Astronomija

Koks yra galaktikų garavimo laikas?

Koks yra galaktikų garavimo laikas?


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.

Kad žvaigždė išeitų iš savo galaktikos, jai tikriausiai reikia 3 kūnų beveik susidūrimo galaktikos pakraštyje. Tai mažai tikėtina, bet įmanoma. Ir jei žvaigždė kažkada gavo reikiamą greitį, kad pabėgtų iš galaktikos, ji pabėgs ir niekada nebegrįš.

Taigi, galaktikose turėtų būti a būdingas jų garavimo laikas, ką būtų galima apskaičiuoti. Įtariu, kad šis laikas tikriausiai yra ilgesnis nei kiti susiję procesai (Visatos plėtimasis, žvaigždžių amžiaus pabaiga ir kt.), Tačiau egzistuoja, ar jį tikriausiai galima apskaičiuoti (greičiausiai, naudojant skaitmenines simuliacijas).

Tai tikriausiai priklauso ir nuo galaktikos dydžio ir žvaigždžių tankio.

Ar tai buvo apskaičiuota? Kokio jis dydžio?


Standartinį gydymą galima rasti (Binney & Tremaine 2008), tačiau taip pat žiūrėkite (Adams & Laughlin 1997) apie gerą gydymą.

Bendras galaktikos garavimo laikas yra $$ tau_ {evap} = 100 tau_ {relax} sim 10 ^ {19} $$ metų.

Atsipalaidavimo trukmė $$ tau_ {relax} = frac {R} {v} frac {N} {12 ln (N / 2)}, $$ kur $ R $ yra sistemos dydis, $ v $ yra tipinis atsitiktinis greitis ir $ N $ yra bendras žvaigždžių skaičius. Tai atitinka laiką, kurio reikia visiškai atsitiktinai parinkus žvaigždės greitį sąveikaujant su kitomis žvaigždėmis.


Koks yra galaktikų garavimo laikas? - Astronomija

Kas lemia pagrindinės dalelės (pvz., Vieno iš sunkesnių kvarkų) „irimą“ į kitas pagrindines daleles ir iš kur atsiranda šios naujos dalelės, jei jos nėra pradinės dalelės dalis?

Man atrodo, kad dalelė suyra, ją turi veikti kažkokia vidinė ar išorinė jėga, tačiau kaip tai įmanoma, jei visas jėgas neša kitos pagrindinės dalelės? Kalbant apie susidariusias naujas daleles, mane glumina jų gebėjimas atsirasti po to, kai pradinė dalelė nustos egzistuoti. Esu gimnazistas, turintis šiek tiek fizikos žinių, bet tik neseniai pradėjau skaityti apie dalelių fiziką.

Tam tikra prasme dalelės sunyks, nes yra tingios: jos nori būti kuo žemesnėje energijos būsenoje, kokią tik gali pasiekti. Taigi, jei skilimo produktų energija yra mažesnė nei pradinės dalelės, skilimas gali įvykti spontaniškai. Tai reiškia, kad dalelė gali sėdėti niekur nieko visiškai neveikdama jėgų, ir ji vis tiek sunyks. Nors neįmanoma numatyti tikslaus skilimo laiko, dalelėms būdingas gyvenimas, kurį jos paprastai gyvena (tai yra labai arti jų pusinės eliminacijos periodo, jei jau girdėjote apie šį terminą).

Pavyzdžiui, neutronas yra šiek tiek sunkesnis už protoną, todėl jis turi šiek tiek daugiau energijos nei pastarasis. Pasirodo, likęs vienas, laisvas neutronas (nesusijęs su branduoliu) savaime suirs protonu, o elektronu ir neutrinu (tai vadinama „beta skilimu“). Būdingas skilimo laikas yra apie 15 minučių.

Galiausiai, kokios dalelės gali taip suskaidyti? Pasirodo, kad visos dalelės, kurios yra kompozitai pagrindinių dalelių (pvz., protonų, neutronų ir atomų, pilnų protonų ir neutronų) gali taip suskaidyti. Kalbant apie pačias pagrindines daleles, pavyzdžiui, elektronas negali spontaniškai pasikeisti į nieką panašiai, kaip irimas. Jūsų minimi kvarkai yra sunkesnis atvejis, nes nemanome, kad kvarkai egzistuoja atskirai.

