Yoğunluk dalgası teorisi - Density wave theory

Hubble , Spitzer ve GALEX uzay teleskoplarından gelen verileri birleştiren sarmal gökada M81'in görüntüsü .

Yoğunluk dalgası teorisi veya Lin-Shu yoğunluk dalgası teorisi , 1960'ların ortalarında CC Lin ve Frank Shu tarafından sarmal gökadaların sarmal kol yapısını açıklamak için önerilen bir teoridir . Lin-Shu teorisi tanıttı uzun ömürlü fikri Yan statik sarmal yapı (QSSS hipotezi). Bu hipotezde, sarmal desen belirli bir açısal frekansta (desen hızı) dönerken, galaktik diskteki yıldızlar galaksi merkezine olan mesafelerine bağlı olarak farklı bir hızda yörüngede dönüyorlar . Galaksilerdeki sarmal yoğunluk dalgalarının varlığının yıldız oluşumu üzerinde etkileri vardır , çünkü galaksinin etrafında dönen gaz sıkışık olabilir ve periyodik olarak şok oluşturabilir. Teorik olarak, küresel sarmal modelin oluşumu, gelgit etkileşimlerinin aksine kendi kendine yerçekiminin neden olduğu yıldız diskinin bir dengesizliği olarak ele alınır . Teorinin matematiksel formülasyonu, Satürn'ün halkaları gibi diğer astrofiziksel disk sistemlerine de genişletildi .

Galaktik sarmal kollar

Sarmal gökada kollarının açıklaması.

Medya oynatın

Basit sarmal kol desenine sahip bir galaksi simülasyonu. Sarmal kollar dönmese de galaksi dönüyor. Yakından izlerseniz, zaman ilerledikçe sarmal kollara girip çıkan yıldızları göreceksiniz.

Başlangıçta gökbilimciler, sarmal gökadanın kollarının maddi olduğu fikrine sahiptiler. Ancak durum böyle olsaydı, galaksinin merkezine daha yakın olan madde galaksinin kenarındaki maddeden daha hızlı döndüğü için kollar gittikçe daha sıkı sarılırdı. Kollar, yalnızca birkaç yörüngeden sonra galaksinin geri kalanından ayırt edilemez hale gelecekti. Buna sarım sorunu denir.

Lin & Shu, 1964'te, kolların doğası gereği maddi olmadığını, bunun yerine otoyoldaki trafik sıkışıklığına benzer şekilde daha yoğun alanlardan oluştuğunu öne sürdü . Arabalar trafik sıkışıklığının içinden geçiyor: ortasında arabaların yoğunluğu artıyor. Ancak trafik sıkışıklığının kendisi daha yavaş ilerliyor. Galakside yıldızlar, gaz, toz ve diğer bileşenler yoğunluk dalgaları boyunca hareket eder, sıkıştırılır ve sonra onlardan dışarı çıkar.

Daha spesifik olarak, yoğunluk dalgası teorisi, "farklı yarıçaplardaki yıldızlar arasındaki kütleçekimsel çekimin" sözde sargı problemini önlediğini ve aslında spiral modeli koruduğunu savunur.

Kolların dönüş hızı , global desen hızı olarak tanımlanır . (Böylece, dönmekte olan belirli bir atalet dışı referans çerçevesi içinde , spiral kollar hareketsiz görünmektedir). Merkezden belirli bir mesafede , korotasyon yarıçapı, yıldızlar ve yoğunluk dalgaları birlikte hareket etseler de , kolların içindeki yıldızlar ille de sabit değildir . Bu yarıçap içinde yıldızlar sarmal kollardan daha hızlı hareket eder ( ) ve dışarıda yıldızlar daha yavaş hareket eder ( ). Bir için m sarmal -armed, yarıçapı bir yıldız R merkezi bir frekans ile yapı içinden hareket edecektir . Bir yıldız kolların içinden geçtiği frekans küçükse Yani, yıldızlar arasında çekim gücü sadece sarmal yapısını koruyabilir episiklik frekansta , yıldızın,. Bu, uzun ömürlü bir sarmal yapının yalnızca iç ve dış Lindblad rezonansı (sırasıyla ILR, OLR) arasında var olacağı anlamına gelir ve bunlar sırasıyla: ve şeklinde yarıçaplar olarak tanımlanır . OLR'yi geçtikten sonra ve ILR içinde, spiral kollardaki ekstra yoğunluk yıldızların episiklik hızından daha sık çeker ve bu nedenle yıldızlar "spiral yoğunluk artışını güçlendirecek" şekilde tepki veremez ve hareket edemezler. ${\ displaystyle \ Omega _ {gp}}$${\ displaystyle \ Omega _ {gp}}$${\ displaystyle R_ {c}}$${\ displaystyle \ Omega> \ Omega _ {gp}}$${\ displaystyle \ Omega <\ Omega _ {gp}}$${\ Displaystyle m (\ Omega _ {gp} - \ Omega (R))}$${\ displaystyle \ kappa (R)}$${\ displaystyle \ Omega (R) = \ Omega _ {gp} + \ kappa / m}$${\ displaystyle \ Omega (R) = \ Omega _ {gp} - \ kappa / m}$

• Medya oynatın

  Animasyon 1: Sarmal kollar katı kütle yoğunlaşmalarıysa, gökadanın sarmal yapısını korumak için merkezi etrafında bir bütün olarak dönmesi gerekir. Lindblad'ın gözlemine ve fizik kanunlarına göre durum böyle değil.

