الفلك

ما هو تأثير التحبيب النجمي على التحليل الكيميائي لطيف النجم؟

ما هو تأثير التحبيب النجمي على التحليل الكيميائي لطيف النجم؟



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.

من الواضح أن الطيف من الحبيبات النجمية سيكون للغاز الأكثر سخونة ، بينما سيكون الطيف من الممرات بينهما للغاز الأكثر برودة.

  • هل هذا "متوسط" بحيث يمكن استخدام متوسط ​​توزيع درجة الحرارة لتحليل الفلزية؟
  • هل ستكون التأثيرات الطيفية هي نفسها لجميع الخطوط؟

لا توجد إجابة بسيطة على هذه الأسئلة - على الرغم من أنني يمكن أن أختصر وأقول (1) لا ، لا ، و (2) لا لن يفعلوا.

إذا قمت بإنشاء جو بسيط مكون من مكونين ، فسيكون الطيف المرصود عبارة عن مزيج مرجح بالتدفق من طيفين. $$ S _ { rm obs} = frac {A_1 T_1 ^ 4 S_1 + A_2 T_2 ^ 4 S_2} {A_1 T_1 ^ 4 + A_2 T_2 ^ 4} ، $$ أين $ A_1 ، T_1 ، S_1 دولار هي المنطقة ودرجة الحرارة وطيف المواد في $ T_1 دولار والكميات مع الرمز 2 مخصصة للمناطق ذات درجة الحرارة $ T_2 دولار.

الآن ، اعتمادًا على استجابة أي ميزة طيفية للتغير في درجة الحرارة ، يمكن أن يجعل هذا العرض المكافئ لتلك الميزة أقوى أو أضعف في متوسط ​​طيف التدفق المرجح. إذا قمت بعد ذلك بتحليل هذا الطيف بافتراض وجود درجة حرارة واحدة ، فإن ما تشتقه للوفرة بناءً على هذه الميزة يمكن أن يصبح أكبر أو أصغر.

على سبيل المثال ، تصبح معظم سلالات الأنواع المحايدة (مثل Fe I و Li I) أقوى في الأجواء الباردة. إذا وضعت نجومًا رائعة على نجم ، فسيصبح العرض المكافئ لهذه الخطوط أقوى. سينخفض ​​متوسط ​​درجة حرارة النجم بشكل طفيف للغاية. سيكون التأثير الصافي هو تقدير أن وفرة الحديد أو الليثيوم في ذلك النجم كانت أكبر.

من ناحية أخرى ، إذا كان الخط قويًا جدًا بحيث كان في الجزء المشبع من منحنى النمو ، فلن يصبح أقوى كثيرًا في جو أكثر برودة ، ويمكن أن يكون ذلك من خلال اعتماد متوسط ​​درجة حرارة أقل ، قد يؤدي عدم وجود زيادة كبيرة في العرض المكافئ للخط إلى استنتاج انخفاض الوفرة.

قد تكون الحالة الأكثر وضوحًا هي خطوط الحديد المؤين II. ستصبح أضعف في جو أكثر برودة ، لذا سينتهي بك الأمر إلى استنتاج وفرة أقل من الحديد من متوسط ​​الطيف المرجح بالتدفق.

ثم هناك قضية التبسيط المفرط الذي يفرضه نموذج بسيط من درجتي حرارة. يشمل التحبيب الحقيقي أيضًا حركة البلازما مع ما يترتب على ذلك من آثار للاضطراب الجزئي والكلي وكيف تؤثر هذه على تشكيل الخط وافتراض التوازن الديناميكي الحراري المحلي. لا يمكن معالجة ذلك إلا باستخدام نماذج الغلاف الجوي النجمية ثلاثية الأبعاد باهظة الثمن. مثل هذه النماذج موجودة بالفعل وتقدم شبكات من التصحيحات ثلاثية الأبعاد لـ NLTE للوفرة التي تم تحديدها باستخدام تحليلات الغلاف الجوي 1D LTE. يمكن أن تسير التصحيحات في أي اتجاه اعتمادًا على نقاط قوة الخطوط والمعلمات الجوهرية للنجم. كمثال ، وانج وآخرون. (2021) يقدم شبكة من التصحيحات لخطوط Li I البصرية / NIR التي لدي اهتمام خاص بها.


التطور النجمي

تعيد النماذج الفيزيائية الفلكية للتطور النجمي بناء الزيادة البطيئة في شدة الإشعاع الشمسي بمرور الوقت. ومع ذلك ، كانت الشمس أكثر خفوتًا بنسبة 25-30٪ قبل 4.6-3.0 مليار سنة (Ga) واليوم ، والتي كانت ستبقي درجات الحرارة أقل من 0 درجة مئوية. ومع ذلك ، فإن نظائر الأكسجين الموجودة في الزركون الأسترالي والصخور الرسوبية الفوقية من أرشيان مؤرخة بـ 4.3-4.4 Ga تشير إلى وجود الماء السائل (Mojzsis et al.، 2001). علاوة على ذلك ، تكشف البيانات الجيولوجية والكيميائية والمعدنية من المريخ ، وهو كوكب أبعد عن الشمس عن الأرض ، عن مناخ أكثر رطوبة وأكثر دفئًا من الحالي ، على الأقل بشكل متقطع ، بين 4.1 و 3.7 Ga (Ramirez and Craddock، 2018).

