الفلك

كيف تحدد كتلة النجم الجامح؟

كيف تحدد كتلة النجم الجامح؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

أود أن أعرف كيف يقدر علماء الفلك كتلة النجم الذي تم طرده من مجرته. ما نوع الدقة التي يمكن تحقيقها؟


حسنًا ، سأفترض أنك تتحدث عن هذا النجم أو عن "نجم هارب" آخر عالي الكتلة.

تولد معظم النجوم الضخمة في مجموعات غنية وغالبًا ما تكون جزءًا من نظام متعدد. ليس من غير المألوف أن تخرج مثل هذه النجوم من هذه المناطق بسرعات عالية ، إما نتيجة للتفاعلات الديناميكية في أنظمة متعددة أو عندما تكون مرافقة للنجوم التي تنفجر على شكل مستعرات عظمى.

خطوات تقدير الكتلة هي: (1) الحصول على التحليل الطيفي البصري والأشعة فوق البنفسجية المفصل للغاية. من هذا تقوم بتقدير النوع الطيفي للنجم ودرجة حرارته الفعالة ومعدل فقد كتلته (الحالي). (2) تقوم بدمج هذا مع مسافة معروفة (كان النجم الموجود في الرابط موجودًا في سحابة ماجلان الكبيرة ، لذلك كانت المسافة معروفة بدقة إلى حد ما) لتقدير السطوع. (3) تقارن اللمعان ودرجة الحرارة ومعدل فقدان الكتلة بتنبؤات نموذج تطوري نجمي متخصص عالي الكتلة ، والذي يتضمن فقدان الكتلة والدوران. تعطي المقارنة تقديرًا لكتلة النجم وعمره.

تم العثور على التفاصيل في Evans et al. (2010). ربما يكون من العدل أن نقول إن تقدير 90 M _ { odot} $ غير مؤكد من قبل بضع عشرات من الكتل الشمسية.


نجم هارب مقذوف من قلب الظلام المجري

تم اكتشاف النجم ، المعروف باسم S5-HVS1 ، بواسطة أستاذ الفيزياء المساعد بجامعة كارنيجي ميلون سيرجي كوبوسوف كجزء من المسح الطيفي للتيار النجمي الجنوبي (S5). تم العثور على Crane & # 8211 S5-HVS1 ، الواقعة في كوكبة Grus & # 8211 ، على أنها تتحرك أسرع بعشر مرات من معظم النجوم في مجرة ​​درب التبانة. & # 160

& # 8220 إن سرعة النجم المكتشف عالية جدًا لدرجة أنه سيترك المجرة حتمًا ولن يعود أبدًا ، & # 8221 قال دوجلاس بوبيرت من جامعة أكسفورد ، وهو مؤلف مشارك في الدراسة.

تساءل علماء الفلك عن النجوم عالية السرعة منذ اكتشافها قبل عقدين فقط. S5-HVS1 غير مسبوق بسبب سرعته العالية وقرب مروره إلى الأرض ، & # 8220 فقط & # 8221 29 ألف سنة ضوئية. باستخدام هذه المعلومات ، يمكن لعلماء الفلك تتبع رحلتها مرة أخرى إلى مركز مجرة ​​درب التبانة ، حيث يتربص ثقب أسود كتلته أربعة ملايين كتلة شمسية ، يُعرف باسم Sagittarius A *. & # 160

& # 8220 هذا مثير للغاية ، حيث لطالما اشتبهنا في أن الثقوب السوداء يمكنها إخراج النجوم بسرعات عالية جدًا. ومع ذلك ، لم يكن لدينا أبدًا ارتباط لا لبس فيه لمثل هذا النجم السريع بمركز المجرة ، & # 8221 قال كوبوسوف ، المؤلف الرئيسي لهذا العمل وعضو مركز كارنيجي ميلون & # 8217s لعلم الكونيات. & # 8220 نعتقد أن الثقب الأسود أخرج النجم بسرعة آلاف الكيلومترات في الثانية قبل حوالي خمسة ملايين سنة. حدث هذا الطرد في الوقت الذي كان فيه أسلاف البشرية & # 8217s يتعلمون المشي على قدمين. & # 8221

يمكن إخراج النجوم فائقة السرعة بواسطة الثقوب السوداء عبر آلية التلال ، التي اقترحها عالم الفلك جاك هيلز قبل ثلاثين عامًا. في الأصل ، عاش S5-HSV1 مع رفيق في نظام ثنائي ، لكنهم ضلوا بالقرب من القوس A *. في صراع الجاذبية ، تم التقاط النجم المرافق بواسطة الثقب الأسود ، بينما تم إلقاء S5-HVS1 بسرعة عالية للغاية.

