Astronomiya

Supernova qalığının forması əcdad ulduzunun maqnit sahəsindən asılıdır?

Supernova qalığının forması əcdad ulduzunun maqnit sahəsindən asılıdır?

Bir ulduzdakı maqnit sahəsinin fəaliyyəti çox xaotik ola bilər və sualım bunlarla bir-birinə bağlıdır?


Əslində, supernova qalığının forması əsasən ulduzun quruluşundan və biometriyasından qaynaqlanır. Partlayış zamanı ulduz təbəqələri genişlənir və yüksək sürətlər supernova qalığı ilə nəticələnir. Yaxşı bir nümunə Buğa bürcündəki xərçəng dumanlığıdır.


Supernova qalıqlarının formasını təsir edən amillər bunlardır:

  1. Ulduzlararası mühit (qaz və ulduzlar arasındakı hissəciklər)
  2. Ulduzu əhatə edən planetlər
  3. Maqnetik sahə (eyni şəkildə maqnit sahələri də aurora səbəb olur)
  4. Supernovadan əvvəl ulduzun kütləvi paylanması

Yəqin daha çoxu var, amma bu anda düşünə biləcəyim yalnız budur


Maqnetar ilə Supernova qalıqları: Magnetar meydana gəlməsinə dair ipuçları

Bu yazıda maqnetarların sürətlə fırlanan neytron ulduzları kimi meydana gəldiyinə dair müşahidə sübutlarının olmamasını müzakirə edirəm. Maqnetarları olan Supernova qalıqları, belə bir forma ssenarisi üçün gözlənilən kinetik enerjinin çox olduğunu göstərmir və reliks pulsar külək dumanlığına dair heç bir dəlil yoxdur. Bununla birlikdə, maqnitlərin biraz daha yavaş fırlanma dövrləri ilə meydana gəlməsi və ya bütün çox fırlanma enerjisinin partlama enerjisini artırmaq üçün istifadə edilməməsi, məsələn, cazibə şüalanması nəticəsində ola bilər. Sürətli başlanğıc dövrü fərziyyəsi üçün başqa bir müşahidə testi, müşahidə olunan supernovaların təxminən 1% -inin birinci il ərzində bir maqnitin fırlanma aşağı parlaqlığından qaynaqlanan əlavə 10 40–10 44 erg / s artıq enerjiyə sahib olduğuna dair statistik dəlil axtarmaqdır. .

Maqnetarların yüksək maqnit sahələri üçün alternativ ssenari, maqnit sahəsinin əcdad ulduzundan miras qaldığı fosil sahə hipotezidir. SN1987A partlayışında əmələ gələn neytron ulduzu yavaş-yavaş fırlanan bir maqnit kimi meydana çıxmadığı təqdirdə, bu fərziyyə üçün birbaşa müşahidə testlərini formalaşdırmaq daha çətindir.

Nəhayət, Cas A-dakı təyyarələr və onun rentgen nöqtəsi mənbəyi arasındakı mümkün əlaqəyə diqqət çəkirəm: Cas A-dakı təyyarələr partlamanın, ehtimal ki, sürətlə dönən kompakt bir cisimlə işləyən bir rentgen flaşı ilə müşayiət olunduğunu göstərə bilər. Lakin Cas A-dakı nöqtə mənbəyi sürətlə fırlanan neytron ulduzu kimi görünmür. Bu, Cas A-nın 330 il ərzində xeyli yavaşlayan və bir dipol maqnit sahəsi tələb edən neytron ulduzu ehtiva etdiyini göstərir. B & gt 5 × 10 13 G. İndiki dövrdə reliksli radio pulsar külək dumanlığına dair dəlil çatışmazlığı 10 15 G-dən daha yüksək maqnit sahəsi çıxarmaq üçün istifadə edilə bilər.