تستدعي الحلول المقترحة لمفارقة الشمس الصغيرة الخافتة شمسًا مبكرة وأكثر كثافة وإشراقًا (وبالتالي الأرض الأكثر سخونة) ، أو تغييرات مدارية مرتبطة بخسائر الكتلة الشمسية ، أو تغيرات سطح البياض في الغطاء السحابي ، والثلج والجليد ، أو توزيع الأرض والمحيط. على الأرجح ، تأثير غازات الاحتباس الحراري المعزز الناتج عن ثاني أكسيد الكربون2 أو CH4 رفع درجات الحرارة إلى مستويات عادلة (على سبيل المثال ، Catling and Zahnle ، 2020).


1 المقدمة

تم تحديد السحابة النجمية Triangulum-Andromeda (TriAnd) على أنها كثافة زائدة في خطوط العرض المنخفضة للنجوم العملاقة M في مسح Two Micron All-Sky Survey (2MASS) بواسطة Rocha-Pinto et al. (2004 ، فيما يلي RP04) وكتسلسل قوي من النجوم المتسلسلة الرئيسية (MSTO) بواسطة Majewski et al. (2004b ، المشار إليها فيما بعد M04). وجد RP04 و M04 أن الهيكل يمتد عبر 50 درجة على الأقل & # x00d7 20 درجة من الهالة على مسافة مركزية للشمس من 15-30 كيلوبتامين. متوسط ​​السرعة الشعاعية مركزية الشمس للهيكل

−119 ± 9.6 كم ثانية −1 ، ومتوسطها [Fe / H] هو

−1.2 dex بناءً على قياسات الكالسيوم بالأشعة تحت الحمراء الثلاثية بواسطة RP04. على الرغم من أن مسح MegaCam اللاحق لنجوم MSTO في منطقة السماء هذه (Martin et al. 2007) أكد وجود a

مسافة 20 kpc لهذا الهيكل النجمي ، حتى الآن تم إيلاء القليل من الاهتمام الإضافي لـ TriAnd ، بما في ذلك تحديد خصائصه على أي مستوى من التفاصيل المفيدة للتحقق من أصل الهيكل.

في المقابل ، تم إيلاء المزيد من الاهتمام للبنية النجمية لمركز المجرة (GASS) ، والتي تسمى أيضًا "Monoceros Stream" أو "Monoceros Ring" ، والتي تم اكتشافها قبل عامين فقط من TriA وبسبب كثافات زائدة من نجوم MSTO المفترضة (Newberg et آل .2002) في نفس المنطقة العامة من المجرة المضادة مثل TriAnd 8 ، ولكن في وسط أقرب

11 kpc مسافة مركزية الشمس. دراسة لاحقة لهذا الهيكل الشبيه بالحلقة باستخدام كاميرا إسحاق نيوتن واسعة المجال (Ibata et al. 2003 Conn et al. 2005) ، مطياف وقياس الضوء في Sloan Digital Sky Survey (Yanny et al. 2003 ، المشار إليه فيما بعد Y03) ، وكما تم تتبعه بواسطة عمالقة 2MASS M (Crane et al. 2003 ، المشار إليها فيما بعد C03 Majewski et al. 2003 ، المشار إليها فيما بعد M03 Rocha-Pinto et al. 2003 ، المشار إليها فيما يلي بـ RP03) أظهرت أن حلقة GASS ذات خطوط العرض المنخفضة تمتد على الأقل في الربعين الثاني والثالث من المجرة وله انتشار معدني واسع ، من [Fe / H] = −1.6 ± 0.3 (Y03) إلى −0.4 ± 0.3 (C03). ومع ذلك ، لا يزال أصل GASS مثيرًا للجدل. تتضمن السيناريوهات الرئيسية تلك التي يكون فيها GASS عبارة عن قطعة / التفاف من قرص المجرة (Momany et al. 2006 Kazantzidis et al. 2008 Younger et al. 2008) مقابل تلك التي يمثل فيها حطام المد والجزر من تعطيل ساتل مجرة ​​درب التبانة (MW) galaxy (Ibata at al. 2003 Y03 C03 RP03 Helmi et al. 2003 Frinchaboy et al. 2004 Martin et al. 2004 Peñarrubia et al. 2005 Conn et al. 2005 Rocha-Pinto et al. 2006). تم إجراء مقارنة للأنماط الكيميائية بين GASS والمجرات الكروية القزمة الأخرى (dSph) مؤخرًا في Chou et al. (2010 ب ، فيما يلي C10b). تكشف عينة GASS الخاصة بهم عن أنماط وفرة مماثلة لـ Ti و Y و La كما هو الحال في نظام Sagittarius (Sgr) dwarf + Stream والمجرات الساتلية الأخرى ، مما يشير إلى أن النجوم في GASS تتشكل على الأرجح في بيئة تشبه المجرة القزمة. ومع ذلك ، فإن هذه الملاحظة الكيميائية في حد ذاتها لا تحسم بشكل قاطع الجدل حول ديناميكي أصل GASS لأن النماذج النظرية تُظهر أن الأقراص المجرية تنمو للخارج عن طريق تراكم المجرات القزمية (على سبيل المثال ، Abadi et al. 2003 Yong et al.2005) ، وما إذا كان GASS يمثل تيارًا للمد والجزر سليمًا مقابل بعض الهياكل المجرية الأخرى التي تم إنشاؤها من تسلسل هرمي سابقًا تشكل القرص الخارجي لم يتم توضيحه بواسطة هذه الكيمياء.

