Astronomiya

Qalaktikaların buxarlanmasının xarakterik vaxtı nədir?

Qalaktikaların buxarlanmasının xarakterik vaxtı nədir?

Bir ulduz üçün qalaktikasından ayrılmaq üçün, ehtimal ki, qalaktikanın kənarında 3 cismə yaxın toqquşma tələb olunur. Çətin deyil, amma mümkündür. Və bir ulduz bir dəfə qalaktikadan qaçmaq üçün lazımi sürəti almışsa, o qaçacaq və bir daha geri qayıtmayacaq.

Beləliklə, qalaktikalarda a buxarlanmasının xarakterik vaxtı, nə hesablamaq olar. Şübhə edirəm ki, bu vaxt digər əlaqəli proseslərdən (Kainatın genişlənməsi, ulduzların yaşının bitməsi və s.) Daha çoxdur, lakin ehtimal ki, hesablana bilər (ehtimal ki, ədədi simulyasiyalarla).

Yəqin ki, bu qalaktikanın ölçüsü və ulduz sıxlığından da asılıdır.

Hesablanıb? Nə qədər böyükdür?


Standart müalicəyə (Binney & Tremaine 2008) baxıla bilər, ancaq yaxşı bir müalicə üçün (Adams & Laughlin 1997) baxın.

Qalaktik buxarlanma üçün ümumi zaman ölçüsüdür $$ tau_ {evap} = 100 tau_ {relax} sim 10 ^ {19} $$ il.

Rahatlama vaxtı ölçüsü $$ tau_ {relax} = frac {R} {v} frac {N} {12 ln (N / 2)}, $$ harada $ R $ sistemin ölçüsüdür, $ v $ tipik təsadüfi sürətdir və $ N $ ulduzların ümumi sayıdır. Bu, digər ulduzlarla qarşılıqlı təsir göstərərək bir ulduzun sürətini tamamilə təsadüfi etmək üçün lazım olan vaxta uyğundur.


Qalaktikaların buxarlanmasının xarakterik vaxtı nədir? - Astronomiya

Əsas hissəciklərin (məsələn, daha ağır kvarklardan birinin) digər fundamental hissəciklərə "çürüməsinə" səbəb olan nədir və bu yeni hissəciklər orijinal hissəciklərin bir hissəsi deyilsə haradan gəlir?

Mənə elə gəlir ki, parçacığın çürüməsi üçün onun üzərində bir növ daxili və ya xarici qüvvə olmalıdır, amma bütün qüvvələr digər əsas hissəciklər tərəfindən qarşılanarsa, bu necə mümkündür? Yaranan yeni hissəciklərə gəldikdə, orijinal hissəcik mövcud olduqdan sonra mövcud olma qabiliyyətinə görə təəccüblənirəm. Fizika biliyi olan bir orta məktəb şagirdiyəm, ancaq hissəciklər fizikası haqqında oxumağa bu yaxınlarda başladım.

Bir mənada hissəciklər tənbəl olduqları üçün çürüyəcəklər: çata biləcəkləri ən aşağı enerji vəziyyətində olmaq istəyirlər. Beləliklə, çürümə məhsulları ilkin hissəcikdən daha az enerjiyə sahibdirsə, çürümə özbaşına baş verə bilər. Bu o deməkdir ki, hissəcik heç bir qüvvə olmadan heç bir yerin ortasında otura bilər və hələ də çürüyəcəkdir. Çürümənin baş verəcəyi dəqiq vaxtı təxmin etmək mümkün olmasa da, hissəciklər tipik olaraq yaşadıqları xarakterik bir ömür müddətinə malikdirlər (bu müddət əvvəl eşitmisinizsə, bu, yarım ömrünə çox yaxındır).

Nümunə olaraq, neytron bir protondan biraz ağırdır, buna görə sonuncudan biraz daha çox enerjiyə sahibdir. Yalnız qaldıqda sərbəst bir neytronun (bir nüvədə bağlanmayan) özbaşına bir protona və elektrona və bir nötrinoya (buna "beta çürüməsi" deyilir) çürüyəcəyi ortaya çıxdı. Çürümənin baş verməsi üçün xarakterik vaxt təxminən 15 dəqiqədir.

Nəhayət, bu şəkildə hansı hissəciklər çürüə bilər? Hər hansı bir hissəcik olduğu ortaya çıxır kompozitlər əsas hissəciklərin (proton, neytron və proton və neytronla dolu atomlar kimi) bu şəkildə çürüməsi mümkündür. Əsas hissəciklərin özlərinə gəldikdə, bir elektron, məsələn, bir neytronun çürüməsi ilə kortəbii olaraq başqa bir şeyə çevrilə bilməz. Dediyiniz kvarklar daha çətin bir vəziyyətdir, çünki kvarkların təcrid olunduğunu düşünmürük.

