الفلك

المدى الخطي لقرص التنامي

المدى الخطي لقرص التنامي

لدي سؤال واجب منزلي على أقراص التراكم (بشكل أساسي تقدير لعدد تشتت الإلكترون ، ولكن هذا فقط للخلفية).

هناك عدد قليل من المعلمات ، إحداها $ L $ ، وهو الحجم الخطي للوسيط (الوسيط في هذه الحالة هو قرص تراكم حول ثقب أسود)

الآن ، لقد حصلت على كتلة الثقب الأسود. بخلاف ذلك ، لا شيء آخر يمكن أن يعطيني الحجم الخطي لقرص التراكم.

هل يمكنني أن أفترض أن المدى الخطي لقرص التراكم ربما يكون بترتيب عدد قليل من أنصاف أقطار شوارزشيلد؟ والتي يمكن حسابها من الكتلة المعطاة.

إذا تمكن أي شخص من إلقاء بعض الضوء على هذا ، سأكون ممتنًا للغاية. أحتاج إلى دفع في الاتجاه الصحيح في هذا الشأن.


أعتقد أن الحافة الخارجية لقرص التراكم ليست محددة جيدًا ، ومن منظور الملاحظة ، سيعتمد نصف القطر على الطول الموجي الذي تفكر فيه ، نظرًا لأنه كلما ابتعدت عن BH ، سيكون الإشعاع أكثر نعومة. ولكن إذا نظرت في الأشعة فوق البنفسجية ، فإن Morgan et al. (2010) أوجد العلاقة التالية بين $ R_ {2500} $ (نصف القطر عند ملاحظته عند $ lambda = 2500 $ Å) وكتلة $ M_ mathrm {BH} $ للثقب الأسود: $$ log left ( frac {R_ {2500}} { mathrm {cm}} right) = 15.78 + 0.80 log left ( frac {M_ mathrm {BH}} {10 ^ 9M_ odot} right) ، $ $ (وضع بعض أوجه عدم اليقين التي يمكنك البحث عنها في الورقة).

بمعنى ، إذا كانت كتلة BH الخاصة بك تبلغ 10 ^ 8 M_ odot $ ، فسيكون نصف قطرها $ R_ {2500} sim64 ، mathrm {AU} $ ، أو ما يقرب من 1/3 يوم ضوئي.

للمقارنة ، فإن نصف قطرها من Schwarzschild هو $ sim2 ، mathrm {AU} $ ، لذلك كان تقديرك جيدًا بالفعل.

هذه النتيجة متوافقة مع Edelson et al. (2015) ، الذين وجدوا 0.35 يوم ضوئي ، أيضًا في الأشعة فوق البنفسجية. ومع ذلك ، بالنظر إلى الأطوال الموجية الأطول ، يكون القرص أكبر بكثير. إذا كنت مهتمًا بما يتجاوز واجبك المنزلي ، فقم بإلقاء نظرة على مراجعة نظرية القرص التراكمي بواسطة Armijo (2013) ، الذي يوضح أنه في نظام الراديو ، القرص يحتوي على آلاف AU ، وحتى ما يصل إلى 100 جهاز كمبيوتر.


10 دولارات أمريكية ^ {8} مليون _ { odot} دولار أمريكي SMBH. Eddington Luminosity (تقدير المراوغة ، منذ ذلك الحين يفترض كروي accretion) هو $ L / L _ { odot} simeq 3 times 10 ^ {4} (M / M _ { odot}) = 3 مرات 10 ^ {12} L _ { odot} $.

لنفترض أننا نشهد كل هذا يظهر من وجه قرص مسطح بمساحة إجمالية (أمامية وخلفية) $ pi R ^ 2 $ ودرجة الحرارة $ T simeq 10 ^ {5} $ K.

افترض انبعاث الجسم الأسود ، لذلك $ L = 2 pi R ^ 2 sigma T ^ 4 $. وبالتالي $$ R simeq left [ frac {3 times 10 ^ {12} L _ { odot}} {2 pi sigma T ^ 4} right] ^ {1/2} $$

بإدخال الأرقام أحصل على $ R simeq 40 $ au. ومع ذلك فهي حساسة للغاية لدرجة الحرارة المفترضة (أصغر بكثير لـ $ T = 10 ^ {6} $ K).