على الرغم من عدم وجود نموذج أصل نهائي لـ GASS ، بعد فترة وجيزة من TriAnd الاكتشاف اقترحه Peñarrubia et al. (2005) أن هذا الهيكل قد يكون مجرد قطعة نائية من GASS / Mon ، والتي افترض هؤلاء المؤلفون أنها بنية تشكلت من تفكك مجرة ​​تابعة ميغاواط. كلا الهيكلين يقعان على خطوط عرض مجرة ​​متشابهة ، و Peñarrubia et al. تمكنوا من العثور على ن- محاكاة الجسم التي يمكن أن تتضمن TriA وباعتبارها قطعة أقدم ديناميكيًا ، تم تجريدها مسبقًا من مجرة ​​Mon السلف المفترضة ، على افتراض أن موضع هذا السلف موجود في Canis Major (الجانب الأخير مدفوعًا بادعاء زيادة كثافة Canis الرئيسية المفسرة باعتبارها جوهر اضطراب dSph بواسطة Martin et al. 2004 - وهي نفسها قضية نوقشت إلى حد كبير انظر Rocha-Pinto et al. 2006 Mateu et al. 2009 ، والمراجع الواردة فيه). إذا كان TriAnd و GASS / Mon جزءًا من نفس نظام المجرة القزمة ، فإن النجوم في هذين الهيكلين تشترك في تاريخ تخصيب كيميائي مشترك ويجب من حيث المبدأ إظهار أنماط تخصيب مماثلة - على سبيل المثال ، تلك التي يراها C10b لـ GASS / Mon. في الواقع ، يمكن للمرء تطبيق "البصمات الكيميائية" لتحديد ما إذا كانت النجوم في TriA وتنتمي إلى نظام GASS / Mon.

تم تطبيق هذه التقنية مؤخرًا بواسطة Chou et al. (2010a ، C10a فيما يلي) لإظهار أن مجموعة النجوم العملاقة M في نصف الكرة الشمالي المجري ("المجموعة المتحركة NGC") من المحتمل أن تكون قطعًا أقدم من تيار المد والجزر القوسي. تعتبر المقارنة مع نظام Sgr مناسبة تمامًا في دراسة Mon و TriAnd ، نظرًا لأن Sgr يعرض العديد من الخصائص المتشابهة لكليهما ، بما في ذلك المعادن العالية نسبيًا مع وجود النجوم العملاقة M في الحالات الثلاث (M03 RP03 RP04) التي تشير إلى أن قد تكون الأنظمة السلفية لجميع البنى التحتية الثلاثة متشابهة إلى حد ما.

لذلك ، باتباع السوابق المذكورة أعلاه من دراساتنا الكيميائية السابقة للبنية التحتية للهالة ، نجري في هذه الرسالة أول تقييم طيفي عالي الدقة لأنماط الوفرة الكيميائية في نظام TriAnd ونستخدم قياسات الوفرة هذه للتحقيق في الارتباط المفترض بين TriAnd و أنظمة GASS / Mon.


3 تباينات التدفق في المناطق التي اجتاحها الكوكب

في هذا القسم ، نقوم بمحاكاة التباين في عمق العبور بسبب الاختلافات المكانية لسطوع السطح النجمي الذي يحجبه الكوكب.

3.1 محاكاة عمليات العبور

لمحاكاة عمليات النقل ، نختار أولاً صورة واحدة ثابتة لشدة الاستمرارية. ثم نقوم بإنشاء سلسلة زمنية من التدفقات من خلال إنشاء كوكب خارجي اصطناعي أولاً ، يساوي الحجم المتوقع للأرض ، وتلخيص التدفق داخل هذا القرص الدائري. ثم نطرح هذا المجموع من إجمالي كثافة القرص الشمسي. يتم حساب الحجم المسقط للأرض من رؤوس صور HMI ، التي تسجل نصف القطر الشمسي الظاهري ، بوحدات البكسل ، لكل صورة.

نتجاهل تأثيرات القمر أو الكواكب الأخرى على مدار الأرض ، ونهمل أيضًا الانحراف اللامركزي لمدار الأرض من أجل البساطة. نتقدم للكوكب بشكل تدريجي عبر السطح الشمسي ونحسب وقت كل تكامل بافتراض مدار دائري باستخدام صمحجر العين = 365.25 د. نقوم بإنشاء هذه السلسلة الزمنية عبر صورة واحدة ثابتة لتجنب الاختلاف النهاري في سعة قياسات الكثافة. هذا له فائدة إضافية تتمثل في القضاء على تأثيرات ضوضاء الفوتون (نظرًا لأن السلسلة الزمنية بأكملها تمر بإدراك واحد لضوضاء الفوتون) ، مما يسمح لنا بالتحقيق في تأثيرات التحبيب الضوئي على مستوى جزء في المليون.

نحن نحاكي عمليات العبور عبر 282 صورة متصلة بكثافة مفككة تم التقاطها في أيام من عام 2018 والتي تُظهر أقل نشاط مغناطيسي. تظهر مجموعة العبور هذه في الشكل 3. نحن فقط نحاكي عمليات العبور بمعلمة تأثير ب = 0. التحديد ب = 0 يضمن أنه من غير المحتمل أن يخفي الكوكب مناطق نشطة مغناطيسيًا ، والتي نادرًا ما تحدث بالقرب من خط الاستواء الشمسي ، وتزيد من تباين الحبيبات. برنامج هذه المحاكاة متاح على الإنترنت. 1

قام 282 بمحاكاة منحنيات الضوء العابر لكوكب بحجم الأرض يمر عبر SDO/ صور HMI للشمس (يسار: عبور كامل يمينًا: تكبير في منتصف العبور). يرجع الانتشار عند الحد الأدنى من التدفق إلى اختلافات سطوع سطح الشمس بسبب النشاط والتحبيب.

