Astronomiya

Niyə əvvəl əsas ardıcıllıq ulduzları udma qabiliyyətində litium göstərir?

Niyə əvvəl əsas ardıcıllıq ulduzları udma qabiliyyətində litium göstərir?

Bu sənəd və bu sənəd, müzakirə etdikləri ulduzlarda lityum udma varlığının bu ana ulduzların əsas ardıcıllıq ulduzları olduğuna dair güclü bir dəlil olaraq ifadə edir. Bunu heç bir müzakirə və əsaslandırma olmadan bildirdikləri üçün, bunun çox yayılmış və qəbul edilmiş bir həqiqət olduğunu düşünürəm. İki sənədin ikincisi də müzakirə və əsaslandırılmadan bəzilərinin güclü H $ alfa $ emissiyasını müşahidə etdiklərini də ulduzların əsas ardıcıllıq ulduzları olduğuna dəlil olduğunu bildirdi.

Ətrafımda googling, bunun niyə belə olduğuna görə qismən cavab ala bildim. Əsas ana ardıcıllıq ulduzları çökdükləri zaman ilk lityumlarını qoruyurlar, lakin əsas ardıcıllıq ulduzlarına çevrildikləri zaman bir nöqtədə fotosferlərindəki lityum protonlarla birləşərək məhv olurlar. H $ alpha $ emissiyasının əsas ana ardıcıllıq ulduzları ilə əlaqələndirilməsini izah edən bir şey tapa bilmədim, bundan başqa çoxdan bəri məlum idi (ən azı 1945-ci ildən bəri).

Merak edirəm

  • Lityumun səthə yaxın protonlarla birləşməsinə səbəb olan əsas ardıcıllıq ulduzu olmaq nədir?
  • Lityum nə qədər sürətlə məhv edilir və bu məhv ulduz əsas sıraya girəndə baş verir? Bir ulduzun əsas ardıcıllığa girib girmədiyini söyləməkdə litium udma varlığının nə qədər dəqiq olduğunu düşünürəm.
  • H $ alpha $ emissiyası niyə əsas ardıcıllıq ulduzlarının bu qədər görkəmli bir xüsusiyyətidir?

Əsas ön ardıcıllıq (PMS) ulduzları əsas ardıcıllığa doğru büzüşdükcə nüvələr daha isti olur.

Lityum proton tutma reaksiyaları ilə helyuma çevrilir. Bunlar başladıldı əsasda təxminən 3 milyon K temperaturda, hidrogen yanmağından çox aşağı.

Eyni zamanda, PMS ulduzları və ya ən azı burada bəhs edilən aşağı kütləli əvvəlki əsas ardıcıllıq ulduzları tipi tamamilə konvektivdir və bu, ulduzun içərisindəki materialı sürətlə və təsirli şəkildə qarışdırır.

Beləliklə hadisələrin ardıcıllığı PMS ulduzunun müqavilə bağlamasıdır; əsas ardıcıllıqdan əvvəl bir nöqtədə $ 3 times 10 ^ {7} $ K-yə çatır; Li proton tutaraq məhv olur; Li-tükənmiş ulduzun qalan hissəsi ilə tamamilə qarışdırılır.

Bu şəkildə Li, PMS ulduzunun kütləsindən asılı olan zaman şkalasında sürətlə və tamamilə məhv edilə bilər. Günəş kimi bir ulduz üçün 10 Myr qədər qısadır, 0,1 $ _ _ odot} $ bir ulduz üçün təxminən 100 Myr-a qədər yüksəlir.

Bu əsas mənzərədir, ancaq $ M> 0.4M _ { odot} $ olan ulduzlar üçün qırış var, burada nüvənin konvektiv deyil, şüalanması olur. əvvəl əsas ardıcıllığa çatırlar, amma sonra Li yanmağa başladı. Radiasiya nüvəsi çölə doğru itələyir və onun bazası $ 3 dəfə 10 ^ {6} $ K-nin altına enir. Bu o deməkdir ki, Li məhv edilməsi nüvədə sona çatsa da, ən azı bəzi Li bu cür ulduzların xarici qatlarında saxlanıla bilər.

Li bu səbəbdən yaş və kütlənin son dərəcə mürəkkəb bir funksiyasıdır. Ancaq müəyyənləşdirmək məqsədi ilə aşağı kütlə PMS ulduzları açıq şəkildə deyə bilərik ki, güclü lityum imzaları göstərən hər hansı bir şey, təqribən 0,5 M $ _ _ odot} $ -dan aşağı olduqda (və ya bərabər şəkildə K- və ya M tipli bir ulduzdur) 100 milyon ildən kiçikdir.

Daha çox təfərrüat istəsəniz, əvvəlcədən ardıcıllıqla Lityum tükənməsinə dair nəzərdən keçirdiyim məqaləyə baxın.

PMS ulduzlarının H $ alfa $ emissiyası gəncləri ilə bağlıdır. İki yolla yarana bilər. Birincisi, bir ulduz diskindən yığılma ilə əlaqələndirilir. Bunun səbəbi qazın diskdən ulduza düşməsi və qızmasıdır. H alfa emissiyası çox güclü ola bilər və çox doppler genişləndirilə bilər (> 300 $ km / s). Əsas ana ardıcıllıq diskləri yalnız 10 milyon il və ya daha az yaşadığından, bu əvvəlcədən əsas ardıcıllıq ulduzunun çox açıq bir imzasıdır.

Digər tərəfdən, disklərini itirmiş gənc ulduzlar da güclüdürlər (yığılma ilə əlaqəli emissiya qədər güclü olmasa da), xromosferlərinin şüalanmayan, maqnit istiləşməsindən qaynaqlanan H $ alfa $ emissiyası. Bu maqnit aktivliyi konvektiv, sürətlə fırlanan ulduzlarla əlaqələndirilir. Əvvəlki əsas ardıcıllıq ulduzları hər iki xüsusiyyətə malikdir. Beləliklə, PMS ulduzları bir növ H $ alpha $ emissiyası göstərməlidirlər.


Niyə əvvəl əsas ardıcıllıq ulduzları udma qabiliyyətində litium göstərir? - Astronomiya

mətn ölçüsünü dəyişdirin | Dostluqla çap edin

M51 olaraq da bilinən Whirlpool Galaxy, Dünyadan təxminən 23 milyon işıq ili uzaqlıqda bir spiral qalaktikadır. Sarımtıl cırtdan qalaktikası NGC 5195 ilə qarşılıqlı əlaqəsi astronomları maraqlandırır, çünki qalaktikalar Yer üzünə yaxşı öyrənilmək üçün kifayətdir.

On illər əvvəl astronomlar bu iki qalaktikanın bir-birindən keçib keçmədiyini deyə bilmirdilər, lakin radio astronomiyası astronomlara qarşılıqlı təsirlərini əks etdirən mühüm məlumatlar verdi. Bu məlumatlardan istifadə edərək astronomlar qarşılıqlı əlaqəni simulyasiya etdilər. NGC 5195 arxadan gəldi və sonra M51-in əsas diskindən təxminən 500-600 milyon il əvvəl keçdi. Cırtdan qalaktika 50 ilə 100 milyon il əvvəl yenidən diski keçdi və indi M51-dən bir qədər geri qaldı. Bu qarşılıqlı təsirlərin Whirlpool Galaxy-nin hakim xüsusiyyəti olan spiral qolları gücləndirdiyi görünür.

Astronomlar, elektromaqnit spektrindəki bütün dalğa boylarını hiss edən teleskoplardan istifadə edərək Yerdən təsəvvür olunmaz dərəcədə uzaqdakı obyektlər haqqında məlumat əldə edə bilirlər. Galileo, astronomların əlində olan görüntüləri və məlumatları görə bilsəydi nə edəcəyini düşünün.


Giriş seçimləri

1 il ərzində jurnala tam giriş əldə edin

Bütün qiymətlər NET qiymətləridir.
ƏDV daha sonra kassaya əlavə olunacaq.
Vergi hesablanması ödəmə zamanı başa çatacaq.

ReadCube-da vaxt məhdud və ya tam məqalə girişi əldə edin.

Bütün qiymətlər NET qiymətləridir.


Ulduz qalıqları

Degenerasiya olunan maddə

Birinci qayda, sıx məhdud bir məkanda yalnız müəyyən enerjilərə icazə verilməsidir. Hissəciklər bir enerji nərdivanının pilləkənləri kimi enerji səviyyələrində düzülmüşdür. Adi qazda enerji səviyyələrinin çoxu doldurulmur və hissəciklər sərbəst hərəkət edir. Ancaq degenerasiya edilmiş bir qazda, bütün aşağı enerji səviyyələri doldurulur. İkinci qayda budur ki, müəyyən bir həcmdə eyni anda yalnız iki hissəcik eyni enerji səviyyəsini bölüşə bilər. Ağ cırtdanlar üçün degenerasiya olunmuş hissəciklər elektronlardır. Neytron ulduzları üçün degenerasiya olunmuş hissəciklər neytronlardır. Üçüncü qayda hissəciklərin nə qədər yaxın məsafədə yerləşə biləcəyindən asılıdır tərs kütlələrinə. Elektronlar degenerasiya edilmiş bir elektron qazında degenerasiya edilmiş bir neytron qazındakı neytronlara nisbətən daha uzaq məsafədədir, çünki elektronlar neytronlara nisbətən daha az kütləlidir.

    Degenerasiya olunmuş hissəciklər (elektronlar və ya neytronlar) aşağı enerji qabıqlarının hamısı dolduğundan yerində kilidlənir. Hərəkət edə biləcəkləri yeganə yol, yuxarı enerji qabıqlarına çatmaq üçün kifayət qədər enerji udmaqdır. Bu çətin etmək! Degenerasiya olunmuş qazın sıxılması degenerasiya olunmuş hissəcik hərəkətlərində dəyişiklik tələb edir. Ancaq bunun üçün çox enerji lazımdır. Dejenerasiya olunmuş hissəciklərin “dirsək otağı” yoxdur və bir-birlərinə qarşı sıxılması sıxılmaya qarşı güclü müqavimət göstərir. Dejenerasiya olunmuş qaz bərkimiş polad kimidir!

Ağ cırtdanlar

Nüvənin Yerin ölçüsündə bir şeyə sıxılmış Günəş kütləsi olduğu üçün, sıxlıq olduqca böyükdür: sudan 10 ilə 6 dəfə daha sıx (bir qənd kubunun həcmində olan ağ cırtdan qazın kütləsi və gt 1 avtomobili var)! Daha yüksək bir kütlə nüvəsi daha kiçik bir radiusda sıxılır, beləliklə sıxlıqlar daha da yüksək olur. Nəhəng sıxlığa və "sərt" elektronlara baxmayaraq, neytronlar və protonlar sərbəst hərəkət etmək üçün yerlərə sahibdirlər - onlar dejenerasiya deyil.

Ağ cırtdanlar, ulduzun hələ nüvə reaksiyalarından enerji çıxararkən qalan istinin sərbəst buraxılmasından parlayır. Artıq nüvə reaksiyaları baş vermir, buna görə ağ cırtdan təxminən 100.000 K başlanğıc istidən soyuyur. Ağ cırtdan yalnız təxminən 100 milyon ildə əvvəlcə 20.000 K-yə kimi soyuduqda tez bir zamanda istilik itirir, lakin sonra soyutma nisbəti yavaşlayır: 10.000 K-yə qədər soyumaq üçün təxminən 800 milyon il, Günəşin 5.800 K temperaturuna qədər soyumaq üçün isə 4-5 milyard il lazımdır.

Soyutma sürəti və mövcud istilik paylanması, qalaktikamızın və ya içərisində ağ cırtdanlar olan köhnə ulduz qruplarının yaşını təyin etmək üçün istifadə edilə bilər. Lakin kiçik ölçüləri onları aşkar etməyi son dərəcə çətinləşdirir. Atmosferin üstündə olduğu üçün Hubble Kosmik Teleskopu bu kiçik ölmüş ulduzları yaxınlıqdakı köhnə ulduz qruplarında aşkar edə bilər. kürə qrupları. Ağ cırtdanların analizi, kürə qruplarının yaşlarını müstəqil bir şəkildə ölçməyə imkan verə bilər və onların çox yaşlı yaşlarının əsas ardıcıllıqla uyğunlaşdırılmasını təmin edə bilər. Böyütmək üçün aşağıdakı şəkli seçin.

Novae və Supernovalar I

Nəticədə hidrogen qazı nüvə reaksiyalarının başlayacağı qədər sıx və isti olur. Reaksiyalar partlayıcı bir sürətlə baş verir. Hidrogen qazı genişlənən isti qaz qabığı meydana gətirmək üçün çölə atılır. İsti qaz qabığı birdən çox işıq çıxarır. Yerdən göydə yeni bir ulduz peyda oldu. Erkən astronomlar onları çağırdılar yeni (Latın dilində "yeni"). İndi köhnə, ölü ulduzların səbəb olduğu bilinir. Bir novanın spektrləri isti sıx bir qazın saniyədə bir neçə min kilometrə qədər bizə doğru genişləndiyini göstərən mavi rəngdə dəyişən udma xəttlərini göstərir. Davamlı isti qazdan və udma xətləri genişlənən buludun aşağı sıxlıqlı səthindəndir. Bir neçə gündən sonra qaz genişləndi və seyrəldi, yalnız mavi rəngli emissiya xətləri istehsal edəcək qədər.

Nova partladıqdan sonra müntəzəm ulduzdan gələn qaz yenidən ağ cırtdanın səthində yığılmağa başlayır. İkili sistem təkrarlanan yeni nova partlayışlarına sahib ola bilər. Ağ cırtdanın üzərinə 1.4 günəş kütləsi həddini aşmaq üçün kifayət qədər kütlə yığılsa, degenerasiya edilmiş elektronlar cazibə qüvvəsini ölü nüvənin çökməsini dayandıra bilməyəcəklər. Çökmə qəfildən baş verir və ölü ulduzun qırmızı nəhəng fazasından qalan karbon və oksigen nüvələrini nüvə birləşməsi üçün kifayət qədər böyük olan temperaturlara qədər qızdırır. Karbon və oksigen tez birləşərək silikon nüvələri əmələ gətirir. Silikon nüvələr nikel nüvələri yaratmaq üçün birləşir. Ağ cırtdan özünü parçalayacaq qədər böyük bir enerji ilə çox sürətli bir şəkildə sərbəst buraxılır. Bu partlayışa, onları kütləvi bir ulduzun dəmir nüvəsi neytron ulduzu və ya qara dəlik meydana gətirmək üçün partladığı zaman meydana gələn supernovadan (II tip supernova adlanır) ayırmaq üçün I tip supernova adlanır. Tip I supernovalar Tip II supernovalardan bir neçə dəfə daha parlaqdır.

Neytron Ulduzları

Neytronlar degenerasiya olunur və təzyiqləri (adlanır) neytron degenerasiya təzyiqi) daha çox çökmənin qarşısını alır. Neytron ulduzları təxminən 30 kilometrdir, buna görə də sıxlıqları ağ cırtdanların inanılmaz sıxlığından da çoxdur: suyun sıxlığından 2 2 10 14 dəfə (bir qənd kubunun həcmi bir kütlə = insan kütləsi)! Bu yaxınlarda Hubble Kosmik Teleskopu bu çox kiçik obyektlərdən birini təsvir edə bildi. Aşağıdakı şəkildə göstərilmişdir (ox ona işarə edir). 660.000 K-dan çox olmasına baxmayaraq, neytron ulduzu ən çox 27 kilometr keçdiyindən HST detektorlarının həddinə yaxındır.

Pulsarlar

Normal dəyişkən ulduzlar ölçüsünü və temperaturunu dəyişdirərək parlaqlığını dəyişdirir. Ulduzun sıxlığı pulsasiya müddətini müəyyənləşdirir --- daha sıx ulduzlar aşağı sıxlıqdakı dəyişənlərə nisbətən daha sürətli pulsasiya edir. Bununla birlikdə, normal ulduzlar və ağ cırtdanlar bir saniyənin altındakı nisbətdə pulsasiya edəcək qədər sıx deyil. Neytron ulduzları böyük sıxlığı səbəbindən çox sürətlə nəbz alacaqdı. Üzərində parlaq bir ləkə olan sürətlə fırlanan bir cisim sürətli yanıp söndürə bilər. Normal ulduzlar və ağ cırtdanlar kifayət qədər sürətli dönə bilmirlər, çünki özlərini bir-birlərinə ayırmaq üçün kifayət qədər cazibə qüvvəsi yoxdur. Neytron ulduzları bu qədər sürətlə fırlanacaq qədər yığcam və güclüdür. Crab Bulutsusunun mərkəzindəki pulsar hər saniyədə 30 dəfə fırlanır. Hubble Space Teleskop şəklinin mərkəzindəki iki parlaq ulduzdan solda (sağ karkas). Kompozit görüntünün genişləndirilmiş görünüşünü göstərmək üçün şəkli seçin.

Digər bir ipucu hər nəbzin uzunluğundan gəlir. Hər nəbz saniyənin təxminən 1/1000-i qədər davam edir (vaxt arasında impulslar yuxarıda göstərilən dövrdür). Elmdə vacib bir prinsip, bir cismin işıqlığını diametrini keçmək üçün işıq götürdüyündən daha sürətli dəyişə bilməməsidir. Cisim hər yerdə eyni vaxtda sehrli şəkildə parlaya bilsəydi də, sizə çatmaq üçün obyektin uzaq tərəfindən işıq yaxın tərəfdən daha uzun olardı. Parlaqlığın müşahidə olunan dəyişməsi, cismin uzaq tərəfindən işığın cismin yaxın tərəfinə keçməsinə bərabər vaxt aralığında ləkələnmiş olar. Əgər obyekt eyni vaxtda hər yerdə parlamırdısa, o zaman a kiçik obyekt eyni intervalda bir nəbz istehsal edə bilər. Parlaqlığın dalğalanma vaxt şkalası verir maksimum bir obyektin ölçüsü.

Saniyənin 1/1000-i partlayışı pulsarların ən çox (300.000 kilometr / saniyə) (1/1000 saniyə) = 300 kilometr məsafədə olması demək idi. Bu normal ulduzlar və ya ağ cırtdanlar üçün çox kiçik, neytron ulduzlar üçün yaxşıdır. Neytron ulduzları meydana gəldikdə sürətlə fırlanacaq və çox GÜCLÜ maqnit sahələrinə sahib olacaqlar (Günəşdən 10 9 - 10 dəfə). Maqnetik sahə, ulduzun əvvəlki həyat mərhələlərindən qalan qalıq maqnit sahəsidir. Maqnetik sahə ulduza donur, buna görə də nüvə çökəndə maqnit sahəsi də sıxılır. Maqnetik sahə çox cəmləşir və əvvəlkindən daha güclü olur.

Niyə neytron ulduzları sürətli rotator ola bilər? Açısal impulsun qorunması! Dönən buz pateni qolları və bacaklarını bədəninin mərkəzindən sıx bir şəkildə çəkərək çox sürətli fırlana bildiyi kimi, bir ulduz da materialını mərkəzinə yaxınlaşdırdıqda daha sürətli fırlanır. Bir cismin bucaq impulsu = kütləsi equ ekvatorial fırlanma sürəti radiusu. Kütlə sabit qalır. Bucaq momentumunu sabit saxlamaq üçün radius azaldıqda fırlanma sürəti artmalıdır. Bu, fırlanma sürəti radiusunun məhsulunu eyni dəyərdə saxlayacaqdır. Yavaş-yavaş fırlanan qırmızı nəhəng bir ulduz kiçik, sürətlə fırlanan bir neytron ulduzuna çevrildikdə eyni açısal impulsa sahib olacaqdır. Digər nümunələr üçün Angular Momentum əlavəsinə baxın.