Başlıq: TYCHO’S SUPERNOVA'DA QALAN NUSTAR'I QALAN SİNKROTRON NÜMAYƏNİNİN VƏ TİTANYUMUN MƏHSƏLƏ HƏLL EDİLMİŞ İŞLƏRİ

Tycho-nun supernova qalığının (SNR) NuSTAR ilə apardığı dərin müşahidələrin (∼750 ks) nəticələrini bildiririk. Bu məlumatlardan istifadə edərək, ən sərt rentgen şüaları istehsal edən bölgələri müəyyənləşdirmək və radioaktiv parçalanma xətti emissiyasını axtarmaq üçün bir neçə enerji zolağı üzərində dar zolaqlı görüntülər istehsal edirik. Ti. Ən sərt (& gt10 keV) rentgen şüalarının Tycho-nun cənub-qərbində cəmləşdiyini, son Chandra müşahidələrinin kosmik şüa spektrinin dizinə qədər sürətlənmiş hissəciklərlə əlaqəli yüksək emissivlik “zolaqları” aşkarladığını gördük. Dəlil tapmırıq Ti və SNR içərisində olması və yayılması üçün məhdudiyyətlər təyin etdik. Bu hədlər yuxarı hədlə uyğundur M kütləsi & lt 2.4 × 10 M 2.3 kpc məsafədə. Tycho boyunca 66 bölgənin məkan olaraq həll edilmiş spektroskopik analizini aparırıq. Sərt rentgen spektrlərinin ən yaxşı uyğunlaşma tezliyini eşidirik və bu nəticələri şok genişlənmə və mühit sıxlığı ölçüləri ilə müqayisə edirik. Ən yüksək enerji elektronlarının ən aşağı sıxlıqlarda və ən sürətli zərbələrdə sürətlənmə tezliyinin şok sürəti ilə dik bir asılılığı ilə sürətləndiyini tapırıq. Belə bir asılılıq, daha sürətli və elektron elektronların maksimum enerjisinin sinxrotron itkiləri ilə deyil, SNR yaşı ilə məhdudlaşdırıldığı modellər tərəfindən proqnozlaşdırılır, lakin bu ssenari Tycho-dakı müşahidələrdən əldə ediləndən daha aşağı maqnit sahəsinin gücünü tələb edir. Bu uyğunsuz tapıntıları bir-birinə gətirməyin bir yolu şok obliklik təsirləridir və hissəciklərin sürətlənməsi prosesində oblikliyin rolunu araşdırmaq üçün gələcək müşahidə işi lazımdır. & daha az


İstinadlar

Pavlov, G. G., Zavlin, V. E. & amp; Sanwal, D. in Proc. WE-Heraeus Seminarı: Neytron Ulduzları, Pulsarlar və Supernova Qalıqları (eds Becker, W., Lesch, H., & amp Trümper, J.) Cild 270 273–286 (MPE Raporu 278, MPI, 2002)

Pavlov, G. G., Zavlin, V. E., Aschenbach, B., Trümper, J. & amp Sanwal, D. Cassiopeia A-dakı kompakt mərkəzi obyekt: isti qütb qapaqları olan neytron ulduzu və ya qara dəlik? Astrofizlər. J. 531, L53 – L56 (2000)

Chakrabarty, D., Pivovaroff, M. J., Hernquist, L. E., Heyl, J. S. & amp Narayan, R. Cassiopeia A-da mərkəzi rentgen nöqtəsi mənbəyi. Astrofizlər. J. 548, 800–810 (2001)

Pavlov, G. G. & amp Luna, G. J. M. Cassiopeia A supernova qalığındakı mərkəzi kompakt obyektin xüsusi bir Chandra ACIS müşahidəsi. Astrofizlər. J. 703, 910–921 (2009)

Rosen, L. C. Neytron ulduzlu atmosferlərdə hidrogen və helium bolluğu. Astrofizlər. Space Sci. 1, 372–387 (1968)

Chang, P. & amp; Bildsten, L. Gənc neytron ulduz zərflərinin təkamülü. Astrofizlər. J. 605, 830–839 (2004)

Reed, J. E., Hester, J. J., Fabian, A. C. & amp Winkler, P. F. Cassiopeia A supernova qalığının üç ölçülü quruluşu. I. Sferik qabıq. Astrofizlər. J. 440, 706–721 (1995)

Ashworth, W. B. Cassiopeia A supernovasının ehtimal olunan Flamsteed müşahidəsi. J. Tarix Astron. 11, 1–9 (1980)

Fesen, R. A. et al. Cassiopeia A supernova qalığının genişlənmə asimetri və yaşı. Astrofizlər. J. 645, 283–292 (2006)

Tananbaum, H. Cassiopeia A. IAU Circ. 7246, (1999)