قام 282 بمحاكاة منحنيات الضوء العابر لكوكب بحجم الأرض يمر عبر SDO/ صور HMI للشمس (يسار: عبور كامل يمينًا: تكبير في منتصف العبور). يرجع الانتشار عند الحد الأدنى من التدفق إلى اختلافات سطوع سطح الشمس بسبب النشاط والتحبيب.

3.2 التحبيب والضوضاء الفائقة في مخلفات العبور

نحن نلائم نموذج النقل Mandel & amp Agol (2002) لكل من منحنيات الضوء المحاكية ، التي نفذتها حزمة بايثون باتمان (Kreidberg 2015). لكل منحنى ضوئي ، نلائم في نفس الوقت نصف قطر الكوكب ، ووقت العبور المتوسط ​​، والميل المداري ، وأربعة معلمات غير خطية لتعتيم الأطراف ، مع تحديد الفترة المدارية ، والمحور شبه الرئيسي ، ونصف قطر النجم بالقيم المعروفة ، بافتراض مدار دائري للأرض. ثم نفحص بقايا كل نوبة عبور (يظهر مثال في الشكل 4) ونرفض أي عبور ملوث بالعناصر المغناطيسية (عبور يحتوي على قيم تدفق متبقية & gt5 جزء في المليون). استخدمنا معلمات سواد الأطراف غير الخطية هنا للتأكد من إزالة أي اتجاهات متماثلة في منحنى الضوء. لإزالة العيوب في الحقل المسطح للصورة المفككة HMI ، والذي ناقشناه في القسم 2 ، نطرح التدفق المتبقي في كل مرة بواسطة متوسط ​​جميع بقايا النقل. عادةً ما يكون لبقايا العبور الناتجة انحرافات معيارية تبلغ 0.5 جزء في المليون ، والنطاق النموذجي هو 2-4 جزء في المليون.

مخلفات العبور لإدراك خاص للتحبيب الشمسي ، تظهر السعة المتبقية ∼2 جزء في المليون.

مخلفات العبور لإدراك خاص للتحبيب الشمسي ، تظهر السعة المتبقية ∼2 جزء في المليون.

3.3 عدم اليقين في نصف القطر بسبب التحبيب والتحبب الفائق

يحدث التحبيب على مجموعة متنوعة من مقاييس الحجم - حبيبات ذات نصف قطر 0.5 مم ، والتي تظهر بوضوح في صور كثافة استمرارية HMI (انظر الشكل 1) ، والحبيبات الفائقة ، بنصف قطر 16 مم. تظهر الحبيبات والحبيبات الفائقة بشكل عشوائي بمرور الوقت ، لكن مقاييس أطوالها وأوقات دورانها تظل ثابتة تقريبًا. لذلك ، يمكننا نمذجة مجموعتنا المكونة من 282 من مخلفات العبور كإشارة مرتبطة تلقائيًا بالضوضاء.

وجدنا أن عدم اليقين النموذجي على نصف قطر كوكب خارج المجموعة الشمسية هو 0.02 في المائة صص. نعتبر هذا أرضية ضوضاء ، أو حدًا أدنى ، نظرًا لأننا قمنا بنمذجة نمط التحبيب من عبور اصطناعي عبر صورة واحدة ثابتة.

3.3.1 مقارنة مع النتائج السابقة

شيافاسا وآخرون. (2017) محاكاة عبور الكواكب الشبيهة بالأرض على محاكاة هيدروديناميكية إشعاعية ثلاثية الأبعاد من نماذج الشبكة المتدرجة للنجوم الشبيهة بالشمس ووجد أن الإشارة المتبقية في العبور بسبب التحبيب لها سعة جذر متوسط ​​التربيع 3.5 جزء في المليون في ممر النطاق 7600-7700 Å ، وهو مشابه لتقديرنا باستخدام صور كثافة تواصل HMI (2-4 جزء في المليون).

3.3.2 توقعات النجوم الأخرى

تظهر المحاكاة العددية للحبيبات النجمية للنجوم عبر التسلسل الرئيسي أن حجم الحبيبات يقيس عكسياً مع جاذبية السطح النجمي (انظر مراجعة نوردلوند وآخرون. 2009 Kupka & amp Muthsam 2017). نتيجة لذلك ، قد يتوقع المرء أن النجوم الأصغر من الشمس سيكون لها حبيبات أصغر. كلما كانت الحبيبات أصغر ، زاد عدد الحبيبات التي يحجبها كوكب بحجم الأرض في تعريض معين ، وبالتالي كلما كانت إشارة التحبيب العابرة أصغر على منحنى الضوء.

المحاكاة العددية للتحبيب للنجوم من النوع الطيفي F7 إلى K3 الأقزام بواسطة Trampedach et al. (2013) جميعها لها مقاييس أفقية مميزة للحبيبات من 1 مم. تنمو هذه المقاييس مع تطور النجوم وسجلها ز النقصان (انظر أيضًا Beeck et al. 2013a، b Trampedach et al. 2017). لذلك يجب أن تكون إشارة التحبيب على نطاق صغير هي الأكثر أهمية بالنسبة للنجوم المتطورة.

من الصعب قياس التحبيب الشمسي الفائق ، على عكس التحبيب على نطاق صغير ، نظرًا لصغر سعته ، ويصعب محاكاته نظرًا لمداها المادي الواسع (Rieutord & amp Rincon 2010). وبالتالي نحذر القارئ من استخدام نتائج هذا التحليل فقط للتوائم الشمسية.