Fənər modeli

Neytron ulduzunun maqnit sahə xətləri maqnit qütblərdə birləşir, buna görə yüklər fokuslanır və dar bir istilik olmayan radiasiya konusu xaricə işlənir. Şüa Yer kürəsini keçib gedirsə, bir işığı görürsən. Bununla birlikdə, maqnit qütblərinin kosmosda düzəldilə biləcəyi geniş açıları nəzərə alsaq, şüanın Dünyanı darıxması ehtimalı daha yüksəkdir. Yəqin ki, orada çox sayda pulsar var ki, onların şüaları görmə xəttimizdən keçmədiyi üçün aşkarlana bilmir.

Termal olmayan radiasiya şüasının enerjisi pulsarın fırlanma enerjisindən gəlir. İşıq enerjisi qaçdığından, enerji şüasının istehsalı pulsardan enerjini alır və pulsarın fırlanması yavaşlayır (bucaq impulsu azalır) yavaş-yavaş azalma). Prosesi görüntüləmək üçün başqa bir bərabər yol Newtonun 3-cü hərəkət qanununundur. Maqnetik sahə yüklənmiş hissəciklərə bir güc tətbiq edərək onları sürətləndirir. Yüklənmiş hissəciklər maqnit sahəsini yavaşlatan və pulsarı aşağı endirən bir reaksiya qüvvəsi göstərir. Nəhayət, pulsar neytron ulduzu radiasiya şüaları yaratmaq üçün çox yavaş (bir neçə saniyədən uzun müddətlər) fırlandıqda ölür.

Hər dəfə və sonra bir pulsardan gələn nəbz sürətində bir "axın" görünür. Pulsar birdən-birə fırlanma sürətini artırır. Buna səbəb neytron ulduzunun birdən təxminən 1 millimetr azaldığıdır. Spin dərəcəsi açısal impulsu qorumaq üçün birdən-birə artır.

Başlanğıcdan Astronomiya Qeydlərinə gedin

Astronomiya 1 ana səhifəsinə gedin

son yeniləmə: 07 Noyabr 1998

(805) 395-4526
Bakersfield Kolleci
Fizika Elmləri Bölümü
1801 Panorama sürücüsü
Bakersfield, CA 93305-1219


Kənara doğru

Üzr istəyirik, gecikdik, vaxt ayırmaq məcburiyyətində qaldıq inkişaf edir bu yazı. Düzdü, bir ulduzun təkamülünün ilk addımını müzakirə etmək üçün buradayıq! Çoxsaylı bükülmüş bənzətmələrimdən birində demişəm ki, ulduzlar insanlar kimidir. Beləliklə, bir ulduz həyatının ilk mərhələləri var! İnsanların körpə və gənc yaşlarını necə keçirtdikləri kimi, ulduz meydana gəlməsi və dumanlıq mövzusu da var (yenə bükülmüş bənzətmələr & # 8230, amma düşünürəm ki, hamımızın burada təqdim etdiyi oyun və pis yumorla məşğul ola bilərik).

Ulduzlararası mühit (ISM) sözün əsl mənasında & ulduzlar arasındakı şeydir & # 8221. Şeylər dedikdə, ulduzların meydana gətirdiyi və çox vaxt ulduz küləkləri və ya supernovalar vasitəsilə ömürləri boyunca yenidən kosmosa tökülən qaz və toz deməkdir. Təəccüblü deyil ki, hidrogen ISM-nin çox hissəsini HI (neytral), HII (ionlaşmış) və ya H2 (molekulyar) olaraq meydana gətirir və helyum qalığın böyük hissəsini təşkil edir. Tək elektronu təməl vəziyyətdə olduğu üçün neytral hidrogen aşkar etmək çətindir və bu səbəbdən şüalanma salmaq üçün bir enerji səviyyəsindən aşağı atlaya bilməz və yalnız nadir hallarda elektronu daha yüksək enerjiyə çatdırmaq üçün doğru enerjinin fotonu gəlir. səviyyə. Bununla birlikdə, astronomlar hələ də HI-ni istifadə edərək aşkar edə bilərlər 21 sm xətt. Bu, elektronların və protonların hər ikisinin bir kvant & # 8220spin & # 8221 olduğuna əsaslanır. Hidrogen atomu, əks istiqamətdə fırlandıqları zaman eyni istiqamətdə fırlandıqları ilə müqayisədə bir az daha az enerjiyə sahibdir və enerjidəki bu fərqə uyğun fotonun dalğa uzunluğuna sahib olduğunu təxmin etdiniz, 21 sm.

ISM-nin böyük bir faizini təşkil etməsə də, toz dalğaları işığı bloklayır və daha da qızardır, çünki daha uzun dalğa boylarının toz dənəcikləri ilə qarşılıqlı təsiri azdır. Bəzən şəklində tapılır Polisiklik Aromatik Karbohidrogenlər (PAHs), nisbətən mürəkkəb karbohidrogenlər olan üzük quruluşlu. Niyə PAH-lərdən bəhs edirik? Heç bir vacib səbəbdən deyil, sadəcə düşündükləri kimi həyat üçün lazımdır (onları dünyadakı qorxunc kanserogenlər hesab etsək də).

Beləliklə, təkamülümüzə şeylərlə başlayırıq. Bu nədir? Oh, müxtəlif şeylər. Hidrogen, helyum, lityum & Bəli, lityum əslində mövcud olardı, ancaq bir az sonra yazıya qədər bunu görməməzlikdən gələcəyik. Ancaq sadəcə əşyalarımız var, bir ulduz yaratmaq üçün nə lazımdır? Yaxşı, bu şeylər, bu nöqtədə bir dumanlıq, sözün əsl mənasında bulud, qatılaşdırılmamışdır.

Qartal Dumanlığı kimi uçun (bəli, dumanlıqlar çox gözəldir). Kredit: Jeff Hester və Paul Scowen (Arizona Dövlət Universiteti) və NASA. Http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_formation.html saytından

Daha irəli getmədən əvvəl bir neçə növ dumanlığın olduğunu qeyd etməliyik.Yansıma, yayılma, udma / qaranlıq, planetar, supernova qalıqları və insanlar əvvəllər qalaktikaları və ulduz qruplarını & # 8220nebulae & # 8221 adlandırırdılar. Bu yazı ilə məşğul olacağını unutmayın ulduz meydana gətirən bölgələr və ya bulud kompleksləri, buna görə SNR və ya planet dumanlığı olmayacaq, çünki həqiqətən bir ulduzun başlanğıcına aid deyillər. Emissiya dumanları qaz molekulları yaxınlıqdakı bir ulduzun şüalanması ilə həyəcanlandıqda meydana gəlir (bəli, siz də həyəcanlısınız) və hidrogen tərkibinə görə adətən qırmızı rəngdə olan şüaları buraxırlar. Yansıma dumanlıqları ulduz işığının elektronları həyəcanlandırmaq üçün kifayət qədər enerjiyə sahib olmadığı və bunun əvəzinə toz hissəciklərini əks etdirdiyi zaman meydana gəlir (ümumiyyətlə mavi, daha qısa dalğa uzunluğundakı işığın dağılması daha asandır). Hər iki bu dumanlıq növü ulduz meydana gəlməsinin bölgələrini göstərir. Absorbsiya dumanlarıvə ya qaranlıq dumanlıqlar görünür və & # 8220 qaranlıq & # 8221, çünki onlar sadəcə işıqları arxalarından bağlayan nisbətən sıx toz buludlarından düzəldilmişdir. Niyə bunları öyrənmək lazımdır? Biri üçün qaranlıqdır. Bəli, işığı bağlayırlar, nə qədər cansıxıcıdır! Xoşbəxtlikdən onların işığı necə bağladıqlarına dair bəzi fikirlərimiz var, amma olmasaydıq, bu olduqca narahatçılıq olardı. Ancaq o zaman başqa nələri əhatə edə bilərdilər (bilirsən, çünki astronomiya olduğu kimi bir şey buraxa bilməz)? Yaxşı bilinən bunlar var Bok kürəcikləri. Bunlar HII bölgələrindəki ulduz meydana gəlmə bölgələri olan daha kiçik tünd dumanlıqlardır və molekulyar buludlarda ola bildikləri üçün ümumiyyətlə bəzi ulduz formasiyasına işarə edə bilərlər.

Göydəki ən məşhur qaranlıq dumanlıqlardan biridir. Kredit: NASA

Barnard 68 - göydəki digər ən məşhur qara ləkə olan şeylər. Kredit: NASA və cfa.harvard.edu/COMPLETE

Thackeray & # 8217s globule-göydəki ulduz meydana gəlməsini göstərən digər DİGƏR ən məşhur qara ləkə. Bok globules üçün Yay! Kredit: HST və cfa.harvard.edu/COMPLETE/

Ancaq ulduzlara qayıt. Bir ulduzun meydana gəlməsi üçün qaz buludunun bir hissəsi sıxlığı o qədər artmalı ki, öz çəkisi altında çöksün. Ya qaz buludunun içindəki təsadüfi təlatüm bu kritik sıxlığa nail ola bilər, ya da başqa bir qaz buludu ilə toqquşma və ya yaxınlıqdakı supernovadan gələn şok dalğaları kimi bir xarici qaynağa qarışa bilər. Astronom James Cins müəyyən bir radiuslu bir buludun çökməsi üçün lazım olan minimum kütləni göstərmək üçün bir tənlik çıxardı, əlbəttə ki, bunu Cins kütləsi. Bununla birlikdə, Jeans kütləsi xarici qaz təzyiqini (Bonner-Ebert kütləsi tərəfindən nəzərə alınır) və çökməyə təsir göstərə biləcək bir neçə digər faktoru laqeyd edir. İlkin qaz buludunun parçalarını bir neçə hissəyə ayırırıq, hələ başa düşmədiyimiz səbəblərdən və bu parçalar sıxlığı o qədər böyük oluncaya qədər parçalana bilər ki, yıxılmağa davam etsinlər. Və təxmin etdiniz, buna deyilir parçalanma! Bunlar vacibdir, çünki ikili ulduzlar yarada bilər və hər ikisi də olduqca faydalı olan bir çox ulduz qruplarını əlaqələndirə bilər. Parçalanma özü dayanır və dağılma baş verdikdə yayılan sıxlıq və enerjidəki fərqlər səbəbindən dəyişir. Bunun xaricində prototarları təsir edən amillər əsasən hərəkətlər (fırlanma və ya açısal) və atomlardan kənar bir maqnitdir.

Və cazibəni daha da artırmaq üçün bir az daha çox faktor əlavə edək. Dediyimiz kimi fırlanma və maqnit sahələri var. Sıxlıqda da fərqlər var. Başqa bir amil? Yaygın olaraq görülən bir hadisə, protostara əsən və ya onları ionlaşdıran kütləvi ulduzlardan ulduz küləklərini görməkdir. Bəs bu fəsadlardan nə qazanırıq? Doğum xətləri! Bəli, onlar həqiqətən insanlar kimidirlər, ümumiyyətlə əslində belə deyil, çünki bunlar əslində protostarların başlanğıc xəttidir & # 8217 təkamül.

Həm də kütləvi ulduzlar böyük miqdarda kütlələrin dağılmasından deyil, böyük ulduzlarla əlaqəli olan yüksək temperaturun, parlaqlığın və radiasiyanın çökməklə çətin olduğunu düşündükləri üçün çoxsaylı kiçik ulduzların birləşməsindən əmələ gələ bilər. Ancaq buna ehtiyac olmaya bilər, çünki kütlə ulduzun ətrafındakı bir yığma diskinə (yığılmış material diski) düşə bilər. Bu daha sonra böyük bir ulduzun böyüməsinə səbəb ola bilər və tamamilə ionlaşmayacaq, bu da çökmənin qarşısını ala bilər.

& # 8220A tipik bir ulduzlararası bulud, daxili təlatümlü hərəkətlərlə çökməyə qarşı dəstəklənir. & # 8221

& # 8220Belə bir bulud kənarın üstündən keçib çökməyə başladıqdan sonra cazibə gücünün sıx və # 8220cores & # 8221 meydana gətirmək üçün qazı bir-birinə çəkə biləcəyi bir vəziyyətə çatır. & # 8220

& # 8220Bu nüvələr ulduz & ölçülü yığınlar meydana gətirənə qədər tez-tez parçalanaraq dağılmağa davam edir. & # 8221 İndiyə qədər izah etdiyimizi göstərmək üçün. Yuxarıdakı üç şəkil üçün kredit: ircamera.as.arizona.edu və Matthew Bate

Yəni, biz hələ bir ulduzdayıq? Xeyr, hələ bir yolumuz var. Görürsən, dediklərimiz kimi ulduzlar inkişaf edir, həyat kimi nəzəri cəhətdən, amma onları daha yaxşı izləyə bilərik (bax, ulduzlar digər şeylərdən daha ulduzdur). Dediyimiz musiqi? Bəli, əslində təkamül yolları! Bu əyrilər fərqli kütlə ulduzları üçün əsas yolları göstərir. Bu müddət ərzində istehsal olunan enerji, düşən materialın o qədər sürətlə getməsindən yaranır ki, səsdən tez gedir və şok cəbhəsi deyilənə malikdir; bu, sadəcə həqiqətən sürətli hərəkət edən şeylərin qarışıqlığını yavaşladığı nöqtəyə gətirdiyimiz mənasını verir. enerji sərbəst buraxılır. Başqa bir qeyd material yıxıldıqca ulduz ətrafında toplandığına və ya yığılmasına (bəli, dəfələrlə istifadə ediləcək bir sözdür). Əslində meydana gələn çöküş Bok qlobuslarında görünən infraqırmızı mənbələrə bənzəyir.

Yaxşı, amma indi nə var? Bu nöqtədə yalnız bir protostar qazandığımızı söyləyəcəyik. Bu vasitəsilə çökür Kelvin-Helmholtz mexanizmi bir ulduzdan gördüyümüz işığı izah edərək potensial enerjini istilik kimi sərbəst buraxa bilən cazibə büzülməsinin. Hərəkət etmək çox vacibdir Hayashi Track! Əslində, Hayashi bu erkən ulduzlarla bir çox şey etdi, ancaq qoy bununla başlayaq. Hayashi trası göstərir ki, çökən bir protostar üçün bir ulduzun qeyri-şəffaflığı hidrogenün az ionlaşmasından artır. Bu, H-R diaqramında şaquli bir xətt kimi göstərməyi bacardığı zərfdə konveksiya ilə nəticələnir. Bu xətt göstərir ki, çökmə nəhayət parlaqlığı azaldır və temperaturu artırır. Bu track haqqında ən yaxşı hissə? Əslində müəyyən ulduz növlərinin meydana gəlməsini qadağan edir və ulduz meydana gəlməsi üçün axtarışımıza çox kömək edir.

Bütün bunlardan və bəzi modelləşdirmələrdən sonra adlandıqlarını alırıq əsas ardıcıllıqdan əvvəl təkamül yolları. Bunlar əsasən ulduzların təkamülünü görmək üçün daha çox yoldur. Maraqlıdır ki, bu nöqtədə PP zənciri və CNO dövrü ilə bir az birləşməyə imkan yarada bilən, lakin çökməsini həqiqətən dayandırmaq üçün yetərli olmayan bir nüvə və konvektiv zona meydana gəlməyə başlayır. Bu, parlaqlığın həqiqətən bir az azalacağı bir qədər genişlənməyə səbəb ola bilər. Aşağı kütləli ulduzlarda karbon ümumiyyətlə yandırıla bilməz, bu səbəbdən sonrakı dövrdə CNO dövrü həqiqətən o qədər çox olmazdı, lakin kütləvi protostarlarda CNO dövrü daha dominant olacağından biraz fərqlidir. Bəs bu nə göstərir? Əsasən bu kütlə vacibdir.

Əsas Bölmə Öncəsi Sıralama obyektlərinin növlərini və daha çox ulduz formasını II hissədə əhatə edəcəyik.

TLDR & # 8211 Ulduzlar ulduzlararası mühitdən, kütləvi qaz və toz buludlarından meydana gəlir. Qaz buludu bir ərazidə daha sıx olur, bu da öz çəkisi altında çökür və ayrıca bir neçə prototar meydana gətirir. Bu çox ulduz olmayan H-R diaqramındakı əsas ardıcıllığa doğru irəlilədikcə təkamül yollarını izləyirlər. Və əsasən ən vacib amil nədir? Kütlə. Bu başlanğıc mərhələsi ulduzların və hadisələrin növlərini harada axtaracağınızı, ulduzlardakı prosesləri başa düşməyinizi və kainatın necə işlədiyini daha yaxşı şərh etməyə kömək etmək üçün vacibdir.

Ulduz formasiyası (bu saytlar ümumilikdə ulduz əmələ gəlməsinin əksəriyyətini əhatə edir, bu səbəbdən bu qədər bölünməyib)

Carroll və Ostlie, Müasir Astrofizikaya giriş, 2-ci nəşr (s. 398-445)


Niyə əvvəl əsas ardıcıllıq ulduzları udma qabiliyyətində litium göstərir? - Astronomiya

Atom hidrojen emissiyası spektri

Bu səhifə atom içindəki enerji səviyyələri arasındakı elektron hərəkətlərindən necə meydana gəldiyini göstərən atom hidrogen emissiya spektrini təqdim edir. Həm də hidrogenin ionlaşma enerjisini tapmaq üçün spektrdən necə istifadə edilə biləcəyinə baxır.

Emissiya spektri nədir?

Hidrogenin emissiya spektrini müşahidə etmək

Hidrogen boşaltma borusu, hər tərəfində bir elektrod olan aşağı təzyiqdə hidrogen qazı olan incə bir borudur. Bunun üzərinə yüksək bir gərginlik qoyarsanız (məsələn, 5000 volt), boru parlaq çəhrayı bir parıltı ilə yanır.

İşıq prizmadan və ya difraksiya ızgarasından keçərsə, müxtəlif rənglərinə bölünür. Gördüyünüz şey hidrogen emissiya spektrinin kiçik bir hissəsidir. Spektrin çox hissəsi ya infraqırmızıda, ya da ultra-bənövşədə olduğu üçün gözə görünmür.

Fotoşəkildə solda bir hidrogen boşalma borusunun bir hissəsi və spektrin sağdakı görünən hissəsində ən asan görünən üç xətt göstərilir. (Xüsusilə qırmızı xəttin solundakı & quotsmearing & quot-ə məhəl qoymayın. Buna fotoşəkilin çəkilməsindəki qüsurlar səbəb olur. Aşağıdakı qeydə baxın.)

Qeyd: Bu fotoşəkil Atlanta, Corciya Dövlət Universitetinin Fizika və Astronomiya Bölməsindən Dr Rod Navein izni ilə verilib. Fotoşəkil, Universitet saytındakı HyperFhysics səhifələrindəki hidrogen spektri haqqında qeydlərdən gəlir. Mövzuyla tanış olmaqdan daha çox maraqlanırsınızsa, bu yaxşı bir yerdir.