Iš kur atsiranda naujos dalelės? Geriausias atsakymas, kurį galiu jums duoti, yra tai, kad jie gaunami iš grynos energijos. Atminkite, kad Einšteinas įrodė, kad E = mc 2, tai yra, kad masė ir energija yra tiesiogiai proporcingi vienas kitam, o šviesos greitis kvadratu yra proporcingumo konstanta. Taigi, jūs galite padaryti medžiagą iš energijos ir atvirkščiai. Taigi, viena dalelė gali „virsti“ kitos rūšies dalele, jei jai pakanka energijos (ir laikomasi tam tikrų dalelių fizikos buhalterijos taisyklių). Neutrono ir protono atveju ši sąlyga yra įvykdyta, todėl reakcija gali vykti.

Šis puslapis paskutinį kartą atnaujintas 2015 m. Birželio 27 d.

  • Vaikai / studentai
  • Fizika
  • Mišios
  • Subatominės dalelės
  • Neutrinai
  • Kvarkai
  • Energija
  • Neutronai
  • Elektronai
  • Protonai
  • Skilimas

Apie autorių

Kristine Spekkens

Kristina tyrinėja galaktikų dinamiką ir tai, ko jos gali išmokyti apie tamsiąją medžiagą visatoje. Ji įgijo daktaro laipsnį iš Kornelio 2005 m. Rugpjūčio mėn., Buvo Jansky doktorantė Rutgerso universitete 2005–2008 m., Dabar yra Kanados karališkojo karo koledžo ir Karalienės universiteto dėstytoja.


Ch. Messier, „Connoissance des Temps“ ir „Mouvements Célestes“ (1781), p. 227.

W. Herschel, Philos. Vert. R. Soc. Londonas 76, 457 (1786).

J. F. W. Herschelis, Filosas. Vert. R. Soc. Londonas 2, 274 (1815).

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

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

W. P. Flemingas, Grupės ir silpnos žvaigždės, T. 23 iš Harvardo koledžo observatorijos stebėjimai, žurnalai, prietaisų rodmenys ir skaičiavimai (1904–1911).

A. S. Eddingtonas, pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 71, 43 (1910).

J. Jeans, pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 74, 109 (1913).

H. Shapley, Harvardo koledžo stebėjimas. Jautis. 874, 4 (1930).

S. Chandrasekharas, Astrophys. Dž. 97, 255 (1943).

A. S. Eddingtonas, gamta (Londonas, JK) 106 (2653), 14 (1920).

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

M. Schwarzschildas, „Astron“ lankstinukai. Soc. Pacifas. 5, 400 (1949).

C. M. Bondi ir H. Bondi, pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 111, 397 (1951).

F. Zwicky, leidykla Astronas. Soc. Pacifas. 72, 365 (1960).

W. Herschel, Phil. Vert. R. Soc. Londonas 81, 71 (1791).

J. H. Jeans, Phil. Vert. R. Soc. Londonas, ser. A 199, 1 (1902).

F. Hoyle'as, „Astrophys“. Dž. 118, 513 (1953).

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

W. A. ​​Ambarzumjanas, in Stern-Assoziationen Abhandlungen aus der Sowjetischen Astronomie, Folge 1 (Otto Singeris, 1951), p. 33.

F. Zwicky, fiz. Šiandien 6, 7 (1953).

S. Perlmutter, M. Turner ir M. White, Phys. Kun. Lett. 83, 670 (1999).

A. Toomre, Astrophys. Dž. 139, 1217 (1964).

A. V. Tutukovas, Astronas. Rep. 63, 79 (2019).

S. Trujillo-Gomez, M. Reina-Campes ir J. Kruijssen, pirmadienis. Ne. R. Astronas. Soc. 488, 3972 (2019).

C. Lada ir E. Lada, Ann. Kun. Astronas. Astrofijos. 41, 57 (2003).

A. V. Tutukovas, Astronas. Astrofijos. 70, 57 (1978).

J. Simonas, Ann. Kun. Astronas. Astrofijos. 57, 375 (2019).

M. Krumholzas ir C. McKee, pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 494, 624 (2020).

T. Eubanksas, arXiv: 1912.12730 (2019).

P. Kroupa, in IAU simpoziumo darbai 241, Red. pateikė A. Vazdekis ir R. F. Peletier (Cambridge Univ. Press, Cambridge, 2007), p. 109.

