Teorie vln hustoty - Density wave theory

Obrázek spirální galaxie M81 kombinující data z Hubble, Spitzer, a GALEX vesmírné dalekohledy.

Teorie vln hustoty nebo Teorie vln hustoty Lin – Shu je teorie navržená C.C. Lin a Frank Shu v polovině 60. let vysvětlit strukturu spirálového ramene spirální galaxie.[1][2] Teorie Lin-Shu zavádí myšlenku dlouhověkosti kvazistatický spirální struktura (hypotéza QSSS).[1] V této hypotéze se spirální obrazec otáčí v určité úhlové frekvenci (rychlost vzoru), zatímco hvězdy v galaktický disk obíhají kolem a jiná rychlost v závislosti na jejich vzdálenosti k centrum galaxií. Přítomnost spirálních vln hustoty v galaxiích má důsledky pro tvorba hvězd, protože plyn obíhající kolem galaxie může být stlačován a periodicky vytvářet šok.[3] Teoreticky je tvorba globálního spirálového vzoru považována za nestabilita hvězdného disku způsobeného vlastní gravitace, naproti tomu přílivové interakce.[4] Matematická formulace teorie byla rozšířena i na další astrofyzikální diskové systémy,[5] jako Saturnovy prsteny.

Galaktická spirální ramena

Vysvětlení ramen spirální galaxie.
Simulace galaxie s jednoduchým vzorem spirálového ramene. Ačkoli se spirální ramena neotáčejí, galaxie se točí. Pokud budete pozorně sledovat, uvidíte, jak se hvězdy v průběhu času pohybují dovnitř a ven ze spirálních ramen.

Astronomové původně měli představu, že ramena spirální galaxie jsou hmotná. Pokud by tomu tak však bylo, pak by se paže čím dál pevněji vinula, protože hmota blíže ke středu galaxie rotuje rychleji než hmota na okraji galaxie.[6] Ramena se po několika oběžných drahách stanou nerozeznatelnými od zbytku galaxie. Tomu se říká problém s navíjením.[7]

Lin & Shu navrhl v roce 1964, že zbraně nebyly materiální povahy, ale místo toho se skládaly z oblastí s vyšší hustotou, podobně jako dopravní zácpa na dálnici. Auta se pohybují v dopravní zácpě: uprostřed nich se zvyšuje hustota automobilů. Samotná dopravní zácpa se však pohybuje pomaleji.[1] V galaxii se hvězdy, plyn, prach a další složky pohybují vlnami hustoty, stlačují se a poté se z nich pohybují.

Přesněji řečeno, teorie hustotních vln tvrdí, že „gravitační přitažlivost mezi hvězdami v různých poloměrech“ brání takzvanému problému vinutí a ve skutečnosti udržuje spirálový vzor.[8]

Rychlost otáčení ramen je definována jako , globální rychlost vzoru. (Tedy v jistém neinerciální referenční rámec, který se otáčí v , spirální ramena se zdají být v klidu). Hvězdy v rámci paže nemusí být nutně v klidu, i když v určité vzdálenosti od středu, , poloměr korotace, hvězdy a vlny hustoty se pohybují společně. V tomto poloměru se hvězdy pohybují rychleji () než spirální ramena a ven se hvězdy pohybují pomaleji ().[7] Pro m-zbrojená spirála, hvězda v poloměru R od středu se bude pohybovat strukturou s frekvencí . Gravitační přitažlivost mezi hvězdami tedy může udržovat spirálovou strukturu, pouze pokud je frekvence, při které hvězda prochází rameny, menší než epicyklická frekvence, hvězdy. To znamená, že spirální struktura s dlouhou životností bude existovat pouze mezi vnitřní a vnější Lindbladova rezonance (ILR, OLR, v uvedeném pořadí), které jsou definovány jako poloměry takové, že: a , resp. Kolem OLR a uvnitř ILR extra hustota ve spirálních ramenech táhne častěji než epicyklická rychlost hvězd a hvězdy tak nejsou schopné reagovat a pohybovat se tak, aby „zesílily zvýšení spirálové hustoty“.[8]

  • Animace 1: Pokud byla ve spirálních ramenech tuhá hmotnostní koncentrace, musí se galaxie otáčet jako celek kolem svého středu, aby si zachovala svou spirálovou strukturu. Podle Lindbladova pozorování a fyzikálních zákonů tomu tak není.

  • Animace 2: Diferenciální rotace, jak ji pozoroval Lindblad, by rozpustila spirální ramena v krátkém časovém období, kdyby byla složena z pevných hmotnostních koncentrací.

  • Animace 3: Dráhy předpovídané teorií vln hustoty umožňují existenci stabilních spirálních ramen. Hvězdy se pohybují dovnitř a ven ze spirálních ramen, když obíhají kolem galaxie.

Další důsledky

Vlny spirální hustoty v Saturnu Prsten vyvolané rezonance s okolím měsíce.

Teorie vln hustoty také vysvětluje řadu dalších pozorování, která byla učiněna o spirálních galaxiích. Například „objednání H I mraky a prachové pásy na vnitřních okrajích spirálních ramen, existence mladých, hmotných hvězd a H II regiony skrz paže a množství starých, červených hvězd ve zbytku disku “.[7]

Když mraky plynu a prach vstupují do vlny hustoty a jsou komprimovány, rychlost tvorby hvězd se zvyšuje, jak se některé mraky setkávají s Kritérium džínů a zhroutí se a vytvoří nové hvězdy. Jelikož ke vzniku hvězd nedochází okamžitě, jsou hvězdy mírně za vlnami hustoty. Horké OB hvězdy které jsou vytvořeny ionizují plyn z mezihvězdné médium a tvoří oblasti H II. Tyto hvězdy však mají relativně krátkou životnost a vyprší dříve, než zcela opustí vlnu hustoty. Menší červenější hvězdy vlnu opouštějí a jsou distribuovány po celém galaktickém disku.