İdeal şəkildə fotoşəkildə üç təmiz spektral xətt - tünd göy, mavi və qırmızı göstəriləcəkdir. Qırmızı xəttin solunda görünən qırmızı ləkə və digər iki sətrin solundakı digər oxşar bulaşma (görmək daha çətindir), ehtimal ki, Dr Nave-ə görə, quraşdırmadakı kənar əkslərdən gəlir və ya bəlkə də difraksiya ızgarasındakı qüsurlardan. Bu fotoşəkili onsuz da istifadə etməyi seçdim, çünki a) təəccüblü bir görüntü olduğunu düşünürəm və b) hidrogen axıdma borusu və eyni görüntüdəki spektrini özündə cəmləşdirdiyim yeganə şəkildir.

Hidrogenin emissiya spektrini UV və IR-yə genişləndirmək

Hidrogen spektrində çılpaq gözlə görə biləcəyiniz üç xəttdən daha çox şey var. Spektrin həm ultra-bənövşəyi, həm də infraqırmızı bölgələrində xətt naxışlarını aşkar etmək mümkündür.

Bunlar bunları kəşf edən şəxsin adını daşıyan bir sıra & quoters & sətirlərə düşür. Aşağıdakı diaqram bu seriyalardan üçünü göstərir, ancaq diaqramda göstərilən Paschen seriyasının solundakı infraqırmızı rəngdə digərləri var.

Diaqram olduqca mürəkkəbdir, buna görə də hər dəfə bir az baxacağıq. Əvvəlcə diaqramın sağındakı Lyman seriyasına baxın - bu ən çox yayılmış və baş verənləri görmək asandır.

Qeyd: Tezlik ölçüsü PHz ilə qeyd olunur - bu petaHertz. Kilo (min və ya 10 3 dəfə deməkdir) və mega (milyon və ya 10 6 dəfə deməkdir) kimi önəklərlə tanışsınız. Peta 15 dəfə 10 deməkdir. Beləliklə, 3 PHz kimi bir dəyər 3 x 10 15 Hz deməkdir. & QuotHertz & quot; üçün narahat olursunuzsa, bu sadəcə & saniyədə & quot; deməkdir.

Lyman seriyası ultra-bənövşəyi bir sıra sətirdir. Xətlərin tezlik artdıqca bir-birinə yaxınlaşdığına diqqət yetirin. Nəhayət, bir-birlərinə o qədər yaxınlaşırlar ki, onları davamlı spektrdən başqa bir şey kimi görmək qeyri-mümkün olur. Serialın sağ tərəfindəki kölgə biti bunu göstərir.

Sonra kimi bilinən müəyyən bir nöqtədə seriya həddi, serial dayanır.

İndi Balmer seriyasına və ya Paschen seriyasına baxsanız, naxışın yalnız eyni olduğunu, ancaq serialın daha kompakt hala gəldiyini görərsiniz. Balmer seriyasında, fotoşəkildən görünən üç xəttin səhifəni daha da qaldırdığına diqqət yetirin.

Hər şeyi çətinləşdirir - tezlik və dalğa boyu

Tez-tez işığın tezliyindən çox dalğa uzunluğundan istifadə edərək çəkilən hidrogen spektrini tapacaqsınız. Təəssüf ki, işığın tezliyi ilə dalğa uzunluğu arasındakı riyazi əlaqə səbəbindən, spektri tezliyə və ya dalğa uzunluğuna qarşı qurarsanız, tamamilə iki fərqli görünüş əldə edirsiniz.

Tezlik və dalğa uzunluğu arasındakı əlaqə

Riyazi əlaqə:

Bunu yenidən tənzimləmək ya dalğa uzunluğu, ya da tezlik üçün tənliklər verir.

Bunun mənası, ikisi arasında tərs bir əlaqənin olmasıdır - yüksək tezlik aşağı dalğa uzunluğu və əksinə.

Qeyd: Bəzən daha aydın bir simvol olan f tezliyini tapacaqsınız, f.

Hidrogen spektrinin dalğa uzunluğu baxımından çəkilməsi

Spektr tezliyi əvəzinə dalğa uzunluğu baxımından qurarsanız belə görünür:

. . . və yalnız tezlik baxımından spektrin necə olduğunu xatırlatmaq üçün:

Bu qarışıqdır? Bəli, son dərəcə qarışıqdır! Yaxşı bu barədə nə edirsən?

Bu səhifənin qalan hissəsi üçün edəcəyəm yalnız tezliyə qarşı qurulmuş spektrə baxın, çünki onu atomda baş verənlərlə əlaqələndirmək daha asandır. Spektrin necə qurulduğuna görə fərqli göründüyünə diqqət yetirin, ancaq bunun xaricində imtahan verənlərinizin istədiyi açıq olmadıqca dalğa uzunluğu versiyasına məhəl qoymayın. Hər iki versiyanı da öyrənməyə çalışarsanız, yalnız onları qarışdıracaqsınız!

Qeyd: Yəqin ki, tədris planları bu mövzuda çox faydalı olmayacaq. Keçmiş sənədlərə baxmaq və sxemləri qeyd etmək lazımdır.

Böyük Britaniyada yerləşən bir imtahana gedirsinizsə və bu şeylərə sahib deyilsinizsə, tədris proqramı səhifəsinə keçərək onları necə tutacağınızı öyrənə bilərsiniz.

Hidrogenin emissiya spektrini izah etmək

Balmer və Rydberg tənlikləri

1885-ci ildə Balmer heyrətamiz bir riyazi anlayışla Balmer seriyası olaraq tanıdığımız hər hansı bir xəttin dalğa uzunluğunu proqnozlaşdırmaq üçün sadə bir düstur tapdı. Üç il sonra Rydberg bunu ümumiləşdirdi ki, hidrogen emissiya spektrindəki hər hansı bir xəttin dalğa uzunluğunu işləmək mümkün olsun.

Rydberqin düşündüyü:

RH kimi bilinən bir sabitdir Rydberg sabit.

n1 və n2 tam ədədlərdir (tam ədədlər). n2 n-dən böyük olmalıdır1. Başqa sözlə, əgər n1 deyək, 2 sonra n2 3 ilə sonsuzluq arasındakı hər hansı bir ədədi ola bilər.

Bu düstura daxil edə biləcəyiniz müxtəlif rəqəm birləşmələri, hidrogen emissiya spektrindəki hər hansı bir xəttin dalğa uzunluğunu hesablamağınıza imkan verir - və bu formuldan istifadə etdiyiniz dalğa boyları ilə həqiqi bir spektri analiz edərək tapdığınız dalğalar arasında sıx bir uzlaşma var. .

Qeyd: Balmerin orijinal tənliyinin bir versiyasına rast gəlsəniz, belə görünməyəcəkdir. Balmer tənliyində n1 həmişə 2-dir - çünki bu, spektrin görünən hissəsindəki xətlərin dalğa uzunluqlarını verir, bu da onun maraqlandığıdır. Orijinal tənliyi də fərqli şəkildə təşkil edilmişdir. Müasir versiya nələrin baş verdiyini daha aydın göstərir.

Xətlərin hər birinin tezliyini hesablamaq üçün Rydberg tənliyinin dəyişdirilmiş bir versiyasından da istifadə edə bilərsiniz. Bu versiyanı əvvəlki tənlikdən və dalğanın uzunluğu və tezliyi ilə əlaqəli düsturu səhifədən daha da qaldırmaqla işləyə bilərsiniz.

Qeyd: Rydberg tənliyinin n-in olduğu versiyalarına rast gələ bilərsiniz1 və n2 əksinə, ya da m və n kimi hərflərlə dəyişdirilə bilər. Hansı versiyanı istifadə etsəniz də, daha böyük rəqəm həmişə sağ tərəfin altındakı bir olmalıdır - götürdüyünüz. Onları səhv bir şəkildə taparsanız, bir hesablama etməyə başladığınız dərhal açıqdır, çünki mənfi bir cavab verəcəksiniz!

Hidrogen emissiya spektrinin mənşəyi

Hidrogen emissiya spektrindəki xətlər müntəzəm naxışlar əmələ gətirir və (nisbətən) sadə bir tənliklə təmsil oluna bilər. Hər sətir sadə tam ədədlərin birləşməsindən hesablana bilər.

Hidrogen yüksək gərginliyə məruz qaldıqda həyəcanlandığı zaman niyə işıq saçır və bu ədədlərin əhəmiyyəti nədir?

Heç bir şey onu həyəcanlandırmasa, hidrogen elektronu ilk enerji səviyyəsində - nüvəyə ən yaxın səviyyədədir. Ancaq atomu enerji ilə təmin edirsinizsə, elektron daha yüksək bir enerji səviyyəsində həyəcanlanır və ya hətta atomdan tamamilə çıxarılır.

Boşalma borusundakı yüksək gərginlik bu enerjini təmin edir. Hidrogen molekulları əvvəlcə hidrogen atomlarına parçalanır (bu səbəbdən atomik hidrogen emissiya spektri) və elektronlar daha yüksək enerji səviyyələrinə yüksəldilir.

Tutaq ki, müəyyən bir elektron üçüncü enerji səviyyəsində həyəcanlandı. Bu, daha aşağı səviyyəyə enərək yenidən enerjini itirməyə meyllidir. Bunu iki fərqli şəkildə edə bilər.

Yenidən birinci səviyyəyə geri enə bilər və ya ikinci səviyyəyə geri düşə bilər - sonra ikinci bir sıçrayışla birinci səviyyəyə enə bilər.

Xüsusi elektronların bağlanması spektrdə fərdi xətlərə sıçrayır

Bir elektron 3 səviyyədən 2 səviyyəyə düşərsə, bu iki səviyyədəki enerji boşluğu ilə eyni miqdarda enerji itirməlidir. Elektronun itirdiyi enerji işıq olaraq çıxır (burada & quotlight & quot həm görünən, həm də UV və İQ daxildir).

Hər bir işıq tezliyi tənliklə müəyyən bir enerji ilə əlaqələndirilir:

Tezlik nə qədər yüksək olsa, işığın enerjisi bir o qədər yüksək olur.

Bir elektron 3 səviyyədən 2 səviyyəyə düşərsə, qırmızı işıq görünür. Hidrogen spektrindəki qırmızı xəttin mənşəyi budur. Qırmızı işığın tezliyini ölçərək onun enerjisini işləyə bilərsiniz. Bu enerji, hidrogen atomundakı 3 səviyyəli ilə 2 səviyyəli enerji boşluğu ilə tamamilə eyni olmalıdır.

Buna görə son tənlik iki elektron səviyyəsi arasındakı enerji boşluğunun ölçüsü olaraq yenidən yazıla bilər.

Buna görə enerjidə mümkün olan ən aşağı düşmə spektrdə ən yüksək tezlik xəttini meydana gətirəcəkdir. Ən böyük eniş sonsuzluq səviyyəsindən 1 səviyyəyə qədər olacaq. (Sonsuzluq səviyyəsinin əhəmiyyəti daha sonra açıqlanacaq.)

Növbəti bir neçə diaqram iki hissədən ibarətdir - yuxarıda enerji səviyyəsi, aşağıda isə spektr.

Bir elektron 6 səviyyədən düşmüşsə, düşmə bir az azdır və bu səbəbdən tezlik bir az aşağı olacaqdır. (Diaqramın miqyasına görə, 7 ilə sonsuzluq arasındakı bütün səviyyələri əhatə edən bütün atlamalarda cızmaq mümkün deyil!)

. . . və digər mümkün sıçrayışlardan keçərək 1 səviyyəyə doğru irəlilədikdə, Lyman seriyasının hamısını hesaba gətirdiniz. Spektrdəki xətlər arasındakı boşluqlar enerji səviyyələri arasındakı boşluqların dəyişdirilməsini əks etdirir.

2 səviyyəyə enmək üçün eyni şeyi edirsinizsə, Balmer seriyasındakı xətlərlə başa çatırsınız. Bu enerji boşluqlarının hamısı Lyman seriyasından daha kiçikdir və buna görə də istehsal olunan frekanslar da çox aşağıdır.

Paschen seriyası 3-cü səviyyəyə sıçrayışla hazırlanacaqdı, amma bunları da əlavə etsəm, diaqram çox dağınıq olacaq - 4-cü səviyyəyə, 5-ə qədər atlamalarla bütün digər seriallardan söz etmirəm. səviyyə və s.

Rydberg tənliyindəki rəqəmlərin əhəmiyyəti

n1 və n2 Rydberg tənliyində tullanmanın hər iki ucundakı enerji səviyyələri spektrdə müəyyən bir xətt meydana gətirir.

Məsələn, Lyman seriyasında n1 Həmişə 1. Elektronlar Lyman seriyasında xətlər istehsal etmək üçün 1 səviyyəyə düşür. Balmer seriyası üçün, n1 həmişə 2 olur, çünki elektronlar 2 səviyyəyə düşür.

n2 atlandığı səviyyədir. Qırmızı xəttin 3 səviyyədən 2 səviyyəyə düşən elektronlar tərəfindən istehsal olunduğunu artıq qeyd etdik. Bu vəziyyətdə, n2 3-ə bərabərdir.

Sonsuzluq səviyyəsinin əhəmiyyəti

Sonsuzluq səviyyəsi, elektronun hidrogen atomunun bir hissəsi ola biləcəyi mümkün olan ən yüksək enerjini təmsil edir. Bəs elektron bu enerjini ən kiçik hissə ilə belə aşarsa nə olar?

Elektron artıq atomun bir hissəsi deyil. Sonsuzluq səviyyəsi, atomun ionlaşmasının müsbət yüklü bir ion meydana gətirdiyi nöqtəni təmsil edir.

Hidrogenin ionlaşma enerjisini tapmaq üçün spektrdən istifadə

Ona əlavə bir enerji verilmədikdə, hidrogenin elektronu 1 səviyyəsində tapılır. Bu onun əsas vəziyyəti kimi tanınır. Elektronı sonsuzluq səviyyəsinə qaldırmaq üçün kifayət qədər enerji verirsinizsə, hidrogeni ionlaşdırmış olursunuz.

İonlaşma enerjisi elektron başına buna görə 1 səviyyə ilə sonsuzluq səviyyə arasındakı məsafənin ölçüsüdür. Son bir neçə diaqrama nəzər yetirsəniz, həmin enerji sıçrayışının Lyman seriyasının seriya həddini yaratdığını görərsiniz.

Qeyd: İndiyə qədər elektronun daha yüksəkdən aşağı səviyyəyə düşdüyü zaman ayrılan enerjidən bəhs edirdik. Aydındır ki, müəyyən bir miqdarda enerji varsa sərbəst buraxıldı bir elektron sonsuzluq səviyyəsindən 1 səviyyəsinə düşdükdə, eyni miqdarda olacaqdır lazımdı elektronu 1 səviyyədən sonsuzluq səviyyəsinə qədər itələmək.

Lyman seriyası limitinin tezliyini təyin edə bilsəniz, bir atomdakı elektronu 1 səviyyədən ionlaşma nöqtəsinə daşımaq üçün lazım olan enerjini hesablamaq üçün istifadə edə bilərsiniz. Bundan, bir atom atomuna görə ionlaşma enerjisini hesablaya bilərsiniz.

Məsələ burasındadır ki, bir sıra limitin tezliyini spektrdən dəqiq tapmaq olduqca çətindir, çünki xətlər o bölgədə bir-birinə yaxın olduğundan spektr davamlı görünür.

Seriyanın limitinin qrafik olaraq tapılması

Lyman seriyasındakı ən geniş yayılan yeddi xəttin tezliklərinin siyahısı və birindən digərinə keçərkən tezliyin artması.

Xətlər bir-birinə yaxınlaşdıqda, tezlikdəki artım daha az olur. Seriya həddində xətlər arasındakı boşluq sözün əsl mənasında sıfır olardı.

Bu o deməkdir ki, tezlik artımlarını həqiqi tezliklə müqayisə etsəniz, əyrini artımın sıfıra çatdığı nöqtəyə ekstrapolyasiya edə (davam etdirə) bilərsiniz. Seriya limitinin tezliyi belə olardı.

Əslində yuxarıdakı cədvəldəki məlumatlardan iki qraf qura bilərsiniz. Tezlik fərq iki tezliklə əlaqəlidir. Məsələn, 0.457 rəqəmi 2.924-dən 2.467 götürərək tapılır. Bəs 0.457-ni bu iki dəyərdən hansına qarşı qurmalısınız?

Fərqli deyilsiniz, hər zaman ardıcıl olduğunuz müddətdə - başqa sözlə, siz olduğunuz müddətdə həmişə fərqi ya daha yüksək, ya da alt rəqəmə qarşı qurun. Sizi maraqlandıran nöqtədə (fərq sıfır olduğu yerdə), iki tezlik nömrəsi eynidır.

Aşağıdakı qrafikdən göründüyü kimi, mümkün qrafiklərin hər ikisini eyni qrafik üzərində quraraq, əyrilərin necə ekstrapolyasiya ediləcəyinə tam qərar verməyi asanlaşdırır. Bunlar döngələr olduğundan ekstrapolyasiya etmək düz xəttlərdən daha çətindir.

Hər iki sətir 3.28 x 10 15 Hz-də bir sıra həddi göstərir.

Qeyd: 3.28 PHz-nin 3.28 x 10 15 Hz ilə eyni olduğunu unutmayın. Lyman seriyasının sıra həddini hesablamaq üçün Rydberg tənliyindən istifadə edərək bu rəqəmi yoxlaya bilərsiniz: n1 = Lyman seriyası üçün 1 və n2 = seriya həddi üçün sonsuzluq. 1 / (sonsuzluq) 2 = sıfır. Bu, 3.29 x 10 15 Hz tezliyi üçün bir dəyər verir - başqa sözlə, iki dəyər% 0.3 arasında qəbul edilir.

Belə ki . . . indi hidrogen atomundan tək bir elektron çıxarmaq üçün lazım olan enerjini hesablaya bilərik. Səhifənin yuxarı hissəsindən tənliyi xatırlayın:

Torpaq vəziyyəti ilə elektronun atomdan çıxma nöqtəsi arasındakı enerji boşluğunu tezlik üçün aldığımız dəyəri əvəz edərək və məlumat kitabından Planck sabitinin dəyərini axtarıb tapırıq.

Bu, tək bir atom üçün ionlaşma enerjisi verir. Normalda gətirilən ionlaşma enerjisini tapmaq üçün bunu bir mol hidrogen atomundakı atomların sayına (Avogadro konstantası) vurmaq və kilojoula çevirmək üçün 1000-ə bölmək lazımdır.

Qeyd: Bunu 3-dən çox əhəmiyyətli rəqəmə istinad etmək səhv olardı. Qrafikdən alınan tezlik üçün dəyər yalnız bu dəqiqliyə bərabərdir.

Bu, hidrogenin ionlaşma enerjisinin 1312 kJ mol-1 üçün normal göstərilən dəyəri ilə yaxşı müqayisə edir.

Anlayışınızı yoxlamaq üçün suallar

Bu ilk suallarınız varsa, başlamazdan əvvəl giriş səhifəsini oxuyun. Daha sonra buraya qayıtmaq üçün brauzerinizdə QAYDA Düyməsini istifadə etməlisiniz.


Uğursuz Ulduzlar və Super Planetlər: Yanvar 1998-ci ildə Ulduz-Kütlə Obyektləri üzrə Seminar (1998) əsasında hazırlanmış bir hesabat

ətraflı nəzəri modellərlə dəstəklənən müşahidə texnikaları. Bununla birlikdə, yalnız bir neçə birbaşa algılama həqiqi SMO olaraq möhkəm təsbit edilmişdir və dolayı namizədlərin yeganə bilik tədqiqatçılarına kütlələrinin alt sərhədləri aiddir. Hipparcos peykindən sistemlərdən birinə aid son məlumatlar, buna baxmayaraq, namizədi kütləvi olaraq subellar olaraq möhkəmləndirən meyl üçün yuxarı sərhəd təyin etdi.