Yeni hissəciklər haradan gəlir? Sizə verə biləcəyim ən yaxşı cavab, təmiz enerjidən qaynaqlanmalarıdır. Unutmayın ki, Einşteyn E = mc 2-nin, yəni kütlənin və enerjinin bir-birinə düz mütənasib olduğunu, işığın sürətinin mütənasiblik sabit olmasını sübut etdi. Beləliklə, maddəni enerjidən və əksinə edə bilərsiniz. Beləliklə, bunu etmək üçün kifayət qədər enerji varsa (və müəyyən hissəciklər fizikası kitab aparma qaydalarına əməl olunursa) bir hissəcik başqa bir hissəcik növünə "çevrilə bilər". Neytron və proton vəziyyətində bu şərt təmin edilir, buna görə reaksiya baş verə bilər.

Bu səhifə son dəfə 27 iyun 2015-ci ildə yeniləndi.

  • Uşaqlar / Tələbələr
  • Fizika
  • Kütləvi
  • Subatomik hissəciklər
  • Neytrinos
  • Quarks
  • Enerji
  • Neytronlar
  • Elektronlar
  • Protonlar
  • Çürümək

Müəllif haqqında

Kristine Spekkens

Kristine, qalaktikaların dinamikasını və kainatdakı qaranlıq maddə haqqında bizə nə öyrədə biləcəklərini araşdırır. 2005-ci ilin avqust ayında Cornell-dən doktorluq dərəcəsini almış, 2005-2008-ci illərdə Rutgers Universitetində Jansky post-doktorantı olmuş və hazırda Kanada Kral Hərbi Kollecində və Kraliça Universitetində müəllim işləyir.


Ç. Messier, Connoissance des Temps ou des Mouvements Célestes (1781), s. 227.

W. Herschel, Philos. Trans. R. Soc. London 76, 457 (1786).

J. F. W. Herschel, Philos. Trans. R. Soc. London 2, 274 (1815).

J. Dreyer, Mem. R. Astron. Soc. 49, 1 (1888).

R. Proctor, Proc. R. Soc. London 18, 169 (1869).

W. P. Fleming, Kümələr və Zəif Ulduzlar, Cild 23 Harvard Kolleci Rəsədxanası Müşahidələr, Günlüklər, Alət Oxumaları və Hesablamalar (1904–1911).

A. S. Eddington, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 71, 43 (1910).

J. Jeans, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 74, 109 (1913).

H. Shapley, Harvard Kolleci Müşahidəsi. Öküz. 874, 4 (1930).

S. Chandrasekhar, Astrophys. J. 97, 255 (1943).

A. S. Eddington, Təbiət (London, Böyük Britaniya) 106 (2653), 14 (1920).

G. Gamow, Astrophys. J. 87, 206 (1938).

M. Schwarzschild, Broşuralar Astron. Soc. Pacif. 5, 400 (1949).

C. M. Bondi və H. Bondi, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 111, 397 (1951).

F. Zwicky, Publ. Astron. Soc. Pacif. 72, 365 (1960).

W. Herschel, Phil. Trans. R. Soc. London 81, 71 (1791).

J. H. Jeans, Phil. Trans. R. Soc. London, Ser. A 199, 1 (1902).

F. Hoyle, Astrofiz. J. 118, 513 (1953).

A. Blaauw, Publ. Kapteyn Astron. Laboratoriya. 51, 1 (1946).

W. A. ​​Ambarzumjan, in Stern-Assoziationen Abhandlungen aus der Sowjetischen Astronomiya, Folge 1 (Otto Singer, 1951), s. 33.

F. Zwicky, Fiz. Bu gün 6, 7 (1953).

S. Perlmutter, M. Turner və M. White, Fiz. Keşiş Lett. 83, 670 (1999).

A. Toomre, Astrofiz. J. 139, 1217 (1964).

A. V. Tutukov, Astron. Rep. 63, 79 (2019).

S. Trujillo-Gomez, M. Reina-Campes və J. Kruijssen, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 488, 3972 (2019).

C. Lada və E. Lada, Ann. Rev. Astron. Astrofizlər. 41, 57 (2003).

A. V. Tutukov, Astron. Astrofizlər. 70, 57 (1978).

J. Simon, Ann. Rev. Astron. Astrofizlər. 57, 375 (2019).

M. Krumholz və C. McKee, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 494, 624 (2020).

T. Eubanks, arXiv: 1912.12730 (2019).

P. Kroupa, in IAU Sempoziumunun materialları 241, Ed. A. Vazdekis və R. F. Peletier tərəfindən (Cambridge Univ. Press, Cambridge, 2007), s. 109.

