الفلك

هل توجد أمثلة لتأثير موجات الصدمة على التطور الكيميائي في وسط بين نجمي أو وسط نجمي؟

هل توجد أمثلة لتأثير موجات الصدمة على التطور الكيميائي في وسط بين نجمي أو وسط نجمي؟

هل توجد أمثلة على العمليات الحسابية أو الملاحظات التأثيرات المشتبه بها لموجات الصدمة على التطور الكيميائي في وسط بين نجمي أو وسط نجمي؟


هذا سؤال جيد ، وربما لا توجد إجابة مؤكدة الآن. أيضًا ، تعتمد تأثيرات موجات الصدمة على السيناريوهات التي نتحدث عنها.

على سبيل المثال في حالة المستعرات الأعظمية ، خاصة في النوع الثاني (H-rich) ، تشكل موجة الصدمة هياكل مزدوجة: الصدمات الأمامية والعكسية. يمكن أن تشكل المنطقة الواقعة بين الصدمات في بعض الأحيان منطقة صغيرة تدعم التبريد وتكوين الغبار ، وبالتالي تعزز التطور الكيميائي. ومع ذلك ، إذا فكرنا في الصدمات التي تنفخ المواد النجمية في الفراغ ، فإن الصدمات تبطئ التطور الكيميائي.


يمكن أن تحدث موجات الصدمة في الوسط النجمي (ISM) بسبب موجة الكثافة الحلزونية ، أو صدمة المستعر الأعظم ، أو تصادم التدفق المضطرب. هذه الموجات تكتسح وتضغط وتسخن ISM ، وبالتالي تعدل التفاعلات الكيميائية التي يمكن أن تحدث. يمكن أن تؤوي هذه الظروف الفيزيائية التفاعلات الكيميائية لتكوين جزيئات معقدة مثل NH$_3$، CH$_3$أوهه$_2$يا وأكثر.

استنادًا إلى نموذج كيميائي / ديناميكي ، بيرجين وآخرون. (2004) يحقق في تكوين السحب الجزيئية خلف موجات الصدمة. في ال $10^6$ بعد مرور سنوات على مرور موجة الصدمة ، تكون درجة حرارة ISM مرتفعة إلى حد ما (10000 كلفن) ويتم فصل الجزيئات ضوئيًا. عندما يبرد ISM ، H$_2$ يمكن أن يبدأ في التكوين ، متبوعًا بـ CO (الذي يحتاج إلى الحماية من التفكك الضوئي بواسطة H.$_2$). في غضون 20 مليون سنة بعد مرور موجة الصدمة ، تحول الغاز الذري إلى مادة جزيئية.

يمكن للكيمياء التي تحدث بسبب صدمة المستعر الأعظم أن تشرح من أين تأتي بعض الجزيئات الموجودة في المذنبات. أثناء الصدمة ، يتكون بخار الماء من خلال تفاعلات مع الهيدروجين والأكسجين. بيرجين وآخرون. (1998) يوضح أن H$_2$O و CO$_2$ تشكلت في الصدمة يمكن أن تترسب على الحبوب.


هزة أرضية

في الفيزياء ، أ هزة أرضية (تهجئة أيضا هزة أرضية)، أو صدمة، هو نوع من اضطراب الانتشار الذي يتحرك أسرع من السرعة المحلية للصوت في الوسط. مثل الموجة العادية ، تحمل موجة الصدمة الطاقة ويمكن أن تنتشر عبر وسيط ولكنها تتميز بتغير مفاجئ ، شبه متقطع ، في الضغط ودرجة الحرارة وكثافة الوسط. [1] [2] [3] [4] [5] [6]

لغرض المقارنة ، في التدفقات الأسرع من الصوت ، يمكن تحقيق مزيد من التوسع الإضافي من خلال مروحة التمدد ، والمعروفة أيضًا باسم مروحة التمدد Prandtl-Meyer. قد تقترب موجة التمدد المصاحبة لها وتتصادم في النهاية وتعيد توحيدها مع موجة الصدمة ، مما يؤدي إلى حدوث عملية تداخل مدمر. إن الطفرة الصوتية المرتبطة بمرور طائرة تفوق سرعة الصوت هي نوع من الموجات الصوتية الناتجة عن التداخل البناء.

على عكس solitons (نوع آخر من الموجات غير الخطية) ، تتبدد طاقة وسرعة موجة الصدمة وحدها بسرعة نسبيًا مع المسافة. عندما تمر موجة الصدمة عبر المادة ، يتم الحفاظ على الطاقة ولكن الانتروبيا تزداد. يتجلى هذا التغيير في خصائص المادة في شكل انخفاض في الطاقة التي يمكن استخلاصها كعمل ، وكقوة سحب على الأجسام الأسرع من الصوت ، فإن موجات الصدمة عمليات لا رجوع فيها بشدة.


علم الفلك والفيزياء الفلكية لعام 1980 & # 039 ، المجلد 2: تقارير اللوحات (1983)

للأسف ، لا يمكن طباعة هذا الكتاب من OpenBook. إذا كنت بحاجة إلى طباعة صفحات من هذا الكتاب ، فإننا نوصي بتنزيله كملف PDF.

قم بزيارة NAP.edu/10766 للحصول على مزيد من المعلومات حول هذا الكتاب أو لشرائه مطبوعًا أو لتنزيله كملف PDF مجاني.

يوجد أدناه نص مقروء آليًا غير مصحح لهذا الفصل ، ويهدف إلى تزويد محركات البحث الخاصة بنا والمحركات الخارجية بنص غني جدًا وممثل للفصل يمكن البحث فيه لكل كتاب. نظرًا لأنها مادة غير مصححة ، يرجى اعتبار النص التالي بمثابة وكيل مفيد ولكنه غير كافٍ لصفحات الكتاب الموثوق.

103 تطور الوسط النجمي ، وتشكيل الهالات المجرية ، وتكوين النجوم. يعد فهم تكوين النجوم أمرًا بالغ الأهمية لفهم أصل شمسنا ونظامنا الشمسي ، وفي النهاية تكوين المجرات وتطورها. سمح التقدم في تقنيات الأشعة تحت الحمراء والموجة المليمترية لعلماء الفلك بسبر موائل النجوم الحالية - السحب بين النجوم المظلمة. لقد بدأنا في فهم التطور المبكر للنجوم وربما شاهدنا أقراصًا ظرفية مماثلة في مظهرها للنظام الشمسي خلال مراحل تكوينه. كيف يتم بدء تشكل النجوم ، وكيف تتفتت غيوم الغازات النجمية لتشكل نجومًا أولية ، وكيف ومتى وبأي تردد تتشكل عدة نجوم أو أنظمة شمسية ، مع ذلك ، فإن الأسئلة الأساسية لم تتم الإجابة عليها حتى الآن. ستشهد الثمانينيات و 039 جهودًا كبيرة تهدف إلى فهم هذه المشكلات. يبدو أن معظم النجوم تفقد كميات كبيرة من المواد ، إما في تسريبات بطيئة للغاز ، أو في رياح أكثر قوة ، أو في ثورات مذهلة. سمحت دراسات الأشعة تحت الحمراء والأشعة فوق البنفسجية والضوئية لعلماء الفلك بتجميع مخطط تقريبي لكيفية فقدان النجوم من مختلف الأنواع للكتلة ، ومدى فقدان الكتلة ، والتركيب الكيميائي للمادة المقذوفة. يُظهر الاكتشاف الأخير للإكليونات النجمية في جميع الأنواع النجمية تقريبًا جنبًا إلى جنب مع الدراسات التفصيلية للكروموسفير النجمي أن النجوم لها أغلفة جوية أكثر تعقيدًا بكثير مما كان يُعتقد سابقًا. لا يزال يتعين القيام بعمل ضخم لفهم هذه الظواهر ودورها في التطور النجمي. توفر الشمس المختبر الوحيد الذي يمكن الوصول إليه للتحقيق في فيزياء ، على سبيل المثال ، توليد الطاقة ، وتوليد المجال المغناطيسي ، والحمل الحراري الداخلي والدوران ، والتسخين الكروموسفيري والإكليلي ، والتبديد المتفجر للحقول ، وفقدان الكتلة والرياح النجمية ، والقصور. دورات النشاط على المدى الطويل وطويلة الأجل ، ناهيك عن العديد من الآثار الكوكبية المحتملة لهذه الأنشطة. يجب أن نستغل هذه الفرص للدراسة التي يوفرها المختبر الشمسي من أجل إحراز تقدم في فهم نشاط النجوم الأخرى. أنا. معالم بارزة في ASTRONOMY في 1970 & # 039S A. الإدارة والمرافق والأجهزة خلال 1970 & # 039s ، مرصد Kitt Peak الوطني (KPNO) ومرصد Cerro Tololo للبلدان الأمريكية

تم تجهيز 104 (CTIO) ، وكلاهما من المراكز الوطنية لعلم الفلك ، بتلسكوبات 4 أمتار وأصبحا منافسين تمامًا مع أفضل الجامعات والمراصد الخاصة. النمو في المرافق البصرية في KPNO و CTIO ، وتحويل مرصد Sacramento Peak إلى مركز وطني ، واستكمال تلسكوب NASA 3 m بالأشعة تحت الحمراء (JR) على Mauna Kea ، وبدء برامج استثمار ضيف واسعة النطاق في مراصد كوبرنيكوس و IUE و Einstein للأشعة السينية فتحت فرص المراقبة للعديد من العلماء أكثر من أي وقت مضى. عدد قليل من المراصد الخاصة والجامعية ، التي توظف موظفين متميزين يعملون مع أكبر تلسكوبات في العالم ، لم تعد تهيمن على علم الفلك الرصدي. إن منشآت المركز الوطني ، الواقعة في مواقع ممتازة ومتاحة لجميع الفلكيين ، تلعب اليوم دورًا متزايد الأهمية في تعزيز معرفتنا بالكون. على الرغم من نمو المرافق الأرضية والتحسينات في الأجهزة ، فإن متطلبات برامج المراقبة لدعم الجهود الفضائية الموسعة ، بالاقتران مع البرامج الأرضية التقليدية ، تضع الآن مثل هذه الطلبات الثقيلة على مرافق المركز الوطني التي يكاد يكون التخصيص العقلاني لوقت التلسكوب مستحيلاً. عادة يكمن الاختيار بين عدة برامج ذات جدارة عالية نسبيًا. في محاولة لجدولة أكبر عدد ممكن من البرامج ، غالبًا ما تمنح لجان التخصيص وقتًا ضئيلًا للغاية للمراقبة للمقترحات الجديرة بالاهتمام. إحدى النتائج الواضحة لضغط زمن التلسكوب هي حدوث تحول ملحوظ في أسلوب علم الفلك الرصدي ، بعيدًا عن المحقق الوحيد الذي يعمل في التلسكوب ليلة بعد ليلة ، ونحو فريق علماء الفلك الذين يحاولون إجراء رصد محوري واحد. يمكن أن يسفر كلا الأسلوبين عن نتائج باهرة: فالعمل الكلاسيكي الذي أدى إلى مفهوم السكان النجميين تطلب انقطاع التيار الكهربائي في زمن الحرب في لوس أنجلوس وليالٍ عديدة على جبل 2.5 متر. تلسكوب ويلسون ، في حين أن اكتشاف النبضات الضوئية من النجم النابض لسديم السرطان لم يتطلب سوى بضع ساعات على تلسكوب صغير. عندما تخصص لجان تخصيص الوقت ، تحت ضغط السياسة الفلكية ، وقتًا أقل من اللازم لمشروع ذي قيمة ، يحدث أحيانًا أنه حتى الوقت المخصص يضيع إذا لم يكتمل المشروع. من الواضح أننا بحاجة إلى المزيد من التلسكوبات ، إلى جانب طرق أكثر فاعلية للتعامل مع الطلب المتزايد على وقت التلسكوب. حدث نمو سريع جدًا في تقنيات وقدرات الآلات خلال سبعينيات القرن الماضي و 039. تم تطوير مقاييس طيفية عالية الحساسية قادرة على الطرح الدقيق لخلفية سماء الليل ووضعها بشكل منتظم