Garmire, G. P., Bautz, M. W., Ford, P. G., Nousek, J. A. & amp Ricker, G. R. Chandra X-ray Rəsədxanasında inkişaf etmiş CCD görüntü spektrometri (ACIS) aləti. Proc. Casus 4851, 28–44 (2003)

Hwang, U. et al. Cassiopeia A-nın bir milyon ikinci Chandra görünüşü. Astrofizlər. J. 615, L117 – L120 (2004)

Heinke, C. O., Rybicki, G. B., Narayan, R. & amp Grindlay, J. E. 47 Tucanae kürəsindəki X7 neytron ulduzuna tətbiq olunan hidrogen atmosfer spektral modeli. Astrofizlər. J. 644, 1090–1103 (2006)

Lattimer, J. M. & amp Prakash, M. Neytron ulduz müşahidələri: vəziyyət məhdudiyyətlərinin tənliyi üçün proqnoz. Fiz. Rep. 442, 109–165 (2007)

Murray, S. S., Ransom, S. M., Juda, M., Hwang, U. & amp Holt, S. S. Cassiopeia'nın mərkəzindəki kompakt qaynaq A zərbəsidir? Astrofizlər. J. 566, 1039–1044 (2002)

Greenstein, G. & amp; Hartke, G. J. Neytron ulduzlarından gələn qara cisim radiasiyasının nəbz kimi xarakteri. Astrofizlər. J. 271, 283–293 (1983)

Yakovlev, D. G. & amp; Pethick, C. J. Neutron ulduzu soyutma. Annu. Rev. Astron. Astrofizlər. 42, 169–210 (2004)

Səhifə, D., Geppert, U. & amp Weber, F. Kompakt ulduzların soyuması. Nüvə. Fiz. A 777, 497–530 (2006)

Tsuruta, S. et al. Hiperon qarışıq neytron ulduzlarının istilik təkamülü. Astrofizlər. J. 691, 621–632 (2009)

Woosley, S. E., Heger, A. & amp Weaver, T. A. Nəhəng ulduzların təkamülü və partlaması. Rev. Mod. Fiz. 74, 1015–1071 (2002)

Gotthelf, E. V. & amp; Halpern, J. P. Puppis A-da 112 ms-lik rentgen pulsarının kəşfi: doğuş zamanı zəif maqnit edilmiş neytron ulduzlarının daha bir sübutu. Astrofizlər. J. 695, L35 – L39 (2009)

Müslümov, A. & amp; Səhifə, D. Pulsarların açılması gecikdi. Astrofizlər. J. 440, L77 – L80 (1995)

Predehl, P., Costantini, E., Hasinger, G. & amp Tanaka, Y. XMM-Newton qalaktik mərkəzin müşahidəsi - X-ray əks dumanlıq modelinə qarşı bir dəlil? Astron. Nachr. 324, 73–76 (2003)

Davis, J. E. Hadisə ilə əlaqəli cihazlarda hadisə yığını. Astrofizlər. J. 562, 575–582 (2001)

Alcock, C. & amp Illarionov, A. Ulduzların səthi kimyası. I. Ağ cırtdan zərflərdə ağır ionların yayılması. Astrofizlər. J. 235, 534–540 (1980)

Şəffaflıq Layihəsi Komandası. Şəffaflıq Layihəsi 〈Http://cdsweb.u-strasbg.fr/topbase/op.html〉 (2009)

Rajagopal, M. & amp Romani, R. W. Aşağı sahəli neytron ulduzları üçün atmosfer mühitləri. Astrofizlər. J. 461, 327–333 (1996)

Zavlin, V. E., Pavlov, G. G. & amp Shibanov, Yu. A. Aşağı maqnit sahələri olan model neytron ulduz atmosferləri. Astron. Astrofizlər. 315, 141–152 (1996)

Ho, W. C. G. & amp; Lai, D. Güclü maqnit edilmiş neytron ulduzlarının atmosferi və spektrləri. Ay Yox. R. Astron. Soc. 327, 1081–1096 (2001)

Mori, K. & amp Ho, W. C. G. Güclü maqnitlənmiş neytron ulduzları üçün orta Z elementi atmosferlərini modelləşdirmək. Ay Yox. R. Astron. Soc. 377, 905–919 (2007)