M. Gieles və H. Baumgardt, Mon. Yox. R. Astron. Soc 389, L1 (2008).

J. Kapteyn, Kon. Nederl. Akad. Wetensch. Proc. 14, 524 (1911).

J. Jeans, Mo. Deyil. R. Astron. Soc. 76, 552 (1916).

B. Lindblad, Astrofiz. J. 62, 191 (1925).

S. Chandrasekhar, Ulduz dinamikasının əsasları (Univ. Chicago Press, Chicago, 1942).

K. F. Ogorodnikov və I. N. Latışev, Sov. Astron. 12, 279 (1968).

O. Eggen, Astron. J. 112, 1595 (1996).

Y. Chumak və A. Rastorguev, Astron. Lett. 32, 446 (2006).

Y. Chumak və A. Rastorguev, IAU Simp. 246, 107 (2008).

R. Ibata, G. Lewis və N. Martin, Astrophys. J. 819, 11 (2016).

S. Bose, I. Ginsburg və A. Loeb, Astrophys. J. 859, 13 (2018).

E. Balbinot, M. Gieles, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 474, 2479 (2018).

M. Gieles, C. Charbonnel, M. G. H. Krause, et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 478, 2 (2018).

R. Ibata, M. Bellazzini və K. Melhan, Nat. Astron. 3, 667 (2019).

T. de Boer, V. Belokurov və S. Koposov, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 451, 3489 (2015).

R. Beaton, D. Martinez-Delgado, S. Majewski, et al., Astropys. J. 790, 117 (2014).

H. Morrison, M. Mario və E. Olszewski, ASP Konf. Proc. 273, 123 (2002).

J. Yoon, K. Johnston və D. Hogg, Astrophys. J. 731, 15 (2011).

A. P. Naik, N. W. Evans, E. Puchwein, H. Zhao və A. C. Davis, arXiv: 2002.05738 (2020).

J. M. Diederik Kruijssen, J. L. Pfeffer, M. Chevance, A. Bonaca, et al., ArXiv: 2003.01119 (2020).

A. Fattahi, A. Season, and C. Frenc, arXiv: 2002.12043 (2020).

P. Boltrini, R. Mohayaee və J. Silk, arXiv: 2002.12192 (2020).

T. Antoja, P. Rames, C. Mateo, et al., ArXiv: 2002.10012 (2020).

R. Ibata, M. Bellazzini, G. Thomas, K. Malhan, N. Martin, B. Famaey və A. Siebert, Astrophys. J. Lett. 891, 1 (2020).

A. Alabi, D. A. Forbes, A. J. Romanovski və J. P. Brodie, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 491, 5693 (2020).

V. Afanasiev, A. Moiseev və A. Smirnova, Astrofiz. Öküz. 75, 12 (2020).

E. Roebler, R. Buscicchio və A. Vecchio, arXiv: 2002.10465 (2020).

E. Krugel və A. V. Tutukov, Astron. Astrofizlər. 275, 416 (1993).

S. Ratzenbock, S. Meingast, J. Alves, T. Möller və I. Bomze, arXiv: 2002.05728 (2020).

A. Riley və L. Strigari, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 494, 983 (2020).

R. Ibata, K. Malhan, N. Martin və E. Starkenburg, Astrophys. J. 865, 85 (2018).

N. Arakelyan, S. Pilipenko və N. Libeskind, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 481, 918 (2018).

A. Duncan, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 493, 847 (2020).

B. Ratcliffe, M. Neiss, K. Johnston və B. Sen, arXiv: 2002.07183 (2020).

M. Salaris, S. Cassisi, A. Mucciarelli və D. Nardiello, Astron. Astrofizlər. 629, 6 (2019).

R. Ibata, K. Malhan və N. Martin, Astrophys. J. 872, 23 (2019).

H. Koppelman, A. Helmi, D. Massari, A. M. Price-Whelan və T. K. Starkenburg, Astron. Astrofizlər. 631, L9 (2019).

A. V. Tutukov, G. Lazareva ve I. Kulikov, Astron. Rep. 55, 770 (2011).

S. Kavirai, arXiv: 2001.01728 (2020).

J. Bovy, Astrofiz. J. Suppl. Ser. 216, 2 (2015).

M. Miyamoto və R. Nagai, Publ. Astron. Soc. Jpn. 27, 533 (1975).

J. Navarro, C. Frenk və S. White, Astrophys. J. 462, 563 (1996).

Z. M. Malkin, Astron. Rep. 57, 128 (2013).

P. J. McMillan, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 465, 1 (2017).

R. Abuter, A. Amorim, M. Bauböck, J. P. Berger, et al. (Gravity Collab.), Astron. Astrofizlər. 625, L10 (2019).

E. S. Postnikova, N. V. Chupina və S. V. Vereshchagin, INASAN Sci. Rep. 3, 336 (2019).

N. Robichon, Y. Lebreton və F. Arenou, Astrophys. Space Sci. 265, 279 (1999).

R. J. Dodd, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 355, 959 (2004).

D. Barrado y Navascués, J. R. Stauffer və R. Jayawardhana, Astropys. J. 614, 386 (2004).

I. Platais, C. Melo, J.-C. Mermilliod, V. Kozhurina-Platais, J. P. Fulbright, R. A. Méndez, M. Altmann və J. Sperauskas, Astron. Astrofizlər. 461, 509 (2007).

N. Lodieu, A. Pérez-Garrido, R. L. Smart və R. Silvotti, Astron. Astrofizlər. 628, A66 (2019).

E. S. Postnikova, W. H. Elsanhoury, D. P. Sariya, N. V. Chupina, S. V. Vereshchagin ve I.-G. Jiang, Res. Astron. Astrofizlər. 20, 2 (2020).

Ya. O. Chumak və A. S. Rastorguev, Astron. Lett. 32, 3 (2006).