105 عملية. إن التحسن في أداء هذه الأجهزة مقارنة بالتقنيات القديمة مثير للإعجاب. في بداية العقد الماضي ، كان أكثر مقياس الطيف الضوئي تقدمًا هو الأداة المكونة من 32 قناة والمستخدمة في تلسكوب هيل الذي يبلغ ارتفاعه 5 أمتار. توفر مقاييس الطيف الضوئي الحديثة زيادة تقارب مائة ضعف في عدد وحدات البكسل المتاحة ، ومع نشر أجهزة كشف COD والأنظمة الضوئية البسيطة ، فقد حققت زيادة في الحساسية لكل بكسل تزيد عن عشرة أضعاف على أحدث التقنيات في عام 1970 إن قدرتنا الحالية على الحصول على قياس طيف ضوئي دقيق لمصادر أكثر سطوعًا بقليل من سماء الليل تعد إنجازًا رئيسيًا لتصميم الأجهزة وتصنيعها. بدون هذا الكسب ، لن يكون من الممكن متابعة الأطوال الموجية للراديو والأشعة فوق البنفسجية (W) والأشعة السينية مع العمل البصري المطلوب. تتوافق هذه الإنجازات في الأطوال الموجية الضوئية تمامًا مع التحسينات في أجهزة الكشف عن الأشعة تحت الحمراء والأدوات. أدى الاهتمام العسكري بأنظمة الأشعة تحت الحمراء إلى تطورات سريعة جدًا في تقنية الكاشف في جميع أنحاء منطقة الأشعة تحت الحمراء ، ولا سيما أجهزة الكشف InSb للاستخدام في منطقة 1-5 مساءً ، والتي حققت تحسينات كبيرة في الأجهزة المتوفرة في أوائل 1970 & # 039 s. تختلف متطلبات موقع مراقبة الأشعة تحت الحمراء عالي الجودة عن تلك الخاصة بالمراصد البصرية من حيث أن كمية بخار الماء هي عامل حاسم. وبالتالي ، فإن إضافة التلسكوبات في مواقع عالية الارتفاع كانت مهمة أيضًا للتقدم في علم فلك الأشعة تحت الحمراء الأرضية. وبالمثل ، تختلف متطلبات تصميم تلسكوب الأشعة تحت الحمراء المُحسَّن عن تلك الخاصة بالتلسكوب البصري التقليدي ، نظرًا لأنه يجب تقليل الأرضية الخلفية الحرارية إلى الحد الأدنى ، فلن يتم تشغيل التلسكوبات الكبيرة المُحسَّنة للأشعة تحت الحمراء إلا خلال العقد الماضي. في جميع أنحاء طيف الأشعة تحت الحمراء بالكامل ، يكون امتصاص الغلاف الجوي مزعجًا ، ولا توجد سوى داخل المنطقة 1-30 مساءً التي توجد بها نوافذ الغلاف الجوي التي تسمح بقياسات عالية الجودة من الأرض. مع تطوير مراصد الأشعة تحت الحمراء التي تعمل إما في أعالي الغلاف الجوي للأرض (على سبيل المثال ، البالونات ، مرصد كويبر الجوي) أو فوقه تمامًا ، بدأت الفوائد الكاملة لعلم فلك الأشعة تحت الحمراء تتحقق. تستقطب منطقة الأشعة تحت الحمراء أيضًا مزايا من موقع الطول الموجي الوسيط بين الراديو (حيث يتم استخدام كاشفات الموجة) ومناطق الطول الموجي البصرية (حيث يسود عد الفوتون). وقد سمح ذلك بتطوير تقنيات هجينة ، مثل التداخل المكاني -

106 أمتار ، مطياف تحويل فورييه ، ومقاييس طيف غير متجانسة. غالبًا ما تسمح هذه الأدوات بالحصول على دقة مكانية أو طيفية تتجاوز ما هو ممكن للمصادر النجمية بأطوال موجية أخرى. علاوة على ذلك ، يبدو أن أجهزة الكشف عن الأشعة تحت الحمراء ثنائية الأبعاد قد تجاوزت الأفق. نظرًا لأن الغلاف الجوي & quot ؛ & quot ؛ أفضل في الأشعة تحت الحمراء مقارنة بالأطوال الموجية الضوئية ، يجب أن تُظهر الصور ثنائية الأبعاد في منطقة الأشعة تحت الحمراء ذات التلسكوب الكبير تفاصيل أكثر من الصور المماثلة في المنطقة البصرية. تشمل التطورات الأساسية في علم الفلك الشمسي بناء تلسكوبات شمسية مفرغة زوايا عالية الدقة في مواقع جيدة وإنشاء أجهزة قياس الطيف بدقة سرعة تصل إلى 1 متر / ثانية. تنتج هذه الأدوات معًا تفاصيل غير مسبوقة عن التوزيع المكاني لحقول السرعة في الغلاف الجوي الشمسي. لقد أحدثت الأرصاد باستخدام مقاييس المغنطيسية عالية الدقة في العقد الماضي ثورة في مفاهيمنا عن المجال المغناطيسي الشمسي. نحن نعلم الآن أن جميع المجالات المغناطيسية على الشمس تقريبًا تحدث في مناطق ذات قوة مجال عالية (حوالي 1500 جاوس) ، ويمكن تفسير الحقول العامة الصغيرة التي لوحظت سابقًا من حيث عامل الملء الصغير جدًا لهذه الحقول المكثفة. حقق علماء الفلك في مجال القياس الفلكي إنجازًا كبيرًا في العقد الماضي باستخدام مستحلبات دقيقة الحبيبات وتحليل متطور للصور ، مما أدى إلى زيادة الدقة بمقدار عشرة أضعاف التي يمكن من خلالها تحديد البارامترات الفلكية فوتوغرافيًا. منذ تطوير لوحة التصوير الفوتوغرافي ، تم تقليل حجم خطأ اختلاف المنظر الخارجي النموذجي من 0.02 قوس ثانية إلى 0.002 ثانية قوسية. هذا التقدم جعل من الممكن تحديد المنظر ، وبالتالي اللمعان ، للعديد من النجوم القزمة الخافتة والمنحطة. تم الحصول على مناظير وإضاءة موثوقة للنجوم في التسلسل الرئيسي الأوسط والعليا ، ويتم اكتشاف ثنائيات قياس فلكية بتردد متزايد. قياس تداخل الرقطة هو مجال ناشئ وقد زاد بالفعل بشكل كبير من الدقة التي يمكن بها قياس الفصل بين الثنائيات القريبة. جنبًا إلى جنب مع تحسينات المنظر ، أصبح من الممكن الآن الحصول على معرفة أفضل بكثير عن الكتل النجمية ، وبالتالي تحديد أكثر دقة لقانون اللمعان الشامل ، مع الآثار المترتبة على نظرية التطور النجمي. أعطتنا مقاييس التداخل الغزيرة تقديراتنا الأولى الموثوقة لأقطار النجوم الزرقاء القريبة. كما سمحت التقنيات الحديثة بإنشاء

107 مواقف أساسية فيما يتعلق بالأجسام خارج المجرة والتصحيح اللاحق لنظام الإحداثيات الضوئية لنظام الراديو الدقيق للغاية. نشأ علم الفلك من الفضاء في سبعينيات القرن الماضي ورقم 039. إن تشغيل أقمار صناعية مستقرة ومتطورة حساسة للإشعاع عبر الطيف الكهرومغناطيسي زود المجتمع الفلكي بأكمله ، من خلال برامج المحققين الضيف المكثفة ، بالقدرة على الحصول على عمليات رصد على مدى واسع من الأطوال الموجية. كوبرنيكوس ، IUE ، وسلسلة المرصد الشمسي المداري (OSO) فتحت نوافذ الطول الموجي التي شوهدت مرة واحدة فقط في لمحات مختصرة من صواريخ السبر. جنبا إلى جنب مع أقمار الأشعة السينية ، غيّرت هذه الأدوات بشكل عميق وجهات نظرنا حول الوسط النجمي ، وفيزياء الأجسام المنهارة ، وتفاعل البلازما مع الحقول المغناطيسية ، والعلاقة المتبادلة بين المجرات والوسط المجرات. لقد وضعت هذه المرافق الجديدة متطلبات ثقيلة على التلسكوبات الأرضية المستخدمة لمتابعة وتوسيع عمليات المراقبة الفضائية ، فإن المرافق الفضائية المتوقعة لعام 1980 و 039 ستؤدي فقط إلى زيادة الطلب على التصوير الطيفي البصري والأشعة تحت الحمراء والتصوير الأرضي ، المراقبة الموسعة ، والمراقبة الشاملة. ب. البرامج العلمية 1. علم الفلك المجري إن مجرة ​​درب التبانة هي نظام شديد التعقيد نتج بنيته عن التأثيرات التراكمية للعمليات الفيزيائية التي تحدث في مكونات فرعية مترابطة ، مثل النجوم والسحب بين النجوم والحشود الكروية والمستعرات الأعظمية. بسبب هذا التنوع والتعقيد ، تستمر مجرتنا في كونها المصدر الأساسي للمعلومات المتعلقة بخصائص المجرة الأساسية بشكل عام ، مثل وظيفة اللمعان النجمي أو الظروف التي تجعل السحب البينجمية تشكل النجوم. شهدت السبعينيات و 039 سلسلة رائعة من النجاحات العلمية ، بدءًا من تفسير التطور الحراري النووي للنجوم إلى اكتشاف النجوم النيوترونية المتوقعة نظريًا وحتى الأشياء التي تعتبر مرشحة جيدة للثقوب السوداء. استفاد علم الفلك المجري من التقدم الطبيعي لمجال بحث قوي ، ومثل باقي علم الفلك ، تلقى دفعة كبيرة من فتح المناطق الطيفية الكهرومغناطيسية التي كان يتعذر الوصول إليها سابقًا إلى المراقبة الفلكية الروتينية.

108 أسد. لقد كان هذا عاملاً أساسياً في تأسيس W والكثير من علم فلك الأشعة تحت الحمراء كأفرع رئيسية لجهود أبحاث المجرة. في الوقت نفسه ، أدى تطور الأشعة السينية وأشعة اما وتقنيات المراقبة الراديوية الأكثر تعقيدًا ، بالإضافة إلى التحسينات في الأدوات في المنطقة البصرية التقليدية ، إلى تنشيط مجالات دراسات المجرة الكلاسيكية. أخيرًا ، جاءت التأثيرات الرئيسية على جهود المراقبة نتيجة لأفكار نظرية جديدة. بسبب الاتساع الكبير لما نعتبره علم الفلك المجري ، ليس من المجدي تقديم مراجعة شاملة للحقل. بدلاً من ذلك نقوم بتضمين عينة تمثيلية من برامج البحث. أ. تمت متابعة اكتشافات الصواريخ البينجمية المتوسطة السبر بين النجمي H2 و CO بقياسات أكثر تفصيلاً بكثير مع القمر الصناعي كوبرنيكوس ، والتي قدمت أيضًا الملاحظات الأولى للعديد من خطوط الامتصاص بين النجوم الأخرى ، مثل تلك الخاصة بـ D و HO و O VI. أظهر التحليل الإضافي للمرصد الفلكي المداري -2 (OAO-2) والملاحظات الجديدة بواسطة OAO-3 أن توزيع الهيدروجين الذري في المنطقة المحلية من المجرة غير متجانس إلى حد كبير ، مع مناطق منخفضة الكثافة للغاية في الحي الشمسي تمتد لمسافات كبيرة في اتجاهات معينة. تم إثبات ذلك أيضًا من خلال تجربة أجريت على مهمة أبولو سويوز عام 1975 ، والتي حققت أول اكتشاف للنجوم الساخنة في نطاق الطول الموجي فوق البنفسجي الشديد (أقل من 912 أ). بحثت ملاحظات OAO-2 و Copernicus لانقراض الغبار بين النجوم في خصائص امتصاص الغبار في المنطقة W وتباينه في مناطق مختلفة من الفضاء. كشفت القياسات الضوئية بعيدة المدى وصور السدم الانعكاسية للغبار وإشعاع الخلفية المجري المنتشر أن الغبار البينجمي فعال للغاية في تشتت ضوء النجوم W. بدأ اكتشاف O VI كمكون موجود في كل مكان في الفضاء بين النجوم ثورة نظرية: أفسحت النماذج القديمة المجال للجديد. نعتقد الآن أن معظم الفضاء بين النجوم مليء بغاز بدرجة مليون درجة بدلاً من غاز بارد عند درجة حرارة أقل من 104 كلفن ، يُعتقد الآن أن الرياح النجمية والمستعرات الأعظمية توفر مصدرًا رئيسيًا للطاقة التي تؤثر على جميع الغازات تقريبًا ، وليس فقط ذلك في بالقرب من هذه الأشياء. أكدت دراسة مراحل التأين السائدة للعناصر الثلاثين الأولى فكرة أن بعض العناصر الثقيلة ، في المتوسط ​​، مستنفدة في الفضاء ، ربما عن طريق الارتباط بحبيبات الغبار. مدى النضوب هو ، كيف-

