Astronomiya

Ulduzlararası və qalaktikalararası kvant sahələrinin sıxlığındakı dəyişiklik fotonların Qırmızı sürüşməsinə təsir edə bilərmi?

Ulduzlararası və qalaktikalararası kvant sahələrinin sıxlığındakı dəyişiklik fotonların Qırmızı sürüşməsinə təsir edə bilərmi?

Günəş sistemimizin heliosferini qalaktikamızda və hətta bütünlükdə kainatda baş verənlərə analji olaraq istifadə edərək, kvant sahələrindəki dəyişikliklərlə işıq qırmızıya doğru dəyişə bilərmi?

Kainat daim ulduzlar, pulsarlar, kvazarlar, qara dəliklər və s. Hissəcikləri ilə bombalanır ... Bu hissəciklərin fotonlarla işığın yenidən sürüşməsinə səbəb olacaq şəkildə qarşılıqlı əlaqəsi mümkündürmü?


Yox.

Və ya ən azından belə bir təsir nə Yerin lokalizasiyasında, nə də uzaq mənbələrdən aşkarlanan işığın içində heç vaxt müşahidə olunmamışdır.

Fotonun kvant sahəsi ilə (məsələn, elektromaqnit sahəsi) qarşılıqlı əlaqəsi varsa, bu səpələnməyə səbəb olur. Səpələnmə uzaq mənbələrin bulanmasına və qaralmasına səbəb ola bilər. Bu müşahidə edilmir.

Belə bir təsir, əgər varsa, daha çox yerli miqyasda da olmalıdır. Ancaq qalaktikamızdakı məsafə ilə əlaqəli heç bir sürüşmə yoxdur. Digər yerli mənbələrin yaydığı fotonlarda, hətta kiçik bir sürüşmə olduğuna dair bir dəlil yoxdur

Beləliklə, belə bir təklif, səpələnməyə səbəb olmayan, yalnız yerli qalaktikalar qrupunun xaricindən gələn işığı təsir edən, əksinə məsafəyə görə xətti bilinməyən bir işığın qarşılıqlı təsirini tələb edəcəkdir. Uzaq qalaktikalardakı zamanın ləngiməsi (genişlənən bir kainat modelinin nisbi zaman dilatasyonu kimi başa düşdüyü) kimi hadisələri izah etmək lazımdır.

Qısacası: Xeyr, ulduzlararası və qalaktikalararası kvant sahələrinin sıxlığındakı dəyişiklik fotonların müşahidə edilən qırmızı sürüşməsinə səbəb olmur.


Big Bang Kosmoloji Astronomik Ölümü qarşılayır

Crab Nebula üçün yazı.
Torosdakı Yengeç Bulutsusunda görülən Ulduzlararası maddə, nadir hala gəlmiş qalaktikalararası mühitdə daha böyük miqyasda həmkarına sahibdir. Qalaktikalararası mühitin ilk dəfə 1970-ci illərdə mövcud olduğu göstərilmişdir. Müəllif deyir ki, uzaq qalaktikalardan gördüyümüz işığın bu mühitdən keçərkən onunla qarşılıqlı əlaqədə olmaması mümkün deyil.

1. Giriş
Hamımızın kainatın Big Bang ilə hər dəfə bir dəfə "başladığını" oxumağa o qədər alışmışıq ki, insanların çoxu artıq bunu şübhə altına almağa və yoxlamağa ehtiyac duymur. Big Bang nəzəriyyəsinin detallı bir təhlili, eyni zamanda uyğun olmayan və ya da vacib olanlar da daxil olmaqla astrofizik müşahidələrin zidd olduğu nəticələrə və nəticələrə gətirib çıxarır.
Eyni zamanda, modelin sütunlarından biri olan bütün vacib kosmik qırmızı sürüşmə - spektral xətlərin spektrin qırmızı ucuna doğru dəyişməsi, mənbənin bizdən məsafəsi ilə mütənasib olaraq Dopplerə müraciət etmədən izah edilə bilər. sürət təfsiri (1) Big Bang nəzəriyyəçiləri üçün çox əzizdir. Qırmızı sürüşmə, bunun əvəzinə qalaktikalararası mühiti nəzərə almaqla və işığın müşahidəçiyə gedən yolda belə bir mühitlə necə təsir bağışladığına dair anlayışımızı düzəltməklə izah olunur. İki fərqli nəzəri yanaşma - yarı klassik elektrodinamika və kvant elektrodinamikası bunu göstərdi hamısı elektrodinamik dalğaların (fotonların) atomlarla qarşılıqlı təsirləri və ya toqquşmaları elastik deyildir, yəni fotonlar qarşılıqlı təsir nəticəsində enerjilərinin çox kiçik bir hissəsini itirirlər. Beləliklə, qalaktika işığının keçməli olduğu qalaktikalararası mühitin dərinliyi nə qədər böyükdürsə, spektrin aşağı enerjili ucuna - yəni qırmızıya doğru - işıq tezliyi dəyişilir.
Bu mülahizələr, Big Bang nəzəriyyəsinin tətbiq etdiyi kainatın ölçüsü sərhədini ortadan qaldırır. Həqiqətən, kainatın təsəvvür edildiyindən daha böyük olduğunu söyləmək olar.

2 --- Böyük Partlayış Kainatı
Elm adamları arasında kainatın son dərəcə sıx bir maddi konsentrasiyadan qaynaqlandığına inanılır. Bu materialın orijinal genişlənməsi Big Bang kimi təsvir edilir. İlk şorbanın sıfır həcmdə yarandığı düşünülsə də, kvant fizikası mülahizələrinə görə santimetr diametri təxminən 10-33 (yəni 1 milyard trilyon trilyon sm) çatana qədər təsvir edilə bilməz. Bu o zaman işıq sürətinə yaxın genişlənən kainatın təxminən 10-43 saniyə yaşında olduğu deməkdir.
Bu andan sonra, Big Bang nəzəriyyəsinə görə, kainat genişlənməyə davam etdi və təqribən bir radiusa sahib bir elektron ölçüsünə çatana qədər (milyard 20 dəfə 10 qat) böyük və daha yaşlı oldu. 10 -13 sm, kainat 10 -23 saniyə yaşındaykən. Növbəti 15 milyard il ərzində nəzəriyyəyə görə kainat 15 milyard işıq ili radiusuna qədər genişlənərək bu gün iddia edilən ölçüyə çatdı. (Bir işıq ili, bir ildə vakuumda işığın keçdiyi məsafə 9.5 10 12 kilometrdir.)

La Jolla, Kaliforniya, Nobel mükafatı laureatı Hannes Alfv n (sağda) və Los Alamos Milli Laboratoriyasından Anthony Peratt (solda) 1989-cu il Fevral Plazma Kainatı konfransının təşkilatçıları ilə müəllif (mərkəzdə).

Bunlar Big bang modelinin tələb etdiyi ölçülər və zaman miqyasıdır, əlbəttə ki, aşılmaz çətinliklərə yol açdığı üçün bütün elm adamları tərəfindən qəbul edilməmiş bir modeldir. RL Millikan və Edwin Hubble kimi görkəmli elm adamları, Big Bang modelinin kosmologiya üçün həll etdiyi problemdən daha çox problem yaratdığını və foton enerji itkisinin qırmızıya sürüşmənin resessionallığın səbəb olduğu Doppler təsiri kimi şərhindən daha sadə və "daha az irrasional" izah olduğunu düşünürdülər. Big Bang-ə uyğun olaraq sürət (Reber 1989 Hubble 1937).

Son illərdə Nobel Mükafatı laureatı Hannes Alfv n və digər astrofizik plazma tələbələri Böyük Partlayışa Plazma Kainatı adlı alternativ bir konsepsiya ilə meydan oxudular. Bu kosmologiyada kainat hər zaman mövcud olmuş və heç vaxt nöqtə qalaktikalarında cəmlənməmişdir və qalaktikalar çoxluqları yalnız cazibə qüvvəsi ilə deyil, həm də Big Bang modelində mövcud olan daha uzun müddət ərzində elektrik və maqnit sahələri ilə formalaşır (Peratt 1988, 1989) Bostick 1989).
1930-cu illərdə doğulduğu gündən bəri Big Bang nəzəriyyəsi mübahisələrin mövzusudur (Reber 1989, Cherry 1989). Həqiqətən, kainata baxışımız hər zaman nəzərdən keçirilməyə və yenidən nəzərdən keçirilməyə açıq olmalıdır.
Bu məqalə böyük partlayış modelinin fiziki baxımdan qəbuledilməz olduğunu göstərəcək, çünki vacib müşahidələrə uyğun gəlmir. Big Bang ilə bağlı ciddi fəlsəfi problemlər də gündəmə gətirilir (bax Maddox 1989). Bununla yanaşı, elm, müşahidə olunan fenomenlərin səbəblərinin kəşfinə həsr olunmuşdur, çünki Big Bang modeli fizikada olduğu kimi fəlsəfədə də əsas olan səbəbiyyət prinsipinin rədd edilməsinə səbəb olur. Əslində digər yaradıcılıqlardan (məsələn, yaradılışın MÖ 4000-də baş verdiyini iddia edən) yarandıqdan bəri illərlə fərqlənən bir kreatsionist nəzəriyyədir. Big Bang modelinə görə yaradılış 10 ilə 20 milyard il əvvəl meydana gəldi.

3 --- Qüsurlu Dəlil.
Big Bang nəzəriyyəsinə dəstək üç əsas dəlil üzərində qurulmuşdur:
Birincisi, Big Bang müşahidə edilə bilən kainatın genişləndiyini düşünür. Bunun üçün dəstək, uzaq qalaktikaların və bir çox digər sistemlərin qırmızı sürüşmələrini Doppler növbələri kimi şərh etməklə təklif olunur. Bu səbəbdən bu qırmızı dəyişikliklər bu sistemlərin hamısının bir-birindən uzaqlaşdığını göstərəcəkdir.
İkincisi, Big bang nəzəriyyəsi helyum-4, döteryum və lityum-7 kimi bəzi yüngül elementlərin kosmik bolluğunu proqnozlaşdırır. Mövcud kosmik bolluq sübutlarının proqnozları təsdiqlədiyi deyilir.
Üçüncüsü, 1948-ci ildə Alpher, Bethe və Gamow, Big Bang partlayışının qalıcı olaraq kainat boyunca 25K-da aşağı temperaturlu bir fon radiasiyasının olacağını təxmin etmək üçün Big bang nəzəriyyəsini istifadə etdilər. Təxminən 3K temperaturda bir fon şüası (5000 qat daha az intensiv şüa yayır, bax Plank qanununa) həqiqətən kəşf edildi (2) və proqnozlaşdırılan qalıq kimi yozulur.
Big bang modelinin bu üç arqumentlə verdiyi dəstək, ancaq açıq şəkildə ortaya çıxır və ciddi bir detallı təhlilə tab gətirmir. Əslində astrofizikadan alınan müşahidələr daha çox sabit bir kainatın müəllifinin təklif etdiyi modelə uyğundur. Qısaca astrofizikanın dəlilləri:

Redshift.
Çox sayda qırmızı sürüşmə müşahidəsi Doppler nəzəriyyəsi ilə izah edilə bilməz. Astronom Halton Arp-ın 1987-ci ildə yazdığı "Quasars, Redshift and Cont mübahisələr" adlı kitabı, Hindistanlı astrofizik J. V. Narlikarın 1989-cu ildə yazdığı uzun icmal məqaləsi ilə yanaşı, bunlara geniş bir baxış verir. Doppler effekti ilə izah edilə bilməyən qırmızı sürüşmə müşahidələrinə 780 istinaddan ibarət bir kataloqu 1981-ci ildə K. J. Reboul tərəfindən "Untrivial Redshift: A Bibliographical Catalog" adı altında nəşr edilmişdir. Bir çox digər sənədlərdə sürətdən kənar istehsal olunan sürüşmələrin müşahidə olunduğunu göstərir.
Qırmızı sürüşmənin Dopplerdən kənar təfsiri əslində aşağıda göstərildiyi kimi nəzəriyyənin həqiqi müşahidələrlə daha yaxşı uyğunlaşmasına gətirib çıxarır.

Yüngül Element İstehsalı.
İşıq elementlərinin müşahidə olunan bolluğunu izah etmək üçün böyük bir partlayış çağırmaq lazım deyil. Bir qalaktika meydana gəlməsinin bir plazma modeli vəzifəni çox yaxşı yerinə yetirir (Rees 1978 Lerner 1989). Plazma modeli, elementlərin qalaktika əmələ gəlməsi dövründə erkən kütləvi və ara ulduzlar tərəfindən müşahidə olunan bolluqlarında əmələ gəldiyini göstərir. Bu ulduzlarda və onların yaratdığı nüvə reaksiyalar və kosmik şüalar elementlərin istehsalına səbəb olur. Plazma nəzəriyyəsinin son icmalçısının yazdığı kimi plazma modeli: "ən aşağı metallik ulduzlarında və döteryumda müşahidə olunan oksigen bolluğunu dəqiq hesablayır və qalan nadir işıq elementlərini - litium, berilyum və boru həddindən artıq istehsal etmir."(Lerner 1989).

Kosmik Fon Radiasiyası.
3 K mikrodalğalı radiasiyanın mövcudluğu artıq Big Bang üçün etibarlı bir dəlil deyil. Big Bang inananların etdiyi kimi, bu fon radiasiyasının yüksək dərəcədə Doppler-redshifted qaraciyərdən (3) təxminən 3.000 gəldiyini fərz etməyə ehtiyac yoxdur. K - yəni partlayan maddə topundan - sıxlığı enerji və maddənin ayrılması üçün kifayət qədər aşağı olduqda. Arxa fon şüası, sadəcə Planckın məhdud olmayan kainatımızdan yaydığı və təxminən 3 K (Marmet 1988) bir temperaturda yaydığı qara cisim şüasıdır.
Bu gün kainatdakı maddənin bircins olmaması, kosmik fon radiasiyasında Böyük bir partlayışdan qaynaqlandığı təqdirdə bircinssizliyin olması deməkdir. Ancaq kiçik tərəzilərə qarşı həssas olan testlərə baxmayaraq, arxa planda heç bir əsaslı bərabərlik aşkar edilmədi. Maddə qalaktikalarda, yığınlıqlarda və super qalaktikalarda və Böyük Cazibəçi adlanan yerdə (şərti olaraq müəyyən edilmiş, lakin 150 milyon işıq ili uzaqlıqda olan kütlə konsentrasiyası) cəmləşmişdir. Bu gün gördüyümüz kimi kainatın tərkibindəki bu bircinsiyyətsizliklər ilk kainatda meydana gəlmiş olmalıdır (əgər varsa). Əslində, 3 K radiasiya yayan maddədə müqayisə edilə bilən bir homojenlik mövcud olmalıdır. Bu qeyri-bərabərlik Hubble axınında bir təhrif kimi görünməlidir (4) (Dressler 1989) və 3 K fonunda müşahidə edilə bilən pozuntulara səbəb olmalıdır. 3 K radiasiyasındakı qeyri-bərabərliklər axtarıldı, lakin Böyük Attraktorda müşahidə olunan kütlə ilə heç bir şey uyğun gəlmir. A. E. Lange bu yaxınlarda bildirmişdi ki, 10 saniyə qövs qətnaməsi və D T = 0.00001 K (Lange 1989) qədər yüksək temperaturda həssaslıqla belə müşahidə edilə bilən bircinslik yoxdur.
Eynşteynin ümumi nisbilik nəzəriyyəsi də Big Bang modelinə uyğun bir şəkildə tətbiq edilə bilməz. Modelə görə, kainat bir elektron böyüklüyündə və 10-23 saniyəlik bir yaşda olanda, açıq bir şəkildə qara dəlik idi - kütlənin o qədər böyük bir konsentrasiyası ki, öz çəkisi hər hansı bir kütlənin və ya radiasiyanın qaçmasına mane olacaqdı. Nəticədə, Einsteinian nisbiliyinə görə genişlənə bilməzdi. Bu səbəbdən, cazibənin kainatın yaranmasından sonra tədricən mövcud olmağa başladığını, ancaq bunun Big Bang modelini qurtarmaq üçün fizika qanunlarını özbaşına dəyişdirməsini nəzərdə tutur. Əksinə, burada təklif olunduğu kimi sabit bir kainat, 1917-ci ildə təklif etdiyi kosmoloji sabitini (5) nəzərə alaraq Eynşteynin nisbi nəzəriyyəsi ilə razılaşır.
Son astronomik kəşflər Big Bang nəzəriyyəsi üçün əlavə və çox ciddi bir problem yaradır. Daha böyük və daha böyük quruluşların getdikcə daha uzaq keçmişlərdə mövcud olduqlarını göstərən daha böyük və yeni sürüşmələrdə mövcud olduğu aşkar edilir. (İstər bir Big Bang'i və ya burada göstərilən nəzəriyyəni qəbul etsin, qırmızı sürüş normal olaraq məsafələrin bir göstəricisidir və işığın hərəkət etməsi üçün vaxt lazım olduğu üçün bu gün yer üzündə yüksək dərəcədə dəyişdirilmiş bir cisim şəkli işıqda olduğu kimi görünür. səyahətə başladı.)
1988-ci ildə Hawaii universitetindən Simon Lilly, nəhəng 3.4 sürüşməsində yetkin bir qalaktikanın kəşf edildiyini bildirdi, yəni qalaktikadakı hər hansı bir spektral xətt üçün qırmızı sürüşmə miqdarı xəttin uyğun dalğa uzunluğunun 340 faizini təşkil edir (Lilly 1988) ). Bu, qalaktikanı o vaxta qədər uzadır ki, Big Bang sxemi əmələ gəlməsi üçün kifayət qədər vaxt vermir! Lilly'nin işi ilə bağlı bir xəbərdə Sky & amp Teleskopu bunları söylədi: "Böyük partlayışdan dərhal sonra yetkin qalaktikanın görünməsi ciddi bir təhlükə yaradır. . ."(Avqust 1988, s. 124).
1989-cu ildə "Böyük Divar" kəşf edildi, 500 milyon işıq ili uzunluğunda, 200 milyon işıq ili genişliyində və təxminən 15 milyon işıq ili qalınlığında qalaktikaların bir təbəqəsi, yalnız strukturun ölçüləri məhdud idi. anket miqyasına görə (Geller və Huchra 1989). Yerdən 200 ilə 300 milyon işıq ili arasındadır. Harvard-Smithsonian Astrofizika Mərkəzindən Margaret Geller, Boston Globe ilə (17 Noyabr 1989) bir müsahibəsində, kəşfinin nəticələri ilə bağlı açıq fikirlər söylədi:

4 --- Redshift və Qalaktikalararası Medium.
Yuxarıda göstərilən bütün müşahidə olunan hadisələr, Big Bang nəzəriyyəsinə müraciət etmədən izah edilə bilər. Bəs bu məqalənin mərkəzi mövzusu olan kosmik qırmızı sürüşmə nədir? Bu müəllif kosmik qırmızı sürüşməni işığın atomlar və molekullarla qarşılıqlı təsiri haqqında anlayışımızı inkişaf etdirməklə izah etdi. Big Bang tərəfdarlarının və əleyhdarlarının qəbul etdikləri müşahidə həqiqəti, qalaktikaların sürüşməsinin ümumiyyətlə məsafəyə doğru artmasıdır. Bu əlaqə, qalaktikalardan aldığımız işığın enerjisinin bir hissəsini keçməli olduğu qalaktikalararası mühitə itirməsi halında yaranacaqdır. Bu vəziyyətdə qalaktika ilə müşahidəçi arasındakı qalaktikalararası mühitin dərinliyi nə qədər çox olarsa, onun işığı spektrin aşağı enerjili (qırmızı) ucuna doğru o qədər çox sürüşür.
Fotonların qalaktika və qalaktikalararası mühitdəki atomlarla qarşılıqlı təsirindən qırmızı bir sürüşmə əvvəllər inkar edildi: Əksər elm adamları fotonların keçdikləri mühitlə qarşılıqlı əlaqə qurduqlarını, prosesdə bir az enerji itirdiklərini, bəzi əhəmiyyətli açısal dağılma olduğunu düşünməyə vərdiş etdilər. fotonlar nəticələnməlidir. Başqa qalaktikalardan gələn işığın çoxu deyirlər ki, ara mühitlə nəzərəçarpacaq dərəcədə qarşılıqlı əlaqəyə girə bilməzlər, çünki yaranan açısal dispersiya şəkillərinin bulanmasına səbəb olardı və digər qalaktikalardakı şəkillərimiz, həqiqətən, bulanık deyildir.
Bununla yanaşı, işığın qazlardan necə keçdiyini izah edən uyğunsuz və natamamdır. Fiziklər başa düşürlər ki, bir işıq şüası atmosferdən keçəndə fotonların bir hissəsi mühitlə qarşılıqlı təsir göstərir və bucaqlı dispersiyaya məruz qalaraq ona enerji itirir. İngilis fizik John Rayleigh-dən sonra Rayleigh səpələnməsi kimi tanınır. Əksər fiziklər, dispersiyaya məruz qalmayan işığın qalan hissəsinin qarşılıqlı təsir göstərmədən mühitdən keçdiyini düşünürlər. Atmosferin atomlarının və molekullarının sıxlığı nəzərə alınmaqla, bu açıq şəkildə mümkün deyil.
Daha ağlabatan bir nəticə budur ki, qarşılıqlı təsirlərin əksəriyyəti bir atomu və ya bir molekulu fotonu mənimsəyərək irəli istiqamətdə təkrar etməyi əhatə edir. Bu qarşılıqlı təsirlərin elastik olmadığını, yəni yenidən göndərilən fotonların orijinal enerjinin bir hissəsini atom və ya molekula itirdiyini və bu səbəbdən dalğa uzunluqlarının daha uzun olduğunu (daha qırmızı) (Marmet 1988) (Marmet və Reber 1989) görəcəyik. Qırılma indeksinin tanış konsepsiyası problemin görünməsinə səbəb olur. İşığın sürəti (qrup sürəti) qazlarda, qırılma göstəricisi ilə ifadə edildiyi kimi, vakumdakı sürətinə nisbətən azalır. Qırılma indeksinin çıxarılması maddənin homogen olduğunu və insanın ayrı-ayrı atomların varlığını laqeyd etdiyini düşünür. Azaldılmış sürət bütün işığa aiddir. Atmosfer təzyiqində, havada bu azalmış yayılma sürətini asanlıqla fərq etmir, çünki demək olar ki, bütün fotonlar açısal dağılma (dağılma) olmadan ötürülür.
Məsələn, 100 metr məsafədə, işığın sakit hava ilə gözə çarpan bir açısal dağılma olmadan ötürülməsi və görünən bir qeyri-səlislik yaratmaması gündəlik görüntüdür - görüntülər teleskopla müşahidə olunduqda belə. Havanın qırılma indeksi (n = 1.0003) göstərir ki, fotonların hava molekulları üzərindəki qarşılıqlı təsirləri və ya toqquşmaları belədir ki, fotonlar vakuumda ötürülmə ilə əlaqədar olaraq 100 metrlik bir trayektoriyada 3 santimetr gecikir (bax Şəkil 1). . Yalnız 3 sm gecikmə çox sayda foton-molekul toqquşması ilə izah edilə bilər.

ƏN ÇOX FOTOĞRAFLAR Moleküllərlə qarşılıqlı əlaqədə olduqda DİQQƏTLİ DİPSERSİYANI AÇMAYIR.

Hava ilə ötürülən işığın hava molekulları ilə qarşılıqlı təsiriylə yavaşlayır. Eyni zamanda, işıq bir vakumda (a) 100 metr keçərsə, havada (b) yalnız 99.97 metr keçir. Bu, hava üçün qırılma indeksində, 1.0003 ilə ifadə edilir. Bu qədər uzun bir gecikməni izah etmək üçün bir çox foton-molekul qarşılıqlı əlaqəsi tələb olunur. 100 metrdə görünən bir cisim qeyri-səlis olmadığından, bu foton-molekul qarşılıqlı təsirinin işığın çox hissəsinin açısal dispersiyasına səbəb olmadığı qənaətinə gəlmək lazımdır, baxmayaraq ki, bu hələ də ümumi fərziyyədir. Əslində fotonlar irəli istiqamətdəki bu cür qarşılıqlı təsirlərdən yenidən göndərilməlidir.

3 sm gecikmə, atomun təxminən bir milyard ölçüsünə cavab verir. Bu səbəbdən, yalnız bütün fotonların hava molekulları ilə birdən çox qarşılıqlı əlaqədə olmadığından, belə bir gecikmənin meydana gəlməsi üçün bir milyard çarpışma əmri almalı olduğundan əmin ola bilərik. Fotonlar heç bir əhəmiyyətli açısal dağılma olmadan hava molekulları ilə təxminən bir milyard çarpışmaya məruz qaldı, çünki görüntü qeyri-səlis deyildir.Açısal dağılma olmadan foton-molekul toqquşması tamamilə nəzərdən qaçırılan gündəlik bir təcrübədir.
Qaz sıxlığının 20 dərəcə səviyyəsindən aşağı olduğu kosmosda eyni fenomen baş verir. Foton həftədə təxminən bir qarşılıqlı təsir göstərir (qırılma göstəricisinə görə, açısal dispersiyasız). Hər tərəfə diffuziya yaradan Rayleigh dağınıqlığı, atmosferdəki kimi olduqca azdır. Beləliklə, fotonların qaz molekulları ilə demək olar ki, bütün qarşılıqlı əlaqələri ölçülə bilən bir açısal dispersiya olmadan baş verir.

5 --- Bu qarşılıqlı əlaqələrin nəticələri.
Bəs bu qarşılıqlı əlaqələrin nəticələri nədir? Fotonların ayrı-ayrı atomlarla toqquşma xüsusiyyətlərini araşdırmaq lazımdır. Yuxarıda toqquşmaların işığın ötürülməsində gecikmə yaratdığını gördük. Buna görə fotonların yenidən göndərilmədən əvvəl udduğu sonlu bir zaman aralığı var.
Bir atom eninə istiqamətdə, üzərində hərəkət edən elektromaqnit dalğalarının (fotonların) keçməsi ilə qütbləşir. Müsbət yüklü nüvə bir istiqamətə, mənfi yükü əhatə edən elektron buludu digər tərəfə çəkilir. Bu sahədə, elektromaqnit dalğasının enerjisinin ən azı bir hissəsi, eksenel istiqamətdə, atomun elektronuna ötürülür. Buna qütblənmiş atom deyilir (qütbləşmə enerjisi ilə). Bu ötürülən enerjinin impulsu (6) mütləq elektrona bir sürət verir və ikincil bir fotonun yayılmasına səbəb olur. bremsstrahlung (əyləc şüalanması) (bax Şəkil 2).


Şəkil 2
ŞƏKİLLƏR HƏR ZAMAN ATOMLARLA ƏLAQƏ EDƏN ENERJİ İTKİSİ İTİRİR

Fotonların atomlar və molekullarla qarşılıqlı əlaqədə həmişə enerji itirməsi lazım olduğunu qəbul edən çox nadir bir fizikdir. Müəllif, 1980-ci ildə enerji itkisini izah etmək və hesablamaq üçün yarı klassik elektrodinamikadan istifadə edərək bu iddianın doğruluğunu nümayiş etdirir. Diaqramda, bir foton prosesdə ən azı bir çox yumşaq (uzun dalğa uzunluğunda) ikincil foton yayan bir atom tərəfindən irəli istiqamətə çəkilir və yenidən yerləşdirilir.

Adi şəraitdə, toqquşma başına düşən enerji itkisinin gələn fotonun enerjisinin 10-13-ə bərabər olduğu hesablanmışdır (Marmet 1988). Beləliklə, fenomen Doppler effekti ilə eyni qaydanı izləyən bir qırmızı sürüşmə meydana gətirir: Mənbə tərəfindən salınan dalğa boyu nə olursa olsun, dalğa uzunluğunun nisbi dəyişməsi sabitdir (Dl / l = sabit). İkincil foton (bremsstrahlung fotonitirilmiş enerjini daşıyan) bir neçə min kilometr uzunluğundakı dalğa uzunluğuna malikdir. Radio astronomiyasında indiyə qədər müşahidə olunan ən uzun dalğa uzunluğu 144 metr olduğu üçün (Reber 1968, 1977), çox uzun dalğa uzunluğundakı bu ikinci dərəcəli fotonlar hələ aşkar edilə bilmir. Bununla birlikdə, elektrodinamik nəzəriyyəsi tərəfindən proqnozlaşdırılır.


ŞƏKİLİN BAŞLANMASI 3
Yuxarıda göstərilən Marmetin foton-atom qarşılıqlı nəzəriyyəsi günəş qırmızı sürüşməsinin (Marmet etiketli möhkəm xətt) miqdarı və dəyişmə sürətini proqnozlaşdıran yeganə "ad-hoc olmayan" izahdır. Diskin mərkəzindən (Sin q = 0) əza hissəsinə (Sin q = 1.0) doğru hərəkət edən günəş diskindəki təcrübədə təyin olunmuş qırmızı sürüş nöqtəli və kəsikli döngələrdə göstərilir. Adamın (1948) və Finlay-Freundlich'in (1954) müşahidə dəyərləri. Qırmızı sürüşmə y oxunda 10-13 metr dalğa uzunluğu vahidləri ilə verilir. Bu qırmızı sürüşməni Doppler effekti kimi izah etməyə çalışan digər nəzəriyyələr iki yuxarı döngəni meydana gətirir: Schatzman və Magnan (1975), günəş qranullarında qazın hərəkəti) və Finlay-Freundlich (1954), fotosfer və xromosferdəki hərəkət). Günəşin fırlanmasından yaranan diferensial Doppler növbəsinə görə müavinətlər verilmişdir.

Fotonların atomlarla qarşılıqlı təsirinin vacib olduğu nəticəsidir həmişə ikincil fotonların istehsalı nəticəsində kvant elektrodinamikasından (Jauch and Rohlich 1980) Bethe and Salpeter (1957) əldə edilmişdir və müstəqil olaraq bu müəllif tərəfindən klassik elektrodinamikadan (Marmet 1988) alınmışdır. Bununla birlikdə, yalnız son qeyd edilən tədqiqat müddətdə itirilən enerjinin miqdarını proqnozlaşdırmağı bacardı.

6 --- Eksperimental Təsdiq.
Burada işlənən qırmızı sürüşmə nəzəriyyəsinin eksperimental təsdiqlənməsi Günəşin (Marmet 1989), ikili ulduzların və digər halların (Marmet 1988a Marmet və Reber 1989) müşahidələri ilə bir neçə halda əldə edilmişdir. Bəlkə də bu təsdiqlərin ən dramatiki, nəzəriyyənin günəş xromosferi ilə əlaqəli qırmızı sürüşmə anomaliyasına tətbiq olunduğu Günəş hadisəsidir. Spektroskopik ölçmələr Günəş diskinin mərkəzindən alınan işığa qoyulduqda və əza (disk kənarında) ilə müqayisə edildikdə, sonuncunun əvvəlki ilə əlaqəli olaraq dəyişdirildiyi - Doppler dəyişikliyindən yuxarıda və kənarda Günəşin fırlanması. Bu anormallik ilk dəfə 1907-ci ildə bildirilmiş və bu sahədəki bütün mütəxəssislər tərəfindən təsdiq edilmişdir.
Fotoşəkildə və xromosferdəki qaz kütlələrinin hərəkəti və ya günəş qranullarındakı (konveksiya hüceyrələri) bu qırmızı sürüşməni Doppler təsiri kimi izah etməyə çalışılmışdır. Bu fərziyyələrin qeyri-adekvat proqnozlaşdırma gücünü Şəkil 3-də görmək olar. Şəkildə müşahidə olunan qırmızı sürüşmənin miqdarı Günəş diskinin mərkəzi ilə əza arasındakı mövqenin funksiyası kimi qırmızıya keçid mərkəzi ilə mövqenin funksiyası kimi göstərilir. və bu müşahidə olunan əyrini bu nəzəriyyələrin ikisinin tələb etdiyi əyrilərlə müqayisə edir.
Bununla birlikdə, qırmızı sürüşmə, spektroskop nümunəsi əzaya yaxınlaşdıqca mənbə və müşahidəçi arasındakı artan foton-atom qarşılıqlı təsirindən yaranırsa (şəkil 4), burada hazırlanmış nəzəriyyə tətbiq olunur və müşahidə olunan əyrinin dəqiq proqnozunu verir) Şəkil 3). Nəzəriyyə eyni zamanda bir neçə spektral xətt üçün Günəşin çox yüksək təbəqələrindəki məlum mənşəyi baxımından qırmızı sürüşmənin olmamasını və 5,250 angstrom səviyyəsində dəmir xətt üçün daha güclü bir qırmızı sürüşməni izah etməkdə müvəffəqdir. daha dərin qat.

7 --- Məkanda kifayət qədər maddə varmı?
Burada təklif olunan nəzəriyyə baxımından müşahidə olunan qırmızı sürüşməni hesablamaq üçün kosmosda kifayət qədər maddə varmı? Hubble sabitinin (Marmet 1988b) verdiyi kimi müşahidə edilən qırmızı sürüşməni meydana gətirmək üçün təxminən 0.01 atom / sm 3 ortalama konsentrasiya tələb olunur. Kosmosdakı bu tələb olunan maddə sıxlığı bu günə qədər eksperimental olaraq ölçüləndən daha böyükdür, lakin bu cür maddəni aşkar etmək qabiliyyətimiz hələ də çox mükəmməl deyil. Bizim aşkarlama metodlarımızın demək olar hamısı seçicidir və yalnız bir növ maddəni aşkar edə bilər. Əksər metodlarda maddə tərəfindən yayılan və ya udulan radiasiyanın aşkarlanması üçün spektroskopiya tətbiq olunur. Kosmosda müşahidə ediləndən daha çox maddə olduğunu düşünməyin güclü səbəbləri var.
Atom hidrogen kosmosda geniş şəkildə tapılsa da və 12 sm dalğa uzunluğundakı xarakterik radio dalğalarının yayılması və udulması ilə aşkar edilə bilsə də, ehtimal ki, soyuq atom hidrogen molekulyar formaya (H 2 ), kosmosda da geniş olmalıdır. Soyuq molekulyar hidrogen və helium isə görünən və ya radio dalğa boylarında aşkar edilə bilməz. Molekulyar hidrogen olduğundan (H 2 ) qalıcı elektrik dipolu (7) yoxdur, asanlıqla radiasiya buraxmır və udmur. Ən həyəcanlı molekullar fotonları təxminən 10-8 saniyədə yayırlar. Bununla birlikdə, molekulyar hidrogenin ilk fırlanma vəziyyətinin spontan yayılması, min illər keçdikdən sonra da praktik olaraq mövcud deyil (fırlanma vəziyyətləri fərqli molekulyar enerji səviyyələridir). Molekulyar hidrogenin ikinci fırlanma vəziyyətindən bir keçid (spontan emissiya ilə) nisbətən daha çox ehtimal olunur, lakin təxminən 30 milyard saniyə (təxminən 1000 il) tələb olunur. Bu, adi bir dipol keçidindən daha az ehtimal olunan təxminən 18 əmrdir. Altıncı fırlanma vəziyyətində kvant keçidi hələ bir il çəkir.
Bu "qadağan olunmuş" keçidlərin həddindən artıq nadir olması, molekulyar hidrogenin spektroskopik olaraq aşkarlanacağına ümid etmək demək deyil. Yalnız spektrin ultrabənövşəyi hissəsində ultrabənövşəyi yayan ulduzların qonşuluğunda bəzi molekulyar hidrogen aşkar edilə bilər. Təbiətinə görə molekulyar hidrogen kosmosda çox böyük ehtimalla mövcuddur, lakin indi mövcud olan üsullarla aşkar olunmur.