M. Gielesas ir H. Baumgardtas, pirm. Ne. R. Astronas. Soc 389, L1 (2008).

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

J. Jeans, Mo. Not. R. Astronas. Soc. 76, 552 (1916).

B. Lindbladas, „Astrophys“. Dž. 62, 191 (1925).

S. Chandrasekhar, Žvaigždžių dinamikos principai (Univ. Chicago Press, Čikaga, 1942).

K. F. Ogorodnikovas ir I. N. Latyševas, sov. Astronas. 12, 279 (1968).

O. Eggenas, Astronas. Dž. 112, 1595 (1996).

Y. Chumakas ir A. Rastorguevas, Astronas. Lett. 32, 446 (2006).

Y. Chumakas ir A. Rastorguevas, IAU Symp. 246, 107 (2008).

R. Ibata, G. Lewis ir N. Martin, Astrophys. Dž. 819, 11 (2016).

S. Bose, I. Ginsburgas ir A. Loebas, Astrophys. Dž. 859, 13 (2018).

E. Balbinot, M. Gieles, pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 474, 2479 (2018).

M. Gieles, C. Charbonnel, M. G. H. Krause ir kt., Mon. Ne. R. Astronas. Soc. 478, 2 (2018).

R. Ibata, M. Bellazzini ir K. Melhan, Nat. Astronas. 3, 667 (2019).

T. de Boeris, V. Belokurovas ir S. Koposovas, pirmadienis. Ne. R. Astronas. Soc. 451, 3489 (2015).

R. Beatonas, D. Martinezas-Delgado, S. Majewskis ir kt., Astropys. Dž. 790, 117 (2014).

H. Morrisonas, M. Mario ir E. Olszewskis, ASP konf. Proc. 273, 123 (2002).

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

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

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

A. Fattahi, A. Deasonas ir C. Frencas, arXiv: 2002.12043 (2020).

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

T. Antoja, P. Ramesas, C. Mateo ir kt., ArXiv: 2002.10012 (2020).

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

A. Alabi, D. A. Forbesas, A. J. Romanowsky ir J. P. Brodie, pirmadienis. Ne. R. Astronas. Soc. 491, 5693 (2020).

V. Afanasjevas, A. Moisejevas ir A. Smirnova, „Astrophys“. Jautis. 75, 12 (2020).

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

E. Krugelis ir A. V. Tutukovas, Astronas. Astrofijos. 275, 416 (1993).

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

A. Riley ir L. Strigari, pirm. Ne. R. Astronas. Soc. 494, 983 (2020).

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

N. Arakelyanas, S. Pilipenko ir N. Libeskindas, pirmadienis. Ne. R. Astronas. Soc. 481, 918 (2018).

A. Duncanas, pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 493, 847 (2020).

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

M. Salaris, S. Cassisi, A. Mucciarelli ir D. Nardiello, Astronas. Astrofijos. 629, 6 (2019).

R. Ibata, K. Malhan ir N. Martin, Astrophys. Dž. 872, 23 (2019).

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

A. V. Tutukovas, G. Lazareva ir I. Kulikovas, Astronas. Rep. 55, 770 (2011).

S. Kavirai, arXiv: 2001.01728 (2020).

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

M. Miyamoto ir R. Nagai, Publ. Astronas. Soc. Jpn. 27, 533 (1975).

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

Z. M. Malkinas, Astronas. Rep. 57, 128 (2013).

P. J. McMillanas, pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 465, 1 (2017).

R. Abuter, A. Amorim, M. Bauböck, J. P. Berger ir kt. („Gravity Collab.“), Astronas. Astrofijos. 625, L10 (2019).

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

N. Robichon, Y. Lebreton ir F. Arenou, Astrophys. Kosmoso mokslai. 265, 279 (1999).

R. J. Doddas, pirmadienis Ne. R. Astronas. Soc. 355, 959 (2004).

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

I. Platais, C. Melo, J.-C. Mermilliodas, V. Kozhurina-Platais, J. P. Fulbrightas, R. A. Méndezas, M. Altmannas ir J. Sperauskas, Astronas. Astrofijos. 461, 509 (2007).

N. Lodieu, A. Pérez-Garrido, R. L. Smart ir R. Silvotti, Astronas. Astrofijos. 628, A66 (2019).

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

Taip. O. Chumakas ir A. S. Rastorguevas, Astronas. Lett. 32, 3 (2006).

S. J. Aarsethas ir J. Sverre'as, Gravitacinės N-kūno simuliacijos („Cambridge Univ. Press“, Kembridžas, 2003).

N. V. Kharchenko, P. Berczik, M. I. Petrov, A. E. Piskunov, S. Röser, E. Schilbach ir R.-D. Scholzas, Astronas. Astrofijos. 495, 3 (2009).