109 من أي وقت مضى ، كبير جدًا (حتى 103) من منطقة إلى أخرى ومن سحابة إلى سحابة.تفسر نظرية تدمير الحبوب في موجات الصدمة هذه النتيجة بشكل معقول ، لكن دراسات الوفرة التفصيلية لم تعزل بعد آلية فريدة لتشكيل الحبوب. لم يتم تحديد المكون الرئيسي للحبوب ، والذي من المحتمل أن يكون C أو N أو O. تجريبياً. تم فرز نظريات تكوين الجزيء مع الكشف عن H2 و HD. على الأقل بالنسبة للسحب المنتشرة ، يمكن أن تفسر تفاعلات تبادل الشحنات بين الأيونات والجسيمات معظم الملاحظات ، على عكس التكوين على حبيبات الغبار. تم التأكيد على أن تكوين H2 نفسه يحدث على الحبوب ، وتتفق النظرية العامة مع ملاحظات نسبة H2 إلى إجمالي الهيدروجين على عامل من 107 دراسات للعناصر الخفيفة (Li و B. و Be) والنظائر (على سبيل المثال ، د) ساعد في تأكيد الأفكار القديمة حول أصل هذه العناصر التي يتم تدميرها حيث تتم معالجة الغاز من خلال النجوم. تشير الكمية الكبيرة غير المتوقعة من D إلى أنها بدائية في الأصل وأن كثافة الانفجار الذي نشأ فيه D كانت منخفضة جدًا ، مما يشير إلى وجود كون مفتوح إذا كانت الأعمار القياسية والنظريات البسيطة للكون صحيحة. تتوافق البيانات الموجودة بين النجوم B. Be و Li مع تكوينهما في الموقع من خلال تفاعلات بين ذرات C و N. و O و. . الأشعة الكونية. قرب نهاية العقد ، سمحت الملاحظات ذات الدقة العالية باستخدام تقنيات Michelson بالكشف عن البنية فائقة الدقة في Na I.m التي تم البحث عنها منذ فترة طويلة ، حيث تشير النتائج إلى أن الحركات الداخلية في عدد قليل من السحب تكون أكثر حرارية مما كانت عليه في السابق. تفكير سابق. بالاقتران مع النماذج العالمية الجديدة للوسط النجمي ، تشير هذه النتيجة إلى أن السحب البينجمية عبارة عن مجموعة معقدة من المناطق الباردة والهادئة والأسطح المتوسعة والمتبخرة ، والتي تصطدم بها موجات الصدمة من جميع الاتجاهات ، وأحيانًا بسرعات عالية جدًا. تم إجراء ملاحظات مباشرة على النجوم ، والغاز المتأين ، والغبار ، وربما المكونات غير الحرارية لمنطقة مركز المجرة. داخل هيكل معقد بأحجام مقياس تقل عن 1 فرسخ فلكي ، توجد حركات دورانية وعشوائية معقدة تصل إلى 300 كم / ثانية. تم تفسير هذه البيانات على أنها تقدم مؤشرات على استمرار تشكل النجوم وربما حتى لوجود ثقب أسود هائل. تحجب الغيوم البينجمية الكثيفة التي يحدث فيها تشكل النجوم عملية الولادة النجمية في المنطقة الطيفية الضوئية ولكن ليس في الأشعة تحت الحمراء. جزيء كبير-

تم الكشف عن 110 سحب كبيرة كمصادر حرارية مضيئة ذات درجات حرارة منخفضة ، لكن عملية إنتاج الطاقة لا تزال غير مؤكدة. في مراحل لاحقة ، وُجد أن النجوم الأولية تصدر كميات وفيرة من الأشعة تحت الحمراء ، لكن المعرفة التفصيلية لهيكل وتطور النجم الأولي لا تزال مفقودة. يوفر اكتشاف انبعاث اهتزازي من جزيئات الهيدروجين عند درجة حرارة أعلى من 1000 كلفن ، بالقرب من قلب سحابة الجبار الجزيئية ، دليلاً على أن الظواهر الديناميكية النشطة مرتبطة بالنجوم الفتية. لا تترك الملاحظات اللاحقة عالية الدقة للأشعة تحت الحمراء (IR) الخاصة بأول أكسيد الكربون ، و H2 ، والغاز المتأين ، مجالًا للشك في أن جبهة الصدمة تتحرك خارجًا من مصدر مركزي بسرعة تتراوح من 30 إلى 50 كم / رؤية ونصف قطرها حوالي 1017 سم. تشير الملاحظات المليمترية لانبعاثات ثاني أكسيد الكربون الواسع أيضًا إلى تدفق خارجي تم تقدير إجمالي الطاقة المعنية بأكثر من 1047 ergs. وهكذا تحدث عملية تطورية على نطاق زمني يتراوح بين 1000 و 3000 سنة داخل السحابة الجزيئية. تعتبر مراقبة الأحداث الديناميكية المرتبطة بالنجوم الفتية مجال بحث مثير حيث أصبح التقدم السريع ممكنًا الآن. قد تؤدي الملاحظات المستقبلية التي تستفيد بشكل كامل من التقنيات الجديدة إلى ملاحظات لانهيار النجم الأولي ، والتي على الرغم من بذل الكثير من الجهد لم تتم ملاحظتها بعد. - يعد هذا أيضًا مجالًا مهمًا للبحث ، وهو ضروري بشكل خاص للتوافق مع نظريات تكوين النجوم ، والتي تتطلب مزيدًا من التوجيه المرصود. يتم الآن الحصول على بيانات أكثر وأفضل لتوزيع العناصر في مناطق H II التي تُظهر أن مجرة ​​درب التبانة ، مثل المجرات الحلزونية الأخرى ، من المحتمل أن يكون لها تدرج شعاعي في وفرة العناصر الشائعة مثل C و NO و تشير ملاحظات السدم الكوكبية إلى اتجاه مماثل ، مما يشير إلى أن درجة معالجة المادة داخل المجرة قد اختلفت بشكل منهجي مع الموقع خلال معظم تاريخ المجرة. لم يتم فهم أصل تدرج الوفرة بشكل كامل ، ولكن يمكن أن ينتج عن المعالجة المتكررة للمادة عن طريق تشكيل النجوم الذي يسببه الذراع الحلزوني عند أنصاف أقطار أصغر.

ب. علم الفلك النجمي فتحت المركبة الفضائية كوبرنيكوس و IUE لأول مرة المنطقة الطيفية W أمام التقنيات القوية للتحليل الطيفي عالي الدقة. نتيجة للمسوحات المكثفة التي أجرتها هذه المركبات الفضائية ، ندرك الآن أن الرياح النجمية هي ظاهرة منتشرة في كل مكان بين

111 نجمًا ومعدلات فقدان الكتلة هذه تصل إلى 109 أضعاف الشمس. يبدو الآن أن معدلات فقدان الكتلة المرتفعة شائعة بين النجوم عالية التطور وكذلك بين الشباب شديد السطوع. الاكتشاف الأخير لمعدلات فقدان الكتلة الكبيرة ، كما يُستدل عليه من خطوط الرنين W مع ملامح انبعاث من النوع P Cygni ، له آثار رئيسية على تطور هذه النجوم ، وديناميكيات بيئتها بين النجوم ، والانتشار في جميع أنحاء العالم. مجرة العناصر الكيميائية المنتجة في النجوم. لقد أصبح السعي لفهم آليات التسارع وعواقب هذه الرياح النجمية القوية أحد أكثر مجالات الفيزياء الفلكية نشاطًا وإثارة. تم اكتشاف الأصداف النجمية ، وهي بواعث قوية للأشعة تحت الحمراء في منطقة 2-20 مساءً ، في كل من الأنواع النجمية الصغيرة والكبيرة. تعطي الدراسات المكانية والطيفية التفصيلية لهذه المغلفات معلومات إضافية كثيرة عن تطور النجوم وتفاعلها مع الوسط بين النجوم. أظهرت أطياف الأشعة فوق البنفسجية من كوبرنيكوس و IUE ، وأرصاد الأشعة السينية من أقمار المرصد الفلكي عالي الطاقة (HEAD) ، والدراسات البصرية الأرضية أن الظواهر التي تمت دراستها سابقًا بشكل رئيسي على الشمس ، مثل الكروموسفير ، والكورونا ، والتوهجات ، تحدث أيضًا في نطاق واسع جدًا من النجوم. تم العثور على الكروموسفير ، على سبيل المثال ، في جميع النجوم بشكل أساسي أكثر برودة من النوع المبكر F. لكن معدلات تسخين الكروموسفير تختلف بعدة مرات من حيث الحجم للنجوم من نفس النوع. أظهرت الملاحظات من مراصد آينشتاين والأقمار الصناعية IUE أن جميع النجوم بشكل أساسي ، مع استثناء محتمل للعمالقة الباردة والعملاقة العملاقة ، لديها هالة ساخنة. ينتشر ما يقرب من 3 أوامر من حيث الحجم في تدفقات سطح الأشعة السينية عند كل نوع طيفي ، ومن الواضح أن وجود الهوناس في نجوم OB يلغي الفكرة السائدة منذ فترة طويلة بأن الإكليل يتم تسخينه عن طريق الموجات الصوتية المتولدة بشكل متصل. وبدلاً من ذلك ، فإن التسخين عن طريق المجالات المغناطيسية المولدة بالدينامو أو بقاياها ، سواء من خلال عمليات الموجات المغناطيسية الديناميكية أو إبادة المجال ، أصبح الآن محتملًا. يجري الآن بذل جهد نظري رئيسي لفهم عمليات التسخين هذه ، مسترشدًا بدراسات متعمقة للإكليل الشمسي الذي تم حله مكانيًا. أيضًا ، تتم الآن دراسة التوهجات ذات الطاقات التي تصل إلى 5 أوامر من حيث الحجم أعلى من تلك الخاصة بالتوهجات الشمسية الكبيرة في كل من الأنظمة الثنائية القريبة من نوع dMe و RS CVn. تكشف هذه الظواهر عن الدور الشامل الذي تلعبه المجالات المغناطيسية في الغلاف الجوي الخارجي للنجوم ، كما كان معروفًا سابقًا عن الشمس. كما يشيرون إلى الحاجة الماسة للقياس

112 حقلاً مغناطيسيًا بشكل مباشر في العديد من النجوم ، وهو أمر ممكن الآن ، ولقياس معدلات دوران النجوم بدقة والتي تعتمد عليها عمليات الدينامو. لقد تم التعرف الآن على الدور الرئيسي لحبيبات الغبار في الغلاف الجوي الخارجي للنجوم ، ويتم استنتاج الظروف المؤاتية لتكوين الغبار من خصائص الانبعاث الحراري لقذائف الغبار. يعتبر الغبار جزءًا لا يتجزأ من مجموعة واسعة من البيئات النجمية ، والتي تشمل ، على سبيل المثال ، العمالقة الرائعة والعملاق الخارق ، المستعرات ، ونجوم وولف رايت. في معظم الحالات ، يبدو أن الغبار قد تشكل في تدفق جماعي إلى الخارج ، وبالتالي يمكن لخصائص الأشعة تحت الحمراء أن توفر معلومات عن فقدان الكتلة النجمية. تم الكشف عن التركيب الكيميائي للغبار في قذائف السيرك النجمية جزئيًا من خلال اكتشاف ميزة انبعاث سيليكات الأشعة تحت الحمراء. علاوة على ذلك ، هناك اقتراحات بأن الغبار في بعض النجوم ، مثل المستعرات ، قد يكون موجودًا بشكل أساسي في شكل الجرافيت. من الغريب أن خصائص انبعاث السيليكات للغبار الموجود في المذنبات قد أثبتت أنها مماثلة لتلك الخاصة بالغبار المتكون في رياح النجوم المحتضرة. نتج التحليل الطيفي عالي التشتت للنجوم الخافتة عن تطبيق كاشفات أفضل على مطياف coude الحالية وبناء أصداف لاستخدامها في تركيز Cassegrain. خضعت مجموعة متنوعة من النجوم فقيرة المعادن لدراسات تفصيلية عن الوفرة. m لديه أنماط مكشوفة في نسب الوفرة كدالة للمعدنية الكلية ، والتي يمكن أن تكون مرتبطة بأصول العناصر الثقيلة في أوائل المجرة من خلال نظرية التركيب النووي النجمي. تعتبر العناقيد الكروية ذات قيمة أساسية لدراسة علم الفلك المجري بسبب البساطة النسبية لبنيتها ودينامياتها ، والطابع المتطرف لتعدادها النجمي ، والمعلومات التي تقدمها عن التطور الديناميكي والكيميائي للمجرة. يبدو الآن أن هناك اختلافات كبيرة في العمر والتركيب الكيميائي بين العناقيد الكروية. ستلعب هذه النتائج دورًا مهمًا في الجهود المستقبلية لإعادة بناء تطور المجرة. إنها كافية بالفعل لإثبات أن افتراض الانهيار السريع الأولي للهالة يمثل تبسيطًا مفرطًا للعمليات التي لا بد أن تكون حدثت أثناء تشكل المجرة. كان اكتشاف مصادر الأشعة السينية في الحشود الكروية خلال السبعينيات والسبعينيات مثيرًا بشكل خاص بسبب احتمال أن يشير وجودها إلى وجود أجسام ضخمة (مثل الثقوب السوداء) في نوى العناقيد. على الأقل ، مصادر الأشعة السينية هذه

