقودة خلال مرحلة الفرع العملاق المقارب في غلاف سديم ويتلاشى اللب النجمي الساخن الناشئ ، والذي يؤين القشرة ، باتجاه مسار التبريد القزم الأبيض. حدد مسح Chandra Planetary Nebulae (ChanPlaNS) مرحلة أقصر تتعلق بالفترة التي يمتلئ فيها السديم ببلازما تنبعث من الأشعة السينية تسمى الفقاعة الساخنة. توجد مرحلة الفقاعة الساخنة هذه في وقت مبكر من عمر PN وهي نتيجة الاصطدام العنيف الأولي للرياح النجمية التي تشكل السديم. النتيجة المفاجئة التي قدمتها Chandra هي درجات حرارة البلازما المتجانسة وغير المتوقعة لهذه الفقاعات الساخنة. يُعتقد أن التوصيل الحراري عبر واجهة الفقاعة الساخنة السدمية يؤدي إلى اختلاط هاتين البلازما وتبريد الفقاعة الساخنة إلى النطاق المرصود من 1-3 MK. عملية التوصيل الحراري غير مؤكدة لأن هذه الفقاعات الساخنة مخصبة كيميائيًا ويصعب اكتشافها. تتطلب درجات الحرارة الباردة (1-3 MK) حساسية لفوتونات الأشعة السينية اللينة (E & lt1 keV) و PN واحد فقط لديه تدفق عالي بما يكفي للحصول على طيف مقضب عالي الجودة مطلوب لدراسة كيمياءه. ستساعد الملاحظات المستقبلية للشبكات من قبل Athena + و / أو Hitomi 2 في إنشاء التوزيع الكيميائي بين الفقاعات الساخنة في PNe ، لكن الحساسية العالية والتصوير المكاني عالي الدقة ، مثل تلك المقترحة لـ Lynx ، ضروري في دراستنا لهذه الفقاعات الساخنة. سيسمح لنا Lynx برسم خريطة التوزيع المكاني لخصائص بلازما الفقاعة الساخنة. توفر هذه المعلومات المكانية اختبارًا رئيسيًا لعملية التوصيل الحراري. في النهاية ، سيسمح لنا Lynx بإدراك الإمكانات الكاملة لمختبرات البلازما الفيزيائية الفلكية الرائعة هذه.

رياح النجوم الضخمة: ملامح الخط والتنوع

يتم تحديد ملامح خط الأشعة السينية من رياح النجوم الضخمة من خلال بنية الرياح ودينامياتها. ومع ذلك ، فإن الرياح النجمية ليست بالضرورة موحدة أو ثابتة ، كما يتضح من السمات المهاجرة من خلال الأشعة فوق البنفسجية والخطوط البصرية ، والتي يتم تفسيرها على أنها مناطق تفاعل مشتركة الدوران (CIR). لقد بحثنا عن تنوع الخط في O-star ، zeta Puppis (من بين أمور أخرى) ، مع نتائج موحية ولكنها غير مقنعة. مع حساسية أكبر ودقة طيفية عالية ، سنكون قادرين على تحديد ما إذا كان هناك نظائر للأشعة السينية لـ CIR وصقل فهمنا لتسخين البلازما في الرياح واستخدام خطوط انبعاث الأشعة السينية كتشخيص لفقدان الكتلة.

تداعيات شاندرا على ملاحظات المسعرات المستقبلية لملاحظات انفجار النجوم

يعد Lynx بإدخال تحسينات حاسمة ، وربما تغير قواعد اللعبة ، لفهمنا للتغذية المرتدة التي تحركها المستعرات الأعظمية في مجرات الانفجار النجمي من خلال التقليل إلى مقاييس الثانية القوسية للبنية التي شوهدت في ملاحظات تشاندرا العميقة وعلى أطوال موجية أخرى. تتمثل الخطوة الأولى في تقييم ذلك في إنتاج خرائط تدفق الأشعة السينية المنتشرة للمجرات القريبة لاشتقاق توزيع درجة الحرارة والوفرة بناءً على ملاحظات شاندرا. هنا نصف تحليلنا لبيانات Chandra لمجرات انفجار النجوم القريبة واستخدام هذه البيانات لمحاكاة ملاحظات Lynx و Athena المستقبلية. ستتمثل أهدافنا الرئيسية في تحديد مدى قدرة Lynx على تقييد ردود الفعل النجمية في المجرات القريبة وتقييم متطلبات التصميم لـ Lynx لتقييد طاقة ردود الفعل النجمية ، ورسم خريطة تشتت المعادن في ISM و IGM وحل التفاعل من سائل الرياح الفائقة مع اكتساح ISM على موازين الخيوط والصدمات. بالإضافة إلى ذلك ، يحمل Lynx وعودًا بحل الانبعاث المنتشر خارج النواة على مسافات و sim10 مرات وأبعد من Athena ، ولديه الحساسية لاكتشاف سائل الرياح الفائقة الساخن مباشرةً في بعض الأنظمة ، على سبيل المثال ، عن طريق الكشف عن انبعاث Fe-K الذي يشبه H.