S. J. Aarseth ans J. Sverre, Qravitasiya N-Bədən Simulyasiyaları (Cambridge Univ. Press, Cambridge, 2003).

N. V. Kharchenko, P. Berczik, M. I. Petrov, A. E. Piskunov, S. Röser, E. Schilbach ve R.-D. Scholz, Astron. Astrofizlər. 495, 3 (2009).

P. van Dokkum, C. Gilhuly, A. Bonaca, A. Merritt, et al., Astrophys. J. Lett. 883, 2 (2019).

N. Shipp, A.Drlica-Wagner, E. Balbinot, P. Ferguson, et al., Astrophys. J. 862, 114 (2018).

J. L. Carlin, C. T. Garling, A. H. G. Peter, D. Crnojević, et al., Astrophys. J. 886, 11 (2019).


Başlıq: Küme Gökadalarının Koronasının Buxarlanması və Yaşaması. II. Sökülmüş Qalaktik Kuyruqların Anizotropik Termal Keçirilməsinin və Yaşamasının Təsirliliyi

Kümələrarası mühit (ICM) ilə isti koronal ulduzlararası mühit (ISM) qazı arasında klaster qalaktikalarında anizotropik istilik keçiriciliyini simulyasiya edirik. Kağız I-də ISM və ICM arasında izotropik (ola bilər doymuş) keçiricilik sayəsində isti ISM-nin buxarlanmasını simulyasiya etdik. İsti tacların cor10-da buxarlandığını gördük Myr vaxt qrafiki, ∼10-dan xeyli qısadır Ram təzyiqinin soyulması səbəbindən Myr qaz itkisi müddətləri. Soyulmuş qazın quyruğu əmələ gəlmir. Bu, müşahidə olunan hər yerdə olduğu və yığcam rentgen taclarının və soyulmuş ISM quyruqlarının uzunömürlülüyü ilə gərginlik içərisindədir və bəlkə də maqnit sahələri və anizotrop keçiricilik səbəbindən buxarlanmanın yatırılmasını tələb edir. İndi ISM və ICM maqnit sahələri daxil olmaqla, Paper I-dəki kimi bir sıra külək tüneli simulyasiyaları həyata keçiririk. Anizotropik keçiriciliyin bir sıra həddindən artıq maqnit sahəsi konfiqurasiyaları üçün simulyasiya edirik: ICM küləyinə paralel və dik və ISM ilə ICM arasında fasiləsiz və tamamilə ayrılmış. Keçirmə anizotrop olduqda, buxarlanmaya görə qaz itkisi anizotrop keçiriciliklə və olmadan ümumi qaz itkisi nisbətlərinin% 10 - 20% -dən çox fərqlənmədiyini tapırıq. Maqnetik sahələr həm də soyulmuş quyruq üstü və rəquonun qoruyaraq ICM-də buxarlanmasının qarşısını alır və ICM və ISM arasında istilik nəqli üçün az yol təmin edir. Qalaktikaların quyruqlarında və oyanışlarında soyulmuş quyruqların və maqnit sahələrinin morfologiyası ilkin maqnit sahəsinin konfiqurasiyasına həssasdır. & daha az


Qalaktikaların buxarlanmasının xarakterik vaxtı nədir? - Astronomiya

Əsas hissəciklərin (məsələn, daha ağır kvarklardan birinin) digər fundamental hissəciklərə "çürüməsinə" səbəb olan nədir və bu yeni hissəciklər orijinal hissəciklərin bir hissəsi deyilsə haradan gəlir?

Mənə elə gəlir ki, bir hissəcik çürüməsi üçün onun üzərində bir növ daxili və ya xarici qüvvə olmalıdır, amma bütün qüvvələr digər əsas hissəciklər tərəfindən qarşılanarsa, bu necə mümkündür? Yaranan yeni hissəciklərə gəldikdə, orijinal hissəcik mövcud olduqdan sonra mövcud olma qabiliyyətinə görə təəccüblənirəm. Fizika biliyi olan bir orta məktəb şagirdiyəm, ancaq hissəciklər fizikası haqqında oxumağa bu yaxınlarda başladım.

Bir mənada hissəciklər tənbəl olduqları üçün çürüyəcəklər: çata biləcəkləri ən aşağı enerji vəziyyətində olmaq istəyirlər. Beləliklə, çürümə məhsulları ilkin hissəcikdən daha az enerjiyə sahibdirsə, çürümə özbaşına baş verə bilər. Bu o deməkdir ki, hissəcik heç bir qüvvə olmadan heç bir yerin ortasında otura bilər və hələ də çürüyəcəkdir. Çürümənin baş verəcəyi dəqiq vaxtı proqnozlaşdırmaq mümkün olmasa da, hissəciklər ümumiyyətlə yaşadıqları xarakterik bir ömür müddətinə malikdirlər (bu müddət əvvəl eşitmisinizsə, bu, yarım ömrünə çox yaxındır).