عدم تناسق الخطوط في أطياف الشمس والنجوم الشمسية

تم تحليل عدم تناسق خطوط Fe I و Fe II في أطياف التدفق الشمسي باستخدام ثلاثة أطالس FTS وأطلس HARPS تم تحليله أيضًا في أطياف 13 نجمة باستخدام الملاحظات على مطياف HARPS. تم حساب متوسط ​​منصف الخط الفردي لكل نجم لتقليل ضوضاء الملاحظة. إن المتوسطات التي تم الحصول عليها في الأطياف النجمية تشبه إلى حد ما الشكل C المعروف جيدًا للشمس. في النجوم التي تزيد سرعتها عن 5 كم / ثانية ، يكون شكل المنصفات أقرب إلى رمز الشرطة المائلة (/). يزداد انحناء وامتداد المنصفات مع زيادة درجة حرارة النجم. تؤكد نتائجنا الحقائق المعروفة حول التأثير القوي لسرعة الدوران على امتداد وشكل المنصات. تم تحديد متوسط ​​سرعة الحمل الحراري بناءً على امتداد المنصف المتوسط ​​، والذي يُظهر الفرق الأكبر بين سرعة السقوط البارد وتدفقات الحمل الحراري المرتفعة الساخنة للمادة. إنها تساوي –420 م / ث للشمس كنجم. في النجوم من النوع الشمسي ، تنمو من -150 إلى -700 م / ث مع درجة حرارة فعالة من 4800 إلى 6200 كلفن على التوالي. بالنسبة للنجوم ذات الجاذبية السطحية الأكبر والمعدنية الأكبر ، ينخفض ​​متوسط ​​سرعة الحمل الحراري. كما أنه يتناقص مع تقدم العمر ويرتبط بسرعة الحركات المضطربة الدقيقة والكبيرة. أظهرت نتائج تحليل التدفق الشمسي أن مقاييس الطول الموجي المطلق في أطالس FTS تتطابق مع ما يقرب من -10 م / ث ، باستثناء أطلس Hinkle et al. ، والذي يتغير مقياسه ويعتمد على الطول الموجي. في النطاق من 450 إلى 650 نانومتر ، يتغير مقياس إزاحة هذا الأطلس من -100 إلى -330 م / ث ، على التوالي ، ويساوي -240 م / ث في المتوسط. تحتوي منصفات النجوم المتوسطة الناتجة على معلومات حول مجالات سرعات الحمل الحراري وقد تكون مفيدة في النمذجة الهيدروديناميكية للأجواء النجمية من أجل دراسة السمات المميزة للحمل الحراري السطحي.


شكر وتقدير

نشكر David Yong للمساعدة في الحصول عليها الجيل التالي نماذج للعمل بها موغ، بيتر Hauschildt لتوفير الإصدار المسبق الجيل التالي الغلاف الجوي لاستخدامنا ، وسوزان هاولي لإجراء مناقشات مفيدة حول الأقزام الفرعية منخفضة الكتلة. استفاد هذا البحث من قاعدة بيانات SIMBAD ، التي تعمل في CDS ، ستراسبورغ ، فرنسا. استفاد هذا البحث من الخدمات الببليوغرافية لنظام بيانات الفيزياء الفلكية التابع لوكالة ناسا. يقر المؤلفون بامتنان بالدعم المالي الذي قدمه صندوق كينيلورث التابع لصندوق مجتمع نيويورك. يتم تشغيل مرصد سيرو تولولو للبلدان الأمريكية من قبل اتحاد الجامعات للبحوث في علم الفلك ، بموجب اتفاقية تعاون مع مؤسسة العلوم الوطنية.


يحدد علماء الفلك التوقيع الكيميائي للنجوم التي تأكل الكوكب

طور باحثون في جامعة فاندربيلت نموذجًا جديدًا يُظهر التوقيع الكيميائي لعنصر نجم تلو الآخر ويكشف كيف يتغير هذا التوقيع بابتلاع كواكب شبيهة بالأرض.

بعض النجوم الشبيهة بالشمس هي "أكلة الأرض". وأثناء تطورها ، تبتلع كميات كبيرة من المواد الصخرية التي تتكون منها الكواكب "الأرضية" مثل الأرض والمريخ والزهرة.

طور Trey Mack ، وهو طالب دراسات عليا في علم الفلك بجامعة فاندربيلت ، نموذجًا يقدر تأثير مثل هذا النظام الغذائي على التركيب الكيميائي للنجم واستخدمه لتحليل زوج من النجوم التوأم لهما كواكب خاصة بهما.

قال أستاذ علم الفلك في فاندربيلت كيفان ستاسون ، الذي أشرف على دراسة. "بعد الحصول على طيف عالي الدقة لنجم معين ، يمكننا في الواقع اكتشاف هذا التوقيع بالتفصيل ، عنصرًا بعد عنصر."

ستضيف هذه القدرة بشكل كبير إلى فهم علماء الفلك لعملية تكوين الكواكب بالإضافة إلى المساعدة في البحث المستمر عن الكواكب الخارجية الشبيهة بالأرض ، وفقًا لعلماء الفلك.

أولاً ، بعض المعلومات الأساسية: تتكون النجوم من أكثر من 98٪ من الهيدروجين والهيليوم. جميع العناصر الأخرى تشكل أقل من 2٪ من كتلتها. حدد علماء الفلك بشكل تعسفي جميع العناصر الأثقل من الهيدروجين والهيليوم على أنها معادن وصاغوا مصطلح "المعدنية" للإشارة إلى نسبة الوفرة النسبية للحديد إلى الهيدروجين في التركيب الكيميائي للنجم.