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

N. Shipp, A.Drlica-Wagner, E. Balbinot, P. Ferguson ir kt., Astrophys. Dž. 862, 114 (2018).

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


Pavadinimas: Klasterinių galaktikų garavimas ir išgyvenimas ’Coronae. II. Anizotropinio šiluminio laidumo efektyvumas ir nuluptų galaktinių uodegų išgyvenimas

Mes imituojame anizotropinį šilumos laidumą tarp vidinės klasterio terpės (ICM) ir karštos koroninės tarpžvaigždinės terpės (ISM) dujų grupių galaktikose. I dokumente mes modeliavome karšto ISM garavimą dėl izotropinio (galbūt prisotinto) laidumo tarp ISM ir ICM. Mes nustatėme, kad karštos vainikinės garuoja ~ 10 Myr laiko skalės, žymiai trumpesnės nei ∼10 Myr dujų nuostolių laikas dėl avino slėgio pašalinimo. Nesusidaro pašalintų dujų uodegos. Tai yra įtampa dėl pastebėtos kompaktiškų rentgeno vainikinių žiedų ir nuplėštų ISM uodegų visumos ir numanomo ilgaamžiškumo, todėl reikia slopinti garavimą, galbūt dėl ​​magnetinių laukų ir anizotropinio laidumo. Mes atliekame vėjo tunelio modeliavimo seriją, panašią į I dokumente pateiktą, dabar įtraukdami ISM ir ICM magnetinius laukus. Mes imituojame anizotropinio laidumo poveikį įvairioms ekstremalių magnetinio lauko konfigūracijų sritims: lygiagrečiai ir statmenai ICM vėjui ir ištisiniam bei visiškai nesusijusiam tarp ISM ir ICM. Mes pastebime, kad kai laidumas yra anizotropinis, dujų nuostoliai dėl garavimo labai sumažina bendrą dujų nuostolių rodiklį su anizotropiniu laidumu ir be jo, nesiskiria daugiau kaip 10–20%. Magnetiniai laukai taip pat apsaugo nuo išardytų uodegų ir raquo išgaravimo ICM, ekranuodami ir suteikdami nedaug šilumos perdavimo tarp ICM ir ISM būdų. Nuplikytų uodegų ir magnetinių laukų galaktikų uodegose ir budrumuose morfologija yra jautri pradinei magnetinio lauko konfigūracijai. & laquo mažiau


Koks yra galaktikų garavimo laikas? - Astronomija

Kas lemia pagrindinės dalelės (pvz., Vieno iš sunkesnių kvarkų) „irimą“ į kitas pagrindines daleles ir iš kur atsiranda šios naujos dalelės, jei jos nėra pradinės dalelės dalis?

Man atrodo, kad dalelė suyra, ją turi veikti kažkokia vidinė ar išorinė jėga, tačiau kaip tai įmanoma, jei visas jėgas neša kitos pagrindinės dalelės? Kalbant apie susidariusias naujas daleles, mane glumina jų gebėjimas atsirasti po to, kai pradinė dalelė nustos egzistuoti. Esu gimnazistas, turintis šiek tiek fizikos žinių, bet tik neseniai pradėjau skaityti apie dalelių fiziką.

Tam tikra prasme dalelės suirs, nes yra tingios: jos nori būti kuo žemesnėje energijos būsenoje, kokią tik gali pasiekti. Taigi, jei skilimo produktų energija yra mažesnė nei pradinės dalelės, skilimas gali įvykti spontaniškai. Tai reiškia, kad dalelė gali sėdėti niekur nieko visiškai neveikdama jėgų, ir ji vis tiek sunyks. Nors neįmanoma numatyti tikslaus skilimo laiko, dalelėms būdingas gyvenimas, kurį jos paprastai gyvena (tai yra labai arti jų pusinės eliminacijos periodo, jei jau girdėjote apie šį terminą).

Pavyzdžiui, neutronas yra šiek tiek sunkesnis už protoną, todėl jis turi šiek tiek daugiau energijos nei pastarasis. Pasirodo, likęs vienas, laisvas neutronas (nesusijęs su branduoliu) savaime suirs protonu, o elektronu ir neutrinu (tai vadinama „beta skilimu“). Būdingas skilimo laikas yra apie 15 minučių.