Nümunə olaraq, neytron bir protondan biraz ağırdır, buna görə sonuncudan biraz daha çox enerjiyə sahibdir. Belə çıxır ki, sərbəst bir neytron (nüvədə bağlanmamış) özbaşına bir protona, elektron və neytrinoya (buna "beta çürüməsi" deyilir) çürüyəcək. Çürümənin baş verməsi üçün xarakterik vaxt təxminən 15 dəqiqədir.

Nəhayət, bu şəkildə hansı hissəciklər çürüə bilər? Hər hansı bir hissəcik olduğu ortaya çıxır kompozitlər əsas hissəciklərin (proton, neytron və proton və neytronla dolu atomlar kimi) bu şəkildə çürüməsi mümkündür. Əsas hissəciklərin özlərinə gəldikdə, bir elektron, məsələn, bir neytronun çürüməsi ilə kortəbii olaraq başqa bir şeyə çevrilə bilməz. Dediyiniz kvarklar daha çətin bir vəziyyətdir, çünki kvarkların təcrid olunduğunu düşünmürük.

Yeni hissəciklər haradan gəlir? Sizə verə biləcəyim ən yaxşı cavab, təmiz enerjidən qaynaqlanmalarıdır. Einşteynin E = mc 2-nin, yəni kütlənin və enerjinin bir-birinə düz mütənasib olduğunu, işığın sürətinin mütənasiblik sabit olmasını sübut etdiyini unutmayın. Beləliklə, maddəni enerjidən və əksinə edə bilərsiniz. Beləliklə, bunu etmək üçün kifayət qədər enerji varsa (və müəyyən hissəciklər fizikası kitab aparma qaydalarına əməl olunursa) bir hissəcik başqa bir hissəcik növünə "çevrilə bilər". Neytron və proton vəziyyətində bu şərt təmin edilir, buna görə reaksiya baş verə bilər.

Bu səhifə son dəfə 27 iyun 2015-ci ildə yeniləndi.

  • Uşaqlar / Tələbələr
  • Fizika
  • Kütləvi
  • Subatomik hissəciklər
  • Neytrinos
  • Quarks
  • Enerji
  • Neytronlar
  • Elektronlar
  • Protonlar
  • Çürümək

Müəllif haqqında

Kristine Spekkens

Kristine, qalaktikaların dinamikasını və kainatdakı qaranlıq maddə haqqında bizə nə öyrədə biləcəklərini araşdırır. 2005-ci ilin avqust ayında Cornell-dən doktorluq dərəcəsini almış, 2005-2008-ci illərdə Rutgers Universitetində Jansky post-doktorantı olmuş və hazırda Kanada Kral Hərbi Kollecində və Kraliça Universitetində müəllim işləyir.


Qalaktikaların buxarlanmasının xarakterik vaxtı nədir? - Astronomiya

Əsas hissəciklərin (məsələn, daha ağır kvarklardan birinin) digər fundamental hissəciklərə "çürüməsinə" səbəb olan nədir və bu yeni hissəciklər orijinal hissəciklərin bir hissəsi deyilsə haradan gəlir?

Mənə elə gəlir ki, bir parçacığın çürüməsi üçün onun üzərində bir növ daxili və ya xarici qüvvə olmalıdır, amma bütün qüvvələri digər əsas hissəciklər daşıyırsa, bu necə mümkündür? Yaranan yeni hissəciklərə gəldikdə, orijinal hissəcik mövcud olduqdan sonra mövcud olma qabiliyyətinə görə təəccüblənirəm. Fizika biliyi olan bir orta məktəb şagirdiyəm, ancaq hissəciklər fizikası haqqında oxumağa bu yaxınlarda başladım.

Bir mənada hissəciklər tənbəl olduqları üçün çürüyəcəklər: çata biləcəkləri ən aşağı enerji vəziyyətində olmaq istəyirlər. Beləliklə, çürümə məhsulları ilkin hissəcikdən daha az enerjiyə sahibdirsə, çürümə özbaşına ola bilər. Bu o deməkdir ki, hissəcik heç bir qüvvə olmadan heç bir yerin ortasında otura bilər və hələ də çürüyəcəkdir. Çürümənin baş verəcəyi dəqiq vaxtı proqnozlaşdırmaq mümkün olmasa da, hissəciklər ümumiyyətlə yaşadıqları xarakterik bir ömür müddətinə malikdirlər (bu müddət əvvəl eşitmisinizsə, bu, yarım ömrünə çox yaxındır).

Nümunə olaraq, neytron bir protondan biraz ağırdır, buna görə sonuncudan biraz daha çox enerjiyə sahibdir. Belə çıxır ki, sərbəst bir neytron (nüvədə bağlanmamış) özbaşına bir protona, elektron və neytrinoya (buna "beta çürüməsi" deyilir) çürüyəcək. Çürümənin baş verməsi üçün xarakterik vaxt təxminən 15 dəqiqədir.

Nəhayət, bu şəkildə hansı hissəciklər çürüə bilər? Hər hansı bir hissəcik olduğu ortaya çıxır kompozitlər əsas hissəciklərin (proton, neytron və proton və neytronla dolu atomlar kimi) bu şəkildə çürüməsi mümkündür. Əsas hissəciklərin özlərinə gəldikdə, bir elektron, məsələn, bir neytronun çürüməsi ilə kortəbii olaraq başqa bir şeyə çevrilə bilməz. Dediyiniz kvarklar daha çətin bir vəziyyətdir, çünki kvarkların təcrid olunduğunu düşünmürük.