هندسة التراكم لثنائي الثقب الأسود Cygnus X-1 من قياس الاستقطاب بالأشعة السينية

تتألف أنظمة الثقب الأسود الثنائية (BHB) من ثقب أسود ذو كتلة نجمية ونجم مصاحب له في مدار قريب. تنتقل المادة من الرفيق إلى الثقب الأسود ، مكونة قرص تراكم وهالة وهياكل نفاثة. يؤدي إطلاق طاقة الجاذبية الناتج إلى انبعاث الأشعة السينية 1. يتأثر الإشعاع بالتأثيرات النسبية الخاصة / العامة ، ويمكن أن يكون بمثابة مسبار لخصائص الثقب الأسود والبيئة المحيطة ، إذا تم تحديد هندسة التراكم بشكل صحيح. يصف نموذجان متنافسان هندسة القرص والإكليل للحالة الطيفية الصلبة لـ BHBs ، بناءً على القياسات الطيفية والتوقيتية 2،3. يسمح قياس استقطاب الأشعة السينية المنعكسة من القرص بتحديد الشكل الهندسي. يختلف مدى الهالة بين النموذجين ، مما يؤثر على قوة التأثيرات النسبية (مثل تعزيز جزء الاستقطاب ودوران زاوية الاستقطاب). هنا ، نُبلغ عن نتائج الرصد حول الاستقطاب الخطي لانبعاثات الأشعة السينية الصلبة (19–181 كيلو فولت) من BHB ، Cygnus X-1 4 ، في الحالة الصعبة. يُظهر جزء الاستقطاب المنخفض ، & lt8.6٪ (الحد الأعلى عند مستوى ثقة 90٪) ، ومحاذاة زاوية الاستقطاب مع المحور النفاث أن الانبعاث السائد لا يتأثر بالجاذبية القوية. عند النظر مع البيانات الطيفية والتوقيتية الحالية ، تكشف نتيجتنا أن إكليل التراكم هو إما هيكل ممتد ، أو يقع بعيدًا عن الثقب الأسود في الحالة الصلبة لـ Cygnus X-1.


اليونانية / Ελληνικά

مقتبس من اليونانية ديميتريوس ايرودوتو / Μεταφράστηκε στα Ελληνικά από τον Δημήτριο Ηροδότου

Το άρθρο μ μ 47 ، ξεκίνησε

μα α απεριστρέφοντ (αρκετά) α α ματίζουν δίσκους. Αυτό αινόμενο αρατηρείται αα λλάα ατά αδικαδικα μασχημού αι πλανητών. Από ρχές ρχές της 1940 ، οντέλ. Μέχρι προσφάτως ، οι στρονο

Γράφημα 1: Καλλιτεχνική ποτύπωση ενός διπλού διπλού. μ μ. Πηγή: وكالة الفضاء الأوروبية / ناسا / فيليكس ميرابل

Η ασική αρχή μιουργίας / λειτουργίας των δίσκων επιπρόσθεσης έχει α με την στροφορμή του υλικού. 1. Βλέπου τος. Αν υτό το υλικό ηρε. Όμως، το συγκεκριμ αστέρι περιστρέφεται، επομένως το υλικό του βρίσκεται σε ηρεμία. Αυτό το υλικό δι. Καθώς το υλικό του αστέρα προσεγγίζει την μαύρη τρύπα η φυγόκεντρος δύναμη εξισορροπείται από την βαρυτική με αποτέλεσμα το υλικό να εκτελεί κυκλική κίνηση και να σχηματίζει τον δίσκο επιπρόσθεσης، όπως φαίνεται στο Γράφημα 1. Για να μπορέσει το υλικό στον δίσκο να πέσει στην μαύρη τρύπα θα πρέπει να μεταφέρει στην στροφορμή του. Αυτή η αδικασία μάζεται επιπρόσθεση υλικού.

Μια μικρή παρένθεση για ααφερθούμε στην ακτινοβολία μαύρων τρυπών

“μ μαύρες τρύπες δεν εκπέμπουν ηλεκτρομαγνητική κύματα” είχαν γράψει οι Shakura & Sunyaev το 1973. Μόλις αν χρόνο αργότερα ، ستيفن هوكينج δημοσίευσε μεπιστηα επιστημονική εργασχετικάα σχετικά με τηνα Hawking. Αν α πρόκειται για αιρετική θεωρητική δουλειά ، αι ακτικά δύνδύνατο αραμε αα هوكينج πόα μαζικές ενδιά μεσων μαζών μαύρες τρύπες. هوكينغ α α μάζας ، επομένως η αλύτερη επιλογή α αι α με α α με εξαιρετικά χαμηλή μάζα. Ό η πιο ήνες هوكينغ η πρωτονίου κ πό πό την Μεγάλη Έκρηξη. Επομένως το σήμα αυτό είναι η μη ανιχνεύσιμο. Οπότε μπορούμε να τροποποιήσουμε την αρχική μας δήλωση σε “Οι μαύρες τρύπες δεν εκπέμπουν ανιχνεύσιμα ηλεκτρομαγνητική κύματα ". 'αυτού η ακτινοβολία απατηρούμε προέρχεται αποκλειστικά από το από αντικείμ: δηλαδή από τον δίσκο επιπρόσθεσης.