• Medya oynatın

  Animasyon 2: Lindblad'ın gözlemlediği gibi diferansiyel rotasyon, sabit kütle konsantrasyonlarından oluşan spiral kolları kısa sürede çözecektir.

• Medya oynatın

  Animasyon 3: Yoğunluk dalgası teorisinin öngördüğü yörüngeler, kararlı sarmal kolların varlığına izin verir. Yıldızlar galaksinin yörüngesinde dolaşırken sarmal kolların içine ve dışına hareket eder.

Diğer çıkarımlar

Satürn'ün A Halkasındaki sarmal yoğunluk dalgaları, yakındaki uydularla rezonanslar tarafından tetiklenir .

Yoğunluk dalgası teorisi, sarmal galaksiler hakkında yapılan bir dizi başka gözlemi de açıklar. Örneğin, " sarmal kolların iç kenarlarında HI bulutlarının ve toz bantlarının sıralaması, kollar boyunca genç, büyük yıldızların ve H II bölgelerinin varlığı ve diskin geri kalanında bol miktarda yaşlı, kırmızı yıldız" .

Gaz ve toz bulutları bir yoğunluk dalgasına girip sıkıştırıldığında, bazı bulutlar Jeans kriterini karşıladıkça yıldız oluşum hızı artar ve yeni yıldızlar oluşturmak için çökerler. Yıldız oluşumu hemen gerçekleşmediği için yıldızlar yoğunluk dalgalarının biraz gerisindedir. Oluşturulan sıcak OB yıldızları , yıldızlararası ortamın gazını iyonize eder ve H II bölgelerini oluşturur. Bununla birlikte, bu yıldızlar nispeten kısa ömürlere sahiptir ve yoğunluk dalgasını tamamen terk etmeden önce süreleri dolar. Daha küçük, daha kırmızı yıldızlar dalgayı terk eder ve galaktik disk boyunca dağılır.

Yoğunluk dalgaları aynı zamanda basınçlı gaz bulutları olarak tanımlanmıştır ve bu nedenle yıldız oluşumunu katalize eder.

Satürn'ün halkalarına uygulama

1970'lerin sonlarından başlayarak, Peter Goldreich , Frank Shu ve diğerleri, Satürn'ün halkalarına yoğunluk dalgası teorisini uyguladılar. Satürn'ün halkaları (özellikle A Halkası ), Lindblad rezonansları ve Satürn'ün uyduları ile dikey rezonanslar (sırasıyla) tarafından uyarılan çok sayıda spiral yoğunluk dalgası ve spiral bükme dalgaları içerir . Satürn'ün halkalarındaki sarmal dalgalar diskin kütlesine kıyasla çok büyük merkezi kütleye (Satürn'ün kendisi) bağlı olarak çok daha sıkı sarılsa da (Satürn'ün kendisi) fizik büyük ölçüde galaksilerle aynıdır. Cassini görev halka uyduları tarafından harekete çok küçük yoğunluk dalgaları ortaya Pan ve Atlas ve yüksek dereceden daha büyük bir ayı olan rezonanslar, hem de içerir ve bunların şekli nedeniyle değiştirilmesi, yörüngelere zamanla değişen dalgalar tarafından Janus ve Epimetös .

Ayrıca bakınız

Referanslar

Dış kaynaklar

• Giuseppe Bertin. 2000. Galaksilerin Dinamikleri. Cambridge: Cambridge University Press.
• Bertin, G. ve CC Lin. 1996. Galaksilerde Spiral Yapı: Yoğunluk Dalga Teorisi. Cambridge: MIT Press.
• CC Lin, Yuan, C., ve FH Shu, "Disk i Galaksilerin Spiral Yapısı III. Gözlemlerle Karşılaştırma" , Ap.J. 155, 721 (1969). (SCI)
• Yuan, C., "Yoğunluk Dalga Teorisinin Samanyolu Sisteminin Spiral Yapısına Uygulanması I. Nötr Hidrojenin Sistematik Hareketi" , Ap.J., 158, 871 (1969). (SCI)

Dış bağlantılar

• Britannica.com: Yoğunluk Dalga Teorisi (galaktik yapı)
• İnternet Bilim Ansiklopedisi: Yoğunluk Dalgası
• UOttawa FactGuru: Yoğunluk Dalga Teorisi