& # 8220 هذا هو أول عرض واضح لآلية هيلز قيد التنفيذ ، & # 8221 قال تينغ لي من مرصد كارنيجي وجامعة برينستون ، ورئيس S5 Collaboration. & # 8220 إن رؤية هذا النجم مدهش حقًا لأننا نعلم أنه لا بد أنه تشكل في مركز المجرة ، وهو مكان مختلف تمامًا عن بيئتنا المحلية. إنه زائر من أرض غريبة. & # 8221

تم اكتشاف S5-HVS1 باستخدام التلسكوب الأنجلو-أسترالي (AAT) الذي يبلغ ارتفاعه 3.9 مترًا بالقرب من كوناباربران ، نيو ساوث ويلز ، أستراليا ، إلى جانب الملاحظات الرائعة من وكالة الفضاء الأوروبية والقمر الصناعي غايا # 8217s ، والتي سمحت لعلماء الفلك بالكشف عن السرعة الكاملة النجم ورحلته من مركز درب التبانة. & # 160

& # 8220 لن تكون الملاحظات ممكنة بدون الإمكانات الفريدة لأداة 2dF على AAT ، & # 8221 قال دانيال زوكر ، عالم الفلك في جامعة ماكواري في سيدني ، أستراليا ، وعضو اللجنة التنفيذية S5. & # 8220It & # 8217s تجري أبحاثًا متطورة منذ أكثر من عقدين ولا تزال أفضل منشأة في العالم لمشروعنا. & # 8221

تم نشر هذه النتائج في 4 نوفمبر عبر الإنترنت في الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية ، ويوحد تعاون S5 علماء الفلك من الولايات المتحدة والمملكة المتحدة وأستراليا وتشيلي. & # 160

& # 8220 أنا متحمس جدًا لاكتشاف هذا النجم سريع الحركة بواسطة S5 ، & # 8221 يقول Kyler Kuehn ، في مرصد Lowell وعضو في اللجنة التنفيذية S5. & # 8220 بينما الهدف العلمي الرئيسي لـ S5 هو فحص التيارات النجمية & # 8212 تعطيل المجرات القزمة والعناقيد الكروية # 8212 ، خصصنا الموارد الاحتياطية للأداة للبحث عن أهداف مثيرة للاهتمام في مجرة ​​درب التبانة ، وفويلا ، وجدنا شيئًا مدهش لـ & # 8216free. & # 8217 مع ملاحظاتنا المستقبلية ، نأمل أن نجد المزيد! & # 8221 & # 160

منظر طرد النجم S5-HVS1 ، كما يراه مراقب من خارج مجرتنا. يتم تمييز الشمس بواسطة كرة برتقالية ، بينما يظهر النجم المقذوف بواسطة كرة زرقاء. الائتمان: سيرجي كوبوسوف.

حركة نجمين أثناء دورانهما حول بعضهما البعض ، مع اقترابهما من الثقب الأسود ، ثم & # 8212 عندما يقترب الثقب الأسود بدرجة كافية & # 8212 ، يتم تدمير النظام الثنائي ويتم التقاط أحد النجوم (النجم الأحمر) بواسطة الثقب الأسود ، بينما يتم إخراج الأزرق بسرعة عالية. الائتمان: سيرجي كوبوسوف.

يسمح المدار الدقيق لـ S5-HVS1 للعلماء بتحديد مكان نشأة النجم في المجرة. يُظهر المحيط الأحمر الممدود المنطقة في قرص مجرة ​​درب التبانة حيث نشأ النجم (مع احتمال كبير). & # 160 هذه المنطقة هي بالضبط المكان الذي يوجد فيه مركز المجرة و Sagittarius A * ، الثقب الأسود الهائل ، (كما هو موضح بواسطة دائرة سوداء). & # 160 وهذا يدل ، بثقة عالية ، على أن النجم قد طرد من الثقب الأسود. يُشار إلى موقع الشمس أيضًا بالنجمة السوداء. الائتمان: سيرجي كوبوسوف.