Το μοντέλο μεταφοράς στροφορμής Shakura-Sunyaev

Ας Γράφη 1 τον δίσκο δίσκο επιπρόσθεσης. Το υλικό στον δίσκο υτό.

. . Αυτή η “τριβή” ονομάζεται ιξώδες. Η α για ιξώδες ήταν (και ακόμα είναι) υπό συζήτηση οι οι οι οι. αναν α την ε με πλήρη έλλειψη αρατηρησιακών δεδομένων ، όμως φαίνεται αν σωστή.

k شاكورا وسونيايف είδαείδ ότι μδο του δίσκου επιπρόσθεσης ακ εκπε μπόμενη α σχεδόνα αρτημένες από μό εισροής υλικού. Επίσης νέπτυξ ι. Η ενεργός. Η μετέπειτα των αρατηρησιακών πόρεσε μπόρεσε ναεπιβεβ αυτήν την αναλυτική έκφραση.

Γράφημα 2: Μαύρη τρύπα στο κέντρο του γαλαξία M87. αι 6.5 αζική πό. Πηγή: Event Horizon Telescope Collaboration.

την δη του 1973 έχρι ι σή επιπρόσθεσης είν. Ο κυρίως λόγος γι. . Τώρ όσο ποτέ.

Δήλωση: Όταν μεταφράζεται κάποιο κείμενο ، η κυριολεκτική μετάφραση αι πάντοτε ανή να. Σε τέτοιες περιπτώσεις ، ετ ετ. Επίσης، προσπαθούμε ναραθέσουμε συνδέσεις μεταξύ α α، όπου αυτό αι δυνατό. Ως εκ τούτου ، ν ετ ετ.

πρωτότυπο άρθρο κ πό جيسيكا ماي هيسلوب και επιμελήθηκε από την Huei Sears.
Πηγή κεντρικής εικόνας: Γράφημα 1 από το
σημερινό άρθρο.

H συγγραφέας αυτού του Astrobite εργάζεται επίσης στο σημερινό ινστιτούτο راشد Sunyaev ، στο معهد ماكس بلانك للفيزياء الفلكية στο جارشينج της μανίας ، αλλά σε διαφορετική ερευνητική ομάδα.


يؤكد علماء الفلك امتداد الغلاف الجوي على قرص تراكم ثنائي الأشعة السينية

الشكل 1: انطباع الفنان. يقترح علماء الفلك أن النجوم تشكل قرصًا تراكميًا حولها أثناء سرقة المواد من نجمها المصاحب. الائتمان: دانا بيري / مركز جودارد لرحلات الفضاء التابع لناسا

يستخدم علماء الفلك الكسوف النجمي لدراسة الغلاف الجوي للأقراص التراكمية حول النجوم المدمجة. لاحظ باحثو SRON هذه الطريقة على ثنائي منخفض الكتلة للأشعة السينية. يجدون جوًا أكثر سمكًا مما كان متوقعًا ويميزون عنصرين غازيين مختلفين. تم نشر البحث في علم الفلك والفيزياء الفلكية.

ما يقرب من نصف أنظمة النجوم التي يمكن ملاحظتها تتكون في الواقع من أنظمة نجمية ثنائية. النجوم في هذه الأنظمة تحبس بعضها البعض من خلال جاذبيتها. المادة ذات الجاذبية الأعلى "تسرق" المواد من نجمها المصاحب وتشكل قرص تراكم (انظر الشكل 1).

حاليًا ، الحجم الدقيق والهندسة لأقراص التراكم غير واضحين. تقترح النماذج الجديدة وعمليات رصد الأشعة السينية أن الحجم الرأسي للقرص أكبر مما تتنبأ به النماذج النظرية القديمة. قد يكون هناك جو ممتد فوق القرص. لكن كيف ترى هذا دون أن يطغى قرص الأشعة السينية الساطع على الملاحظة؟ يكمن الحل في إيجاد نظام ثنائي مناسب للأشعة السينية عند زاوية عرض بحيث يحجب النجم المرافق القرص الساطع (انظر الشكل 2).

