Tiheysaallon teoria

Tiheysaaltoteoria (Lin and Shu density wave theory) on C. Linin ja F. Shun 1960-luvun puolivälissä ehdottama teoria spiraaligalaksien spiraalirakenteen selittämiseksi . Tämä teoria edustaa ajatusta pitkäikäisistä kvasistationaarisista tiheysaalloista [1] , jotka edustavat galaksilevyn osia, joilla on lisääntynyt tiheys (10-20 % enemmän). [2] Tätä teoriaa on sovellettu menestyksekkäästi myös Saturnuksen rengasjärjestelmään .

Galaksin spiraalivarret

Aluksi tähtitieteilijät pitivät ajatusta, että kierrevarret olivat luonteeltaan aineellisia. Jos tämä oletus olisi oikea, spiraalivarret kiertyvät ajan myötä yhä tiukemmin, koska galaksin keskustan lähellä oleva aine pyörii nopeammin kuin galaksin reunalla oleva aine. Vain muutaman kierroksen jälkeen holkit eivät enää erottuisi muusta levystä. [2]

Lin ja Shu vuonna 1964 ehdottivat, että kierrevarret eivät ole aineellisia muodostelmia, vaan alueita, joiden tiheys on lisääntynyt, ja ne ovat pohjimmiltaan samanlaisia kuin ajatus liikenneruuhkasta ; [3] autot kulkevat samanlaisen ruuhkan läpi: sen keskellä autojen tiheys kasvaa, eikä ruuhka itse käytännössä liiku tiellä verrattuna autojen liikkeeseen. Galaksissa tähdet, kaasu, pöly ja muut komponentit liikkuvat tiheysaaltojen läpi, puristuvat ja poistuvat aallosta.

Merkitään spiraalivarsien pyörimisnopeudeksi (täten ei-inertiaalisessa vertailukehyksessä , joka pyörii kulmanopeudella , kierrevarret ovat liikkumattomia). Tähdet eivät aina ole paikallaan käsivarsien sisällä, vaan tietyn etäisyyden päässä galaksin keskustasta - korotaatiosäteestä - tähdet ja kierrevarret liikkuvat samalla nopeudella. Korotaatiosäteen sisällä tähdet liikkuvat nopeammin kuin spiraalivarret ( ), kun taas korotaatiosäteen ulkopuolella tähdet liikkuvat hitaammin kuin spiraalikuvio ( ). [2] Voidaan nähdä, että m haarasta koostuvan spiraalikuvion tapauksessa galaktosentrisellä etäisyydellä R oleva tähti liikkuu spiraalirakenteen läpi taajuudella . Siksi tähtien välinen gravitaatiovuorovaikutus voi säilyttää spiraalirakenteen, jos taajuus, jolla tähti kulkee spiraalivarsien läpi, ei ylitä tähden episyklistä taajuutta . Tämä tarkoittaa, että pitkään olemassa oleva spiraalirakenne voi olla olemassa vain sisäisten ja ulkoisten Lindblad-resonanssien välillä , joiden säteet määräytyvät yhtälöistä ja . [neljä] ${\displaystyle \Omega _{gp))$ ${\displaystyle \Omega _{gp))$ $R_{c}$ ${\displaystyle \Omega >\Omega _{gp))$ ${\displaystyle \Omega <\Omega _{gp))$ $m(\Omega _{gp}-\Omega (R))$ $\kappa (R)$ $\Omega (R)=\Omega _{gp}+\kappa /m$ $\Omega (R)=\Omega _{gp}-\kappa /m$

Animaatio 1: oletetaan, että spiraalivarret ovat materiaalimuodostelmia, galaksin täytyy pyöriä jäykästi keskustan ympäri säilyttääkseen vakion spiraalirakenteen; nämä oletukset ovat ristiriidassa havaintotietojen kanssa.
Animaatio 2: Kuten B. Lindblad on osoittanut , galaksin differentiaalinen pyöriminen useiden kierrosten aikana muuttaa spiraalin varret erittäin tiukasti kiertyneiksi, jos ajatellaan spiraalirakenteen koostuvan kiinteästä massapitoisuudesta.
Animaatio 3: Tiheysaaltoteorian ennustamat tähtien kiertoradat mahdollistavat vakaiden kierrehaarojen olemassaolon. Kiertoradan kiertoprosessissa tähdet tulevat spiraalivarteen ja sitten poistuvat siitä.

Muut teorian sovellukset

Tiheysaaltoteoria selittää myös joukon muita havaintotietoja spiraaligalakseista: neutraalien vetypilvien järjestynyt järjestely, pölykaistat spiraalivarsien sisäreunoilla, nuorten massiivisten tähtien olemassaolo ja ionisoituneen vedyn alueet käsivarsissa. [2] Kun kaasu- ja pölypilvet saapuvat tiheysaaltoon ja joutuvat puristumaan, tähtien muodostumisnopeus kasvaa, koska joidenkin pilvien parametrit tällaisissa olosuhteissa täyttävät gravitaatiovakauden kriteerin ja pilvien romahtamisen seurauksena muodostavat tähtiä. Koska tähtien muodostuminen ei ole välitöntä, nuoret tähdet sijaitsevat tiheysaaltojen takana. Kuumat OB -tähdet ionisoivat kaasua tähtienvälisessä väliaineessa ja muodostavat ionisoituneen vedyn alueita. Tällaisilla tähdillä on suhteellisen lyhyt elinikä, ja ne lakkaavat olemasta ennen kuin ne lähtevät tiheysaalolta. Pienemmät punaiset tähdet jättävät tiheysaallon ja leviävät lopulta galaksin levylle.