113 يجب أن تكون ممثلة للمراحل المتأخرة من التطور النجمي. يتم التعرف الآن على فئات جديدة من النجوم على أساس خصائص الأشعة تحت الحمراء الخاصة بها ، وبعض هذه الجوانب هي جوانب جديدة لأنواع معروفة من الأجسام. بالنسبة للعديد من النجوم العابرة ، مثل إيتا كارينا Eta Carinae ، لا يشير التدفق الضوئي بالضرورة إلى اللمعان الحقيقي ، لأن جزءًا كبيرًا غالبًا ما يتحول إلى إشعاع تحت الحمراء بواسطة غبار نجمي. ومن الأمثلة الأخرى للأجسام غير المعتادة ، بواعث الأشعة تحت الحمراء للقرص ، مثل CRL 2688 ، وفئات النجوم المحجوبة تمامًا في النطاق البصري ، وربما تكون ناتجة عن غلاف غبار كثيف بصريًا. لقد تم إحراز تقدم كبير في العقد الماضي في المراقبة والفهم النظري للمراحل المتأخرة من تطور النجوم وفي الفهم التفصيلي للأجسام المنهارة. كشفت دراسة النظراء لمصادر الأشعة السينية مع التحليل الطيفي الضوئي الأرضي والقمر الصناعي IUE عن العديد من الأنظمة الثنائية القريبة ، والتي غالبًا ما تتضمن أجسامًا مضغوطة ومجالات مغناطيسية عالية وأقراص تراكمية وتيارات غازية وانبعاثات. لقد تم تحقيق تحسينات كبيرة في فهمنا النظري في المشكلات ذات الصلة بمعادلة الحالة عند الكثافات العالية جدًا ، ونظرية الثقوب السوداء ، وأسباب ثورات نوفا ، وتوضيح مراحل احتراق الهيليوم للتطور النجمي ، و نظرية النبض النجمي. يعد إثبات وجود النجوم النيوترونية أحد الإنجازات الرئيسية في الفيزياء الفلكية في سبعينيات القرن الماضي ورقم 039. هذه الأجسام لها كتل مماثلة للشمس ولكن مع كثافة متوسطة تزيد عن 1014 مرة من كثافة المادة العادية. تشير الملاحظات الطيفية الصلبة للأشعة السينية إلى أن الحقول المغنطيسية المرتبطة بالنجوم النيوترونية قد تصل إلى 1012 جاوس. تم اكتشاف النجوم النيوترونية الأولى كنجوم راديوية ، وقد ثبت أن أحدها موجود في نظام ثنائي. تم اكتشاف أربعة ، بما في ذلك النجوم النابضة Crab و Vela ، لاحقًا في طاقات أشعة جاما. تم اكتشاف مجموعة ثانية من النجوم النيوترونية كمصادر نابضة للأشعة السينية. يبدو أن كل هؤلاء هم أعضاء في أنظمة ثنائية قريبة ، حيث يبدو أن انبعاث الأشعة السينية هو إلى نجم نيوتروني مغناطيسي. يتضح من كل هذه الخصائص الرائعة أن النجوم النيوترونية تقدم أرضية اختبار فريدة لفهمنا للقوانين الفيزيائية الأساسية للطبيعة. كان هناك أيضًا تقدم كبير في فهم - نتيجة النقل الجماعي

المتغيرات الكارثية والأنظمة المماثلة خلال السنوات القليلة الماضية ، والعديد من الأسئلة المتعلقة بهذه الأنظمة تبدو الآن على وشك الحل. هناك

114 هو دليل متزايد على أن الانفجارات نوفا هي انفجارات نووية حرارية ، في حين يبدو أن الانفجارات القزمة-نوفا ناتجة عن التفاعلات النووية الناجمة عن أحداث التراكم. يمكن للدراسات النظرية اللاحقة جنبًا إلى جنب مع قياس الضوء W وقياسات وفرة العناصر أن تؤسس بقوة هذه النماذج في غضون السنوات القليلة المقبلة. 2. علم الفلك خارج المجرة أ. المجرات وعناقيد المجرات أدى استكمال العديد من المقاريب التي يبلغ قطرها 4 أمتار ، إلى جانب التطورات الرئيسية في تكنولوجيا الكاشف خلال العقد الماضي ، إلى ثورة افتراضية في تحليلنا للتوزيع الشامل على نطاق واسع في الكون ، وهو ما أدى إلى تعزيز الأدلة لصالح عنصر مهيمن غير لامع للمادة الكونية. تشير الملاحظات إلى أن التوزيعات الكتلية الإجمالية للمجرات الحلزونية العادية تمتد إلى ما هو أبعد من الأقراص المرئية بصريًا. يوجد على الأقل جزء من المادة غير المضيئة في الكون في المناطق الخارجية للمجرات الفردية نفسها. لم تكن عمليات البحث البصري عن هذه المسألة حاسمة ، حيث أكدت فقط أن لمعانها لكل وحدة كتلة أقل بكثير من لمعان المادة النجمية التقليدية. التطور اللافت للنظر هو الاكتشاف الأخير أن منحنى دوران جميع المجرات الحلزونية تقريبًا يظل مسطحًا إلى حد الانبعاث القابل للاكتشاف. لا توجد مجرات تُظهر سرعات نجمية متناقصة على مسافات نووية كبيرة ، كما هو متوقع للأجسام المكثفة مركزيًا. تشير هذه النتيجة إلى أن الكتلة المهمة تقع على مسافات نووية كبيرة ، بحيث يكون الحجم الكلي وكتلة المجرات الحلزونية أكبر بكثير مما كان يعتقد سابقًا. نظرًا لأن معظم المواد الموجودة في المنطقة الخارجية غير مرئية ، فإن الخصائص الفيزيائية للمادة غير معروفة إلى حد كبير. يمكن استبعاد احتمال أن تكون الكتلة غير المرصودة عبارة عن غاز ، ولكن لا يوجد دليل على وجود أعداد كبيرة من أقزام M الباهتة في الهالة. يجب التغلب على المشكلات الديناميكية الصعبة قبل فهم الطبيعة المضطربة للأجزاء الخارجية من قرص المجرة. تظهر العديد من المجرات الخارجية نفس البنية الخارجية غير المستوية. على الرغم من أن ديناميكيات المواجهات المجرية يمكن أن تفسر بعض الالتواءات ، إلا أنها تُلاحظ أيضًا في مجرات منعزلة بدون رفيق واضح. مشاكل الحفاظ على الالتفاف ضد التأثيرات المشتتة محيرة للمنظرين بشكل خاص.

115 تم اكتشاف جزيئات CO و HCN لأول مرة في المجرات الخارجية خلال 1970 & # 039s. في مجرة ​​درب التبانة ، لعبت دراسات أول أكسيد الكربون دورًا رئيسيًا في تحديد مواقع تكون النجوم النشطة. يمكن لخرائط ثاني أكسيد الكربون عالية الدقة لمجرات من مجموعة متنوعة من أنواع هابل أن تقدم اختبارًا مقنعًا لنظريات تشكل النجوم في أنواع أخرى من المجرات. عقود من الآن ، سيُذكر سبعينيات وثلاثينيات القرن الماضي على أنها فترة تم فيها إلقاء الضوء على التعقيد الكامل لتطور المجرات لأول مرة. أن المجرات ، حتى بعد التكوين ، ليست أكوان جزيرة منعزلة كما تصورها هابل. على العكس من ذلك ، تتفاعل المجرات مع بعضها البعض ومع بيئاتها بطريقة معقدة. تُفهم بعض أشكال المجرات الغريبة الآن على أنها مجرتان في تصادم ، أو مجرات تشوه بعضها البعض. داخل العناقيد ، يمكن أن تنمو المجرات المركزية الضخمة عن طريق الاندماجات أو على حساب نجوم الهالة في الجيران الأقل كثافة. إن أحجام التجمعات الكبيرة ومدى الفجوات بين العناقيد أكبر مما كان يتخيله الكثيرون في عام 1970. هناك إدراك الآن ب. النجوم الزائفة إن اللغز الذي طال أمده حول طبيعة الانزياحات الحمراء للأجسام شبه النجمية يقترب الآن من الحل. تم العثور على مجموعات من المجرات تحيط بعدد من الكوازارات ذات الانزياح الأحمر المنخفض هذه QSO & # 039s لها نفس الانزياح الأحمر مثل المجرات المحيطة. علاوة على ذلك ، يبدو أن بعض الأجسام التي يُعتقد أنها مرتبطة ارتباطًا وثيقًا بالكوازارات هي نوى للمجرات ، مع نفس الانزياح الأحمر مثل المجرة. تدعم هذه الاكتشافات الفرضية القائلة بأن الانزياحات الحمراء لبعض الكوازارات على الأقل هي كونية. يبدو من المحتمل أن الكوازارات بعيدة جدًا حقًا ، ذات لمعان عالٍ للغاية. تشير اختلافات السطوع على نطاقات زمنية قصيرة إلى أن مصدر الطاقة المركزي صغير للغاية - يمكن مقارنته في الحجم بنظامنا الشمسي. تُظهر الدراسات التي أجريت على كل من النجوم الزائفة المختارة بصريًا والراديو أن الكوازارات كانت أكثر عددًا وربما أكثر إضاءة في الماضي. ومع ذلك ، فإن الانخفاض في الكوازارات المكتشفة يقع في انزياح أحمر يبلغ 3.5. تشير الحدود الموضوعة على الكوازارات البعيدة بواسطة خلفية الأشعة السينية إلى أن هذا الانخفاض الواضح في الأرقام حقيقي وأن الزيادة في أعداد الكوازارات لا تستمر بعد z = 3. وقد أشارت الدراسات الحديثة جدًا إلى أن خطوط امتصاص الكوازارات الغامضة لها أصول متعددة. من الواضح أن بعضها ينشأ في الكوازار ، والبعض الآخر في المجرة المحيطة ،

116 بعضها في المجرات المتداخلة ، وبعضها ربما في السحب بين المجرات. لذلك توفر m ese Cloud مسبارًا فريدًا لكثافات ووفرة الغاز في ظل مجموعة متنوعة من الظروف في نوبات حمراء كبيرة جدًا. من الممكن أن ندرس من الأرض أطياف الكوازارات ذات الانزياح الأحمر العالي إلى ما دون حد ليمان عند 912 لترًا. خلال السبعينيات و 039 ثانية ، أصبح من الممكن إجراء دراسات مماثلة عن المجرات العادية والغريبة الأقرب كثيرًا والأحمر المنخفض. انزياح الكوازارات. أولاً عن طريق OAO-B ، وبعد ذلك بمزيد من التفصيل باستخدام IUE ، وجد أنه بين 1200 و 2000

يهيمن على طيف المجرات العادية أطياف النجوم الساخنة. تعطي هذه النجوم أدلة على التاريخ التطوري للمجرات. أظهرت أرصاد مجرات Seyfert و IUE بالصواريخ أن خطوط الانبعاث في المنطقة الغربية لها شدة مختلفة كثيرًا عما تنبأت به النظريات البسيطة. تدعم ملاحظات IUE فكرة أن الغبار بين النجوم يلعب دورًا مهمًا في بعض هذه الأجسام. في سيفيرتس الأخرى ، تمامًا كما في الكوازارات ، هناك القليل من الأدلة أو لا يوجد دليل على وجود الغبار على الرغم من شدة الخط غريبة. تُظهر ملاحظات IUE للكوازار 3C273 ذي الانزياح الأحمر المنخفض أن خطوط الامتصاص غائبة ، مما يدعم الرأي القائل بأن معظم خطوط الامتصاص التي تُرى في أشباه الانزياح الأحمر الكبيرة تنتج عن طريق المجرات المتداخلة وسحب الغاز. من بين النماذج العديدة الممكنة للكوازارات ونواة المجرة النشطة ، يبدو أن تراكم المواد في الثقوب السوداء بكتل تتراوح بين 106 و 101 درجة من الكتلة الشمسية هو الأكثر ترجيحًا الآن. وبغض النظر عما إذا كان هذا النموذج المحدد قد ثبت في النهاية أنه صحيح أم لا ، فقد ظهر استنتاج أكثر أهمية. على الرغم من الطاقات الهائلة التي ينطوي عليها بعض الانفجارات التي لوحظت في الكوازارات والمجرات النشطة ، فلا يوجد سبب نظري قوي للشك في الطبيعة الكونية للتحولات الحمراء المرصودة أو للاعتقاد بأن & quot؛ الفيزياء الجديدة & quot؛ مطلوبة لفهم هذه الأشياء.ومع ذلك ، فإن اللغز الذي تشكله طاقتهم هو أحد أكثر الألغاز تحديًا في علم الفلك المعاصر. ج. علم الكونيات سيطر على الأبحاث الحديثة في علم الكونيات تأثير اكتشاف إشعاع الخلفية الكونية الميكروي في عام 1965. يقبل معظم علماء الفلك هذا الإشعاع 3 K باعتباره بقايا كرة النار البدائية التي نشأت في الانفجار الأعظم. خلال 1970 & # 039s ، تم التحقق بشكل عام من طبيعة الجسم الأسود لإشعاع الميكروويف ،