اختار علماء الفلك SRON Ioanna Psaradaki و Elisa Costantini و Missagh Mehdipour ، مع Maria Diaz Trigo من ESO ، النظام الثنائي الكسوف EXO 0748-676 ودرسوه مع مرصد الأشعة السينية الفضائي XMM-Newton. اختار الفريق ثنائيًا من نجمين منخفضي الكتلة لإجراء أبحاثهم ، حيث إن النجوم الأكثر ضخامة لها رياح قوية متدفقة إلى الخارج يصعب تمييزها عن تدفقات التراكم. في بعض الأحيان ، كان النجم المتراكم وقرصه خسوفًا تمامًا بواسطة النجم المرافق ، لذلك تمكن الباحثون من الحصول على طيف من الغلاف الجوي للقرص المثير للاهتمام.

الشكل 2: كما يُرى من الأرض ، فإن EXO 0748-676 مائل بزاوية بحيث يحجب النجم المصاحب أحيانًا النجم الأساسي وقرص التراكم الخاص به. يوفر هذا لعلماء الفلك عرضًا للغلاف الجوي للقرص ، دون أن يتفوق عليه النجم والقرص.

مكنت طريقة الكسوف علماء الفلك من مراقبة الغلاف الجوي بشكل مباشر أكثر من الدراسات السابقة. يؤكدون أن الغلاف الجوي يجب أن يكون أكثر سمكًا مما كان متوقعًا وأن الغاز في الغلاف الجوي الممتد يظهر على مرحلتين مختلفتين. أول مكون غازي ساخن ، مع درجة حرارة قريبة من درجة حرارة الجزء السفلي من القرص. مكون الغاز الثاني أكثر برودة وأصغر في الحجم ، ويأتي من الجزء الخارجي للقرص. يقترح الباحثون أن المكون الأخير عبارة عن مادة متكتلة تم إنشاؤها بواسطة تأثير تيار التراكم على القرص.

يقول بساراداكي: "التفسير الأكثر ترجيحًا لمثل هذا الغلاف الجوي للقرص الممتد هو أن النجم المتراكم يؤين الأجزاء الخارجية من القرص بسبب إشعاع الأشعة السينية القوي". "تسبب هذه الظاهرة عدم استقرار حراري ، بينما يحاول الغاز إيجاد حل مستقر. يصبح هذا ممكنًا إذا زاد القرص من حجمه وبالتالي خلق جوًا ممتدًا ، كما رأينا في بحثنا."


تركز VLA على المنطقة الداخلية للطائرة الأولية الضخمة

لاحظ علماء الفلك الذين يستخدمون مصفوفة Karl G. Jansky الكبيرة جدًا (VLA) التابعة لمؤسسة NSF تدفق المواد سريع الحركة الذي تم إطلاقه بواسطة Cep A HW2 ، وهو نجم أولي ضخم يقع على بعد 2،283 سنة ضوئية في منطقة تشكيل النجوم Cepheus A.

تصور أحد الفنانين لـ Cep A HW2 ، حيث يُظهر رياحًا عريضة الزاوية تنشأ بالقرب من النجم وقرص تراكمي ، مع نفاث أضيق كثيرًا بعيدًا. رصيد الصورة: Bill Saxton و NRAO و AUI و amp NSF.

تدفع النجوم الأولية ذات الكتلة المنخفضة والعالية النفاثات المتعامدة للخارج بشكل عمودي على قرص من المواد يدور حول النجم بشكل وثيق.

في النجوم ذات الكتل الشبيهة بالشمس ، تكون هذه النفاثات ضيقة أو مركزة نسبيًا بالقرب من النجم في عملية تسمى الموازاة.

نظرًا لأن معظم النجوم الأولية ذات الكتلة العالية تكون أكثر بعدًا ، كانت دراسة المناطق القريبة منها أكثر صعوبة ، لذلك لم يكن علماء الفلك واضحين إذا كان هذا هو الحال معهم.

من المتوقع أن يتطور Cep A HW2 إلى نجم جديد أكبر بعشر مرات من كتلة الشمس.

أظهرت صور VLA الجديدة للنظام أدق التفاصيل التي شوهدت حتى الآن في مثل هذا الجسم ، مما أعطى علماء الفلك أول رؤية للجزء الأعمق من الطائرة ، وهو جزء تقريبًا بطول قطر النظام الشمسي.

قالت الدكتورة أدريانا رودريغيز كامينيتسكي ، عالمة الفلك في الجامعة الوطنية المستقلة في المكسيك: "ما رأيناه مختلف تمامًا عما نراه عادةً في الطائرات من النجوم منخفضة الكتلة".