Cygnus Cocoon-da çox yüksək enerjili kosmik şüaların sürətlənməsinə dair HAWC müşahidələri

  • A. U. Abeysekara
  • , A. Albert
  • , R. Alfaro
  • , C. Alvarez
  • , J. R. Angeles Camacho
  • , J. C. Arteaga-Velázquez
  • , K. P. Arunbabu
  • , D. Avila Rojas
  • , H. A. Ayala Solares
  • , V. Bagmanyan
  • , E. Belmont-Moreno
  • , S. Y. BenZvi
  • , R. Blandford
  • , C. Brisbois
  • , K. S. Caballero-Mora
  • , T. Capistrán
  • , A. Carramiñana
  • , S. Casanova
  • , U. Cotti
  • , S. Coutiño de León
  • , E. De la Fuente
  • , R. Diaz Hernandez
  • , B. L. Dingus
  • , M. A. DuVernois
  • , M. Durocher
  • , J. C. Díaz-Vélez
  • , R. W. Ellsworth
  • , K. Engel
  • , C. Espinoza
  • , K. L. Fan
  • , K. Fang
  • , H. Fleischhack
  • , N. Fraija
  • , A. Galván-Gámez
  • , D. Garcia
  • , J. A. García-González
  • , F. Garfias
  • , G. Giacinti
  • , M. M. González
  • , J. A. Goodman
  • , J. P. Harding
  • , S. Hernandez
  • , J. Hinton
  • , B. Hona
  • , D. Huang
  • , F. Hueyotl-Zahuantitla
  • , P. Hüntemeyer
  • , A. Iriarte
  • , A. Jardin-Blicq
  • , V. Joshi
  • , D. Kieda
  • , A. Lara
  • , W. H. Lee
  • , H. León Vargas
  • , J. T. Linnemann
  • , A. L. Longinotti
  • , G. Luis-Raya
  • , J. Lundeen
  • , K. Malone
  • , O. Martinez
  • , I. Martinez-Castellanos
  • , J. Martínez-Castro
  • , J. A. Matthews
  • , P. Miranda-Romagnoli
  • , J. A. Morales-Soto
  • , E. Moreno
  • , M. Mostafá
  • , A. Nayerhoda
  • , L. Nellen
  • , M. Newbold
  • , M. U. Nisa
  • , R. Noriega-Papaqui
  • , L. Olivera-Nieto
  • , N. Omodei
  • , A. Peisker
  • , Y. Pérez Araujo
  • , E. G. Pérez-Pérez
  • , Z. Ren
  • , C. D. Rho
  • , D. Rosa-González
  • , E. Ruiz-Velasco
  • , H. Salazar
  • , F. Salesa Greus
  • , A. Sandoval
  • , M. Schneider
  • , H. Schoorlemmer
  • , F. Serna
  • , A. J. Smith
  • , R. W. Springer
  • , P. Surajbali
  • , K. Tollefson
  • , I. Torres
  • , R. Torres-Escobedo
  • , F. Ureña-Mena
  • , T. Weisgarber
  • , F. Werner
  • , E. Willox
  • , A. Zepeda
  • , H. Zhou
  • , C. De León
  • & amp; D. D. Alvarez

Təbiət Astronomiyası (2021)

Ulduz qruplarında külək və supernova şoklarının real modelləşdirilməsi: 22Ne / 20Ne və Qalaktik kosmik şüalardakı digər problemlərin həlli

Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri (2020)

LASCO-nun 20 illik əməliyyatından SoHO missiyasından qalaktik kosmik şüalanma hadisələrinin müşahidəsi

Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri (2018)

IceCube və yüksək enerjili kosmik neytrinonun kəşfi

Beynəlxalq Müasir Fizika Jurnalı D (2016)

AMS-02 antiproton və pozitron fraksiya məlumatlarından qaranlıq maddə məhdudiyyətləri

Fiziki baxış D (2016)


Metod və başlanğıc parametrləri

Bu hissədə əcdadlarımızın ətraf mühitini modelləşdirmək üçün istifadə olunan ədədi metodları nəzərdən keçiririk və supernova partlayış dalğalarının qurulması prosedurunu təqdim edirik.