117 على الرغم من الانحرافات الصغيرة المحيرة من منحنى الجسم الأسود ربما تم اكتشافها على كل من الأطوال الموجية الطويلة والقصيرة. تعتبر حالات الخروج هذه مهمة لأنها تتبع التاريخ الحراري المبكر المفصل للكون. تم اكتشاف تباين في الخلفية بسبب حركة الأرض على ما يبدو ، وكان المقدار كبيرًا بشكل مدهش ، بالقرب من 600 كم / ثانية. هذا يعني أن وجود عنقود العذراء العملاق كافٍ لإبطاء التوسع في محيط المجرة. فيما يتعلق بإشعاع الخلفية ، تبلغ سرعة المجرة والمجموعة المحلية حوالي 400 كم / سم باتجاه مركز عنقود العذراء الفائق. تباين الخواص الصغيرة لإشعاع الخلفية أقل من 10 4 على مقياس زاوي من 10 arcmin. يظل حجم ثابت هابل Ho ، الذي يقيس المعدل الحالي لتوسع الكون ، مصدرًا للجدل ، وربما تكون القيمة المقبولة حاليًا غير مؤكدة بمعامل قدره 2. القيمة المخصصة لـ Hb تؤثر على اللومينوس المفترض - تعدادات وأحجام وكثافات جميع الأجسام خارج النطاق الفعلي تقريبًا ، كما أنها تضع حداً أعلى لعمر الكون وتجميع المقاييس الزمنية للمجرات. الإجراءات الكلاسيكية والتقنيات الجديدة المستخدمة الآن لتقييم Ho من الملاحظات الكونية نأمل أن تؤدي إلى قيمة واحدة عالية الدقة. تم دفع الاختبارات الكونية الكلاسيكية إلى وقت أكبر للتأمل ، حيث تمتد علاقة حجم الانزياح الأحمر للمجرات الآن إلى الانزياحات الحمراء للوحدة. ومع ذلك ، فإن فهمنا المتزايد لتطور المجرات يوضح أن مثل هذه الاختبارات أكثر حساسية لتطور المجرات مما هي عليه في بنية الكون واسعة النطاق. بالقرب من نهاية العقد ، وجد أن هناك علاقة قوية بين شدة استمرارية أطياف QSO وقوة خط C IV. يعد هذا بتوفير تقنية لمعايرة اللمعان الجوهري للكوازارات. إن الجمع بين الأرصاد الأرضية للكوازارات ذات الانزياح الأحمر المرتفع مع الرصدات الفضائية لأشباه النجوم ذات الانزياح الأحمر المنخفض يمكن أن ينتج عنه ، من حيث المبدأ ، قيمة مؤكدة لمعامل التباطؤ go. ومع ذلك ، نظرًا لعدم فهم السبب الكامن وراء الارتباط ، فمن الممكن أن تؤدي التأثيرات التطورية إلى تشويه كبير في مخطط هابل وتشويه القيمة المشتقة لـ go. وبالتالي ، لا يمكننا حتى الآن تحديد ما إذا كان الكون مفتوحًا أم مغلقًا.

118 3. علم الفلك الشمسي المجالات المغناطيسية الشمسية Hale & # 039s تميزت التحقيقات المبكرة للمجالات المغناطيسية الشمسية بين المجالات المغناطيسية القوية المرتبطة بالبقع الشمسية والمجال المغناطيسي العام الضعيف بترتيب 1 gauss في القوة. خلال العقد الماضي ، أحدثت أجهزة التصوير المغناطيسية عالية الدقة وتقنيات المراقبة المتطورة ثورة في مفهومنا عن بنية المجال المغناطيسي الشمسي. نعتقد الآن أن جميع المجالات المغناطيسية الشمسية تقريبًا تحدث في مناطق ذات شدة مجال عالية جدًا (1500 غاوس). كان المجال المغناطيسي العام 1-gauss الذي لاحظه Hale نتيجة عامل الملء الصغير للعناصر المغناطيسية عالية المجال. الحجم الحقيقي لهذه العناصر المغناطيسية غير معروف ، نظرًا لأنها صغيرة جدًا بحيث يتعذر على أفضل أجهزة التصوير المغناطيسية الأرضية حلها. محاولات نظرية لشرح أصل وثبات أنابيب التدفق المغناطيسي هذه جارية. ستكون دراسة المجالات المغناطيسية المتجهية للشمس ، التي تم حلها مكانيًا وبحساسية غير مسبوقة ، هدفًا رئيسيًا لـ SOT على مكوك الفضاء ، والذي تم تصميمه لتحقيق 0.1 دقة قوسية مكانية. ب. الثقوب الإكليلية والرياح الشمسية l أحد الاكتشافات البارزة في الفيزياء الشمسية خلال العقد الماضي هو الاعتراف بأن ما يسمى بمناطق M الشمسية المسؤولة عن العواصف المغناطيسية الأرضية لا تتطابق مع مناطق النشاط الشمسي ، بل على العكس تمامًا ، مع مناطق غير نشطة للغاية على الشمس. في حين أن الحقول المغناطيسية في المناطق النشطة الشمسية ذات التدفق المغناطيسي العالي يتم إغلاقها & quot ؛ & quot ؛ الحقول الموجودة في المناطق القطبية الشمسية ذات التدفق المغنطيسي المنخفض وفي بعض المناطق الأخرى غير النشطة على الشمس & quot ؛ وتمتد إلى الخارج بعيدًا عن الشمس باتجاه الأرض والكواكب الأخرى. لأسباب غير مفهومة تمامًا حتى الآن ، ينشأ المكون عالي السرعة للرياح الشمسية (التي تتمدد عند حوالي 1000 كم / سم) في مناطق المجال المغناطيسي المفتوحة هذه في الهالة الشمسية ، مما يؤدي إلى انخفاض كثافة البلازما الإكليلية وسهولة رؤية هذه ما يسمى بالثقوب & quotcoronal & quot كمناطق مظلمة في صور الأشعة السينية الشمسية. نظرًا لأن الثقوب الإكليلية لا تشترك في الدوران التفاضلي مع خط العرض الشمسي المرئي في الغلاف الضوئي الشمسي ، بل يبدو أنها تدور بقوة ، يُعتقد أنها مثبتة في باطن الشمس. يختلف توازن الطاقة في الثقوب الإكليلية اختلافًا جوهريًا عن تلك الموجودة في المناطق النشطة ، حيث أن تمدد الرياح الإكليلية هو آلية التبريد المهيمنة في الثقوب ، في حين أن الخسائر الإشعاعية والتوصيل الحراري يسيطران على المناطق النشطة. كل شيء منتشر


التقنيات النظرية والتجريبية والعددية

1.2 الموجات الصدمية: التعريف والنطاق

موجات الصدمة 2 هي موجات ميكانيكية ذات سعة محدودة وتنشأ عندما تتعرض المادة لضغط سريع. بالمقارنة مع الموجات الصوتية ، وهي موجات ذات سعات صغيرة جدًا ومتناهية الصغر تقريبًا ، يمكن وصف موجات الصدمة بأربع خصائص غير عادية: (1) سرعة انتشار فوق صوتية تعتمد على الضغط (2) تشكيل جبهة موجة شديدة الانحدار بشكل مفاجئ تغيير جميع الكميات الديناميكية الحرارية (3) لموجات الصدمة غير المستوية ، وانخفاض قوي في سرعة الانتشار مع زيادة المسافة من مركز المنشأ و (4) خصائص التراكب غير الخطي (الانعكاس والتفاعل).

لوحظت تأثيرات موجة الصدمة في جميع حالات المادة الأربع وأيضًا في الوسائط المكونة من مراحل متعددة. من المسلم به الآن عمومًا أن موجات الصدمة تلعب دورًا مهيمنًا في معظم الظواهر الميكانيكية عالية المعدل. يمكن أن تتخذ موجات الصدمة هندسة متعددة وأن تكون موجودة في جميع النسب ، بدءًا من النظام المجهري إلى الأبعاد الكونية. وقد أدى ذلك إلى سيل من المجالات الجديدة ذات الصلة بموجات الصدمة في الفيزياء والكيمياء وعلوم المواد والهندسة والتكنولوجيا العسكرية والطب وما إلى ذلك. وحتى قبل الحرب العالمية الأولى ، كانت بعض التخصصات الجديدة في طور التأسيس ، مثل الأسرع من الصوت ، التجويف ، التفجير ، تقنية التفجير ، الانفجارات تحت الماء. في الفترة ما بين الحربين العالميتين ، تم توسيع هذه التخصصات لتشمل ديناميكيات الغاز ، وعلم الزلازل ، والاحتراق عالي السرعة ، وفيزياء البلازما ، والحركية الكيميائية ، والكيمياء الحرارية ، وعلم الهواء ، والصوتيات غير الخطية ، والتدفقات العابرة ، وما إلى ذلك. أكبر توسع لفيزياء الموجات الصدمية حدث بالتأكيد أثناء وبعد الحرب العالمية الثانية ، والتي خلقت تخصصات جديدة مثل الديناميكا الهوائية التي تفوق سرعة الصوت ، والانفجارات النووية ، والتفجيرات ، والأسلاك المتفجرة ، وديناميات الغاز المتخلخلة ، والديناميكا الهوائية الفائقة ، وديناميكا الهواء ، وديناميات الموائع المغناطيسية ، وديناميات الغاز الكوني ، والعودة ، والتفجير المدعوم بالليزر ، والانفجارات الداخلية ، فيزياء التصادم ، ميكانيكا الكسور ، ديناميكيات المواد عالية المعدل ، تخليق الصدمات ، اندماج الليزر ، تفتيت الحصوات بالصدمات ، والعمل المتفجر. نظرًا لتناثر الأدبيات في العديد من التخصصات ، فقد أصبح من الصعب جدًا حتى على المتخصص الحصول على مسح للحالة الفنية الحالية. بالإضافة إلى ذلك ، يتم تصنيف العديد من التحقيقات حول موجات الصدمة والتفجير أو نشرها على أنها تقارير شركة أو مؤسسة وليست مدرجة في كتالوجات المكتبات العامة.

أدى هذا الاتساع الهائل من التخصصات المرتبطة بموجة الصدمة أيضًا إلى ثروة من المصطلحات التقنية الجديدة التي تجعل التواصل بين علماء الصدمة أكثر صعوبة مما كان عليه خلال "الأيام الخوالي" للمعرفة الأسطورية الشاملة. على سبيل المثال ، اعتاد علماء الديناميكا الهوائية الحديثون على العمل مع الغازات والتفكير من حيث أطوال المسار الخالي من المتوسط ​​، وتأثيرات اللزوجة ، وطبقات الحدود والصدمات ، والدوامة ، والتدفقات ، وأرقام ماخ ورينولدز ، وما إلى ذلك ، بالكاد يمكن في الوقت الحاضر التواصل مع صدمة الحالة الصلبة الفيزيائيون الذين يعالجون موجات الصدمة من حيث الحد المرن لـ Huginiot ، والسلائف المرنة ، والموجة البلاستيكية ، والتشظية ، وضغط الشبكة ، وتعدد أشكال الصدمة ، وما إلى ذلك ، ومع ذلك ، يجب أن نتذكر أن موجات الصدمة ، بغض النظر عن حالة مادة الوسط المطبق ، لديها جذر مشترك ويستند إلى المبدأ الميكانيكي القوي للتصادم (الإيقاع ، التأثير) ، والذي أصبح أيضًا أساسًا لمجالات العلوم البارزة مثل فيزياء البلازما وفيزياء الجسيمات.