"في النجوم الأولية ذات الكتلة الأقل ، أظهرت الملاحظات أن النفاثات متقاربة بالقرب من النجم بقدر بضع أضعاف المسافة بين الأرض والشمس."

"مع ذلك ، في Cep A HW2 ، لا نرى طائرة نفاثة واحدة ، بل شيئين: رياح عريضة الزاوية تنشأ بالقرب من النجم ، ثم نفاثة شديدة الموازاة على بعد مسافة ما ،" أضاف الدكتور ألبرتو سانا ، عالم الفلك في Osservatorio Astronomico di Cagliari.

يبدأ التدفق الموازي على مسافة من النجم مماثلة للمسافة من الشمس إلى أورانوس أو نبتون.

تشير صورة VLA للطائرة من Cep A HW2 ، مع المنطقة المحيطة الموضحة في الصورة من دوائر تلسكوب هابل الفضائي التابع لناسا / وكالة الفضاء الأوروبية ، إلى موقع قرص التراكم ، غير المرئي في هذه الصورة. رصيد الصورة: Carrasco-Gonzalez وآخرون. / بيل ساكستون ، NRAO ، AUI و amp NSF / STScI.

قال علماء الفلك: "يثير الاكتشاف احتمالين رئيسيين".

"أولاً ، يمكن أن تعمل الآلية نفسها في كل من النجوم الأولية ذات الكتلة العالية والكتلة المنخفضة ، ولكن يمكن تحديد مسافة الموازاة بالكتلة ، والتي تحدث بعيدًا في الأنظمة الأكثر ضخامة."

"الاحتمال الثاني هو أن النجوم ذات الكتلة العالية قد تنتج فقط الرياح ذات الزاوية العريضة التي شوهدت في Cep A HW2 ، مع حدوث الموازاة فقط عندما تقيد الظروف المادية حول النجم التدفق."

قال الدكتور كارلوس كاراسكو غونزاليس ، عالم الفلك في الجامعة الوطنية المستقلة في المكسيك: "تشير هذه الحالة إلى اختلاف كبير في الآليات التي تعمل في النجوم الأولية ذات الكتل المختلفة".

"الإجابة على هذا السؤال مهمة لفهم كيفية تشكل النجوم من جميع الكتل."

كارلوس كاراسكو غونزاليس وآخرون. 2021. تكبير منطقة الموازاة في طائرة أولية ضخمة. ApJL، في الصحافة arXiv: 2106.01235


تشكيل النجوم

تتشكل النجوم في أعماق السحب الجزيئية العملاقة في المجرة ، مما يحجب تشكل النجوم في لغز أساسي لم يتم حله. إنها عملية تمتد على نطاق واسع وترتبط بقوة بديناميكيات السحابة. تتأثر السحابة بالجاذبية ، والمجال المغناطيسي بين النجوم ، والاضطراب الأسرع من الصوت ، وردود الفعل الميكانيكية والإشعاعية من النجوم حديثة الولادة نفسها. يتمثل التحدي الأساسي لكل من المنظرين والمراقبين في تحديد الدور الذي يلعبه كل منهم في عملية تكوين النجوم حيث أن هذه تتعلق بجزء من كتلة السحابة المحولة إلى نجوم ، وتشكيل النجوم الضخمة والعناقيد النجمية الشابة ، وتوزيع الزخم الزاوي ، وإخماد تشكل النجوم.

بفضل حساسيته للمصادر النقطية وانبعاث سطوع السطح المنخفض إلى جانب أدوات مصفوفة التصوير الخاصة به في نطاقات 1-3 مم ، يمكن لـ LMT تقديم مساهمات كبيرة في هذا الجهد عن طريق قياس كل من المغلفات الكبيرة منخفضة الكثافة للسحب الجزيئية العملاقة والارتفاع نوى الكثافة التي تتكثف منها النجوم والعناقيد.

الاضطرابات المغناطيسية في السحب الجزيئية

تُعد تدفقات الغاز المضطربة والخصائص المغناطيسية المتضمنة مفتاحًا لتنظيم تكوين النجوم وتكوين التوزيع الكتلي للنوى داخلها. من خلال دراسة انبعاث الخط الجزيئي للسحب الجزيئية العملاقة ، يمكن للقياسات التي أجراها LMT تقييم الظروف التي ينحرف فيها طيف الطاقة المضطرب عن القاعدة ، مما قد يشير إلى مناطق تبديد الطاقة أو الحقن ، وقد يساعد أيضًا في تحديد دور المجالات المغناطيسية.