Ulduz mühitinin modelləşdirilməsi

Pluton kodundan istifadə edərək iki ölçülü simulyasiyalar həyata keçiririk (Mignone et al. 2007, 2012) hərəkət edən nüvə çökmə supernova əcdadlarının ətraf mühitini modelləşdirmək üçün. Hidrodinamik tənliklərini silindrik hesablama sahəsindəki həll edirik (O R, z) mənşə O, qaçan ulduzun yeri ilə üst-üstə düşür və ətrafında fırlanma simmetriyasına malikdir R = 0. bərabər bir şəbəkə NR × Nz grid hüceyrələri [0, Rmaks] × [zdəq, zmaks] müvafiq olaraq. | $ Boldsymbol < hat < boldsymbol təyin edirik >> $ | və | $ boldsymbol < hat < boldsymbol >> $ | oxun vahid vektorları kimi Və yaOzsırasıyla. Şəbəkə məkan çözünürlüğü Δ = Rmaks/NR. Comerón & amp Kaper (1998) metodunu izləyərək mənşəyinin mərkəzində olan radius 20 ızgara hüceyrələri dairəsindəki ulduz küləyi buraxırıq və hərəkət edən əcdadın istinad nöqtəsi daxilində külək-ISM qarşılıqlı təsirini hesablayırıq.

Başlanğıcda 10, 20 və 40 M ətraf mühitini modelləşdiririk arasındakı kosmik sürətlə hərəkət edən ulduzlar v = 20 ilə | $ 70 , rm km , rm s ^ <-1> $ | ⁠. Ulduz külək xüsusiyyətləri (zamana bağlı) ulduz təkamül modellərindən götürülmüşdür (Brott et al. 2011). Hidrogen sayı sıxlığı ilə homojen bir ISM hesab edirik nH = 0,57 sm - 3 (Wolfire et al. 2003), yəni ulduzların ana qruplarından sürgün edildiyini və aşağı sıxlıqlı ISM-də hərəkət etdiyini düşünürük. ISM temperaturunu təyin etdik TISM ≈ 8000 K və qazın günəş metalikliyinə sahib olduğunu düşünərək optik olaraq nazik radiasiya ilə soyutma ilə qazanc / itkiləri daxil edin (I hissə 2.3 və 2.4 bölmələri). Bütün yay şok modellərimizə elektron istilik keçiriciliyi daxildir (Spitzer 1962 Cowie & amp McKee 1977).

Modellərimizə başlayırıq tbaşlamaqtpsn − 32 txaç, harada tpsn Ulduz təkamül modelinin sonundakı zamandır. Vaxt aralığı 32 txaç bu yay zərbələrini simulyasiya etmək üçün kifayətdir, inkişaf etdikləri zaman ortaya çıxan hər hansı bir işə salma effektindən qurtulmaq üçün harada txaç = R(0)/v keçid vaxtı və R(0), yay şokunun dayanma məsafəsidir (Baranov, Krasnobaev & amp Kulikovskii 1971). Hər yay şok modelinin hesablanması, ulduz təkamül modelinin sonuna qədər izlənir tson. Başlanğıcda 10 və 20 M əcdadlar qırmızı bir supergiant kimi partlayırlar (Kağız I). Bu modelləri, xüsusən də ulduz radiasiya sahəsinin yay şokuna qapılmadığını nəzərə alsaq, Kağız I-dəki əsas fərziyyələrlə işləyirik (Weaver et al. 1977). Üstəlik, başlanğıcda 40 M olan təkamül modelimizi qəbul edirik supernova öncəsi fazaya qədər getməyən əcdad, supernova partlaması anında kütləvi paylanmaya yaxınlaşmaq üçün kifayətdir. Ulduz təkamül modellərimiz, Kağız I'nin 2.2-ci hissəsində və külək xüsusiyyətləri tpsn Cədvəl 1-də göstərilmişdir.

İstifadə olunan ulduz təkamül modellərinin sonunda külək xüsusiyyətləri, at tpsn. M (M) hər bir ulduzun başlanğıc kütləsidir, | $ dot, ( rm M _ << odot >> , rm yr ^ <-1>) $ | onların kütləvi itkisi və vkülək (km s −1) onların külək sürəti, sırasıyla ulduzdan 0,01 pc məsafədədir. Teff (K) ulduzların təsirli temperaturudur (Brott et al. 2011).