Şəkil 4-ün başlığı
Foton-Atom Qarşılıqlı Nəzəriyyəsinin Günəş Qırmızı sürüşməsinə tətbiqi.
Görmə xətti boyunca günəş diskinin mərkəzində müşahidə olunan işıq, "a" ilə təmsil olunan bir miqdar günəş atmosferindən keçir. Görmə xətti boyunca günəş ətrafında müşahidə olunan işıq, "b" ilə təmsil olunan daha çox günəş atmosferindən keçir. (A və B müşahidəçidə birləşir). Buna görə foton-atom qarşılıqlı nəzəriyyəsi əzaya doğru artan bir sürüşmə proqnozlaşdırır.

Kainatda çox miqdarda görünməyən maddənin başqa göstəriciləri də var. Məsələn, gözlənilmədən qalaktikalardakı maddənin görünən komponentinin radiusunun 10 qatına qədər uzana biləcəyi aşkar edilmişdir. Bu ehtimal maddənin qalaktikalarda diferensial fırlanma sürətinin öyrənilməsindən yaranır. Orbital hərəkət qanunlarından, maddənin orbital sürətinin (məsələn, saniyədə kilometrlərlə) orbitin içərisinə daxil edilmiş ümumi kütlənin kvadratı kimi düşəcəyini gözləyirik. Başqa sözlə, bir qalaktikanın nüvəsindən ətrafına keçərkən Günəş sistemində xarici planetlərin daha yavaş hərəkət etdiyi kimi, daha da aşağı sürətlərlə qarşılaşacağımızı gözləyirik. Bunun əvəzinə, sürətin təxminən sabit qaldığı təsbit edildi. Hərəkət qanunlarından görünən bu kənarlaşmadan çıxan nəticə budur ki, qalaktikalarda görünməz maddənin, bütövlüyün yüzdə 90 ilə 99 arasında bir hissəsini təşkil etməsi lazımdır (Rubin 1983, 1988). Görünməz maddənin daha çox miqdarda olacağını gözləmək ağlabatan, ətrafında qalaktikalar.
Big Bang modeli astronomik müşahidələrdə davamlı irəliləyişlə getdikcə daha da ciddiləşən həlledici uğursuzluqlardan əziyyət çəkir. Ancaq bu müşahidələr, bir kainatla uyğundur zaman və məkanda məhdudiyyətsizdir. Qalaktikalararası məkanda mövcud ola bilən maddənin sıxlığı - molekulyar hidrogenə imkan verir - müəllifin kosmoloji modelində tələb olunan sıxlıqla (təxminən 0.01 atom / sm 3) uyğundur. Eyni zamanda, sınırsız bir kainatda proqnozlaşdırılan fon radiasiyası, müşahidə olunan 3 K fonun yüksək homojenliyi ilə uyğundur (Marmet 1988) .Allahın bir anda və bir yerdə məhdud bir kainatla məhdudlaşmadığı açıqdır kainatı öz şəklində, məkanda və zamanda sonsuz etdi.

==============
8 --- İstinadlar.
H. Arp, 1987. Quasars, Redshift və Tartışmalar, Berkeley, Calif.: Interstellar Media (2153 Russell Street, 94705).
H. A. BetheE. Salpeter, 1957 Bir və İki Elektron Atomunun Kvant Mexanikası, Berlin: Springer-Verlag
W. Bostick, 1989, Stephen W. Hawking'in "Zamanın Köhnəlmiş Tarixi: Zamanın Qısa Tarixinin İncelemesi", "21 St Century, Jan, - Fevral 1989, s. 60.
D. Albalı, 1989. "Redshift and Scientific Spirit of Enquiries", 21. yüzyıl, May-İyun 1989, s. 34.
A. Dressler, 1989. "Böyük cazibədarın boşluğunda", Elmlər, sentyabr - oktyabr 1989, s. 28.
M. J. GellerJ. P. Huchra, 1989, "Kainatı Xəritəçəkmə", Science 246: 897
P. S. Henry, 1980. "3 K Kosmik Mikrodalğalı Fonun Sadə Təsviri", Science 207: 939.
E. Hubble, 1937, "Kosmologiyaya Müşahidə Edilən Yanaşma", Oxford University Press.
J. M. JauchF. Rohrlich, 1980, "Fotonlar və Elektronlar Teorisi" ikinci nəşr New York: Springer-Verlag.
A. E. Lange, 1989. "Kozmik Mikrodalğalı Fonun Son Ölçmələri", Bull. Amerika Astronomiya Cəmiyyəti, 21: 787.
E. J. Lerner, 1989. "Elements Formation of Galactic Model", IEEE Transaction on Plazma Science 17: 259.
S. J. Lilly, 1968, "3.395 Redshift-də bir Radyo Qalaktikasının Kəşfi", Astrophysical Journal 333: 161 (1 oktyabr 1988).
J. Maddox, 1989. "Big Bang ilə Down", Nature 340: 425.
P. Marmet, 1988, "3 K Mikrodalğalı Fon və Olbers Paradoksu :, Science 240: 705.
------------ 1988a, "Yeni Doppler Redshift", Fizika Məqalələri, 1:24.
------------ 1989, "Günəşin Xromosferindəki Bəzi Spektral Xətlərin Qırmızı Sürüşməsi", IEEE Plazma Elmləri ilə Əməliyyatlar 17: 238.
P. MarmetG. Reber, 1989, "Kosmik Maddə və Genişlənməyən Kainat", IEEE Plazma Elmində Əməliyyatlar 17: 264.
J. V. Narlikar, 1989, "Noncosmological Redshift", Space Science Reviews, Cild: 50.
A. L. Peratt, 1968, "Plazma Müxaliflərin Dekanı" (Hannes Alfv n haqqında). Dünya & amp; May, 1988 s. 190.
---------- 1989, `Plazma Kozmoloji - Bölüm I. Görünən Dünyanın şərhləri" Dünya & amp I, Avqust 1989, s. 295 "Plazma Kosmoloji - Bölüm II. Kainat Elektriklə Yüklənmiş Hissəciklər dənizidir, "Dünya & amp; I, ​​sentyabr, 1989, s. 306.
G. Reber, 1968, "144 Metre Dalğa Boyunda Kosmik Statik", Franklin İnstitutunun Journal 285 1.
----------- 1977. "Sonsuz, Hüdudsuz, Sabit Kainat", Tasmaniya Universiteti (Hobart, Avstraliya) Bəzən Kağız No: 9.
-----------, 1989 "Big Bang Bunk'dur" 21 st Century, Mart-April 1989, s. 43.
K. J. Reboul, 1981. "Untrivial Redshift: A Bibliographic Catalog," Astron. və Astrophys, Supply. Ser. 45-129.
M. J. Rees, 1978. "Pregalaktik Mikrodalğalı Arxa Planın Mənşəyi". Təbiət 275: 35.
V. C. Rubin, 1983. "Spiral Gökadaların Dönüşü", Elm 220: 1339, (24 iyun 1983)
---------------- 1988, "Kainatda Qaranlıq Maddə" Amerikal Fəlsəfi Cəmiyyətinin İşləri, 132: 258.

9 --- Qeydlər:
(1)---
JC Doppler tərəfindən 1842-ci ildə edilən bir kəşf, müşahidəçidən uzaqlaşan bir mənbədən gəldikdə çıxan dalğa uzunluğundan daha uzun (qırmızıya köçürülmüşdür). Eyni şəkildə müşahidə olunan dalğa uzunluğu da obyekt olduqda qısalır (mavi rəngə çevrilir). müşahidəçiyə yaxınlaşır. Uzaq qalaktikalardan gələn işığın qırmızı sürüşməsi ümumiyyətlə bu qalaktikaların genişlənən bir kainatda özümüzdən uzaq nisbi hərəkəti nəticəsində baş verir.
Mətnə qayıt: qeyd (1)

& lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt (2) ---
"3 K" mütləq miqyasda 3 dərəcə istilik deməkdir (Kelvin), 3 K -270 dərəcə Selsiyə bərabərdir. Bütün bədənlər istiliklərinə uyğun olaraq elektromaqnit şüaları yayırlar. Məsələn, isti bir filament görünən işıq yayır. 3 K-da yayılan elektromaqnit radiasiya, dalğa uzunluğu təxminən 1 mm olan mikrodalğalı aralığındadır. "3 K arxa şüalanma" kainatdakı hər tərəfdən müşahidə olunan, 3 K temperaturda bir qara cisim tərəfindən yayılmış dalğa boyu bölgüsü ilə eyni radiasiyadır.
Mətnə qayıt: qeyd (2) & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt (3) ---
İsti bir qara cisim elektromaqnit şüası buraxdıqda, Planck funksiyası olaraq bilinən bir döngə ilə təsvir olunan dəyişən nisbətlərdə tezlik aralığını yayır. Bu funksiyanı istifadə edərək istiliyini bilsəniz, hər hansı bir qaraciyərin yaydığı dalğa uzunluqlarının və nisbətlərinin paylanmasını təxmin edə bilərsiniz. Səth qara deyilsə (boz, yarı şəffaf və ya güzgü kimi) yayılan nisbətlər fərqlidir.
Mətnə qayıt: qeyd (3) & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt (4) ---
Big Bang nəzəriyyəsində maddə müşahidəçidən ondan uzaqlığından asılı bir sürətlə uzaqlaşır. Fərz olunan sürətinin dəyişmə sürəti əvvəlcə Habblın müşahidələrindən təyin olunduğundan, Kainatda maddənin ehtimal olunan resessional axını Hubble axını adlandı.
Mətnə qayıt: qeyd (4) & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt (5) ---
Kosmoloji sabiti, Einstein tərəfindən kainatın statik, homogen, izotropik modelinə icazə vermək üçün sahə tənliklərinə tətbiq etdiyi bir qüvvə terminidir.
Mətnə qayıt: qeyd (5) & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt (6) ---
Bir hissəcikin impulsu onun kütləsi və sürətinin məhsuludur. İki hissəcikin qarşılıqlı təsiri (toqquşması) zamanı ümumi impuls qorunur.
Mətnə qayıt: qeyd (6) & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt (7) ---
Su molekulu H kimi bəzi molekullar2O, təbii olaraq təhrif olunmuş elektron qabıqlarına sahibsiniz. Xarici elektrik sahəsi olmadan təbii olaraq qütbləşirlər və qalıcı dipole sahib olduqları deyilir.
Mətn qayıt: qeyd (7) & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt
Qayıt: Səhifənin üst hissəsi
Qayıt: İnternetdəki sənədlərin siyahısı
Məlumat: müəllif haqqında


Cavablar və cavablar

Xeyr. Stasionar olmayan bir fəzada cazibə potensialını təyin edə bilməzsiniz və kosmologiyada istifadə olunan FLRW fəza dövrü qeyri-sabitdir. Beləliklə, bu sual GR baxımından mənalı bir şəkildə ifadə edilə bilməz.

Düşünürəm ki, Pound-Rebka, GPS sistemi ilə tanış olan kosmoloji qırmızı sürüşmə və qravitasiya qırmızı sürüşməsinin olub olmadığını soruşmağa çalışırsınız? Ulduzlararası eyni mənşəyə malikdir. Cavab bəli və xeyrdir.

Bəli, çünki hər iki halda da bir işıq nəbzinin gəlməsi (yerli olaraq ölçüləndən) daha çox vaxt alır (yenidən yerli olaraq ölçülür) və bunun kök səbəbi, əvvəlcə paralel işıq yollarının uzay vaxtı əyriliyi səbəbiylə ayrılmasıdır. Xeyr, çünki iki vəziyyətdə uzay vaxtının geometrisi kökündən fərqlidir. Düz olmadıqları (və bu səbəbdən yerli olaraq paralel xətlərin hər yerdə paralel qalmaması) əsas xüsusiyyətlərdən kənar ortaq cəhətlərin hamısıdır.

Erkən kainatın nisbi sıxlığı uzaq qalaktikaların qırmızı sürüşməsinə kömək edirmi?
Əgər varsa, nə qədər? Bu necə hesablanırdı?

Başqa bir yol istədi:
Həm ilk kainatın, həm də mövcud kainatın düz olduğunu fərz etsək, onların məkan vaxtı metrik tensorlarının nisbi fərqi aralarındakı qırmızı sürüşməyə kömək edə bilərmi?

Başqa bir yol istədi:
Erkən kainatın daha yüksək sıxlığı səbəbindən uzaq qalaktikalardan işıq nisbətən daha az cazibə potensialında yayıldı?

Səbriniz üçün hamınıza təşəkkür edirəm, mən sadəcə zamanla mübarizə aparıram.

Bu cür suallar həqiqətən nəyin daha yaxşı olduğunu anlamağa kömək etmir.

Ümumi Nisbiliklə əlaqəli gülməli cəhət budur ki, əslində hər hansı bir sürüşmənin səbəbləri barədə heç nə demir. Fiziki bir sistem götürsəniz, ümumi nisbiliyin istifadə etdiyi formada təsvir edin, hər zaman qırmızı keçidin nə olduğunu hesablaya bilərsiniz. Bu asan hissədir. Ancaq bu hesablama & quotdoppler shift & quot və ya & quotgravitational redshift & quot kimi töhfələrin əlavə edilməsi ilə əlaqəli deyil.Yalnız bu şeylər kimi bir şeyə bənzəməməyə meylli olan kompleks bir hesablamadan tək bir rəqəm alırsınız.

& Quotdoppler shift & quot və & quotgravitational redshift & quot kimi anlayışlar, görünüşlərini vurğulamaq üçün hazırlanmış, qara fotoşəkildən uzaqlaşan foton və ya bir-birindən yüksək sürətlə keçən iki cisim kimi ideallaşdırılmış ssenarilərdən qaynaqlanır. Ancaq ümumilikdə bu idealizə olunmuş ssenarilər uyğun gəlmir və reallıq budur ki, gerçəkliyin təbiəti elədir ki, eyni sistemə son dərəcə fərqli baxa bilərsiniz və tamamilə fərqli görünür!

Məsələn, kosmoloji qırmızı sürüşmə ilə, vəziyyətə baxmağın üç ekvivalent yolu var:
1. Kainat genişləndikcə fotonların dalğa uzunluğu da eyni faktorla genişlənir.
2. Fotonların özlərində təzyiq var və foton qazının ətrafında hipotetik, genişlənən bir qutu çəkirsinizsə, bu foton qazı qutunun divarlarına təzyiq göstərir. Bu genişlənmə qazın foton qazın enerjisini itirməsinə səbəb olan fərziyyə qutusunun divarlarında iş görməsinə səbəb olur. Beləliklə, enerji qoruma yolu ilə fotonlar yenidən sürüşməli olur. Bu təsvir bir bənzətmədir, lakin Ümumi Nisbilikin tabe olduğu stres-enerjinin qorunmasını əks etdirir.
3. Fotonun kainat üzərindəki yolunu izləyərək və fotonun orta genişlənmə baxımından hərəkətsiz olan müşahidəçiləri, fotoşəkilin kainat boyunca keçdiyi yolu izləyərək, qırmızı sürüşməyə perspektiv effekti kimi baxa bilərsiniz. Foton müşahidəçidən müşahidəçiyə keçərkən, bir az qırmızı sürüşmə götürür, çünki həmin müşahidəçi fotonun gəldiyi yerdən uzaqlaşır. Bütün bu kiçik töhfələri müxtəlif müşahidəçilərin perspektivlərindən əlavə edin və xalis bir sürüşmə əldə edin.

Əminəm ki, buna baxmaq üçün başqa yollar da var, tamamilə riyazi cəhətdən dəqiqdir.

Adi hissəciklərin impulsu da dəyişir. Fərq, kütləsiz hissəciklərin enerjisinə bərabər olmasının təcilindədir.

Bəli, bu genişlənən bir kainatda zamanla vahid bir qüsursuz mayenin necə dəyişdiyinə dair riyaziyyatı təsvir edir. Və Orodruinin də qeyd etdiyi kimi, nisbi olmayan maddənin təzyiqinin praktikada kiçik olması, nisbi olmayan maddənin enerji sıxlığında daha çox sabit olmasını izah edir.

Ancaq tam olaraq sabit deyil! Kainatın genişlənməsi əslində normal maddənin də yavaşlamasına səbəb olur. Enerjidəki dəyişiklik, maddənin kütləsi ilə müqayisədə o qədər kiçikdir ki, ümumiyyətlə nəzərə alınmır. Ancaq böyük miqyaslı qalaktikaların dinamikasını başa düşməyə gəlincə, bu təsirli sürtünmə vacibdir.

Bu, onu necə təqdim etməyi seçdiyinizə aid deyil? Ümumiyyətlə, uzay vaxtında bir dördbucaq var ki, onun küncləri aşağıdakı hadisələrdir: dalğa dayağı 1 buraxın, dalğa dayağı 2 buraxın, dalğa dayağı 1 qəbul edin və dalğa dayağını alın 2. Burada & quot; almaq & quot hadisələri arasındakı intervalın yenidən dəyişdirilməsi & quotemit & quot hadisələri arasındadır. Düz boş vaxtda yalnız emitör və alıcı arasında nisbi sürətiniz olduğu halda baş verə bilər. Schwarzschild müşahidəçiləri cütlüyü və ya FLRW birlikdə hərəkət edən müşahidəçi cütləri kimi əyri uzay vaxtı və quotequivalent & quot müşahidəçiləri sıfır geodeziya arasındakı geodeziya sapması səbəbindən qırmızı sürüşmə görürlər (və ya ən azından bu mümkün bir şərhdir).

İzahatınızın daha yaxşı və şübhəsiz daha zərif olduğuna razıyam. Ancaq düşünürəm ki, B səviyyəsində olmaq mənim üçün çox güman ki, daha asandır. Səhv etmədən və ya çox pop-elm-y olmadan, inşallah.

Sənin fikrini başa düşdüyümdən əmin deyiləm. Friedmann tənlikləri FLRW həllindən Eynşteynin sahə tənliklərinə uyğun gəlmirmi? Yəni, şübhəsiz ki, öz nisbi münasibətlərindəsiniz?

Bəlkə nəyisə darıxmışam.

@Ibix sualı verməyə çalışdığım hər tərəfə müraciət etdiyiniz üçün təşəkkür edirəm. İlk kainatdakı cisimlərin cazibə potensialını niyə təyin edə bilməməyimizi daha çox araşdırmaq istərdim.
@kimbyd zəhmli nümunələr! "Təzyiq" qutusu vəhşidir və xəyal yarışı yaradır. Bu nöqtəyə çoxsaylı cavablar gətirir.
Riyaziyyatı gətirdiyiniz üçün @Chronos təşəkkür edirəm. Məsələn, QMİ ilə müqayisə edilə bilən bir sıxlıq olan analoji bir ulduz cismi varmı?
@Orodruin Sach-Wolfe təsiri barədə heç eşitməmişdim. Çox sağ ol. Bir az oxumağım var.
@andrew s 1905 Bunu düşünməkdən zövq alıram.

Əslində bu sualla, sıx bir enerji dolu bir kainatın bu gün gördüyümüzdən daha çox bir boşluq zamanını necə əymədiyini anlamağa çalışıram. (@Chronos əsl sıxlıq nömrələri üçün sizə baxır)

QMİ-də yayılan işığın nəhayət indi bizə çatandan daha az cazibə potensialında olduğunu düşündüm (ehtimal ki, səhv).
Tamam, indi fotoşopda tərtib olunmuş bəzi diaqramlarla özümü utandıracağam. (@Ibix GR sayğac nöqtəsinə gedəcəyəm, nəfəsinizi kəsməyin)

Şəkil 1 erkən kainatı göstərir. Maddə yaxından doludur. Sözügedən maddənin cazibə quyuları da bir-birinə doludur. Space-time, maddənin bu şorbası içərisində ortalama olaraq olduqca düzdür. Kainat sonlu olsaydı və bu sıx maddənin yerini 'boş' boşluğa verəcəyi bir kənar olsaydı, cazibə quyusu olduqca kəsik olardı.

Şəkil 2 mövcud kainatı göstərir. Maddə yayılmışdır. Cazibə quyusu yaylası, böyük məsafələrdə daha kiçik əyrilikləri artıraraq idealize edilmiş 'boş' boşluğa daha yaxınlaşır / çatır. Məkan vaxtı, ortalama olaraq bu geniş yayılmış məsələ içərisində olduqca düzdür.

Şəkil 3 iki dövləti əlaqəli şəkildə göstərir. Nəzəri cəhətdən sonlu bir kainat ortaqlığının 'boş' məkan-zaman əyriliyinin edilməsi. Hər iki dövlətin ortalama bir düzlüyə sahib olmasına baxmayaraq, erkən kainat indiki kainatdan daha aşağı cazibə potensialında mövcuddur. Sonlu kainat xətti həqiqətən vacib deyil, lakin fikri qrafiki daha yaxşı təsvir edir.

Mənə bu sorğu-sual xəttini endirən erkən kainatın daha yüksək sıxlığı səbəbindən erkən qalaktikaların ulduz yaratmağı daha yaxşı bacardıqlarını oxudum.
https://mcdonaldobservatory.org/news/releases/20151119

Heç nəyi sübut etmək üçün deyiləm. Yalnız düşüncələrimi düzəltmək istəyirəm. Mənimlə birlikdə olduğunuz üçün təşəkkür edirəm, bu cəmiyyəti çox qiymətləndirirəm. hər zaman başa düşməsəm də.

Əlavələr

Formal olaraq, çünki cazibə potensialı, zamana bənzər bir Öldürmə vektor sahəsinin mövcudluğu ilə əlaqəli qorunan bir kəmiyyətdir və kosmologiyada istifadə olunan fəzada belə bir şey yoxdur.

Çox kobud şəkildə, bir dairədə dolaşıb hər şeyin əvvəlki kimi olmasına qədər potensialı təyin edə bilməzsiniz. Bu, sürtünmə itkiləriniz olan maye dinamikasından xəbərdardır - bir dairədə gəzdikdən sonra maye daha isti olur və bunu geri qaytara bilməzsiniz. Kosmologiyada bir dəfə dairə ətrafında gəzdikdən sonra kainat bir az daha böyükdür və bunu geri qaytara bilməzsiniz.

Zamana bənzər bir Öldürmə vektor sahəsinin mövcudluğu, bir dairədə gəzdiyiniz zaman ümumiyyətlə heç bir şeyin dəyişmədiyini söyləmək üçün ciddi bir şəkildə ortaya çıxır. Onun mövcud olmaması, bir şeyin geri dönməz bir şəkildə dəyişdiyini bildirir, buna görə bir potensial təyin edə bilməzsiniz.

Yalnız qeyd etmək lazımdır - Öldürmə vektor sahəsi elektrik sahəsi kimi həqiqi bir fiziki şey deyil. Bu, təcrübədən çıxardığınız fəza müddətinə tətbiq olunan Killing tənliyinin həllidir - fəza vaxtının davranışının rəsmi təsviri.

Rəqəm 1 ilə bağlı problem, mavi xəttinizin & quotoutside materiyanızın & quot; prinsipcə belə mövcud olmamasıdır. Forma ilə dolu bir kainatın vahid maddə ilə dolu olmasa necə olacağını təsəvvür etməyə çalışırsınız. Bu yaxınlarda başqa bir kontekstdə soruşduğum kimi, tamamilə qara və eyni zamanda tamamilə ağ olan bir qoyun hansı rəngdədir? Mümkün yeganə cavab & quot; heç bir mənası yoxdur & quot; Kainatdakı maddi bölgü xaricindəki bir yer tamamilə vahid maddə bölgüsü ilə doldurulmuş bir mənasız bir anlayışdır.

Şəkil 2-də eyni problem var. Əgər rəqəminiz 1 tamamilə ağ və tamamilə qara olan bir qoyunun diaqramıdırsa, ikinci rəqəm eyni zamanda tamamilə qəhvəyi və tamamilə ağ olan birinin diaqramıdır.

Beləliklə, üç rəqəminiz işləmir. Birləşdirdiyiniz mavi xətlər müəyyənləşdirə biləcəyiniz və ya ölçə biləcəyiniz bir şeyi təmsil etmir. Beləliklə, qoyun bənzətməsində qara və ağ bir qoyunla qəhvəyi və ağ bir qoyunu bir-birinə yapışdırırsınız və fərqli olduqlarını söyləyirsiniz, çünki ağ eyni, digər rəng isə fərqli - nə qoyunların əslində mövcud ola biləcəyini nəzərə almırsınız .

Əslində bütün bunlar bir potensial müəyyən edə bilməyəcəyinizi söylədiyim zaman məni görməməzlikdən gəlməyinizdən qaynaqlanır. Potensialları (mövcud ola bilməyəcəkləri) tamamilə vahid kütlə bölgüsü ilə dolu bir kainatdakı maddə paylanması xaricindəki bir nöqtədə (mövcud ola bilməyəcək) bərabərləşdirməyə çalışırsınız və ortaya çıxan qarışıqlıqdan tutarlı bir məna almağa ümid edirsiniz.

Bəzi həqiqətləri anlamaqdansa, GR haqqında düşünmək istəyirsinizsə, riyaziyyatı öyrənməlisiniz. Qeyri-müəyyən şifahi təsvirlərə əsaslanaraq necə işlədiyini təxmin etməyə çalışmaq kifayət qədər aydın bir anlayış gətirməyəcək - yeni göstərdiyiniz kimi.

Bu göstərdiyin şey deyil. Vakumla əhatə olunmuş kiçik bir bölgəyə yaxından dolaşmış maddəni göstərirsiniz. İlk kainat belə deyildi. Məsələ hər yerə yaxından dolmuşdu.

Xeyr, deyildi. Yer düz idi, amma bu eyni deyil boşluq müddəti düz olmaq.

Formal olaraq, çünki cazibə potensialı, zamana bənzər bir Öldürmə vektor sahəsinin mövcudluğu ilə əlaqəli qorunan bir kəmiyyətdir və kosmologiyada istifadə olunan fəzada belə bir şey yoxdur.

Çox kobud şəkildə, bir dairədə dolaşıb hər şeyin əvvəlki kimi olmasına qədər potensialı təyin edə bilməzsiniz. Bu, sürtünmə itkiləriniz olan maye dinamikasından xəbərdardır - bir dairədə gəzdikdən sonra maye daha isti olur və bunu geri qaytara bilməzsiniz. Kosmologiyada bir dəfə dairə ətrafında gəzdikdən sonra kainat bir az daha böyükdür və bunu geri qaytara bilməzsiniz.

Zamana bənzər bir Öldürmə vektor sahəsinin mövcudluğu, bir dairədə gəzdiyiniz zaman ümumiyyətlə heç bir şeyin dəyişmədiyini söyləmək üçün ciddi bir şəkildə ortaya çıxır. Onun mövcud olmaması, bir şeyin geri dönməz bir şəkildə dəyişdiyini bildirir, buna görə bir potensial təyin edə bilməzsiniz.

Bunu kosmologiyada cazibə potensialından ümumiyyətlə necə istifadə olunduğunu izah etməyə çalışmaq üçün quruluş meydana gəlməsini izah edərkən tez-tez istifadə olunur. Bu vəziyyətdə sıfır olmayan bir cazibə potensialı həmişə az və ya çox sıxlığa malik bölgələrlə əlaqələndirilir. Kainat hamar olarsa potensial eyni sıfıra bərabərdir və bu potensialla orta sıxlıq arasında heç bir əlaqə yoxdur: hər şey müəyyən bölgələrin az və ya çox sıx olması ilə əlaqədardır.

Göründüyü kimi, cazibə qırmızıya sürüşmə ilə əlaqələndirilən yeganə qırmızı sürüşmə (və ya mavi sürüşmə) bu potensialdan qaynaqlanır. Məsələn, əvvəllər bəhs edilən Sachs-Wolfe təsiri, fotonların bu potensial quyulara necə düşdüyündən və tırmanmasından qaynaqlanır. Maddələrin hakim olduğu bir kainatdakı böyük tərəzilərdə bu potensiallar zamanla sabitdir (qeyd: maddə üstünlük təşkil edir, həm normal maddə, həm də qaranlıq maddə kainatımızda erkən olduğu kimi sıxlığın çox hissəsini təşkil edir). Bu, böyük overdense tikililərin genişlənməsini dayandırmaq üçün başlayacaq qədər sıx olduğu qədər dağılmadığını göstərir. Və bu potensiallar sabit olduğu üçün foton belə bir potensiala daxil olduqda cazibə maviliyini seçir. Sonra potensialdan çıxarkən dəqiq bir ləğv edən qırmızı bir sürüşmə alır və nəticədə xalis təsir göstərmir.

Qarışıqlığa qaranlıq enerji əlavə etdikdə işlər dəyişir: ətrafdakı qaranlıq enerji ilə bu cazibə potensialları zamanla çox yavaş çürüyür. Yəni çox böyük potensiallar üçün (qalaktika qrupları və superklasterlərini düşünün) milyonlarla il ərzində bir fotonun klasterdən keçməsi lazım ola bilər, klasterin potensialı daha dayazlaşdı, yəni mavi sürüşməyə nisbətən daha az qırmızı sürüşmə yığdı. potensiala düşəndə ​​qazandı. Beləliklə, həddindən artıq bölgələr fotonlara bir az əlavə vuruş verir. Bənzər səbəblərdən zəifləmiş bölgələr xalis qırmızı sürüşmə ilə nəticələnir.

Bütün bu effektləri yekunlaşdırdığınız zaman, bu İnteqrasiya olunmuş Sachs-Wolfe Effekti olaraq bilinir və hal hazırda qaranlıq enerji üçün ən güclü dəlildir. Bu, CMB temperaturları ilə yaxınlıqdakı genişmiqyaslı quruluş arasında bir əlaqə ilə nəticələnir (uzaq şeylər üçün təsir ortalama sıfıra enməyə meyllidir və əgər həqiqətən uzaq olsalar, o zaman maddənin hakimiyyəti var idi, təsir hər halda təxminən sıfır olardı).

Bütün bunları yekunlaşdırmaq üçün cazibə potensialları kainat boyunca səyahət edən fotonlara təsir göstərir, lakin bu potensiallar orta sıxlıqdan kənarlaşmalarla əlaqələndirilir. Orta sıxlığın özü sıfır təsir göstərir.

@kimbyd və @Orodruin, Sach-Wolfe effektini oxuduqdan sonra, xüsusən “Gec vaxtlarda inteqrasiya olunmuş Sach-Wolfe təsiri”, bu mənim ilk suallarımın cavabıdır. “Gec vaxtda inteqrasiya olunmuş Sach-Wolfe təsiri” QMİ-dən Yerə, zamanla genişlənən bir kainatın geniş miqyaslı cazibə potensialından bəhs edir. Fotonun girib qaçdığı cazibə quyuları, danışdığım ‘sıxlıqdır.

Bu mövzuda verəcəyim başqa suallar yeni bir mövzuda olacaq, əsas diqqət gecikmiş inteqrasiya olunmuş Sach-Wolfe təsiri olacaqdır.

Bundan əlavə, diaqramlarla bu mövzuya əlavə edilmiş böyük qarışıqlıq üçün üzr istəyirəm. Keçmişə nəzər saldıqda, iki dəfə çox məlumatla yarı ölçülü olmalı idilər. Bu risk idi və uğursuz oldu. @PeterDonis Bu səhvlər komediyasından daha yaxşı özümü izah etmək üçün kainatdakı əsas şəkilimlə yeni bir mövzu hazırlayacağam. Çox güman ki, bununla başlayacaq [http://1ucasvb.tumblr.com/post/142605511227/in-einsteins-general-theory-of-relativity-space]

@Ibix Killing sahələrini oxudum. Onların bu PhysicsStackExchange təsvirini çox sevirdim. [https://physics.stackexchange.com/questions/225436/why-are-killing-fields-relevant-in-physics] Bu poetik düşüncə ilə maraqlanacağam. Riyaziyyatı da oxudum, amma dürüst olmaq üçün gözlərim bir az dumanlanmağa başladı və buna görə də ...

Nəhayət, masadakı bütün kartlar, son vaxtlar mütləq PBS Space Time-ı çox izləyirəm. Heç vaxt astro-fizika kursu almamışam və pop-sci məqalələrinə, vikipediyaya və tək kağıza əsaslanan sualları tamamilə düşünmək lazımdır. Bu şeyləri tamamilə sevirəm, amma heç bir şəkildə klassik öyrənməmişəm.

Yəni bu suallara diqqətiniz üçün hamınıza təşəkkür edirəm. Növbəti sərt yanıqları və həqiqət və məlumat iksirlərini gözləyirəm.


Mənbələr / Qalaktikalararası mühit

Astronomiyada ulduzlararası mühit (və ya ISM) bir qalaktikadakı ulduz sistemləri arasındakı boşluqda mövcud olan maddədir. Bu maddə ion, atom və molekulyar formada qaz, toz və kosmik şüaları əhatə edir. Ulduzlararası boşluğu doldurur və ətrafdakı qalaktikalararası mühitə və ya qalaktikalararası boşluğa rahatca qarışır.