خصائص النوى البروتوستيلار والبروتوكلستر

النوى الأولية والعنقودية الأولية التي تظهر داخل السحابة هي المواقع الدقيقة لتشكيل النجوم. تشع هذه النوى بقوة في النطاق 1 مم من الغبار البارد بداخلها. يوفر تصوير الانبعاث الحراري من حبيبات الغبار على مدى سحابة جزيئية باستخدام كاميرات LMT ذات الطول الموجي المليمتر إحصاءً مباشرًا للمواقع النشطة أو المحتملة لتكوين النجوم. يمكن استخدام الانبعاث لاشتقاق ملامح شعاعية للكثافة للنوى الفردية التي يمكن مقارنتها بالتنبؤات النظرية وتجميع دالة توزيع الكتلة الأساسية. تم الكشف عن نظرة ثاقبة لعملية تكوين النجوم من خلال الملاحظات التي تسبر الكيمياء والحركية للغاز الكثيف ، حيث تتبع هذه الظروف الظروف الأولية قبل انهيار النجم الأولي.

أقراص البروتستيلار

يؤدي الانهيار الثقالي للنوى الدوارة الكثيفة داخل سحابة جزيئية إلى تكوين نجم أولي مركزي محاط بقرص غزل مسطح من مادة غازية. في قرص التراكم هذا ، تنتقل الكتلة إلى الداخل نحو النجم وينتقل الزخم الزاوي إلى الخارج. أخيرًا ، في الوقت الذي تمنع فيه الكواكب حديثة التكوين نمو النجم بشكل أكبر ، ينتقل القرص إلى مرحلة تُعرف باسم قرص الحطام ، حيث يشبه شيئًا لا يختلف كثيرًا عن حزام الكويكبات الخاص بنا ، مع وجود الكثير من الغبار والكواكب.

تعد مرحلة التراكم للنجوم الأولية منخفضة الكتلة التي ستصبح نجومًا شبيهة بالشمس أمرًا مثيرًا للاهتمام ، حيث إنها دائمًا ما تكون مصحوبة بالوجود المتزامن لقذف المواد بسرعة عالية في نفاثات ثنائية القطب تنبثق بشكل عمودي على مستوى القرص. على الرغم من أننا نعلم أن أقراص التراكم ونفاثات المواد المطرودة تُرى دائمًا معًا ، فإن كيفية حدوث هذا الاقتران بالضبط يعد لغزًا. من الممكن حل هذا اللغز من خلال استكشاف تقاطع القرص والنجم بشكل أكبر ، حيث من المحتمل أن تكون النفاثات ، والجزء الأعمق من القرص ، والذي يدور بسرعة وله مجال مغناطيسي.

المراقبة المحاكاة لقرص كوكبي أولي. تم إنشاؤه باستخدام AzTEC الذي يعمل عند 1.1 مم على LMT. يمكن إنشاء الثقب الداخلي من خلال العمليات التي تكتسح المواد أثناء تجمع الكواكب الصغيرة والتشكيل المبكر للكواكب.


صورة اليوم لعلم الفلك

اكتشف الكون! تُعرض كل يوم صورة أو صورة مختلفة لكوننا الرائع ، جنبًا إلى جنب مع شرح موجز مكتوب بواسطة عالم فلك محترف.

2002 سبتمبر 27
محاكاة القرص التراكمي
تنسب إليه: مايكل أوين ، جون بلوندين (جامعة ولاية كارولينا الشمالية)

تفسير: لا تنخدع بالتناظر المألوف. إن البنية الحلزونية الرشيقة التي تظهر في هذا التصور الحاسوبي لا تصور أذرعًا لولبية متعرجة في مجرة ​​بعيدة من النجوم. بدلاً من ذلك ، يُظهر الرسم موجات صدمة حلزونية في محاكاة ثلاثية الأبعاد لقرص تراكم - مادة تدور على جسم مركزي مضغوط يمكن أن يمثل نجمًا قزمًا أبيض أو نجمًا نيوترونيًا أو ثقبًا أسود. تعمل أقراص التراكم هذه على تشغيل مصادر الأشعة السينية الساطعة داخل مجرتنا. تتشكل في أنظمة نجمية ثنائية تتكون من نجم مانح (غير موضح أعلاه) ، يزود المواد المتراكمة ، وجسم مضغوط تجذب جاذبيته القوية المادة في النهاية نحو سطحه. بالنسبة للأنظمة الثنائية المعروفة للأشعة السينية ، قد يقع حجم قرص التراكم نفسه في مكان ما بين قطر الشمس (حوالي 1400000 كيلومتر) وقطر مدار القمر (800000 كيلومتر). إحدى النتائج المثيرة للاهتمام للفيزياء الفلكية للواقع الافتراضي الموضحة هنا هي أن القرص المحاكي يطور عدم استقرار يميل إلى تلطيخ الصدمات الحلزونية الواضحة.