حل نواة مجرية نشطة مكانيًا في انتقال المجرات باستخدام شاندرا

لا يزال دور النوى المجرية النشطة في انتقال المجرات من التكون النجمي النشط إلى السكون غير مفهومة تمامًا ، وهي تمثل تحديًا خاصًا لدراسة نواة مجرية نشطة ضعيفة أو مخفية عن طريق التعتيم أو تمييع المضيف. يعد الاستبانة المكانية العالية لشاندرا أمرًا بالغ الأهمية في فصل AGN عن انبعاث المضيف في هذه الأنظمة المعقدة. يختار مسح المجرات بعد الانفجار النجمي (SPOGs) إخماد المجرات التي لا تزال تحتوي على صدمات وغاز جزيئي بناءً على تشخيصات الخط البصري. تلتقط SPOGs المجرات في مرحلة مبكرة من الانتقال مقارنة بمعايير الاختيار الكلاسيكية بعد الانفجار النجمي ، مما يوفر نافذة حاسمة على دور AGN في هذه المرحلة المبكرة من التحول. لقد حصلنا مؤخرًا على ملاحظة تشاندرا العميقة لـ SPOG NGC1266 النموذجي الأولي جنبًا إلى جنب مع مراقبة NuSTAR بالإضافة إلى ملاحظات Chandra لمجموعة من SPOGs التي تُظهر انبعاث الأشعة تحت الحمراء المحسّن بالنسبة إلى محتواها الجزيئي. سأناقش الرؤى التي تم الحصول عليها حول خصائص النوى المجرية النشطة في SPOGs والآثار المترتبة على دور النوى المجرية النشطة في انتقالات المجرات.

أثينا: آفاق العلوم وحالة المهمة

ال أثينا تم تصميم مرصد الأشعة السينية لدراسة الكون الحار والحيوي. ستشمل المجالات الرئيسية للدراسة دراسات حول التطور الفيزيائي والكيميائي للمكون الباريوني الساخن في الكون ، وفيزياء عناقيد المجرات ، والظواهر المتولدة حول الثقوب السوداء ، وردود الفعل على جميع المقاييس الكتلية. في هذا الحديث ، سأفصل الأهداف العلمية لـ أثينا وتقديم تحديث عن حالة البعثة في مرحلتها الدراسية الحالية ، بهدف اقتراحها "لاعتمادها" حوالي 2019/20.

دروس ملاحظات AGN من ملاحظات Chandra عن عناقيد المجرات

سأقوم بمراجعة بعض الأفكار الرئيسية حول كيفية عمل ردود فعل النوى المجرية النشطة لتنظيم نفسها في المجرات الضخمة ، والتي نتجت بشكل أساسي من خلال الملاحظات باستخدام مرصد شاندرا للأشعة السينية. سأقدم إطارًا يمكن تطبيقه على الأنظمة ذات الكتلة الأقل. سأعرض وأقدم وصفة للتنبؤ بخصائص الهالة لأنظمة الأشعة السينية الأكثر إضاءة في نطاق مقاييس كتلة المجرة.