منذ منتصف التسعينيات ، عندما طور علماء الفلك القدرة على اكتشاف الكواكب خارج المجموعة الشمسية بأعداد كبيرة ، كانت هناك العديد من الدراسات التي حاولت ربط معدنية النجوم بتكوين الكواكب. في إحدى هذه الدراسات ، جادل باحثون في مختبر لوس ألاموس الوطني بأن النجوم ذات المعادن العالية من المرجح أن تطور أنظمة كوكبية أكثر من تلك ذات المعادن المنخفضة. وخلصت دراسة أخرى إلى أن الكواكب الساخنة بحجم كوكب المشتري توجد في الغالب حول نجوم تدور حولها نسبة معدنية عالية ، بينما توجد كواكب أصغر تدور حول نجوم بها مجموعة واسعة من المحتوى المعدني.

بناءً على عمل المؤلف المشارك سيمون شولر من جامعة تامبا ، الذي وسع نطاق فحص التركيب الكيميائي للنجوم بما يتجاوز محتواها من الحديد ، اتخذ ماك هذا النوع من التحليل خطوة إلى الأمام من خلال النظر في وفرة 15 عنصرًا محددًا بالنسبة إلى تلك الموجودة في الشمس. كان مهتمًا بشكل خاص بعناصر مثل الألومنيوم والسيليكون والكالسيوم والحديد التي لها نقاط انصهار أعلى من 1200 درجة فهرنهايت (600 درجة مئوية) لأن هذه هي المواد المقاومة للحرارة التي تعمل بمثابة لبنات بناء للكواكب الشبيهة بالأرض.

قرر Mack و Schuler و Stassun تطبيق هذه التقنية على الزوج الثنائي المضيف للكوكب والمسمى HD 20781 و HD 20782. كان من المفترض أن يتكثف كلا النجمين من نفس سحابة الغبار والغاز ، ولذا كان يجب أن يبدأ كلاهما بنفس التركيبات الكيميائية. هذا الزوج الثنائي المعين هو أول زوج تم اكتشافه حيث يمتلك كلا النجمين كواكب خاصة بهما.

كلا النجمين في الزوج الثنائي هما نجمان قزمان من فئة G يشبهان الشمس. يدور نجم واحد عن قرب بواسطة كوكبين بحجم نبتون. يمتلك الآخر كوكبًا واحدًا بحجم كوكب المشتري يتبع مدارًا شديد الانحراف. يجعل الاختلاف في أنظمة الكواكب النجمين مثاليين لدراسة العلاقة بين الكواكب الخارجية والتركيب الكيميائي لمضيفيهم النجميين.

عندما حللوا طيف النجمين ، وجد علماء الفلك أن الوفرة النسبية للعناصر المقاومة للحرارة كانت أعلى بكثير من تلك الموجودة في الشمس. ووجدوا أيضًا أنه كلما ارتفعت درجة حرارة الانصهار لعنصر معين ، زادت وفرته ، وهو اتجاه يمثل توقيعًا مقنعًا على ابتلاع مادة صخرية شبيهة بالأرض. لقد حسبوا أن كل من التوائم كان عليه أن يستهلك 10-20 كتلة أرضية إضافية من المواد الصخرية لإنتاج التوقيعات الكيميائية. على وجه التحديد ، يبدو أن النجم الذي يمتلك كوكبًا بحجم كوكب المشتري قد ابتلع عشرة كتل إضافية من كتل الأرض بينما قام النجم ذو الكواكب بحجم نبتون بحجب 20 كتلة إضافية.

تدعم النتائج الاقتراح القائل بأن التركيب الكيميائي للنجم وطبيعة نظامه الكوكبي مرتبطان.

ماذا لو تمكنا من تحديد ما إذا كان من المحتمل أن يستضيف نجم معين نظامًا كوكبيًا مثل نظامنا عن طريق تقسيم ضوءه إلى طيف واحد عالي الدقة وتحليله؟ يظهر الطيف المأخوذ من الشمس أعلاه. تنتج العصابات المظلمة من عناصر كيميائية معينة في الطبقة الخارجية للنجم ، مثل الهيدروجين أو الحديد ، تمتص ترددات معينة من الضوء. من خلال قياس عرض كل شريط مظلم بعناية ، يمكن لعلماء الفلك تحديد كمية الهيدروجين والحديد والكالسيوم والعناصر الأخرى الموجودة في نجم بعيد. يشير النموذج الجديد إلى أن نجمًا من فئة G بمستويات من العناصر المقاومة للصهر مثل الألومنيوم والسيليكون والحديد أعلى بكثير من تلك الموجودة في الشمس قد لا يكون لديه أي كواكب شبيهة بالأرض لأنه ابتلعها. (N.A.Sharp، NOAO / NSO / Kitt Peak FTS / AURA / NSF)

"تخيل أن النجم شكل في الأصل كواكب صخرية مثل الأرض. علاوة على ذلك ، تخيل أنها شكلت أيضًا كواكب غازية عملاقة مثل كوكب المشتري ، "قال ماك. تتشكل الكواكب الصخرية في منطقة قريبة من النجم حيث يكون الجو حارًا وتتشكل الكواكب الغازية العملاقة في الجزء الخارجي من نظام الكواكب حيث يكون الجو باردًا. ومع ذلك ، بمجرد أن تتشكل الكواكب الغازية العملاقة بالكامل ، فإنها تبدأ في الهجرة إلى الداخل ، وكما تفعل ، تبدأ جاذبيتها في سحب وجذب الكواكب الصخرية الداخلية.

"مع المقدار المناسب من السحب والجر ، يمكن لعملاق الغاز بسهولة إجبار كوكب صخري على الانغماس في النجم. إذا سقط عدد كافٍ من الكواكب الصخرية في النجم ، فسيتم ختمه ببصمة كيميائية معينة يمكننا اكتشافها ".