يؤكد التسلسل الزمني في القسم 1.8 ، الذي يلقي الضوء على التطور التاريخي لفيزياء موجات الصدمة من حيث المعالم ، على الجوانب الظاهراتية. في شكل جدول ، يحدد انتماء المساهم & # x27s ودوافعه في بحثه ، ويفصح عن العمل السابق والصلات المتقاطعة مع دراسات مماثلة في أماكن أخرى ، ويعلق على الإنجازات في ظل وجهة النظر الحالية. هذا النهج الموسوعي هو بالتأكيد تعسفي وقد تأثر بسنوات المؤلف & # x27s من تشخيص مجموعة متنوعة من ظواهر موجات الصدمة في جميع حالات المادة. من المأمول أن هذا الشكل من تقديم المعالم التاريخية قد يقدم مسحًا أفضل من الوصف السردي المطول للقارئ المهتم تاريخيًا.

بسبب محدودية المساحة ، أغفل التسلسل الزمني بداية بحث الإيقاع ولم يبدأ حتى عام 1759. كان هذا على ما يبدو عام أقدم مرجع منشور حول انعكاس الخصائص المحتملة لموجات الصدمة ، ثم اعتبره أويلر موجات بها "اضطرابات" بحجم كبير. " انتهى التسلسل الزمني في عام 1945 بسبب حجم البحوث المتعلقة بموجة الصدمة التي أجريت منذ ذلك الحين. في الفصول التالية من هذا الدليل ، تتم الإشارة في الغالب إلى الأعمال التي تم نشرها بعد عام 1945 ، وهذا يكمل - على الرغم من تقديمه بأسلوب مختلف - التسلسل الزمني. أولئك الذين يهتمون بتسلسل زمني ممتد سيجدونه في دراسة Krehl & # x27s. 3


هل توجد أمثلة لتأثير موجات الصدمة على التطور الكيميائي في وسط بين نجمي أو وسط نجمي؟ - الفلك

لفهم الصدمات بشكل أفضل ، سنبدأ بمراجعة سريعة للموجات الصوتية. في وسط سائل بضغط P ، يمكننا تحديد الاضطراب. باستخدام معادلة الموجة

نرى أن الاضطراب ينتج عنه موجات تنتقل بسرعة ج. من الديناميكا الحرارية ، نعلم أن سرعة الصوت مرتبطة بدرجة الحرارة والكثافة

في درجات الحرارة والضغط الأرضية ، تميل سرعة الصوت إلى أن تكون جزءًا من كيلومتر في الثانية. ومع ذلك ، في الفضاء ، يمكن أن تكون درجات الحرارة عالية جدًا والكثافة منخفضة جدًا. وبالتالي فإن سرعة الصوت بين النجوم النموذجية تبلغ 10 km / s.


تبدأ الصدمات في الحدوث حيث لا تكون صغيرة. إذا تخيلنا أنبوبًا مملوءًا بسائل بمكبس في أحد طرفيه. عندما ينتقل المكبس إلى السائل ، يبدأ السائل في الانضغاط. تنتشر المعلومات حول هذا الارتفاع في الضغط بعيدًا عن المكبس بسرعة صوت السائل. إذا كانت سرعة المكبس أكبر من سرعة الصوت ، فسيستمر الضغط في التزايد أمام المكبس مع زيادة انحدار وانحدار الضغط. تشبيه جيد لهذا هو محراث الثلج الذي يدفع كتلة طويلة بشكل متزايد من الثلج أمامه.

تتحرك حافة سنام الضغط (الصدمة) أسفل الأنبوب بسرعة. يمكننا تحديد رقم ماخ على أنه

في لغة فيزياء الصدمات ، تتوافق أرقام الماك مختلفة مع أنظمة مختلفة. بالنسبة إلى M & lt0.3 ، لدينا تدفق غير قابل للضغط. هذا هو الحد حيث. يشار إلى 0.3 & ltM & lt0.8 على أنها دون سرعة الصوت. 0.8 & ltM & lt1.5 ترانزيت بينما 1.5 & ltM & lt5.0 أسرع من الصوت. أي شيء أعلى يكون أسرع من الصوت.

الصدمة الأساسية


لتسهيل الأمور ، سننظر في الصدمات من إطارها الخاص. في هذه الصورة ، تتحرك المواد غير المصابة من اليسار وتواجه صدمة ثابتة. مجموعة المعادلات المتعلقة بالشروط على جانبي هذه الصدمة هي معادلات رانكين-هوجينويت أو شروط القفز وتتميز بثلاث كميات محفوظة.

يمكن التلاعب بهذه الظروف لإخبارنا عن الظروف النسبية قبل الصدمة وبعدها.

إذا افترضنا أن درجة الحرارة الأولية هي صفر ، فيمكن أن ترتبط درجة الحرارة النهائية بالسرعة بمقدار

لدى درين وماكي وصف رسومي جيد للظروف بالقرب من الصدمة.

يمكننا أيضًا التحدث عن الصدمات متساوي الحرارة التي تختلف عن الصدمات الحافظة للحرارة التي تمت مناقشتها أعلاه من حيث أن سرعة الصوت أقل وظروف القفز مختلفة. جميع صدمات الحياة الواقعية هي حل وسط بين الصدمات الحافظة للحرارة والصدمات الحرارية.

  • صدمة سريعة / بطيئة - أكثر أو أقل تمامًا كما يبدو.
  • صدمة غير إشعاعية - يعتمد الإشعاع المرئي من الصدمة على تجمعات الذرات والجزيئات في وسط ما بعد الصدمة. إذا كانت درجة الحرارة عالية جدًا ، فقد لا تحدث هذه التحولات بتردد كبير ، وبالتالي صدمة غير إشعاعية. هذه غير فعالة في التبريد.
  • السلائف الإشعاعية - مادة الصدمة المسخنة والمتأينة. هذا هو الارتفاع في الكثافة ودرجة الحرارة الذي يحدث عند الحافة الأمامية لجبهة الصدمة.
  • تجميد الجريان - درجات الحرارة المنخفضة ومجموعات الاصطدام الموضعي للأيونات يمكن أن تحمل مجالات مغناطيسية معها. هذا التأثير يقترن المجال بالكتلة. متعلقة بموجات ألفين.
  • صدمة من دون اصطدام - عندما يكون متوسط ​​المسار الحر للجسيمات أطول من عرض الصدمة ، يجب الاعتماد على تأثيرات MHD لتحمل الصدمة.
  • صدمات غير كاملة / كاملة - الصدمات الصغيرة غير المتطورة التي لا تعرض أطيافًا متوقعة ، يتم اقتطاعها أو عدم اكتمالها. يتعلق بوقت التبريد.

آخر هو الدوي الصوتي الذي نسمعه من الطائرات عالية الأداء. تعمل هذه الآلات ، المبسطة كما هي ، بنفس طريقة عمل المكبس في الأنبوب لدينا وتخلق واجهة صدمية. يعتمد الشكل والفصل الدقيق لمقدمة الصدمة والأسطح الأمامية للطائرة على السرعة والخواص الدقيقة للشكل. في حالة الصدمات القوية جدًا ، مثل تلك التي تنتجها المركبات الفضائية التي تفوق سرعة الصوت عائدة إلى الأرض ، يمكن أن تكون الصدمة قوية جدًا بحيث ينتج تأين الهواء. يتسبب غطاء التأين هذا في انقطاع الراديو الشهير الذي يعاني منه رواد الفضاء.

في المواد المكثفة ، قد تحدث موجات الصدمة أثناء الزلازل وضربات النيازك واختبارات القنبلة الذرية وانفجارات التعدين. يُعتقد أنه في المناطق التي لا ينطبق فيها قانون الغاز المثالي حقًا ، تمر الصدمات بثلاث مراحل. الأول هو فترة الصدمة القوية حيث و. التالي هو فترة انتقالية حيث يتم تحويل موجة الصدمة الكروية إلى موجة صوتية. أخيرًا هي فترة الانحلال الصوتي حيث و. تم الافتراض بأن الفوهات مرتبطة بنصف القطر الذي يحدث فيه الانتقال من سرعة الصوت إلى سرعة الصوت.

أحد التطبيقات المثيرة للاهتمام للصدمات في التطبيقات الأرضية هو المحركات النفاثة ومسرعات الكبش. في حالة المحرك النفاث ، يتشكل المحرك على شكل أنبوب بسيط به جسم مخروطي متدلي بداخله. يتم حقن الوقود في تيار الهواء أمام المحرك. يتسبب الجسم المخروطي في سلسلة من موجات الصدمة التي تضغط وتشعل الوقود. ثم يندفع الدفع على الجزء الخلفي من المخروط ويدفع المحرك إلى الأمام.

يعمل مسرع الكبش بطريقة مماثلة إلا أنه مقذوف مخروطي يتحرك داخل أنبوب الوقود والمؤكسد. مسرعات رام أكثر كفاءة من مسدسات الغاز التقليدية لأن الدفع يتم الحفاظ عليه في المقذوف بدلاً من بداية البرميل. يمكن أن تحقق مسرعات الكبش الحالية سرعات كمامة تبلغ 4 كم / ثانية. تقدم هذه التكنولوجيا مجالًا واعدًا للبحث في مجال الإطلاق الفضائي.

بالإضافة إلى الموجات الصوتية ، تدعم السوائل المغناطيسية الديناميكية (MHD) الموجات ألفين أو الموجات المغناطيسية. نظرًا لأن التدفق المغناطيسي مقترن بقوة بالأيونات الثقيلة في الغاز ، فإن الوضع يشبه إلى حد كبير الكتل الموجودة على الأوتار. تشبه صدمات MHD الصدمات الثابتة الحرارة التي تم فحصها أعلاه ، ولكن مع إضافة مصطلح مجال مغناطيسي وكمية أخرى محفوظة.


هناك العديد من الأمثلة على الصدمات الكونية أيضًا. للأرض والكواكب الأخرى مجالات مغناطيسية. تصل جسيمات الرياح الشمسية (معظمها من البروتونات والإلكترونات) من الشمس بسرعات 400 كم / ثانية وتواجه صدمة MHD عند صدمة القوس الأرضية ، وبعد ذلك تتدفق حول المجال المغناطيسي للأرض. يتسبب هذا التدفق القوي للجسيمات أيضًا في حدوث صدمة أخرى ، وهي صدمة الغلاف الشمسي حيث تتدفق جزيئات الشمس إلى الوسط بين النجوم. لا تنتج الشمس الكثير من الصدمات الشمسية. لكن النجوم الأخرى الأكبر بكثير لها رياح أكثر كثافة تنتج صدمات أكبر بكثير.

أحد الأمثلة المذهلة على الملاحظة لصدمة كونية هو فئة الأجسام هيربيغ-هارو. يُعتقد أن هذه الأشياء هي أجسام أولية ذات نفاثات ثنائية القطب قوية. تتكون النفاثات من جسيمات عالية السرعة تسبب موجات صدمة أثناء تفاعلها مع المواد البينجمية. هذا مجرد مثال واحد على الصدمات التي تسببها الطائرات. في الواقع ، تأتي النفاثات بجميع الأحجام من الأجسام HH الصغيرة نسبيًا إلى تلك الموجودة في نوى المجرة النشطة (AGN) التي تنتج نفاثات على نطاق المجرة.

تنتج الغيوم المتصادمة في الفضاء بين النجوم صدمات غير مدهشة ولكنها مهمة جدًا عادةً ما تكون أسرع قليلاً من الصوت. ومع ذلك ، فإن هذه الصدمات تسبب اختلاط المواد المعالجة وغير المعالجة من النجوم وتعمل على تسخين المادة. يمكن أن تصبح أيضًا العامل المساعد الذي يكثف السحب قبل تكوين النجوم.

ترتبط الغيوم المتصادمة بموجات الصدمة الهائلة الناتجة عن المستعرات الأعظمية. بعد انفجار النجم ، تمر الصدمة بثلاث مراحل متميزة. الأول هو مرحلة التمدد الحر التي تتحرك فيها موجة الانفجار بعيدًا عن بقايا النجوم بسرعة ثابتة تبلغ تقريبًا 5000 كم / ثانية من مادة الكاسحة. بعد أن تتراكم كتلة من المواد تساوي تقريبًا كتلة القاذفة الأصلية (حوالي 700 عام) ، تدخل مرحلة الحرارة / Sedov. في هذه المرحلة ، التي تستمر 40 ألف سنة أخرى ، تبرد المادة من التمدد. تبدأ الصدمة في التباطؤ مثل و. أخيرًا ، تنخفض درجة الحرارة بدرجة كافية للسماح بإشعاع خط كبير لتبريد المادة المصابة. هذه هي المرحلة متساوية الحرارة وستستمر حتى تنخفض سرعة الصدمة عن سرعة الصوت المحيط - بضع مئات الآلاف من السنين أو أكثر. خلال هذه المرحلة ، تظل درجة الحرارة ثابتة عند K و.