Yeni hissəciklər haradan gəlir? Sizə verə biləcəyim ən yaxşı cavab, təmiz enerjidən qaynaqlanmalarıdır. Einşteynin E = mc 2-nin, yəni kütlənin və enerjinin bir-birinə düz mütənasib olduğunu, işığın sürətinin mütənasiblik sabit olmasını sübut etdiyini unutmayın. Beləliklə, maddəni enerjidən və əksinə edə bilərsiniz. Beləliklə, bunu etmək üçün kifayət qədər enerji varsa (və müəyyən hissəciklər fizikası kitab aparma qaydalarına əməl olunursa) bir hissəcik başqa bir hissəcik növünə "çevrilə bilər". Neytron və proton vəziyyətində bu şərt təmin edilir, buna görə reaksiya baş verə bilər.

Bu səhifə son dəfə 27 iyun 2015-ci ildə yeniləndi.

  • Uşaqlar / Tələbələr
  • Fizika
  • Kütləvi
  • Subatomik hissəciklər
  • Neytrinos
  • Quarks
  • Enerji
  • Neytronlar
  • Elektronlar
  • Protonlar
  • Çürümək

Müəllif haqqında

Kristine Spekkens

Kristine, qalaktikaların dinamikasını və kainatdakı qaranlıq maddə haqqında bizə nə öyrədə biləcəklərini araşdırır. 2005-ci ilin avqust ayında Cornell-dən doktorluq dərəcəsini almış, 2005-2008-ci illərdə Rutgers Universitetində Jansky post-doktorantı olmuş və hazırda Kanada Kral Hərbi Kollecində və Kraliça Universitetində müəllim işləyir.


Galaxy Lens Minimum Məsafəsi

Qalaktikanın böyük ölçüsü onun obyektivini görmək üçün çox uzaqda olmağımız deməkdir. Minimum məsafə, ulduzun lensini görmək üçün minimum məsafəni təyin edən eyni tənliklə verilir. Bir qalaktikanın sıxlığının sürətlə düşdüyü radiusu 3 kpc götürsək və öz Samanyolu Qalaktikamızın xarakteristikası olan 10 12 günəş kütləsi kütləsi versək, qalaktikanın linzalarını gördükdə tapırıq. qalaktika 100 Mpc-dən çox məsafədədir ki, bu da qonşu qalaktikalarımızdan xeyli uzaqdır - 1Mpc-dən azdır, lakin kainatın kənarından çox-4000 Mpc-dən çoxdur.

Bir qalaktikanın obyektivinin görünməsi üçün nə qədər olmalıdır limiti mütənasibdir R 2 / M. Əksər qalaktikalar bizimkindən qat-qat kiçikdir, lakin bunların çoxunda hələ görünən linzalar var.


Qalaktikaların buxarlanmasının xarakterik vaxtı nədir? - Astronomiya

Əsas hissəciklərin (məsələn, daha ağır kvarklardan birinin) digər fundamental hissəciklərə "çürüməsinə" səbəb olan nədir və bu yeni hissəciklər orijinal hissəciklərin bir hissəsi deyilsə haradan gəlir?

Mənə elə gəlir ki, bir hissəcik çürüməsi üçün onun üzərində bir növ daxili və ya xarici qüvvə olmalıdır, amma bütün qüvvələr digər əsas hissəciklər tərəfindən qarşılanarsa, bu necə mümkündür? Yaranan yeni hissəciklərə gəldikdə, orijinal hissəcik mövcud olduqdan sonra mövcud olma qabiliyyətinə görə təəccüblənirəm. Fizika biliyi olan bir orta məktəb şagirdiyəm, ancaq hissəciklər fizikası haqqında oxumağa bu yaxınlarda başladım.

Bir mənada hissəciklər tənbəl olduqları üçün çürüyəcəklər: çata biləcəkləri ən aşağı enerji vəziyyətində olmaq istəyirlər. Beləliklə, çürümə məhsulları ilkin hissəcikdən daha az enerjiyə sahibdirsə, çürümə özbaşına baş verə bilər. Bu o deməkdir ki, hissəcik heç bir qüvvə olmadan heç bir yerin ortasında otura bilər və hələ də çürüyəcəkdir. Çürümənin baş verəcəyi dəqiq vaxtı proqnozlaşdırmaq mümkün olmasa da, hissəciklər ümumiyyətlə yaşadıqları xarakterik bir ömür müddətinə malikdirlər (bu müddət əvvəl eşitmisinizsə, bu, yarım ömrünə çox yaxındır).

Nümunə olaraq, neytron bir protondan biraz ağırdır, buna görə sonuncudan biraz daha çox enerjiyə sahibdir. Belə çıxır ki, sərbəst bir neytron (nüvədə bağlanmamış) özbaşına bir protona, elektron və neytrinoya (buna "beta çürüməsi" deyilir) çürüyəcək. Çürümənin baş verməsi üçün xarakterik vaxt təxminən 15 dəqiqədir.