باتباع هذا المنطق ، من غير المحتمل أن يمتلك أي من التوائم الثنائية كواكب أرضية. في أحد التوأمين ، يدور الكوكبان بحجم نبتون حول النجم على مسافة قريبة جدًا ، على بعد ثلث المسافة بين الأرض والشمس. في التوأم الآخر ، يقضي الكوكب بحجم المشتري الكثير من الوقت في الروافد الخارجية لنظام الكواكب ، لكن مداره غريب الأطوار يجعله أيضًا قريبًا جدًا من النجم. يتكهن علماء الفلك بأن السبب وراء ابتلاع النجم ذي الكواكب بحجم نبتون لمواد أرضية أكثر من توأمه هو أن الكواكب كانا أكثر كفاءة في دفع المواد إلى نجمهما مقارنةً بكوكب المشتري بحجم كوكب واحد كان في دفع المواد إلى نجمه. .

إذا ثبت أن التوقيع الكيميائي لنجوم الفئة G التي تبتلع الكواكب الصخرية هو عالمي ، "عندما نجد نجومًا لها توقيعات كيميائية متشابهة ، سنكون قادرين على استنتاج أن أنظمة الكواكب الخاصة بهم يجب أن تكون مختلفة تمامًا عن نظامنا وأنهم على الأرجح قال ماك: تفتقر إلى الكواكب الصخرية الداخلية. "وعندما نجد نجومًا تفتقر إلى هذه التوقيعات ، فإنها تكون مرشحة جيدة لاستضافة أنظمة كوكبية مماثلة لأنظمتنا."

وأضاف ستاسون: "يكشف هذا العمل أن مسألة ما إذا كانت النجوم تشكل الكواكب وكيف هي في الواقع الشيء الخطأ الذي يجب طرحه. يبدو أن السؤال الحقيقي هو كم عدد الكواكب التي يتجنبها النجم مصير أن يأكلها نجمهم الأم؟ "

تم دعم البحث من قبل مؤسسة العلوم الوطنية بمنح AAG AST-1009810 و PAARE AST-0849736.

النشر: كلود إي ماك الثالث ، وآخرون ، & # 8220 وفرة مفصلة من الثنائيات واسعة استضافة الكوكب. I. هل يطبع تكوين الكوكب التواقيع الكيميائية في أجواء HD 20782/81؟ ، & # 8221 2014 ، ApJ ، 787 ، 98 doi: 10.1088 / 0004-637X / 787/2/98


الكيمياء الفلكية

IV البيئات الجزيئية

IV.A مغلفات حول النجم

كثيرًا ما تُلاحظ الجزيئات في الغلاف الخارجي للكواكب العملاقة الحمراء ذات درجات حرارة سطح أقل من حوالي 5000 كلفن. هذه النجوم لها رياح نجمية قوية ، بترتيب 10 −7 إلى 10 6 M yr 1 ، بسرعات نموذجية أقل من 50 كم ثانية -1. تم العثور على عدد قليل من النجوم الأكثر سخونة ، مثل 89 Herculis و HD 161796 ، لإظهار انبعاثات ثاني أكسيد الكربون هذه والنجوم ذات الصلة هي أجسام سديم كوكبية أولية في عملية التحول إلى نجوم قزمة بيضاء. بالنسبة لبعض النجوم الترابية شديدة التطور ، فإن انبعاث الأشعة تحت الحمراء البعيدة القوية ، والذي يشير إلى الغبار ، يكون مصحوبًا بانبعاث مازر. هذه هي ما يسمى بنجوم OH / IR ، والتي غالبًا ما تكون متغيرات Mira. تظهر بعض النجوم المتطورة أيضًا مايزرات SiO. بعض النجوم ، مثل العملاق الفائق للغاية IRC + 10216 ، هي مصانع كيميائية حقيقية ، تعرض تقريبًا جميع الأنواع الجزيئية التي لوحظت في المذنبات وفي السحب الجزيئية بين النجوم الكثيفة.

IV.B بيئة الوسط النجمي

الوسط النجمي هو مكان غير متجانس وغير متوازن. الوسط المنتشر له كثافة من 0.01 إلى 1 سم -3 في الطور المتأين وحوالي 1 إلى 10 3 سم -3 للمرحلة المحايدة الأكثر برودة. يتم تسخين الوسط بواسطة صدمات الرياح النجمية المستعر الأعظم ، وله وقت تبريد طويل بما فيه الكفاية بحيث لا يصبح أبدًا أكثر برودة من حوالي 10.6 كلفن ، وذلك لأن الذرات عبارة عن مبردات غير فعالة للغاية. في المناطق الأكثر كثافة ، تنخفض درجة الحرارة إلى حوالي 10 6 كلفن ، ويصبح التبريد بسبب إعادة تركيب الهيدروجين المحايد فعالاً. بالنسبة لدرجة الحرارة المنخفضة ، يزداد التبريد بشكل كبير ، أولاً بسبب انبعاث خط الهيدروجين ، مما يقلل درجة الحرارة إلى 10 4 كلفن ، ثم من انتقالات البنية الدقيقة الذرية ، والتي تقلل درجة الحرارة إلى عدة مئات من الدرجات. لخفض درجة الحرارة هذه أكثر ، يتطلب الأمر إضافتين إلى الوسط - حبيبات الغبار والجزيئات.