Günəş sistemi cisimləri ilə keçidlər

Yengeç Bulutsusu, Ekliptikdən və Yerin təyyarəsindən Günəşin ətrafında dövrə vurmaqla təxminən 1 & frac12 & deg uzaqlıqdadır. Bu o deməkdir ki, Ay & mdash və bəzən planetlər və mdash dumanlığı keçə bilər və ya gizlədə bilər. Günəş dumanlığı keçməsə də, tacı onun qarşısından keçir. Bu keçidlər və okkultasiyalar həm dumanlığı, həm də qarşısından keçən cismi təhlil etmək üçün, dumanlıqdan gələn radiasiyanın keçid orqanı tərəfindən necə dəyişdirildiyini müşahidə etməklə istifadə edilə bilər.

Ay tranzitləri dumanlıqdan gələn rentgen emissiyalarının xəritəsində istifadə edilmişdir. Chandra X-ray Rəsədxanası kimi rentgen müşahidə peyklərinin buraxılmasından əvvəl, rentgen müşahidələri ümumiyyətlə olduqca aşağı açısal bir qətiyyətə sahib idi, lakin Ay dumanlığın qarşısından keçəndə mövqeyi çox dəqiq bilinir və beləliklə dumanlıq parlaqlığındakı dəyişikliklər rentgen emissiyası xəritələri yaratmaq üçün istifadə edilə bilər. X-şüaları ilk dəfə Crabdan müşahidə edildikdə, mənbələrin dəqiq yerini təyin etmək üçün bir ayın okkultasiyası istifadə edilmişdir.

Günəş & # 39s tacı hər iyun Yengeçin qarşısından keçir. Bu anda Crabdan alınan radio dalğalarındakı dəyişikliklər tacın sıxlığı və quruluşu haqqında təfərrüatlarını çıxarmaq üçün istifadə edilə bilər. Erkən müşahidələr tacın əvvəllər düşünüləndən daha çox məsafələrə uzandığını təsbit etdi. Sonrakı müşahidələr tacın əhəmiyyətli sıxlıq dəyişikliyi içərisində olduğunu tapdı.

Çox nadir hallarda Saturn Crab Bulutsusundan keçir. 2003-cü ildəki tranziti 1296-cı ildən bəri ilk dəfə 2267-ci ilə qədər baş verməyəcək. Müşahidəçilər Chandra X-ray Rəsədxanasından istifadə edərək Saturn və # 39sun ay Titanını dumanlığı keçərkən müşahidə etdilər və Titan'ın rentgen və # kölgə & # olduğunu təsbit etdilər. 39 atmosferdəki rentgen şüalarının mənimsənilməsinə görə qatı səthindən daha böyük idi. Bu müşahidələr Titan & # 39s atmosferinin qalınlığının 880 km olduğunu göstərdi. Saturnun keçidinin özü müşahidə edilə bilmədi, çünki o zaman Chandra Van Allen kəmərlərindən keçirdi.


Mücərrəd

10 4 vahid bulud dəsti M təsadüfi olaraq 3 ilə 7 kpc radius arasında paylanmış, qalaktik diskin ümumi çəkisi və qarşılıqlı çəkisi altında hərəkət etmək. Buludlar toqquşanda gevşek aqreqatlar və ya nəhəng molekulyar buludlar (GMC) əmələ gətirir. Ulduz əmələ gəlmə dərəcəsinin GMC kütləsi ilə mütənasib olduğu qəbul edilir. Yaranan daha kütləvi ulduzlar tezliklə supernovaya çevrilir və bu da GMC-ni vahid buludlara qaytarır. Təxminən 350 Myr-dən sonra GMC-lərin kütlə spektri −1,6 olan və kütlə-radius əlaqəsi olan sabit bir vəziyyətə çatılır. MR 2, hər ikisi müşahidələrlə razılaşaraq. Simulyasiyamızdan qalaktikamızda ≲ 775 ± 12 supernova qalıqlarının olmasını tapırıq. Spiral qolların mövcudluğu, supernova qalıqlarının istehsal sürətini artırmır, ancaq GMC-lərin onların ətrafında cəmləşməsinə səbəb olur.


24 aprel 2014 Cümə axşamı

Hiyləgər planetlərin mövcud olduğuna dair hər hansı bir dəlil varmı?