نحن نحقق في الأقراص الموجودة حول أدوات تجميع WD في الأنظمة الثنائية القريبة (CVs). السير الذاتية هي أصل ظواهر nova و dwarf-nova. مثيرة للاهتمام بشكل خاص أنظمة AM CVn ، التي تحتوي (تقريبًا) على أقراص هيليوم نقية. يتيح لنا تحديد وفرة المعادن الخاصة بهم أن نستنتج طبيعة النجم المتبرع ، والذي يمكن أن يكون قزمًا أبيض هيليوم. هذه الثنائيات ذات القزم الأبيض ذات أهمية عامة لأنها من السلالات المحتملة لـ SN Ia والأهداف الأولية لكاشفات الموجات الثقالية في المستقبل.

نقوم أيضًا بنمذجة التطور الزمني لثورات الأقزام-نوفا للسير الذاتية ، وهي عدم استقرار حراري في القرص ، مما يؤدي إلى زيادة قوية في معدل تراكم الكتلة.

تعرض العديد من أطياف السيرة الذاتية ملامح بارزة لخط P Cygni في الأشعة فوق البنفسجية ، مما يدل على فقدان كتلة قوي بعيدًا عن القرص. نحن نقوم بنمذجة أطياف القرص والرياح من أجل استنتاج معدلات فقدان الكتلة وهيكل الرياح وعمليات تسريع الرياح. اعتمادًا على معدل فقدان الكتلة ، يمكن أن يتأثر تطور النظام الثنائي بشكل كبير.

مثل السير الذاتية ، تتكون Symbiotic Stars أيضًا من تراكم WD في ثنائيات ، مع فترات مدارية طويلة. على عكس السير الذاتية ، لا يحدث النقل الجماعي من خلال تدفق Roche-lobe ولكن من خلال تراكم مادة الرياح من رفيق العملاق الأحمر. يمكن استخدام نماذج الغلاف الجوي للقرص بالإضافة إلى WD لحساب توزيع الطاقة الطيفية لمثل هذه الأنظمة.


اكتشاف التفاعل بين Jet و Disk Wind من قرص تراكم النجوم

(يسار) صورة مركبة ALMA لانبعاث الغبار (صورة رمادية) وانبعاث SO (برتقالي) وانبعاث SiO (أخضر) باتجاه مركز نظام تشكيل النجوم HH 212. يُرى قرص التراكم في انبعاث الغبار ، ويُرى النفث في انبعاث SiO و SO على طول المحور المتماثل ، وتُرى صدمات القوس في انبعاث SiO على مسافات كبيرة من النجم الأولي. شوهدت رياح خافتة في انبعاث SO ، تنتشر من القرص. تظهر الأصداف الناتجة عن تفاعل الرياح النفاثة أيضًا في انبعاثات ثاني أكسيد الكبريت ، وتتصل بصدمات القوس على مسافات كبيرة. الائتمان: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) / Lee et al. (يمين) تصور فني يوضح القرص والنفاثة والرياح (المخضرة) والأصداف في النظام.
الائتمان: Ya-Ling Huang / ASIAA


يقول تشين فاي لي في ASIAA بإثارة: "بفضل ALMA القوية ، قمنا بحل مكاني لرياح قرصية تم اكتشافها سابقًا في نظام تشكيل النجوم HH 212 وتأكيدها على أنها رياح مغناطيسية تم إطلاقها من قرص تراكمي". بالإضافة إلى ذلك ، نكتشف أيضًا تفاعلها مع الطائرة ، مما يوفر أول دليل على تفاعل الرياح النفاثة والقرصية في تكوين النجوم. يمكن رؤية الغلاف الرقيق الناتج عن التفاعل بوضوح ، مما يشكل حدًا داخليًا لرياح القرص ويتصل بصدمات القوس الكبيرة التي يقودها النفث على مسافة كبيرة ".
قال Benoit Tabone في مرصد Leiden ، الذي قدم النموذج النظري لهذه الدراسة ، "إنه لأمر مدهش أن نرى كيف يمكن لنماذج الرياح القرصية المغناطيسية أن تتطابق مع التشكل الملحوظ وعلم الحركة لرياح HH 212. أعاد نموذجنا في البداية إنتاج ملاحظات ALMA ذات الدقة المكانية المنخفضة ، ولكن مع هذه الملاحظات عالية الدقة الزاويّة الجديدة ، يمكننا اختبار نماذج رياح القرص المغناطيسي بقوة واستنتاج الزخم الزاوي الذي تحمله الرياح. "