تحليل صدمات الشرنقة في المجرات الراديوية: تنبؤات الوشق

سلطت أرصاد شاندرا الضوء على دور الانفجارات الراديوية من المجرات المركزية العنقودية في الحد من تشكل النجوم في النوى الباردة. بالإضافة إلى استضافتها من قبل المجرة المركزية لعنقود بارد ، فإن المجرة الراديوية FRII Cygnus A هي النموذج الأصلي لمجرات الراديو القوية. سأقدم نتائج دراسة مفصلة لصدمات شرنقة Cygnus A باستخدام 2 مللي ثانية من ملاحظات Chandra. يبلغ عمر انفجار AGN قريبًا من 20 Myr وقوة متوسطة تبلغ حوالي 10 46 erg / sec. تم الكشف عن قوة صدمات ضعيفة على غالبية الشرنقة ، مما يدل على وجود ضغط موحد في الجزء الأكبر من فصوص الراديو. تتفق ضغوط النقاط الفعالة المقدرة مع نماذج كومبتون ذاتي السنكروترون ، بينما تتوافق خصائص النفاثة والفص المحددة على نطاق واسع مع نماذج FRII. تطلبت هذه النتائج قريبة من أعمق ملاحظات Chandra الممكنة ، ولكن يمكن تحقيق نتائج مماثلة بشكل روتيني مع الإنتاجية العالية لـ Lynx. علاوة على ذلك ، سيمكننا التحليل الطيفي للأشعة السينية عالي الدقة في Lynx من فحص المشكلات التي يتعذر الوصول إليها حاليًا مع Chandra ، كما سأوضح من خلال عمليات المحاكاة.

رؤى الأشعة السينية في المراحل الأولى من تطور مصدر الراديو

يُعتقد أن الأجسام المتماثلة المدمجة (CSOs) من بين أسلاف المجرات الراديوية واسعة النطاق. تُظهر ميزات الراديو التي تُلاحظ عادةً في المجرات الراديوية واسعة النطاق (النفاثات ، والفصوص ، والنقاط الساخنة) ، ولكنها موجودة داخل المنطقة المركزية 1 kpc من المجرة المضيفة. نظرًا لأن منظمات المجتمع المدني متماثلة ولا تتأثر بالإرسال ، يمكن ترجمة حجمها الراديوي الخطي إلى عمر المصدر إذا قام المرء بقياس سرعة تمدد المصدر الراديوي. ومع ذلك ، إذا كان التمدد النفاث مضطربًا ، على سبيل المثال من خلال وسط كثيف بين النجوم (ISM) ، قد تكون الأعمار المشتقة بهذه الطريقة متحيزة. حتى الآن لم يكن لدينا وسيلة للتمييز بين مصادر الراديو المحصورة وغير المحصورة. نقدم دراساتنا بالأشعة السينية لمنظمات المجتمع المدني التي أجريت باستخدام Chandra و XMM-Newton. لأول مرة ، تكشف البيانات عن الأدلة المؤيدة لفكرة أنه في مجموعة فرعية من منظمات المجتمع المدني ، قد تكون الطائرات النفاثة اللاسلكية محصورة بواسطة ISM كثيف. وبالتالي ، قد يتم التقليل من الأعمار الحركية CSO. نناقش آثار نتائجنا على نماذج الانبعاثات عالية الطاقة لمنظمات المجتمع المدني ، والمراحل الأولى لتطور مصدر الراديو ، والتطور المشترك للمجرة النفاثة ، والتطورات المتوقعة في مجال منظمات المجتمع المدني بفضل Lynx.

مراقبة أول مجموعات المجرات مع Lynx

في السنوات الأخيرة ، أدى الجمع بين استطلاعات SZ ومتابعة الأشعة السينية إلى تقدم سريع في فهمنا للعناقيد المجرية وتطورها عبر الماضي

10 مليارات سنة. سألخص التقدم الذي أحرزناه في فترة زمنية قصيرة ، مستغلين تآزر تلسكوب القطب الجنوبي ومرصد شاندرا للأشعة السينية. في العقد المقبل ، من المتوقع أن ينمو عدد المجموعات المعروفة عند الانزياح الأحمر العالي بعدة أوامر من حيث الحجم ، مع استطلاعات الأشعة السينية بواسطة eRosita ، ومسوحات SZ بواسطة SPT-3G ، و Advanced ACTPol ، و CMB-S4 ، ومسوحات OIR بواسطة LSST و إقليدس و WFIRST. ستكون أبعد هذه الأنظمة باهتة للغاية ولينة و [مدش] ليس لدينا حاليًا القدرة على متابعة هذه الأنظمة في الأشعة السينية. سألخص العديد من البرامج المثيرة التي ستكون ممكنة مع Lynx بالاقتران مع استطلاعات الجيل التالي هذه ، ولا سيما إبراز الحاجة إلى الحساسية الناعمة ودقة الزوايا العالية في أي مهمة من الجيل التالي من الأشعة السينية.