كلية ميلون للعلوم
جامعة كارنيجي ميلون
4400 التجمع الخامس
بيتسبرغ ، بنسلفانيا 15213

يمكن للزوار استخدام مدخل شارع بيليفيلد.
412-268-7699


اختبار علم الفلك رقم 5

نحتاج الى نظرية الجاذبية الكمومية لتصحيح التناقضات ، لفهم معنى & quotsingularity & quot في الحقيقة وفهم ما إذا كانت ثقوب الدودة موجودة بالفعل.

معظمها بمفردها في الفضاء ، صغيرة جدًا ، سوداء جدًا ، يصعب اكتشافها.

- طاقة ضخمة من حجم صغير ، ثقب أسود كتلة شمسية بمليار / مليون يمكن أن تشغل الكوازارات (نوى مجرة ​​نشطة)
- إثبات أن معظم المجرات بها ثقوب سوداء فائقة الكتلة في المركز (إذا لم يكن كذلك ، فلا يوجد قرص تراكم / لامع = كوازار ميت)

ومضات غاما غير المتكررة لمرة واحدة --- طاقة أشعة تكتشفها الأقمار الصناعية مرة واحدة في اليوم تقريبًا وتستمر حوالي 10 إلى 30 ثانية. تحدث في المجرات على مسافات كونية. تحدث انفجارات أشعة جاما في مناطق تشكل النجوم في المجرات الحلزونية ، لذا فهي مرتبطة بالنجوم الضخمة قصيرة العمر وبالتالي انهيار النواة. ترتبط انفجارات أشعة جاما بشكل خاص بالمستعرات الأعظمية من النوع الأول. الفكرة الأكثر شيوعًا هي أن انفجارات أشعة جاما تمثل ولادة الثقوب السوداء ، ولكن يُنظر أيضًا في ولادة النجوم المغناطيسية.

لا يلزم وجود مركز ثلاثي الأبعاد أو حافة ثلاثية الأبعاد أو ثلاثي الأبعاد خارجي (& quotsurface & quot) لكوننا ثلاثي الأبعاد (ولكن يوجد فضاء ثلاثي الأبعاد)
- تبتعد جميع المجرات البعيدة عن جميع المجرات البعيدة الأخرى ، ولا توجد مجرة ​​في المركز

اينشتاين: التفرد ، كل الكتلة في 0 نقطة حجم

كتلة عالية bh = درجة حرارة منخفضة = إشعاع منخفض
كتلة منخفضة bh = درجة حرارة عالية = إشعاع مرتفع

-كتلة منخفضة bh = درجة حرارة عالية = إشعاع مرتفع
-إذا كان لدى bh كتلة جبل / كويكب ، فسوف تتبخر في وقت ما خلال عمر الكون
- ينتهي بالانفجار النهائي لأشعة جاما


الكتلة القصوى للنجم القزم الأبيض

كائن بهذا الحجم لا يخضع لإدارة الجودة. تصبح إدارة الجودة غير دقيقة في هذا المستوى.

وإذا كنت تعرف كيفية اشتقاق حد Chandrasekhar هذا ، فلن تطرح هذا السؤال -)

للإلكترون كتلة ثابتة ثابتة.

كائن بهذا الحجم لا يخضع لإدارة الجودة. تصبح إدارة الجودة غير دقيقة في هذا المستوى.

وإذا كنت تعرف كيفية اشتقاق حد Chandrasekhar هذا ، فلن تطرح هذا السؤال -)

للإلكترون كتلة ثابتة ثابتة.

لا يزال كائنًا مجهريًا تحكمه الميكانيكا الإحصائية. يشبه الحديث عن نقطة غليان الماء عند ضغط 1 ضغط جوي (وهو 373 كلفن صحيح؟) ولكن إذا طبقت نفس الحجة ، فلا ينبغي للمرء أن يقول إنها 373 كلفن حيث يمكن للمرء أن يكون لديه تقلبات كمية وإحصائية. هل تتابعني في هذا؟ التقلبات على الرغم من أنها بترتيب 10E-15 إذا كنت أتذكر Mandl بشكل صحيح.