Nəhayət, bu şəkildə hansı hissəciklər çürüə bilər? Hər hansı bir hissəcik olduğu ortaya çıxır kompozitlər əsas hissəciklərin (proton, neytron və proton və neytronla dolu atomlar kimi) bu şəkildə çürüməsi mümkündür. Əsas hissəciklərin özlərinə gəldikdə, bir elektron, məsələn, bir neytronun çürüməsi ilə kortəbii olaraq başqa bir şeyə çevrilə bilməz. Dediyiniz kvarklar daha çətin bir vəziyyətdir, çünki kvarkların təcrid olunduğunu düşünmürük.

Yeni hissəciklər haradan gəlir? Sizə verə biləcəyim ən yaxşı cavab, təmiz enerjidən qaynaqlanmalarıdır. Einşteynin E = mc 2-nin, yəni kütlənin və enerjinin bir-birinə düz mütənasib olduğunu, işığın sürətinin mütənasiblik sabit olmasını sübut etdiyini unutmayın. Beləliklə, maddəni enerjidən və əksinə edə bilərsiniz. Deməli, bir hissəcik bunu etmək üçün kifayət qədər enerji varsa (və müəyyən hissəciklər fizikası kitab aparma qaydalarına əməl olunursa) başqa bir hissəcik növünə "çevrilə bilər". Neytron və proton vəziyyətində bu şərt təmin edilir, buna görə reaksiya baş verə bilər.

Bu səhifə son dəfə 27 iyun 2015-ci ildə yeniləndi.

  • Uşaqlar / Tələbələr
  • Fizika
  • Kütləvi
  • Subatomik hissəciklər
  • Neytrinos
  • Quarks
  • Enerji
  • Neytronlar
  • Elektronlar
  • Protonlar
  • Çürümək

Müəllif haqqında

Kristine Spekkens

Kristine, qalaktikaların dinamikasını və kainatdakı qaranlıq maddə haqqında bizə nə öyrədə biləcəklərini araşdırır. 2005-ci ilin avqust ayında Cornell-dən doktorluq dərəcəsini almış, 2005-2008-ci illərdə Rutgers Universitetində Jansky post-doktorantı olmuş və hazırda Kanada Kral Hərbi Kollecində və Kraliça Universitetində müəllim işləyir.


Başlıq: Zw 229–15-in Kepler güc spektrində ∼5 günlük xarakterik zaman ölçüsünün kəşfi.

Zw 229-15-in tam Kepler məlumat dəstinin zaman seriyası analizlərini təqdim edirik. Bu Kepler işıq əyrisi - 3 ildən yuxarı bir təməl xətti ilə, faktiki olaraq fasiləsiz, bərabər nümunə götürülmüş 30 dəqiqəlik ölçmələrdən ibarətdir - keyfiyyəti və dəqiqliyi ilə misilsizdir. Optik dəyişkənliyi araşdırmaq və xarakterik bir optik dəyişkənlik zaman şkalası ilə əlaqəli bir əyilmə tezliyinə dair sübut axtarmaq üçün iki güc spektral analiz metodundan istifadə edirik. Hər bir metod oxşar nəticələr verir. Birincisi, standart Fourier periodogramından istifadə etmək üçün məlumat boşluqları arasında interpolyasiya edir. İkincisi, Kelly və digərlərinin CARMA əsaslı zaman domeni modelləşdirmə texnikasından istifadə edərək bərabər şəkildə götürülmüş məlumatlara ehtiyac yoxdur. Hər iki üsul da Kepler instrumental təsirlərinə bağlı ola biləcək yüksək tezliklərdə artıq güc tapır. Daha da əhəmiyyətlisi, hər ikisi də ∼5 günün zaman aralığında güclü əyilmələr (Δα ∼ 2) göstərir, bu da aktiv qalaktik nüvələrin (AGN) rentgen şüalarının spektral sıxlıqlarında görülənlərə bənzər bir xüsusiyyətdir, lakin əvvəllər heç optikdə olmamışdır. Bu müşahidə edilən times5 günlük zaman ölçüsü, dəyişkənliyə görə potensial olaraq cavabdeh olan bir neçə fiziki prosesdən biri ilə əlaqələndirilə bilər. Uyğunlaşma diskinin ölçüsünün qəbul edilmiş dəyərindən və α və H / R kimi müşahidə edilməyən daha çox və rəquo disk parametrlərindən asılı olaraq işıq kəsişən dinamik və ya termal zaman ölçüləri ilə ağlabatan bir əlaqə qurula bilər. Bu zaman şkalası, ∼10-da illər olacaq viskoz vaxt şkalası ilə uyğun gəlmir M Zw 229-15 kimi AGN. Bununla birlikdə, uzun (y 1 il) vaxt şkalalarında ikinci bir əyilmə olmalıdır və bu xüsusiyyət viskoz zaman şkalası ilə əlaqələndirilə bilər. & daha az


Genişlənən kainat

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

2.4.3 Qaranlıq maddə

Ch. 1, (baryonik olmayan) qaranlıq maddəyə dair böyük dəlillər, Samanyolu və yerli qrupumuzda, eləcə də digər qalaktikalar və qalaktikalar qruplarında müvafiq dəlil tapan astronomlar üçün yeni bir vəhy deyil. Bəs maddənin ümumi sıxlığını necə ölçürük? Baryonlardan fərqli olaraq nüvə və atom fizikasından istifadə edə bilmərik, cazibə qüvvəsinə etibar etməliyik.