مسح تضاريس الكتلة AGN

تظل طبيعة التطور المشترك SMBH-galaxy واحدة من المشكلات الرئيسية البارزة في علم الفلك الحديث. يوجد رابط طبيعي بين تأجيج تكوين النجوم في المجرات ونمو SMBH ، أي توافر الغاز البارد. تؤثر بيئة الكتلة على مكامن الغاز من خلال عمليات مثل تجريد ضغط الكبش ، والتبخر ، والجوع ، وتأثيرات المد والجزر لإمكانات الكتلة. تعتمد الأهمية النسبية لهذه العمليات على كل من الموقع داخل كتلة المجرات المضيفة والانزياح الأحمر لها. على هذا النحو ، فإن المقارنات بين مجموعات نوى مجرية نشطة بين البيئات العنقودية الكثيفة والحقل توفر قيودًا إضافية قيمة على عمليات التزويد بالوقود ، وعزل الاتصال بين SMBH ونمو المجرات.

هدفنا هو التحقيق في كيفية تأثير هذه العمليات البيئية على تطور المجموعة العنقودية AGN. ولهذه الغاية ، أطلقنا حملة ضخمة متعددة الأطوال الموجية ترتكز عليها بيانات شاندرا. تسمح لنا الدقة المكانية الممتازة لشاندرا باستكشاف مجموعة نوى المجرات النشطة للأشعة السينية في أكثر من 500 مجموعة مجرات ضخمة من ض= 0 إلى ض& sim1.8. يعد مسح AGN بالأشعة السينية أمرًا حاسمًا لمثل هذه الدراسة نظرًا لأنه يعاني من القليل من التلوث ، ولديه تحيز امتصاص منخفض ، ويوفر وصولًا مباشرًا إلى معظم قوة التراكم في الكون. نتوقع أن نحدد ونحدد 40.000 نوى مجرية نشطة بالأشعة السينية وسنتتبع تطور الكتلة النوى المجرية النشطة عبر الزمن الكوني وكدالة للكتلة العنقودية. باستخدام بيانات VLA FIRST ، نجري تحليلًا موازيًا لتعداد النوى المجرية النشطة الراديوية في مجموعة فرعية من هذه المجموعات ، مما يوفر مسبارًا تكميليًا في تطور نشاط AGN للوضع الحركي. علاوة على ذلك ، حصلنا على التحليل الطيفي البصري العميق لـ VIMOS لـ 7 من هذه المجموعات ، مما سمح لنا بتوسيع تحليلنا ليشمل دراسة خالية من الخلفية لمجموعة AGN العنقودية كدالة للكتلة النجمية ومعدلات تكوين النجوم.

بالنظر إلى المستقبل ، فإن الدقة المكانية العالية ، ومجال الرؤية الواسع ، والمساحة الفعالة الكبيرة في الطاقات اللينة في Lynx ، تمكن بشكل فريد من توسيع هذه الدراسة لتشمل كل من الانزياح الأحمر الأعلى والأقل كتلة. وللمرة الأولى سنتمكن من التحقيق في القصة الكاملة لتطور النوى المجرية النشطة في البيئات الكثيفة ، منذ العصور المبكرة ، من خلال قمم نشاط النوى المجرية النشطة والصغيرة ، حتى يومنا هذا.

تأثير البيئة على ضواحي مجموعة المجرة

يقع جزء كبير من كتلة العناقيد المجرية في ضواحي العناقيد ، خارج مناطقها المركزية المدروسة جيدًا نسبيًا. لذلك ، فإن فهم البنية والفيزياء ICM للعناقيد في هذه المنطقة ، وكيف تعتمد على الحالة الديناميكية للعنقود والبيئة المحلية ، يعد أمرًا مهمًا للقيام بعلم الكونيات الدقيق باستخدام المجموعات. على الرغم من هذه الحقيقة ، لا تزال ضواحي الكتلة غير مفهومة نسبيًا. على سبيل المثال ، تكمن ملامح الانتروبيا الخاصة بـ ICM عمومًا تحت ما يمكن توقعه من نماذج انهيار الجاذبية البسيطة لتشكيل الهيكل ، ربما بسبب وجود كتل غاز صغيرة لم يتم حلها ، على الرغم من أن عوامل التكتل التي تنبأت بها المحاكاة صغيرة جدًا بشكل عام لتفسير الملاحظات. سأناقش ما نعرفه عن منطقة virialization للتجمعات ، مع التركيز على عملنا الأخير على دمج المجموعات والربط بين ضواحي الكتلة وخيوط البنية واسعة النطاق. سأناقش أيضًا كيف يمكن لبعثات الأشعة السينية القادمة والمقترحة مثل Lynx أن تساهم في هذا المجال المهم من الدراسة.