Göy bölgələrində indiyə qədər axtarılan namizəd sayının, bütün göyə ekstrapolyasiya edildiyi halda, minlərlə insanın indiki alətlərlə aşkar edildiyini göstərir. Ancaq spektrlərin toplanması və təhlili də daxil olmaqla bu cür obyektlərin ətraflı tədqiqi detektorların həssaslığının artmasını və böyük teleskopların daha çox olmasını gözləyir. Musa kimi, müşahidəçilər də hal-hazırda uzaqdan & mdashbut görmək, lakin hələ SMO-lərin aşkarlanması və öyrənilməsi baxımından zəngin gələcəyi vəd etməmək & mdasha baxmağa məhduddurlar.

SMO-ların spektroskopik tədqiqatları

SMO-ların spektral analizi yalnız bu cisimlərin fiziki xüsusiyyətlərini başa düşmək üçün deyil, həm də atmosfer istiliyini ciddi şəkildə məhdudlaşdıran və dolayısı ilə cisimlərin kütlələrini möhkəm qiymətləndirməyə imkan verən molekulları müəyyənləşdirmək üçün çox vacibdir. Bu baxımdan əsas molekullar metandır (CH4) və ammonyak (NH3), soyuducu atmosfer istiliyində karbonmonoksit (CO) və molekulyar azot (N) hesabına getdikcə çoxalır 2). Çətinlik, ulduz əsas ardıcıllığının kənarına yaxın olan cisimlərdə az miqdarda metan aşkarlamaq olacaq: daha da infraqırmızıya uzanan spektrlər bu baxımdan faydalı olacaq, lakin mövcud imkanlara meydan oxuyacaq. Sərin ulduzlarda mövcud olan, lakin daha aşağı kütlələrin müşahidə oluna bilən atmosferlərindən yoğunlaşması lazım olan molekulyar növlərin həssas yuxarı hədləri, daha yüksək həssaslığa ehtiyac olduğunu vurğulayan SMO üzvlüyünün başqa bir spektroskopik testidir.

Ən kütləvi SMO-ların spektrlərinin birbaşa aşkarlanması və analizi kifayət qədər davam etdi ki, bir çox müşahidəçi əsas ardıcıllıq obyektlərinin ənənəvi ulduz təsnifat ardıcıllığında əlavə bir məktubun yaradılmasını təsdiqləyir: O, B, A, F, G, K, M Əsas ardıcıllıq kənarındakı cisimlərin spektrləri M cırtdanlardan keyfiyyətcə fərqlidir, çünki titan oksidi (TiO) və vanadium oksidi (VO) yoxdur və digər molekulyar xətlər spektri qara cisimdən kəskin şəkildə pozur. SMO-ları & ldquoL & rdquo cırtdanlar kimi təyin etmək təklifi sadəcə nomenklaturada bir məşq deyil, səth temperaturu 1500 K və daha aşağı olan cisimlərin spektrinin ayrı-ayrı təbiətinin tanınmasıdır.

BİLƏN SUBSTELLAR-KİV OBYEKTLƏRİNİN FİZİKİ VƏ ORBİTAL XÜSUSİYYƏTLƏRİ

Gibor Bəsri

University, California, Berkeley

Bu icmal, əsasən bu günə qədər aşkar edilmiş və təsdiqlənmiş qəhvəyi cırtdanların siyahıyaalınması kimi xidmət edəcəkdir. Onların fiziki xüsusiyyətləri, əksər hallarda, ətraflı şəkildə ölçülməmişdir. Ümumiyyətlə digər təqdimatlarda ümumiləşdirilən nəzəri gözləntilərimizə uyğundurlar. Əvvəlcə ikili sistemlərdəki qəhvəyi cırtdanlara dönmək, ən açıq şey sadəcə bir ulduza baxmaqdır. Bu yanaşma, ən maraqlı qəhvəyi cırtdan namizədi GD 165B olaraq on ilə yaxındır dayanan və eyni zamanda indi ən mübahisəsiz qəhvəyi cırtdan olan Gliese 229B olanı verdi. Əvvəlki obyekt təəssüf ki, mümkün olan minimum ardıcıllıq istiliyinə yaxındır (1700 K, baxmayaraq ki, bu qeyri-müəyyəndir), ikincisi isə 1000 K ətrafında çox aşağıda olduğu halda Gliese 229B, ehtimal ki, 2 ilə 5 Gy arasındadır, kütləsi 30 ilə 50 Jupiters. Yörəyi hələ ölçülməmiş qədər genişdir (40 AU), baxmayaraq ki, nəticədə dinamik bir kütlə əldə edə bilməliyik. Bir anketdə tapılan yeganə yeraltı yoldaşdır

300 M ulduz. Ağ cırtdanların yanında və çoxluqlarda aparılan görüntüləmə anketlərinin müvəffəqiyyət nisbəti də buna bənzəyir.

İkili sistemlərdə bilinən qəhvəyi cırtdanların çoxu (

Təxminən 700 hədəfdən 10-u) radial sürət işləri ilə aşkar edilmişdir. İnsan hər hansı birinin təbiətindən əmin ola bilməz (çünki onların orbital meylləri bilinmir), əksinə, ulduz yoldaşlarının kütlə həddi paylanmasına görə əksəriyyətinin həqiqətən yeraltı obyektlər olduğuna əmin ola bilərsiniz. Onların orbital parametrləri axtarış texnikasına görə kiçik ayrılmalara meyllidir, lakin ulduzlara bənzər bir ekssentriklik paylanmasına və xarici planetlərdən fərqli. Beləliklə, onların ulduz kimi meydana gəldiklərini təsəvvür etmək ağlabatandır. Bu yaxınlarda ikili qəhvəyi-cırtdan cütlüyü əhatə edən bir sistem tapıldı. Bu küt qəhvəyi cırtdanlar orta dərəcədə eksantrik bir orbitdə bir-birlərinə olduqca yaxındır (0.03 AU). Qəhvəyi cırtdan yoldaşların kütləvi paylanması, az kütləli ulduzlar üçün davam etdiyi görünür. 10 Yupiter kütləsinin altında, birincil başına düşən obyektlərin sayının artması, çətinliklə aşkarlanmasına baxmayaraq ani bir artım var.

İndiyə qədər qəhvəyi cırtdanlar üçün ən məhsuldar axtarış gənc dəstələrdə, xüsusilə Pleiades-də olub. Gənc qəhvəyi cırtdanlar daha parlaqdır, lakin gec M ulduzlarından (çox yaxından bənzədikləri) fərqləndirilməlidir. & Ldquolithium testi və rdquo bunu etmək üçün güclü bir vasitə olduğunu sübut etdi: Gliese 229B xaricində birbaşa müşahidə olunan qəhvəyi cırtdanlar hazırda nəsillərini bu şəkildə qazanırlar. Qəhvəyi cırtdanlar (

15) Pleiades-də yeraltı sərhəddən təxminən 30 Yupiter kütləsinə qədər tapılmışdır. Bu, yeraltı başlanğıc kütlə funksiyasının (IMF) bu günə qədər ən birbaşa ölçüsünə imkan verir ki, bu da kütlənin çox aşağı kütlələrə qarşılığı kimi yüksələn bir kütlə funksiyasını göstərir. Trapezium qrupundakı ilkin nəticələr, kütlə vermək üçün təkamül hesablamalarına əsaslanan az kütləli ulduzlarda dövriyyəni göstərə bilər. İşi BVF-nin nə qədər universal olduğunu bilmədiyimiz digər qruplara da genişləndirmək vacibdir.

Nəhayət, sərbəst üzən sahə qəhvəyi cırtdanlar bu yaxınlarda təsdiqləndi. DENIS və 2MASS bütün səmavi infraqırmızı tədqiqatların ilkin nəticələri, Pleiades-in proqnozlaşdırdığı ilə uyğun bir yer sıxlığını göstərir. M ulduzları və mdasha yeni spektral sinif & ldquoL. & Rdquo-dan açıq şəkildə daha soyuq olan obyektlər tapıldı. Onların spektrləri tozun vacib bir atmosfer qurucusu olduğuna dair yaxşı dəlillər gətirir.

Qəhvəyi DWARFLAR VƏ EXTRASOLAR PLANETLƏRİN TƏRKİBİNİN Torpaq və kosmos əsaslı spektroskopiyası

Mark S. Marley

New Mexico State University

Qəhvəyi bir cırtdan və ya ekstrasular planetin atmosferində olan molekullar atmosfer istilik quruluşunu, dinamikasını və kimyasını məhdudlaşdırır. Bu icmalda bu atmosferdəki molekulların spektroskopik aşkarlanmasından nə öyrənə biləcəyimizə diqqət yetirirəm və Gliese 229 B və günəş sisteminin jovian planetlərindən nümunələrlə təsvir edirəm.

Xarici narahatlıq olmayan statik bir planetar atmosferin tərkibi yerli termodinamik kimyəvi tarazlığa meyl edir. Beləliklə nisbətən aşağı temperaturda (

100 - 200 K) və Günəş sisteminin jovian planetlərinin yüksək təzyiqləri, C CH-də tapılmışdır4 (metan), H-də O2O və NH-də N3 (ammonyak). Daha yüksək temperaturda termokimya CO, H-yə üstünlük verir2O və N2. Həqiqətən CH-nin spektroskopik aşkarlanması idi4 Gliese 229 B-də cismin qəhvəyi bir cırtdan kimi şəxsiyyətini mübahisəsiz təsdiqlədi. Ammonyakın qəhvəyi cırtdanın yuxarı atmosferində də olması proqnozlaşdırılır, lakin hələ aşkarlanmayıb. Beləliklə, ilk növbədə CH varlığı və ya olmaması4 və NH3 atmosfer istiliyinin termometrləri kimi xidmət edə bilər. Metan yaxınlıqdakı infraqırmızıda asanlıqla aşkar olunur. Ammonyak görünən və 10 və ananın yanında aşkar edilir. Ancaq böyük bir çətinlik, bu molekulların & ldquotraditional & rdquo planetar temperaturlardan daha yüksək temperaturlarda qeyri-şəffaflığı barədə məlumatların olmamasıdır.

Atmosfer kompozisiyasının tarazlıqdan çıxışları xüsusilə maraqlıdır. CO, PH kimi molekullar3, GeH4və AsH3 hamısı Yupiter atmosferində tarazlıq kimyasından gözləniləndən çox böyüklük sıralarında bolluq aşkar edilmişdir. Bu tarazlıq olmayan molekulların varlığı konveksiyaya dəlil olaraq qəbul edilir. Konvektiv zaman tərəziləri kimyəvi tarazlıq zaman tərəzilərindən daha qısa olduğundan bu molekullar Yupiterin içərisindəki dərinlikdən dərinləşdirilib görünən atmosferə çatdırıla bilər. Eynilə, Uranda deyil, Neptunda CO-nun aşkarlanması, göründüyü kimi bu iki atmosferdə nisbi konveksiya gücü barədə məlumat verir.

Gliese 229B-də CO-nun kimyəvi tarazlıq üçün proqnozlaşdırıldığından çox-çox bol miqdarda aşkarlanması, görünən atmosferin (800 ilə 1400 K arasında) konvektiv olmasını tələb edir. Yenə də bir çox atmosfer modeli radiasiya-konvektiv sərhədin 1700 K-nin altından daha dərində olduğunu görür, lakin bəzi modellər CO aşkarlanmasına uyğun olan əlavə, ayrılmış, yuxarı konveksiya zonası proqnozlaşdırır. Gliese 229B-də C-lərin olması da konvektiv nəqli tələb edir, çünki bu element başqa cür olmamalıdır. Bununla birlikdə, TiO və digər odadavamlı diatomik növlərin olmaması, atmosferin bu molekulların sıxlaşdığı dərinliyə (2000 K-dən aşağı) tam konvektiv olmadığını göstərir. Birlikdə, bu nəticələr ayrı bir konveksiya zonasının mövcudluğunu dəstəkləyir. Beləliklə CO və Cs, qəhvəyi cırtdanın şaquli konvektiv quruluşunu izləyərkən, radiasiya bölgəsinin Yupiterin bulud zirvələrindən çox aşağıda olduğunu da irəli sürdü. PH3 kosmik əsaslı platformalar tərəfindən Gliese 229B-də də potensial olaraq aşkar edilə bilər və vacib bir əlavə test təmin edəcəkdir. Bu molekullar dəstinin müxtəlif cisimlərdə bolluğunun ölçülməsi yeraltı cisimlərin atmosfer dinamikasını müəyyənləşdirəcəkdir.

İnsident radiasiyası eyni zamanda vacib tarazlıq olmayan növlər də yarada bilər. Beləliklə, C daxil olmaqla günəş sisteminin jovian planetlərinin atmosferində fotokimyəvi olaraq istehsal olunan bir çox karbohidrogenə rast gəlinir.2H2 və C2H6, başqa cür gözlənilməzdi. Bu nisbi kövrək molekullar məhv olmaqdan xilas olur, çünki bu molekulların əmələ gəldiyi stratosferlərdə şaquli qarışmalar azdır. Ehtimal ki, zəngin bir fotokimyəvi məhsula rast gəlinəcəkdir

xaricdəki planetlərin atmosferləri, xüsusən isti atmosferi və böyük qəza axını olanlar. Bəzi növlərin yoğunlaşması nəticəsində əmələ gələn puslar, bu cisimlərin spektrlərində kiçik qarışma nisbətləri nəzərə alınmaqla gözləniləndən çox imza ata bilər.

Əsas növlərin kondensasiyası da yeraltı obyektlərin spektrlərində mühüm rol oynayacaqdır. Gliese 229B-nin yaxın infraqırmızı spektrləri buludsuz modellər tərəfindən ən yaxşı şəkildə uyğunlaşdırılır, lakin depressiyaya məruz qalan görünən axın taxıl varlığını nəzərdə tutur. Molekulyar məlumatlardan göründüyü kimi silikat və dəmir dənələri üçün kondensasiya bölgəsinin üstündə həqiqətən radiasiya bölgəsi varsa, çox güman ki, Gliese 229B dənələri az bolluqlu növlər (sulfatlar?) Tərəfindən istehsal olunur. Mie dağılma nəzəriyyəsi submikron taxıllarının infraqırmızı axını deyil, görünənləri təsirli şəkildə təsir etmək üçün lazımi dağılma və udma xüsusiyyətlərinə malik olduğunu göstərir. Bununla birlikdə, öz-özünə uyğun bir kimyəvi tarazlıq, radiasiya yoluxma, taxıl kondensasiyası ssenarisi hələ işlənməmişdir. Planet atmosferindəki bu proseslərin geniş öyrənilməsi sonrakı araşdırmalara rəhbərlik edəcəkdir.

Xarici planetlərin və qəhvəyi cırtdanların spektrlərini düzgün şərh etmək üçün həm planetar alimlərin, həm də astrofiziklərin təcrübələrini daşımalıyıq. Tarix bizə deyir ki, əvvəllər fərqli olan bu cür sahələr arasındakı qarşılıqlı əlaqə bəzən çətin ola bilər, lakin son nəticə zəngin və həyəcan verici yeni bir elm olacaqdır.

Qəhvəyi cırtdanların və çox gec baş verən əsas sıra ulduzlarının müqayisəli spektroskopiyası

Rafael Rebolo

Canarias İnstitutu

Qəhvəyi bir cırtdanı çox gec tip cırtdan bir ulduzdan izah etmək, son zamanlara qədər son dərəcə mürəkkəb bir iş idi. Kütlələri kifayət qədər dəqiqliklə ölçmənin məşhur çətinliklərinə etibarlı spektroskopik subellarite kriteriyalarının olmaması əlavə edilməli idi.

Hal-hazırda, bu meyarlardan ən az ikisinin faydalı olduğu sübut edildi və qəhvəyi cırtdan namizədlərin çoxunun təbiətini ortaya qoyan astronomlara qəti bir şəkildə kömək etdi. Bir tərəfdən, əvvəlcə Tsuji və digərləri tərəfindən təklif olunan infraqırmızı metan bantlarının yeraltı aşkarlanması. alt göstərici olaraq, 1 Gliese 229B-ni sərin qəhvəyi cırtdan (effektiv temperatur,

1000 K) və bu obyekt üzərində detallı spektroskopik tədqiqatlar hazırda həm sərin atmosferlərin nəzəri modelləşdirilməsi, həm də oxşar cisimlərin aşkarlanmasına yönəlmiş müşahidə strategiyalarının dizaynı üçün bir bələdçi rolunu oynayır. Gliese 229B-nin ən kiçik kütləli ulduzlara nisbətən spektral fərqləri çox böyükdür və oxşar cisimlərin səhv təfsirini və ya qeyri-müəyyən müəyyənləşdirilməsini istisna edir.

Digər tərəfdən, gənc qəhvəyi cırtdanların spektrlərinin ən az kütləvi ulduzlara bənzər xüsusiyyətlər göstərməsi gözlənilir. Bununla birlikdə, bu qəhvəyi cırtdanları spektrlərindəki lityum xətlərinin və xüsusən də 6708.8 rezonans xətlərinin aşkarlanmasına əsaslanan sadə bir spektroskopik test vasitəsi ilə müəyyənləşdirmək üçün bir meyara sahib olmağımız kifayət qədər şanslıdır.

T. Tsuji, K. Ohnaka və W.Aoki, & ldquoSpektra və Qəhvəyi Cırtdanların Rəngləri və & rdquo Əsas Sıra və mdashAda Beyond, C.G. Tinney (ed.), ESO Astrofizika Sempozyumu, Springer-Verlag, Berlin, 1995, s. 45.

angstromlar. 2 Lityum kövrək bir elementdir, tam konvektiv ulduzlarda səmərəli şəkildə məhv edilir, halbuki 65 Yupiter kütləsindən az olan qəhvəyi cırtdanlarda qorunur. Test, Pleiades klaster 3-dəki obyektlər üzərində ilk uğurlu nəticələr verdi. 4 burada litiumun aşkarlanması sayəsində parlaqlıq və spektral tip baxımından son dərəcə dəqiqliklə yeraltı sərhədin dəqiq yerini təyin edə bilərik. Pleiades yaşında, litium yanma üçün minimum kütlə hidrogen yanma üçün minimum kütlə ilə üst-üstə düşür.

Pleiades-də bir alt ardıcıllıq, 30 Yupiter kütləsinə yaxın görünən M10-dan sonra spektral tiplərə qədər tapılmışdır. Bundan əlavə, qrupdakı f & uacutenction kütləsinin ağlabatan bir dəqiq təyini obyektlərin sayının təxminən 40 Yupiter kütləsinə qədər artdığını göstərir. Digər ulduz qrupları hazırda araşdırma altındadır (& alfa Persei, Praesepe, Hyades, Orion, Buğa, və s.) Və Ürəklərdə mövcud olan keyfiyyət və kəmiyyət baxımından müqayisəli məlumatların alınacağını gözləyirik.