بالطبع سيتم إدارة القزم الأبيض بواسطة QM و Statstical Mechanics في معظم مكوناته الأولية ، لكن التقلبات حول هذا الحد 1.44M_sun ستكون من الترتيب 1 جزء في 1 مليار وأقل. التقلبات صغيرة جدًا لدرجة أنه لا معنى للحديث عنها. يتم وصف الخصائص العالمية للأجسام العيانية مثل أكواب الماء ، وحاويات الغاز ، والأقزام البيضاء ، وما إلى ذلك ، بدقة أكبر من حيث الوحدات المجهرية. والعكس صحيح ، لا يمكن الحديث عن درجة حرارة جسيم واحد

الضغط مقياس عياني ، وهو متوسط ​​حركة الجسيمات المجهرية وتفاعلاتها. إذا أردنا تحديد خصائص الجسم العيانية ، فيجب أن نحدد المتوسط.

يتم دعم القزم الأبيض بشكل أساسي من خلال الضغط الأساسي لانحلال الإلكترون الإيجابي ضد ضغط الجاذبية السالب داخل قلب النجم ، مما يمنع النجم من الانهيار.

إذا زادت كتلة النجوم ، فإن ضغط الجاذبية الأساسي السالب يزداد أيضًا حتى يتم الاقتراب من الحد فيما يتعلق بضغط تنكس الإلكترون الإيجابي. إذا تجاوز ضغط الجاذبية الأساسي السالب الضغط الأساسي الناتج عن انحلال الإلكترون الإيجابي ، ينفجر النجم ويومض تفاعل اندماج الكربون الجامح في قلبه ، وعند هذه النقطة سوف ينفجر النجم في قلب مستعر أعظم من النوع Ia ، تاركًا وراءه إما نجمًا نيوترونيًا أو ثقب أسود.

إذا اكتسب قزم أبيض كتلة تدريجيًا من رفيق ثنائي ، يُعتقد أن جوهره يصل إلى درجة حرارة الاشتعال لانصهار الكربون عندما يقترب من الحد الأقصى. في غضون ثوانٍ قليلة من بدء الاندماج النووي ، يخضع جزء كبير من المادة في القزم الأبيض لتفاعل اندماج جامح ، مما يؤدي إلى إطلاق طاقة كافية (1-2 × 10 ^ 44 جول) لفك ارتباط النجم في انفجار مستعر أعظم.

بالنسبة للمستعرات الأعظمية من النوع الثاني ، يتوقف الانهيار في النهاية عن طريق التفاعلات قصيرة المدى بين النيوترونات والنيوترونات بوساطة القوة القوية ، والضغط الأساسي لانحلال النيوترونات.

المرجعي:
http://en.wikipedia.org/wiki/Chandrasekhar_Limit" [مكسور]
http://en.wikipedia.org/wiki/Core-collapse_supernova#Core_collapse"
http://en.wikipedia.org/wiki/Type_Ia_supernovae" [مكسور]

المرفقات


يتم دعم القزم الأبيض بشكل أساسي من خلال الضغط الأساسي لانحلال الإلكترون الإيجابي ضد ضغط الجاذبية السالب داخل قلب النجم ، مما يمنع النجم من الانهيار.

إذا زادت كتلة النجوم ، فإن ضغط الجاذبية الأساسي السالب يزداد أيضًا حتى يتم الاقتراب من الحد فيما يتعلق بضغط تنكس الإلكترون الإيجابي. إذا تجاوز ضغط الجاذبية الأساسية السالب الضغط الأساسي الناتج عن انحلال الإلكترون الإيجابي ، ينفجر النجم ويومض تفاعل اندماج الكربون الجامح في قلبه وعند هذه النقطة سوف ينفجر النجم في انهيار النواة من النوع Ia المستعر الأعظم ، تاركًا وراءه إما نجمًا نيوترونيًا أو ثقب أسود.