الدروس المستفادة من استطلاعات Chandra AGN وما هو التالي

ألقت الدراسات الاستقصائية خارج المجرة التي أجراها تشاندرا على مدار الثمانية عشر عامًا الماضية الضوء على التركيبة السكانية للنواة المجرية النشطة وشكلت إلى حد كبير فهمنا الحالي للثقب الأسود والتطور المشترك للمجرة. إن الجمع بين دراسات الأشعة السينية في المنطقة العميقة والكبيرة ، والتي تستقصي نطاقًا واسعًا من مساحة الانزياح الأحمر اللمعان ، والبيانات ذات الأطوال الموجية المتعددة هي مفاتيح التقدم المحرز.

في هذا الحديث ، سأقدم العمل الذي تم إجراؤه بشكل أساسي مع مسح Chandra COSMOS Legacy بالإضافة إلى استطلاعات أعمق وأوسع ، باستخدام كل من المصادر المكتشفة وتحليل التراص لعدم الاكتشاف. سأركز على العلاقة بين تراكم BH وتكوين النجوم ، ونمو SMBH في الكون ذي الانزياح الأحمر العالي ، بما في ذلك ما تعلمناه عن بذور الثقب الأسود من الثقوب السوداء ذات الكتلة المتوسطة القريبة. سأقدم أيضًا كيف تسمح لنا بيانات الأشعة السينية الأرشيفية وبيانات الأطوال الموجية المتعددة باشتقاق المعلمات الكونية باستخدام AGN / QSO كشموع قياسية. أخيرًا ، سأقدم ما سنتمكن من تعلمه حول هذه الموضوعات باستخدام Lynx والبيانات التكميلية متعددة الأطوال الموجية في 2030.

أصعب وأفضل وأسرع وأقوى: رسم خرائط لانبعاثات الخط الممتد من AGN أعلى من 1 كيلو فولت

تميل نوى المجرة النشطة (AGN) إلى تأيين الغاز في المجرات المضيفة عن طريق التأين الضوئي والتدفقات الحركية الخارجة ، مما يخلق توقيعات ممتدة للأشعة السينية من التغذية المرتدة يمكن لشاندرا حلها مكانيًا. على الرغم من أن الجزء الأكبر من هذا الانبعاث يحدث أقل من 1 كيلو فولت ، إلا أن ملاحظات شاندرا العميقة في السنوات الأخيرة أظهرت انبعاثًا أكثر صعوبة في كل من الخطوط والتواصل ، مما أدى بشكل أساسي إلى تحدي مفهومنا لطبيعة الأشعة السينية الصلبة من النوى المجرية النشطة. سنناقش الطرق التي تتيح بها قدرة Chandra على حل انبعاث الأشعة السينية الأكثر صعوبة مكانيًا فرصًا لإجراء عمليات رصد عميقة تحسباً لحساسية Lynx غير المسبوقة ودقة الطاقة ، في عصر يجعل فيه تراكم ملوثات ACIS هذا النظام تركيزًا طبيعيًا.

احتمالات شراء طائرات كبيرة الحجم مع Lynx

لقد سمحت لنا الأدوات عالية الدقة مثل VLA و HST و Chandra بتخطيط هيكل وتطور SED للطائرات خارج المجرة على مقياس kpc حيث تتفاعل مع البيئة المجرية وبين المجرات ، ومع ذلك لا يزال الوصف المادي لهذه النفاثات غامضًا. من بين الأشياء المتبقية التي يتعين تسويتها ، التركيب الجزيئي لهذه النفاثات ، وملامح السرعة ومحتوى الطاقة الكلي ، وفي كثير من الحالات حتى آلية الإشعاع. كان أحد الاكتشافات العظيمة التي قام بها شاندرا هو الفئة "الشاذة" من النفاثات الساطعة للأشعة السينية ، والتي لا تزال آلية الأشعة السينية فيها غير مستقرة. سوف أصف بعض التطورات الأخيرة في دراسة نفاثات AGN التي تم اكتشافها بالأشعة السينية ، وسأناقش كيف سيكون خليفة Chandra حاسمًا في حل مشكلة أصل الأشعة السينية في الطائرات الكبيرة الحجم أخيرًا.