"Qalaktikalararası mühit (IGM) ilə əlaqəli vəziyyət [ulduzlararası mühitin (ISM) vəziyyətinə bənzəyir). Əvvəlcə (QSO) udma xəttinə gəldikdə mövcud olduğuna və dəlillərə əmin olmalıyıq. X-şüa yayan qaz), ISM-yə (ulduzlararası udma xətləri və emissiya dumanlıqlarına) inamı məcbur edənlə olduqca bənzəyirdi.Sonra bilinən UV mənbələrinə (ilk növbədə QSO) digər mümkün mənbələrin müvəqqəti tətbiqi ilə icazə verildi. IGM'deki istilik tarazlığını qiymətləndirmək üçün şok isitmə (məsələn, Ikeuchi & amp Ostriker 1983). " [3]

Def. ətraf mühitin təbiətinə a deyilir orta.

IGM-nin əksəriyyətinin termodinamik xassələri bu rentgen şüaları ilə [rentgen fonunun (XRB)] müəyyənləşdirilə biləcəyi bir "dövr mövcud olacaqdır. [.] Bu həcmin xüsusiyyətləri [içərisində] ionlaşma və istilik təkamülü vahid bir ilkin mühit. " [4]

"İonlaşma həlləri üçün: [I] 24.6 eV rekombinasiya davamlılığından və sərhəddən gələn radiasiya sahələrinin səbəb olduğu fotionlaşma, toqquşma ionlaşması, B vəziyyəti radiasiya rekombinasiyası, He I üçün dielektronik rekombinasiya və H ilə He arasındakı birləşmə. He I'nin əlaqəli keçidləri (19,8 eV, 21,2 eV-də foton enerjiləri və 20,6 eV enerji cəmi olan iki foton davamlılığı). " [4]

"HI və O ikincil ionlaşmaların və həyəcanların təsiri [bunlar] rentgen şüaları tərəfindən azad edilən enerjili fotoelektronlardır (Shull & amp van Steenberg (1985) bundan sonra SVS85). Bunlar ionlaşma arasında daha da bir birləşmə yaradır. rentgen şüalarının fotonizasiyanın yeganə mənbəyi olduğu xüsusi şəraitdə ikincil ionlaşma HI üçün birbaşa fotionizasiyaya üstünlük təşkil edir.Xarakterik bir rentgen fotonunun H I-dən çox, I tərəfindən udulması ehtimalı daha yüksəkdir. Çıxarılan fotoelektron, HI-nin daha çox olduğu üçün, O I-dən daha çox HI atomunu ionlaşdıracaqdır, Nəticədə, He I fotoelektronlarından ikincil ionlaşmalar və O I rekombinasiya və həyəcanla əlaqəli radiasiya HI ionlaşmasının ilkin mənbəyidir. " [4]

"IGM-nin istilik təkamülü aşağıdakı prosesləri əhatə edir: H və He-nin ikincil elektronlarından fotoelektrik istiləşmə, fotoelektronun artıq enerjisinin 100% -i IGM-nin istiləşməsinə gedən reseptə nisbətən daha az istilik [yaradır] və" bağlı hüdudlu keçidlər və ya I I-nin 24.6 eV rekombinasiya davamlılığı ilə azad edilmiş HI fotoelektronlarından istiləşmə (burada HI və ya O I-nin daha da ionlaşması mümkün olmadığına görə istidən artıq enerjinin itkisi 100% qəbul edilir). terminlərə radiasiya və dielektronik rekombinasiya, termal qayıq, CMB-nin dağılması, toqquşma ionlaşması və həyəcanlanma və IGM-nin adiabatik genişlənməsi daxildir.-10 4 K temperaturlarda rekombinasiya və soyutma əmsallarının dəyərləri Hummer (1994) və Hummer & amp Storey (1998) və He I iki foton prosesindəki istilik qatqısı, Drake et al. (1969) da verilmiş foton tezlik paylanması istifadə edilərək hesablanmışdır. " [4]

Def. qalaktikalar arasında meydana gələn adlanır qalaktikalararası.

adlanır qeyri-adi.

Qalaktikalararası məkan qalaktikalar arasındakı fiziki məkandır. Qalaktika qrupları arasındakı böyük boşluqlara boşluqlar deyilir.

Ətrafı əhatə edən və qalaktikalar arasında uzanan, kosmik filamentar bir quruluşda düzülmüş nadir bir plazma var [1]. [2] Bu material qalaktikalararası mühit (IGM) adlanır. IGM-nin sıxlığı Kainatın orta sıxlığından 5-200 dəfə çoxdur. [5] Əsasən ionlaşmış hidrogendən, yəni bərabər sayda elektron və protondan ibarət plazmadan ibarətdir. Qaz boşluqlardan qalaktikalararası mühitə düşdükcə, 10 5 K ilə 10 7 K arasında istiləşir, [6] bu qədər yüksəkdir ki, atomlar arasındakı toqquşmalar əlaqəli elektronların hidrogendən qaçmasına səbəb olacaq qədər enerjiyə sahib olsun. nüvələr buna görə IGM ionlaşdırılır.Bu temperaturlarda isti-isti qalaktiklərarası mühit (WHIM) adlanır. (Qaz quru standartlarına görə çox isti olsa da, astrofizikada 10 5 K-yə tez-tez "isti" deyilir.) Kompüter simulyasiyaları və müşahidələr Kainatdakı atom maddələrinin yarısına qədərinin bu isti-isti, nadir hala gələ biləcəyini göstərir. . [5] [7] [8] Qaz WHIM-in filament quruluşlarından kosmik filamentlərin kəsişməsindəki qalaktika yığınlarına düşdükdə, daha da istiləşə bilər və 10- 8 K və daha yüksək temperaturda so- intlasluster orta adlanır. [9]

"UV, astrofizik tədqiqatdakı bütün sahələr üçün vacib bir spektral intervaldır və ultrabənövşəyi dalğa uzunluğundakı spektral əhatə dairəsi, planet atmosferlərindən tutmuş qalaktikalararası mühitdəki tutarsız qaza qədər kosmosdakı diffuz plazmalar üçün diaqnostik göstəricilərə çıxış təmin edir." [10]

"HST müşahidələrindən istifadə edərək Gallagher və digərləri (2001) əksəriyyəti SQ-nin gelgit zibilləri arasında paylanmış 115 namizəd ulduz qrupu tapdılar. Rəng rəngli diaqramlardan yaşlarını 2-3 Myr-dən bir neçə Gyr-a qədər qiymətləndirdilər. yaş bölgüsü SQ-də ulduz meydana gəlməsi tarixinə işıq tutur: Ən gənc ulduz qrupları (yaşları 10 Myr-dən az) SQ A və NGC 7318a / b-nin cənubundadır, bir az daha yaşlı ulduz qrupları isə 10 ilə 10 arasında 500 Myr, gənc gelgit quyruğundadır və NGC 7319 ətrafındadır. Bu, şərq gelgit quyruğunun əvvəlki bir qarşılıqlı əlaqədə meydana gəldiyi şəkilə uyğundur, halbuki SQ A ətrafında toqquşma və ulduz meydana gəlməsi davam edir. " [11]

"Termal IGM olub olmadığını toqquşma və ya toqquşmadan Coulomb şkalasından kiçik miqyaslarda [yüklənmə qarşılıqlı məsafəsi] plazma qeyri-sabitliklərinin vasitəçiliyi ilə azaldılmış orta sərbəst yolun təsirindən asılıdır. Nəticə olaraq, IGM-də sıxılan turbulentliyin söndürülməsi və hissəciklərin [lərin] yenidən sürətlənməsi bir neçə referans tərəzi (dalğalar) arasındakı qarşılıqlı əlaqədən asılıdır: toqquşmayan miqyas, kqarış, Coulomb miqyası, kC, istilik hissəcikləri ilə toqquşmadan sönmə səbəbindən turbulans kəsmə şkalası, k c t h < displaystyle k_^> və nisbi hissəciklərlə toqquşmadan söndürmə səbəbindən k c C R < displaystyle k_^> [. ]." [12]

Sağdakı şəkilə gəldikdə: "Termal IGM ilə toqquşmadan qarşılıqlı təsir bağışlayaraq təlatümlü miqyaslı təkamül verən bir sxematik diaqram (möhkəm xətlər = sürətli rejimlər və kəsik xətlər = Alfvén və yavaş rejimlər) (məsələn [null Brunetti & amp Lazarian 2007) ] sol panel) və plazma qeyri-sabitliklərinin vasitəçiliyi ilə toqquşma qarşılıqlı əlaqəsi (bu kağız sağ panel) Alfvén və yavaş rejimlərin (hər iki panel) və plazma instabiliyalarından solenoid rejimlərin sürətlənməsindən sürətli rejimlərin yaranmasını (incə oxları) qeyd edirik. (sağ panel). Müvafiq tərəzilərin mövqeləri, Coulomb miqyası (kC), MHD şkalası (l −1 AkA), termal və nisbi kəsmə tərəziləri (k ci ck CR ceffektiv toqquşmayan tərəzi ilə birlikdə bildirilir kqarış (sağ paneldə kqarış=kC sol paneldə). Sürətli rejimlərin spektrindəki eksponensial kəsilmə, termal IGM (sol panel) və nisbi hissəciklər (sağ panel) ilə toqquşmadan sönümün təsirini göstərir. "[12]

Def. qalaktikalar arasındakı elektromaqnetizm və maddə qalaktikalararası mühit.

Qalaktikalararası media üçün bir çox yer olduğu üçün bir çox qalaktikalararası media da var.

İkiqat təbəqənin istehsalı üçün xeyli dərəcədə müsbət və ya mənfi yüklənmə olan, yəni kvaz neytrallığın pozulduğu bölgələr lazımdır. [13] [14] Ümumiyyətlə, kvazi neytrallıq yalnız Debye uzunluğunun sırası miqyasında pozula bilər. İkiqat qatın qalınlığı on Debye uzunluğundadır, bunlar ionosferdə bir neçə santimetr, planetlərarası mühitdə bir neçə on metr, qalaktikalararası mühitdə isə on kilometrlərdir.

"Ön plan quruluşu ilə görülən fon mənbələrinin ölçülərinə etibar etmək üçün qalaktikalararası mühit haqqında kifayət qədər məlumatımız varmı?" [15]

"Bilirik ki, Böyük Partlayışdan 1,5 milyard il sonra bəzi qalaktikaların meydana gəldiyini z ∼6-da müşahidə olunan qalaktikalar sübut edir. Bu dövrdə də qalmanlararası mühitin böyük hissəsi ionlaşdırıldı və Lymanın davamlı udma çatışmazlığı bunu sübut etdi. α (Gunn-Peterson təsiri, Gunn & amp Peterson 1965). Kainatdakı bütün baryonik maddələri ionlaşdırmaq üçün kifayət qədər UV axını istehsal edən bəzi cisimlərin əvvəllər mövcud olduğu qənaətinə gəlmək lazımdır. " [16]

Mayall's Object (Xüsusi Qalaktikaların Atlası altında da təsnif edilmişdir Arp 148) Ursa Böyük bürcündə 500 milyon işıq ili uzaqlıqda yerləşən iki toqquşan qalaktikanın nəticəsidir. . İlk aşkar edildikdə Mayall-ın Nesnəsi sual işarəsi kimi formalaşan özünəməxsus bir dumanlıq kimi təsvir edildi. Başlanğıcda qalaktikalararası mühitlə reaksiya göstərən bir qalaktikanı təmsil etmək nəzəriyyəsi verilmişdi [17], indi iki qalaktikanın toqquşmasını təmsil etdiyi və bunun nəticəsində quyruğu olan üzük şəklində qalaktikadan ibarət yeni bir obyektin meydana gəldiyi düşünülür. İki orijinal qalaktika arasındakı orijinal toqquşmanın əvvəlcə maddəni halqa meydana gətirən mərkəzə çəkən bir şok dalğası yaratdığına inanılır. [18]

IGM temperaturu ilə sürətləndirmə səmərəliliyinin miqyasını a götürərək götürürük toqquşmadan IGM, a. Halına da şamil edilə bilər zəif toqquşmadan Stokastik sürətlənmənin ən isti qruplarda daha güclü olduğu qənaətinə gələn IGM, (mikro-) fiziki şərtlərin geniş bir hissəsini əhatə edir. "[12]

"Orta sərbəst yolun miqyasındakı və daha az miqdarda qarışıq maqnit sıxışdırmaları qeyri-sabitliyi induksiya etmək üçün ən təsirli olur *. Səpələnmə qeyri-sabitliyin yaratdığı maqnit narahatlıqlarında baş verdikdə, əməliyyat nəticəsində hissəciklərin orta sərbəst yolu azalır. Bu, prosesin öz-özünə tənzimlənməsiylə nəticələnir, yəni inyeksiya miqyasındakı turbulentlik nə qədər güclüdürsə, plazma hissəciklərinin orta sərbəst yolu o qədər kiçik olur və mayenin mahiyyət etibarilə davrandığı tərəzi bir o qədər böyükdür. toqquşma. " [12]

"* MHD türbülans nəzəriyyəsi uzun bir tarixə malikdir (bax: Biskamp 2003) və təfərrüatları hələ də isti mübahisələrin mövzusudur. Bununla birlikdə, son ədədi hesablamalar Goldreich & amp Sridhar (1995) 'dəki güclü Alfvenik türbülans modeli ilə təqribən uyğundur (bax Beresnyak & amp; Lazarian 2009) və Cho & amp Lazarian (2003) 'də bildirilən sıxılabilir rejimlərin miqyasını təsdiqləyin (bax Kowal & amp Lazarian 2010). " [12]

"Çox yüksək enerjili γ-şüalarının astronomik mənbələrinin spektral və zamanlama xüsusiyyətləri, mənbədən Yerə gedən yolda elektromaqnit şəlalələrin inkişafından güclü şəkildə təsirlənə bilər. Bu şəlalələr γ-şüalarının with-şüalarının qarşılıqlı təsirləri ilə başlaya bilər. γ-şüa mənbəyinin içindəki mühit radiasiya sahələri, qaynaq sahibi qalaktikada və Samanyolu qalaktikasında, həmçinin qalaktikalararası məkanda kosmoloji foton sahələrində. " [19]

"Enerjinin artması ilə genişlənmiş mənbənin ölçüsünün azalması zəif maqnit sahələrinin böyük miqyaslı quruluşun boşluqlarında mövcud olduqları təqdirdə itudes 10 −16 G - 10 −12 G aralığında böyüklüklərlə ölçülməsinə imkan verir." [19]

Lyman davamlılığının "aşkarlanması və ya bunun üçün əhəmiyyətli bir yuxarı sərhəd olması, qalaktika içərisindəki əmilmədən qaçan və ətrafdakı qalaktikalararası mühiti ionlaşdıran fotonların hissəsini məhdudlaşdıra bilər." [20]

"Üçün birbaşa dəlil yerində qalaktikalararası mühitdəki (IGM) hissəcik sürətləndirmə mexanizmləri qalaktika qruplarından müşahidə olunan diffuz Mpc miqyaslı sinxrotron emissiyaları ilə təmin edilir. "[12]

"Qalaktikalararası mühit (IGM), kütləvi neytrinonun kosmoloji paylanmasından çıxan fotonlarla ionlaşdırıla bilər." [21]

"Atom hidrogen və helium səbəbiylə kvasar spektrlərində udma çuxurlarının olmaması və tək-tək ionlaşmış helyum səbəbiylə bir çökəkliyin olması, onda neytrin kütləsinin 50 ilə 110 eV arasında yerləşməsini nəzərdə tutur." [21]

"Hesablanmış ömür, GIM yatırılması adlı bir mexanizmin işləməyindən (de Rujula & amp Glashow 1980) kritik şəkildə asılıdır. [.] Bununla birlikdə, GIM basqısı işləmirsə (məsələn, dörd neytrin tadı varsa) [. Və] C IV tərəfindən müşahidə olunur IUE qalaktik haloumuzda yüksək olan halo dominant olan çürüyən neytrinodan fotonlara ionlaşmasına borcludur [. ] 96 eV ≤ mν E 110 eV τ

10 27 s. Bu son fikirlər atmosferin üstündə zəif bir dar emissiya xətti axtararaq sınaqdan keçirilə bilər (Δλ

Foton enerjisi 47.9 ilə arasında yatan yüksək qalaktik enliklərdə 10 -3 λ)

"Erkən bir XRB, sərbəst elektronların sayının artmasına baxmayaraq IGM-də əhəmiyyətli miqdarda yeni molekulyar hidrogen yaratmır. Bu, ilk növbədə H - və H-nin güclü foto məhvi ilə əlaqədardır.2 yaxın IR / optik (bundan sonra IR / O) və uzaq UV (Lyman-Werner bantlarındakı UV fotonları bundan sonra FUV) fonları ilə, hər hansı bir XRB ilə əlaqəli müvafiq enerji aralığında 0.755–11.2 eV və 11.2-13.6 eV aralığında QSO-lar tərəfindən yaradıldı. "[4]

"H2 assosiativ ayrılma yolu ilə H I və H - əmələ gəlir və elektronlarla və H I ilə toqquşmalar, protonlarla yük mübadiləsi və 11.2-13.6 eV enerji fotonları ilə Lyman və Werner zolaqlarındakı fotodissociasiya ilə məhv edilir. "[4]

"Sürətli rejimlərin ən əhəmiyyətli toqquşmadan sönümlənməsi, nisbi hissəciklər ilə Transit-Time-Sönümləmə (TTD) rezonansından qaynaqlanır (məs. Schlickeiser & amp Miller 1998 Yan & amp Lazarian 2004 Brunetti & amp Lazarian 2007, 2010) [asılıdır] B0 [olan] arxa plan (narahat olmayan) maqnit sahəsi ". [12]

Göy fonuna töhfə verən bir neçə astrofiziki komponent var: bunlar zəif asteroidlər, Qalaktik ulduzlar və uzaq qalaktikalar kimi nöqtə mənbələri, Günəş Sistemindəki, Samanyolu və qalaktikalararası toz kimi yayılmış mənbələr ola bilər. yer.

"Qalaktikalararası mühitin (IGM) temperatur paylanması güclü qalaktik küləklərin olub-olmamasından asılıdır." [22]

"Ulduz əmələ gətirən protoqalaktikalardan çıxanları maneə törətmək üçün kifayət qədər təzyiqi olan qızdırılan IGM üçün mümkün ola bilər. Qalaktik küləklər və ya buxarlanma nəticəsində erkən cisimlərdən kütləvi itki tez-tez zα-meşə buludlarında metalların hər yerdə olduğu varlığını izah etmək üçün çağırılır. əvvəlcədən qızdırılan IGM, bununla birlikdə kifayət qədər yüksək sürüşmələrdə (reionizasiyadan əvvəl) ev sahibi qalaktikalardan metalla zənginləşdirilmiş qazın bu cür axmasına mane ola bilər. " [4]

Sağ tərəfdə Ulduz diskdəki (mavi) isti ulduzlar tərəfindən qalaktikadan çıxarılan qazlı bir küləyin içərisinə yerləşdirilmiş çoxsaylı aromatik karbohidrogenlərin (PAH) qalaktikasından M82 qalaktikasından çıxan axını qırmızı rəngdə göstərən bir Spitzer İnfraqırmızı Teleskop şəkli var.

2010-cu ilin noyabr ayında qalaktikamızın mərkəzində iki nəhəng qamma-şüa köpüyü aşkar edildi. Bu baloncuklar bir-birinin güzgü şəkli [23] kimi görünür. Bu yüksək enerjili radiasiya baloncuklarının kütləvi bir qara dəlikdən püskürdüyü və ya milyonlarla il əvvələ aid ulduz formasiyalarının partladığına dair şübhələr var. [24] Bu baloncuklar ölçülmüş və 25.000 işıq ili boyunca uzanmışdır. Bunlar elm adamları "göyə bükülən arxa plan qamma şüalarının" süzülməsindən sonra aşkar edilmişdir. Bu kəşf, Samanyolu'nun mərkəzində böyük bir bilinməyən "quruluşun" olduğuna dair əvvəlki ipuçlarını təsdiqlədi. [25] [26]

Baloncuklar cənub yarımkürəsinin gecə səmasında Grus'a və Qıza qədər uzanır.

"IGM-də kosmik şüalar üçün mövcud olan maksimum enerji büdcəsi, son yuxarı sərhədlərdən yaxınlıqdakı qalaktika qruplarından (məsələn, Aharonian və digərləri 2009 Ackermann və digərləri 2010) və Mpc miqyaslı radiodan çıxan qamma şüalarının yayılmasına qədər səmərəli şəkildə məhdudlaşdırıla bilər. radio halosları olmayan qruplardakı emissiya (məs. Brunetti et al 2007) və bu nəzəri modellər üçün əhəmiyyətli məlumatlar verir. " [12]

"Ly α meşəsinin ötürülməsi [qalaktikalararası mühitdə neytral hidrogen səpilməsiylə [. Ölçülmüşdür] 2 və 6.3 qırmızı sürüşmələr arasında yüksək siqnal-səs-küy, yüksək qətnamə (R≥ 5000) müşahidələri 50 kvazar qırmızı sürət aralığına yayıldı. " [27]

"Kainatdakı ilk işığın vaxtı," reionlaşma dövrü ", [ilk] ulduzlardan gələn UV emissiyası və (çoxalan) supermassive qara dəliklərin neytral qalaktika arasındakı mühiti yenidən meydana gətirməsidir." [28]

"Yüksək qırmızıya sürüşmə IGM [cazibə qüvvəsi qeyri-sabitliyi ilə kosmik quruluş meydana gətirməsinin izləyicisi ola bilər. Belə bir ssenaridə diffuz paylanmış baryonik material (adi maddəni təşkil edən proton və neytronlar) altındakı qaranlıq maddənin cazibə təsirinə cavab verir. " [29]

"Qalaktika qrupları arasındakı birləşmələr indiki Kainatdakı ən enerjili hadisələrdir. Bu toqquşmalar zamanı kütləvi Qaranlıq Maddə haloslarının cazibə qüvvəsi-enerjisinin bir hissəsi nisbi protonları və elektronları sürətləndirə biləcək zərbələrə və təlatümlərə yönəldilə bilər (məsələn, Ryu et al.) 2003 Cassano & amp Brunetti 2005 Brunetti & amp Lazarian 2007 Hoeft & amp Brëuggen 2007 Pfrommer et al 2008 Skillman et al 2008 Vazza et al 2009), sürətlənmiş protonlarla termal protonlar arasında toqquşmalar ikincil hissəciklər əmələ gətirir (məsələn Blasi & amp Colafrancesco 1999 Pfrommer & amp Ensslin 2004 ). " [12]

"İsti IGM-də Coulomb toqquşmalarına görə istilik protonlarının orta sərbəst yolu çox böyükdür, on-yüz kpc (məsələn, Sarazin 1986)." [12]

"proton dalğalı qazan, izotropik Alfvenik dalğaların hipotetik bir spektri ilə (Brunetti və digərləri 2004) reabilitasiya edildikdə, həqiqətən rejimlərin sönümündə nisbi protonlarla gyro-rezonansın üstünlük təşkil etdiyi müşahidə edildi. "[12]

Sürətli rejimdə, nisbi hissəciklər səbəbiylə azalma sürətlənmə effektivliyini böyük edən kiçikdir. Bu şərtlər daxilində nisbi protonlar sürətlə enerji qazanır, nəticədə bu protonlar tərəfindən təlatümlü rejimlərin sönməsi zaman keçdikcə artar və təkrar istilik prosesi daha az təsirli olur. "[12]

"Yavaş rejimdə nisbi protonlar, rejimlərin yarı sabit bir sönümünü nəzərdə tutan enerjisini əhəmiyyətli dərəcədə artırmaz". [12]

"Rölativist elektronların və protonların spektrinin vaxtı ilə təkamül [a] qəbul edərək sürətli rejimlərlə yenidən sürətlənməyə məruz qalır. toqquşma IGM. [. Nəzərə alsaq] yalnız birincil protonlar və bu protonlarla IGM arasında elastik olmayan toqquşmalar nəticəsində yaranan ikincil elektronlar [. ] rejimlərin söndürülməsində nisbi protonlarla üstünlük təşkil edir. "[12]

"Nisbi protonlar, IGM-də IGM və TTD rezonansında müvafiq enerji itkiləri ilə qarşılaşmırlar ki, yüksək enerjiyə qədər termal termonları sürətləndirə bilər." [12]

Kosmik "şüa protonları, yaxınlıqdakı qrupların FERMI müşahidələrindən əldə edilən son məhdudiyyətlərə uyğun olaraq istilik qrupunun enerjisinin yüzdə bir hissəsinə kömək edir (Aharonian et al. 2009 Ackermann et al 2010)." [12]

Daha böyük "türbülansın enjeksiyon dərəcələri, bir neçə sürətlənmə müddətində sürətlənmə effektivliyini öz-özünə tənzimləyən nisbi protonların söndürülməsi səbəbindən yenidən sürətlənmə prosesini əhəmiyyətli dərəcədə daha təsirli etmir." [12]

"Proton geri reaksiyasının sürətlənmə effektivliyinə təsiri fasiləli (və ya yamaqlı) çaxnaşma (. Daha real) vəziyyətdə daha az əhəmiyyət kəsb edir. Bu, kosmik şüa protonlarına yönəldilən daha az enerjinin bu halda daha böyük sürətlənmə effektivliyinə malik olduğunu göstərir. daha uzun müddət saxlanılır ". [12]

"[Ekstragalaktik maqnit sahəsi] EGMF gücü 10 −12 G-dən aşağı olarsa (maqnit sahələrinin mənşəyinin kosmoloji modelləri baxımından inandırıcı fərziyyə), ikincil elektronların və pozitronların EGMF tərəfindən sapmalarının nəticələnməsini gözləyirik. ilkin nöqtə mənbələri ətrafında bir EGMF-yə bağlı genişlənmiş bir emissiya görünüşündə və / və ya ikincil cütlərdən gələn emissiyanın EGMF-ə bağlı vaxt gecikməsində. " [19]

"EUV fotonlarına nisbətən böyük orta sərbəst yollara sahib olan rentgen şüaları və onların fotoelektronları istilik və ionlaşma tarazlığına əhəmiyyətli təsir göstərə bilər." [4]

Hidrogen "ionlaşmada neytral helyumun və nəticədə yaranan ikincil elektronların rentgen fotonizasiyası üstünlük təşkil edir." [4]

"Erkən XRB sərbəst elektronların sayının artmasına baxmayaraq IGM-də əhəmiyyətli miqdarda yeni molekulyar hidrogen yaratmır." [4]

"Qismən ionlaşmış IGM, CMB fotonlarının IGM-dəki sərbəst elektronlardan Thomson tərəfindən səpələnməsi ilə CMB-yə təsir göstərə bilər." [4]

Qaranlıq maddə "DM çürüməsi / məhv edilməsi elektron-pozitron cütlüyünün əmələ gəlməsi ilə nəticələnəndə, elektronları və pozitronları ayırmaq faydalıdır." [30]

Qaranlıq maddə (DM) ilə qalaktikalararası mühitdə (IGM) enerji çökməsinin təkamülü [həm steril neytrinolar həm də açıq qaranlıq maddə (LDM) hissəcikləri üçün parçalanma / məhv olmaqdan ibarətdir. fabs ∼ İstirahət kütlə enerjisinin 0.5-i aşağı qırmızıya sürüşdükdə IGM-yə daxil olarsa, bu hissə hissəcik kütləsindən asılı olaraq ≲0.3 olur. "[30]

"[T] üçölçülü elektromaqnit şəlaləsi çox TeV γ şüalarının kosmoloji infraqırmızı / optik foton fonu ilə qalaktikalararası mühitdəki qarşılıqlı təsirləri ilə başlanır. Kaskaddakı ikincil elektronlar əvvəllər qalaktikalararası maqnit sahələri tərəfindən əyilir. onlar [kosmik mikrodalğalı fonda] CMB fotonlarına səpələnirlər. Bu, çox yüksək enerjili γ-şüaların ekstragalaktik mənbələri ətrafında çox-GeV və TeV enerjilərində 0,1-10 dərəcə miqyaslı yayılmasına səbəb olur. " [19]

"Hissəcik kaskadlarının hər yerdə yayılması iki qat nəticələrə malikdir. Bir tərəfdən, bədbin, çox yüksək enerjili (VHE, 0,1-10 TeV))-şüa zolağındakı müşahidə məlumatlarının şərhini çətinləşdirirlər. Digər tərəfdən , nikbin, yan, kifayət qədər spektral və açısal qətnamə ilə, kaskadın müşahidə olunan mənbə siqnalına təsirini müəyyənləşdirmək və yalnız birincil γ-şüa mənbəyinin spektrini yenidən qurmaqla yanaşı kaskadın xüsusiyyətləri haqqında məlumatdan da istifadə etmək olar. kaskadın inkişaf etdiyi mühitin fiziki xüsusiyyətlərini araşdırın. " [19]

Qalaktika qruplarının və qruplarının rentgen müayinələrində çox sayda isti, metalla zəngin qaz aşkar edilmişdir. [31]

Qalaktikalar qrupları, bilinən ən böyük əlaqəli sistemlərdir, bunların tərkibində x-şüa yayan plazma (tac buludları) üstünlük təşkil edən bariyonik kütləsi, tərkib hissəsi olan qalaktikaların cəminin on qatına bərabərdir. [32]

T-də yüksək dərəcədə ionlaşmış, isti qaz üçün

10 6 K, ağır elementlərdən alınan udma xətləri, ehtimal ki, hidrogen yüksək dərəcədə ionlaşmış və udma xətləri çox zəif olduğundan, yalnız aşkarlama üsuludur. [33] Bu udma xətləri rentgen meşəsi ifadəsi ilə işarə edilir. Absorbsiya xətlərinin sayı barion sıxlığının məhsulunu metallıqdan qat-qat ölçür. [33] O VII və O VIII xətlərinin güc nisbəti qaz temperaturu və sıxlığının paylanmasını yoxlayır. [33]

X-ray meşəsi, qalaktika qrupları və qruplarına birləşdirilmiş filamentar və təbəqə şəklində quruluşlar şəklində isti bir qalaktikalararası mühit tərəfindən istehsal olunur. [34]

"Qalaktikaların mərkəzləri ətrafında görülən X-ray emissiyası gölcükləri tək yayılmış rentgen mənbəyi deyildi. Qız və Komadakı qalaktika qruplarının ətrafında, təxminən 3 ° ölçülü gölməçələr və digər, daha uzaq, qalaktika görülə bilərdi. qruplara bənzər, daha kiçik haloslar müşayiət olundu.Bu qrupların tanış optik görüntüləri on milyonlarla işıq ili boyunca yayılan yüzlərlə minlərlə qalaktikanın olduğunu aşkar etdi, lakin rentgen emissiyası bir az hamar paylandığını da göstərdi. qalaktikalar arasındakı material - qalaktikalararası mühit.Röntgen emissiyasının əhəmiyyəti ondan ibarətdir ki, ilk dəfə qalaktikalar arasındakı geniş məkanlarda yatan qazın miqdarı təxmin edilə bilər və təəccüblü görünsə də, on var qalaktikalar arasında görünməyən qazın içərisində olduğundan qat qat çoxdur.Bu qazın nəhəng cazibə qüvvəsinə doğru düşmə müddətində on milyonlarca dərəcə istiliyinə çatdığı anlaşılır. Qalaktika kümesinin onal cazibəsi və dolayısıyla rentgen şüaları mənbəyinə çevrildi. " [35]

"Reionlaşdırma öncəsi kainat, ilk işıqlı mənbələrin və onların fərdi EUV Strömgren kürələrinin soyuq, tamamilə neytral bir IGM-də deyil, əvvəlcədən qızdırılmış, qismən ionlaşmış IGM-də yerləşdiyi bir model ilə təsvir edilə bilər." [4]

"FUV, H ilə əlaqəli fotonları ehtiva edir2 Lyman-Werner zolaqlarındakı fotodissociasiya (11.2-13.6 eV). "[4]

"Yüksək z kvazarlarından irəli gələn hər hansı bir XRB ilə əlaqəli minimum IR / O və FUV fonları, IGM-də artan bir elektron fraksiyonu şəklində XRB-dən gələn hər hansı bir müsbət rəyi kompensasiya etməkdən daha çoxdur (bax, Ricotti et al. ( 2001) H üçün müsbət rəy haqqında2 sərt ulduz spektrləri ilə yaradılan fərdi ionlaşma cəbhələrinin yaxınlığında əmələ gəlməsi). "[4]

"Erkən bir XRB, sərbəst elektronların sayının artmasına baxmayaraq IGM-də əhəmiyyətli miqdarda yeni molekulyar hidrogen yaratmır. Bu, ilk növbədə H - və H-nin güclü foto məhvi ilə əlaqədardır.2 yaxın IR / optik [. ] və uzaq UV [. ] QSO-lar tərəfindən yaradılan hər hansı bir XRB ilə əlaqəli olan 0.755-11.2 eV və 11.2-13.6 eV enerji aralığında] ".