İlk yarandığı nəhəng planetlər böyük və isti olur. Əsasən infraqırmızıda öz işıqlarını yayırlar. Belə ki cavan təcrid olunmuş planetlərə birbaşa baxmaq olar.

Ədəbiyyatda gənc ulduz meydana gətirən bölgələrdə bir neçə Yupiter kütləsi qədər kiçik obyektlərin təsbit edildiyi barədə müxtəlif iddialar var. IAC qəhvəyi cırtdan tədqiqat qrupunun müxtəlif sənədlərinə baxın

Bu yaxınlarda Liu və digərlərinin kəşf etdiyi beta Pic hərəkət qrupunun bir hissəsi olan başqa bir obyekt. (2013), təqribən 8 Yupiter kütləsinə sahibdir (Biller et al. 2015).

Bu iddialar tənqidə açıqdır - bəzən zəif bir cismin əlaqəsiz bir arxa cisim olmaqdan daha çox müşahidə olunan ulduz meydana gətirən bölgəyə aid olub olmadığını söyləmək çətindir. İddia olunan kütlələr, eyni zamanda, yaşın bir funksiyası olaraq parlaqlıq-kütlə əlaqəsi üçün modellərdən çox asılıdır və bu cisimlərin yaşları asanlıqla məhdudlaşdırılmır. Ehtimal ki, bu cisimlərin ən azı bir qismi 10 Yupiter kütləsinin altındadır və bəzi təriflərə görə planet olaraq sıralanacaqdır, halbuki ayrı-ayrı cisimlərin heç birinin şübhəsiz aşındığı deyilə bilməz.

Buna baxmayaraq, bir ulduz klasterinin meydana gəlməsində qarışıqlıqda bəzi planetar sistemlərin digər ulduzlarla sıx qarşılaşmalarla ana ulduzlarından kənarlaşdırılması təəccüblü olmazdı və həqiqətən sıx planet ulduz qruplarında planet sistemlərinin ədədi simulyasiyaları bu prosesi göstərir meydana gəlir (məsələn, Davies 2011).

Yaşlı, təcrid olunmuş, planet kütləsi cisimlərini görmək şansları azdır, lakin mikrolensasiya hazırda mövcud olan yeganə texnika kimi görünür. Sərbəst üzən bir planetin mikrolensiya imzası əlbəttə ki, təkrarlanmazdır, buna görə kəşf edilmiş bir planet heç bir şəkildə təqib edilə bilməz. Bununla birlikdə, mikrolensinq hadisələri ilə bağlı sorğular, bu cür obyektlərin nə qədər geniş yayılması barədə statistik bir şey söyləmək üsulu ola bilər. Məsələn http://astrobites.org/2011/05/24/free-floating-planets-might-outnumber-stars/

Bu şeylərin həqiqətən "planet" olub olmadığı da mübahisəlidir. Ən nəhəng planetlərin fərziyyəsi ilə eyni şəkildə - bir ulduz ətrafında əmələ gələn qayalı bir nüvəyə yığılma yolu ilə meydana gələn orijinal planetlər ola bilər. Daha sonra sistemindəki digər cisimlərlə və ya üçüncü cisimlə dinamik qarşılıqlı təsirlər nəticəsində ana ulduzlarından uzaqlaşdırıla bilərdilər. Yuxarıda dediyim kimi, N-bədən simulyasiyaları bunun baş verəcəyini proqnozlaşdırır (məs. Liu və digərləri 2013).

Digər tərəfdən, molekulyar bir buludun çökməsi və parçalanması zamanı meydana gələ bilən və nədənsə qazı əlavə edə bilmədikləri ən aşağı kütləvi qaz parçalarını təmsil edə bildilər (yəni həqiqətən daha az kütləli qəhvəyi cırtdanlara bənzəyirlər). ). Bu "parçalanma həddi" adlanan 10 Yupiter kütləsidir, lakin bir az aşağı olsaydı, indiyə qədər görülən sərbəst üzən "planetləri" izah edə bilər.