الخصائص الفيزيائية للثقوب السوداء فائقة الكتلة للانزياح الأحمر الأعلى

سأناقش الفهم الحالي للخصائص الفيزيائية الرئيسية لبعض الجيل الأول من الثقوب السوداء الهائلة المتنامية (SMBHs). يتضمن ذلك معدلات تراكمها وتاريخها ، والمجرات المضيفة ، والبيئات واسعة النطاق التي تمكن من ظهورها بعد حوالي مليار سنة من الانفجار الأعظم. تتوافق البيانات المتاحة متعددة الأطوال الموجية مع تراكم Eddington ذو الكفاءة الإشعاعية المحدودة والذي كان يجب أن يستمر بشكل مستمر تقريبًا منذ العصور المبكرة جدًا. تؤكد بيانات ALMA الجديدة وجود نسبة عالية من SFRs ومحتوى الغاز في المجرات المضيفة ، علاوة على جزء كبير من المجرات المرافقة والمتفاعلة ، مفصولة بـ

10-50 ك.ب. من الواضح أن هذا يدعم فكرة أن الجيل الأول من SMBHs المضيئة قد نما في البيئات كثيفة الكثافة ، وأن عمليات الاندماج الرئيسية هي محركات مهمة للنمو السريع المبكر لـ SMBH ونمو المجرات المضيفة ، على الرغم من أن عمليات التزويد بالطاقة وأنماط التراكم الأخرى قد لا تزال مطلوبة. لا يمكن لمسوح الأشعة السينية الحالية الوصول إلى نظائرها ذات الكتلة الأقل من هذه الكوازارات النادرة الضخمة ، والتي من شأنها أن توضح المراحل الأولى من تكوين ونمو BH. ستكون مثل هذه السفن ذات الكتلة النووية المنخفضة هي الأهداف الرئيسية لأعمق الاستطلاعات المتوقعة لـ Lynx ، ضمن موضوع "First Accretion Light".

اتصال

تتم استضافة موقع الويب هذا بواسطة سياسة الخصوصية وشروط الخدمة الخاصة بمؤسسة سميثسونيان.


الملاحظات الأخيرة للأنواع المحتوية على الكبريت (SO2و SO و OCS و H2وبالتالي4) في الميزوسفير لكوكب الزهرة قد أثار جدلاً واهتمامًا كبيرًا في المجتمع العلمي. كشفت هذه الملاحظات عن أنماط مكانية غير متوقعة وتقلبات مكانية / زمنية لم يتم تفسيرها بشكل مرض من قبل النماذج. ترتبط كيمياء أكسيد الكبريت على كوكب الزهرة ارتباطًا وثيقًا بالسحابة العالمية وطبقات الضباب ، والتي تتكون أساسًا من حمض الكبريتيك المركز. لذلك توفر ملاحظات أكسيد الكبريت نظرة ثاقبة مهمة حول التطور الكيميائي المستمر لغلاف كوكب الزهرة ، وديناميات الغلاف الجوي ، والبراكين المحتملة.

هذه الورقة هي الأولى من سلسلة من ورقتين يحققان في SO2 وتقلبات SO في الغلاف الجوي للزهرة. سيركز هذا الجزء الأول من الدراسة على التوزيع الرأسي لـ SO2، مع الأخذ في الاعتبار الملاحظات التي تقوم بها الأدوات والتقنيات التي توفر معلومات عمودية دقيقة. يشمل ذلك الأدوات في الفضاء (جناح SPICAV / SOIR على متن Venus Express) والأدوات الأرضية (JCMT). الميزة الأكثر وضوحًا للملف الرأسي لـ SO2 الوفرة في الغلاف الجوي للزهرة هو وجود طبقة عكسية تقع على بعد حوالي 70-75 كم ، مع زيادة VMR أعلاه. تشير الملاحظات الواردة في هذا التجميع إلى وجود خزان كبريت مهم آخر على الأقل (بالإضافة إلى SO2 و SO) في جميع أنحاء منطقة ارتفاع 70-100 كم لشرح الانعكاس في SO2 الملف الشخصي العمودي. لا يوجد نموذج كيميائي ضوئي لديه تفسير لهذا السلوك. تشير نمذجة GCM إلى أن الديناميكيات قد تلعب دورًا مهمًا في إنشاء نقطة انعطاف على ارتفاع 75 كم ولكنها لا تقدم تفسيرًا نهائيًا لمصدر الانعطاف في جميع الأوقات المحلية أو خطوط العرض

تم إجراء الدراسة الحالية في إطار الفريق الدولي التابع للمعهد الدولي لعلوم الفضاء (ISSI) بعنوان "SO2 التباين في جو الزهرة.


شاهد الفيديو: فلكي عربي يثير ضجة بتوقع مرعب جدا هل يصبح الخيال حقيقة الفلكي علي العيس (شهر اكتوبر 2021).