Nəhayət, Cənubi Göyün Dərin Yaxın İnfraqırmızı Tədqiqatı (DENIS) kimi genişmiqyaslı infraqırmızı tədqiqatlar zamanı və ya düzgün hərəkət zamanı aşkarlanan çox sərin, sərbəst üzən obyektlər üçün çox sürətli bir lityum təsbitləri meydana gəlir. işlər. Hal-hazırda litium testini keçmiş və bu səbəbdən qəhvəyi cırtdanlar olan M9-dan daha soyuq üç obyekt var. Çox güman ki, 40-60 Yupiter kütləsi olan kütlələri olan, Gliese 229B kimi temperaturlara qədər soyumağa kifayət qədər vaxtı olmayan orta yaşlı qəhvəyi cırtdanlardır. Onların əsas müşahidə xüsusiyyətləri Pleyadalardakı qəhvəyi cırtdanlar və çox gec olan sahə ulduzları ilə müqayisə ediləcəkdir.

DÜNYA KLİSTLƏRİNDƏ Qəhvəyi cəsarətlərin rolunu qiymətləndirmək

California Universiteti, Berkeley

Qəhvəyi cırtdanlar, ehtimal ki, kürə qruplarında mövcuddur, lakin qrupun quruluşu üçün əhəmiyyətli və cazibə qüvvəsi təsirləri ilə aşkar ediləcək sayda deyil. Ən aşağı kütləli görünən ulduzların müşahidə olunan kütləvi funksiyalarının ekstrapolyasiyası, bir dəstədəki ulduzların əhəmiyyətli bir hissəsinin qəhvəyi cırtdanlar ola biləcəyini, lakin ehtimal ki, bir çoxluq kütləsinin 10% -dən azını ehtiva etdiyini göstərir.

Əks təqdirdə inanmaq üçün bir səbəb olmadığına görə, qlobal bir klasterin kütləvi funksiyasının (MF) hidrogen yanma hüdudlarından kənara, qəhvəyi cırtdan sahəsinə uzandığını düşünə bilərik. Beləliklə, vəzifəmiz qloballaşlı MF-ləri mümkün qədər kiçik bir ulduz kütləsinə qədər təyin etməkdir, daha sonra qəhvəyi cırtdanların sayını qiymətləndirmək üçün kiçik kütlələrə ekstrapolyasiya edə bilərik.

Bir qlobal klasterin MF-nin təyin olunmasında ilk addım onun parlaqlıq funksiyasını (LF) müəyyənləşdirməkdir. Bu adətən klasterin yalnız kiçik bir hissəsində və fərqli ulduzlarda edildiyindən

R. Rebolo, E.L. Martin və A. Magazzu, & Alpha Persei Açıq Küməsindəki Qəhvəyi Cırtdan Namizədin spektroskopiyası və rdquo Astrofizika Jurnalı, 389: L83, 1992.

G. Bəsri, G.W. Marcy və J.R. Graham, & ldquoLithium in Brown Brown Cwarf Namizədlər: Ən Zəif Ülkələrin Kütləsi və Çağı, & rdquo Astrofizika Jurnalı, 458: 600, 1996.

R. Rebolo, E.L. Martin, G. Basri, G.W. Marcy və M.R. Zapetero-Osorio, & ldquoLityum Testi ilə təsdiqlənən Ülkələrdə Qəhvəyi Cırtdanlar və rdquo Astrofizika Jurnalı, 469: L53, 1996.

kütlə müxtəlif məkan bölgüsünə malikdir, bu yerli LF-nı qrup üçün qlobal bir LF halına gətirmək üçün klasteri dinamik şəkildə modelləşdirmək lazımdır.

Növbəti addım LF-ni kütlə-parlaqlıq əlaqəsi (MLR) vasitəsi ilə MF-yə çevirməkdir. Nəticə sonuncuya olduqca həssasdır, çünki konversiya faktoru MLR-nin törəməsidir. Aşağı metal bolluğu üçün empirik bir MLR olmadığı üçün nəzəri bir MLR istifadə etmək lazımdır. Bunlar, xüsusən də ulduzların tam konvektiv olduğu və hesablanması çətin atmosferlərin quruluşunu idarə etdiyi aşağı kütlə ucunda hələ qeyri-müəyyəndir.

Bütün kürə qruplarının böyük məsafə modulları olduğundan, zəif ulduzlarını müşahidə etmək çox zəif ölçülərə getməyi tələb edir. İndiyə qədər Hubble Kosmik Teleskopu bu cür işlər üçün ən yaxşı vasitədir. 0,15 günəş kütləsinin altına çatan MF-lər indi 10 kürə üçün müəyyən edilmişdir və bunlardan birində MF 0,1 günəş kütləsindən kənara çıxır. Kiçik kütlələrin uçları (0,25 günəş kütləsinin altındadır) təqribən d ilə yaxınlaşdırılırsaN/ dm = santimetr & mənfi və alfa, & alfa dəyərləri 0 ilə 1.0 arasındadır. Aşağı alfa dəyərləri olan qrupların dinamik səbəblər səbəbindən aşağı kütləli ulduzları seçici olaraq itirdiyini və təmiz bir kürənin 0,6 ilə 1,0 arasında bir alfa olduğunu düşünməyə əsas var.

Əgər sadəlövhlüklə 0,01 ilə 0,8 günəş kütləsi arasında bir qüvvə qanunu kütləsi funksiyasını qəbul etsək, kütlələri 0,01 ilə 0,09 günəş kütlələri arasında olan ümumi ulduzların hissəsi% 25-dən 50% -ə qədər və alfa 0,5 ilə 1,0 arasında olur, bu ulduzların tərkibində olan çoxluq kütləsinin hissəsi 0,036 ilə 0,101 arasında dəyişir.

Burada təqdim olunan məlumatlar, qalaktik disk üçün Gould və digərlərinin tapdığı MF-nin zəif ucundan çox fərqlənmir (ikincisi istinad etmək üçün çevrildikdə m logdan daha çox m). Bununla birlikdə ədəbiyyatda bildirilən daha böyük alfa dəyərlərini qətiyyən təsdiqləmirlər.

Ulduz yaradan bölgələrdə Qəhvəyi DWARF namizədləri

Lynne A. Hillenbrand

California Universiteti, Berkeley

Ulduz kütlələrin və başlanğıc kütlə funksiyasının mənşəyini anlamaq ulduz meydana gəlməsi tədqiqatlarında əsas hədəflərdən biri olaraq qalır. Bir ulduz və ya alt ulduz kütləsi obyektinin istehsalı əsasən özünü tənzimləyən bir prosesdir (yəni kütləvi yığılma və axın qarşılıqlı təsiri ilə idarə olunur), yoxsa ətraf mühit şərtləri (məsələn, molekulyar bulud xüsusiyyətləri) kritik rol oynayır? Niyə bəzi ulduzlar, ilk növbədə aşağı kütləli olanlar, ən yaxın qonşularından nisbi təcrid halında meydana gəlirlər, əksər ulduzlar və xüsusilə yüksək kütlələr və mdashform ulduzları sıx qruplarda? Edir ətraflı buludun parçalanma prosesi zamanı yaranan ulduz kütlələrinin spektri bölgədən bölgəyə fərqlidir, yoxsa & ldquouniversal & rdquo? Ulduz / ulduz sərhədinə yaxın və üzərindəki kütlə spektrinin müəyyənləşdirilməsi xüsusi maraq doğurur. Kütlə spektri, təbiətin hidrogen yanan cisimlər yaratmağı üstün etdiyini və ya qalaktikanın indiki yaşında, son dərəcə aşağı parlaqlıqda olan cisimlərdə əhəmiyyətli miqdarda kütlə nəzərdə tutaraq yüksəlməyə davam etdiyini ifadə edərək çevrilirmi?

Substel-kütlə cisimləri daha çox inkişaf etmiş mərhələlərə (# DXGT # 100 My) nisbətən gənc yaşlarda (# DXLT # 10 My) əhəmiyyətli dərəcədə daha parlaq və daha isti olduğundan, ulduz əmələ gətirən bölgələr ideal yerlərdir.

A. Gould. J.N. Bahcall və C. Flynn, & Hubble Space Teleskopunun Ulduz sayımlarından ldquoM Cırtdanlar. III. The Groth Strip, & rdquo Astrofizika Jurnalı, 482: 913, 1997.

onları axtar. Doğrudan da, yaxınlıqdakı ulduz əmələ gətirən bölgələrdəki ulduz populyasiyalarının fotometrik və spektroskopik tədqiqatları kütlələri hidrogen yanma həddindən aşağı olan cisimlərin aşkarlanmasına həssasdır. Dərin optik tədqiqatlar (R və I zolaqlarında) hələ yeni yaranan molekulyar buludlarına qismən daxil olan gənc ulduzların öyrənilməsinə imkan yaratdı. Optik fotometri optik spektroskopiya ilə birləşdirildikdə, ulduzlar ayrı-ayrılıqda qızardıla bilər və ulduz kütlələri və yaş bölgülərinin qurulmasına gətirib çıxaran şərti Hertzsprung-Russell (H-R) diaqramlarında yerləşə bilər.

Daha yaxınlarda, birləşdirərək infraqırmızı fotometriya (J, H və K zolaqlarında) ilə infraqırmızı Spektroskopiya, bu ənənəvi optik texnika, ulduz populyasiyasının əksəriyyətinin molekulyar bulud materialına tam yerləşdiyi bölgələrdə uğurla tətbiq edilmişdir. Beləliklə, 10-50 bal gücündə ulduzlararası və yerli səmavi sönmə ilə örtülən ulduzlar üçün ulduz kütlələrini və yaşlarını təyin edə bilərik. Ulduzların doğulduğu yerlərdə bu şəkildə araşdırma aparmaq, təkamül proseslərindən təsirlənməyən müvəqqəti və məkan baxımından tutarlı populyasiyalar üçün ulduz / substellar-kütlə bölgülərini ölçə biləcəyimiz deməkdir. Üstəlik, zəngin, sıx, son dərəcə gənc qruplar, ulduzların tam nümunələrinin və eləcə də yeraltı cisimlərinin müəyyənləşdirilməsinə imkan verir, onların müəyyənləşdirilməsi və köhnə açıq qruplarda öyrənilməsi ilə əlaqəli üzvlük qeyri-müəyyənliklərindən qaçınır.

Bu günə qədər olan nəticələr göstərir ki, gənc ulduz yaradan bölgələrdə bir çox yaxşı subellar namizədləri mövcud olsa da, bu obyektlərin nisbi sayı artmayan kütlə spektrini nəzərdə tutur Ulduzdan Ulduz-Kütlə rejiminə.

Bununla birlikdə, ulduz əmələ gətirən bölgələrdə ulduz populyasiyaları üzərində aparılan tədqiqatlar, yüksək məhv olma, nebulyar çirklənmə, qaynaq sıxlığı və ətrafdakı ulduzların təsirləri ilə maneə törədilir. Beləliklə, məlumatların təhlili və şərhində çox diqqətli olmaq lazımdır. Bundan əlavə, müşahidə kəmiyyətlərindən (məsələn, rənglər və spektral növlərdən) fiziki kəmiyyətlərə (məsələn, kütlələr və yaşlar) tərcüməsi həm gec tip (M6.5 - M9) ulduzların daxili xüsusiyyətlərinin, həm də nəzəri proqnozların dəqiq başa düşülməsindən asılıdır. əsas ardıcıllıq təkamülü üçün.

Hal-hazırda ulduz rənglərində, bolometrik düzəlişlərdə və temperaturda (müşahidə tərəfində) və qeyri-şəffaflıqda, konveksiyada və yığılma təsirlərində (nəzəri tərəfdə) böyük qeyri-müəyyənliklər qalmaqdadır. Bu qeyri-müəyyənliklərin daralmasına yönəlmiş gələcək müşahidələr, ulduz yaradan bölgələrdə, məsələn, iri, infraqırmızı yaxın spektroskopik tədqiqatlarla, ulduz - / ulduz - kütlə bölgüsündə əlavə irəliləyiş əldə etmək üçün tələb olunur.


Periyodik Fenomenlərin Modelləşdirilməsi: Marsın Yörüngəsindəki Təqdimat Milyardlarla yaşı olan Mars, günəş sistemimizdəki günəşdən gələn dördüncü planetdir və sonuncusu.

Birinci qanun, hər şeyin günəş ətrafında dövr etməsi, bütün planetlərin günəşin ekliptikasında fırlanmasıdır ki, bu da tyho modeli i ilə əlaqəli bir çox problemi həll edir.

İndi nə soruşula bilər, planetlərin orbitinin forması nədir? Kepler ilk qanunda planetlərin Günəş ətrafında dövr etməsinin bir elipti olduğunu bildirir.

Gündəlik doğma və günəşin batması yerlərin fırlanması ilə izah edilə biləcəyini söylədi. Tycho, dünyanın hər il günəş ətrafında dövr etdiyinə inanırdı. Salam.

Cain, F. (2008, 10 dekabr). Mars Yerlə müqayisədə. 13 Oktyabr 2014 tarixində http://www.universetoday.com/22603/mars-compared-to-earth/ Choi, C. Q.

Kopernik, Yerin Günəşin, Ayın da Yerin ətrafında döndüyünü söylədi. Science geek, Kopernikin nəzəriyyəni gündəmə gətirdiyini bildirir.

Marsın şərqə doğru hərəkəti, planetin eposikldəki hərəkəti təxirə salınan hərəkətlə eyni istiqamətdə kəsişdiyi zaman artır. Bu appe.

Kepler’in Planetar Hərəkət Qanunları belə ifadə edilə bilər: Kepler’in birinci qanunu: Günəşin ətrafında hər planetin orbitində günəşi bir eli olan bir ellips var.

Astronom Kopernik, kainatın mərkəzi yerin deyil, günəşin olduğu bir günəş sistemi anlayışını təyin etdi. Yerin mərkəzi yoxdur.

Bu ayların hamısı planetlərinə qarşı eyni üzü göstərir! İndi bir saniyə gözləyin. Ayın cazibə qüvvəsi varsa, bu dalğalara səbəb olur və bütün bunların arxasında kök səbəb olur.


Niyə əvvəl əsas ardıcıllıq ulduzları udma qabiliyyətində litium göstərir? - Astronomiya

Pleiades ən məşhur açıq qruplardan biridir.

Bir açıq qrup eyni nəhəng molekulyar buluddan əmələ gələn və hələ də bir-birinə cazibə qüvvəsi ilə bağlı olan bir neçə minə qədər ulduz qrupudur.

Əksinə, kürə qrupları cazibə qüvvəsi ilə çox sıx bağlıdırlar.

Açıq qruplar yalnız aktiv ulduz formasiyasının baş verdiyi spiral və düzensiz qalaktikalarda tapılır. Ümumiyyətlə bir neçə yüz milyon yaşından kiçikdirlər: qalaktik mərkəzin ətrafında dövr etdikləri zaman digər qruplar və qaz buludları ilə sıx qarşılaşmalar nəticəsində pozulur və daxili yaxın qarşılaşmalar nəticəsində klaster üzvlərini itirirlər.

Gənc açıq qruplar, meydana gətirdikləri molekulyar buludun içərisində hələ də ola bilər və onu H II bölgəsi yaratmaq üçün işıqlandırır. Zamanla klasterdən gələn radiasiya təzyiqi molekulyar buludu dağıdır. Tipik olaraq, qaz buludunun kütləsinin təxminən 10% -i radiasiya təzyiqi qalanları uzaqlaşdırmazdan əvvəl ulduzlara birləşəcəkdir.

Açıq qruplar Ulduz təkamülünün öyrənilməsində çox vacib obyektlərdir.

Ulduzların hamısı yaşa və kimyəvi tərkibə çox oxşar olduğundan, digər incə dəyişənlərin ulduzların xüsusiyyətlərinə təsiri təcrid olunmuş ulduzlara nisbətən daha asan öyrənilir.

Tarixi müşahidələr


Pleiades kimi ən görkəmli açıq qruplar antik dövrlərdən bəri ulduz qrupları kimi tanınır və tanınır. Digərləri qeyri-səlis işıq parçaları kimi tanınırdı, lakin teleskopun ixtirasının tərkib hissəsindəki ulduzlara həll olunmasını gözləmək məcburiyyətində qaldılar. Teleskopik müşahidələr, biri müntəzəm bir sferik paylanmada minlərlə ulduzu ehtiva edən və tercihen Süd Yolunun mərkəzinə doğru tapılmış, digəri isə daha nizamsız bir ulduzun ümumiyyətlə daha az populyasiyasından ibarət olan iki fərqli qrup növü aşkar etdi. şəklində və göydə hər yerdə tapıldı.

Astronomlar əvvəlki kürəcik qrupları, ikincisini isə açıq qruplar adlandırdılar. Açıq qruplar bəzən qalaktik qruplar adlanır, çünki aşağıda müzakirə edildiyi kimi demək olar ki, yalnız Samanyolu təyyarəsindədir.

Açıq qruplardakı ulduzların fiziki cəhətdən əlaqəli olduqları erkən başa düşüldü. Möhtərəm John Michell 1767-ci ildə Pleiades kimi bir qrup ulduzun da Yerdən göründüyü kimi bir şans düzəltməsinin nəticəsi olma ehtimalının 496.000-dən yalnız 1-i olduğunu hesabladı. [1]

Astrometriya daha dəqiqləşdikcə klaster ulduzlarının kosmosda ortaq bir düzgün hərəkəti bölüşdüyü, spektroskopik ölçmələrin ümumi radial sürətləri aşkarladığı, bu da qrupların eyni anda doğulmuş və qrup şəklində bir-birinə bağlandıqlarını göstərdi.

Açıq qruplar və kürə qrupları bir-birindən olduqca fərqli iki qrup təşkil edərkən, çox seyrək bir kürə qrupu ilə çox zəngin açıq qrup arasında görünüş baxımından böyük bir fərq olmaya bilər.

Bəzi astronomlar, iki növ ulduz qrupunun eyni təməl mexanizm vasitəsilə meydana gəldiyinə inanırlar, bunun fərqi yüz minlərlə ulduz olan çox zəngin kürə qruplarının meydana gəlməsinə imkan verən şərtlərin qalaktikamızda artıq üstünlük təşkil etməməsidir.

İnfraqırmızı işıq Orion dumanlığının mərkəzində meydana gələn sıx açıq dəsti aşkar edir.

Bütün ulduzlar əvvəlcə çoxsaylı sistemlərdə əmələ gəlir, çünki yalnız Günəş kütləsini dəfələrlə özündə cəmləşdirən bir qaz buludu öz cazibəsi altında çökəcək qədər ağır olacaq, lakin belə ağır bir bulud tək bir ulduza çökə bilməz. [2]

Açıq bir çoxluğun meydana gəlməsi, nəhəng bir molekulyar buludun, Günəş kütləsindən minlərlə qat daha çox olan soyuq və sıx bir qaz buludunun bir hissəsinin dağılması ilə başlayır. Bir çox amil, nəhəng bir molekulyar buludun (və ya bir hissəsinin) çökməsinə və yaxınlıqdakı supernovadan gələn şok dalğaları və cazibə qüvvəsi qarşılıqlı təsirləri də daxil olmaqla açıq bir çoxluqla nəticələnəcək bir ulduz meydana gəlməsinə səbəb ola bilər.