"Reionlaşmadan əvvəl IGM-də XRB ilə inkişaf etdirilmiş elektron fraksiyonu, elektron səpilməsinə qədər ümumi optik dərinliyi artırır." [4]

"Far Ultraviolet Explorer (FUSE) He II udulmasının parlaq (görmə böyüklüyü V = 16.1) z = 2.885 kvazar HE2347-44342-yə doğru yüksək spektral çözünürlükdə [planlaşdırılır] müşahidələri. Daha əvvəl ultrabənövşəyi (ultrabənövşəyi) dalğa uzunluqlarında HE2347-4432 əvvəlki müşahidələri bu cür müşahidələr üçün ən parlaq namizədlərdən biri olduğunu göstərdi (22, 23). HST ilə müşahidə olunan digər kvazarlarda olduğu kimi, bu obyektdəki He ii absorpsiyası daha çox qeyri-şəffafdır, lakin IGM-də He + yenidən ionlaşmanın başlanğıcını əlçatan olan yerdə görə biləcəyimizi düşünən yüksək ötürmə dalğa uzunluqları var. bu kvazara doğru (22). "[29]

"Lyman alfa (QSO spektrlərindəki Lyα meşə xətlərinin ümumiyyətlə qalaktikalar arasında buludlar tərəfindən yaradıldığına inanılır (Sargent və ark. 1980), lakin qalaktikalarla əlaqəli olduqlarına dair bəzi dəlillər mövcuddur (Lanzetta və ark. 1995 Le Brun, Bergeron & amp; Boisse 1996 Bowen et al. 1996). "[36]

"B2 1225 + 317-nin ultrabənövşəyi ultrasəs müşahidələri Kitt Peak Maya1l4-m teleskop plus eşel spektrografı ilə 23 və 26 mart 1987-ci il gecələrində əldə edildi. Alət konfiqurasiyasına 58,5 sətir mm -1 63 ° eşal ızgarası daxil edildi. alov zirvəsi format üzərində mərkəzləşmişdir.266-1 çarpaz disperser ızgarası 96 - 65 və ya 3130-4500 orders sifarişlərin əhatə olunmasına imkan vermək üçün mis sulfat filtr vasitəsilə ikinci sırada istifadə edilmişdir. 4 arcsec FWHM və ikinci gecədəki aralıq buludlar, 1 arcsec yarıqdan qətnaməni qorumaq üçün əhəmiyyətli dərəcədə təsirli bir cəza tətbiq etdilər .. Bir göyərtə, arıqları ən yaxın məsafələrdə ayırmaq üçün lazım olan yarığı 10 arsec hündürlüyə gizlədi. Eşellogramın bənövşəyi sonu. Uzaq UB-də seçici itkilərə yol verməmək üçün yarığı paralaktik açı ilə istiqamətləndirmək üçün spektrograf 3000-lik təsirlər arasında fırlandı. Hər bir obyektə məruz qalma əvvəl və Th-Ar qövsü dalğa boyu həllinin interpolasiyası üçün lampa şəkilləri. Kvazardakı ümumi ifşa müddəti 23 Martda 392 dəqiqə və 26 Martda 342 dəqiqə idi. "[36]

"FUSE bandpass, HE2347-44342-nin görünməmiş davamlılığının göründüyü dalğa uzunluqlarına yaxın dayandığı üçün (λ & gt 1190 Å), davamlılıq səviyyəsini qurmaq üçün 2150-33200 Å əhatə edən aşağı çözünürlüklü HST spektrləri əldə etdik. Bu müşahidələrin hər biri G140L ızgaralı Kosmik Teleskop Görüntüləmə Spektroqrafından (STIS) istifadə olunan 1060 s və G230L ızgaradan istifadə edilən 600 s pozundan ibarət idi.HE2347–4342, oktyabr müşahidəsində bir qədər zəif (% 7) idi, əks halda Oktyabr ayındakı müşahidəni Avqust axını səviyyəsinə qədər miqyaslandırdıq və sadə bir güc qanunu hazırladıq, Fλ = 3.31 × 10 −15 (λ / 1000 Å) −2.40 erg sm −2 s −1 Å −1, qalaktik udma xəttlərindən azad olan spektral bölgələrə sönmə düzəlişi ilə. Seçici ilə ümumi yoxa çıxma nisbəti olan RV = 3.1 (27) və E (B - V) = 0.014 (28) nisbətində orta qalaktik sönmə əyrisi istifadə etdik, burada B mavi zolaq ölçüsüdür. "[29]

"He II Lyα udma, qırmızıya keçid aralığında 2.3 və 2.7 arasında ayrı bir absorbsiya xəttləri meşəsi kimi." [29]

"Absorbsiya xüsusiyyətlərinin qırmızıya (z) görə paylanması və müxtəlif ionlarda qazlı maddənin sütun sıxlığı IGM-nin quruluşunu və sıxlığını və ionlaşma vəziyyətini ortaya qoyur." [29]

"Hubble Space Teleskopunu (HST) (4) görmə xətti boyunca Q0302-003 kvazarına (z = 3.29)" istifadə edərək. Müşahidə IGM-nin z ∼ 3-in yenidən dəyişməsində əslində qeyri-şəffaf olduğunu göstərdi və mümkün göründü HI Lyα meşəsindəki material, He II qeyri-şəffaflığını hesablamaq üçün kifayət idi (5). " [29]

"Qeyri-şəffaflıqdakı təkamülün kəmiyyət xarakteri qırmızı sürüşdür". [29]

"2.3-dən 2.7-yə qədər sürüşmə intervalında orta qeyri-şəffaflıq τ-dirO II = 0.91 ± 0.01 (29), HS1700 + 64 (6) istiqamətindəki mənzərəyə bənzəyir. "[29]

Fotodissosiasiyanın çox hissəsi H - kəsişmənin təbiətini nəzərə alaraq IR və optik dalğa uzunluqlarında olur. [4]

"Qalaktikalararası mühit sərbəst sərbəst emissiya ilə güclü bir diffuz rentgen şüalanma mənbəyidir (Jones & amp Forman 1984). Sunyaev-Zeldoviç (bundan sonra SZ) təsiri ilə submillimetr dalğa boylarında da müşahidə olunur: spektral distorsiya Kosmik Mikrodalğalı Arxa fonda (bundan sonra CMB) isti ionlaşmış qazın elektronlarının CMB-nin fotonları ilə qarşılıqlı təsirinə görə (Zel'dovich & amp Sunyaev 1969, Sunyaev & amp Zeldovich 1972) .Röntgen məlumatlarından elektron temperaturu təyin edilərsə , qaz paylanmasının bir modeli ilə birlikdə SZ məlumatları, qalaktikalararası qazın Compton optik dərinliyini (der) əldə etməyə imkan verir.Bu parametr bərk bucaqlar üzərində inteqrasiya olunsa birbaşa qaz kütləsini təmin edir.Röntgen və SZ məlumatları Hubble sabitini, H qiymətləndirməyə imkan verir0, adi standart şam üsullarından asılı olmayaraq (məsələn bax Holzapfel və digərləri 1997). Bir neçə qrupun özünəməxsus sürəti Doppler effektindən də əldə edilə bilər ki, qaranlıq maddənin yaratdığı böyük miqyaslı cazibə sahəsini aşkar etmək mümkün olsun. ”[37]

"Qalaktika klasterlərinin radio müşahidələri bu mürəkkəb prosesləri IGM-in maqnit sahələrində qarışan nisbi elektronların yaratdığı klaster miqyaslı sinxrotron emissiyasının öyrənilməsi yolu ilə araşdırır. Nəhəng radio haloları ən möhtəşəm və ən yaxşı öyrənilmiş klaster miqyaslı nümunələrdir synchrotron mənbələri. " [12]

"Bunlar isti rentgen yayan qaza bənzər uzanan (məsələn, nəzərdən keçirmək üçün Ferrari və digərləri 2008) və birləşmə qruplarında olan (məsələn, Cassano və digərləri 2010 və orada əksik olan aşağı spektrli, aşağı parlaq diffuz emissiyalardır). Bir sıra radio halolarının morfoloji və spektral xüsusiyyətləri yayan elektronların məkanda paylanmış və "incə" (yəni zəif təsirli, sürətlənmə müddəti ilə) sürətləndiyini göstərir.

10 8 il) mexanizmlər (məs. Brunetti et al 2008). "[12]

İsti qalaktiklərarası mühitin tac buludları, ehtimal ki, Yerli Qrupda və qalaktikalararası mühitdədir, yəni ekstragrup. İsti qrupdaq və qalaktikalararası qazın bolca istehsalı ağ cırtdan üstünlük təşkil edən halosların təbii nəticəsidir.

"Küme-klaster birləşməsi zamanı yaranan MHD turbulentliyi, IGM-də hissəciklərin yenidən istiləşməsi mənbəyi ola bilər." [12]

Sürətlənmə "türbülans və IGM arasındakı qarşılıqlı əlaqənin plazma qeyri-sabitliyi ilə vasitəçiliyi və Coulomb ortalama sərbəst yolundan xeyli kiçik miqyasda toqquşma təmin etdiyi qalaktika qruplarında sıxılan turbulentliklə ola bilər. Bu rejimdə sürətli rejimlərin enerjisinin böyük hissəsi nisbi hissəciklərin yenidən sürətlənməsinə və sürətlənmə sürətlənmiş hissəciklərin turbulentliyin özünə qarşı reaksiyası ilə özünü tənzimləyən universal bir davranışa yaxınlaşır. " [12]

Nisbətən "protonlar yaxınlıqdakı klasterlərin FERMI müşahidələrinə uyğun olaraq klaster enerjisinin yüzdə birinə (və ya daha azına) qatqı təmin edir. [.] İstilik enerjisinin yüzdə bir hissəsi səviyyəsində sıxılan turbulentlik, GeV enerjisindəki nisbi elektronları yenidən sürətləndirə bilər. müşahidə olunan diffuz radio emissiyasını nəhəng radio haloları şəklində izah etmək üçün lazımdır. " [12]

"Qalaktikalararası mühit (IGM), görünən kainata baxışımızda üstünlük təşkil edən qalaktikalar üçün xammal təmin edən qazlı anbardır." [29]

"Absorbsiya xüsusiyyətlərinin qırmızıya (z) uyğun olaraq paylanması və müxtəlif ionlarda qazlı maddənin sütun sıxlığı IGM-nin quruluşunu və onun sıxlığını və ionlaşma vəziyyətini ortaya qoyur. Qaz halında olan növlərin ionlaşma vəziyyətindən də prosesləri çıxara bilərik qazın ionlaşdırılmasından məsuldur, məsələn, erkən kainatdakı kvazarlardan və ya ulduz meydana gəlməsinin erkən partlayışlarından gələn radiasiya. " [29]

Nisbətən yüksək metallik, Z

0,1 Z? qruplar üçün, qazın daha əvvəl bir ulduz əmələ gəlməsi dövründə əhəmiyyətli dərəcədə ulduz işlənməsinə məruz qaldığını və bu da ulduz qalıqları, əsasən ağ cırtdanlar meydana gətirəcəyini göstərir. [31] Bu ulduz işlənmiş material, supernova partlayışları ilə isti komponentini yaratmaq üçün ulduzlararası mühitə buraxılır. [32]

"Qalaktikalararası mühitdə (IGM) deuteriumun tükənməsi əsasında, Chuvenkov və Vainer (1989) tərəfindən Samanyolu Qalaktikası ilə ilkin IGM arasında mübadilənin qalaktik kütlənin% 3 nisbətində baş verdiyi qeyd edilmişdir. 10 9 il. " [38]

"Galaktik ISM-də ümumi oksigenin əhəmiyyətli bir hissəsini təşkil etmədiyi və heç vaxt oksigenin dominant forması olmasa da (Sutherland və Dopita 1993), lityum bənzər ion O VI isti buludlararası mühitin vacib bir diaqnostikasıdır, həm də Qalaktik haloda və qalaktikalararası mühitdə qaz. " [39]

"X-ray müşahidələri birinci nəsil ulduzlar tərəfindən kütləvi qalaktika qruplarının isti qalaktikalararası mühitinə atılan artıq silikondan ibarətdir." [40]

"Astronomiyada ulduzlararası mühit (və ya ISM) Ulduzlararası məkanı bürümüş qaz və kosmik tozdur: bir qalaktika içindəki ulduz sistemləri arasında mövcud olan maddə. Ulduzlararası boşluğu doldurur və ətrafdakı qalaktikalar mühitinə rahatca qarışır. Ulduzlararası mühit son dərəcə sulandırılmış (quru standartlarına görə) ionlar, atomlar, molekullar, daha böyük toz dənələri, kosmik şüalar və (qalaktik) maqnit sahələrindən ibarətdir. [41] Elektromaqnit şüalanması şəklində eyni həcmi tutan enerji ulduzlararası radiasiya sahəsi." [42]

Samanyolu halo içərisində isti koronal qazın olması ROSAT missiyasının əsas kəşflərindən biridir. [43]

Heç bir qalaktik tac üçün qalaktik diskin üstündəki bir hündürlükdən (H) yuxarıdakı qaz təzyiqi diskdəki ilə müqayisədə kiçikdir. Qalaktik halo bölgəsi H-dən böyük bir məsafədəki bölgədir. Halo üçün yeganə enerji və kütlə mənbəyi qalaktik disk olduqda, qaz təzyiq gradiyenti elə halo içərisindəki təzyiq diskə yaxınlaşana qədər haloya daxil olur. təzyiq, təxminən 5 x 10 7 il bir zaman ölçüsündə. [44]

X-ray parlaqlığı (Lx) qalaktik tac buludunun 1.5 x 10 40 erg s -1. [31]

'Yerli isti baloncuk' "Günəşin yerli mühiti daxilində isti rentgen yayan plazma" dır. [43] "Bu tac qazı, nizamsız formalı lokal maddi boşluğu doldurur (McCammon & amp Sanders 1990) - tez-tez Yerli İsti Bubble (LHB) adlanır." [43]

The intlasluster orta (ICM) qalaktika dəstəsinin mərkəzində mövcud olan çox qızdırılmış plazmalardır. Bu, təxminən 10 ilə 100 meqakelvin arasında olan istiliklərə qədər qızdırılan və əsasən çoxluqdakı bariyonik materialın əksəriyyətini ehtiva edən ionlaşmış hidrogen və helyumdan ibarət olan qazdır. ICM güclü şəkildə rentgen şüası yayır.

ICM-nin tərkibini dəyişən qırmızı sürüşmədə öyrənmək (nəticədə fərqli nöqtələrə baxma ilə nəticələnir), buna görə tipik olduqları təqdirdə kainatdakı element istehsalının qeydini verə bilər. [45]

2-10 keV aralığında sərt rentgen fonu, demək olar ki, tamamilə ayrı-ayrı mənbələrə, ilk növbədə aktiv qalaktik nüvələrə həll edilmiş olsa da, zəngin qalaktika qruplarında isti, qalaktika arası mühitdən kiçik bir töhfə var. [46]

1974-cü ildə radio mənbələri bölündü. iki sinfə. Fanaroff və Riley Class I (FRI) və Class II (FRII). [47]

Fərq ilk növbədə irimiqyaslı radio emissiyanın morfologiyasına əsaslanaraq həyata keçirildi (tip radio emissiyasındakı ən parlaq nöqtələr arasındakı məsafəyə görə təyin olundu): FRI mənbələri mərkəzə, FRII mənbələri isə kənarlara ən parlaq idi. .

İki sinif arasında parlaqlıqda kifayət qədər kəskin bir bölüşmə var: FRIs aşağı parlaqlıq, FRIIs yüksək parlaqlıq idi. [47]

Morfologiya radio mənbəyində enerji nəqli metodunu əks etdirir. FRI obyektləri ümumiyyətlə mərkəzdə parlaq təyyarələrə, FRII-lər isə zəif təyyarələrə malikdir, lakin parlaqdır qaynar nöqtələr lobların uclarında. FRII-lər enerjini lobların uclarına qədər səmərəli şəkildə daşıya bilirlər, FRI şüaları isə səyahət etdikləri zaman enerjilərinin əhəmiyyətli bir hissəsini yaydıqları baxımından təsirsizdir.

FRI / FRII bölgüsü, FRI / FRII keçidinin daha kütləvi qalaktikalarda daha yüksək parlaqlıqlarda görünməsi mənasında host-qalaktika mühitindən asılıdır. [48] ​​FRI təyyarələrinin radio emissiyasının ən parlaq olduğu bölgələrdə yavaşladığı bilinir, [49]

Ümumiyyətlə FRII mənbələrində görünən qaynar nöqtələr, sürətli və buna görə də səsdən sürətli, jet (səs sürəti c / √3-dən çox ola bilməz) mənbənin sonunda qəfil sonlandıqda meydana gələn zərbələrin görünən təzahürləri kimi şərh edilir. onların spektral enerji paylanması bu mənzərə ilə uyğundur. [50]

The isti-isti qalaktikalararası mühit (WHIM) qalaktikalar və arasındakı boşluqlarda mövcud ola bilən seyrək, isti-isti (10 5 - 10 7 K) plazmaya aiddir. indiki dövrdə kainatdakı bariyonların (qaranlıq maddənin əksinə olaraq plazma kimi və ya atom və molekul kimi mövcud olan 'normal maddə')% 40-50-ni [7] ehtiva edir. [51] Mühitin yüksək temperaturu səbəbindən ultrabənövşəyi və aşağı enerjili rentgen emissiyasından daha asanlıqla müşahidə olunur. Bu, 2010-cu ilədək 0,4-0,6 keV enerji zolağında, orbitdəki XMM-Newton rəsədxanasından istifadə edilərək təsbit edildi. Bu emissiya diffuz rentgen fon şüalanmasının% 12 ± 5% -ni təşkil edir. [6]

WHIM daxilində qaz şokları cazibə qüvvəsi ilə birləşmə və yığılma prosesləri ilə birlikdə aktiv qalaktik nüvələr nəticəsində yaranır. Bu təsirlər ilə təmin olunan cazibə enerjisinin bir hissəsi toqquşmadan şok isitmə ilə maddənin istilik emissiyasına çevrilir. [7]

2010-cu ilin may ayında Yerdən təqribən 400 milyon işıq ili boyu qalaktikaların divar şəkilli quruluşu (Heykəltəraş Divarı) boyunca uzanan Chandra X-ray Rəsədxanası tərəfindən nəhəng bir WHIM anbarı aşkar edildi. [52] [53]

"[Bu kompüter simulyasiyaları [sağda] Samanyolu qalaktikamızın ətrafında bir dəstə qaranlıq maddə yığını göstərir. Qaranlıq maddə konsentrasiyalarının bir hissəsi ulduz meydana gəlməsinə səbəb olacaq qədər böyükdür. Minlərlə qaranlıq maddə yığınlığı Samanyolu qalaktikamızla bir arada mövcuddur. Orta paneldəki yaşıl lələklər, qalaktikalar arası mühitdən qaz almağa və davam edən ulduz formasiyasını tetikleyerek nəticədə cırtdan qalaktikaları meydana gətirəcək qədər kütləvi olan tünd maddə parçalarıdır, alt paneldə qırmızı lələklər çoxdan ulduzlar yaratmağı dayandıran ultra zəif cırtdan qalaktikalar. " [54]

İsti qalaktikalararası mühit, Qalaktika qrupları və Yerli Qalaktikalar Qrupu kimi qruplar içərisində isti qrupdaxili qazdır. [31] Bu isti qrupdaxili qazın ümumi parlaqlığı ola bilər (Lbol)

1,5 x 10 40 erg s -1 və 0,26 keV temperatur. [31]

Görüldüyü yerlərdə qaz, qrup şəklində qalaktik komponentlə müqayisə edilə bilən bariyonik kütlənin (klasterlərin dominant bariyonik komponenti) əhəmiyyətli bir hissəsidir. [31] Göründüyü kimi, kainatdakı bariyonların çoxu isti qalaktikalar arası mühiti təşkil edən tac buludlarında yerləşir. [31]

Zəngin qalaktika qruplarında isti qalaktikalararası mühitin olması, ulduzlararası mühitin soyulmasına səbəb olur. [55] İsti ulduzlararası mühitin qoç təzyiqi bu qazı bir qalaktikadan bədəni itələmək üçün yetərli olsa da, qazın soyulması üçün yeganə vasitə deyil. [55] İsti bir klaster içi mühitdə hərəkət edən bir qalaktikanın soyulma sürəti əhəmiyyətli dərəcədə çoxdur və təkcə qoç təzyiqinə görə çoxdur. [55] İntlaklaster mühitindəki uzun Coulomb orta sərbəst yollarının təsiriylə istilik buxarlanması da kütləvi itkinin əsas səbəbi ola bilər. [56] Və, Kelvin-Helmholtzdakı qeyri-sabitlik bəzi hallarda əhəmiyyətli dərəcədə soyma dərəcələrinə səbəb ola bilər. [55] [57]

Gökadalar ümumiyyətlə elliptikliyə, sarmallığa və düzensizliyə görə təsnif edilir. Fəqət, qarşılıqlı təsir göstərən qalaktikalar, bir qayda olaraq, qalaktikalararası mühit vasitəsilə qarşılıqlı əlaqədə olan iki və ya daha çox qalaktikanın təyin olunduğu elm kimi, özləri bir sinif ola bilər.

"Stephan Quintet (SQ), kompleks dinamik və ulduz əmələ gəlməsi tarixi ilə məşhur olan ən azı bir-birinə təsir göstərən qalaktikalardan ibarət olan bir sistemdir. Həm atomik, həm də molekulyar hidrogen buludlarının əlaqəli olduğu zəngin qalaktikal mühitə (IGM) sahibdir. iki starburst (SQ A və B kimi istinad edilir) tapıldı. " [11]

Sağdakı kompozit görüntüdə "Stephan’s Quintet [ilə] yaşıl rəngdə göstərilən, diffuz bir atomik hidrogen emissiyası, rentgen domenində müşahidə olunan şok cəbhəsi ilə üst-üstə düşür. Göstərilir. Spitzer müşahidələri güclü H2 bu 10 3 km s -1 şokun mərkəzindən qaynaqlanan emissiya. "[40]

"[SQ-lərin] ən təəccüblü xüsusiyyətlərindən biri, qazın əsas hissəsinin qrupdaxili mühitdə olmasıdır. Çox güman ki, keçmiş və indiki qarşılıqlı əlaqələrin nəticəsidir. [.] Bir neçə dəfə 10 8 il əvvəl qrup toqquşdu NGC 7320c ilə NGC 7319'un şərqində bir qalaktika ∼4 arcmin, lakin SQ içindəki digər qalaktikalara çox bənzər bir tənəzzül sürətinə (6583 km s1 [.] bərabərdir. Bu toqquşma NGC 7319 qazının böyük hissəsini qərbə doğru uzaqlaşdırdı və şərqdə NGC 7319 ilə birləşən şərq gelgit quyruğunu meydana gətirdi. Hal-hazırda qrup, ilk toqquşma zamanı çıxarılan ulduzlararası mühitə (ISM) güclü təsir göstərən “müdaxilə edən” qalaktika NGC 7318b ilə başqa bir toqquşma yaşayır. ”[11]

"UGC 8335 [soldakı şəkildəki] iki buz patenini xatırladan güclü qarşılıqlı təsir göstərən bir spiral qalaktika cütüdür. Qarşılıqlı təsir qalaktikaları bir material körpüsü vasitəsi ilə birləşdirdi və xarici hissələrdən qaz və ulduzların iki güclü əyri quyruğunu sıxdı. Bədənləri. Hər iki qalaktika da mərkəzlərində toz zolaqlarını göstərir. UGC 8335, Böyük Ayı olan Böyük Ayı bürcündə, Yerdən təxminən 400 milyon işıq ili uzaqlıqda yerləşir. Arpın Özəl Qalaktikalar Atlasındakı 238-ci qalaktikadır. " [58]

"Bu Hubble şəkli [sağ altındakı] sağa fırlanan qollarla qarşılıqlı təsirli bir cüt spiral qalaktikanı əks etdirir. İkisi, LEDA 62867 adlandırılan və çərçivənin solunda yerləşdirilmiş kiçik hissə, hələlik etibarlı görünür, amma çox güman ki Nəhayət, daha böyük spiral qalaktika (sağda) NGC 6786 tərəfindən udulacaq.Hər iki komponentdə də artıq bir az narahatlıq var.Carachentsev'in Qalaktikalar Cütlükləri Kataloğunda cütlük 538 nömrəsidir.Güclü spiralda bir supernovanın partladığı görülür. 2004-cü ildə. NGC 6786, təxminən 350 milyon işıq ili uzaqda olan Ejderha Drako bürcündə yerləşir. " [59]

"" Çekirge "olaraq bilinən UGC 4881 [solda], çarpışan iki qalaktikadan ibarət təəccüblü bir sistemdir. Görkəmli sayda ulduz klasterini ehtiva edən parlaq bir qıvrım quyruğuna sahibdir. Qalaktikaların yarı yolda olduğu düşünülür. birləşmə ana qalaktikaların nüvələri hələ də açıq şəkildə ayrılır, lakin diskləri üst-üstə düşür. 1999-cu ildə bu sistemdə bir supernova partladı və astronomlar güclü bir ulduz meydana gəlməsinə başladığını düşünürlər. Bu diqqətəlayiq obyekt bürcdə yerləşir. Dünyadan təxminən 500 milyon işıq ili uzaqlıqda olan Lynx. UGC 4881, Arp'ın Xüsusi Qalaktikalar Atlasındakı 55-ci qalaktikadır. " [60]

"NGC 5257/8 (Arp 240) [üçüncü sağda) oxşar kütlə və ölçülü spiral qalaktikalardan, NGC 5257 və NGC 5258-dən ibarət olan heyrətləndirici bir qalaktika cütüdür. Qalaktikalar zəif ulduz körpüsü vasitəsi ilə bir-biri ilə gözə çarpan şəkildə qarşılıqlı təsir göstərir. iki qalaktikanı bir-birinə bağlayaraq, demək olar ki, bir pirouette nümayiş etdirərkən əl-ələ tutan iki rəqqas kimi.Hər iki qalaktika da mərkəzlərində supermassive qara dəliklər yerləşdirir və disklərində aktiv olaraq yeni ulduzlar meydana gətirirlər.Arp 240, təqribən 300 milyon işıq ili Qız bürcündə yerləşir. uzaqda və Arp'ın Özünəməxsus Qalaktikalar Atlasındakı 240-cu qalaktikadır. Öz Samanyolu'ndan bir neçə ön plan ulduzu xaricində bu görüntüdəki bütün obyektlər qalaktikadır. " [61]

"NGC 6050 / IC 1179 (Arp 272) [solda üçüncü] iki spiral qalaktikanın, NGC 6050 və IC 1179 arasında çarpışan bir çarpışmadır və Herkül bürcündə yerləşən Hercules Galaxy Klasterinin bir hissəsidir. Qalaktika dəstəsi Kainatdakı bilinən ən böyük quruluş olan Böyük klasterlər və superklasterlərin bir hissəsi.İki spiral qalaktika, fırlanan qolları ilə bir-birinə bağlıdır.Arp 272, Dünyadan 450 milyon işıq ili uzaqlıqda yerləşir və Arp Atlasındakı 272 nömrəsidir. Xüsusi Gökadaların. " [62]

"NGC 454 [dördüncü sağda] böyük bir qırmızı eliptik qalaktikadan və nizamsız bir qazla zəngin mavi qalaktikadan ibarət qalaktika cütüdür. Sistem hər iki komponenti ciddi şəkildə təhrif etmiş bir qarşılıqlı fəaliyyətin başlanğıc mərhələsindədir. Çox parlaq mavi düyünlər iki əsas komponentin sağındakı gənc ulduzlar, ehtimal ki, düzensiz mavi qalaktikanın bir hissəsidir.Eliptik qalaktikanın mərkəzinə qədər uzanan toz zolaqları qazın bu ana qədər nüfuz etdiyini düşünsə də, heç bir ulduz əmələ gəlməsi və ya nüvə əlaməti yoxdur. aktivlik görünür. Cütlük təxminən 164 milyon işıq ili uzaqlıqdadır [Feniks bürcündə]. " [63]

Solda dördüncüsü "çarpıcı bir təsir göstərən qalaktika cütüdür, zəncirvari spiral Seyfert 1 qalaktikası NGC 7469 (Arp 298, Mrk 1514), güclü bir ulduz partlaması ilə dairəvi nüvə bölgəsinə dərin yerləşdirilmiş parlaq bir infraqırmızı qaynaq və daha kiçik yoldaşı IC 5283. Bu sistem Dünyadan təxminən 200 milyon işıq ili uzaqda, Qanadlı At olan Pegasus bürcündədir. " [64]

Sağda beşincisi, "NGC 6621/2 (VV 247, Arp 81), yaxınlaşdıqdan təxminən 100 milyon il sonra görünən güclü qarşılıqlı əlaqəli bir cüt qalaktikadır. NGC 6621 (sola) və NGC 6622 ( NGC 6621, ikisinin böyüyüdür və çox narahat bir spiral qalaktikadır. Qarşılaşma NGC 6621-dən bədəninin arxasına bükülmüş uzun bir quyruğunu çıxardı. Toqquşma da ikisi arasında geniş bir ulduz meydana gəlməsinə səbəb oldu. Elm adamları, Arp 81-in diqqət çəkən Anten qalaktikalarından (Arp 81-dən çox daha yaxın) daha zəngin bir gənc kütləvi ulduz qruplarına sahib olduğuna inanırlar.Cütlük, Drako bürcündə, Yerdən təqribən 300 milyon işıq ili uzaqlıqda yerləşir. Arp 81, Arp'ın Özünəməxsus Qalaktikalar Atlasındakı 81-ci qalaktikadır. " [65]

Solda beşinci, "NGC 1614 qalaktika sistemi parlaq bir optik mərkəzə və kifayət qədər simmetrik olan iki aydın daxili spiral qola sahibdir. Əsasən bu qollardan birinin böyük bir tərəfli əyri uzantısından ibarət möhtəşəm bir xarici quruluşa sahibdir. sağ alt və nüvədən çıxan və uzanan qolu yuxarı sağa keçən uzun, demək olar ki, düz bir quyruq.Galaktika bir gelgit qarşılıqlı təsirinin və nəticədə iki sələfi sistemin birləşməsinin nəticəsidir. kvazara bənzər bir parlaqlığın nüvə bölgəsi, lakin aktiv bir nüvə üçün birbaşa bir dəlil göstərmir, nüvəsi boyunca ağır və qeyri-bərabər şəkildə qızarır, infraqırmızı görüntüdə də bir toz silsiləsi görünür, sağ üst xətt quyruğu və qolları uzanır. sağ alt, ehtimal ki, qarşılıqlı təsir edən bir yoldaşın qalıqları və toqquşma nəticəsində meydana gələn gelgit tüyləri (lər) dir.NGC 1614, Ridan olan Eridanus bürcündə Yerdən təxminən 200 milyon işıq ili uzaqlıqda yerləşir. r. " [66]


ƏSAS EKSTRAGALAKTİK ASTRONOMİYA - Hissə 5: Qara dəliklər və kvazarlar

Qara dəliklər heç bir maddə hissəciyi və ya elektromaqnit şüalanma onların cazibə təsirindən qaça bilməyəcəyi qədər həddindən artıq cazibə sahəsinin intensivliyinin (məkan-zaman əyriliyi) məkan bölgələridir. 1784-cü ildə İngilis bir din xadimi və təbiət filosofu John Michell, bu qədər güclü cazibə qüvvəsi ilə kütləvi "qaranlıq ulduzların" varlığını təklif edən ilk şəxs idi. sürətdən qaçmaq işıq sürətini aşar. 1796-cı ildə bu fikir Fransız riyaziyyatçısı Pierre-Simon Laplas tərəfindən etibar edildi. 1915-ci ildə Einşteynin ümumi nisbilik nəzəriyyəsi, kifayət qədər sıxılmış kütlənin bir qara dəlik yaratmaq üçün uzay müddətini necə əyləşdirə biləcəyini izah etmək üçün nəzəri bir çərçivə təklif etdi. Elə həmin il, daha sonra Karl Schwarzschild, Rusiya cəbhəsindəki səngərlərdə olarkən, Einşteynin kütlə, enerji və cazibə ilə əlaqəli sahə tənliklərinə yerli boşluq əyriliyi baxımından ilk dəqiq həllini verdi.

Schwarzschild tənliyi dönməyən qara dəlik üçün, burada G cazibə sabitidir, qaçma sürətinin işıq sürətinə, C-yə bərabər olması üçün M kütləsi olmalıdır bir kürənin radiusunu, Rs-ni təyin edir.

Rs, adlı Schwarzschild radiusu, bir kürənin radiusunu və ya hadisə üfüqü Bütün hissəciklərin, fotonların daxil olduğu, mərkəzi gövdəyə düşməsi lazım olan dönməyən bir qara dəliyin. Qara dəliyin ortasında bir nöqtə var, a cazibə təkliyi, boşluq əyriliyinin, cazibə qüvvəsinin və sıxlığının təyin oluna bilmədiyi və fiziki qanunların riyazi məna kəsb etməsi. Schwarzschild radiusunun 1,5 qatında olduğunu hesablamaq olar foton kürəfotonların, maddənin vurulması ilə narahat olmadığı təqdirdə, qara dəliyin ətrafındakı dairəvi orbitlərdə olduğu.

Başlanğıcda Einşteynin daxil olduğu əksər elm adamlarının bu qara dəlik modelini fiziki gerçəklikdə heç bir ekvivalenti olmayan riyazi bir maraq kimi qəbul etməsi təəccüblü deyil. Bu münasibət, xüsusən müşahidə təsdiqinin mümkünsüzlüyü ilə on illərdir davam etdi. 1950-ci illərdən bəri astronomiya tədqiqatları tədricən görünən işığdan genişlənərək radio dalğalarından qamma şüalarına qədər elektromaqnit spektrini əhatə edir. Kimi yüksək enerjili rentgen və qamma şüaları lentlərində yeni obyektlərin kəşfi maqnetarlar, aktiv qalaktik nüvələr (AGN), kvazarlarblazarlar, nüvə reaksiyalarının bu qədər böyük enerjinin sərbəst buraxılması üçün kifayət etmədiyini irəli sürdü. X-şüaları, görünən işığın göstəricilərindən min dəfə yüksək tezlik və enerji səviyyələrinin elektromaqnit şüalanmasının bir formasıdır. İstilikdə 10.000 K nizamında görünən işıq yayıldığı halda, maddə on və yüz milyonlarla K qızdırıldıqda rentgen şüaları əmələ gəlir, belə temperaturların maddənin cazibə sıxılması ilə əmələ gəldiyi qara dəliklərin mövcudluğu oldu mümkün bir açıqlama olaraq daha inandırıcıdır.

Birincisi şübhəli ulduz kütləsi qara dəlik, 1971-ci ildə kəşf edilmişdir Cygnus X-1, bir x-ray ikili ulduz görünməyən, yığcam bir cisimin böyük, görünən bir yoldaşdan kütlə çəkdiyi görünən sistem. Ulduz kütləvi qara deliklərin, indi həyat dövrlərinin sonunda böyük ulduzların cazibə qüvvəsi ilə dağılması nəticəsində meydana gəldiyi düşünülür. 1974-cü ildə qalaktikamızın mərkəzində güclü bir rentgen mənbəyinin aşkarlanması, Oxatan A, a kəşfinə səbəb oldu supermassive qara dəlik (SMBH) təxminən dörd milyon Suns ağırlığında. Artıq dəlillər göstərir ki, qalaktikaların hamısının deyil, əksəriyyətinin mərkəzində, bəzilərinin milyardlarla Günəş qədər kütləvi olan böyük bir qara dəliyi var və bu qalaktikanın meydana gəlməsində həlledici rol oynayır. 2000-ci ildə M82 qalaktikasında NASA-nın Chandra X-ray Rəsədxanası kosmik teleskopu, ulduz kütləsi qara dəliklər ilə super kütləli qara dəliklər arasında yeni bir ara kütləli qara dəlik kəşf etdi. 2005-ci ildə spiral qalaktikası M74-də oxşar bir rentgen mənbəyi bir ətrafında aşkar edilmişdir ara kütləli qara dəlik təqribən 10.000 günəş kütləsi. Neytron ulduzlarından 10 - 1000 qat daha çox x-şüa enerjisi yayan bu cür obyektlərə ad verilmişdir Ultra Parlaq X Şüa Mənbələri (ULX).