تظهر موجات الصدمة هذه بشكل مذهل للمراقبين على شكل بقايا مستعر أعظم. يتم تمييز SNRs الصغيرة من خلال غلاف كروي ناعم من الغاز الساخن المتمدد للخارج. ما نراه هو حلقة (يكون العمق البصري هو الأعلى من خلال حواف الصدفة مع أطول خطوط الرؤية). مع تمدد هذه الأصداف وبرودتها وعمرها ، يبدأ Wardle Instability بلعب دور رئيسي في تشويه السطح الأملس إلى نتوءات وتموجات. سوف تتسبب الأحجام ذات الكثافة المختلفة في إبطاء الصدمة بمعدلات مختلفة وينتهي بنا الأمر ببنية خيطية ملتوية ومعقدة.من المحتمل أن تكون الخيوط المرئية مجرد أجزاء من الصدمة الأمامية التي شوهدت من الحافة إلى الأمام من خط رؤيتنا.

تضيف الصدمات سرعات عشوائية وحركة جماعية إلى ISM. هذا يساهم بقوة في الطاقة الحركية والتدفئة في المجرة ، وإذا صح التعبير ، فهو نوع من حراثة التربة الكونية. المواد المخصبة مشتتة من المستعرات الأعظمية وجزيئات السحب. بدون هذا النوع من الاختلاط ، لا شك أن الحياة على الأرض لم تكن لتتأخر أبدًا.

تتسبب موجات الصدمة في تكوين وتدمير أنواع كيميائية في ISM. من خلال تأثيرات التكثيف لصدمة ضعيفة ، تصبح المادة كثيفة بدرجة كافية لتبريد وتشكيل الجزيئات. الصدمات الأقوى قليلاً ستؤين أنواعًا معينة مما يسهل مسارات محايدة الأيونات لتكوين الجزيء. هذه المادة الأكثر كثافة على نطاق أوسع تؤدي أيضًا إلى انهيار الجاذبية وتشكيل النجوم. بتوسيع هذا التشبيه أكثر قليلاً ، هذا هو زرع بذور كونية.

الصدمات الأقوى ، بالطبع تفكك الجزيئات وتسبب تأينًا وإشعاعًا خلفيًا عبر الطيف بأكمله (بعضها سوف يسبب مزيدًا من الضرر). بتتبع التطور الكيميائي لسحابة جزيئية كثيفة ، نرى أن الظروف الحالية تتطابق مع تلك المتوقعة لعمر يبلغ حوالي 100000 عام ولكن ليس أكثر. إذا صُدمت السحابة بتلك الفترة ، فستعيد ضبط التطور بحيث لا نرى أبدًا مراحل تطورية أقدم. هذا هو المعادل الكوني لإزالة الأعشاب الضارة والتقليم.

ومن ثم ، فإن Cosmic Gardeners يبدو وكأنه عنوان مناسب للصدمات ، مجسم كما هو. فهم مسؤولون جزئياً عن جميع مراحل ومقاييس التنمية داخل معهد إدارة الدعم (ISM).

كانت وسيطات سطر الأوامر:
اللاتكس 2 html صدمة.

بدأ الترجمة من قبل تشارلز دانفورث يوم الجمعة 15 مايو 11:19:40 بتوقيت شرق الولايات المتحدة


التقنيات النظرية والتجريبية والعددية

موجة الصدمة هي سطح من عدم الاستمرارية ينتشر في غاز تتعرض فيه الكثافة والسرعة لتغييرات مفاجئة. يمكن للمرء أن يتخيل نوعين من موجات الصدمة: صدمات انضغاطية (موجبة) تنتشر في الاتجاه الذي تكون فيه كثافة الغاز في حدها الأدنى., وموجات الخلخلة (السلبية) التي تنتشر في اتجاه أقصى كثافة. 1

جامعة Gyözy Zemplén في بودابست 1905


أضعف المجرات القزمة

جوشوا د.سيمون
المجلد. 57 ، 2019

الملخص

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

المواد التكميلية

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

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

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

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

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

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

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

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

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


أضعف المجرات القزمة

جوشوا د.سيمون
المجلد. 57 ، 2019

الملخص

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

المواد التكميلية

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

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

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

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

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

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

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

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

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


محتويات

لوحظ أول جسم من نوع HH في أواخر القرن التاسع عشر بواسطة شيربورن ويسلي بورنهام ، عندما لاحظ النجم T Tauri مع تلسكوب انكسار يبلغ قطره 36 بوصة (910 ملم) في مرصد ليك ولاحظ وجود بقعة صغيرة من الضبابية في مكان قريب. [1] كان يُعتقد أنه سديم انبعاثي ، عُرف لاحقًا باسم سديم بورنهام ، ولم يتم التعرف عليه كفئة مميزة من الأشياء. [2] تم العثور على T Tauri ليكون نجمًا صغيرًا ومتغيرًا ، وهو النموذج الأولي لفئة الأجسام المماثلة المعروفة باسم T Tauri والتي لم تصل بعد إلى حالة التوازن الهيدروستاتيكي بين انهيار الجاذبية وتوليد الطاقة من خلال الاندماج النووي في مراكزهم. [3] بعد خمسين عامًا من اكتشاف بورنهام ، تم اكتشاف العديد من السدم المماثلة ذات المظهر شبه النجمي. قدم كل من Haro و Herbig ملاحظات مستقلة للعديد من هذه الأشياء في سديم الجبار خلال الأربعينيات. نظر Herbig أيضًا في سديم بورنهام ووجد أنه يعرض طيفًا كهرومغناطيسيًا غير عادي ، مع خطوط انبعاث بارزة من الهيدروجين والكبريت والأكسجين. وجد Haro أن جميع الكائنات من هذا النوع كانت غير مرئية في ضوء الأشعة تحت الحمراء. [2]

بعد اكتشافاتهما المستقلة ، التقى هيربيغ وهارو في مؤتمر علم الفلك في توكسون ، أريزونا في ديسمبر 1949. لم يولِ هيربيغ اهتمامًا كبيرًا في البداية للأشياء التي اكتشفها ، وكان مهتمًا بشكل أساسي بالنجوم القريبة ، ولكن عند سماعه اكتشافات هارو دراسات أكثر تفصيلا عنها. أعطى عالم الفلك السوفيتي فيكتور أمبارتسوميان الأجسام اسمها (أجسام Herbig-Haro ، وعادة ما يتم اختصارها إلى أجسام HH) ، وبناءً على حدوثها بالقرب من النجوم الشابة (بضع مئات الآلاف من السنين) ، اقترح أنها قد تمثل مرحلة مبكرة في التكوين من نجوم T Tauri. [2] أظهرت الدراسات التي أُجريت على أجسام HH أنها شديدة التأين ، وتوقع المنظرون الأوائل أنها كانت عبارة عن سدم انعكاسية تحتوي على نجوم ساخنة منخفضة السطوع بداخلها. لكن عدم وجود الأشعة تحت الحمراء من السدم يعني أنه لا يمكن أن تكون هناك نجوم بداخلها ، لأنها كانت ستصدر ضوءًا وفيرًا من الأشعة تحت الحمراء. في عام 1975 ، افترض عالم الفلك الأمريكي آر دي شوارتز أن الرياح من نجوم تاوري تنتج صدمات في الوسط المحيط عند الاصطدام ، مما يؤدي إلى توليد الضوء المرئي. [2] مع اكتشاف أول طائرة نفاثة نجمية أولية في HH 46/47 ، أصبح من الواضح أن الأجسام HH هي في الواقع ظاهرة تسببها الصدمات مع الصدمات التي تحركها نفاثة موازية من النجوم الأولية. [2] [4]

تتشكل النجوم عن طريق الانهيار الثقالي لسحب الغاز بين النجوم. كلما زاد الانهيار من الكثافة ، يقل فقدان الطاقة الإشعاعية بسبب زيادة العتامة. هذا يرفع درجة حرارة السحابة مما يمنع المزيد من الانهيار ، ويتم إنشاء توازن هيدروستاتيكي. يستمر الغاز في الانخفاض نحو القلب في قرص دوار. يُطلق على جوهر هذا النظام اسم النجم الأولي. [5] يتم إخراج بعض المواد المتراكمة على طول محور دوران النجم في دفقين من الغاز المتأين جزئيًا (البلازما). [6] آلية إنتاج هذه النفثات ثنائية القطب الموازية ليست مفهومة تمامًا ، ولكن يُعتقد أن التفاعل بين قرص التراكم والحقل المغناطيسي النجمي يسرع بعض المواد المتراكمة من داخل وحدات فلكية قليلة للنجم بعيدًا عن القرص طائرة. عند هذه المسافات يكون التدفق الخارج متشعبًا ، حيث ينتشر بزاوية في نطاق 10-30 درجة ، لكنه يصبح موازياً بشكل متزايد على مسافات عشرات إلى مئات الوحدات الفلكية من المصدر ، حيث يتم تقييد توسعها. [7] [8] تحمل النفاثات أيضًا الزخم الزاوي الزائد الناتج عن تراكم المواد على النجم ، مما قد يتسبب في دوران النجم بسرعة كبيرة وتفككه. [8] عندما تصطدم هذه النفاثات بالوسط النجمي ، فإنها تؤدي إلى ظهور بقع صغيرة من الانبعاث الساطع الذي يتكون من أجسام HH. [9]

يحدث الانبعاث الكهرومغناطيسي من الأجسام HH عندما تصطدم موجات الصدمة المرتبطة بها بالوسط النجمي ، مما يخلق ما يسمى "أسطح العمل الطرفية". [10] الطيف مستمر ، ولكن له أيضًا خطوط انبعاث مكثفة للأنواع المحايدة والمتأينة. [6] تشير الملاحظات الطيفية لتحولات دوبلر الأجسام HH إلى سرعات تصل إلى عدة مئات من الكيلومترات في الثانية ، لكن خطوط الانبعاث في تلك الأطياف أضعف مما هو متوقع من مثل هذه التصادمات عالية السرعة. يشير هذا إلى أن بعض المواد التي يصطدمون بها تتحرك أيضًا على طول الحزمة ، وإن كان ذلك بسرعة أقل. [11] [12] تظهر الملاحظات الطيفية للأجسام HH أنها تبتعد عن نجوم المصدر بسرعات تصل إلى عدة مئات من الكيلومترات في الثانية. [2] [13] في السنوات الأخيرة ، كشفت الدقة الضوئية العالية لتلسكوب هابل الفضائي عن الحركة الصحيحة (الحركة على طول مستوى السماء) للعديد من الأجسام HH في الملاحظات المتباعدة عدة سنوات. [14] [15] أثناء ابتعادهم عن النجم الأم ، تتطور أجسام HH بشكل ملحوظ ، متفاوتة السطوع على نطاقات زمنية لبضع سنوات. قد تتألق العقد أو التكتلات الفردية داخل جسم ما وتتلاشى أو تختفي تمامًا ، بينما تظهر عقدة جديدة. [8] [10] من المحتمل أن تنشأ هذه بسبب نفاثاتها ، [16] [17] جنبًا إلى جنب مع الانفجارات النابضة والمتقطعة من النجوم الأم. [9] تلحق النفاثات الأسرع بطائرات أبطأ أبطأ ، مما يخلق ما يسمى ب "أسطح العمل الداخلية" ، حيث تتصادم تيارات الغاز وتولد موجات صدمية وما يترتب عليها من انبعاثات. [18]

تُقدَّر الكتلة الإجمالية التي تقذفها النجوم لتكوين أجسام نموذجية من نوع HH في حدود 10 8 إلى 10 6 M في السنة ، [16] كمية صغيرة جدًا من المواد مقارنةً بكتلة النجوم نفسها [19] ولكنها تصل إلى حوالي 1-10٪ من الكتلة الكلية التي تراكمت بواسطة نجوم المصدر في عام واحد. [20] يميل فقدان الكتلة إلى الانخفاض مع زيادة عمر المصدر. [21] درجات الحرارة الملحوظة في الأجسام HH عادة ما تكون حوالي 9000-12000 كلفن ، [22] مماثلة لتلك الموجودة في السدم المتأينة الأخرى مثل مناطق H II والسدم الكوكبية. [23] من ناحية أخرى ، تكون الكثافة أعلى مما هي عليه في السدم الأخرى ، حيث تتراوح من بضعة آلاف إلى بضع عشرات الآلاف من الجسيمات لكل سم 3 ، [22] مقارنة ببضعة آلاف من الجسيمات لكل سم 3 في معظم H II المناطق والسدم الكوكبية. [23]