إذا اكتسب قزم أبيض كتلة تدريجيًا من رفيق ثنائي ، يُعتقد أن جوهره يصل إلى درجة حرارة الاشتعال لانصهار الكربون مع اقترابه من الحد الأقصى. في غضون ثوانٍ قليلة من بدء الاندماج النووي ، يخضع جزء كبير من المادة في القزم الأبيض لتفاعل اندماج جامح ، مما يؤدي إلى إطلاق طاقة كافية (1-2 × 10 ^ 44 جول) لفك ارتباط النجم في انفجار مستعر أعظم.

بالنسبة للمستعرات الأعظمية من النوع الثاني ، يتوقف الانهيار في النهاية عن طريق التفاعلات قصيرة المدى بين النيوترونات والنيوترونات بوساطة القوة القوية ، والضغط الأساسي لانحلال النيوترونات.

المرجعي:
http://en.wikipedia.org/wiki/Chandrasekhar_Limit" [مكسور]
http://en.wikipedia.org/wiki/Core-collapse_supernova#Core_collapse"
http://en.wikipedia.org/wiki/Type_Ia_supernovae" [مكسور]

لكن هذا لا يجيب على سؤال OP ، فنحن نريد أن نعرف لماذا وإذا كانت هذه 1.44M_sun هي بالفعل قيمة قصوى نظرًا لأننا نتوقع مجموعة من الكتل بسبب QM.

لم يسأل كيف يعمل وما إلى ذلك.

الجواب على هذا السؤال الذي قدمته في آخر مشاركة لي ، أن التقلبات بترتيب 1E-9 أو أصغر.


على سبيل المثال ، من مسافة 1 قطعة ، يبلغ قطر الشمس 0.0093 ثانية قوسية فقط.

  • قياس التداخل (نجوم مفردة)
  • الغيوم القمري (النجوم المنفردة)
  • كسوف الثنائيات (تحتاج إلى مسافة)

تم قياس نصف القطر النجمي لنحو 600 نجمة حتى الآن. يرجع العدد الكبير مقارنة بالسنوات القليلة الماضية إلى التقدم في تقنيات مثل قياس التداخل البصري. العودة إلى [فهرس الوحدة 1 | الفلك 162 الصفحة الرئيسية] محدث: 2006 8 يناير
حقوق النشر © Richard W. Pogge ، جميع الحقوق محفوظة.


كيف تحدد كتلة النجم الجامح؟ - الفلك

مرحبًا ، أنا عالم أحياء أقوم بتدريس علوم الأرض ، ولم يكن لدي سوى دورتين في علم الفلك في الكلية. على أي حال ، سألني أحد الطلاب ، "كيف نعرف كتلة الأرض وكتلة القمر؟" هل يمكن أن تزودوني بشرح معقول لطالب ثانوي؟ شكرًا لك ، سأذكر موقع الويب الخاص بك كمصدر لمزيد من الأسئلة.

الأرض هي المشكلة الأسهل للاثنين. تذكر أنه من قانون الجاذبية لنيوتن ،

حيث Fجراف هي قوة الجاذبية ، و G هو ثابت الجاذبية العام ، و M و m هي كتل الجسمين اللذين يجذبان بعضهما البعض ، و R هي المسافة بين مركزي كتلتهما.

الآن من قانون نيوتن الثاني ،

حيث ا هي التسارع ، و هي القوة ، و م هي كتلة الجسم المتسارع.

بما أننا نعرف G ، كل ما علينا فعله هو إسقاط جسم ما وقياس تسارعه a. ثم نعرف F / m ، وهو نفس Fجراف/ م لأن جسمنا يتحرك تحت تأثير الجاذبية وحدها.

R ، نصف قطر الأرض (مركز كتلة الكرة ، مثل الأرض ، هو مجرد مركزها الهندسي ، لذا فإن R هي أيضًا المسافة بين مركز كتلة الأجسام) معروفة بشكل معقول منذ إراتوستينس القيرواني أجرى تجاربه مع ضوء الشمس الذي يسقط في البئر في Syene ولكن ليس في الإسكندرية في الانقلاب الصيفي. (أشعة الشمس متوازية ، لذلك إذا كنت تعرف المسافة بين أسوان والإسكندرية ، وكذلك الزاوية التي تسقط بها أشعة الشمس في الإسكندرية في نفس التاريخ ، يمكنك معرفة الزاوية بينهما ومن ثم نصف قطر الأرض . اسمحوا لي أن أعرف ما إذا كنت بحاجة إلى مزيد من التوضيح لهذا ويمكنني الخوض في مزيد من التفاصيل - ولكن حاول رسم صورة بدائرة والأشعة المتوازية ومعرفة ما إذا كان يمكنك معرفة الهندسة.)