Əvvəlcə təsvir olunan qara dəlik komponentlərinə əlavə olaraq: (1) cazibə təkliyi, (2) hadisə üfüqü və (3) foton kürə, hamısı aşkar edilə bilən radiasiya yaymır, a üçün mövcud model görünən qara dəlik əlavə xüsusiyyətlər daxildir.

Qara dəlik tərəfindən tutulan maddə ekvatorialdır (4) yığılma diski Qara dəliyin fırlanma oxuna dik olaraq hadisə üfüqü ətrafında az yüngül sürətlə fırlanan çox qızdırılan plazmanın. Toplama diskindəki həddindən artıq təzyiq və temperatur şəraiti kütlənin enerjiyə çevrilmə reaksiyasına imkan verir ki, bunun sayəsində maddə radiasiyaya çevrilir və bunun bir hissəsi qara dəliyi müşahidə oluna bilmək üçün kosmosa qaçır.

Toplama diskinin ətrafında ola bilər (5) qeyri-şəffaf bir torus tədricən toplanma diskinə spiral olaraq daxil olan qara dəlik ətrafında yüksək orbitdə olan daha soyuq maddənin.

(6) Qütb təyyarələri, həmçinin çağırıldı astrofizik təyyarələr, relyativistik reaktivlər, və ya rentgen reaktivləriQara dəliyin dönmə oxu boyunca nisbi sürətlərdə aşırı qızdırılan plazma atıldıqda və yığılma diskinə dik olaraq kollimasiya edilmiş hissəcik şüaları şəklində qaçarkən meydana gəlir. Proses yaxşı başa düşülməyib, lakin ehtimal ki, son dərəcə güclü, burulma ilə idarə olunur maqnit sahələri ekvatorial müstəvidə hadisə üfüqünə yaxınlaşan digər hissəciklərdən kinetik enerji ötürülməsi. İncə və uzun, bəziləri üç milyon işıq ilində uzanan bu cür təyyarələr ilk dəfə 1918-ci ildə M87 nüvəsinin optik şəkillərində aşkar edilmiş və sonradan çox böyük qara dəlik olduğu aşkar edilmişdir. Kiçik reaktivlər neytron ulduzları və ulduz kütləsi qara dəliklərin yaxınlığında, daha təvazökar versiyalar isə bəzi prototarların yanında görünür.

Şəkil 21: M87 qalaktikasının mərkəzindəki supermassive qara dəlik tərəfindən yayılan qütb jetinin HST şəkli. Jet, təxminən işıq sürətinə qədər sürətlənmiş subatomik hissəciklərdən ibarətdir

Qütb jetinin ətrafında geniş bir konus ola bilər (7) ionlaşmış qaz buludları klassik emissiya xətti spektrini yayan.

Aktiv olan yeganə komponentlər qara dəliklərin yığılması elektromaqnit spektrində birbaşa müşahidə olunan yığılma diskləri, qütb təyyarələri və ətrafdakı ionlaşmış qaz buludlarıdır. Qara dəlik ətrafdakı bütün maddələri yeyib yığılmasını dayandırdıqdan sonra qütb təyyarələri milyonlarla il ərzində aşkar edilə bilər.

Şəkil 22: Yığma diskini, qütb təyyarələrini və hadisə üfüqünü göstərən bir yığma qara dəlik modeli.

Akkret olmayan qara dəliklər yığılma diskləri və aktiv qütb təyyarələri yoxdur. Hal-hazırda aşkar edilə bilən bir radiasiya buraxmırlar. Onların varlığı haqqında yalnız nəticə çıxarmaq olar cazibə obyektivi arxa işıqlı obyektlərin, yaxınlıqdakı ulduzların sürətli orbital hərəkətivə bəlkə də cazibə dalğası təhlil.

Metr kiloqram saniyə (MKS) vahidlər sistemində cazibə sabitidir G = 6.674 × 10 ^ -11 və işıq sürəti C = 3x10 ^ 8. Schwarzschild tənliyini (36) istifadə edərək Günəşin kütləsini ehtiva edən dönməyən bir qara dəliyin diametrini hesablaya bilərik, Ms = 2x10 ^ 30 kq:

Rs = [2 (6.674 × 10 ^ -11) (2x10 ^ 30)] / (3x10 ^ 8) ^ 2

Bir Günəş kütləsinin dönməyən qara dəliyinin diametri təxminən 6000 metr olacaqdır.

Yerin kütləsi ilə eyni metodu istifadə edərək, Me = 6x10 ^ 24 kq, təxminən 18 mm diametrli və ya bir düymün 3/4 hissəsindən az olan 8.9x10 ^ -3 m radius əldə edirik.

Denklemde (36) diqqət edin qara dəliyin radiusu, Rs, kütlə ilə xətti mütənasibdir, M. Bu vaxt, (37) tənliyində qara dəliyin həcmi V, radiusun üçüncü gücü ilə mütənasibdirburada Pi = 3.142:

Orta sıxlıq olduğundan D, kütlə həcminə bölünməyə bərabərdir:

(37) və (38) tənliklərini birləşdirə bilərik:

Kütlə ikiqat artdıqca qara dəliyin radiusu ikiqat artır, lakin kütlə səkkiz dəfə daha böyük həcmdə olur. Buna görə də kiçik qara dəliklər ortalama sıxlıqlarına və daha böyük cazibə qradiyentlərinə nisbətən daha yüksəkdir. Bir Günəş kütləsi qara dəliyin orta sıxlığının təxminən 10 ^ 16 g / sm ^ 3 olduğunu və ya nüvə maddənin sıxlığının 40 qat olduğunu hesablamaq üçün (39) tənlikdən istifadə edə bilərik. supermassive qara dəlik (SMBH) 10 ^ 8 Günəş kütlələrinin suyun orta sıxlığı və ya 1 g / sm ^ 3 var. Aşağıda göstərildiyi kimi, bir ultramassive qara dəlik (UMBH) 16 milyard Günəş kütləsinin ortalama sıxlığı havadan 51 qat daha azdır. Daha sonra, əksinə olsa da, kiçik qara dəliklərin əmələ gəlməsi üçün daha böyük ekstremal yerli fiziki şərtlər tələb olunur.

Kütləvi qara dəliklərin yaradılması üçün aşağı sıxlıq tələbləri qalaktika mərkəzlərində SMBH əmələ gəlməsini və ilkin kainatda UMBH əmələ gəlməsini asanlaşdırır. Əslində, müəyyən bir Schwarzschild radiusu daxilində kifayət qədər miqdarda maddə olduğu təqdirdə hər hansı bir kosmik bölgə kortəbii olaraq böyük bir qara dəliyə çevriləcəkdir., bölgədəki maddənin orta sıxlığı çox aşağı görünsə də. Proses, genişlənmənin ilk mərhələlərində hələ kiçik və sıx ikən ilkin kainatda tez-tez rast gəlinən geniş qaz buludlarının cazibə qüvvəsi ilə dağılmasını əhatə edə bilər.

Quasar APM 8279, 16 +/- 6 milyard Günəş kütləsi ehtiva etdiyi təxmin edilən mərkəzi bir ultramassiv qara dəliyə malikdir. Günəşin kütləsi Ms = 2x10 ^ 30 kq olduğundan, qara dəliyin kütləsi M, belə verilir:

M = Ms x 16x10 ^ 9 = 16x10 ^ 9 x 2x10 ^ 30 = 3.2x10 ^ 40 = 3.2E40 kq

Qara dəliyin ölçüsünü və ya Schwarzschild radiusunu hesablamaq üçün (36) tənliyi və MKS vahid sistemini istifadə edirik, burada G = 6.674 × 10 ^ -11 = 6.674E-11 və C = 3x10 ^ 8 = 3E8

Rs = 2 x 6.674E-11 x 3.2E40 / (3E8) ^ 2 = 4.27E30 / 9E16

Rs = 4.75E13 metr = 4.75E13 / 1.496E11 astronomik vahid = 317.5 AU

APM 8279-un qara dəliyinin radiusu Pluton ilə Günəş arasındakı orta məsafədən 8 dəfə çoxdur. Diametri 0,01 işıq ilidir.

Quasarın qara dəliyinin orta sıxlığını hesablamaq üçün (39) tənlikdən istifadə edirik:

D = 3.2E40 / (4x3.142x4.75E13 ^ 3/3) = 3.2E40 / 1.35E42

D = 2.38E-2 kq / m ^ 3 = 23.8 q / m ^ 3 = 0.0000238 q / sm ^ 3

Qara dəliyin orta sıxlığı suyun sıxlığından təxminən 42.000 dəfə, dəniz səviyyəsindəki havanın sıxlığından təxminən 51 dəfə azdır.

Qara dəliyin böyük ölçüsü və aşağı sıxlığı hadisənin üfüqünün yaxınlığında cazibə sahəsi dərəcəsinin həddindən artıq olmasına baxmayaraq cazibə sahəsi qradiyentinin çox aşağı olduğunu göstərir.

23) QARA DƏFƏ ENERJİ NƏSİLİ

Təqdim edən qara dəliyin varlığı aşağı enerjili radio dalğalarından yüksək enerjili X-şüalarına və qamma şüalarına qədər yayılmış elektromaqnit şüalanması ilə ortaya çıxır. Fərqli qara dəliklər arasındakı geniş spektrdəki fərqlər və fərdi qara dəliyin geniş spektrli xüsusiyyətlərindəki dəyişkənlik qara dəliklərin bir neçə fərqli mexanizmlə enerji yaratdığını göstərir. Bunları ümumiyyətlə bölmək olar istilik prosesləri və nisbətən danışsaq, istilik olmayan proseslər.

Qara dəlikdən yaranan enerjinin demək olar ki, hamısı (hamısı deyil) ətrafdakı maddələrdən qaz, toz və cazibə burulğanı tərəfindən cəlb olunan və toplanma diskinə düşən ulduzlar şəklində alınır. Maddə, atomların və molekulların subatomik hissəciklərə ayrıldığı cazibə sıxılma, sürtünmə və parçalanma reaksiyalarının təsiriylə milyardlarla və hətta trilyon dərəcələrə qədər çox qızdırılır. Uyğunlaşma disklərindəki şərtlər ən böyük ulduzların içərisindən daha həddindən artıqdır. Nəticədə kütlənin enerjiyə çevrilməsinin səmərəliliyi təxminən 10 dəfə çoxdur. Dönməyən qara dəlikdə daxil olan maddənin təxminən 6-7% -i enerjiyə çevrilir və ətrafdakı məkana yayılır. Eyni kütlənin sürətlə fırlanan qara dəliyində hadisə üfüqünün diametri kiçikdir, cazibə qradiyenti daha yüksəkdir və gələn maddənin% 42-nə qədər radiasiyaya çevrilə bilər.Akkretasiya diski rentgen şüaları da daxil olmaqla bütün dalğa boylarında radiasiya yayır, lakin hidrogen Lyman seriyası ətrafındakı ionlaşdırıcı UV aralığında ən intensivdir.

Uyğunlaşma diskinə yaxınlaşan bütün məsələlər ələ keçirilmir. Kompüter simulyasiyaları göstərir ki ulduz disk toqquşmaları, bir ulduz qara dəliyə tərəf çəkildikdə, kütləsinin yalnız yarısı tutulur. Digər yarısı cazibə qüvvəsi ilə isti plazma buluduna dağıldı və kosmosa catapulted ilə nəticələndi. parlaq şüa yüzlərlə gün davam edir.

Şəkil 23: Bir ulduz qara bir dəlik tərəfindən qəbul edildikdə yığılma diskinin zənginləşdirilməsi və işıqlı bir şleyf meydana gəlməsi.

Qütb təyyarələri, temperaturun milyardlarla trilyon dərəcəyə çata biləcəyi təyyarənin içərisindəki çox qızdırılan plazmadan radiasiya yayır. Bu, optik də daxil olmaqla bütün dalğa boylarında güclü şüalanma ilə nəticələnir, lakin spektrin yüksək enerji ucunda ən güclüdür. Optik və rentgen görüntülərində qütb təyyarələri relyativistik sürətlə qara dəlikdən geri çəkilən muncuq kimi plazma tıxanma zonalarının şok dalğalarını göstərir (bax Şəkil 21). Qara dəlik özü mövcud olan bütün maddələri yeyib yığılma diskini itirəndən sonra böyük qütb təyyarələri milyonlarla il ərzində aşkar edilə bilər. Qütb təyyarələrindən gələn şüalanma ətrafdakı hər hansı bir qaz buluduna enerji verə bilər və tipik bir emissiya xətti spektri şəklində floresanlaşmasına səbəb ola bilər.

İndiyə qədər qeyd olunan qara dəlik enerjisi istehsalı və emissiya mexanizmləri bunlardır istilik prosesləri, həddindən artıq temperaturda istilənilən həddindən artıq sıxlıqdakı maddə hissəciklərinə görə. Qara dəliklər a ilə də enerji yayırlar qeyri-istilik proses bununla da güclü və sürətlə bükülən maqnit sahələrinə qarışmış yüklü hissəciklər maqnit sahə xətləri boyunca spiral yollara sürətlənir (yönləndirilir). Relyativistik sürətdə istiqaməti dəyişən hissəciklər tərəfindən yayılan qütblü şüalanmaya deyilir sinxrotron radiasiya, və ya siklotron şüalanması daha yavaş hissəciklər üçün. Şüalanma prosesində hissəciklər enerjisini itirir və məruz qalır maqnit əyləc. İştirak edən hissəciklərin böyük əksəriyyəti elektronlardır, lakin protonlar, ağır ionlar və pozitronlar (varsa) da iştirak edə bilər. Proses, radio dalğalarından optikdən x-şüalarına qədər geniş bir dalğa uzunluğu siqnalları yaradır, burada siqnallar yerində və zamanında dəqiq üst-üstə düşmür.

24) HAWKING RADİASİYA VƏ QARA DƏFƏ EVAPASİYA

1973-cü ildə Moskvaya astrofiziklər Zeldoviç və Starobinskinin fırlanan qara dəliklərin şüa yayması lazım olduğuna inandıqları səfərdən sonra İngilis nəzəri fizik Stephen Hawking 1974-cü ildə qara dəliklərin yayılacağını proqnozlaşdıran bir məqalə dərc etdi. qara bədən radiasiyası temperaturda, T, hadisə üfüqünə yaxın kvant təsirləri nəzərə alındıqda:

Tkelvin = 6E-8 / (qara dəlik kütləsi) (40)

Bu Hawking radiasiyası, fotonlar, neytrinolar və müxtəlif atom atomik hissəciklər şəklində qara dəliyin fırlanma enerjisini və kütləsini tükəndirərək tədricən səbəb olur qara dəliyin buxarlanması yığılmayan qara dəliklərdə. Tənlikdəki (40) temperatur qara dəlik kütləsi ilə tərs mütənasib olduğundan mikroskopik qara dəliklər (dik cazibə qradiyentləri ilə) böyük olanlardan daha yüksək temperatur və dağılma dərəcələrinə malik olmalıdır. Qara dəliyin kütləsi azaldıqca, prosesin son 0,1 saniyədə 10 ^ 33 erq enerjini sərbəst buraxaraq qısa, lakin güclü qamma şüalarının nəbzində yox olacağı nöqtəyə qədər sürətlənməsi proqnozlaşdırılır. A enerjisi terminal qamma şüası təqribən bir milyon bir meqaton hidrogen bombasına bərabərdir - insan standartlarına görə həddindən artıq, astronomik baxımdan olduqca kiçik və qeyri-adi və qalaktik ilə uyğunsuz qamma şüaları.

Hawking radiasiyasının riyazi müalicəsi olduqca mürəkkəbdir, lakin baxımından görselleştirilebilir kvant və ya vakuum dalğalanmaları. Kvant sahə nəzəriyyəsində Heisenberg qeyri-müəyyənlik prinsipi, enerjinin çox qısa bir zaman aralığında qaytarılması şərtiylə kosmosun istənilən nöqtəsində müvəqqəti enerji kəsirinə yol verir. Kainat boyu maddə və antimaddə parçacıq cütləri keçid varlığa gəlir, boşluqdan enerji alır, yalnız toqquşmaq, özünü məhv etmək və dərhal "borc götürülmüş" enerjini qaytarmaqdır. Bu vakuum dalğalanmaları qara dəliyin hadisə üfüqü yaxınlığında meydana gəldikdə, hissəciklərdən birinin məhv edilmədən əvvəl qara dəliyə düşməsi, digəri isə Hawking şüalanması kimi qaçması mümkündür. Enerji çatışmazlığı, kütlənin aşağı düşməsi təsiri olan qara dəliyin cazibə sahəsi ilə qurulur.

Yaxşı qurulmuş və nəzəriyyədə qəbul edilmiş olsa da, bu günə qədər Hawking radiasiyası birbaşa eksperimental olaraq təsdiqlənməmişdir. Hal-hazırda müəyyən edə biləcəyimiz yeganə olan qara dəlikləri yığarkən, onun varlığı 23-cü bölmədə müzakirə edilən daha enerjili proseslər tərəfindən aşılacaqdır). Gamma şüaları müşahidələri bu günə qədər terminal gamma şüaları ilə uyğun bir dəlil tapmadı.

Ancaq Hawking radiasiyasına dolayı eksperimental dəlillər mövcuddur.

25) QARA DƏSTİKLƏRİN YAZILMASININ DƏYİŞİLİKLİYİ

Qara dəlik tullantıları olduqca dəyişkən ola bilər. Çox sayda qara dəlik optik göstərir uzun müddət dəyişkənlik illərin müşahidə müddəti ərzində bir neçə böyüklükdə. Uzun müddət dəyişkənliyin istilik prosesləri ilə əlaqəli olduğu düşünülür yığılma diskinə axan maddənin ümumi miqdarındakı dəyişikliklər nəticəsində. Bu, ilk növbədə qara dəliyin qonşuluğundakı qaz, toz və ulduz materialının mövcudluğu ilə müəyyən edilir. Lakin Eddington təsiri dəyişkənlikdə əlavə rol oynayır və bununla da daxil olan maddənin enerjisi partlayır radiasiya təzyiqi, əlavə maddə axınına müvəqqəti müqavimət göstərmək. Qütblü bir jet içindəki yığılma diskinin ətrafındakı qara dəlikdən atılan çox qızdırılan plazmanın parlaq şüaları da uzun müddət dəyişkənliyə kömək edir. Çox miqdarda maddənin yavaş istilik və soyutma prosesi yüz günlərdən onillərə qədər davam edə bilər.

Şəkil 24: Kvarsların super-kütləvi qara deliklərinin yığılmasında uzun müddət dəyişkənlik

Qara dəliklər də özünü göstərir qısa müddət dəyişkənliyi dəqiqə ilə həftənin səviyyəsində. Məsələn, 2002-ci ildə Oxatan bürcünün infraqırmızı axınının sıxlığı Bir həftədə 4 dəfə, 40 dəqiqədə 2 dəfə dəyişmək üçün çox böyük bir qara dəlik (SMBH) ölçülmüşdür.

19 dekabr 2017-ci il tarixində, saat 03:00 radələrində, müəlliflər qeyri-adi bir fotoşəkil çəkdirdilər keçici optik hadisə orta kütləli qara dəliyə dərhal yaxınlıqdakı təqribən görünən böyüklüyü 17.4 ilə M74 X-1 ULX (həmçinin kimi təyin olunur CXOU J013651.1 + 15454) spiral qalaktika M74-də yerləşir. Siqnal sonradan P. Levin tərəfindən 24 dekabr 2017 (18 düym CDK) və 25 dekabr 2017 (14 düym SCT) tərəfindən çəkilmiş 19,5 böyüklüyündə şəkillərdə təsbit edilə bilmədi. Dövr tək bir müşahidəyə əsaslanaraq qurula bilmədi, amma siqnalın sürətli itməsi qısa bir hadisəni nəzərdə tutur. M74 X-1 ULX, bir neçə min saniyəlik dərəcədə qısa müddətdə dəyişkənlik nümayiş etdirdiyi bilinir.

Tapıntı və M74 X-1 ULX ilə ehtimal olunan əlaqənin 24 dekabr 2017-ci il tarixində bildirildiyi bildirildi. 2 Aprel 2018-ci il tarixində Kral Astronomiya Cəmiyyəti, Dark Energy Survey Supernova Proqramı (DES-SN) zamanı 72 qəribəlikdən kənar keçici optik hadisənin aşkar edildiyini elan etdi. Çilidəki Cerro Tololo Amerikanlararası Rəsədxanasında (CTIO) 4 metrlik teleskop. 4-6 ay davam edən və proqnozlaşdırılan maksimum parlaqlığa sahib olan supernovalardan fərqli olaraq, bu keçici siqnallar yalnız 2-3 həftə davam etdi və çox geniş bir maksimum parlaqlığa sahib idi. https://phys.org/new. partlayışlar.html

Bu keçidlərin səbəbi hələ müəyyən edilməməsinə baxmayaraq, ara kütləli qara dəliklər tərəfindən qeyri-istilik emissiyaları ağlabatan bir imkan təklif edir. Əlaqəli rentgen keçidləri sübutu gücləndirəcəkdir.

Şəkil 25: Müəlliflər tərəfindən 19 dekabr 2017-ci il tarixdə M74 X-1 ULX ara kütləli qara dəliyə dərhal yaxınlıqda çəkilən qeyri-adi optik keçid.

Qısa müddətdə olan zaman aralıkları çox miqdarda maddənin istiləşməsi və soyudulması prosesi üçün dəyişkənlik yetərli olmadığından, qısamüddətli dəyişkənlik ehtimal ki, yüklənmiş subatomik hissəciklərin məhdud populyasiyalarının sinxrotron şüalanma əmələ gətirərək burulmuş maqnit sahələrinə vurulduğu qeyri-termal bir mexanizmdən qaynaqlanır..

26) AKSİYASİYA DİSK ÇƏRÇİVİNİN VƏ QARA DƏFƏ KÜTÜNÜN TƏMİNATI

Çox böyük tərəzilərdə mümkün olan ən qısa dəyişkənlik dövrü yayan obyektin diametri ilə müəyyən edilir. Nümayiş etmək üçün Şəkil 26-a baxın və diametri 1000 işıq saniyəsi olan bir cisim nəzərdən keçirin bütün həcmdən ani işıq parlaması. Uzaq bir müşahidəçiyə doğru gedərkən, W1 ön kənar dalğa cəbhəsi, W3 arxa kənar dalğa cəbhəsindən 1000 işıq saniyəsi ilə ayrılacaq. Müşahidə olunan işıq əyrisi, W1, T1 'vaxtı gəldikdə ilkin bir yüksəliş, W2-nin tullantı obyektinin ən geniş hissəsindən enməsi və T3 zamanı W3-in gəlişi ilə başlanğıc səviyyəsinə enmə göstərəcəkdir. '.

Nəzəri olaraq dəyişkənliyin saniyələr içində ən qısa ölçülən dövrü, Tp = T3 '- T1', hərəkət edən dalğa cəbhələri arasındakı zaman aralığına bərabərdir, Tdw = Tw1 - Tw3işıq saçan obyektin mümkün olan ən böyük diametrini işıq saniyələrində göstərir, D = C x Tp = C x (T3 '- T1'), burada C işığın sürətidir.

Şəkil 26: Bir işıq mənbəyinin işıq saniyələrindəki diametri saniyələr içərisində işıq əyrisinin genişliyindən böyük ola bilməz.

Əslində, cisimlər həqiqətən ani işıq parıltısı vermir. İşıq yaradan hadisənin müddəti, Temənbənin həcmi boyunca tədricən yayılması da daxil olmaqla, işıq əyrisi müddətini genişləndirmək üçün səyahət dalğa cəbhələri, Tdw arasındakı zaman aralığına əlavə olunur.: Tp = Tdw + Te.

Üstəlik, uzaq, yüksək sürüşmə cisimləri vəziyyətində, ilk və son səyahət dalğa cəbhəsi arasındakı boşluq, kainatın genişlənməsindən qaynaqlanan kosmoloji böyüməyə məruz qalır (bax. Bölmə 25). Bunun ölçülən dövrü Tp-ni (Z + 1) bir dəfə artırması təsiri var.

İşıq yayan cismin diametri (işıq saniyələrində), D, ölçülən dövr, Tp, işıq yaradan hadisənin müddəti (saniyələrlə), Te və qırmızı sürüşmə, Z arasındakı ümumi əlaqə bundan sonra açıqlanır. tənlik:

Qırmızı sürüşmə çox dəqiq ölçülə bilsə də, işıq yaradan hadisənin müddəti praktik olaraq heç vaxt dəqiq bilinmir, tənliyin (41) ən yaxşı təfsiri belə olur:

log R = 15.8 + 0.8 log (M / 10 ^ 9 Ms) Metod (2) (42)

Bu tənliyi Oxatan A üçün 4 x 10 ^ 6 günəş kütləsi ilə həll etmək, Metod (1) ilə kifayət qədər uyğundur, 5.1 AU olan təxmini yığılma disk radiusunu verir.

Metod (1) yığılma disk radiusunu qiymətləndirmək üçün istifadə olunursa, Qara dəlik kütləsi üçün (2) Metoddakı (42) tənlik həll edilə bilər:

log (M / 10 ^ 9 Ms) = (log R - 15.8) / 0.8

log M - log (10 ^ 9 Ms) = (log R - 15.8) / 0.8

log M = log (10 ^ 9 Ms) + [(log R - 15.8) / 0.8] (42a)

Schwarzschild tənliyinə (36) qara dəlik kütləsi M daxil edilərsə, dönməyən qara dəlik üçün hadisə üfüqünün radiusunu Rs verəcəkdir.

1950-ci illərin radio-astronomları optik görüntü ilə əlaqələndirilməyən kiçik açısal ölçüdə çox sayda radio mənbəyi aşkar etdilər. Radyo siqnal mövqeyi Ayın gizli olması ilə dəqiq bir şəkildə təyin edildikdən sonra, 3c 273 mənbəyi ilk təyin olundu quasar (yarımulduzlu radio mənbəyi) Maarten Schmidt 1963-cü ildə onu ulduza bənzər bir optik görüntü ilə əlaqələndirəndə. Elə həmin il Oke və Schmidt kvazarın qırmızı sürüşməsini 0,15834 olaraq ölçdülər ki, bu da onu 1,976 milyard işıq ili olan yüngül səyahət vaxtı məsafəsinə yerləşdirdi və CZ tənəzzülü ilə. sürət 47.500 km / saniyə. Qırmızı sürüşmə və görünən 12.9 bal gücündən kvazarın mütləq böyüklüyü -26.71 və ya bütün Samanyolu qalaktikasından təxminən 230 qat daha parlaq olaraq hesablana bilər. Sonrakı illərdə daha çox kvazar daha da yüksək sürüşmə və mütləq böyüklükdə olan optik mənbələrlə əlaqələndirildi. Kvazarların geniş bir frekansda güclü emitent olduğu, özünəməxsus, bəzən tanınmaz spektrlərinə sahib olduğu və ölçülərini göstərən sürətlə dəyişən işıq əyrilərinin Günəş sistemindən kiçik olduğunu, o dövrdə bu cisimlərin fiziki təbiəti mübahisəli olaraq qaldı. Qara dəlik konsepsiyası hələ də gerçəklikdə təzahür etmədən riyazi bir maraq kimi qəbul edilirdi və astronomlar ölçülmüş parlaqlıqların yaranması üçün lazım olan enerji istehsal mexanizmini izah etməkdə çətinlik çəkirdilər ..

Növbəti dörddəbir əsrdə elmi cihazlar yaxşılaşdı, nəzəriyyə inkişaf etdi və Cygnus X-1 sistemi qara dəliklərin fiziki mövcudluğu üçün böyük dəlillər təqdim etdi. Digər dəlillər rentgen və böyük optik rəsədxanalardan gəldi. Bir çox kvazarın mərkəzi kvazarla eyni sürüşmə ilə zəif qalaktika ilə əhatə olunduğunu və böyük qalaktikaların hamısının olmasa da əksəriyyətinin milyonlarla və hətta milyardlarla Günəş kütləsindən ibarət bir mərkəzi super-kütləvi qara dəliyi (SMBH) ehtiva etdiyini ortaya qoydular.

1987-ci ilə qədər kvazarların yığma diskləri və çox böyük qara dəliklərin qütb təyyarələri ilə işləyən çox uzaq bir obyekt olduğu qəbul edildi. aktiv qalaktikalar. Bunlar, kainatdakı ən parlaq cisimlərdəndir, bəziləri radio dalğalarından qamma şüalarına qədər bütün elektromaqnit spektri boyunca böyük bir qalaktikadan minlərlə qat daha çox enerji yayır. Kvazarların qeyri-adi spektral xüsusiyyətləri həddindən artıq məsafələr və tənəzzül sürətləri səbəbindən çox yüksək sürüşmələrə aid edilmişdir. Pik enerji dalğa uzunluqlarının milyardlarla trilyon dərəcə istilikləri göstərən ionlaşdırıcı ultrabənövşəyi zolaqdakı hidrogen Lyman seriyası ətrafında yerləşdiyi aşkar edildi. Bu yaxınlarda Quasar 3C 273-də rəng temperaturu olduğu təsbit edildi 10 trilyon K-dan çox, əvvəllər fiziki olaraq qeyri-mümkün olduğu düşünülürdü.

Əvvəlcə radio frekanslarında kəşf olunmasına baxmayaraq, hazırda bilinən kvazarların təxminən 90% -i radio emissiyasını az göstərir və ya yoxdur. Yeni bir müddət, yarımulduzlu obyektkimi qısaldılmışdır QSO, bütün sinfi əhatə etmək üçün hazırlanmışdır. Yüksək çözünürlüklü şəkillər QSO'ların qalaktika mərkəzlərində yerləşdiyini göstərdiyindən QSO'lar əsas alt sinif kimi təsnif edilir. aktiv qalaktikalar, və ya aktiv qalaktik nüvələrə sahib qalaktikalar (AGN). Bununla birlikdə, Şəkil 28-də göstərildiyi kimi, erkən kainatda doğulmuş yüksək qırmızı sürüşməli QSO-lərin böyük bir hissəsi, bunun əvəzinə həqiqi qalaktika olaraq təsnif edilə bilməyən, nizamsız şəkildə təşkil edilmiş maddənin geniş haloları ilə əhatə olunmuşdur. Bir çox aktiv qalaktika növü, mərkəzi qara dəliklərin yığılması ilə işləsə də, QSO olaraq qəbul edilmək üçün kifayət qədər güclü deyildir.

Bütün QSO-lar eyni ümumi enerji istehsal mexanizmini bölüşürlər, lakin müşahidəçiyə müxtəlif müşahidə xüsusiyyətləri ilə təqdim edirlər. Mütləq böyüklüklər, işıq dəyişkənliyi, rəng temperaturu, optik spektral xüsusiyyətlər və elektromaqnit şüalanmanın müxtəlif zolaqları daxilində enerji paylanması baxımından fərqlənirlər. Bu fərqliliklərin səbəbləri qara dəliyin kütləsində, yığılma üçün mövcud olan maddənin miqdarı və növündə, qütb təyyarələrinin mövcudluğunda, yığılma diskinin müşahidəçiyə nisbətən istiqamətlənməsində və ətrafındakı ulduzlararası qazın və sönmə dərəcəsindədir. toz.

Elektromaqnit spektri boyunca kainatdakı ən parlaq obyektlər bunlardır blazarlar. Bu QSO-larda (AGN-lər) Yer üzünə baxan yığılma diskləri və Yer istiqamətində istiqamətlənmiş qütb təyyarələri, nisbi sürətlərdə çox qızdırılan plazmanın qarışıq şüalarını yayır (bax Şəkil 21). Yer üzündə müşahidə olunan parlaqlıq, jetin qalan karkasında çıxan parlaqlıqdan 600 dəfəyə qədər çox ola bilər. Bu fenomen ilə əlaqədardır nisbi şüa, bunun sayəsində müşahidə olunan şüalanma dalğa uzunluğu azalır və işıq mənbəyinin müşahidəçiyə doğru hərəkət edən Doppler təsiri ilə enerji artır. Blazarlar enerjisinin böyük bir hissəsini qamma şüalarında yayarkən, optik və infraqırmızı spektrləri iki geniş budu göstərir. Yüksək sürüşmə cisimləri üçün, infraqırmızı alt mm zolaqdakı reaktiv zirvələr və optik zolaqda yığılma diskinin yaratdığı zirvələr tərəfindən çıxarılan qütblü sinxrotron şüalanma. Bu məlumatlardan yığılma diskinin bolometrik parlaqlığını təyin etmək və qara dəliyin kütləsini qiymətləndirmək mümkündür.

Blazarlar nəzərə çarpacaq dərəcədə qısa müddət və geniş amplituda axın dəyişkənliyi göstərir. Blazar alt sinfi üçün prototip rolunu oynayan BL Lacertae BL Lac obyekt, əvvəlcə dəyişən bir ulduzla səhv salınıb. Başqa bir alt sinif Optik Zorakı Dəyişən (OVV) kvazarlar optik zolaqdakı parlaqlığı bir gün ərzində 50% dəyişə bilən nadir, çox işıqlı radio qalaktikalardan ibarətdir.