تنخفض الكثافة أيضًا مع تطور المصدر بمرور الوقت. [21] تتكون الأجسام HH في الغالب من الهيدروجين والهيليوم ، والتي تمثل حوالي 75٪ و 24٪ من كتلتها على التوالي. يتكون حوالي 1٪ من كتلة أجسام HH من عناصر كيميائية أثقل ، بما في ذلك الأكسجين والكبريت والنيتروجين والحديد والكالسيوم والمغنيسيوم. وفرة هذه العناصر ، المحددة من خطوط انبعاث الأيونات المعنية ، تشبه عمومًا وفرتها الكونية. [19] يُعتقد أن العديد من المركبات الكيميائية الموجودة في الوسط البينجمي المحيط ، ولكنها غير موجودة في المادة المصدر ، مثل هيدرات المعادن ، قد تم إنتاجها عن طريق تفاعلات كيميائية ناتجة عن الصدمات. [7] يتأين حوالي 20-30٪ من الغاز الموجود في الأجسام HH بالقرب من نجم المصدر ، لكن هذه النسبة تتناقص مع مسافات متزايدة. هذا يعني أن المادة تتأين في الطائرة القطبية ، وتعيد توحيدها عندما تبتعد عن النجم ، بدلاً من أن تتأين من خلال الاصطدامات اللاحقة. [22] يمكن أن يؤدي الصدمة في نهاية الطائرة إلى إعادة تأين بعض المواد ، مما يؤدي إلى ظهور "أغطية" ساطعة. [6]

يتم تسمية الكائنات HH تقريبًا بترتيب التعرف عليها. HH 1/2 هي أقدم هذه الكائنات التي يتم التعرف عليها. [24] أكثر من ألف كائن فردي معروف الآن. [7] توجد دائمًا في مناطق تكوين النجوم H II ، وغالبًا ما توجد في مجموعات كبيرة. [9] تُلاحظ عادةً بالقرب من كريات بوك (السدم المظلمة التي تحتوي على نجوم شابة جدًا) وغالبًا ما تنبعث منها. شوهدت عدة كائنات HH بالقرب من مصدر طاقة واحد ، مكونة سلسلة من الكائنات على طول خط المحور القطبي للنجم الأصل. [7] زاد عدد أجسام HH المعروفة بسرعة خلال السنوات القليلة الماضية ، ولكن هذه نسبة صغيرة جدًا مما يقدر بنحو 150.000 في مجرة ​​درب التبانة ، [25] الغالبية العظمى منها بعيدة جدًا بحيث لا يمكن الوصول إليها تم الحل. تقع معظم أجسام HH في حدود فرسخ فرسخ واحد من نجمهم الأم. ومع ذلك ، شوهد الكثير منها على بعد عدة فرسخ فلكي. [21] [22]

يقع HH 46/47 على بعد 450 فرسخ فلكي (1500 سنة ضوئية) بعيدًا عن الشمس ويتم تشغيله بواسطة ثنائي نجمي من الدرجة الأولى. ينفجر النفاث ثنائي القطب في الوسط المحيط بسرعة 300 كيلومتر في الثانية ، مما ينتج قلعتين للانبعاثات تفصل بينهما حوالي 2.6 فرسخ فلكي (8.5 سنة ضوئية). يترافق التدفق النفاث مع تدفق غاز جزيئي طويل يبلغ 0.3 فرسخ فلكي (0.98 سنة ضوئية) والذي تجتاحه الطائرة نفسها. [7] كشفت دراسات الأشعة تحت الحمراء التي أجراها تلسكوب سبيتزر الفضائي عن مجموعة متنوعة من المركبات الكيميائية في التدفق الجزيئي ، بما في ذلك الماء (الجليد) والميثانول والميثان وثاني أكسيد الكربون (الجليد الجاف) والعديد من السيليكات. [7] [26] يقع HH 34 على بعد حوالي 460 فرسخ فلكي (1500 سنة ضوئية) في سحابة Orion A الجزيئية ، ويتم إنتاجه بواسطة نفاثة ثنائية القطب عالية الموازاة مدعومة بنجمة أولية من الدرجة الأولى. تتحرك المادة في الطائرة بسرعة حوالي 220 كيلومترًا في الثانية. توجد صدمتان مقوسة ساطعتان ، مفصولة بنحو 0.44 فرسخ فلكي (1.4 سنة ضوئية) ، على الجانبين المعاكسين للمصدر ، تليها سلسلة من الصدمات الخافتة على مسافات أكبر ، مما يجعل المجمع بأكمله حوالي 3 فرسخ فلكي (9.8 سنة ضوئية) طويل. يحيط بالطائرة تدفق جزيئي ضعيف يبلغ 0.3 فرسخ (0.98 سنة ضوئية) بالقرب من المصدر. [7] [27]

النجوم التي تنبعث منها طائرات HH كلها نجوم شابة جدًا ، يتراوح عمرها بين بضع عشرات الآلاف إلى حوالي مليون سنة. أصغر هؤلاء لا يزالون نجومًا أوليين في طور التجميع من الغازات المحيطة بهم. يقسم علماء الفلك هذه النجوم إلى فئات 0 و 1 و 2 و 3 ، وفقًا لمقدار الأشعة تحت الحمراء التي تنبعث منها النجوم. [28] تشير كمية أكبر من الأشعة تحت الحمراء إلى وجود كمية أكبر من المواد الباردة المحيطة بالنجم ، مما يشير إلى أنه لا يزال يتحد. ينشأ ترقيم الفئات لأن كائنات الفئة 0 (الأصغر) لم يتم اكتشافها حتى يتم تحديد الفئات الأولى والثانية والثالثة بالفعل. [29] [28]

لا يتجاوز عمر كائنات الفئة 0 بضعة آلاف من السنين لدرجة أنها لم تخضع بعد لتفاعلات الاندماج النووي في مراكزها. بدلاً من ذلك ، يتم تشغيلها فقط بواسطة طاقة الجاذبية الكامنة المنبعثة عندما تسقط المواد عليها. [30] تحتوي في الغالب على تدفقات جزيئية بسرعات منخفضة (أقل من مائة كيلومتر في الثانية) وانبعاثات ضعيفة في التدفقات الخارجة. [17] بدأ الاندماج النووي في نوى الأجسام من الفئة الأولى ، لكن الغاز والغبار لا يزالان يتساقطان على أسطحهما من السديم المحيط ، ومعظم لمعانهما ناتج عن طاقة الجاذبية. لا تزال بشكل عام محاطة بسحب كثيفة من الغبار والغاز ، والتي تحجب كل الضوء المرئي ، ونتيجة لذلك لا يمكن ملاحظتها إلا في الأطوال الموجية للأشعة تحت الحمراء والراديو. [31] تهيمن الأنواع المتأينة على التدفقات الخارجة من هذه الفئة ويمكن أن تصل السرعات إلى 400 كيلومتر في الثانية. [17] انتهى سقوط الغاز والغبار إلى حد كبير في أجسام الفئة الثانية (نجوم T Tauri الكلاسيكية) ، لكنها لا تزال محاطة بأقراص من الغبار والغاز ، وتنتج تدفقات ضعيفة من الإضاءة المنخفضة. [17] أجسام الفئة الثالثة (نجوم T Tauri ذات الخط الضعيف) لها بقايا أثرية لقرص التراكم الأصلي. [28]

حوالي 80 ٪ من النجوم التي تؤدي إلى ظهور أجسام HH هي أنظمة ثنائية أو متعددة (نجمان أو أكثر يدوران حول بعضهما البعض) ، وهي نسبة أعلى بكثير من تلك الموجودة في النجوم منخفضة الكتلة في التسلسل الرئيسي. قد يشير هذا إلى أن الأنظمة الثنائية من المرجح أن تولد النفاثات التي تؤدي إلى ظهور كائنات HH ، وتشير الأدلة إلى أن أكبر تدفقات HH قد تتشكل عندما تتفكك أنظمة النجوم المتعددة. [32] يُعتقد أن معظم النجوم تنشأ من أنظمة نجمية متعددة ، ولكن يتم تعطيل جزء كبير من هذه الأنظمة قبل أن تصل نجومها إلى التسلسل الرئيسي بسبب تفاعلات الجاذبية مع النجوم القريبة وسحب الغاز الكثيفة. [32] [33]

الكائن الأول والوحيد حاليًا (اعتبارًا من مايو 2017) كائن Herbig-Haro واسع النطاق حول قزم بني بدائي هو HH 1165 ، وهو متصل بالقزم البني البدائي Mayrit 1701117. يبلغ طول HH 1165 0.8 سنة ضوئية (0.26 فرسخ فلكي) ويقع بالقرب من مجموعة سيجما أوريونيس. في السابق ، تم العثور على طائرات صغيرة فقط (≤0.03 فرسخ فلكي) حول الأقزام ذات اللون البني البدائي.[34] [35]

غالبًا ما يتم إخفاء أجسام HH المرتبطة بنجوم صغيرة جدًا أو نجوم أولية ضخمة جدًا عن الرؤية عند الأطوال الموجية الضوئية بواسطة سحابة الغاز والغبار التي تتكون منها. يمكن أن تقلل المادة المتداخلة الحجم المرئي بعوامل من عشرات أو حتى مئات في الأطوال الموجية البصرية. لا يمكن ملاحظة مثل هذه الأجسام الراسخة بعمق إلا عند الأطوال الموجية للأشعة تحت الحمراء أو الراديوية ، [36] عادةً في ترددات الهيدروجين الجزيئي الساخن أو انبعاث أول أكسيد الكربون الدافئ. [37] في السنوات الأخيرة ، كشفت صور الأشعة تحت الحمراء عن عشرات الأمثلة على "أجسام الأشعة تحت الحمراء HH". تبدو معظمها مثل موجات القوس (تشبه الأمواج الموجودة على رأس السفينة) ، ولذلك يشار إليها عادةً باسم "الصدمات القوسية" الجزيئية. يمكن فهم فيزياء صدمات القوس بالأشعة تحت الحمراء بنفس الطريقة التي تُفهم بها الأجسام HH ، نظرًا لأن هذه الأجسام هي نفسها في الأساس - الصدمات الأسرع من الصوت التي تحركها نفاثات موازية من القطبين المعاكسين لنجم أولي. [38] فقط الظروف في الطائرة والسحابة المحيطة مختلفة ، مما يتسبب في انبعاث الأشعة تحت الحمراء من الجزيئات بدلاً من الانبعاث البصري من الذرات والأيونات. [39] في عام 2009 ، تمت الموافقة على الاختصار "MHO" ، لكائن خط انبعاث الهيدروجين الجزيئي ، لمثل هذه الأجسام ، التي تم اكتشافها في الأشعة تحت الحمراء القريبة ، من قبل الفريق العامل التابع للاتحاد الفلكي الدولي المعني بالتعيينات ، وتم إدخالها في مرجعها على الإنترنت قاموس تسمية الأجرام السماوية. [38] يحتوي كتالوج MHO على أكثر من 2000 عنصر.


5 ملاحظات ووجهات نظر نهائية

تبدو الكيمياء الفلكية وكأنها مجال بحث مزدهر ، مع وجود كمية لا تصدق من الأوراق المنشورة في السنوات القليلة الماضية ، والتي تجلب جزيئات جديدة ، وأفكارًا جديدة ، ومسارات جديدة للبحث في المستقبل ، لذلك كان علينا اتخاذ خيارات في عرضنا التقديمي. من المحتمل أن يكون لاهتمامنا بعلم الفلك الراديوي وعلى وجه الخصوص بإمكانيات مقياس التداخل ALMA بعض التأثير. يشارك معظم مؤلفي هذه الورقة ، بشكل مباشر أو غير مباشر ، في مشروع LLAMA Argentinian & # x02013Brazilian لبناء تلسكوب راديو 12 & # x000a0m دون ملم في جبال الأنديز (الشكل 10) ، على ارتفاع 4800 & # x000a0m. سيحدث أول ضوء في عام 2022 ، وسيعمل أول جهازي استقبال في النطاق 5 (163 & # x02013211 & # x000a0GHz) والنطاق 9 (602 & # x02013720 & # x000a0GHz) & # x02014ALMA النطاقات. أجهزة الاستقبال المبردة جاهزة وتنتظر في مختبرات NOVA في جرونينجن (NL). نطاقات التردد هذه غنية جدًا بالخطوط الجزيئية ، وبالتأكيد ، سيتم تخصيص جزء كبير من وقت المراقبة للكيمياء الفلكية. يسعد هذه المجموعة التأكد من أنه لن يكون هناك نقص في الأفكار للاستخدام التنافسي لـ LLAMA. سيكون ارتباط الكيمياء الفلكية بديناميكيات المجرات مصدرًا إضافيًا للأفكار الأصلية والمساهمات المهمة في العلوم.


شاهد الفيديو: قمر صناعي يصور نجما يهوي في قلب ثقب أسود (شهر نوفمبر 2021).