Nəhəng bir molekulyar bulud çökməyə başladıqdan sonra, ulduz əmələ gəlməsi buludun ardıcıl parçalanması yolu ilə daha kiçik və kiçik yığınlara çevrilir və nəticədə bir neçə min ulduzun əmələ gəlməsi ilə nəticələnir. Öz qalaktikamızda açıq qrupların əmələ gəlmə sürətinin bir neçə min ildə bir olduğu təxmin edilir. [3]

Ulduz meydana gəlməyə başladıqdan sonra ən isti və ən kütləvi ulduzlar (kimi tanınır) OB ulduzları) bol miqdarda ultrabənövşəyi şüa yayacaqdır. Bu radiasiya, nəhəng molekulyar buludun ətrafdakı qazını sürətlə ionlaşdıraraq H II bölgəsini meydana gətirir. Kütləvi ulduzlardan gələn ulduz küləkləri və radiasiya təzyiqi bir neçə milyon ildən sonra klaster ilk supernovasını yaşayacaq və qazı sistemdən xaric edəcək. Bir neçə on milyon il sonra dəstə qazdan təmizlənəcək və daha bir ulduz əmələ gəlməyəcəkdir. Tipik olaraq, əvvəlcə qrupdakı qazın% 10-dan az hissəsi dağılmadan əvvəl ulduz şəklində meydana gələcək. [4]

Kümələrin əmələ gəlməsinə başqa bir baxış da bunların yığılma molekulyar bulud nüvəsindən sürətlə əmələ gəlmələri və kütləvi ulduzlar parlamağa başladıqda qalıq qazı isti ionlaşmış qazın səs sürəti ilə xaric etməsidir. Bulud nüvəli büzülmənin başlanğıcından qazın atılmasına qədər ümumiyyətlə bir-üç milyon il çəkir. Bulud nüvəsindəki qazın yalnız 30-40% -i ulduzlar meydana gətirdiyindən qalıq qazın xaric olması prosesi çoxlu və bəlkə də bütün ulduzlarını itirən dəstəyə çox zərər verir [5].

Beləliklə, bütün qruplar körpələrdə əhəmiyyətli dərəcədə kilo verir, böyük bir hissəsi isə uşaq ölümünə məruz qalır. Doğuş qrupundan belə azad olan gənc ulduzlar Qalaktik sahə əhalisinin bir hissəsi olur. Bütün ulduzların əksəriyyəti kümelenmemiş olduğu üçün, ulduz qruplarına qalaktikaların təməl bina blokları kimi baxmaq lazımdır. Doğulduqda bir çox ulduz qrupunu formalaşdıran və məhv edən şiddətli qaz qovulma hadisələri qalaktikaların morfoloji və kinematik quruluşlarında izlərini buraxır [6].

İki və ya daha çox ayrı açıq qrupun eyni molekulyar buluddan əmələ gəlməsi yaygındır. İçində Böyük Magellan Buludu, ikisi də Hodge 301R136 qazlarından əmələ gəlir Tarantula Dumanlığı, öz qalaktikamızda, yaxınlıqdakı iki məşhur açıq qrup Hyades və Praesepe məkanındakı hərəkəti izləyərək, təxminən 600 milyon il əvvəl eyni buludda əmələ gəldiklərini göstərir. [7]

Bəzən eyni anda doğulmuş iki qrup ikili bir çoxluq təşkil edəcəkdir. Ən yaxşı bilinən nümunə süd Yolu 'h Persei' və '& # 967 Persei' cüt qrupudur, lakin ən azı 10 cüt qrupun mövcud olduğu bilinir. [8]

Daha çox şey bilinir KiçikBöyük Magellan Buludları External xarici sistemlərdə onları aşkarlamaq öz qalaktikamızdakından daha asandır, çünki proyeksiya effektləri Süd Yolu içindəki əlaqəsiz qrupların bir-birinə yaxın görünməsinə səbəb ola bilər.

Morfologiya və təsnifat

NGC 2158, Əkizlərdəki zəngin və konsentrat bir qrupdur.

Açıq qruplar yalnız az üzvlü çox seyrək qruplardan minlərlə ulduz olan böyük aqlomerasiyalara qədərdir. Bunlar ümumiyyətlə daha çox dağınıq 'corona' qrup üzvləri ilə əhatə olunmuş olduqca fərqli bir sıx nüvədən ibarətdir. Nüvə ümumiyyətlə təqribən 3 4 işıq ili arasındadır və tac çoxluq mərkəzindən təxminən 20 işıq ilinə qədər uzanır.Bir dəstənin mərkəzindəki tipik ulduz sıxlığı kub işıq ilində təxminən 1,5 ulduzdur (günəş yaxınlığında olan ulduz sıxlığı bir kub işıq ilində təxminən 0,003 ulduzdur). [9]

Açıq qruplar çox vaxt tərtib etdiyi bir sxemə görə təsnif edilir Robert Trumpler 1930-cu ildə Trumpler sxemi I-IV-dən Roma rəqəmi ilə ətrafdakı ulduz sahəsindən (güclü-zəif konsentrasiyaya qədər) və 1-dən 3-ə qədər olan ərəb ədədi ilə üzvlərin parlaqlığının aralığını göstərən bir rəqəmlə üç hissədən ibarət bir klaster verir. kiçikdən böyük aralığa) və səh, m və ya r qrupun yoxsul, orta və ya ulduzlarla zəngin olduğunu göstərmək üçün. Bir 'n'çoxluq dumanlılıq içərisindədirsə əlavə olunur. [10]

Altında Trumpler sxemi, Pleiades I3rn olaraq təsnif edilir (güclü şəkildə cəmlənmiş və zəngin bir dumanlıq var), yaxınlıqdakı Hyades isə II3m (daha çox dağılmış və daha az üzvlü) olaraq təsnif edilir.

Nömrələr və paylanma

Kiçik Magellan Buludunda açıq bir çoxluq olan NGC 346.

Qalaktikamızda 1000-dən çox açıq qrup var, lakin həqiqi cəmi ondan on qat daha yüksək ola bilər. [11] Spiral qalaktikalarda açıq qruplar daim qaz sıxlığının ən yüksək olduğu və bu səbəbdən ən çox ulduz əmələ gəldiyi spiral qollarda olur və qruplar adətən spiral qolundan kənara çıxmağa vaxt tapmadan dağılar. Açıq qruplar qalaktik müstəviyə yaxın bir şəkildə güclü şəkildə cəmlənmişdir və qalaktikaumuzda təxminən 100.000 işıq ili ilə müqayisədə miqyas hündürlüyü təxminən 180 işıq ilidir. [12]

Düzensiz qalaktikalarda açıq qruplar, qalaktikanın hər yerində tapıla bilər, baxmayaraq ki, qaz sıxlığı ən yüksək olduğu yerlərdə konsentrasiyası ən yüksəkdir. Eliptik qalaktikalarda açıq qruplar görülmür: eliptiklərdə ulduz əmələ gəlməsi milyonlarla il əvvəl dayandırılmış və buna görə əvvəldən mövcud olan açıq qruplar çoxdan dağılmışdır.

Qalaktikamızda qrupların paylanması yaşdan asılıdır, köhnə qruplar qalaktik mərkəzdən daha çox məsafədə üstünlük təşkil edir.

Gelgit qüvvələri qalaktikanın mərkəzinə yaxınlaşaraq qrupların dağılma sürətini artırır və qrupların pozulmasına səbəb olan nəhəng molekulyar buludlar qalaktikanın daxili bölgələrinə doğru cəmləşir, buna görə qalaktikanın daxili bölgələrindəki klasterlər xarici bölgələrdəki həmkarlarından daha gənc yaşda dağılmağa meyllidirlər. [13]

Sağ altındakı bir neçə milyon illik bir ulduz dəstəsi Böyük Magellan Buludundakı Tarantula Dumanlığını işıqlandırır.

Açıq qruplar ulduzlarının çoxu ömrünün sonuna çatmadan dağılmağa meylli olduğundan, onlardan gələn işıq gənc, isti mavi ulduzların üstünlük təşkil etməsinə meyllidir.

Bu ulduzlar ən nəhəngdir və bir neçə on milyonlarla ilin ən qısa ömrünə sahibdir. Yaşlı açıq qruplar daha çox sarı ulduz ehtiva edirlər.

Bəzi açıq qruplar qrupun qalan hissəsindən xeyli cavan görünən isti mavi ulduzları ehtiva edir. Bu mavi dəliklər kürəcik qruplarında da müşahidə olunur və çox sıx kürəcik nüvələrində ulduzların toqquşması nəticəsində meydana gəldiyinə və daha isti, daha kütləvi bir ulduz meydana gətirdiyinə inanılır. Bununla birlikdə, açıq qruplardakı ulduz sıxlığı kürə qruplarından daha azdır və ulduz toqquşmaları müşahidə edilən mavi yırtıcıların sayını izah edə bilməz. Bunun əvəzinə, əksəriyyətinin digər ulduzlarla dinamik qarşılıqlı əlaqələrin ikili sistemin bir ulduza birləşməsinə səbəb olduğu zaman meydana gəldiyi düşünülür. [14]

Nüvə birləşməsi ilə hidrogen tədarükünü bitirdikdən sonra orta və aşağı kütləli ulduzlar xarici təbəqələrini tökərək bir planet buludu meydana gətirdi və ağ cırtdanlara çevrildi. Əksər qruplar üzvlərinin böyük bir hissəsi ağ cırtdan mərhələyə çatmadan dağılmış olmasına baxmayaraq, açıq qruplardakı ağ cırtdanların sayı, klasterin yaşı və gözlənilən ilkin kütlə bölgüsü nəzərə alınmaqla ümumiyyətlə gözləniləndən xeyli aşağıdır. Ulduzlar.

Bunun mümkün bir izahı ağ cırtdanların olmaması qırmızı bir nəhəng planetar bir dumanlığa çevrilmək üçün xarici təbəqələrini qovduqda, maddi itkidə cüzi bir asimmetriya ulduza saniyədə bir neçə kilometrlik bir təpik verə bilər və onu küldən çıxartmaq üçün kifayətdir. [15]

Üçbucaq Qalaktika içərisindəki NGC 604, H II bölgəsi ilə əhatə olunmuş çox nəhəng açıq bir dəstədir.

Bir çox açıq qruplar, mahiyyət etibarilə qeyri-sabitdir, kifayət qədər kiçik bir kütlə ilə, sistemin qaçma sürətinin tərkib hissə olan ulduzların orta sürətindən aşağı olması.

Bu qruplar bir neçə milyon il ərzində sürətlə dağılacaq. Bir çox halda, isti gənc ulduzların radiasiya təzyiqi ilə meydana gələn yığının yığdığı qazın təmizlənməsi, yığılma kütləsini sürətlə dağılmağa imkan verəcək dərəcədə azaldır.

Ətrafdakı dumanlıq buxarlandıqdan sonra cazibə qüvvəsi ilə bağlanacaq qədər kütləyə sahib olan qruplar on milyonlarla il ərzində fərqli olaraq qala bilər, lakin zaman keçdikcə daxili və xarici proseslər də onları dağıtmağa meyllidir. Daxili olaraq, klaster üzvləri arasındakı sıx qarşılaşmalar, birinin sürətinin çoxluqdan qaçma sürətinin ötəsinə yüksəldilməsinə səbəb olacaq və bu da qrup üzvlərinin tədricən 'buxarlanmasına' səbəb olur.

Xarici olaraq, təxminən hər yarım milyard ildə bir açıq qrup bir molekulyar buludun yaxınlığından və ya içindən keçmək kimi xarici amillər tərəfindən narahat olma meyli göstərir. Belə bir qarşılaşma nəticəsində meydana gələn cazibə qüvvəsi, qruplaşmanı pozmağa meyllidir.

Nəhayət, çoxluq bir dəstə olmaq üçün kifayət qədər yaxın olmayan, ancaq hamısı əlaqəli və oxşar sürətlərdə oxşar istiqamətlərdə hərəkət edən bir ulduz axını halına gəlir. Kümənin pozduğu zaman şkalası, başlanğıc ulduz sıxlığından asılıdır, daha sıx dolmuş qruplar daha uzun müddət davam edir. Təxminən qrup yarı ömrü, bundan sonra orijinal klaster üzvlərinin yarısı itiriləcək, orijinal sıxlığa görə 150 800 milyon il arasında dəyişir. [16]

Bir klaster cazibə qüvvəsi ilə əlaqəsiz hala gəldikdən sonra, onu təşkil edən bir çox ulduz hələ də oxşar trayektoriyalarda kosmosda hərəkət edəcək, ulduz birləşməsi, hərəkət edən qrup və ya hərəkət edən qrup kimi tanınır. Ursa Majorun 'Plow'undakı ən parlaq ulduzlardan bəziləri, indi belə bir birlik quran açıq klasterin keçmiş üzvləridir, bu halda Ursa Major hərəkət qrupu. Nəticədə bir az fərqli nisbi sürətləri onları qalaktikaya səpələnmiş görəcəklər.

Daha sonra daha böyük bir qrup kimi tanınır axın, başqa cür olmayan ulduzların oxşar sürətlərini və yaşlarını kəşf etsək.

Ulduz təkamülü öyrənmək

İki açıq qrup üçün Hertzsprung-Russell diaqramları.

NGC 188 köhnədir və əsas ardıcıllıqla M67-də göstəriləndən daha aşağı bir sönmə göstərir.

Nə vaxt Hertzsprung-Russell diaqramı açıq bir klaster üçün qurulmuşdur, əksər ulduzlar əsas ardıcıllıqla uzanır. Ən kütləvi ulduzlar əsas ardıcıllıqdan uzaqlaşmağa başladı və çevrilir qırmızı nəhənglər əsas ardıcıllıqdan söndürmə mövqeyi klasterin yaşını qiymətləndirmək üçün istifadə edilə bilər.

Çünki açıq dəstədəki ulduzların hamısı Yerdən təxminən eyni məsafədədirvə təxminən eyni vaxtda eyni xammaldan doğulmuşdur, klaster üzvləri arasındakı aydın parlaqlıqdakı fərqlər yalnız onların kütləsi ilə əlaqədardır. Bu, ulduz təkamülünün öyrənilməsində açıq qrupları çox faydalı edir, çünki bir ulduzu digər ulduzla müqayisə edərkən dəyişən parametrlərin çoxu düzəldilir.

Bolluğunun araşdırılması lityumberilyum açıq çoxluqda olan ulduzlar, ulduzların təkamülü və daxili quruluşları haqqında əhəmiyyətli ipucları verə bilər. Hidrogen nüvələri temperatur təxminən 10 milyon K-a çatana qədər helyum meydana gətirmək üçün birləşə bilmirsə, lityum və berilyum müvafiq olaraq 2,5 milyon K və 3,5 milyon K temperaturda məhv edilir. Bu, onların bolluğunun ulduz interyerlərində nə qədər qarışmanın baş verməsindən çox asılı olduğu deməkdir. Açıq çoxluqlu ulduzlarda bolluğunu öyrənərək yaş və kimyəvi tərkibi kimi dəyişənlər düzəldilir.

Tədqiqatlar bu işıq elementlərinin bolluğunun ulduz təkamülü modellərinin proqnozlaşdırdığından xeyli aşağı olduğunu göstərdi.

Bu azlığın səbəbi hələ tam olaraq başa düşülməsə də, ehtimallardan biri, ulduz içlərindəki konveksiyanın şüalanmanın normal olaraq enerji nəqlinin üstünlük təşkil etdiyi bölgələrə 'aşaraq' keçə bilməsi. [17]

Açıq qruplar və astronomik məsafə miqyası

M11, Wild Duck Cluster, Samanyolu mərkəzinə doğru çox zəngin bir qrupdur.

Astronomik cisimlərə olan məsafələrin müəyyən edilməsi onları başa düşmək üçün çox vacibdir, lakin cisimlərin böyük əksəriyyəti məsafələrin birbaşa müəyyənləşdirilməsi üçün çox uzaqdır. Astronomik məsafə miqyasının kalibrlənməsi getdikcə uzaqlaşan cisimlərə məsafələrin birbaşa ölçülməsi mümkün olan ən yaxın cisimlərlə əlaqəli dolayı və bəzən qeyri-müəyyən ölçmə ardıcıllığına əsaslanır. Açıq qruplar bu ardıcıllıqda həlledici bir addımdır.

Ən yaxın açıq qruplar məsafələrini birbaşa iki metoddan biri ilə ölçə bilər.

Birincisi, paralaks (bir il ərzində Yerin Günəş ətrafında öz orbitinin bir tərəfindən digərinə keçməsi nəticəsində görünən mövqedəki kiçik dəyişiklik) digər açıq ulduzlar kimi yaxın açıq qruplardakı ulduzlar da ölçülə bilər. Pleiades, Hyades və təxminən 500 işıq ili içərisində bir neçə digər qruplar bu metodun canlı olması üçün kifayət qədər yaxındır və Hipparcos mövqe ölçmə peykinin nəticələri bir neçə qrup üçün dəqiq məsafələr yaratmışdır. [18]

Digər birbaşa metod sözdədir hərəkətli klaster metodu. Bu, bir dəstə ulduzlarının kosmosda ortaq bir hərəkəti paylaşmasına əsaslanır. Kümə üzvlərinin uyğun hərəkətlərini ölçmək və aydın hərəkətlərini göyə doğru qurmaq, onların yoxa çıxan nöqtəyə yaxınlaşdıqlarını aşkar edəcəkdir.

Kümə üzvlərinin radial sürəti müəyyən edilə bilər Doppler növbəsi spektrlərinin ölçüləri və radial sürət, düzgün hərəkət və çoxluqdan itmə nöqtəsinə qədər açısal məsafə məlum olduqda, sadə trigonometriya klasterə olan məsafəni aşkar edəcəkdir. Hyades, məsafələrinin 46.3 parsek olduğunu ortaya qoyan bu metodun ən yaxşı bilinən tətbiqidir. [19]

Yaxınlıqdakı qruplara məsafələr qurulduqdan sonra daha çox texnika məsafə miqyasını daha uzaq qruplara genişləndirə bilər. Əsas ardıcıllığı uyğunlaşdıraraq Hertzsprung-Russell diaqramı daha uzaq bir dəstə ilə bilinən bir məsafədə bir qrup üçün, daha uzaq bir qrupa olan məsafə təxmin edilə bilər.

Ən yaxın açıq qrup Hyadesdir: Plow ulduzlarının əksəriyyətindən ibarət olan ulduz birləşməsi Hyades məsafəsinin təxminən yarısında, ancaq ulduz birliyi bir deyil açıq qrup ulduzlar bir-birinə cazibə qüvvəsi ilə bağlı olmadığı üçün. Qalaktikamızda bilinən ən uzaq açıq dəstə Berkeley 29, təxminən 15.000 parsek məsafədə. [20]

Yerli Qrupun bir çox qalaktikasında açıq qruplar da asanlıqla aşkar edilir.

Açıq çoxluq məsafələri barədə dəqiq məlumat, dəyişkən ulduzlar tərəfindən göstərilən dövr parlaqlığı əlaqəsinin kalibrlənməsi üçün vacibdir. sefidRR Lyrae standart şamlar kimi istifadə edilməsinə imkan verən ulduzlar.

Bu parlaq ulduzlar böyük məsafələrdə aşkar edilə bilər və daha sonra məsafə miqyasını Yerli Qrupdakı yaxınlıqdakı qalaktikalara uzatmaq üçün istifadə olunur.