Galiausiai, kokios dalelės gali taip suskaidyti? Pasirodo, kad visos dalelės, kurios yra kompozitai pagrindinių dalelių (pvz., protonų, neutronų ir atomų, pilnų protonų ir neutronų) gali taip suskaidyti. Kalbant apie pačias pagrindines daleles, pavyzdžiui, elektronas negali spontaniškai pasikeisti į nieką panašiai, kaip irimas. Jūsų minimi kvarkai yra sunkesnis atvejis, nes nemanome, kad kvarkai egzistuoja atskirai.

Iš kur atsiranda naujos dalelės? Geriausias atsakymas, kurį galiu jums duoti, yra tai, kad jie gaunami iš grynos energijos. Atminkite, kad Einšteinas įrodė, kad E = mc 2, tai yra, kad masė ir energija yra tiesiogiai proporcingi vienas kitam, o šviesos greitis kvadratu yra proporcingumo konstanta. Taigi, jūs galite padaryti medžiagą iš energijos ir atvirkščiai. Taigi, viena dalelė gali „virsti“ kitos rūšies dalele, jei jai pakanka energijos (ir laikomasi tam tikrų dalelių fizikos buhalterijos taisyklių). Neutrono ir protono atveju ši sąlyga yra įvykdyta, todėl reakcija gali vykti.

Šis puslapis paskutinį kartą atnaujintas 2015 m. Birželio 27 d.

  • Vaikai / studentai
  • Fizika
  • Mišios
  • Subatominės dalelės
  • Neutrinai
  • Kvarkai
  • Energija
  • Neutronai
  • Elektronai
  • Protonai
  • Skilimas

Apie autorių

Kristine Spekkens

Kristina tyrinėja galaktikų dinamiką ir tai, ko jos gali išmokyti apie tamsiąją medžiagą visatoje. Ji įgijo daktaro laipsnį iš Kornelio 2005 m. Rugpjūčio mėn., Buvo Jansky doktorantė Rutgerso universitete 2005–2008 m., Dabar yra Kanados karališkojo karo koledžo ir Karalienės universiteto dėstytoja.


Koks yra galaktikų garavimo laikas? - Astronomija

Kas lemia pagrindinės dalelės (pvz., Vieno iš sunkesnių kvarkų) „irimą“ į kitas pagrindines daleles ir iš kur atsiranda šios naujos dalelės, jei jos nėra pradinės dalelės dalis?

Man atrodo, kad dalelė suyra, ją turi veikti kažkokia vidinė ar išorinė jėga, tačiau kaip tai įmanoma, jei visas jėgas neša kitos pagrindinės dalelės? Kalbant apie susidariusias naujas daleles, mane glumina jų gebėjimas atsirasti po to, kai pradinė dalelė nustos egzistuoti. Esu gimnazistas, turintis šiek tiek fizikos žinių, bet tik neseniai pradėjau skaityti apie dalelių fiziką.

Tam tikra prasme dalelės suirs, nes yra tingios: jos nori būti kuo žemesnėje energijos būsenoje, kokią tik gali pasiekti. Taigi, jei skilimo produktų energija yra mažesnė nei pradinės dalelės, skilimas gali įvykti spontaniškai. Tai reiškia, kad dalelė gali sėdėti niekur nieko visiškai neveikdama jėgų, ir ji vis tiek sunyks. Nors neįmanoma numatyti tikslaus skilimo laiko, dalelėms būdingas gyvenimas, kurį jos paprastai gyvena (tai yra labai arti jų pusinės eliminacijos periodo, jei jau girdėjote apie šį terminą).

Pavyzdžiui, neutronas yra šiek tiek sunkesnis už protoną, todėl jis turi šiek tiek daugiau energijos nei pastarasis. Pasirodo, likęs vienas, laisvas neutronas (nesusijęs su branduoliu) savaime suirs protonu, o elektronu ir neutrinu (tai vadinama „beta skilimu“). Būdingas skilimo laikas yra apie 15 minučių.

Galiausiai, kokios dalelės gali taip suskaidyti? Pasirodo, kad visos dalelės, kurios yra kompozitai pagrindinių dalelių (pvz., protonų, neutronų ir atomų, pilnų protonų ir neutronų) gali taip suskaidyti. Kalbant apie pačias pagrindines daleles, pavyzdžiui, elektronas negali spontaniškai pasikeisti į nieką panašiai, kaip irimas. Jūsų minimi kvarkai yra sunkesnis atvejis, nes nemanome, kad kvarkai egzistuoja atskirai.