هناك طريقة أخرى لقياس R وهي التحرك من الشمال إلى الجنوب والحصول على خطوط العرض الخاصة بك عن طريق قياس ارتفاع نجم الشمال فوق الأفق. إذا كنت تعرف المسافة التي قطعتها بالأميال عبر سطح الأرض ، فأنت تعلم العلاقة بين المسافة الزاوية والمسافة الخطية ، وسيمنحك قسمة الأميال على الزاوية (تقاس بالراديان) نصف قطر الأرض بالأميال.

بمجرد أن تعرف Fجراف/ m و G و R ، يمكنك إعادة ترتيب المعادلة (1):

حيث M هي كتلة الأرض ، وعوض بالأرقام.

إذا لم تكن تعرف G مسبقًا ، فستحتاج إلى تحديده بشكل تجريبي. إن أبسط طريقة للقيام بذلك هي من خلال تجربة Cavendish ، حيث يتم استخدام ميزان الالتواء لقياس التجاذب بين أزواج أوزان الرصاص. إنه يعمل بالفعل أيضًا!

القمر مشكلة أصعب بكثير. تكمن المشكلة في أنه نظرًا لأنه في كل من المعادلتين (1) و (2) م يظهران في نفس العلاقة مع F ، فلا يمكن استخدام هاتين المعادلتين فقط لحل m (الجسم يتم تسريعه. جربه! لا تعتمد على كتلة الجسم المتسارع.). يمكنك تقديره بشكل تقريبي بافتراض أن كثافة القمر تعادل كثافة الأرض ثم تقليص كتلة الأرض إلى حجم القمر:

لكن هذا سيمنحك كتلة عالية جدًا ، حيث اتضح أن القمر أقل كثافة من الأرض! بمجرد أن أرسلنا مركبة فضائية لتدور حول القمر ، يمكننا قياس قوة جاذبية القمر عليها والحصول على قياس دقيق حقًا لكتلة القمر بالطريقة التي قسنا بها كتلة الأرض بالضبط.

أعتقد أن الكتلة الحقيقية للقمر كانت معروفة قبل ذلك الحين بسبب القياسات الفلكية الدقيقة (الأرض والقمر يدوران حقًا حول مركز كتلة النظام المشترك ، الموجود داخل الأرض ولكن ليس في مركزها ، ومدى البعد يعتمد على كتلة القمر) ولكن هذا سيكون خارج نطاق تفسير المدرسة الثانوية.

تم آخر تحديث لهذه الصفحة في 18 يوليو 2015.

عن المؤلف

ديف كورنريتش

كان ديف مؤسس Ask an Astronomer. حصل على درجة الدكتوراه من جامعة كورنيل عام 2001 وهو الآن أستاذ مساعد في قسم الفيزياء والعلوم الفيزيائية بجامعة ولاية هومبولت في كاليفورنيا. هناك يدير نسخته الخاصة من اسأل الفلكي. كما أنه يساعدنا في حل مسألة الكوسمولوجيا الغريبة.


نجم هارب هرب من قرص درب التبانة

استخدم علماء الفلك في جامعة ميشيغان بيانات من تلسكوبات ماجلان في تشيلي ومهمة غايا الفضائية ESA & # 8217s لتحديد أن نجمًا سريع الحركة & # 8211 كان يُعتقد سابقًا أنه قد تم طرده من مركز درب التبانة & # 8211 تم طرده بدلاً من ذلك من المجرة & # 8217 s القرص بالارض. هذا النجم الهائل سريع الحركة & # 8211 أو النجم فائق السرعة & # 8211 يسمى LAMOST-HVS1. إنه أقرب إلى شمسنا من أي من النجوم الثلاثين الأخرى أو ما يُعرف بالنجوم الفائقة السرعة.