QSO-lara əlavə olaraq, AGN qalaktikalarına başqa bir böyük alt sinif də daxildir Seyfert qalaktikaları. Bunlar, qalaktikanın qalan hissəsi kimi optik zolaqda parlaq görünə bilən yüksək işıqlı kiçik bir mərkəzi bölgə ilə xarakterizə olunur. Yalnız% 5 radio frekansları yayarkən, güclü enerjili rentgen şüaları və mülayim qamma şüaları mənbəyidir. Bir neçə saatdan illərədək dəyişkənlik göstərirlər. Onların spektrləri parlaq hidrogen və güclü ionlaşmış helium, azot və oksigen emissiya xəttləri göstərir və Doppler 4.000 km / saniyəyə qədər sürətləri genişləndirir. Belə bir işığın supermassive qara dəliklərin yığılma diskləri yaxınlığında əmələ gəldiyinə inanılır. Seyfert qalaktikaları QSO-larla eyni mexanizmlə işləyir. Əsas fərq QSO-lardakı nüvə mənbəyinin ən azı 100 qat daha parlaq olması və ətrafdakı qalaktikanı adi teleskoplarda çox uzaqlarda görünməz hala gətirməsidir.

28) UNIVERSITEDE QUASAR KİŞİLƏRİNİN DƏYİŞMƏSİ və ÖLÇÜNÜN YUKARI SINIRI

Astrofizika texnikası çağırıldı yankılanma xəritələşdirmə kvazarın ümumi kütləsini qiymətləndirmək üçün yığılma diskindən çıxan işığın spektral xətlərinin genişliyindəki dəyişkənlikdən istifadə edir. Aşağıdakı 41.000 uzaq kvazardan ibarət süjet Kurt və digərlərinin araşdırmalarına əsaslanır. (2007) və Jiang et al. (2007, 2010), multiband Sloan Digital Sky Survey (SDSS) məlumatlarını analiz edən.

Şəkil 27: 41.000 uzaq kvazardan ibarət olan kütlələr, onların dəyişmələrinə qarşı plan qurdular

Yüksək fərqlilik səbəbindən süjet, kvars kütləsinin qırmızı sürüşməsinə əsasən qiymətləndirilməsi üçün faydalı deyil. Məsələn, 2-nin yenidən sürüşməsi zamanı kütlələr 100 milyon ilə 10 milyarddan çox Günəş kütləsi arasında dəyişir. Ancaq süjet bunu göstərir erkən kainatda meydana gələn super-kütləvi qara dəliklər (SMBH), son dövrlərdə meydana gələnlərdən təxminən 40 qat daha çox idi. Bu, intuitivdir, çünki genişlənmənin başlanğıc mərhələsində kainatın həcmi daha kiçik idi və maddənin və radiasiyanın orta sıxlığı qat-qat yüksək idi.

Süjet, kütlələri 10 milyard Günəşi aşan ultra-kütləvi qara dəliklərin (UMBH) ölçüsündə bir yuxarı sərhədin olduğunu da göstərir.. Limit 1E10.6 və ya 40 milyard Günəş kütləsi ətrafında görünür. Mümkün bir izah budur ki, böyük ölçüsü və minimal sıxlığı səbəbindən bu UMBH, sabit yığılma diskləri yaratmaq üçün kifayət etməyən son dərəcə aşağı cazibə qradiyentlərinə sahibdir. Qara dəlik ətrafındakı qalaktikalararası maddənin çoxu daha da böyüməsini təmin etmək üçün qara dəliyə düşmək əvəzinə, nəhəng dumanlı bölgələrə və bir neçə nəsil boyunca qara dəliyin ətrafında dönməyə davam edən saysız-hesabsız ulduzlara birləşir. Simulyasiyalar toplama diskinin qeyri-sabitliyi və ulduz partlaması aktivliyinin UMBH kütləsinin 10 milyard Günəşin alt həddindən çox başlandığını göstərir.

ESO’nun VLT teleskopunda ayrılmaz sahə spektrografı ilə işləyən Borisova et al. (2016), 3 ilə 4 arasında dəyişmələrdə öyrənilən 19 kvazardan hər birinin ətrafında böyük bir nebulous halo sənədləşdirdi. Bəzi hallarda, haloslar mərkəzi SMBH-dən bir milyon işıq ili uzadıb - Samanyolu radiusundan təxminən 20 dəfə .

Şəkil 28: Hər bir SMBH ətrafında tədqiq olunan, əvvəlki kainatda meydana gələn dumanlı haloslar

Ulduz partlaması fəaliyyət modeli Kurk və digərləri tərəfindən təsdiqlənmişdir. 0,3 ilə 5,2 milyard Günəş arasında dəyişən, 6 ətrafında qırmızı sürüşmə olan beş kvazarı tədqiq edən. VLT-də infraqırmızı spektrografdan istifadə edərək əvvəlki nəsil nukleosentez nəsillərini təklif edən Civ, Mgii və Feii ionlarının spektroskopik dəlillərini tapdılar. Feii / Mgii xətt nisbətlərini daha yüksək (hələ nisbətən aşağı olsa da) metallikdən meydana gələn daha gənc, aşağı sürüşmə kvazarlarındakı ilə müqayisədə 2.75 olaraq ölçdülər. Onlar belə qənaətə gəldilər supermassive qara dəliklər ətrafında starburst aktivliyi və ulduz nukleosentezi kainat tarixinin çox əvvəlində başlamışdır.

Kvazar APM 8279-un son tədqiqatları dəmir də daxil olmaqla metalları (astrofizikada heliumdan daha ağır hər hansı bir element) ehtiva edən çox sıx qaz buludları ilə əhatə olunduğunu və su molekulları və karbon monoksitin - bir çox nəsil ulduz nükleosentezinin bütün sübutlarının olduğunu göstərir. 12.1 milyard il əvvəl.

APM 8279-un Chandra X-ray Rəsədxanası kosmik teleskop şəkilləri UMBH böyüməsini məhdudlaşdıran başqa bir mexanizm nümayiş etdirdi. Chandra, 0.4C və ya 120.000 km / saniyəyə qədər sürətdə küləkləri qara dəlikdən qazı sovurduğuna dair dəlillər göstərdi. Küləklər səbəb olur radiasiya təzyiqi qara dəliyin yığılma diskinin daxili hissələrində yüksək temperaturda yaranan intensiv rentgen şüalarından. Radiasiya təzyiqi qara dəlik tərəfindən tutula bilən maddə miqdarını əhəmiyyətli dərəcədə məhdudlaşdırır. Prosesi, 20-ci əsrin əvvəllərində Arthur Eddington tərəfindən riyazi olaraq təsvir edilmişdir.

29) QUASAR tərəfindən KİVLƏRİN MÜDDƏT OLUNMA TƏMİNATI

Qara bir çuxurun yığılma diskindəki maddənin çoxu hadisə üfüqündə tükənir, bir hissəsi kütlədən sonra enerjiyə çevrildikdən sonra radiasiya şəklində qaçır. Hadisələr üfüqünün yaxınlığında həddindən artıq cazibə qüvvəsi olan kiçik, sıx, sürətlə fırlanan qara dəliklərdə şüalanan hissə% 42-yə qədər ola bilər. Kvazarların nüvələrində olan iri, aşağı sıxlıqlı SMBH və UMBH-də cazibə qradiyentləri xeyli aşağıdır və şüalanan hissə cəmi 6% -dir.

Bölmə 21) APM 8279 kvazerasının parlaqlığını qorumaq üçün saniyədə 4.70 x 10 ^ 21 (4.700 milyard milyard) metrik ton maddəni radiasiyaya çevirdiyini təxmin etdik. Yerin kütləsi təxminən 6 x 10 ^ 21 metrik ton olduğundan kvazer bir "Yer kürəsini" təxminən 1,3 saniyədə bir radiasiyaya çevirir.

Radiasiya nəticəsində itirilən saniyədə 4.70 x 10 ^ 21 ton maddə kvazardakı ümumi kütlə istehlakının% 6-sını təşkil edirsə, kütləvi istehlakın ümumi miqdarı (şüalanma və artma), Wt ilə verilir:

Wt = 4.70E21 x 100/6 = 4.70E23 / 6

Wt = 7.83 x 10 ^ 22 ton / san = 2.47 x 10 ^ 30 ton / il

Bu kütlənin% 6-sı radiasiyaya məruz qalsa, kvazerin yığılma dərəcəsi və ya böyümə sürəti Wg, Wt-nin% 94-üdür:

Wg = 0.94 x Wt = 0.94 x 7.83E22

Wg = 7.36 x 10 ^ 22 ton / san = 2.32 x 10 ^ 30 ton / il

Kvazar hər saniyədə təxminən 12.3 "Yer" yığır. 2 x 10 ^ 27 ton Günəş kütləsi nəzərə alınaraq APM 8279 illik 1160 Günəş kütləsi ilə böyüyür.


Kosmik Astronomiya və Astrofizika üçün Yeni Elm Strategiyası (1997)

Təəssüf ki, bu kitab OpenBook-dan çap edilə bilməz. Bu kitabdan səhifələr çap etməyiniz lazımdırsa, onu PDF şəklində yükləməyinizi məsləhət görürük.

Bu kitab haqqında daha çox məlumat əldə etmək, çap şəklində almaq və ya pulsuz PDF şəklində yükləmək üçün NAP.edu/10766 saytını ziyarət edin.

Aşağıda, öz axtarış motorlarımızı və xarici mühərriklərimizi hər kitabın yüksək dərəcədə zəngin, fəsildə təmsil oluna bilən axtarış mətni ilə təmin etmək məqsədi ilə düzəldilməmiş bu bölmənin maşın oxuyan mətni verilmişdir. DÜZƏLMƏSİZ material olduğundan, xahiş edirəm aşağıdakı mətni nüfuzlu kitab səhifələri üçün faydalı, lakin yetərli bir etibarnamə kimi nəzərdən keçirməyin.

Planetlər, Ulduz Oluşumu və Ulduzlararası Orta Ulduz və planetlərin meydana gəlməsini anlamaq uzun müddətdir böyük bir astronomik hədəf olmuşdur və yaxın keçmişdə mühüm irəliləyişlər əldə edilmişdir. Ən vacib inkişaf normal, yaxınlıqdakı ulduzlar ətrafında planetlərin aşkarlanmasıdır. Kütlələri Yupiterin ondan bir neçə qatına qədər olan bu planetlər, ana ulduzlarının hərəkətində meydana gətirdikləri kiçik sarsıntı ilə aşkar edildi. Bundan əlavə, yaxınlıqdakı GL 229 ulduzunun yoldaşı olan ilk yeraltı cisim təsvir edilmişdir və spektral xüsusiyyətləri nəhəng bir planetin xüsusiyyətinə bənzəyir. Xaricdən gələn planetlərin aşkarlanması, Laplas və Kantın fırlanan bir qaz buludunun düzəldilmiş bir diskə çökərək bir ulduz və əlaqəli bir planet sistemi meydana gətirəcəyi fərziyyəsi ilə başlayan iki əsrdən artıq bir fərziyyə və müşahidənin zirvəsini təmsil edir. Digər bir mühüm inkişaf, planetlərin meydana gəldiyi görünən protostellar disklərini birbaşa müşahidə etmə qabiliyyətidir. Bu cür müşahidələr ulduzların və protostellar disklərin əmələ gəlməsinin qalaktikamızda və # 039-un ulduzlararası mühitində başladığını göstərdi. Ulduzlararası mühitin quruluşu və ulduz əmələ gəlməsinə necə təsir edəcəyi və təsirləndiyi haqqında da çox şey öyrənilmişdir. Samanyolu da müşahidə olunan eyni ulduz meydana gəlməsi prosesi digər qalaktikalarda da görülür və meydana gəlməsində və təkamülündə həlledici bir amildir. Bununla birlikdə, astronomlar & # 039 bilikləri hal-hazırda çox parçalıdır, bir qalaktikanın mühitinin ulduzlararası mühitə və ulduz əmələ gəlməsinə necə təsir göstərdiyini, ulduzlar içərisində yaradılan elementlərin ulduzlar arası mühitə necə səpələndiyini, ulduzların sürətini təxmin etmək hələ mümkün deyil. forma, hansı növ ulduzlar meydana gələcək, planet sistemlərinin təbiəti və ya planet sistemlərinin həyat üçün qonaqpərvər olacağı. ƏSAS MÖVZULAR Ulduz meydana gəlməsi və ulduzlararası mühitin araşdırılmasında əsas elmi məqsəd, ulduzlar və planetlərin necə meydana gəldiyini və qalaktikalarda inkişaf edən ulduzlararası mühitdən yaşayış mühitinin necə yarana biləcəyini anlamaqdır. Bu hədəfi Yer kimi planetlərin meydana gəlməsini qalaktikaların əmələ gəlməsi və təkamülü ilə əlaqələndirən üç mövzuya bölmək olar: · Planet sistemlərinin meydana gəlməsi və təkamülü · Ulduzlararası mühitdən ulduzların əmələ gəlməsi və · Ulduzlararası mühitin qalaktikalarda inkişafı. 10

PLANETLƏR, ULDUZ İŞLƏNMƏSİ VƏ PLANETAR SİSTEMLƏRİNİN ULUSLARARASI ORTA OLUŞMASI VƏ TƏKAMÜLÜ 11 Son günəşdən kənar planetlərin kəşfi geniş ictimaiyyət üçün olduqca həyəcanlıdır. Planet sistemlərinin əmələ gəlməsi və təkamülü, yaxınlıqdakı günəş sistemlərinin mövcudluğu və yaşamaq üçün əlverişli olan digər planetlərin olma ehtimalı ilə bağlı köhnə suallara cavab vermək qabiliyyətinə sahib olduğumuz üçün bu da böyük elmi maraq doğurur. kainat. Bu cür planetlərin tədqiqi, yaxın on ildə demək olar ki, partlayışlı inkişafla qarşılaşacaq tamamilə yeni bir astronomiya sahəsini təmsil edir. Bu mövzuda iki tamamlayıcı yanaşma mövcuddur. Biri nəticəsizdir: tədqiqatçılar Günəş kimi ulduzların doğuş prosesinin bir hissəsi olaraq planetlərin meydana gəldiyi fiziki şərtləri anlamaq üçün ulduz meydana gəlməsini öyrənə bilərlər. İkincisi daha təcili və yeni təkmilləşdirilən bir çox texnika vasitəsilə planetlərin özlərini axtarmağı əhatə edir. Bu üsullar, narahatlıqların öyrənilməsindən, ana ulduzların sürətinə, mövqeyinə və ya parlaqlığına, planetlərin özlərindən gələn işığın aşkarlanması və spektral analizinə qədərdir. Planetlərin əmələ gəlməsi və təkamülü ilə bağlı əsas suallar Planetlərin əmələ gəlməsi və təkamülü ilə bağlı vacib suallara aşağıdakılar daxildir: Baş vermə tezliyi və fiziki xüsusiyyətləri · Ən yaxın 1000 ulduz ətrafında neçə planet var və onların kütlələri və valideynlərindən məsafələri nədir? ulduzlar? · Planet sistemlərinin xüsusiyyətləri ulduz tipinə, yaşına və metallığına görə necə dəyişir? · Planet sistemlərinin meydana gəlməsi ulduz çoxluğundan necə asılıdır? · Yerdəki planetlərin tezliyi nə qədərdir? Həyat üçün uyğunluq · Ekstolyar planetlərin atmosfer istiliyi, sıxlığı və kimyəvi tərkibi hansılardır? · Bu şərtlər bir planetin ana ulduzundan uzaqlığından necə asılıdır? · H2O, O2 və ya O3 kimi mövcud bir planetin mümkün imzaları mövcuddurmu? Disklərin Təkamülü və Planetlərin Yaranması · İlkin ulduz / disk kütlə nisbəti nədir və bu nisbət zamanla necə inkişaf edir? · Planetlər bir diskdə nə vaxt və necə əmələ gəlir? · Planet meydana gəlməsi planetin kütləsindən necə asılıdır? · Planetlərin əmələ gəlməsi diskin təkamülünə necə təsir edir? · Planet meydana gəlməsi sistemdəki ulduzların sayından necə asılıdır? Planet Sistemlərinin Təkamülü və Sabitliyi · Planet sistemləri nə qədər davamlıdır? · Planet sisteminin sabitliyi onun tərkib hissələrinin kütləsindən necə asılıdır? · Günəş sistemi və # 039s Kuiper Kəmərinin mənşəyi necə olub və planetin zibil diskləri ilə əlaqəsi nədir? Planet sistemlərinin meydana gəlməsini və təkamülünü anlamaqda son irəliləyiş Son 2 ildə normal, yaxınlıqdakı ulduzlar ətrafında on illərdir davam edən planetlərin axtarışının zirvəsi görüldü. Təxminən on ulduzun kütlələri Yupiterin kütləsinin ondan bir neçə qatına qədər və astronomik vahidin yüzdə yüz hissəsindən bir neçə məsafəyə qədər olan orbitləri olan planetlərin olduğu bilinir.

2 Ana ulduzlarından kosmik astronomiya və astrofizika üçün yeni bir elm strategiyası. Onlar ana ulduzlarının radial sürətinin və ya mövqelərinin çox dəqiq ölçülməsi yolu ilə aşkar edilmişdir. Mövcud texnika ilə, bəziləri Saturn və hətta Uran qədər kiçik olan bir çox planet, ehtimal ki, yaxın on il ərzində yerüstü teleskoplar tərəfindən kəşf ediləcəkdir. Planetlərin dolayı aşkarlanması ilə yanaşı, ilk dəfə Günəş sistemi xaricindəki bir planetə bənzər bir cisimdən işığın birbaşa aşkarlanmasına nail olundu. & Quot qırpılmış cırtdan & quot və ya & quotsuper-Jupiter, & quot GL 229B, təxminən 7 qır saniyə uzanır (

50 AU) ana ulduzdan spektral enerji paylanması bir temperaturu nəzərdə tutur

1000 K və yaxın infraqırmızıdakı spektrində günəş sistemindəki qaz nəhəng planetlərin spektrlərində olduğu kimi metan udma üstünlük təşkil edir. GL 229B-nin parlaqlığı və temperaturu, nəzəri modellərlə birlikdə, Yupiterdən təxminən 50 dəfə çox bir kütlə təklif edir. Planetlərin normal ulduzlar ətrafında əmələ gəlməsi, ulduzların özlərinin meydana gəlməsi ilə sıx bağlı görünür. Millimetr interferometrləri yaxınlıqdakı T Tauri ulduzlarının ətrafındakı bir neçə diski həll etdi və Keplerian yörüngələrində qaz aşkar etdi, lakin görünən və infraqırmızı teleskoplar və millimetr interferometrləri ilə əldə edilən ən yaxşı açısal qətnamə onları çətinliklə həll edə bilər. Planet əmələ gətirən disklərin mövcud anlayışı onların ölçüləri (bir neçə yüz astronomik vahiddən az), kütlə (günəş kütləsinin onda bir hissəsi) və ömür boyu (bir neçə milyon ildən az) xam təxminlərlə məhdudlaşır. Planet Sistemlərinin Formalaşması və Təkamülünü Anlamaq üçün Gələcək İstiqamətlər Digər planet sistemlərinin meydana gəlməsi və təkamülü haqqında bir anlayış əldə etmək üçün görünməmiş həssaslıq, dinamik diapazon və açısal qətnamə haqqında infraqırmızı müşahidələr etmək qabiliyyətini inkişaf etdirmək vacibdir. TGSAA tərəfindən düşünülən elmi hədəflərin zaman üfüqündəki hədəf. Bununla yanaşı, inkişaf həm Günəşdən 10 parsek (pc) məsafədəki yer planetlərinin infraqırmızı spektroskopiyasını, həm də günəşdən təxminən 150 pc məsafədəki protostellar disklərin xəritələşdirilməsini təmin edəcək texnologiyaya başlamalıdır ki, hər iki daxili diski də aydın şəkildə həll etsin. (

0.1-AU çözünürlük 5 ilə 10 Em) və xarici disk (

1-AU çözünürlüğü 50 ilə 100 lam arasında). Önümüzdəki on il ərzində, TGSAA tərəfindən ekstolyar planetlərin öyrənilməsi üçün müəyyənləşdirilən gələcək ən vacib istiqamətlər prioritet qaydada aşağıdakılardır: Yaxınlıqdakı ulduzlar ətrafında planet sistemlərinin siyahıyaalınması. Bu nümunə kifayət qədər ulduz daxil olmalıdır (

1.000), beləliklə planetlərin tezliyi, ayrılması və kütlələri ən vacib parametrlərin, xüsusən də ulduz kütləsinin, çoxluğun, metallığın və yaşın funksiyaları kimi araşdırıla bilər. Dəqiq astrometriya, ən yaxın 1000 ulduz üçün yaxınlıqdakı planetlərin siyahıya alınmasının hədəfinin vacib bir hissəsidir, kütləsi Uranınkına bənzər və orbiti a olan planetləri aşkarlamaq üçün 5 ilə 10 mikroarc arasında dəqiqliklə müşahidələr aparmaq lazımdır. radiusda bir neçə astronomik vahid. Siyahıyaalma missiyasının tələb olunan müddəti planetlərin orbital dövrlərindən və planet sistemlərinin mürəkkəbliyindən asılıdır, lakin on il (Yupiterin orbital dövrü ilə müqayisə edilə bilər) məqbul görünür. 2. Yerdənkənar planetlərin aşkarlanması. Yaxınlıqdakı ulduzların ətrafındakı yerüstü planetlərin astrometriya yolu ilə 1 mikroarc görmə səviyyəsində aşkarlanmasına cəhd edilməlidir, belə ki, planetlərin və onların əlaqəli planet sistemlərinin müşahidəsi aparıla bilər. Bununla birlikdə, fotometriya və ya cazibə mikrosenziyalaşdırma yolu ilə daha uzaq planetlərin müşahidələri yerüstü planetlərin meydana gəlmə tezliyi ilə bağlı statistik sübutlar verə bilər. 3. 10 milliarc ilə protostellar disklərinin təsvirinə baxın. Yaxınlıqdakı ulduz əmələ gətirən bölgələrdə, 10 milliarc baxışda 1 AU qədər kiçik xüsusiyyətlər aşkar ediləcək və disk-ulduz külək interfeysi bölgəsinin, planetlərin varlığı səbəbindən disklərdəki boşluqların və isti, gənc protoplanetlərin birbaşa müşahidəsinə imkan veriləcəkdir. 4. Yaxınlıqdakı ulduzların ətrafındakı nəhəng planetlərin görüntülərini və spektrlərini əldə etmək. Xam spektroskopiya (R

100) bu obyektlərin atmosferini xarakterizə etməyə imkan verəcəkdir. Bu cür planetlər əks olunan ulduz işığında və ya kütləvi olduqda öz-özünə işıq saçan infraqırmızı cisimlər kimi təsbit edilə bilər.

PLANETLƏR, ULDUZ İŞLƏNMƏSİ VƏ ULUSLARARASI ORTA Torpaq - kosmosa əsaslanan müşahidələr 13 Planetlərin istənilən siyahıyaalınmasını əldə etmək üçün kritik qabiliyyət, & lt10 mikroarc san. Yerüstü astrometriya, xüsusən də uzun müddətli orbitlərdə böyük planetlərin aşkarlanmasında mühüm rol oynasa da, kosmik əsaslı müşahidələr aşağı və ya orta kütləli planetlərin tapılması üçün ən böyük potensialı təklif edir. Eynilə, ana ulduzlarına yaxın olan böyük planetlərin birbaşa görüntüsü, bu planetlərin 10-20 metrlik baza aşağı qətnamə spektroskopiyası ilə kosmosa əsaslanan bir interferometr vasitəsi ilə həyata keçirilə bilər. kosmik teleskopda. Yerdəki müşahidələr də bu hədəflərə çatmağa kömək edəcəkdir. Həm radial sürət ölçmələri, həm də astrometriya, ekstrasular planetlərin siyahıya alınmasına kömək edə bilər. Bir planetin yaratdığı ulduz radius sürətinin amplitüdünün orbitin ölçüsü ilə azaldığı bilinməyən orbitin meyl bucağından asılıdır, beləliklə radial sürət texnikası ana ulduzlarına yaxın planetlərə ən həssasdır. Astrometrik müşahidələr radial sürətlərin tədqiqatları üçün tamamlayıcıdır: bunlar meyl bucağından asılı deyildir və bu səbəbdən planet kütlələrinin birmənalı ölçülərini təmin edir və ana ulduzlarından uzaq olan planetlərə ən həssasdırlar. Kosmik əsaslı müşahidələrin, xüsusən də geniş açılar baxımından ən yüksək dəqiqliyi göstərməsinə baxmayaraq, yerüstü astrometriyada əsaslı inkişaflar mümkündür. Yerdəki planetlərin qalaktik qabarıqlığa doğru 30 milyon - 50 milyon ulduz arasında çəkilən cazibə mikrolensiya tədqiqatları ilə də aşkar edilə bilər.

Gecədə 100 gərginlik sistemi və bu sistemlərin diqqətlə izlənməsi, gərginlik zonasında bir planetin yaratdığı nominal mikrolensiya siqnalı üzərində parlaqlığın az artmasına səbəb ola bilər. İki Keck teleskopu kənar elementlərlə təchiz olunarsa, orta və yaxın infraqırmızı ərazilərdə protostellar disklərin yüksək çözünürlüklü görüntüsü mümkün olmalıdır. Nəhayət, böyük yerüstü teleskoplarda inkişaf etmiş adaptiv optiklər, ən yaxın ulduzlar ətrafında Jovian kütləsinin bir neçə on planetinin aşağı qətnamə spektrlərini əldə etmək imkanını təklif edir. Nəzəri Tədqiqatlar Nəzəriyyəsi bütün kosmik astronomiya və astrofizika üçün vacibdir və günəşdənkənar planetlərin müşahidələrinə rəhbərlik etmək və şərh etməkdə aparıcı rol oynamağa davam edəcəkdir. Planet sistemlərinin sabitliyinin öyrənilməsində nəzəriyyə xüsusilə vacibdir. Son aşkarlamalar planet sistemlərinin yalnız hər yerdə deyil, həm də olduqca fərqli ola biləcəyini göstərir. Məsələn, 51 Pegasi ətrafında dövr edən planet, Yupiter qədər nəhəngdir, lakin Merkuri Günəşə yaxın olan ulduzuna yaxındır. 51 Pegasi-yə yaxın bir şəkildə meydana gəldi və ya qeyri-sabit uzunmüddətli təkamülün məhsuludur? Nəzəri təhlillər Günəş sisteminin özünün həddən artıq qeyri-sabit olduğunu göstərir. Planet sistemlərinin uzunmüddətli dinamik təkamülü, əsas ardıcıl A-K ulduzlarının% 15 - 20-si ətrafında müşahidə olunan dağıntı disklərini və Günəş sistemindəki Kuiper Kəmərinin & # 039 formasiyasını və təkamülünü də təşkil edə bilər.

O ULDUZLAR URUZLARININ ORTA MƏHKƏMƏSİNDƏN UŞAQLARIN TƏŞKİLATI Ulduzların necə meydana gəldiyinə dair məlumat həm ulduzların qalaktikalar kimi sistemlərinin mənşəyi və təkamülü, həm də planetar sistemlərin mənşəyi və təkamülü üçün vacibdir. Ulduz meydana gəlməsi Süd Yolunda davam edən bir proses olmasına baxmayaraq, ulduzlar arasındakı materialdan ulduzların yaranmasını müşahidə etmək astronomlar üçün çox çətin bir problem olduğunu sübut etdi. Ulduzlar qeyri-şəffaf tozun yer üzündə və kosmosdakı ən güclü optik teleskoplara belə görünməz hala gətirdiyi qaranlıq molekulyar buludların soyuq, tozla örtülmüş nüvələrində dərin doğulur. Bununla birlikdə, spektrin infraqırmızı, submillimetr və millimetr dalğa boyu zolaqlarındakı müşahidələrlə qaranlıq toz örtüyünə nüfuz etmək mümkündür. Təəssüf ki, Earth & # 039 atmosferi bu dalğa boyu aralığının böyük bir hissəsində qeyri-şəffafdır və belə uzun dalğa boyu müşahidələri yerdən çətin və ya qeyri-mümkün edir.Ulduz meydana gəlməsinin birbaşa araşdırılması bu səbəbdən texnoloji imkanların önündə həm kosmik, həm də yerüstü müşahidə qurğuları tələb edən astronomiya elminin son bir inkişafıdır. Son 20 ildə ulduzların necə meydana gəldiyini anlamaq üçün böyük bir irəliləyiş əldə edildi. Əsas mərhələlərə aşağıdakılar aiddir:

4 Fəza astronomiyası və astrofiziyası üçün yeni bir elm strategiyası · qalaktikamızın ən böyük, ən kütləvi və ən soyuq cisimləri olan nəhəng molekulyar buludlar və indiki bütün ulduz formasiyasının yerləri · bipolyar molekulyar axıntılar, çox enerjili soyuq molekulyar qaz təyyarələri. bütün ulduzların və aslanın meydana gəlməsinin təbii bir bv məhsulu olmaq. -,

· Planet forma Astronomları və # 039 mövcud anlayışı olan gənc ulduz cisimlərini əhatə edən dairəvi ulduz diskləri, sıx bir bulud nüvəsinin cazibə çöküşünün ulduzların meydana gəlməsinin əsas mexanizmi olduğunu, lakin bunun ən əsas cəhətlərini bu olur naməlum qalır. Müşahidəçilər hələ də bir protostellar obyektinin birmənalı şəkildə müəyyənləşdirilməsinə nail olmayıblar. Ulduz formasiyasına dair əsas suallar, ulduzlararası mühitdən ulduzların meydana gəlməsi ilə bağlı vacib suallara aşağıdakılar daxildir: Nüvə Çöküşü · Nəhəng molekulyar buludlarda protostellar nüvələrinin xüsusiyyətləri hansılardır? · Nüvələr çökmə prosesindən çıxan ulduz növünə və planet sisteminə necə təsir göstərir? · Protostellar materialının 0,1-dən 1000 AU-ya qədər olan tərəzilər arasına vurulması xüsusiyyətləri hansılardır? · Protostellar disklərin ölçüsü və kütləvi paylanması nədir və protostellar parlaqlıqları və təkamül halları ilə necə əlaqəlidir? · Protestellar cisimlər nə qədər işıqlıdır və parlaqlığı zamanla necə inkişaf edir? Kümələrin rolu. Qonşu gənc ulduzların bir protostar meydana gəlməsində mühüm təsiri varmı? · Qonşu ulduzlar başlanğıc ulduz kütlələrinin spektrini və ya ulduz əmələ gəlmə sürətini təyin etməkdə mühüm rol oynayırmı? · Protoklustrlardakı şərtlər ulduz disklərinin yaşamaq qabiliyyətini necə təsir edir? · Supernova və spiral sıxlıq dalğaları ulduz meydana gəlməsinə necə təsir göstərir? Ulduz kütlələri · Fərdi bir ulduzun kütləsini hansı amillər müəyyən edir? İki qütblü axınlar · İki qütblü axınların mənşəyi nədir və onların ulduz əmələ gəlməsindəki rolu nədir? · Bipolyar axınlar ətraf molekulyar buludun quruluşunu necə dəyişir? Molekulyar Buludlar və Ulduzlararası Orta. . . . . . . Molekulyar buludlar necə inkişaf edir və sıx nüvələr əmələ gətirir? Nəhəng bir molekulyar buludun fiziki və kimyəvi quruluşu nədir? Nəhəng molekulyar buludlar necə inkişaf edir və onların müəyyən bir yaşı varmı? Yoğun nüvələrin kütlə spektri nədir və onu nə müəyyənləşdirir? Maqnetik sahələr və təlatüm molekulyar buludların quruluşuna və təkamülünə necə təsir göstərir? Bir bulud içərisində ulduz meydana gəlməsi buludu və # 039s quruluşunu necə təsir edir? Ulduz əmələ gəlmə sürəti ətraf mühitin xüsusiyyətlərindən necə asılıdır?