Iš kur atsiranda naujos dalelės? Geriausias atsakymas, kurį galiu jums duoti, yra tai, kad jie gaunami iš grynos energijos. Atminkite, kad Einšteinas įrodė, kad E = mc 2, tai yra, kad masė ir energija yra tiesiogiai proporcingi vienas kitam, o šviesos greitis kvadratu yra proporcingumo konstanta. Taigi, jūs galite padaryti medžiagą iš energijos ir atvirkščiai. Taigi, viena dalelė gali „virsti“ kitos rūšies dalele, jei jai pakanka energijos (ir laikomasi tam tikrų dalelių fizikos buhalterijos taisyklių). Neutrono ir protono atveju ši sąlyga yra įvykdyta, todėl reakcija gali vykti.

Šis puslapis paskutinį kartą atnaujintas 2015 m. Birželio 27 d.

  • Vaikai / studentai
  • Fizika
  • Mišios
  • Subatominės dalelės
  • Neutrinai
  • Kvarkai
  • Energija
  • Neutronai
  • Elektronai
  • Protonai
  • Skilimas

Apie autorių

Kristine Spekkens

Kristina tyrinėja galaktikų dinamiką ir tai, ko jos gali išmokyti apie tamsiąją medžiagą visatoje. Ji įgijo daktaro laipsnį iš Kornelio 2005 m. Rugpjūčio mėn., Buvo Jansky doktorantė Rutgerso universitete 2005–2008 m., Dabar yra Kanados karališkojo karo koledžo ir Karalienės universiteto dėstytoja.


Mažiausias „Galaxy“ objektyvo atstumas

Didelis galaktikos dydis reiškia, kad mes turime būti labai toli, kad pamatytume jos objektyvą. Mažiausias atstumas nurodomas ta pačia lygtimi, kuri nustato mažiausią atstumą, kurį turime būti nuo žvaigždės, kad pamatytume jos objektyvą. Jei imsime spindulį, kuriame galaktikos tankis greitai kris, iki 3 kpc, ir suteiksime jam 10 12 saulės masių, kurios yra vertės, apibūdinančios mūsų pačių Paukščių Tako galaktiką, pastebėsime, kad matome galaktikos lęšį, kai galaktika yra nutolusi daugiau nei 100 Mpc, tai yra daug toliau nei mūsų kaimyninės galaktikos - mažiau nei 1 Mpc, bet daug toliau nei visatos kraštas - daugiau nei 4000 Mpc.

Riba, kiek turi būti galaktika, kad jos objektyvas būtų matomas, yra proporcinga R 2 / M. Dauguma galaktikų yra daug mažesnės nei mūsų, tačiau daugelyje jų vis tiek būtų matomi lęšiai.


Koks yra galaktikų garavimo laikas? - Astronomija

Kas lemia pagrindinės dalelės (pvz., Vieno iš sunkesnių kvarkų) „irimą“ į kitas pagrindines daleles ir iš kur atsiranda šios naujos dalelės, jei jos nėra pradinės dalelės dalis?

Man atrodo, kad dalelė suyra, ją turi veikti kažkokia vidinė ar išorinė jėga, tačiau kaip tai įmanoma, jei visas jėgas neša kitos pagrindinės dalelės? Kalbant apie susidariusias naujas daleles, mane glumina jų gebėjimas atsirasti po to, kai pradinė dalelė nustos egzistuoti. Esu gimnazistas, turintis šiek tiek fizikos žinių, bet tik neseniai pradėjau skaityti apie dalelių fiziką.

Tam tikra prasme dalelės sunyks, nes yra tingios: jos nori būti kuo žemesnėje energijos būsenoje, kokią tik gali pasiekti. Taigi, jei skilimo produktų energija yra mažesnė nei pradinės dalelės, skilimas gali įvykti spontaniškai. Tai reiškia, kad dalelė gali sėdėti niekur nieko visiškai neveikdama jėgų, ir ji vis tiek sunyks. Nors neįmanoma numatyti tikslaus skilimo laiko, dalelėms būdingas gyvenimas, kurį jos paprastai gyvena (tai yra labai arti jų pusinės eliminacijos periodo, jei jau girdėjote apie šį terminą).

Pavyzdžiui, neutronas yra šiek tiek sunkesnis už protoną, todėl jis turi šiek tiek daugiau energijos nei pastarasis. Pasirodo, likęs vienas, laisvas neutronas (nesusijęs su branduoliu) savaime suirs protonu, o elektronu ir neutrinu (tai vadinama „beta skilimu“). Būdingas skilimo laikas yra apie 15 minučių.