Saturnuksen rengasjärjestelmä

1970-luvun lopulta lähtien P. Goldreich , F. Shu ja muut tähtitieteilijät ovat soveltaneet tiheysaaltoteoriaa Saturnuksen renkaiden tutkimukseen . [5] [6] [7] Saturnuksen renkaat (erityisesti A-rengas) sisältävät suuren määrän spiraalitiheysaaltoja, jotka liittyvät Saturnuksen kuuiden resonanssiin . Saturnuksen renkaiden spiraaliaallot ovat paljon tiukemmin kierrettyjä kuin galaktisten kiekkojen kierrehaarat, mikä johtuu Saturnuksen suuresta massasta suhteessa renkaiden massaan. [7] Cassini-Huygens-lentolento havaitsi erittäin pienitiheyksisiä aaltoja, jotka Pan ja Atlas synnyttivät, sekä korkeamman asteen resonanssit Saturnuksen massiivisten kuuiden kanssa; [8] löysi myös aaltoja, jotka muuttavat muotoaan ajan myötä Januksen ja Epimetheuksen kiertoradan muuttuessa . [9]

Muistiinpanot

↑ Kaplan, SA; Pikelner, SB Tähtienvälisen väliaineen suuren mittakaavan dynamiikka // Annual Review of Astronomy and Astrophysics : päiväkirja. - Palo Alto, 1974. - Voi. 12 , ei. 1 . - s. 113-133 . - doi : 10.1146/annurev.aa.12.090174.000553 . - .
↑ 1 2 3 4 Carroll, Bradley W.; Dale A. Ostlie. Johdatus nykyaikaiseen astrofysiikkaan. - Addison Wesley , 2007. - S. 967. - ISBN 0-201-54730-9 .
↑ Lin, CC; Shu, FH Kiekkogalaksien spiraalirakenteesta // The Astrophysical Journal : Journal. - IOP Publishing , 1964. - Voi. 140 . - s. 646-655 . - doi : 10.1086/147955 . - .
↑ Phillipps, Steven. Galaksien rakenne ja evoluutio. - Wiley, 2005. - S. 132-133. - ISBN 0-470-85506-1 .
↑ Goldreich, Peter; Tremaine, ScottCassini-divisioonan muodostuminen Saturnuksen renkaissa (englanniksi) // Icarus : Journal. - Elsevier Science , 1978. - Toukokuu ( osa 34 , nro 2 ). - s. 240-253 . - doi : 10.1016/0019-1035(78)90165-3 . - .
↑ Goldreich, Peter; Tremaine, Scott Planetaaristen renkaiden dynamiikka // Annu . Rev. Astron. Astrofia. : päiväkirja. - Vuosikatsaukset , 1982. - syyskuu ( osa 20 , nro 1 ). - s. 249-283 . - doi : 10.1146/annurev.aa.20.090182.001341 . — .
↑ 1 2 Shu, Frank H. Planetary Rings / Greenberg, R.; Brahic, A. - Tucson: University of Arizona Press, 1984. - S. 513-561. Arkistoitu 19. huhtikuuta 2017 Wayback Machineen
↑ Tiscareno, MS; Burns, JA; Nicholson, P.D.; Hedman, M.M.; Porco, CCSaturnuksen renkaiden Cassini-kuvaus II. Aallokkotekniikka renkaiden tiheysaaltojen ja muun säteittäisen rakenteen analysointiin (englanniksi) // Icarus : Journal. - Elsevier , 2007. - Heinäkuu ( nide 189 , nro 1 ). - s. 14-34 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.12.025 . — . - arXiv : astro-ph/0610242 .
↑ Tiscareno, MS; Nicholson, P.D.; Burns, JA; Hedman, M.M.; Porco, CCSaturnuksen spiraalitiheysaaltojen ajallisen vaihtelun purkaminen: Tulokset ja ennusteet (englanniksi) // The Astrophysical Journal : Journal. - American Astronomical Society , 2006. - 1. marraskuuta ( osa 651 , nro 1 ). - P.L65-L68 . - doi : 10.1086/509120 . - . — arXiv : astro-ph/0609242 .

Bertin, Giuseppe. 2000. Dynamics of Galaxies. Cambridge: Cambridge University Press .
Bertin, G. ja C. C. Lin. 1996. Spiral Structure in Galaxies: A Density Wave Theory. Cambridge: MIT Press .
CC Lin, Yuan, C. ja FH Shu, "On the Spiral Structure of Disk i Galaxies III. Comparison with Observations" , Ap.J. 155, 721 (1969). (SCI)
Yuan, C., "Application of Density-Wave Theory to the Spiral Structure of the Linnunratajärjestelmä I. Systematic Motion of Neutral Hydrogen" , Ap. J., 158, 871 (1969). (SCI)

Linkit

Britannica.com: Tiheysaaltoteoria (galaktinen rakenne)
Internet Encyclopedia of Science: Density Wave
Uottawa FactGuru: Tiheysaaltoteoria

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Britannica (verkossa)