Vlny hustoty byly také popsány jako natlakování plynových mraků, a tím katalyzující tvorbu hvězd.[6]

Aplikace na Saturnovy prsteny

Počínaje koncem sedmdesátých let Peter Goldreich, Frank Shu a další aplikovali teorii vln hustoty na prstence Saturnu.[9][10][11] Saturnovy prsteny (zejména Prsten ) obsahují velké množství spirálních vln hustoty a spirálních ohybových vln vzrušených Lindbladovy rezonance a vertikální rezonance (v uvedeném pořadí) s Saturnovy měsíce. Fyzika je do značné míry stejná jako u galaxií, i když spirálové vlny v Saturnových prstencích jsou mnohem pevněji navinuty (rozprostírají se maximálně o několik stovek kilometrů) kvůli velmi velké centrální hmotě (samotný Saturn) ve srovnání s hmotou disku.[11] The Cassini mise odhalily vlny velmi malé hustoty vzrušené prstencovými měsíci Pánev a Atlas a rezonancemi vyšších řádů s většími měsíci,[12] stejně jako vlny, jejichž forma se mění s časem v důsledku měnících se oběžných drah Janus a Epimetheus.[13]

Viz také

Reference

  1. ^ A b C Lin, C.C .; Shu, F.H. (1964). "O spirálové struktuře diskových galaxií". Astrofyzikální deník. 140: 646–655. Bibcode:1964ApJ ... 140..646L. doi:10.1086/147955.
  2. ^ Shu, Frank H. (2016-09-19). „Šest dekád teorie spirální hustoty vln“. Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 54 (1): 667–724. Bibcode:2016ARA & A..54..667S. doi:10.1146 / annurev-astro-081915-023426. ISSN  0066-4146.
  3. ^ Roberts, W. W. (10.10.1969). „Šoková formace ve velkém měřítku ve spirálních galaxiích a její důsledky pro formování hvězd“. Astrofyzikální deník. 158: 123. Bibcode:1969ApJ ... 158..123R. doi:10.1086/150177. ISSN  0004-637X.
  4. ^ Toomre, Alar; Toomre, Juri (01.12.1972). "Galaktické mosty a ocasy". Astrofyzikální deník. 178: 623–666. Bibcode:1972ApJ ... 178..623T. doi:10.1086/151823. ISSN  0004-637X.
  5. ^ Goldreich, P .; Tremaine, S. (01.11.1979). „Buzení vln hustoty na Lindbladově a korotační rezonance vnějším potenciálem“ (PDF). Astrofyzikální deník. 233: 857–871. Bibcode:1979ApJ ... 233..857G. doi:10.1086/157448. ISSN  0004-637X.
  6. ^ A b Livio, Mario (2003) [2002]. Zlatý poměr: Příběh Phi, nejúžasnějšího čísla na světě (First trade paperback ed.). New York City: Broadway Books. s. 121–2. ISBN  0-7679-0816-3.
  7. ^ A b C Carroll, Bradley W .; Dale A. Ostlie (2007). Úvod do moderní astrofyziky. Addison Wesley. str. 967. ISBN  978-0-201-54730-6.
  8. ^ A b Phillipps, Steven (2005). Struktura a vývoj galaxií. Wiley. str. 132–3. ISBN  0-470-85506-1.
  9. ^ Goldreich, Peter; Tremaine, Scott (Květen 1978). „Vznik divize Cassini v Saturnových prstencích“. Icarus. Elsevierova věda. 34 (2): 240–253. Bibcode:1978Icar ... 34..240G. doi:10.1016/0019-1035(78)90165-3.
  10. ^ Goldreich, Peter; Tremaine, Scott (Září 1982). „Dynamika planetárních prstenů“. Annu. Rev. Astron. Astrophys. Výroční recenze. 20 (1): 249–283. Bibcode:1982ARA & A..20..249G. doi:10.1146 / annurev.aa.20.090182.001341.
  11. ^ A b Shu, Frank H. (1984). "Vlny v planetárních prstencích". In Greenberg, R .; Brahic, A. (eds.). Planetární prsteny. Tucson: University of Arizona Press. str. 513–561. Bibcode:1984prin.conf ..... G.
  12. ^ Tiscareno, M.S .; Burns, J. A.; Nicholson, P.D .; Hedman, M.M .; Porco, C.C. (Červenec 2007). „Cassiniho zobrazování Saturnových prstenců II. Vlnková technika pro analýzu vln hustoty a jiné radiální struktury v prstencích“. Icarus. 189 (1): 14–34. arXiv:astro-ph / 0610242. Bibcode:2007Icar..189 ... 14T. doi:10.1016 / j.icarus.2006.12.025.
  13. ^ Tiscareno, M.S .; Nicholson, P.D .; Burns, J. A.; Hedman, M.M .; Porco, C.C. (01.11.2006). „Odhalení časové variability saturnských spirálních vln hustoty: výsledky a předpovědi“. Astrofyzikální deník. Americká astronomická společnost. 651 (1): L65 – L68. arXiv:astro-ph / 0609242. Bibcode:2006ApJ ... 651L..65T. doi:10.1086/509120.

Externí zdroje

externí odkazy