“The observations and modeling of the jet-wind interaction open an entirely new and promising avenue to constrain the large-scale magnetic field in accretion disks, which can have fundamental impact on the early process of planet formation”, commented also Sylvie Cabrit at Observatoire de Paris.

Schematic diagram showing the launching of the jet and disk wind from an accretion disk, driving the accretion process for star formation.
Credit: Ya-Ling Huang/ASIAA


HH 212 is a nearby star-forming system in Orion at a distance of about 1300 ly. The central protostar (baby star) is very young with an age of only

40,000 yrs (which is about 10 millionth of the age of Our Sun) and a mass of

0.25 Msun. It accretes material actively through an accretion disk. A powerful bipolar jet is ejected from the center of the disk, allowing disk material there to be accreted to the central protostar.

Previous search in SO molecular emission at a resolution of 60 au detected a disk wind around the jet. Now with a resolution of 13 au (i.e. about 5 times higher resolution) and an unprecedented high sensitivity, ALMA resolved the disk wind and detected its interaction with the jet (see Figure 1). Quantitative modeling indicates (see Figure 2): (1) the wind is consistent with an extended magnetic disk wind launched from ≃ 4 to 40 au, extracting angular momentum to drive disk accretion (2) the jet is launched from the dust-free zone of the disk, allowing material there to fall onto the baby star and (3) the jet drives large bow shocks interacting with the disk wind and producing a cavity, with a thin SO shell forming its boundary. This interaction provides unique first clues to the unknown magnetic field strength and distribution in young accretion disks.


معلومة اضافية:
This research was presented in a paper “First Detection of Interaction between a Magnetic Disk Wind and an Episodic Jet in a Protostellar System,” by Lee et al. appeared in the Astrophysical Journal Letters on Feb 2nd, 2021.


Accretion disk

An accretion disk is rapidly spiraling matter that is in the process of falling into an astronomical object. In principle, any star could have an accretion disk, but in practice, accretion disks are often associated with highly collapsed stars such as black holes or neutron stars.

The matter that feeds the accretion disk can be obtained when a star passes through a region where the interstellar matter is thicker than normal. Usually, however, a star obtains matter for an accretion disk from a companion star. When two stars orbit each other, there is an invisible surface around each of the stars, called the Roche lobe. Each star is more or less at the center of one of these two teardrop-shaped surfaces, which touch at their points. The two Roche lobes represent all points where the gravitational potential of both stars is equal. Any matter on a Roche lobe can just as easily fall into either star. If one star in a binary system becomes larger than its Roche lobe, matter will fall from it onto the other star, forming an accretion disk.

The matter falling into a collapsing star hole tends to form a disk because a spherical mass of gas that is spinning will tend to flatten out. The faster it is spinning, the flatter it gets. So, if the falling material is orbiting the central mass, the spinning flattens the matter into an accretion disk.

Black holes are objects that have collapsed to the point that nothing, not even light, can escape their gravity. Because no light can escape, there is no way to directly observe a black hole. However, if the black hole has an accretion disk, we can observe the black hole indirectly by observing the behavior of the accretion disk, which will emit x rays.

Accretion disks can also occur with a white dwarf in a binary system. A white dwarf is a collapsed star that is the final stage in the evolution of stars similar to the Sun. White dwarfs contain as much mass as the Sun, compressed to about the size of Earth. Normally the nuclear reactions in a white dwarf have run out of fuel, but additional nuclear reactions may be fueled by hydrogen from the accretion disk falling onto the white dwarf. White dwarfs have some unusual properties that do not allow them to expand slowly to release the heat pressure generated by these nuclear reactions. This heat pressure therefore builds up until the surface of the white dwarf explodes. This type of explosion is called a nova (not the same as a supernova), and typically releases as much energy in the form of protons in less than a year as the Sun does in 100,000 years.

Cite this article
Pick a style below, and copy the text for your bibliography.


شاهد الفيديو: الجبر الخطي - المحاضرة الخامسة - المرحلة الثانية - Linear Algebra (شهر اكتوبر 2021).