في المناطق المنتشرة ، سيكون الغبار دائمًا أكثر برودة من الغاز ، ويرجع ذلك أساسًا إلى العدد الأكبر من الأوضاع المتاحة لإعادة توزيع الطاقة. في الواقع ، درجة حرارة الغبار ، أو ما يعادله من إثارة ، حساسة لطيف الإشعاع الساقط عليه أكثر من تخفيفه. يعتبر تبريد الغبار إشعاعيًا بشكل صارم ، ويمتص بكفاءة الأشعة فوق البنفسجية ويشع في الأشعة تحت الحمراء. كلما زادت قسوة الأشعة فوق البنفسجية التي تتعرض لها الحبوب ، زادت درجة حرارة الحبوب ، بغض النظر عن شدة الإشعاع. الحبيبات هي الدرع الحاسم للمادة السحابية من التسخين الإشعاعي في الخلفية. يعمل وجود الغبار أيضًا على تبريد الغاز بشكل فعال بسبب تفاعلات ذرات السطح التي تعزز تكوين الجزيئات ، خاصة H2. التبريد الجزيئي ناتج عن الإثارة التصادمية للأنواع الوفيرة ، والتي تقوم بعد ذلك بإعادة إشعاع طاقتها في أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء البعيدة والمليمتر ، حيث تكون الحبيبات رقيقة بصريًا. في أعماق قلب السحب الجزيئية ، ينقلب الوضع. هنا تكون الحبيبات أكثر دفئًا من الغاز ، وتقوم في الواقع بتسخين الغاز من خلال اصطدام الجسيمات بسطح الحبوب. على هذا النحو ، فهي بمثابة وقود للكيمياء. تصادم الهيدروجين الجزيئي ، على سبيل المثال ، يثير ثاني أكسيد الكربون ، الذي يشع طاقته من السحابة على حساب الطاقة الحركية للغاز. وبالتالي ، فإن الأشعة تحت الحمراء التي تخترق السحابة وتسخن الحبيبات يمكن أن تنتقل إلى إثارة المكونات الكيميائية المختلفة للوسيط بشكل فعال ، مما يعمل على تعزيز التفاعلات التي تبني أنواعًا جزيئية معقدة.


ملخص

لفهم خصائص النجوم ، يجب علينا إجراء دراسات استقصائية واسعة النطاق. نجد أن النجوم التي تبدو أكثر لمعانًا لأعيننا تكون ساطعة في المقام الأول لأنها مضيئة جدًا في جوهرها ، وليس لأنها الأقرب إلينا. معظم النجوم الأقرب خافتة في جوهرها لدرجة أنه لا يمكن رؤيتها إلا بمساعدة التلسكوب. النجوم ذات الكتلة المنخفضة والسطوع المنخفض أكثر شيوعًا من النجوم ذات الكتلة العالية والسطوع العالي. لم يتم اكتشاف معظم الأقزام البنية في الحي المحلي.

18.2 قياس الكتل النجمية

يمكن تحديد كتل النجوم من خلال تحليل مدار النجوم الثنائية - نجمان يدوران حول مركز مشترك للكتلة. في الثنائيات المرئية ، يمكن رؤية النجمين بشكل منفصل في التلسكوب ، بينما في الثنائي الطيفي ، يكشف الطيف فقط عن وجود نجمين. تتراوح الكتل النجمية من حوالي 1/12 إلى أكثر من 100 ضعف كتلة الشمس (في حالات نادرة ، تصل إلى 250 ضعف كتلة الشمس). تسمى الأجسام التي تتراوح كتلتها بين 1/12 و 1/100 من كتلة الشمس بالأقزام البنية. الأجسام التي لا يمكن أن تحدث فيها تفاعلات نووية هي الكواكب. النجوم الأكثر ضخامة ، في معظم الحالات ، هي أيضًا الأكثر إضاءة ، ويُعرف هذا الارتباط بعلاقة الكتلة مع اللمعان.

18.3 أقطار النجوم

The diameters of stars can be determined by measuring the time it takes an object (the Moon, a planet, or a companion star) to pass in front of it and block its light. Diameters of members of eclipsing binary systems (where the stars pass in front of each other) can be determined through analysis of their orbital motions.

18.4 The H–R Diagram

The Hertzsprung–Russell diagram, or H–R diagram, is a plot of stellar luminosity against surface temperature. Most stars lie on the main sequence, which extends diagonally across the H–R diagram from high temperature and high luminosity to low temperature and low luminosity. The position of a star along the main sequence is determined by its mass. High-mass stars emit more energy and are hotter than low-mass stars on the main sequence. Main-sequence stars derive their energy from the fusion of protons to helium. About 90% of the stars lie on the main sequence. Only about 10% of the stars are white dwarfs, and fewer than 1% are giants or supergiants.


الثنائيات الطيفية

Spectroscopic binary stars are found from observations of radial velocity. At least the brighter member of such a binary can be seen to have a continuously changing periodic velocity that alters the wavelengths of its spectral lines in a rhythmic way the velocity curve repeats itself exactly from one cycle to the next, and the motion can be interpreted as orbital motion. In some cases, rhythmic changes in the lines of both members can be measured. Unlike visual binaries, the semimajor axes or the individual masses cannot be found for most spectroscopic binaries, since the angle between the orbit plane and the plane of the sky cannot be determined. If spectra from both members are observed, mass ratios can be found. If one spectrum alone is observed, only a quantity called the mass function can be derived, from which is calculated a lower limit to the stellar masses. If a spectroscopic binary is also observed to be an eclipsing system, the inclination of the orbit and often the values of the individual masses can be ascertained.


شاهد الفيديو: والنجم اذا هوى ما ضل صاحبكم و ما غوى (أغسطس 2022).