Galiausiai, kokios dalelės gali taip suskaidyti? Pasirodo, kad visos dalelės, kurios yra kompozitai pagrindinių dalelių (pvz., protonų, neutronų ir atomų, pilnų protonų ir neutronų) gali taip suskaidyti. Kalbant apie pačias pagrindines daleles, pavyzdžiui, elektronas negali spontaniškai pasikeisti į nieką panašiai, kaip irimas. Jūsų minimi kvarkai yra sunkesnis atvejis, nes nemanome, kad kvarkai egzistuoja atskirai.

Iš kur atsiranda naujos dalelės? Geriausias atsakymas, kurį galiu jums duoti, yra tai, kad jie gaunami iš grynos energijos. Atminkite, kad Einšteinas įrodė, kad E = mc 2, tai yra, kad masė ir energija yra tiesiogiai proporcingi vienas kitam, o šviesos greitis kvadratu yra proporcingumo konstanta. Taigi, jūs galite padaryti medžiagą iš energijos ir atvirkščiai. Taigi, viena dalelė gali „virsti“ kitos rūšies dalele, jei jai pakanka energijos (ir laikomasi tam tikrų dalelių fizikos buhalterijos taisyklių). Neutrono ir protono atveju ši sąlyga yra įvykdyta, todėl reakcija gali vykti.

Šis puslapis paskutinį kartą atnaujintas 2015 m. Birželio 27 d.

  • Vaikai / studentai
  • Fizika
  • Mišios
  • Subatominės dalelės
  • Neutrinai
  • Kvarkai
  • Energija
  • Neutronai
  • Elektronai
  • Protonai
  • Skilimas

Apie autorių

Kristine Spekkens

Kristina tyrinėja galaktikų dinamiką ir tai, ko jos gali išmokyti apie tamsiąją medžiagą visatoje. Ji įgijo daktaro laipsnį iš Kornelio 2005 m. Rugpjūčio mėn., Buvo Jansky doktorantė Rutgerso universitete 2005–2008 m., Dabar yra Kanados karališkojo karo koledžo ir Karalienės universiteto dėstytoja.


Pavadinimas: ~ 5 dienų charakteristikos skalės atradimas Zw 229–15 Keplerio galios spektre

Pateikiame viso Keplerio duomenų rinkinio Zw 229–15 laiko eilučių analizę. Ši Keplerio šviesos kreivė, kurios bazinė linija yra ilgesnė nei 3 metai, sudaryta iš beveik tolygių, tolygiai atrinktų 30 minučių matavimų, nėra precedento neturinti savo kokybe ir tikslumu. Mes naudojame du galios spektrinės analizės metodus, kad ištirtume optinį kintamumą ir ieškotume lenkimo dažnio, susijusio su būdingo optinio kintamumo laiko skale, įrodymų. Kiekvienas metodas duoda panašius rezultatus. Pirmasis interpoliuojasi per duomenų spragas, kad būtų naudojama standartinė Furjė periodograma. Antrajai, naudojant KMA ir kt. CARMA pagrįstą laiko domeno modeliavimo metodiką, nereikia tolygiai atrinktų duomenų. Abu metodai nustato perteklinę galią aukštuose dažniuose, kuriuos gali lemti Keplerio instrumentiniai efektai. Dar svarbiau tai, kad abu rodo stiprius posūkius (Δα ∼ 2) ~ 5 dienų intervalais - tai yra panašus bruožas, matomas aktyviųjų galaktikos branduolių (AGN) rentgeno spindulių spektriniuose tankiuose, bet dar niekada optiniame. Ši stebima ~ 5 dienų trukmė gali būti siejama su vienu iš kelių fizinių procesų, galinčių sukelti kintamumą. Tikėtina sąsaja gali būti sukurta su šviesos kryžminimo dinaminėmis ar šiluminėmis laiko skalėmis, priklausomai nuo numatomos akrecijos disko dydžio vertės ir nuo nepastebėtų daugiau ir raquo disko parametrų, tokių kaip α ir H / R. Ši laiko skalė neatitinka klampaus laiko intervalo, kuris būtų metai ~ 10 M AGN, pavyzdžiui, Zw 229–15. Tačiau turi būti antras ilgų (≳ 1 metų) laiko intervalų lenkimas ir tą savybę galima susieti su klampia laiko skale. & laquo mažiau


Besiplečianti visata

Scottas Dodelsonas, Fabianas Schmidtas, šiuolaikinėje kosmologijoje (antrasis leidimas), 2021 m

2.4.3 Tamsioji materija

Kaip minėjome Ch. 1, didžiulis (ne barijoninės) tamsiosios materijos įrodymas nėra naujas apreiškimas astronomams, kurie rado atitinkamus įrodymus mūsų Paukščių Kelyje ir vietinėje grupėje, taip pat kitose galaktikose ir galaktikų grupėse. Bet kaip mes matuojame bendrą materijos tankį? Skirtingai nei barionams, mes negalime naudoti branduolinės ir atominės fizikos, tačiau turime pasikliauti gravitacija.