في السابق ، افترض علماء الفلك أن الطاقة اللازمة لإخراج نجم من مجرتنا يجب أن تأتي من البيئة القاسية حول مجرتنا درب التبانة & # 8217s الثقب الأسود المركزي الهائل. تبلغ كتلة هذا الثقب الأسود أربعة ملايين ضعف كتلة شمسنا. لديه القدرة على العمل كمقلاع قوي للجاذبية.

لكن العمل الجديد يقترح وسيلة أكثر شيوعًا لطرد LAMOST-HVS1. يعتقد علماء الفلك في ميشيغان أن النجم ربما يكون قد اختبر مواجهة قريبة مع مجموعة نجمية ربما تتكون من عدة نجوم ضخمة ، أو تحتوي على ثقب أسود متوسط ​​الكتلة & # 8211 في قرص مجرة ​​درب التبانة. تم نشر العمل في مراجعة الأقران مجلة الفيزياء الفلكية.

قالت عالمة الفلك مونيكا فالوري بجامعة ميتشيغان:

هذا الاكتشاف يغير بشكل كبير نظرتنا إلى أصل النجوم سريعة الحركة.

تشير حقيقة أن مسار هذا النجم الضخم سريع الحركة ينشأ في القرص بدلاً من ذلك الموجود في مركز المجرة إلى أن البيئات القاسية للغاية اللازمة لإخراج النجوم سريعة الحركة يمكن أن تنشأ في أماكن أخرى غير الثقوب السوداء فائقة الكتلة.

مفهوم الفنان عن نجمتين فائقتين السرعة ، يتسارعان من مركز مجرتنا درب التبانة إلى أطرافها. يعرف علماء الفلك الآن حوالي 30 نجمًا فائق السرعة ، ويعتقد أن معظمها يأتي من مركز المجرة & # 8217s. الصورة عبر ESA.

لقد عرف علماء الفلك عن النجوم سريعة الحركة للغاية ، أو النجوم فائقة السرعة ، منذ عام 2005. تتحرك هذه النجوم بأكثر من ضعف سرعة معظم النجوم الأخرى في مجرتنا - أكثر من مليون ميل في الساعة ، أو 500 كيلومتر في الثانية (310 ميل / ثانية) ثانيا). على النقيض من ذلك ، فإن متوسط ​​النجوم في بقية المجرة يزيد قليلاً عن 200 كم / ثانية (124 ميل / ثانية). أوضح بيان من جامعة ميشيغان:

عندما النجوم الثنائية & # 8211 زوج من النجوم التي تدور حول بعضها البعض أثناء التحرك عبر مجرة ​​& # 8211 يمر بالقرب جدا من ثقب أسود ، فإنه يلتقط أحد النجوم الثنائية ، والآخر يقذف في مقلاع الجاذبية . من أجل إنتاج أنواع السرعات التي يقيسها علماء الفلك للنجوم فائقة السرعة ، يجب أن يكون الثقب الأسود هائلًا جدًا.

نظرًا لوجود دليل على وجود ثقب هائل في مركز مجرة ​​درب التبانة ، يعتقد العديد من علماء الفلك أن غالبية النجوم فائقة السرعة قد تم طردها بواسطة هذا الثقب الأسود الهائل.

ومع ذلك ، قد يكون LAMOST-HVS1 استثناءً.

صورة راديو تُظهر البيئة القاسية بالقرب من مركز مجرتنا وتحدد موقع القوس A * (يُنطق Sagittarius A-star) ، مجرتنا درب التبانة & # 8217s الثقب الأسود المركزي الهائل. الصورة عبر NSF / VLA / UCLA / M. Morris et al./CfA.

قرر فالوري وكوهي هاتوري ، من جامعة ميشيغان أيضًا ، محاولة تتبع مسار LAMOST-HVS1. استخدموا أحد تلسكوبات ماجلان في تشيلي لتحديد مسافة النجم وسرعته ، ثم استخدموا بيانات من وكالة الفضاء الأوروبية ومهمة جايا الفضائية # 8217s ، التي تشارك في صنع خريطة دقيقة ثلاثية الأبعاد لمجرة درب التبانة.