PLANETLƏR, ULDUZ TƏŞKİLATI VƏ ULDUZLAR ARASI 15 Ulduz formasiyasının anlaşılmasında son irəliləyiş Milimetrlik dalğa boylarında spektroskopik müşahidələr son zamanlarda bürüyən material ilə protostarlara dair dəlillər təqdim etdi. İndi üç belə qaynaq müəyyən edilmişdir və bunlar bilinən ən soyuq və ən dərin yerləşmiş gənc ulduz obyektlər arasındadır. Milimetr dalğa interferometriyası protostellar cisimlərinin ətrafındakı disk şəklində quruluşların ilk həll edilmiş şəkillərini meydana gətirdi. Bu müşahidələr, disklərin fırlanma spektroskopik aşkarlanmasını da təmin edib və bu obyektlərin ulduz diskləri kimi xarakterini təsdiqləyir. Bir sıra gənc ulduz cisimlərinin ətrafında disklərin dönməsi aşkar edilərkən, infraqırmızı yaxın spektroskopiya, ulduz diskləri üçün əlavə dəlillər təqdim etdi. Hubble Space Teleskopu (MST) müşahidələri, kütləvi ulduz forması bölgələrində aşağı kütləli ulduzların ətrafındakı diskləri və qaz halında kürələri aşkar edərək bu disklərin öyrənilməsinə yeni bir yanaşma təmin etdi (Şəkil 2.1)

. Nəhəng molekulyar buludların dərin infraqırmızı görüntüsü, ulduz meydana gəlməsinin yalnız sıx molekulyar nüvələrdə meydana gəldiyini və bütün ulduzların əhəmiyyətli və bəlkə də dominant bir hissəsinin ümumiyyətlə ən kütləvi molekulyar nüvələrə yerləşdirilmiş zəngin ulduz qruplarında meydana gəldiyini ortaya qoydu. Bu müşahidələr, bu cür ulduz əmələ gəlməsinin nəticəsinin, Günəşin qonşuluğundakı sahə ulduzlarına bənzər bir şəkildə universal olan ulduz kütlələrinin başlanğıc spektri olduğunu irəli sürdü. Milimetr dalğa, optik və infraqırmızı görüntüləmə, bu iki növ axının ortaq bir fiziki mənşəyə malik olduğunu göstərən optik təyyarələr və molekulyar axınlar arasında sıx bir əlaqə qurdu. HST müşahidələri optik təyyarələri həll etdi və günəş sisteminin ölçüsünə uyğun tərəzilərdə ulduza çox yaxınlaşdıqlarını ortaya qoydu. Millimetr, submillimetr və uzaq infraqırmızı müşahidələr ən kollimasiya edilmiş və enerjili bipolyar axınların ən çox yerləşmiş və ən az inkişaf etmiş ulduz cisimləri ilə sıx əlaqəli olduğunu müəyyənləşdirərək ən aktiv axın fazının protostelların ən aktiv düşmə mərhələsi ilə eyni vaxtda baş verdiyini göstərir. təkamül. Ulduz formasiyasını anlamaq üçün gələcək istiqamətlər İnfraqırmızı və submillimetr dalğa boylarında inkişaf etmiş bucaq qətnamə və həssaslıq, ulduz meydana gəlməsi tədqiqatlarının bütün sahələrində gələcək inkişaf üçün vacibdir. Ən yaxın protostellar sistemlərinin disklərinin, təyyarələrinin və daxili zərflərinin yüksək çözünürlüklü görüntüsü və spektroskopiyası xüsusilə vacibdir. Belə bir qabiliyyət ulduz meydana gəlməsini və planetin meydana gəlməsini anlamaq üçün çox vacib olduğundan, qabiliyyətə çatmaq üçün kosmik əsaslı infraqırmızı müdaxilənin inkişafı vurğulanmalıdır. Yaxın perspektivdə aşağıda prioritet qaydada verilmiş üç elmi məqam indi mövcud olan və növbəti onillikdə proqnozlaşdırılan texnoloji imkanlar daxilində həll edilə bilər: Protestellar bölgələrinin quruluşunu və dinamiklərini müşahidə edərək ulduz meydana gəlməsinin ən erkən mərhələlərini xarakterizə etmək. 0,3 km / s və ya daha yüksək sürət qətnaməsində yüksək qətnaməli uzaq infraqırmızı və submillimetr spektroskopiyası, Yer atmosferi tərəfindən bloklanmış spektral xətlərdə 100 ilə 1000 AU arasındakı sıx nüvələrin çökən bölgələrini öyrənməyə imkan verəcəkdir. OH və H2O-dan 50-350-, um zolağındakı güclü soyutma xətlərinin spektroskopik müşahidələri protostellar disk yığılma şoklarının və molekulyar axınların soyuducu bölgələrinin ilk müəyyənləşdirilməsini və öyrənilməsini təmin edə bilər. 100-800-, um zolaqdakı protozulduzların müşahidələri protostellar parlaqlıqlarının və protostellar parlaqlıq funksiyasının dəqiq təyini ilə təmin edə bilər və bununla da ulduz meydana gəlməsi nəzəriyyəsinin proqnozlarını birbaşa yoxlayır və dəqiqləşdirir. 150 ilə 350, um zolaqlarındakı tədqiqatlar yaxınlıqdakı bütün molekulyar buludlarda protostellar fəaliyyətinin tam bir siyahısını təmin edə bilər. 2. Gömülü ulduz populyasiyalarının bir-birindən fərqli mühitlərdə parlaqlıq funksiyalarının müəyyənləşdirilməsi. Bu məqsədə çatmaq üçün ən yaxşı üsullar yüksək qətnamə (0.1 arc bax), yaxın infraqırmızı (2 ilə 5-, um) görüntüləmə və təvazökar çözünürlüklü spektroskopiyadır (R

3.000) Günəşdən 5 kpc məsafədə olan yerləşmiş gənc ulduz qrupları. Bu cür müşahidələr, xüsusən də yüksək kütləli ulduzların meydana gəldiyi bölgələrdə başlanğıc ulduz kütlə spektrinin universallığını yoxlayacaq və fiziki mühitin və qalaktikadakı yerin bir funksiyası olaraq ulduz əmələ gəlmə sürətini təyin edəcəklər. 3. Protostarların ikili yoldaşlarının tezliyini, ayrılmalarını və orbital hərəkətlərini ölçmək

16 UZAY ASTRONOMİYASI VƏ ASTROFİZİKA ÜÇÜN YENİ ELM STRATEJİSİ 0,5 ilə 5 AU arasındadır. Protestellar ikili binaların orbital hərəkətlərinin müşahidələri, protostellar təkamülü nəzəriyyəsinin inkişafı üçün əsas ölçmələr, protostellar kütlələrinin ilk təriflərini verəcəkdir. Əlavə olaraq, yoldaşların tezliyi haqqında bilik, ulduz meydana gəlməsindəki parçalanma prosesini və protoplanet disklərin davamlılığını başa düşmək üçün vacibdir. Bu hədəflərin əksəriyyətinə nail olmaq üçün kosmik əsaslı müşahidələrin aparılmasına ehtiyac olsa da, yerdən ulduz əmələ gəlməsi tədqiqatlarının böyük bir elmi məqsədə nail olmaq mümkündür: xüsusi əhəmiyyət kəsb edən yüksək səviyyəli protostellar bölgələrin görüntüsü və spektroskopiyasıdır. -milliarc bax) və spektroskopik (R

106) 350-, um dalğa uzunluğunda qərar. Bu cür müşahidələr, ən yaxın ulduz əmələ gətirən bölgələrdə protostellar disklərin və daxili zərflərin həllinə imkan verir. Bu hədəfə ən azı 15 km minimum hündürlüyü olan yüksək hündürlükdə, 350-də işləyən yerüstü interferometr seriyası ilə nail olmaq olar. QALAKSİYALARDA Ulduzlararası orta səviyyənin təkamülü Qalaktikalardakı ulduzlararası mühitin təkamülü qalaktik quruluşda və qalaktik miqyasda ulduz əmələ gəlməsində mərkəzi yer tutur. Astronomlar ulduz əmələ gəlməsinin səmərəliliyini idarə edən prosesləri və əmələ gələn ulduzların təbiətini anlamaq istəyirlər. Daha böyük miqyasda, isti qazın, ionlaşdırıcı fotonların və nüvə-sintetik məhsulların qalaktik disk və halo boyunca yayılma sürətini və dərəcəsini anlamalıdırlar. Ümumiyyətlə, ulduzlararası qalaktika mühitinin investisiya qoyuluşları aşağıdakı kimi əsas suallara cavab verə bilər: Qalaktikada ulduz əmələ gəlməsini nə tətikləyir? Ulduz meydana gəlməsinin vaxtında necə inkişaf etdiyini və inkişaf etdiyini nə müəyyənləşdirir? Ulduzlararası mühitdə ulduz əmələ gəlməsinin əks əlaqəsi nədir? Qalaktika təkamülünə ekstragalaktik ekoloji təsirlər hansılardır? Yeni ulduzların doğulduğu yerlər birlikdə qalaktikanın həcminin kiçik bir hissəsini tutan, lakin əhəmiyyətli dərəcədə kütlə (109 günəş kütləsindən bir neçə dəfə) olan nəhəng molekulyar buludlardır (GMC). Tipik (105 ilə 106 günəş kütləsi) bir GMC, ehtimal ki, bir tərəfdən yüzlərlə parsekə uzanan bir həcmdən diffuz atom buludlarını yığaraq qurulur. Bu dağınıq buludlar əsasən ulduzlararası ultrabənövşəyi şüalanma sahəsi ilə qızdırılır və əsasən EC II] (158 lam) ilə soyudulur. Diffuz buludlardan GMC əmələ gəlməsi çox tC II] (158-, um) və tO I] (63-) yayan şoklarla müşayiət oluna bilər.

m) radiasiya. Ulduz meydana gəlməsi və qalaktik təkamül dövrlərini anlamaq üçün ən böyük maneələrdən biri, diffuz ulduzlararası mühiti təşkil edən materialın bütün miqyasda paylanması barədə məlumatın olmamasıdır. Bu məlumatlar, ulduz əmələ gəlməsinin effektivliyi, yayılan enerji və onu tetikleyen və söndürən mexanizmlər kimi əsas cəhətləri anlamaq üçün çox vacibdir. Günəş 100 pc içərisindəki həcmin çox hissəsində & quotlocal isti köpükdə & quot; məskunlaşır, ulduzlararası maddənin sıxlığı ulduzlararası dəyərin% 1-dən azdır və temperatur olduqca yüksəkdir: 106 K-dan çoxdur Astronomlar bilmirlər. belə az sıxlıqlı qaz diskin 10% və ya 80% -ni tutur, nə quruluşunu, nə topologiyasını, nə də onu əhatə edən daha sıx qazı bilir. Yerli olaraq da, astronomların çox parlaq, 0.25 keV x-ray fonu yaradan milyon dərəcə qazın yeri üçün uyğun bir modeli yoxdur. Bu amillər nəhayət ulduz əmələ gəlməsini və qalaktik təkamülü idarə edən mexanizmlərin təyin olunmasında mərkəzi ola bilər. Bu isti qazın spektrini müşahidə etmək cəhdləri astronomların isti qazdakı fiziki şərtləri anlamamaları üçün mövcud olan aşağı spektral çözünürlükdən məyus oldu. 0.5 - 1 keV x şüalarının müşahidələri daxili qalaktikada güclü bir xarici küləyi idarə edə biləcək bir neçə milyon dərəcədə daha çox isti qazın olduğunu göstərir. Bir qalaktikanın xarici hüdudlarında qazlı qalaktik halo eyni dərəcədə dinamik, lakin yaxşı anlaşılmamış bir varlıqdır. Halo diskdən atılan ulduz və qaz qalıqları üçün və dağılmış kosmik şüalar üçün bir rezervuar rolunu oynayır. Qalaktik haloslar eyni zamanda kvazarın udma xətlərinin qalaktikalararası mühit müşahidələrindən qazın düşməsi ilə də doldurula bilər ki, qalaktik haloslar yüksək sürüşmə şəraitində mövcuddur və kütləvi ulduz nükleosentezinə dəlillər göstərir. Bu haloların mənşəyi, quruluşu və təkamülü anlaşılmır.

PLANETLƏR, ULDUZ TƏKLİFİ VƏ Ulduzlararası orta səviyyədəki Ulduzlararası mühitin təkamülü ilə bağlı əsas suallar: 17 Ulduzlararası mühitin qalaktikalardakı təkamülü ilə əlaqədar əsas həll olunmamış məsələlərə sadalananlar daxildir Molekulyar Buludların əmələ gəlməsi · Qravitasiya və istilik nisbi rolları hansılardır? qeyri-sabitlik, maqnit sahələri və GMC meydana gəlməsində spiral sıxlığı dalğaları? · Qalaktikalarda atom və molekulyar qazın nisbi miqdarını və fəza paylanmasını nə müəyyən edir? Diffuz Ulduzlararası Medianın Fiziki Xüsusiyyətləri · Ulduzlararası qazın fərqli fazalarının fiziki xüsusiyyətləri hansılardır: soyuq və isti neytral mühit, isti ionlaşmış mühit və isti ionlaşmış mühit? · Həm bulud miqyasında, həm də spiral qolların miqyasında bu komponentlərin qalaktikada məkan bölgüsü necədir? · Ulduzlararası tozun tərkibi nədir və onun dənələrinin ölçüsü necədir? - İsti ionlaşmış mühit üçün ionlaşma mənbəyi nədir? · Radiasiya itkiləri və istilik keçiriciliyi isti qazın temperaturunu necə tənzimləyir? - Kosmik şüalar necə sürətlənir? Ulduzlararası Orta və Gökadalar · Gökadalarda ulduz əmələ gəlməsi necə təşkil olunur? · Gökadalarda ulduz əmələ gəlmə sürətini tənzimləyən fiziki mexanizmlər hansılardır? · Ulduzlararası mühitin quruluşunu müəyyənləşdirmək üçün supernova qalıqlarının rolu nədir? · Ulduzlar və inkişaf etmiş ulduzlardan alınan nükleosentetik məhsullar ulduzlararası mühitə necə qarışdırılır? · Ulduz partlamasına səbəb olan nədir? · Qlobal klasterlər necə yaranır? Qalaktikalar və onların mühiti · Qaz halaktik qalaktik haloslar qalaktika əmələ gəlməsinin qalıqları və ya qalaktikalardakı şiddətli hadisələrin məhsuludur? · Qalaktikaların nüvəsindən və diskindən çıxan qaz haloya necə qarışır? orta? · Qalaktikalar və qalaktikalararası Hökumətlərarası Ulduzlararası Mediumun Təkamülünü Anlamaqda Son Tərəqqi hansı şəraitdə son 5 ildə yayılmış ulduzlararası mühit haqqında biliklərimizdəki mühüm irəliləyişlər bir sıra kosmik elm missiyalarından qaynaqlandı, Beynəlxalq Ultraviyole Explorer (IUE), İnfraqırmızı Astrotik Peyk (IRAS), Kosmik Arxa Plan Explorer (COBE), Roentgensatellit (ROSAT), Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE), Kuiper Airborne Observatory (KAO), Infrared Space Observatory (ISO) və HST. Bu tədqiqatların çoxu diffuz ulduzlararası mühitin fiziki xüsusiyyətlərinə yönəlmişdir. IRAS tərəfindən qalaktikanın uzaq infraqırmızı görüntüsü, əvvəllər görünməyən bölgələri, həm ulduz əmələ gəlməsi ilə qızdırılan qara buludların hissələrini, həm də disk və halo boyunca hər yerdə yayılmış & quotinfraqırmızı cirrus & quot; IRAS eyni zamanda kiçik hissəciklərin ultrabənövşəyi və optik ulduzları udduğu və orta və uzaq infraqırmızı dalğa uzunluğunda təkrarən qaytardığı ulduz işığının toz radiasiyasının vacibliyini də açıqladı. COBE şəkilləri bizi [C II] qaba xəritələri ilə tantal etdi

18 MÜZAFƏS ASTRONOMİYASI VƏ ASTROFİZİKA (158-, um) və [N II] (205-pm) sırasıyla qazlı enerji büdcəsini və isti ionlaşmış mühiti izləyən YENİ ELM STRATEJİSİ. Eynilə, ISO-dan alınan orta infraqırmızı spektroskopiya, diffuz atom və molekulyar qazda astro-fiziki şərtlərin ölçülməsinin böyük dəyərini göstərir. Yerli ulduzlararası mühitdəki isti qazın probları, 106 ilə 107 K arasındakı qazdan yumşaq rentgen emissiyasını ölçən ROSAT tərəfindən təmin edilmişdir. uzaq isti qazdan yayılır. Bu cür müşahidələr ulduzlararası mühitin ən isti bölgələrinin temperaturu, təzyiqi və quruluşunun qiymətləndirilməsini təmin edir. KAO-dan alınan görüntülər və spektrlər, uzaq infraqırmızı ərazilərdəki ulduz əmələ gətirən bölgələr, supernovalar və qalaktikalar haqqında mövcud məlumatları zənginləşdirmişdir. Ulduzlararası mühitin ən sərin bölgələrini araşdırmaqla yanaşı, orta və uzaq infraqırmızı müşahidələr astronomlara ulduz işığının toz dənələri ilə yenidən işlənməsini və incə quruluş xətlərindən ionlaşmış dumanlıq bolluğunu araşdırmağa imkan verir. IUE və HST tərəfindən aparılmış spektroskopik müşahidələr, yerli mühitdəki qaz, qalaktik disk və uzaq halo buludları da daxil olmaqla bir sıra ulduzlararası mühitlər üçün yüksək dəqiqlikli qaz fazalı elementar bolluq təmin etmişdir. Bu tədqiqatlar ulduzlar arası tozun tərkibi, qalaktik yüksək sürət buludlarının mənşəyi və qalaktik disk ilə halo arasında qaz nəql edən proseslər haqqında yeni məlumatlar verdi. EUVE, helium haqqında yerli mühitdə dəyərli məlumatlar verdi. Ulduz yaradan bölgələrdəki qaz maddələrinin HST şəkilləri, eyni zamanda Qartal bulutsusundakı nəhəng qaz və toz sütunlarında göstərilən ulduzlarla ətraf mühit arasındakı qarışıq qarşılıqlı əlaqələri ortaya çıxardı (Şəkil 2.2)

. Ulduzlararası Mediumun Təkamülünü Anlamaqda Gələcək İstiqamətlər Gökadalardakı Ulduzlararası mühitin təkamülü ilə bağlı əsas sualların həlli, kosmosda ultrabənövşəyi və x şüalarından uzaq infraqırmızılara qədər müşahidə qabiliyyətlərini tələb edir. Bu bölmədə TGSAA, diffuz qazı geniş temperatur aralığında araşdıraraq yuxarıda müzakirə edilən bir çox vacib suallara cavab verəcək xüsusi elmi təşəbbüsləri müzakirə edir.

10 - 107 K) ulduzlararası mühitdə mövcuddur. Optik alətlər 104 K-da ionlaşmış dumanlara həssas olmasına baxmayaraq, müşahidəçilər soyuq qazı (10 ilə 100 K) öyrənmək üçün kosmosdan, infraqırmızı və submillimetr alətlərindən, atom və ionlaşmış qazdan (102 ilə 106 K) qədər olan rezonans xətlərini öyrənmək üçün ultrabənövşəyi spektroqraflar tələb olunur. ) və ən isti komponentləri (2106 K) müşahidə etmək üçün rentgen spektrografları. Ulduzlararası mühitin digər qalaktikalardakı müşahidələri eyni elmi sualların çoxunu həll edə bildiyindən, bu alətlərin əksəriyyəti yaxınlıqdakı qalaktikaları da öyrənmək üçün istifadə edilə bilər. Önümüzdəki on il ərzində TGSAA tərəfindən bu sahədəki tədqiqat üçün prioritet qaydada müəyyənləşdirilən gələcək ən vacib istiqamətlər aşağıdakılardır: 1. Ulduzlararası mühitin irimiqyaslı üç ölçülü quruluşunun müəyyənləşdirilməsi. [C III (158-, um), tO I] (63-, um), [N II] (205- və 122-pm) və (daha aşağı prioritetli) H2'nin spektroskopiyası (28-, 17-, 12-, um) yüksək spektral çözünürlükdə infraqırmızı emissiya xətləri (& lt10 trikotaj) və orta açısal qətnamə (& lt30 arc min) xüsusilə vacibdir. Bu xətlər enerji büdcəsini, isti ionlaşmış və neytral mühiti və disk və halo boyunca isti molekulyar qazı izləyir. Yalnız EC II] və tO I] tədqiqatı qalaktikadakı dağınıq buludları tapmayacaq, eyni zamanda H I (21-sm) tədqiqatlar və infraqırmızı davamlı tədqiqatlarla müqayisədə buludların sıxlığı və temperatur quruluşu da aşkar ediləcəkdir.IN II] xəritələşdirilməsi diskdəki kütləvi ulduzlardan ionlaşdırıcı fotonların haloya sızmasını izləyəcəkdir. 28 Am-da ilk iki H2 fırlanma xətti (I = 2)

1) əsasən fotodissociasiya bölgələrində, aktiv ulduz əmələ gəlməsi bölgələrindən gələn intensiv ultrabənövşəyi axınlarla işıqlandırılan GMC-lərin isti xarici zərflərində müşahidə ediləcəkdir. 2. Samanyolu & # 039s diski ilə qaz halosu arasındakı əlaqənin təyin edilməsi. Ulduzların və kvazarların yüksək qətnamə ultrabənövşəyi udma xətti spektroskopiyası tətbiq edilmək üçün lazımlı texnikadır. Orta mükəmməllikdə zəif fon hədəfləri (15 örgü) və yüksək qətnamədə 1 ilə 2 kpc arasındakı parlaq ulduzlar müşahidələrə ehtiyac duyur. Uzunmüddətli perspektivdə, ağır elementlərin əsas udma xəttlərini, H2, deuterium, O VI, C III və S VI-nı olandan daha geniş mənbələr üçün ölçmək üçün 91,2 nm-ə qədər artırmaq vacibdir. Far-Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) ilə mümkündür. 3. Yumşaq rentgen fonunun 1 eV spektral qətnamə ilə və mərhələli olaraq 1 dərəcəyə yaxın açısal bir qətnamə ilə xəritələşdirilməsi. 0,1 keV-dən yuxarı diffuz rentgen emissiyasının spektroskopiyası, ulduzlararası qazın yayılma xətti spektrinin zənginliyi ilə isti fazasının güclü diaqnostikasını təmin edir. Anlayın

Bu isti qazın paylanmasına aid Planetlər, ULDUZ TƏKLİFİ VƏ ULDUZLAR ARASI 19, mənşəyini və ulduzlararası mühitin və qalaktik halonun təkamülünü idarə etməkdə rolunu təyin etmək üçün mərkəzdir. 4. Keçid temperaturu qazının fəza paylanmasının xəritələşdirilməsi (T

1 - 3 x 105) yerli diskdə və halo. Buna ən yaxşısı C IV (154.8 və 155.0 nm) və O VI (103.2 və 103.8 nm) ultrabənövşəyi emissiya xətlərinin 1 dərəcə açılı bir çözünürlükdə və 15 toxuma sürət qətnaməsində xəritələnməsi ilə əldə edilə bilər. Bu emissiya xətləri, ulduzlararası mühitdəki enerjili proseslərin izləyiciləridir. 5. Supernova qalıqları, super köpüklər və qalaktik mərkəzdəki isti qazın fiziki şərtlərinin və tərkibinin xəritələnməsi. Bu iş yüksək ötürmə qabiliyyəti, yüksək qətnamə, rentgen spektroskopiyasının inkişafını tələb edəcəkdir. İsti qazın ionlaşmasını və kimyəvi tərkibini ölçmək üçün görkəmli rentgen emissiyası və udma xətlərində böyük miqyaslı xəritələr əldə edilə bilər. (GMC-lərdə yerləşmiş gənc ulduzları öyrənmək üçün eyni üsullardan istifadə edilə bilər.) Spektral qətnamə, supernova qalıqlarının dinamikasını öyrənmək üçün kifayət olmalıdır (sürət qətnaməsi

6. Ulduzlararası mühitin ən soyuq hissələrinin seçilmiş atom və molekulyar emissiya xətlərində və toz dənələrindən genişzolaqlı istilik emissiyasında xəritələşdirilməsi. Bu tapşırıq submillimetrdə və uzaq infraqırmızı lentlərdə spektroskopiyanın inkişafını tələb edəcəkdir. NƏTİCƏLƏR Uzun illər astronomlar başqa ulduzların ətrafında planetlərin olması lazım olduğunu fərziyyə edirdilər, lakin bu yaxınlarda həqiqətən ekstrlarlar planetləri aşkar edildi. Artıq həm planetdənkənar planet sistemlərinin təbiətini, həm də necə yarandıqlarını kəşf etmək ərəfəsində dayanırıq. Günəş sistemi kimi başqa planet sistemləri varmı və əgər varsa necə meydana gəldi? Planetlərin əmələ gəlməsi ətrafdakı ulduzların meydana gəlməsi ilə sıx bağlıdır, ulduzlar necə yaranır? Ulduzların əmələ gəlməsi öz növbəsində ulduzlararası mühitin quruluşu ilə tənzimlənir, bu mühit Samanyolu və digər qalaktikalarda necə inkişaf edir? Bu sualları cavablandırmaq, qalaktikaların ölçüsündən planetlərin ölçüsünə və müşahidə edilməli olan dalğa uzunluqları aralığından, qalaktik disklərdəki isti qaz üçün x şüalarından millimetrə qədər olan böyük miqyaslar sayəsində böyük bir texnoloji problem yaradır. və protostel disklərindəki soyuq qaz və toz üçün submillimetr radiasiyası. Cari biliklərdəki ən böyük boşluq ən kiçik miqyasdadır və yaxınlıqdakı ulduzlar ətrafında yer planetlərinin spektrlərini və yaxınlıqdakı ulduz formundakı protoplanetar diskləri əldə edə bilən inkişaf edən sistemlərin uzunmüddətli hədəflərini motivasiya edir.

bölgələr. İlk məqsəd 5 ilə 2 () - m radiasiyanı aşkar etmək qabiliyyətini tələb edir

. . _ _ u.1 qövs bir milyon dəfə parlaq olan bir ulduz görün. Ən yaxın ulduz əmələ gətirən bölgələr təqribən 150 pc məsafədə olduğundan, ikinci hədəf diskin daxili hissələrini görüntüləmək üçün 5 ilə 10 arasında, təxminən 1 milliard, bir ölçüsü isə 50 ilə 100 arasında, təxminən 10 milyard kubluq olmalıdır. xarici hissələri təsvir edin. Uzunmüddətli perspektivdə, digər ulduzların ətrafındakı yer planetlərini müşahidə etmək və necə meydana gəldiklərini anlamaq üçün bu son dərəcə çətin hədəflərə çatmaq vacib olacaqdır. Bu uzunmüddətli hədəflərə çatmaq üçün lazım olan texnologiyanın inkişafına başlanılması astronomik cəmiyyət üçün əsas əhəmiyyət kəsb edir. Bu hesabatda nəzərə alınan zaman miqyasında (növbəti

10 il), planetlərin, ulduzların meydana gəlməsinin və ulduzlararası mühitin öyrənilməsi üçün ilk üç elmi prioritet sıralama sırası ilə aşağıdakılardır: 1. Kifayət qədər ulduz ətrafında planet sistemlərinin siyahıya alınmasını (

1.000), beləliklə Uranla müqayisə edilə bilən və ya daha böyük olan planetlərin tezliyi, ayrılması və kütlələri bir sıra ulduz növləri və ulduz sistemləri üçün araşdırıla bilər. Bu fəaliyyət, ən azı 10 illik müddət ərzində radial sürət ölçmələrinin (10 m / s-dən daha yaxşı) və yüksək dəqiqlikli astrometriyanın (bax: 10 mikrokənddən yaxşı) tamamlayıcı yanaşmalarını tələb edəcəkdir. Daha yüksək astrometrik dəqiqlik sorğunun planet kütlələrini aşağı salmaq üçün aparılmasına imkan verəcək və açıq şəkildə arzuolunandır. 2. Protostellar bölgələrin quruluşunu və dinamikasını müşahidə edərək ulduz meydana gəlməsinin ən erkən mərhələlərini xarakterizə edin. Spektrin uzaq infraqırmızı və submillimetr bölgələrindəki görüntüləmə və yüksək qətnamə spektroskopiyası, yığma qazının, ulduz disklərinin və molekulyar axınların xüsusiyyətlərinin protostarın təkamül vəziyyətinə və kütləsinə necə bağlı olduğunu ortaya qoymalıdır.

20 UZAY ASTRONOMİYASI VƏ ASTROFİZİKA ÜÇÜN YENİ ELM STRATEJİSİ 3. Ulduzlararası mühitin və içərisindəki ulduz quruluş bölgələrinin genişmiqyaslı üç ölçülü quruluşunu təyin edin. Bu layihə, qalaktikanın [C II] (158) infraqırmızı xəttlərində yüksək spektral çözünürlüklə (& lt10 km / s) və orta açısal qətnamə ilə (& lt30 arc min) xəritələşdirilərək həyata keçirilə bilər.

m), 1 ° I] (63 am), EN II] (205 və 122 am) və ehtimal ki H2 (28, 17 ve 12 am). Bir az aşağı prioritetlə TGSAA növbəti onillik üçün müqayisəli əhəmiyyətə görə aşağıdakı layihələri qiymətləndirdi: 1. Dolayı yolla yer-kütlə planetlərini aşkarlayın 2. Qalaktik disklər və haloslar arasındakı əlaqənin indikindən daha yüksək həssaslıqla ultrabənövşəyi spektroskopik tədqiqatları aparın. HST və 3. Gənc gömülü ulduz qruplarının infraqırmızı yaxın görüntüləmə və spektroskopik tədqiqatları aparın.


Yeni Minillikdə Astronomiya və Astrofizika (2001)

YENİ ƏSRDƏ ASTRONOMİYA VƏ ASTROFİZİKA VİZYONU

Milad 1000-ci ildə Yer üzündə yalnız bir neçə yerdə: Asiyada, xüsusən Çində, Orta Şərqdə və Mesoamerikada astronomlar var idi. Bu astronomlar Günəşin ətrafında dövr edən doqquz planetdən yalnız altısından xəbərdar idilər. Ulduzları araşdırsalar da, nə ulduzların Günəşə bənzədiklərini bilirdilər, nə də yerdən uzaqlıqlarına dair heç bir anlayışlarına sahib deyildilər. MS 2000-ci ilə qədər insanlıq və üfüqlər bütün kainatı əhatə edəcək şəkildə genişləndi. İndi bilirik ki, Günəşimiz görünən kainatdakı 100 milyard qalaktikadan yalnız biri olan Samanyolu Qalaktikasındakı 100 milyard ulduzdan biridir. Daha da diqqətəlayiq haldır ki, teleskoplarımız kainatı cavan ikən görmək üçün milyardlarla il keçmişə nəzər salmağı bacardı və yalnız bir neçə yüz min yaşında olduğu bir halda. Bütün bu müşahidələr, kainatın kosmik zamanın ilk 10 və mənfi 36 saniyəsindən bu yana necə inkişaf etdiyini izah edən inflyasiya edən Big Bang nəzəriyyəsi ilə şərh edilə bilər.

Eramızın 3000-ci ilində astronomiyanın harada olacağını təxmin etmək mümkün deyil. Ancaq aydındır ki, yaxın gələcəkdə astronomiya və astrofizika üçün müəyyən suallar bunlar olacaqdır:

Kainat necə başladı, elementar hissəciklərin şorbasından bu gün görünən quruluşlara necə çevrildi və taleyi necədir?

Qalaktikalar necə meydana gəlir və inkişaf edir?

Ulduzlar necə yaranır və inkişaf edir?

Planetlər necə yaranır və inkişaf edir?

Kainatın başqa bir yerində həyat varmı?

Tədqiqatçılar indi bu sualların hamısı ilə əlaqəli ən azı müşahidə məlumatlarının başlanğıcına sahibdirlər. Lakin nisbətən tam bir cavab onlardan yalnız biri üçün mövcuddur və mdashhow ulduzları inkişaf edir. Ulduz təkamül nəzəriyyəsinin inkişafı və müşahidə doğrulaması 20-ci əsr astrofizikasının ən böyük uğurlarından biri idi. 21-ci əsr üçün uzunmüddətli hədəfdir Kainatın və onu təşkil edən qalaktikaların, ulduzların və planetlərin meydana gəlməsi, təkamülü və taleyi barədə Samanyolu, Günəş və Yer daxil olmaqla hərtərəfli bir anlayış inkişaf etdirmək.

Bunu etmək üçün komitə astronomların aşağıdakıları etməsi lazım olduğuna inanır.

Kainatdakı qalaktikaları, qazları və qaranlıq maddələri xəritəyə salın və Qalaktikadakı ulduzları və planetləri araşdırın. Bu cür tam araşdırmalar, məsələn, erkən kainatdakı qalaktikaların meydana gəlməsini və bu günə qədər təkamülünü, Böyük Partlayışdan ulduzların və supernovaların bütün elementlərlə zənginləşdirilmiş maddəyə çevrilməsini, ulduzların meydana gəlməsini və çökən qaz buludlarından gələn planetlər, Qalaktikadakı planet sistemlərinin müxtəlifliyi və bolluğu, kainatdakı maddələrin çoxunu təşkil edən qaranlıq maddənin paylanması və təbiəti.

Yer üzündən kənar həyatı axtarın və tapılsa, təbiətini və Qalaktikadakı paylanmasını təyin edin. Bu hədəf o qədər çətin və o qədər əhəmiyyətlidir ki, yaxın gələcəkdə astronomları tuta bilsin. Uzaqdan müşahidə yolu ilə Yer üzündən kənar həyat sübutlarının axtarışı yeni fənlərarası astrobiologiya sahəsinin əsas diqqət mərkəzindədir.

Dünyada əlçatmaz rejimlərdə bilinən fizika qanunlarını yoxlamaq və yeni fizika axtarmaq üçün kainatı misilsiz bir laboratoriya kimi istifadə edin. Yer üzündə inkişaf etdirilən fizika qanunlarının, milyardlarla işıq ili uzaqlıqda və qanunların çıxarıldığı və sınaqdan keçirildiyi qanunlardan daha həddindən artıq şərtlərdə baş verən hadisələrlə uyğun olduğu diqqət çəkir. Bununla birlikdə, tədqiqatçılar yalnız qara dəliklərin hadisə üfüqləri yaxınlığında və ya fizika qanunlarının sınağının daha sərt olacağı və yeni fiziki proseslərin ortaya çıxa biləcəyi ilk erkən kainatdakı şərtləri araşdırmağa başladılar. təbiət qüvvələrinin və hissəciklərinin birləşməsi.

Astronomların müşahidə etdikləri hər şeyi hesablayan konseptual bir çərçivə hazırlayın. Bütün elmi nəzəriyyələrdə olduğu kimi, belə bir çərçivə daha çox müşahidə ilə davamlı yoxlamalara tabe olmalıdır.

Yeni onillikdə astronomlar beş xüsusi sahədə irəliləməyə hazırdırlar:

Kainatın geniş miqyaslı xüsusiyyətlərinin müəyyənləşdirilməsi: onun yaşı, onu təşkil edən maddənin və enerjinin təbiəti (miqdarı və paylanması) və genişlənmə tarixi

İlk ulduzlar və qalaktikaların meydana gəldiyi müasir kainatın şəfəqlərini öyrənmək

Hər ölçüdə qara dəliklərin əmələ gəlməsini və təkamülünü anlamaq

CƏDVƏL 2.1 Yeni Təşəbbüslər üçün Elm Məqsədləri

Kainatın geniş miqyaslı xüsusiyyətlərinin müəyyənləşdirilməsi

NGST, GSMT, LSST (MAP, Planck, SIM)

Müasir kainatın şəfəqlərini öyrənmək

Con-X, EVLA, SAFIR, GLAST, LISA, EXIST, SPST

Qara dəliklərin anlaşılması

Con-X, GLAST, LISA, MÖVQE, VAR

Ulduz meydana gəlməsi və planetlərin öyrənilməsi

NGST, GSMT, EVLA, LSST, TPF, SAFIR, TSIP, CARMA, SPST (ALMA, SIM, SIRTF, SOFIA)

Astronomik mühitin Yer üzünə təsirlərini anlamaq

QEYD: Qısaltmalar əlavədə müəyyən edilmişdir.

a Mötərizədə göstərilən missiyalar və imkanlar əvvəllər tövsiyə olunan, lakin hələ işə başlamayan obyektlərdir.

b & Ldquoprimary & rdquo kateqoriyasına daxil olan proyektlərin və ya missiyaların göstərilən hədəfə yönəldilməsində böyük töhfələr verəcəyi, & ldquosecondary & rdquo layihələrin və ya missiyaların hədəfi daha az dərəcədə həll edəcək qabiliyyətləri olması gözlənilir.

Ulduzların və onların planet sistemlərinin meydana gəlməsini, nəhəng və yerdəki planetlərin doğuşunu və təkamülünü öyrənmək

Astronomik mühitin Yer üzünə təsirlərini anlamaq.