CMB anizotropijos (9 skyrius) suteikia fizinės medžiagos tankio parametro Ω m h 2 matavimą. CMB jautrumą materijos tankiui lemia tiek materijos poveikis plėtimosi istorijai ankstyvojoje visatoje, tiek faktas, kad tamsioji materija dominuoja gravitacinio potencialo šuliniuose, kurie taip pat palieka savo atspaudą CMB anizotropijose. Darant prielaidą, kad sutapimo modelis, Plancko komanda pranešė, kad Ω m h 2 = 0,1431 ± 0,0025 („Planck Collaboration“, 2018b). Todėl, vėl pasitelkiant mūsų žinias apie Hablo konstantą, CMB stebėjimai atitinka medžiagos tankį, lygų maždaug 30% kritinio tankio.

Atstumo ir raudonojo poslinkio santykis vėlyvojoje visatoje, kurį išbando standartinės žvakės ir liniuotės, varžo vien Ω m. Kartu su CMB suvaržymas tampa labai griežtas, gaunant Ω m = 0,311 ± 0,006.

Kaip pamatysime Ch. 11 ir Ch. 13, didelio masto struktūra suteikia du gražius gravitacinio potencialo šulinių ir atitinkamai medžiagos kiekio tyrimo būdus: galaktikos greičius ir gravitacinius lęšius. Greičiai tiriami per būdingą iškraipymą, kurį jie atspindi galaktikų skaičių skaičiaus trimatėje statistikoje. Gravitacinis lęšis nustatomas pagal galaktikos statistiką formos. Pavyzdžiui, matuojant silpną gravitacinį lęšį ir galaktikų klasterius, naudojant tamsiųjų metų tyrimo duomenis iš tamsiosios energijos tyrimo, buvo nustatytas Ω m = 0,27 - 0,02 + 0,03 apribojimas (Abbott ir kt., 2018). Nedidelis neatitikimas tarp šio skaičiaus ir tų, kuriuos daugiausia lemia CMB, yra naudinga pažymėti (nors abu gali šiek tiek pasikeisti, kai jūs skaitote), nes jis (i) pabrėžia tvirtą visų zondų išvadą, kad bendras medžiagos tankis yra maždaug 30% kritinio tankio, ir (i i) pripažįsta, kad bet kuriuo metu dažnai būna užuominų apie įtampą parametrų reikšmėse, kurias galima padaryti iš skirtingų zondų. Nesvarbu, ar tai yra tiesiog statistiniai svyravimai, kurie pašalins daugiau duomenų, ar nurodys gilius konkordanso modelio įtrūkimus, yra vienas iš įdomių atvirų šiuolaikinės kosmologijos klausimų.

Galiausiai, kitas bendro masės tankio matavimo būdas yra išrinkti stebėjimus, jautrius Ω b / Ω m, ir panaudoti Ω b vertę, nustatytą per BBN arba CMB, kad būtų galima padaryti išvadą apie medžiagos tankį. Bene perspektyviausias taikinys yra masyvios galaktikų sankaupos, nes didžioji dalis bariono masės galaktikų spiečiuje yra karštų dujų pavidalu, kurią galima pastebėti per šiluminę rentgeno spinduliuotę arba vadinamąjį Sunyaev – Zel & # x27dovich (SZ) poveikis (žr. atitinkamai 12.5 ir 11.3 skyrius). Jei šis santykis yra būdingas visatai kaip visumai - tikriausiai jis yra gerai apytiksliai, tada kosminio bariono ir materijos santykis yra Ω b / Ω m = (0,089 ± 0,012) h - 3/2 (Mantz ir kt., 2014). Kadangi barionai sudaro apie 5% kritinio tankio, daroma išvada, kad bendras medžiagos tankis yra maždaug 30% kritinio tankio.

Mes darome išvadą, kad dabar tarp įvairių zondų sutariama, kad bendras Visatos materijos tankis sudaro apie 30% kritinio tankio, o 80% yra nebarioninės tamsiosios medžiagos pavidalu.