من خلال الجمع بين مجموعتي البيانات هاتين ، تمكن علماء الفلك من تتبع مسار LAMOST-HVS1 للخلف. ولدهشتهم ، يبدو أن النجم قد خرج من قرص المجرة ، وليس من مركز مجرة ​​درب التبانة. قال هاتوري:

كنا نظن أن هذا النجم جاء من مركز المجرة. لكن إذا نظرت إلى مساره ، فمن الواضح أنه لا علاقة له بمركز المجرة. علينا النظر في الاحتمالات الأخرى لأصل النجم.

لوقت طويل ، عُرف أن النجوم تنبثق من عناقيد النجوم. لكن السرعات المعنية أبطأ بكثير من تلك المعروفة لـ LAMOST-HVS1. هم عادة حوالي 40-100 كم / ثانية (25-62 ميل / ثانية).

وهنا # 8217s حجر عثرة آخر لفكرة أن LAMOST-HVS1 قد طرد من المجرة بواسطة مجموعة نجمية. ينشأ المسار المحسوب لـ LAMOST-HVS1 في موقع داخل الذراع الحلزونية نورما. هذا الموقع ليس مرتبطًا بالعناقيد النجمية الضخمة المعروفة سابقًا. قال علماء الفلك و # 8217 بيان:

ومع ذلك ، إذا كان هذا التجمع النجمي الافتراضي موجودًا ، فقد يكون مخفيًا خلف الغبار في القرص النجمي. إذا تم العثور عليه ، فسيوفر الفرصة الأولى لاكتشاف ثقب أسود متوسط ​​الكتلة مباشرة في القرص النجمي لمجرة درب التبانة.

كما هو الحال دائمًا ، هناك حاجة إلى مزيد من العمل.

مفهوم الفنان & # 8217s لمجرة درب التبانة ، يظهر أذرعها الحلزونية. ينشأ المسار المحسوب لـ LAMOST-HVS1 في موقع داخل الذراع الحلزونية نورما. الصورة عبر Encyclopedia Galactica.

خلاصة القول: يقول علماء الفلك في جامعة ميشيغان إن نجمًا فائق السرعة & # 8211 أو نجمًا فائق السرعة & # 8211 يسمى LAMOST-HVS1 لم ينشأ من مركز مجرتنا & # 8217s. بدلاً من ذلك ، يظهر مساره أنه جاء من قرص المجرة & # 8217s.


كيف تحسب كتلة النجم؟

أنا متأكد من أننا نقيس كتلة النجوم باستخدام الفيزياء النيوتونية ، لكن كيف؟ هل نحسبها بمعرفة سرعة دوران الكواكب حولها (ليس كل النجوم لها كواكب). أم نفعل ذلك بالنظر إلى طيف الضوء القادم إلينا من ذلك النجم؟ أم أن هناك شيء آخر أفتقده؟

كلاهما طرق صالحة للقيام بذلك! ومع ذلك ، بالنسبة للجزء الأكبر ، فإننا ننظر إلى نجم على مخطط الموارد البشرية (السطوع واللون) ونستخدم نمذجة التطور النجمي لتحديد كتلتها.

هل نعلم أنه ليس كل النجوم لديها كواكب ، كما قال OP؟ لقد قرأت مؤخرًا أنه يعتقد أن جميع النجوم من المحتمل أن يكون لها كواكب لأنها & # x27re نتيجة طبيعية للقرص التراكمي النجمي.

وبالتالي. هل تبحث عنه على طاولة بدلاً من حسابه؟

نستخدم أيضًا النجوم الثنائية. كلما نظرنا أكثر ، وجدنا المزيد من النجوم الثنائية. يمكننا قياس كتل كلا النجمين عن طريق قياس التغيرات في اللمعان والسطوع عندما ، وإذا كان الجسم الأصغر يمر أمام الجسم الأكبر.

الطريقة الأكثر دقة ، والطريقة الأساسية لمعايرة جميع الطرق الأخرى هي فحص فرصة النجم الثنائي.

ستمنحك الفترة والانفصال الكتلة باستخدام قوانين كيبلر.

بمجرد الانتهاء من ذلك ، يتم تحديد الاتجاهات الأخرى ، مثل كيفية ارتباط الكتلة بالنوع الطيفي وضغط غاز الغلاف. لذلك يتم استخدام التحليل الطيفي لمعظم النجوم.


شاهد الفيديو: بسام جرار- تفسير -والنجم إذا هوى -قاب قوسين ج3 (ديسمبر 2022).