2013-cü ilin yazı taxtası mühazirələri

Ulduz quruluşa giriş: Günəşimizin erkən modelləri (Kelvin və kimyəvi modellər). Zaman ölçüsü. Ulduz quruluş tənlikləri və ulduz təkamülü üçün lazım olan fizika bilikləri. Hertzsprung-Russell diaqramı. Sıfır yaş əsas ardıcıllıq kütlə və kompozisiya funksiyası kimi. | video

Mühazirə 2: 05 dekabr, saat 10: 00-da 0,01-də:

Ulduzlarda nüvə yanması: Əsas ardıcıllıq təkamülü və mərkəzi temperatur sıxlığı təkamülü. Nüvə reaksiya şəbəkələri (pp, CNO, He-yanan və s.). Nükleosentez, elementlərin mənşəyi. | video

Mühazirə 3: 06 dekabr saat 10: 00-da 0,01-də:

Ulduzlara qarışmaq: Sabitlik meyarları. Konveksiya (Schwarzschild, Ledoux). Qarışdırma uzunluğu nəzəriyyəsi. Modernhidrodinamik simulyasiyalar. Termohalin qarışığı. Fırlanma qeyri-sabitliyi və onların kütləvi ulduz təkamülünə təsiri. | video

Mühazirə 4: 10 dekabr saat 10: 00-da 0,02:

Əsas və sonrakı ardıcıllığın təkamülü: Ulduz meydana gəlməsi, əsas ardıcıllıq təkamülü və Hayashi trası. Əsas ardıcıllıq sonrası təkamül və ulduzların son taleyi. Ulduz məhsul verir. Qalaktik kimyəvi təkamül. | video

Mühazirə 5: 12 dekabr, saat 10: 00-da 0,01-də:

İkili və çoxsaylı ulduzlar: İkili ulduzların əsas xüsusiyyətləri. Yoldaşları, paylanmaları olan ulduzların sayı. İkili ulduzların unikal təkamül yolları. Köhnə Galaxy-də ən yaşlı ulduzlar və onların ölü yoldaşları. Ia supernovanı yazın. Termonükleer yeni bitkilər. Modelləşdirmə texnikaları. | video

  1. TheAIfAStarsandStellarEvolutioncourse http://www.astro.uni-bonn.de/∼nlanger/siu_web/teach_sse.html
  2. Bir Ulduz Strukturu və Təkamül Nəzəriyyəsinə giriş .ISBN-10: 0521866049 ISBN-13: 978-0521866040
  3. Ulduz quruluşu və təkamülü. R. Kippenhahn və A. Weigert ISBN-10: 3540580131 ISBN- 13: 978-3540580133
  4. Ulduz təkamülü və nükleosentez prinsipləri. D. Clayton. ISBN-10: 0226109534 ISBN- 13: 978-0226109534
  5. İkili Ulduzları bağlamaq üçün giriş. R.W. Hilditch. ISBN-10: 0521241065 ISBN-13: 978- 0521241069

Rüb 4A: Astrofizik Spektroskopiya | Dr. Silvia Leurini

Mühazirə 1: 07 Noyabr, saat 10: 00-da 0,01:

Ümumi giriş: molekulyar simmetriyaların fırlanma və titrəmə enerji səviyyəsi quruluşunun molekulyar spektroskopiya təsnifatının əsasları. | video

Mühazirə 2: 13 Noyabr, saat 10: 00-da 0,01:

Einşteyn əmsalları udma əmsalı xətt profilləri böyümə analizinin ekvivalent eni əyrisi. | video

Mühazirə 3: 14 Noyabr, saat 10: 00-da 0,01:

Radiativ ötürmə tənlikləri LTE, qaçış ehtimalı metodunun sütun sıxlığının təyini və optik dərinlik fırlanma diaqramları | video

Mühazirə 4: 15 Noyabr 09: 00-da 0,02:

Spektral məlumat kublarını araşdırmaq üçün alətlər: məlumatların vizual müayinəsi, an təhlili, PV diaqramları | video

  1. Atom və molekulların spektrləri, P.F. Bernat
  2. Spektrofizika: Əsaslar və tətbiqlər, Thorne, Litzen, Johansson
  3. Astronomik maserlər, M. Elitzur
  4. Ulduz Oluşma Bölgələrindəki Fiziki Vəziyyətlər, Evans 1999, ARA & ampA 37, 311
  5. Mangum & amp Shirley-dən Molekulyar Sütun Sıxlığı Hesablanması (https://safe.nrao.edu/wiki/pub/Main/MolInfo/ColumnDensityCalculation-MangumShirley.pdf)

Rüb 3: Elektromaqnit və Qravitasiya RadiativProsessiyaları| Dr. Kejia Li

Mühazirə 1: 01 oktyabr 10.00-da 0.01:

Giriş, Elektrodinamikanın icmalı: Maxwellequation - Lienard-Wiechertpotentials - Tək hissəcikli radiasiya - radiasiyanın təsviri - qütbləşmə, şüa naxışı və spektr | video

Mühazirə 2: 02 oktyabr, saat 10: 00-da 0,01:

Termal radiasiya və radiasiya ötürülməsi: Qara cisim şüalanması və Bose-Einstein paylanması - Parlaqlıq temperaturu, rəng temperaturu və effektiv temperatur - Axın, enerji sıxlığı və şüalanma intensivliyi - Eynşteyn əmsalları, Radiasiya, udma və optik dərinlik - Radiasiya ötürülməsi - Səpələnmə, Kompaneets tənliyi | video

Mühazirə 3: 04 oktyabr 10.00-da 0.01:

Plazmada dalğaların yayılması: Debye uzunluğu və Plazma tezliyi - Dielektrik tensor, dispersiya əlaqəsi, CMA diaqramı - Dispersiya, Faraday fırlanması və Tsytovitch-Razin Effekti - Cherenkov şüalanması | video

Mühazirə 4: 08 oktyabr, saat 10: 00-da 0,01:

Siklotron, Sinxrotron və əyrilik radiasiyası: Siklotron şüalanması - Sinxrotron şüalanması - Əyri şüalanma - Birləşdirilmiş çərçivə | video

Mühazirə 5: 09 oktyabr 10.00 da 0.01:

Compton və tərs Compton saçılma: Thompson səpələnməsi - Compton səpələnməsi - Tərs Compton səpilməsi - Cütləşmə prosesi - Eddington həddi, Bremsstrahlung, Spektral xətt: | video

Mühazirə 6: 10 oktyabr, saat 10: 00-da 0,01:

Cazibə dalğa şüalanması: Böyüklük sırasına görə müalicələr - Dördböllü düstur - Qravitasiya dalğasının qütbləşməsi - İkili təkamül və ədədi nisbiliyə niyə ehtiyacımız var - Cazibə dalğasının aşkarlanması | video

Rüb 1: Elmi yazı| Prof. Rob İzzard

Elmi Yazı kursu, hər həftənin çərşənbə günü Argelander Astronomiya İnstitutunda, saat 0.008-də 10 (.15) -12.00-da keçiriləcək həftəlik iki saatlıq dərslərdən ibarətdir. Dərslər təqribən 45 dəqiqəlik təlimdən ibarətdir və ardından interaktiv təlimlər verilir. Sinif slaydları rəqəmsal formada təqdim olunmasına baxmayaraq öz qeydlərinizi etməyiniz gözlənilir (aşağıdakı cədvələ baxın). Kurs kredit balları daşımır, lakin tapşırıqlar digər (kreditə layiq) kurs işlərinə bağlana bilər və bu səbəbdən yaxınlaşacaq tezislərinizin yazılmasında əvəzsiz ola bilər. Kurs əsasən Robert Izzard tərəfindən tədris olunur. Zəhmət olmasa rəy səhifəsindən istifadə edin: giriş kodu sinifdə veriləcək.

Kursa gəlmək istəyirsinizsə, xahiş edirəm ən qısa müddətdə e-poçt göndərin. 0.008 otağında yer məhdud olduğu üçün, magistr tələbəsi olanlara və ya bütün kursu izləməyə ciddi yanaşanlara üstünlük veriləcəkdir.

Yaxşı ünsiyyət, elmi dünyada özünüzü tanıtmağın açarıdır. Yaza bilmirsinizsə və yaxşı yaza bilmirsinizsə, sənədləriniz ümumiyyətlə çap olunduğunu düşünərək təsir göstərmək üçün mübarizə aparacaq.

Niyə bu qədər yaxşı alim düşüncələrini kağıza qoymaq üçün mübarizə aparır? Bu kurs bu maneəni aşmağı, bir elm adamı olduğunuzu məntiqi, aydın və dəqiq şəkildə yaza biləcəyinizi göstərmək məqsədi daşıyır. Kursun əksəriyyəti məqalələrin necə qurulacağından bəhs edir, lakin böyük bir hissəsi üslub və İngilis dili ilə əlaqədardır. Dərslər əsasən interaktiv şəkildə edilərək öyrənməyə diqqət yetirilir.


Xəbərlər və tədbirlər

Hər həftə şöbə, Tuftsun içərisindən və ya xaricindən danışmaq və işləri haqqında sualları cavablandırmaq üçün fizika və ya əlaqəli bir sahədəki aparıcı mütəxəssisə ev sahibliyi edir. Danışıqlar lisenziya fizikası bilikləri olan hər kəs üçün əlçatan olacaq şəkildə hazırlanmışdır. İntellektual cəmiyyətimizin vacib bir hissəsidir, bir araya gələrək, onları həyata keçirən insanlardan, paylaşdığımız sahədəki və ətrafında olan ən həyəcanverici inkişafları öyrənmək imkanı təqdim edirlər.

Başqa bir qeyd edilmədiyi təqdirdə, bütün danışıqlar Cümə günləri saat 15: 00-da Medford'daki Boston prospektindəki 574 İş Birlikli Tədris və İnnovasiya Kompleksinin (CLIC) 401 nömrəli otağında keçirilir.

Bahar 2020

Xülasə:
Göndəriləcək.

31 yanvar Cümə
Kütləvi bir Ulduz Halo etmək necədir
Eric Peng, Pekin Universiteti

Xülasə:
Kainatdakı ən kütləvi qalaktikalar əsasən ağır elementlərlə ("metal") zəngin olan ulduzlardan ibarətdir, lakin bu behemotlar eyni zamanda köhnə və metaldan zəif olan genişlənmiş bir ulduz halosuna bürünmüşdür.Bu ikilik, həm erkən, həm də sürətli bir ulduz meydana gəlməsi dövrünə işarə edən, qalaktika haloslarındakı köhnə, metal baxımından zəif kürəcikli ulduz qruplarının hər yerdə olması ilə vurğulanır. Ulduz haloslar haradan gəlir və niyə onları yerləşdirən qalaktikalardakı dominant ulduz populyasiyalarından bu qədər fərqlidirlər? Yaxınlıqdakı Kainatın ən sıx bölgələrindəki son araşdırma işini təqdim edəcəyəm və ən yaxın qalaktika qruplarından ikisinin - Qız və Koma qruplarının və mdashın nüvələrini düzəldəcəyəm və kürə qrupları və cırtdan qalaktikalar kimi aşağı kütləli ulduz sistemlərinin bizə necə məlumat verdiyini müzakirə edəcəyəm. kütləvi həmkarlarının yığma tarixi.

Xülasə:
Geniş miqyaslı hesablama qurğuları və məlumat mərkəzləri elektrik enerjisindən getdikcə artan nisbətdə istifadə edirlər. Proqnozlar gələcəkdə & koteks-ölçülü & quot; kompüterin tipik bir nüvə elektrik stansiyasının enerji istehsalını tələb edəcəyini göstərir; bu açıq-aşkar dözülməz vəziyyətdir. Bu problemi həll etmək üçün bir yanaşma, çox az güc sərf edən bütün superkeçirici elementlərdən bir kompüter qurmaqdır. Belə bir kompüter kriogenik temperaturda soyudulmalı idi, buna görə soyutma ilə əlaqəli əlavə mürəkkəbliyi və xərcləri əsaslandırmaq üçün son dərəcə enerji qənaətcil olmalıdır.

30 ildən artıqdır ki, sürətli və etibarlı superkeçirici məntiq sxemləri yüksək sıxlıq, sürətli və enerjiyə qənaət edən bir kriogen yaddaşdır. Otaq temperaturunda işləyən maqnit xatirələr artıq satışa təqdim olunur. Hər bir yaddaş elementində Şimal qütbləri bir-birinə paralel və ya antiparalel göstərə bilən iki çox kiçik maqnit var. Elementin vəziyyəti, elektrik müqavimətini ölçərək oxunur. Bəs bu cür maqnit quruluşları sıfır elektrik müqavimətinə malik olan superkeçirici dövrələrə necə daxil edə bilərik? Cavab & quotJosephson qovşağı & quot adlı bir arada, aralarında superkeçirici olmayan iki superkeçiricidən ibarət olan bir sendviçdir. Maqnetik quruluşu sendviçin içinə qoysaq, onda Josephson qovşağının xüsusiyyətləri, içindəki iki kiçik maqnitin - paralel və ya antiparallel maqnit vəziyyətindən asılıdır. Josephson qovşaqlarının xüsusiyyətlərinə nəzarət etmək üçün iki fərqli üsul nümayiş etdirdik, bundan sonra böyük bir yaddaş massivinin & quotbits & quot kimi istifadə edilə bilər. Bu vaxt Northrop Grumman Korporasiyasındakı əməkdaşlarımız, maqnit hallarını həm & quot; yaza & quot; həm də Josephson qovşaqlarının xüsusiyyətlərini & quot; yaza bilən və serialdakı xassələri olan superkeçirici sxemlər hazırladılar. Söhbətin sonunda bu nəticələri həqiqi bir superkeçirici kompüterə çevirmək üçün nələrin edilməsi lazım olduğunu qeyd edəcəyəm.

Xülasə:
İsveçrənin Cenevrə şəhərindəki CERN-də yerləşən Böyük Hadron Çarpışıcısı protonları hazırda fəaliyyətdə olan ən yüksək enerjiyə sürətləndirir. Toqquşmaların təxminən on trilyonda kiçik bir hissəsi, protonların içərisində yerləşən zəif qüvvə kvantlarının qarşılıqlı təsirlərini əhatə edir. Bu cür qarşılıqlı əlaqələrin bu yaxınlarda kəşf olunan Higgs bozonunu necə istehsal etdiyini və qaranlıq maddə kimi elementar hissəciklərin bilinməyən sektorlarına necə bir təcrübə portalı kimi xidmət edə biləcəyini müzakirə edəcəyəm. Zəif qüvvə toqquşmalarının bu cür kiçik fraksiyalarını xilas etməyin texniki problemlərini də təsvir edəcəyəm.

21 Fevral Cümə
Canlı maye kristalları kimi hüceyrələr və topoloji qüsurların rolu
Francesca Serra, Johns Hopkins Universiteti

Xülasə:
Bir neçə növ canlı hüceyrə uzanır, bir-birləri ilə uzlaşır və özbaşına uzunmüddətli oriyentasiya qaydasına çatırlar. Bütün bu xüsusiyyətlər onları olduqca maye kristallarına bənzəyir. Lakin, ənənəvi maye kristallarından fərqli olaraq hüceyrələr deformasiya ola, hərəkət edə və çoxala bilər. Bu xüsusi maye kristal sistemində topoloji qüsurlara, hüceyrələrin uyğunlaşa bilmədiyi bölgələrə baxırıq. Bu qüsurlar hüceyrələrin sıx monolayerlərinin təşkilatlanmasına təsir edir və 3B strukturların əmələ gəlməsində və toxumalarda mexaniki gərginliyin paylanmasında rolu ola bilər. Hüceyrələrin lokal istiqamətini istiqamətləndirmək üçün topoqrafik işarələrdən istifadə edirik və bu yolla hüceyrə tək qatında müşahidə olunmayan qüsur növlərinə çata bilərik. Fibroblastlar və epiteliya hüceyrələri kimi müxtəlif növ hüceyrələri müqayisə edirik və qüsurların yaxınlığında fərqli davranışlarını müşahidə edirik. Bundan sonra müvafiq fiziki parametrləri çıxarmaq və onları hüceyrələrin xüsusiyyətləri ilə əlaqələndirmək niyyətindəyik.

Xülasə:
Niyə şagirdlər fizika problemləri ilə bağlı səhvlər edirlər? Öyrədiklərinə birbaşa zidd olan səhvlər? Düzgün formulu xatırlayamamaqdan qaynaqlanan səhvlər? Son bir neçə onillikdə fizika təhsili tədqiqatçıları diqqəti bir cəlbedici izaha yönəldiblər: şagirdlər sinifə dünyanın necə işlədiyi barədə əvvəlcədən formalaşmış fikirlərlə gəlirlər. Bu fikirləri rəsmi təlimatda verilmiş fikirlərlə qarışdıra bilsələr də, əvvəlki konsepsiyalar çox vaxt qazanır. Bu hesablara görə, şagirdlər və əvvəlki biliklər rasional, qeyri-kamil olduğu təqdirdə, müşahidə və analiz prosesləri ilə qurulmuşdur və sinifdə təqdim olunan hər hansı bir yeni və ya fərqli fikir eyni şəkildə qurulmalı, sadəcə alınmamalıdır. Şagirdlərin özləri ilə sinifə gətirdikləri fikirləri və bunları necə nəzərə alacaqlarını müəyyənləşdirmək, fizika tədrisinə əhəmiyyətli dərəcədə təsir göstərən mürəkkəb, çox istiqamətli bir tədqiqat proqramı olduğunu sübut etdi. Bununla birlikdə, şagirdlərin səhv və ya uyğun olmayan binalara əsaslanan məntiqi nəticələr verərək səhv cavablar verməsi həmişə belə olmur - çox vaxt onlar bilmirlər & # 39 niyə müəyyən bir cavabı seçdilər, sadəcə doğru görünür. & quotİkili proses & quot nəzəriyyələri cavablarının qəsdən və zəhmətli olan & quotslow & quot düşüncəsinə əsaslanmayacağını göstərir. Bunun əvəzinə onlar avtomatik və zəhmsiz deyilən & quotfast & quot düşüncəsinə əsaslana bilərlər. Əsas fikir ondan ibarətdir ki, şagirdlər dərhal və zəhmət çəkmədən fizika problemi haqqında ilk təəssürat formalaşdırırlar. Bu təəssüratın qənaətbəxş olduğu aşkar edilərsə qəbul ediləcək. Əks təqdirdə, düşünülmüş və analitik bir proses başlayır. Bu ardıcıllığın silinə bilməyəcəyinə inanılır. & Quot Yəni ilk təəssürat həmişə meydana gələcək. Cəlbedicidirsə və daha zəhmətli düşüncənin faydaları açıq deyilsə, tələbə konseptual biliklərini gizlədərək səhv cavab verə bilər. Bu söhbətdə son zamanlarda yaxşılaşma səylərini müzakirə edəcəyəm həm də konseptual anlama və düşünmə bacarıqları. Nümunələr birinci il universitet səviyyəsində fizikadan seçiləcəkdir.

Xülasə:
Ən erkən kainatın 'təməl' təsviri ilə PLANCK peykindən aldığımız ən son müşahidələr arasındakı bir körpünü müzakirə edəcəyəm. QMİ-dəki bəzi anomaliyalar standart altı parametrli ΛCDM kosmoloji modeli ilə müşahidələr arasında gərginlik yaradır. PLANCK komandası bunları söylədi: ". Hər hansı bir anomaliyanın ilkin mənşəli olması halında, geniş miqyaslı təbiəti köklü fizikaya söykənən bir açıqlama təklif edər. Buna görə bir anomaliyanı (hətta daha yaxşı, çoxsaylı anomaliyaları) təbii izah edə biləcək hər hansı bir modeli araşdırmağa dəyər; ya da çox az parametrlə. " Bu ehtimalın ilkin güc spektrinin Plank miqyaslı fizikaya görə dəyişdirildiyi Loop Quantum Cosmology-də reallaşdığını göstərəcəyəm. Təşkilatçıların xahişi ilə, geniş auditoriyaya yönəldilmişdir və xüsusilə kvant cazibə ilə tanış olmayacaqdır.