CMB-dəki anizotroplar (Ch. 9) fiziki maddə sıxlığı parametri Ω m h 2-nin ölçülməsini təmin edir. QMİ-nin maddə sıxlığına həssaslığı həm maddənin ilk kainatdakı genişlənmə tarixinə təsiri, həm də qaranlıq maddənin cazibə potensialı quyularına hakim olması və bununla da izlərini CMB anizotropiyalarında buraxmasıdır. Uyğunluq modelini götürsək, Planck komandası Ω m h 2 = 0.1431 ± 0.0025 (Planck Collaboration, 2018b) bildirdi. Buna görə də, Hubble sabitinə dair biliklərimizi bir daha təkrarlayaraq, CMB müşahidələri kritik sıxlığın təxminən 30% -ə bərabər bir maddə sıxlığı ilə uyğundur.

Standart şamlar və hökmdarlar tərəfindən araşdırıldığı kimi gec kainatdakı məsafə-qırmızı sürüşmə əlaqəsi yalnız Ω m-ni məhdudlaşdırır. CMB ilə birləşdirildikdə, məhdudiyyət çox sıx olur və Ω m = 0.311 ± 0.006 verir.

Göründüyü kimi Ch. 11 və Ch. 13, böyük miqyaslı quruluş, cazibə potensialı quyularını və dolayısı ilə maddə miqdarını araşdırmaq üçün iki gözəl yol təqdim edir: qalaktika sürətləri və cazibə lensləri. Sürətlər, qalaktika sayı saylarının üç ölçülü statistikasına vurduqları xarakterik təhriflə araşdırılır. Qravitasiya obyektivliyi qalaktika statistikası ilə aşkarlanır şəkillər. Nümunə olaraq, Qaranlıq Enerji Araşdırmasının məlumatlarının ilk ilindən istifadə edərək zəif cazibə obyektivinin və qalaktika yığılmasının ölçülməsi Ω m = 0,27 - 0,02 + 0,03 (Abbott və s., 2018) məhdudluğu ilə nəticələndi. Bu rəqəmlə əsasən QMİ-nin idarə etdiyi rəqəmlər arasındakı cüzi uyğunsuzluğu qeyd etmək faydalıdır (hər ikisi də bunu oxuduğunuz zaman bir az dəyişmiş ola bilər), çünki (mən) bütün zondlardan alınan yekun nəticəni vurğulayır ki, ümumi maddə sıxlığı kritik sıxlığın təxminən 30% -ni təşkil edir və (i i) hər hansı bir zamanda, müxtəlif zondlardan çıxarılan parametrlərin dəyərlərində tez-tez gərginlik işarələri olduğunu qəbul edir. Bunların sadəcə daha çox məlumatla ortadan qalxacaq statistik dalğalanmalar olub-olmaması və ya uyğunluq modelindəki dərin çatlaqları göstərməsi müasir kosmologiyanın həyəcan verici açıq suallarından biridir.

Nəhayət, ümumi kütlə sıxlığını ölçməyin bir başqa yolu da Ω b / Ω m-ə həssas olan müşahidələri seçmək və maddə sıxlığını çıxarmaq üçün BBN və ya CMB ilə təyin olunan Ω b dəyərindən istifadə etməkdir. Kütləvi qalaktika qrupları bəlkə də ən perspektivli hədəfdir, çünki bir qalaktika klasterindəki bariyonik kütlənin əksəriyyəti istilik rentgen şüalanması və ya sözdə Sunyaev – Zel & # x27dovich (SZ) ilə müşahidə edilə bilən isti qaz şəklindədir. təsir (Sekta. 12.5 və Sekt. 11.3'e baxın). Əgər bu nisbət kainat üçün bütövlükdə xarakterikdirsə - çox güman ki, yaxşı bir yaxınlaşmadır - onda kosmik bariyon ilə maddə nisbəti Ω b / Ω m = (0.089 ± 0.012) h - 3/2 (Mantz və digərləri, 2014). Baryonlar kritik sıxlığın təxminən 5% -ni təşkil etdiyindən, ümumi maddi sıxlıq yenidən kritik sıxlığın təxminən 30% olduğu nəticələnir.

İndiki zamanda çox müxtəlif sondalar arasında kainatdakı ümumi maddə sıxlığının kritik sıxlığın təxminən 30% -i olduğu, 80% -inin bariyonik olmayan qaranlıq maddə şəklində olduğu barədə bir razılığın olduğu qənaətinə gəldik.


Videoya baxın: Kainat, Qalaktikalar, Planetler, Ulduzlar ve Qara Delik Haqqinda (Sentyabr 2021).