Samanyolu namizədləri [redaktə | mənbəyi redaktə et]

Təxminən 21.000 işıq ili məsafəsində yerləşən Wolf-Rayet ulduzu WR124 ətrafındakı dumanlıq & # 91151 & # 93

Süd Yolundakı növbəti supernova, ehtimal ki, qalaktikanın uzaq tərəfində baş versə də, aşkarlanacaq. Çox güman ki, əlamətdar olmayan bir qırmızı supergianın çökməsi ilə istehsal olunur və bunun artıq 2MASS kimi infraqırmızı anketlərdə kataloqu olması ehtimalı böyükdür. Növbəti nüvə çökmə supernovasının, sarı bir hiperjiant, parlaq mavi dəyişən və ya Wolf-Rayet kimi fərqli bir kütləvi ulduz tərəfindən istehsal olunma ehtimalı daha kiçikdir. Növbəti supernovanın ağ bir cırtdanın yaratdığı bir Ia tipi olma ehtimalı, bir əsas çökmə supernovasının üçdə biri kimi hesablanır. Yenə də harada baş verərsə müşahidə olunmalıdır, ancaq nəslin müşahidə olunma ehtimalı daha azdır. Bir tip Ia progenitor sisteminin necə göründüyü tam olaraq bilinmir və bunları bir neçə parsekdən kənarda tapmaq çətindir. Qalaktikamızdakı ümumi supernova nisbətinin əsrdə 2 ilə 12 arasında olduğu təxmin edilir, baxmayaraq ki, əsrlər boyu bunları müşahidə etməmişik. & # 9199 & # 93

Statistik olaraq, növbəti supernovanın başqa bir şəkildə fərqlənməyən bir qırmızı supergidan istehsal ediləcəyi ehtimalı böyükdür, lakin bu supergigantlardan hansının öz nüvələrində ağır element birləşməsinin son mərhələsində olduğunu və milyonlarla ili qalanlarını müəyyənləşdirmək çətindir. Ən kütləvi qırmızı supergians atmosferlərini tökür və nüvələri dağılmadan əvvəl Wolf-Rayet ulduzlarına doğru irəliləyirlər. Bütün Wolf-Rayet ulduzları həyatlarını Wolf-Rayet mərhələsindən bir milyon il içində bitirir, lakin yenə də nüvənin çökməsinə ən yaxın olanları tanımaq çətindir. Partlamadan bir neçə min ildən çox olmaması gözlənilən siniflərdən biri, öz heliumlarını tükətdikləri bilinən WO Wolf-Rayet ulduzlarıdır. & # 91152 & # 93 Bunlardan yalnız səkkizi bilinir və bunlardan yalnız dördü Samanyolu'ndadır. & # 91153 & # 93

Bir sıra yaxın və ya tanınmış ulduzların mümkün olan əsas çökmə supernova namizədləri kimi təsbit edildi: qırmızı supergiants Antares və Betelgeuse & # 91154 & # 93 sarı hiperjant Rho Cassiopeiae & # 91155 & # 93 parlaq mavi dəyişən Eta Carinae Supernova saxtakar & # 91156 & # 93 və Regor və ya Gamma Velorum sistemindəki ən parlaq komponent olan Wolf-Rayet ulduzu. & # 91157 & # 93 Digərləri mümkün qədər şöhrət qazandılar, baxmayaraq ki, çox ehtimal olmasa da, WR 104, məsələn, qamma şüalarının yaranması üçün əcdadlar. & # 91158 & # 93

Ia tip supernovaya namizədlərin müəyyənləşdirilməsi daha spekulyativdir. Təqdim olunan ağ cırtdana sahib olan hər hansı bir ikili bir supernova istehsal edə bilər, baxmayaraq ki, dəqiq mexanizm və zaman ölçüsü hələ müzakirə olunur. Bu sistemlər zəifdir və onları tanımaq çətindir, lakin yeni və təkrarlanan yenilər özlərini rahatlıqla reklam edən sistemlərdir. Bir nümunə U Scorpii. & # 91159 & # 93 Ən yaxın bilinən Tip Ia supernova namizədi 150 işıq ili məsafədə yerləşən IK Pegasi (HR 8210) & # 91160 & # 93, lakin müşahidələr ağ cırtdanın birləşməsindən bir neçə milyon il əvvəl olacağını göstərir. tip Ia supernova olmaq üçün tələb olunan kritik kütlə. & # 91161 & # 93 Şablon: Sil


Videoya baxın: Магазин Магнит скидки (Sentyabr 2021).