13 Mart Cümə
Kollokvium yoxdur. Bahar tətilindən bir gün əvvəl.

20 Mart Cümə
Kollokvium yoxdur. Bahar tətili.

27 Mart Cümə - Ləğv edildi
Anna Sajina, Tufts Universiteti

3 Aprel Cümə - Ləğv edildi
Neta Bahcall, Princeton Universiteti

10 Aprel Cümə - Ləğv edildi
Paul Humphreys, Virginia Universiteti

17 Aprel Cümə - Ləğv edildi
Eleni Katafori, Philadelphia Universiteti

24 Aprel Cümə - Ləğv edildi
Greg Rutledge, Massachusetts Texnologiya İnstitutu

2019 payız

6 sentyabr Cümə
Professor Gary R. Goldstein'ın 50. Tufts Yıldönümü qeyd etməsi
Simonetta Liuti, Virginia Universiteti / Leonard Gamberg, Penn State Berks

Xülasə:
Fizika və Astronomiya Bölümü professor Gary R. Goldstein-ın Tufts Universitetində 50 illik yubileyi ilə əlaqədar bir qürur hissi keçirir. Professor Goldstein-in nəzəri yüksək enerji və nüvə fizikası, elm təhsili araşdırmaları və Tufts'dakı akademik həyat sahəsindəki töhfələrini dəvət olunmuş natiqlər və qəbul ilə təqdim edəcəyik.

Xülasə:
Deformasiya olunan təbəqələr qrafendən metal folqa, yer qabığına qədər çox miqyaslı təbiət və sənayedə hər yerdə yayılmışdır. Vərəqlər ayrıca çevik elektronika və yerləşdirilə bilən peyklər və ya təcili sığınacaqlar da daxil olmaqla inkişaf etmiş tətbiqetmələrin mərkəzidir. Yenə də, elastik təbəqələrin ümumi bir forma seçilməsindən incə mikrostruktur detallarına qədər nisbətən sadə yüklənmə altında necə deformasiyaya uğradığını anlamağa çalışırıq. Bu aralığı əhatə edən problemləri həll etmək üçün interfeys filmləri və şişirdilmiş membranlardan istifadə edərək bir sıra təcrübələr paketini müzakirə edəcəyəm. Maye damlacığa sarılan ultra incə polimer filmin damlacıq ölçüsü azaldıqca yüksək simmetrik olmayan formaları necə qəbul etdiyini və bu ümumi forma seçiminin sadə bir həndəsi modeldən necə istifadə edildiyini izah edəcəyəm. Bu kəşf, interfeys filmləri ilə mylar balonları arasında təməl bir əlaqəni ortaya qoyur. Bu əlaqədən ilham alaraq, şişmiş membranlardan istifadə edərək, hamar sinüzoidal qırışların kəskin təbəqələr üçün ümumi bir bina bloğu kimi görünən bir bükülmə nümunəsinin kəskin & quotcrumples & quot-ə necə keçdiyini tapmaq üçün təcrübələr aparırıq.

Xülasə:
Müasir maşın öyrənmə bir çox elmi sahəyə geniş təsir göstərmişdir və hissəciklər fizikası da istisna deyil. Hissəciklər fizikasının xüsusiyyəti, bu sahədə bir çox problemlər haqqında əldə etdiyimiz çoxsaylı nəzəri və eksperimental biliklərdir. Bu kollokviumda, nəzəri prinsiplər və maşın öyrənmə strategiyaları arasındakı maraqlı qarşılıqlı əlaqəni vurğulayaraq, Böyük Hadron Kollayderi (LHC) -də kvant xromodinamikası (QCD) ilə əlaqəli iki halda iş təqdim edirəm. Birincisi, mümkün olan bütün QCD ölçmələrinin yerini kataloqu ilə özümüz idarə edən avtomobillər üçün uyğun bir texnologiya tapdıq. İkincisi, iki LHC toqquşması arasındakı oxşarlığı kəmiyyət olaraq, optimal nəqliyyata əsaslanan bir sıra parametrik olmayan maşın öyrənmə üsullarının kilidini açdıq. Bu metodlar QCD ilə bağlı yeni kəmiyyət anlayışları təqdim etməklə yanaşı, LHC-dən alınan məlumatları görüntüləmək üçün yeni yollara imkan verir.

Xülasə:
Qalaktikaların birləşməsi və qarşılıqlı əlaqələrin qalaktikaların təkamülündə əsas rol oynadığı düşünülür. Bu toqquşmalar fiziki quruluşu, ulduz əmələ gəlmə sürəti və mərkəzi qara dəliklərinin böyüməsi kimi bir çox vacib qalaktika xüsusiyyətlərini təsir edə bilər. Bununla birlikdə, bu rolun təfərrüatları və Kainatın yaşı boyunca necə dəyişdiyini hələ də çox müzakirə mövzusudur. Həm nəzəri modellər, həm də bəzi son müşahidələr, birləşmələrin Kainatın başlanğıcında dominant rol oynamadığını, əksinə, qalaktikaların kütləvi böyüməsinin çox hissəsini disk qeyri-sabitliyi kimi dünyəvi proseslərə aid edə biləcəyini irəli sürdü. Kainatdakı ulduzların əksəriyyətinin meydana gəldiyi əsas dövrdə Kainatın başlanğıcında çox yüksək ulduz əmələ gəlməsi üçün seçilmiş qalaktikaların ətraflı, çox dalğalı bir analizinin nəticələrini təqdim edəcəyəm. Bu obyektlərin quruluşunu və morfologiyasını öyrənərək birləşmə tarixçələrinə məhdudiyyətlər qoya bilərik və belə bir hadisənin ulduz meydana gəlməsinin ümumi sürətinə necə təsir etdiyini təyin edə bilərik. Bu rolun əhəmiyyətini daha yaxşı başa düşmək və miqdarını təyin etmək üçün yeni qurğulardan istifadə edərək gələcək iş planlarını da müzakirə edəcəyəm.

Cümə, 4 oktyabr
Fakültə Mini danışıqları
Fizika və Astronomiya Fakültəsi üzvləri

Xülasə:
Fizika və Astronomiya müəllimləri qısa,

Tədqiqat maraqları barədə 4 dəqiqəlik danışıqlar. Bu sessiya maraqlı lisenziya və magistr tələbələrinə potensial tədqiqat imkanları haqqında məlumat əldə etməyə imkan verəcəkdir. Tədqiqat vəzifələri axtarmayan tələbələr üçün belə, şöbədə davam etdirilən mövzular haqqında daha çox məlumat əldə etmək üçün əla bir yoldur. Fizika Tələbələri Cəmiyyətinin (SPS) üzvləri də qruplarını təqdim etmək və üzvlüyün üstünlüklərini bölüşmək üçün hazır olacaqlar.

Xülasə:
Simulyasiyalar, qalaktika təkamülünün, qalaktikaları əhatə edən haloslarda qazın yüz kiloparsek qədər toplanması, xaric edilməsi, soyudulması və istiləşməsi ilə tənzimləndiyini təxmin edir. Uzaq kvazarlar arxa işıqda və udma halında sirkalaktik qazı aşkar etmək üçün istifadə edilə bilər və bu günə qədər böyük spektroskopik kvazar anketlərində on minlərlə aralıq absorber aşkar edilmişdir. Bununla birlikdə, udma qazı öz ana qalaktikalarına bağlamaqla bağlı müşahidələrin çətinliyi, geniş kvasar udma nümunələrinin belə sirkumalaktik mühitlə qalaktika təkamülü arasındakı əlaqəni daha yaxşı müşahidə etmək üçün uzun müddət faydalılığını məhdudlaşdırmışdır. Zəlzələ z = 1.2 (Böyük Partlayışdan 5 milyard il sonra) qalaktikaların dairəvi mühitini öyrənmək üçün yerüstü kvars spektroskopiyasını infraqırmızı Hubble Kosmik Teleskop görüntüləmə və grism müşahidələri ilə yeni bir texnikanın nəticələrini təqdim edəcəyəm. Grism müşahidələrinin yarıqsız təbiəti, bu geniş qalaktikalar nümunəsi üçün qrup mühitlərinin, meyllərinin və ulduz əmələ gəlməsi dərəcələrinin ölçülməsinə imkan verir. Nəticələr, soyuq, metalla zənginləşdirilmiş halo qazının mənşəyi və ulduz formasiyasının ən yüksək dövrünə yaxın ev sahibi qalaktikaların külək sürücülük potensialı barədə təsirli fikirlər təqdim edir.

18 oktyabr Cümə
Uğurun açarları. Pulqabımın Dibində Bir Yerdəsin?
Nancy Gray, Gordon Araşdırma Konfransları

Xülasə:
Bu təqdimatın adı, müvəffəqiyyətin açarları üzərində bir mütəxəssis olmadığımı açıq şəkildə göstərməlidir. Buna baxmayaraq, təqdimat dövri karyera yolumu, son 30 ildə öyrəndiyim "dərslərdən" bir neçəsini və "indi bildiyim şeyləri" vurğulayır, amma "o zaman bilsəydim."

Nancy Ryan Gray, Gordon Araşdırma Konfranslarının hazırkı prezidenti və baş icraçı direktorudur. Nancy onu B.S. 1981-ci ildə Notre Dame Universitetində kimya dərəcəsi və doktorluq dissertasiyası. 1985-ci ildə Pensilvaniya Dövlət Universitetindən Yanacaq Kimyasında. Nancy GRC-yə başlamazdan əvvəl Amerika Kimya Cəmiyyətində Üzvlük Direktoru və Exxon İstehsalat Tədqiqat Şirkətində (indiki Exxon / Mobile) Üzvi Kimya üzrə Araşdırma Mütəxəssisi vəzifələrində çalışmışdır. Nancy, 2017-ci ilin avqust ayından etibarən Ligand Əczaçılıq şirkətinin İdarə Heyətində vəzifə yerinə yetirir. Eyni zamanda 2013 Providence Business News Industry Leader Award for Non-Profit Organisations mükafatını alır. Nancy Kral Kimya Cəmiyyətinin üzvü, Elmin İnkişafı üzrə Amerika Assosiasiyasının üzvü və Amerika Kimya Cəmiyyətinin üzvüdür. Nancy, Gordon Tədqiqat Konfranslarına və elmi ictimaiyyətə təqdim etdiyi liderlik və öhdəliyə görə 2019-cu ildə Colby-Sawyer Kollecindən fəxri İnsan Haqları Doktoru adını aldı.

Xülasə:
Əsas ardıcıllıqdan əvvəl bir çox ulduzun protoplanet disklərlə əhatə olunduğunu bilirik, lakin bu disklərin planet sistemlərinə necə çevrildiyi Astronomiyada əsas sualdır. Gənc ulduzların və disklərinin olduqca dəyişkən olduğu bilinir, lakin bu dəyişkənliyin formalaşdıqca planetlərə necə təsir göstərə biləcəyi aydın deyil. Bu məruzə çox dalğalı dəyişkənliyə diqqət yetirərək protoplanet disklərin və onların gənc ulduzlarının əsas müşahidələrini nəzərdən keçirəcəkdir. Nəticə olaraq, bu gənc sistemlərin zaman sahəsinə aid tədqiqatlarında gələcək inkişaf üçün imkanları müzakirə edəcəyəm.

1 Noyabr Cümə
Qaranlıq bir kainatın qorxusu
Stephon Alexander, Brown Universiteti

Xülasə:
Həm standart hissəciklər fizikası modelimiz, həm də ümumi nisbilik bir ovuc həssas eksperimental təsdiqdən istifadə etdi. Kainatdakı enerji sıxlığının çox hissəsini təşkil edən qaranlıq enerjinin kəşfi, müvəffəqiyyətlərinə baxmayaraq həm ümumi nisbi nisbət paradiqmaları, həm də standart model üçün ciddi problemlər yaradır. Bu müşahidə və nəzəri məsələlərə tez-tez kosmoloji sabit və ya müasir təcəssüm - qaranlıq enerji problemi deyilir. Bu kollokviumda, kosmoloji daimi problemlərə pedaqoji bir girişdən sonra, kvant cazibə və modifikasiya edilmiş cazibə ilə motivasiya olunmuş, gələcək cazibə dalğa təcrübələri üçün mümkün proqnozlarla qaranlıq enerjini əhatə edən məsələləri həll edəcəyinə dair vəd verən bəzi perspektivli yeni istiqamətlər təqdim edəcəyəm. .

7 Noyabr Cümə axşamı
Kathryn A. McCarthy Mühazirə
Xiaowei Zhuang, Harvard Universiteti

Xülasə:
Bir hüceyrənin içərisində minlərlə fərqli gen hüceyrə davranışına səbəb olmaq üçün kollektiv olaraq fəaliyyət göstərir. Hüceyrələrin ortaya çıxan davranışlarını anlamaq, gen ifadəsində tənzimləmə, hüceyrə taleyinin inkişafı və kompleks toxumalarda fərqli hüceyrə tiplərinin təşkili kimi biologiyanın bir çox sahələrində anlayışımızı dəyişdirməyi vəd edən genom miqyasında görüntü tələb edir. Tək hüceyrəli transkriptom görüntüləmə metodu, MERFISH inkişaf etdirdik, bu da genom miqyasında RNT görüntüsünə imkan verir - yəni eyni vaxtda görüntüləmə və minlərlə genin fərdi hüceyrələrdə ölçülməsi. Bu yanaşma gen tənzimləyici şəbəkələrin dəqiqləşdirilməsinə, hüceyrələrin içindəki molekulyar paylanmaların xəritələşdirilməsinə və kompleks toxumalarda fərqli hüceyrə tiplərinin müəyyənləşdirilməsinə və xəritələnməsinə imkan verir. Bu yanaşmanı çoxsaylı genomik lokusların görüntüsü üçün genişləndirdik və hüceyrə nüvəsindəki DNT-nin 3B təşkilatlanmasını izlədik. MERFISH-in texnoloji inkişafını və kompleks toxumaların hüceyrə atlasına və genomun 3B təşkilatlanmasına yönəlmiş tətbiqlərini təsvir edəcəyəm.

15 Noyabr Cümə
Virusun öz-özünə yığılma fizikası
Vinothan Manoharan, Harvard Mühəndislik və Tətbiqi Elmlər Məktəbi

Xülasə:
Sadə viruslar RNT və RNT-ni qoruyan bir qabıq (kapsid adlanır) əmələ gətirən zülallardan ibarətdir. Kapsid, zülalların icosahedral qabıqda yerləşməsi ilə yüksək dərəcədə sifarişlidir. Bir çox sadə virus öz-özünə yığılır: RNT və kapsid zülallarını bir sınaq borusuna qarışdırmaq olar və onlar özbaşına yüksək məhsuldarlıqla yoluxucu viruslar meydana gətirəcəklər (narahat olmayın - müzakirə edəcəyim virusların heç biri sizə yoluxmayacaq, bir bakteriya deyilsinizsə). Bu nəticə, RNT virusunun öz-özünə yığılmasını statistik fizika baxımından anlaya biləcəyimizi göstərir. Əsas sual, öz-özünə yığılma kimi təsadüfi bir prosesin yaxşı formalaşmış virusların yüksək məhsuldarlığına necə səbəb ola biləcəyidir. Bu sualı həll etmək üçün fərdi birləşdirən viral hissəciklərin (MS2 bakteriyofaj) 1 ms-dən 1000 s-ə qədər olan vaxt miqyasında səpələnməsini ölçməyə imkan verən bir interferometrik texnika hazırladıq. Səpələnmiş intensivliyi vəhşi tip virusla müqayisə edərək, zamanın funksiyası olaraq mərkəzi RNT-yə bağlanmış zülal kütləsini çıxardırıq. Fərdi hissəciklərin daha uzun bir gecikmə müddətindən sonra qısa müddətdə təxminən tam ölçüyə qədər böyüdüyünü görürük.Gecikmə vaxtlarının paylanması məclisin nüvələnmə və böyümə yolu ilə getdiyini göstərir. Belə bir yolun virusun bu qədər yüksək məhsuldarlıqla necə yığılmasına imkan verə biləcəyini müzakirə edəcəyəm.

22 Noyabr Cümə
Kosmik partlayışlar və kosmik sürətləndiricilər
Regina Caputo, NASA

Xülasə:
Gamma-şüa astronomiyası həddindən artıq elmdir. 2017-ci ilin yayında multimessenger astrofizika dövrünə başlanıldı və Fermi Gamma-ray Kosmik Teleskopu ön sırada oldu. Artıq kainatı yalnız işıqla deyil, cazibə dalğaları və hissəcikləri ilə də müşahidə edə bilərik. Kainatdakı ən sıx materialdan hazırlanmış iki ulduz bir-birinə dəyəndə Fermi qamma şüalarının partlamasını müşahidə etdi. Eyni zamanda, bu partlayışdan gələn cazibə dalğası, Lazer İnterferometr Qravitasiya-Dalğa Rəsədxanası (LIGO) ilə müşahidə edildi və nəticədə meydana gələn hadisəni izləmək üçün dünyanın hər teleskopu tərəfindən bir kampaniya başlatdı. Bu kəşfdən bir neçə ay sonra Fermi, uzaq bir qalaktikada hissəcikləri həddindən artıq enerjiyə qədər sürətləndirdiyini və əvvəllər istehsal etdiyindən daha çox qamma şüaları ilə nəticələndiyini müşahidə etdi. Bu müddət ərzində IceCube Cənubi Qütbü Neutrino Rəsədxanası, sürətlənmiş hissəciklərin təməl komponentlərindən bəhs edən yüksək enerjili bir nötrino aşkar etdi. Fermi Qamma-şüa Kosmik Teleskopundan gələn qamma şüaları ilə birlikdə müşahidə edilən bu elçilər, həddindən artıq kainat anlayışımızda inqilab yaratdı.

29 Noyabr Cümə
Şükran günü tətilinə görə kollokvium verilmir.

Xülasə:
Yüksək sədaqətli kvant vəziyyətinin hazırlanması, manipulyasiya və ölçü hər hansı bir kvant məlumatı işləmə platformasının üç təməl daşıdır. Bu söhbətdə, kvant sistemləri arasında parametrik olaraq modulyasiya edilmiş qarşılıqlı əlaqələrin tətbiq olunduğu vahid bir çərçivədə hər üç problemi həll edən PIQUE (və ya Parametrik İndüksiyalı Kvant Mühəndisliyi) adlı yeni bir paradiqmanı təsvir edəcəyəm. Çıxışımın birinci hissəsində parametrlə induksiyalı qarşılıqlı təsirlərin qarşılıqlı olmayan kvant məhdudlaşdırma sahəsində yeni funksiyaları necə stimullaşdırdığına diqqət yetirəcəyəm. Söhbətin ikinci hissəsində, bu cür qarşılıqlı əlaqələrin kvant vəziyyəti mühəndisliyi, xüsusən yüksək sədaqətli dissipativ nəzarət və qarışıqlıq sabitləşməsi üçün necə istifadə edilə biləcəyini müzakirə edəcəyəm. Nəhayət, parametrik sistemlərin açıq kvant sistemlərinin fundamental fizikasını araşdırmaq üçün yaratdığı bəzi yeni imkanları şərh edəcəyəm.


Videoya baxın: وثائقي عن اضخم النجوم في الكون - ناشونال جيوغرافيك (Sentyabr 2021).