Cədvəl 2.1 bu elm məqsədlərini və onları həll edəcək yeni təşəbbüsləri sadalayır.

Bundan əlavə, vaxt yetişdi astronomiyanı ictimaiyyət və elm anlayışını artırmaq üçün bir qapı və müəllimlər və elm sahəsindəki təhsilini yaxşılaşdırmaq və texniki iş qüvvələrinin fənlərarası hazırlığını inkişaf etdirmək üçün bir katalizator kimi istifadə etmək.

Planetlərin formalaşması və təkamülü

Son on ildə qürbətdən kənar planetlərin kəşfi 20-ci əsrin ən diqqətçəkən uğurlarından biri idi və Günəşimiz xaricindəki ulduzların ətrafında dövr edən planetlərin yüzillər boyu apardığı fərziyyələrin zirvəsini təmsil etdi. Bu müşahidələr, Samanyolu Qalaktikasındakı ulduzların əhəmiyyətli bir hissəsinin eyni zamanda planet sistemlərinə sahib olduğunu ilk dəfə təsdiqlədi, müşahidələr bir sıra planet sistemlərinin Günəş sistemimizdən çox fərqli olduğu barədə təəccüblü xəbər verdi. Əslində, ilk kəşf olunan planetar sistem olduqca ekzotikdir: Yer kürəsindəki kütlə planetlərini əhatə etsə də, mərkəzi ulduz Günəş kimi normal bir ulduz deyil, sürətlə fırlanan neytron ulduzdur. Günəşə bənzər bir ulduzun ətrafında aşkarlanan ilk planet Dünyadan daha böyükdür. Kütləsi Günəş sistemindəki ən böyük planet olan Yupiterin ən az yarısıdır, ancaq orbitinin içindəki planet olan Merkuri ilə müqayisədə yalnız onda biri böyükdür (şəkil 2.1). Əlavə kəşflər göstərir ki, bu cür & ldquohot Jupiters & rdquo & mdashgas nəhəng planetlər öz günəş sistemindəki analoglardan 100 dəfə daha yaxın dövr edən və mdashare bütün günəş tipli ulduzların yüzdə bir hissəsində rast gəlinir. Hətta ola bilər ki, öz planet sistemimiz istisna və isti Jupiters qaydasıdır.

Planet sistemlərinin yeni bir müşahidə elminin doğulmasının şahidi oluruq. Kütlələrin yeni ölçülməsi və planetlərin orbital məsafələri izahı tələb edir. İlk addım, aşağıdakı suallara cavab vermək üçün xarici planetar sistemlərin siyahıyaalınmasıdır: Ulduzların hansı hissəsi planet sistemlərinə sahibdir? Tipik bir sistemdə neçə planet var və kütlələri və mərkəzi ulduzdan məsafələri nədir? Bu xüsusiyyətlər ulduzun kütləsindən, yaşından və ikili yoldaşının olub-olmamasından necə asılıdır?

Astronomlar ekstrasular planetləri aşkar etmək üçün bir sıra metodlara malikdirlər: astrometriya, Doppler növbələrinin ölçülməsi, fotometriya, cazibə mikrolensinqinin müşahidələri və birbaşa görüntü. SIM mərkəzi ulduzlarından nisbətən böyük məsafələrdə dövr edən Jovian-kütləvi planetlərin siyahıya alınmasını artırmaq üçün orbitdəki bir planetin mövcudluğunu çıxarmaq üçün göydəki ulduzların irəli və irəli hərəkətini istifadə edən bir metod olan astrometriyadan istifadə edəcəkdir. GSMT və digər yerüstü teleskoplar, müşahidə olunan şüalanmanın dalğa uzunluğundakı kiçik dəyişmələri və ya planetlərin ulduzları dövr etdiyi müddətdə ulduzların bizə doğru və uzaqlaşması səbəbindən Doppler sürüşmələrini ölçəcəkdir. Doppler metodu demək olar ki, son on ildə istifadə edilmişdir və kiçik orbital ayrılma və

ŞƏKİL 2.1 Günəş sistemi xaricində Günəşə bənzər bir ulduzun ətrafında dövr edən ilk planetin kəşfi, V radial sürətdəki kiçik rəqsləri müşahidə etməklə həyata keçirilmişdir.r ulduz 51 Pegasi. Bu salınımlar planetin 4.2 gündə bir ulduz ətrafında dövr etməsi səbəbindən meydana gəlir. Mərhələ vaxtı 4.2 günlük dövrünün vahidləri ilə təmsil edir. M. Bələdiyyə Başçısı, D. Queloz və S. Udry'nin (Geneve Universiteti) izni ilə. Tərəfindən icazə ilə yenidən çap edilmişdir Təbiət 378: 355-359, müəllif hüququ 1995 Macmillan Magazines Ltd.

nisbətən böyük planetlər. Fotometriya, bir planet müşahidəçi ilə ulduz arasında fırlanarkən, ulduzu qismən tutaraq ulduzdan gələn işığın kiçik azalmasını ölçür. Fotometriya orbitin əlverişli bir meylindən asılı olduğundan, planet sistemlərinin tezliyini tapmaq üçün çox sayda ulduzun araşdırması tələb olunur. Kosmosa əsaslanan fotometriya, sayğaclığı yerdəki planetlərinkindən daha aşağı kütlələrə sahib olan planetlərə apara biləcək qədər dəqiqdir. Uzaq ulduzların həssas fotometriyası qravitasiya mikrolensiyası sayəsində planetləri də aşkar edə bilər

Görmə xəttinə uzaq bir ulduza yaxın bir arada olan zəif bir ulduzun cazibə sahəsi, arada olan ulduzun ətrafında dövr edən uzaq ulduz planetlərinin işığını gücləndirən bir lens rolunu oynayır və gücləndirməni müəyyən bir şəkildə dəyişdirə bilər. Bununla birlikdə, bu metodların hamısı planetləri dolayı yolla mərkəzi ulduzdan gələn işığın kiçik narahatlıqları ilə aşkarlayır. Əsas məqsəd planetlərin özlərindən gələn radiasiyanı görmək və öyrənməkdir. Nəhəng planetlərin birbaşa görüntüsü yerdən adaptiv optiklə həyata keçirilə bilər, ancaq yer planetləri üçün TPF və ya inkişaf etmiş bir NGST lazımdır.

Doğrudan görüntüləmə mümkün olduqda, planetlərin atmosferini xarakterizə etmək üçün ekstolyar planetlərdən gələn radiasiya analiz edilə bilər: Atmosferlər planetin kütləsindən, ev sahibi ulduzdan ayrılmasından və ev sahibi ulduzun kütləsindən necə asılıdır? Planetlərdən hər hansı biri yaşayış üçün uyğun görünürmü? Metan, molekulyar oksigen və ya ozon kimi bioloji və kimyəvi maddələr varmı? Atmosferlərin müşahidəsi olduqca parlaq ev sahibi ulduzla qarışıqlıq ucbatından son dərəcə çətindir. TPF bu problemi həll etmək üçün interferometriyadan istifadə edərək bir qonaq NGST əlavə edərək ana ulduzdan gələn radiasiyanı aradan qaldırır və bu məqsədə kömək edə bilər.

Planet sayımı, protoplanet disklərin yeni müşahidələri ilə birlikdə planetin meydana gəlməsini anlamaq üçün lazımi məlumatları təmin edəcəkdir. Son iyirmi ildə aparılan müşahidələr prototarların qaz və toz diskləri ilə müşayiət olunduğunu müəyyənləşdirdi. Bu disklərin ulduzların böyüməsini təmin etdiyi və planetlərin meydana gələ biləcəyi bölgələr olduğu düşünülür. Bu gün & rsquos alətlərində protostellar disklərində planetlərin mövcudluğuna dair dəlil tapmaq üçün qətnamə və həssaslıq yoxdur, ancaq ALMA, NGST və TPF olacaq. Nəzəriyyə göstərir ki, qaz nəhəngləri disklərdə bu güclü alətlər tərəfindən asanlıqla müşahidə ediləcək boşluqlar yaratmalıdır. Gənc nəhəng planetlər (& 10 milyon yaşında) yaxın infraqırmızı ərazidə həm NGST, həm də GSMT tərəfindən ulduz meydana gəlməsinin baş verdiyi molekulyar buludlarda aşkarlanacaq qədər radiasiya yayacaq. Bu müşahidələr protostellar disklərinin necə inkişaf etdiyini və planetlərin meydana gələ biləcəyi şərtləri ortaya qoyacaqdır. Mövcud ekstraolar planetlərin siyahıyaalması onsuz da mərkəzi ulduza çox yaxın bir dövr edən təəccüblü bir çox kütləvi planetin olduğunu göstərir.Bu planetlər diskin xarici bölgələrində əmələ gəlir və daha sonra disk materialı ilə və ya digər planetlərlə cazibə qüvvəsi ilə daha sıx orbitlərə itələnirlər? Ulduz bir yoldaşının olmamasında Günəş azlıqdadır. İndi yoldaş ulduzlar planetin yaranmasına təsir edirmi? Əksər ulduzlar, Oriondakı Trapeziumla əlaqəli çoxluq kimi kütləvi ulduzları olan böyük qruplarda əmələ gəlir. Belə bir mühitin təsiri nədir

planetin formalaşması? Orion Dumanlığında protostellar disklərinin məhv edilməsini göstərən Hubble şəkilləri (şəkil 2.2) belə bir mühitin planet meydana gəlməsinə çox düşmən olduğunu göstərir.

Günəş sistemimizdəki bəzi son kəşflər, planetin meydana gəlməsi və təkamülü mənzərəsinin bəzi təfərrüatlarını doldurmaq üçün başqa bir yanaşma yolunu göstərir. Kuiper Kəməri, Günəşi Neptunun kənarında dövrə vuran planetar cisimlərin halqasından və ya diskindən ibarətdir. Diametrləri əsasən 100 - 800 km aralığında olan təxminən 200 Kuiper Kəmər obyektləri (KBO) indi məlumdur (şəkil 2.3). Kiçik KBO-lar mövcud anketlərdə aşkarlanmaq üçün çox zəifdir, daha böyük olanları demək olar ki, mövcuddur, lakin LSST tərəfindən aparılacaq dərin, bütün səma tədqiqatları ilə aşkarlanmasını gözləyirlər. Pluton ölçüsündə daha 10 obyektin (diametri 2000 km) kəşfi gözlədiyi düşünülür. Bu KBO-lar aysberqin zirvəsidir. Yəqin ki, 100 km-dən daha böyük 100.000 obyekt Yerdən və Günəşdən 30-50 qat məsafədə mövcuddur. 1 km-dən çox obyektin sayı 1 milyard ilə 10 milyard arasındadır. Bu obyektlər Günəş & rsquos planetlərin yığılma diskinin qalıq qalıqlarıdır və hərəkətləri protoplanetary disk & rsquos fiziki xüsusiyyətlərinin birbaşa sübutunu verir. Bu cisimlər arasındakı toqquşmalar Günəş sistemindəki kiçik toz hissəcikləri üçün uzun müddətli bir qaynaq təmin edir. Oxşar toz diskləri bəzi digər əsas ardıcıllıq ulduzları yaxınlarında aşkar edilmişdir. Kuiper Kəməri, ehtimal ki, ən qısa müddətli kometaların mənbəyidir. GSMT-nin nəhəng işıq toplama qabiliyyətindən faydalanan KBO-ların yaxın infraqırmızı spektrləri, ilk dəfə daxili günəş sisteminə girməzdən əvvəl kometaların tərkibini təmiz vəziyyətdə tapacaqdır.

Planetlərin atmosferi ilk növbədə öz günəş sistemimizdə öyrənilə bilər. Uran istisna olmaqla, qaz nəhəng planetləri Günəşdən aldıqlarından daha çox enerji yayırlar. Daxili istilik istehsalı mürəkkəb və zəif başa düşülmüş konveksiya sistemlərini idarə edir. Əsas xarici təzahürlər arasında diferensial fırlanma (Günəşdə olduğu kimi) və görünən bulud zirvələrində enerjili, havaya bənzər dövriyyə nümunələri var. Planet konveksiyası da dinamo hərəkətini gücləndirir və qaz nəhənglərinin nəhəng radio parlaq magnetosferləri dəstəkləməsinə səbəb olur. Böyük diyaframlı teleskoplardakı yeni adaptiv optik sistemlər, yaxın infraqırmızıda 10 milliarscec qətnamə təmin edəcək (Şəkil 2.4), planetlərin dövriyyəsindəki uzunmüddətli dəyişikliklərin öyrənilməsinə imkan verəcəkdir (Yupiterdə, Neptunda 10 milliarscsec = 35 km, 200 km) . Bu cür işlər, NASA kosmik gəmilərinin yerində araşdırmaları üçün kontekst də təmin edəcəkdir.

Yerə yaxın cisimlər (NEO), onları Yerə yaxınlaşdıran orbitləri olan asteroidlərdir. Bir çox NEO-nun orbitləri əslində Yer kürəsini keçər,


Kosmik mikrodalğalı fon

Scott Dodelson, Fabian Schmidt, Modern Cosmology (Second Edition), 2021

9.7.2 Genlik, spektral indeks və optik dərinlik

İlk sarsıntıların A s amplitüdünün və spektral indeksin n sinin dəyişdirilməsinin təsirini anlamaq olduqca sadədir: A s-nın faktorla dəyişdirilməsi bütün C (l) nı eyni amilə vurmaq deməkdir. N s → n s + α-yə keçmək kiçik miqyaslı C (l) -i bir amil (l / l p) α ilə dəyişdirir, burada l p - dönmə tərəzisinə uyğun olan açısal dalğalı k p. Aşağı üçün geniş l l dəstəyi olduğu üçün böyük tərəzilərdə bu olduqca doğru deyil l.

Bununla birlikdə optik dərinliyi də nəzərə almalıyıq reionizasiya . Rekombinasiyadan sonra kainatdakı qaz neytral idi. Digər tərəfdən, gecikmiş kainatda müşahidə etdiyimiz qazın çox hissəsi ionlaşmışdır, məsələn, z ∼ 6-ya qayıdana qədər yüksək qırmızı sürüşmə kvazarlarının udma spektrlərində neytral qaz üçün heç bir dəlil görmürük (Bouwens et al. ., 2015). Beləliklə, bir nöqtədə qaz olmalıdır reionized. 4 Hal hazırda bunun 15 və 6 qırmızı sürüşmələr arasında baş verdiyinə inanırıq. Yenidən reallaşdırıldıqdan sonra CMB fotonları yenidən sərbəst elektronları səpələyə bilər. Kifayət qədər səpələnmə baş verərsə, yəni rekombinasiya dövrünün bitməsindən sonra time rei ≡ τ (η gec) optik dərinliyi yenidən η geciksə kifayət qədər yüksək olarsa, izotropiya bərabər şəkildə bərpa olunur, ilkin anizotroplar yuyulur.

Bunu kəmiyyətcə öyrənmək üçün T (1 + Θ) temperaturu ilə istiqamətimizə səyahət edən bir fotonu təsəvvür edin, burada T fon temperaturu və Θ narahatlıqdır. Bu fotonlar ical rei optik dərinliyi olan bir bölgəyə dəysə, yalnız bir hissə e - τ rei qaçacaq və bizə doğru davam edəcək. Bunlara əlavə olaraq ionlaşmış bölgə boyunca səyahət edərkən şüaya səpələnmiş 1 - e - τ rei hissəsini müşahidə edəcəyik (çünki səpələnmə ümumi foton sayını qoruyur). Bu səpələnmiş fotonlar hər tərəfdən gəlir, buna görə də onların orta temperaturu olduğunu qəbul edə bilərik T. Yəni bu gün gördüyümüz temperatur

Bundan orta temperatur çıxılsın T bizə kəsrli anizotropiyanın z ≃ 1100-də e - τ rei ilə vurulan ilkin bir olacağını söyləyir. Bununla birlikdə, bu səpələnmə reionlaşma zamanı yalnız üfüqdəki narahatlıqları təsir edir, buna görə yalnız çox çarpımlar l η 0 / η rei-dən böyük olan e - i rei kiçik ilə basdırılacaqdır l təsirsiz qalacaq. Bu, 9 rei dəyişməsinin təsirini göstərən Şəkil 9.16-da görülür. Aydındır ki, artan i rei kiçik tərəzilərdəki anizotropları basdırır, lakin l ≲ 100 səviyyəsində dəyişməz buraxır.

Şəkil 9.16. Optik dərinliyi reionlaşmaya qədər dəyişən CMB güc spektrinə təsiri. Tərəzidə l≳150, effekt mahiyyət etibarilə ümumi bir çarpan amildir, QMİ isə buna həssasdır τrei çox böyük tərəzilərdə.

Bu, reionizasiyanı amplitüd və spektral indekslə birlikdə düşünməyimizin səbəbini izah edir: A s-də bir dəyişiklik, ns ilə birlikdə, böyük ölçüdə τ rei-nin təsirini təqlid edə bilər, xüsusən də C (l) üzərindəki kosmik varyans səhvinin ən böyük olmasını nəzərə alaraq aşağıda l. Əksinə, τ rei-nin qeyri-müəyyən dəyəri A s-də qeyri-müəyyənliyin aparıcı mənbəyidir.


Əlavə A: Ly ilə müqayisəα Spektrlər: Digər İş

Budur, tutarlılıq baxımından Ly ilə müqayisə edirikα bu işdə qalaktik töhfə üçün əldə edilmiş səth parlaqlığında güc spektrləri, həmçinin dağınıq və dağınıq IGM töhfələri (bax Bölmə 2.2-də Şəkil 4), Ly iləα digər işlərdən alınan güc spektrləri. Şəkil 19 Silva və digərlərinin ümumi qalaktik güc spektri ilə müqayisə edir. (2013) (qara xətlər, sol panellər) və Pullen və digərlərinin halo emissiyası üçün nəzəri güc spektrinə qarşı. (2014) (kəsik və kəsik - nöqtəli xətlər, sağ panellər), hər ikisi də redshift-də z = 10 (yuxarı) və z = 7 (alt). Həvəsləndirici dərəcədə, güc spektrləri, xüsusən də modelləşdirmədə fərqli yanaşmalar nəzərə alınmaqla bir-biri ilə təxminən uyğun gəlir.

Şəkil 19. Ly ilə müqayisəα qalaktik töhfə üçün səth parlaqlığında güc spektrləri, eyni zamanda diffuz və dağınıq IGM töhfələri (bax Bölmə 2.2-də Şəkil 4) Silva və digərlərindən alınan spektrlərlə. (2013) (sol, qara xətlər) və Pullen et al. (2014) (sağ, üst panel kəsikli - nöqtəli z = 10 alt panel kəsildi z = 6 və kəsikli - nöqtəli z = 8).

Silva və digərləri ilə müqayisədə. (2013), bölgənin ionlaşdırma nisbətinin rekombinasiya sürətinə bərabər və ya daha yüksək olub olmadığını yoxlayaraq ionlaşdırıcı bir tarazlıq tələb edən, sabit bir çökmə hissəsi ilə ionlaşmış bölgələri təyin etdik. Bundan əlavə, diffuz IGM Lyα emissiya işimizdə nəzərə alındı. Həm bizim, həm də sonuncu araşdırmamız, emissiya hesablamalarında seminumer quruluşundan istifadə etdi, Pullen və digərləri. (2014) Ly modelləşdirdiα həm halo kütləsi funksiyası üçün bir Tinker uyğun düsturu (Tinker et al. 2008) varsayaraq, həm də halo modelinə əsaslanan bir yanaşma ilə, həm də Ly-nin parlaqlıq funksiyası ölçmələrinə əsaslanan empirik bir model ilə emissiya.α redisift üçün emitentlər. Ayrıca, dağınıq IGM Lyα işimizə daxil olan emissiya laqeyd edildi.


Yüksək güc lazerləri ilə analoq laboratoriya təcrübələrində qalaktikalararası maqnit sahələrinin yaranması və gücləndirilməsi

Yüksək güclü lazer qurğularının meydana gəlməsi, son iyirmi ildə astrofiziki mühitlərin əsas fizikanı qoruyaraq laboratoriya ölçülərinə endirilə biləcəyi yeni bir araşdırma sahəsi açdı. Bu, maqnit-hidrodinamik tənliklərin oxşarlıq çevrilmələri sinfinə dəyişməzliyi ilə əlaqədardır. Burada kosmik mühitdə maqnit sahələrinin yaranmasına və gücləndirilməsinə diqqət yetirərək müvafiq miqyaslı əlaqələri və laboratoriya astrofizika təcrübələrində tətbiqini nəzərdən keçiririk. Maqnetik sahələrin mənşəyi üçün standart model, yoxa çıxan bir maqnit toxumunun əvvəlcə fırlanan bir elektrik sahəsi tərəfindən meydana gətirildiyi və daha sonra astronomik cisimlərdə müşahidə olunan xarakterik dəyərlərə qədər qarışıq dinamo hərəkəti ilə gücləndirildiyi çox mərhələli bir prosesdir. Beləliklə, müqavimət mexanizmi, toqquşma və maye qeyri-sabitliyi daxil olmaqla kosmik mühitdə toxum əmələ gətirmə mexanizmlərini və maqnit enerjisinin maqnit-hidrodinamik (MHD) türbülans ilə gücləndirilməsini araşdıran yüksək güclü lazer sistemlərindən istifadə edən yeni laboratoriya təcrübələrini müzakirə edirik. Laboratoriyada diffuziv şok sürətləndirmə prosesini modelləşdirmək səyləri daxil olmaqla gələcək istiqamətlər, kosmik tərəzilərdə plazma fizikası anlayışımızı inkişaf etdirmək üçün laboratoriya təcrübələrinin potensialına vurğu edilərək müzakirə olunur.


1.3. Qalaktikalararası orta istilik

Hər iki toqquşmanın və Wouthuysen-Field effektinin spin temperaturunu qazın kinetik istiliyinə bağladığını gördük. Bu səbəbdən 21 sm parlaqlıq temperaturu neytral IGM-i qızdıran proseslərdən asılıdır. (Qeyd edək ki, fotoionizasiya istiləşməsi IGM istiliyinin qurulmasında ən vacib mexanizmdir, çünki bu proses ümumiyyətlə qazı K-ya qədər qızdırır. Lakin, tərifə görə, bu proses yalnız ionlaşma əhəmiyyətli olduqda və standart reionizasiya ssenarilərində baş verir. 21 sm siqnal yox olur.) Bu hissədə bir neçə belə mexanizmi nəzərdən keçirəcəyik.

1.3.1. Lyα Fon

Ly-ni tetikleyen fotonlarα hər səpələnmə hadisəsində geri çəkilmə yolu ilə enerji mübadiləsi enerjisini IGM ilə birləşdirir. Səpələnmə üçün tipik enerji mübadiləsi kiçikdir (bax. Denklik (1.21)), lakin səpələnmə nisbəti son dərəcə böyükdür. Atom başına düşən xalis istilik dərəcəsi sadəlövh gözləniləni təqib etsəydi, kinetik temperatur aşacaqdı Tγ Wouthuysen-Field coupling səmərəli olduqdan dərhal sonra.

Bununla birlikdə, radiasiya transferinin təfərrüatları bu gözləntiləri kökündən dəyişdirir (Chen 2004). Statik bir mühitdə, saçılma təxminən eyni sürətlə davam etsə də, enerji mübadiləsi tarazlıqda yoxa çıxmalıdır. Səpələnmə, forması atom geri çəkilməsinin və səpələnmə difüzivliyinin birləşmiş təsirlərindən asılı olan (Şəkil 1.4) yaxınlığında asimmetrik bir udma xüsusiyyəti yaradır. Tarazlıqda ikincisi birincini tam tarazlaşdırır.

Dağılımı aradan qaldırsaydıq, kainat genişləndikcə udma xüsusiyyəti yenidən dəyişərdi. Beləliklə, səpələnmədən gələn enerji mübadiləsi nisbəti xüsusiyyəti yerində saxlamaq üçün tələb olunan qədər olmalıdır. Rezonansa yenidən dəyişən fotonlar üçün udma novu ümumi enerjiyə malikdir

giriş spektri haradadır və faktorun xüsusi intensivlik tərifimizdən (fotonları sayan) enerjiyə çevrildiyini qeyd edirik. Radiasiya fonu vahid vaxtda itirərək bu enerjinin qazın isidilməsinə gedir. Hubble genişlənmə ilə adiabatik soyutma ilə müqayisədə, kəsirli istilik amplitüdüdür

Burada Ly-yə yenidən sürüşən davamlı fotonlar üçün ayrılmaz hissəni qiymətləndirdikα "enjekte edilmiş" fotonların rezonansla əslində qazı bir az soyuduğu. Wouthuysen-Field coupling (at) əhəmiyyət kəsb etdikdə xalis enerji mübadiləsi, bu səbəbdən bir dərəcənin yalnız bir hissəsidir və praktikada Ly vasitəsilə qazın isidilməsiα saçılma ümumiyyətlə əhəmiyyətsizdir (Chen 2004 Furlanetto & amp Pritchard 2006).

Əsasən, Lyα istilik səmərəsizdir, çünki dağılma diffuziyası geri çəkilmənin təsirlərini ləğv edir. Şəkil 1.4-dən, fon spektrinin xəttin mavi tərəfində qırmızıdan daha zəif olduğunu görürük. Səpələnmə prosesi, əlavə enerjinin qaza yatırıldığı və ya çıxarıldığı halda fotonu xətt mərkəzinə doğru hərəkət etdirməyə meyllidir. Qırmızı tərəfdə daha çox səpələnmə meydana gəldiyindən, bu, qazı yenidən fotonlara köçürməyə meyllidir və əksəriyyəti geri çəkmə yolu ilə əldə edilən enerjini ləğv edir.

1.3.2. Kosmik Mikrodalğalı Fon

Əvvəlki hissə göstərir ki, təcrid olunmuş şəkildə fəaliyyət göstərən iki səviyyəli bir proses kimi Lyα səpələnmə qazın istiliyinə cüzi təsir göstərir. Lakin, əslində bu Lyα səpələnmə həmişə CMB fotonlarının 21 sm keçid daxilində səpələnməsi ilə birlikdə meydana gəlir. Kombinasiya inkişaf etmiş istilik dərəcəsinə gətirib çıxarır (Venumadhav et al. 2018).

Əslində, proses aşağıdakı kimi işləyir. CMB fotonları, həmin atomları gözlənilən temperaturdan daha yüksək dərəcədə qızdırmaq üçün H I-nin hiperfin səviyyələrində səpələnir (bu sadə vəziyyətdə adiabatik soyutma ilə təyin olunur). Bu vaxt Lyα fotonlar qazın içərisinə də səpələnir. Bunu etdikləri zaman, Şəkil 1.2-də göstərildiyi kimi H I torpaq vəziyyətinin hiperfin səviyyələrini qarışdırırlar - bu Wouthuysen-Field effekti. CMB səpələnməsi Ly zamanı hiperfin səviyyəli populyasiyaları istiləşdirməyə davam edirα səpələnmə, daha sonra bu əlavə enerjini süpürür və nəticədə xalis geri çəkmə effekti ilə istilik enerjisi olaraq yığır.

Bu istilik mexanizmi üçün mövcud olan enerjini CMB enerji rezervuarını nəzərə alaraq qiymətləndirə bilərik (Venumadhav et al. 2018). 21 sm keçiddə CMB enerji sıxlığıdır. Qırmızı sürüşmə intervalı boyunca, xətt boyunca yenidən dəyişən ümumi enerji. Bununla birlikdə, yalnız bir hissəsi həqiqətən xətt ilə qarşılıqlı əlaqədədir. Bu enerjinin hamısı istiləşmə üçün istifadə olunarsa, H atomu başına temperatur dəyişikliyi olardı

Isıtma nisbətinin daha ətraflı hesablanması bir az daha yavaş olduğunu göstərir, lakin Ly təsirini gücləndirirα bir neçə dəfə tək başına istilik (Venumadhav et al. 2018). Erkən radiasiya fonlarının standart modellərində düzəliş hələ nisbətən təvazökar olsa da, əhəmiyyətsiz deyil. Məsələn, Venumadhav et al. (2018), Lyα istilik öz-özünə dəyişdirir

1% -5%, ancaq CMB dağılımı ilə birlikdə təsir edilir

9% -15%. Əlavə olaraq, spin temperaturunu əhəmiyyətli dərəcədə azaldan bəzi ekzotik fizika modellərində CMB dağılımı artırıla bilər.

1.3.3. X-Ray Arxa Planı

Nisbətən uzun orta sərbəst yollara sahib olduqları üçün, qalaktika və kvazarlardan alınan rentgen şüalarının aşağı sıxlıqlı IGM üçün ən vacib istilik agenti olması ehtimalı böyükdür (Madau və digərləri 1997). Xüsusilə keV olan fotonların Hubble uzunluğunu aşan sərbəst yolları var (Oh 2001). Aşağı enerjili rentgen şüaları IGM-də udulacaq və enerjisinin böyük bir hissəsini istilik olaraq, daha yüksək enerjili rentgen şüalarının bir hissəsi də əmələ gətirəcəkdir.

X-şüaları IGM qazını əvvəlcə bir hidrogen və ya helyum atomunu fotonlaşdıraraq qızdırır. Nəticədə yaranan "birincil" elektron foton enerjisinin böyük hissəsini (onu ionlaşdırmaq üçün lazım olanı xaricində) kinetik enerji olaraq saxlayır və onu daha sonra üç əsas kanal vasitəsilə ümumi IGM-ə paylamalıdır: (1) daha çox ikinci dərəcəli elektronlar istehsal edən toqquşma ionlaşmaları. özləri IGM arasında səpələnirlər ki, (2) He I-nin (HI ionlaşdırma qabiliyyətinə malik fotonlar istehsal edən) və HI-nin (Ly meydana gətirən) toqquşma həyəcanları.α () və sərbəst elektronlarla (kinetik enerjini paylayan) Coulomb toqquşmaları. Bu proseslərin nisbi kəsikləri rentgen enerjisinin hansı hissəsinin istiləşmə, ionlaşma və həyəcanlanmaya () getdiyini müəyyənləşdirir, həm ionlaşmış hissədən asılıdır xmən və giriş foton enerjisi. Bu səpələnmələr sayəsində K ilə birincil fotoelektronlar, Ly-nin bir az altındakı enerjilərə sürətlə soyuyurα eşik, və beləliklə digər IGM elektronları ilə tarazlaşdırın. Bundan sonra elektronlar və neytrallar zaman şkalasında elastik səpələnmə ilə tarazlaşır. Çünki, bir temperaturlu mayenin fərziyyəsi əla bir fikirdir.

Bu prosesin detalları ədədi olaraq araşdırılmışdır (Shull & amp van Steenberg 1985 Valdés & amp Ferrara 2008 Furlanetto & amp Johnson Stoever 2010) və Şəkil 1.5 bəzi nümunə nəticələrini göstərir. 6 Diqqət yetirin ki, çökmə fraksiyaları yüksək elektron enerjilərində hamar funksiyalardır, lakin aşağı enerjilərdə - atom enerjisi səviyyələrinin aktuallaşdığı yerlərdə - olduqca mürəkkəb ola bilər. Yüksək enerji rejimi üçün bir sıra təxmini uyğunlıqlar təqdim edilmişdir (Ricotti et al. 2002 Volonteri & amp Gnedin 2009), lakin tam enerji aralığında dəqiq deyillər. Yüksək enerji limitinə xam, lakin faydalı bir yaxınlaşma tez-tez kifayətdir (Chen & amp Kamionkowski 2004):

harada xmən ionlaşmış hissədir. Yüksək dərəcədə ionlaşmış qazda sərbəst elektronlarla toqquşmalar üstünlük təşkil edir və əks sərhəddə enerji bu üç proses arasında təxminən bərabər şəkildə bölünür. Bununla birlikdə, aşağı elektron enerjisindəki davranışın mürəkkəbliyi - bu rejimdə artan IGM optik qalınlığı və əksər mənbələrin bu yumşaq rentgen rejimində daha parlaq olması - üçün daha diqqətli bir müalicə lazım olduğunu göstərir dəqiq iş. Furlanetto & amp Johnson Stoever (2010) dəqiq nəticələri interpolasiya etməyi tövsiyə etdi.

Şəkil 1.5. Sürətli elektronlardan enerji yığılması. İlkin rentgen enerjisinin ionlaşmada (yuxarı solda), istiləşmədə (yuxarı sağda) və toqquşma həyəcanında (aşağı solda) yığılmış hissəsini elektron enerjisi funksiyası olaraq və bir neçə fərqli ionlaşmış fraksiya üçün göstəririk. xmən. Sağ alt H I Ly-də çökən toqquşma həyəcan enerjisinin hissəsini göstərirα keçid,. Kral Astronomiya Cəmiyyəti adından Oxford Universiteti mətbuatının icazəsi ilə Furlanetto & amp Johnson Stoever-dən (2010) çıxarıldı.

1.3.4. Digər Potensial İstilik Mexanizmləri

Ədəbiyyatda digər istilik mexanizmlərinin nəzərdən keçirildiyini qeyd edərək bu bölməni bağlayırıq. Bir ehtimal quruluş meydana gəlməsini müşayiət edən istiləşmədir.Bölgələr cazibə qüvvəsi ilə çökəndə adiabatik sıxılma ilə qızdırılır (Fəsil 3-də müzakirə edəcəyik), bu da kiçik bir təsirdir. Yaranan qaz axınları (çox kiçik) səs sürətinin üstündəki sürətlərdə birləşirsə, eyni zamanda kinetik enerjinin böyük bir hissəsini istiyə çevirən zərbələrə də səbəb ola bilər. Analitik modellər və simulyasiyalar, Kosmik Şəfəq əsnasında quruluş meydana gəlməsinin bu zərbələrin 21 santimetrlik siqnal üzərində çox az təsir göstərəcəyini düşünür (Furlanetto & amp Loeb 2004 Kuhlen et al. 2006 McQuinn & amp O'Leary 2012).

Nəhayət, qaranlıq maddənin məhv edilməsi və ya çürüməsi, ilkin qara dəlik emissiyası və digər spekulyativ proseslər kimi ekzotik mexanizmlər, Qaranlıq Çağlar dövründə IGM-nin istilik təkamülünü də təsir edə bilər. Bu cür imkanları daha sonra 3-cü fəsildə müzakirə edəcəyik.


Videoya baxın: TENET film analizi (Sentyabr 2021).