Astronomie

Sind im sichtbaren Spektrum Bugschocks zu sehen?

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Werden irgendwelche der Bilder von Bogenschocks aus sichtbarem Licht erzeugt oder sind sie alle aus Infrarotlicht? Während ich zwei der bekannteren Bilder einfüge, bezieht sich meine Frage auf einen bekannten Bogenstoß.


LL Orionis

Zeta Ophiuchi

Bildquelle-Wilipedia


Ich bin zwar kein Experte in diesem Thema, aber ich war neugierig auf diese Frage und habe mich selbst damit beschäftigt. Leider konnte ich nur eine ziemlich schwache Antwort finden.

Die gleiche Wikipedia-Seite, von der Sie die Bilder erhalten haben, enthält diese Zeile,

Bugschocks sind auch bei Herbig Haro-Objekten üblich, bei denen ein viel stärkerer kollimierter Ausfluss von Gas und Staub aus dem Stern mit dem interstellaren Medium wechselwirkt und helle Bugschocks erzeugt, die bei optischen Wellenlängen sichtbar sind.

Aber es wird nicht zitiert. Vielleicht sollte es ein [Zitat erforderlich] haben. Dieser Satz verlinkt auf diese Seite über das Herbig Haro-Objekt, die eine zitierte Zeile enthält,

HH-Objekte, die mit sehr jungen Sternen oder sehr massereichen Protosternen verbunden sind, werden bei optischen Wellenlängen oft durch die Gas- und Staubwolke, aus der sie entstehen, unsichtbar gemacht. Das dazwischenliegende Material kann die visuelle Größe bei optischen Wellenlängen um Zehner- oder sogar Hunderter-Faktoren verringern. Solche tief eingebetteten Objekte können nur bei Infrarot- oder Radiowellenlängen beobachtet werden.

Die Antwort auf Ihre Frage scheint mir also zu sein, dass nein, Bilder von Bugstoßdämpfern im sichtbaren Licht werden nicht erstellt, weil das sichtbare Licht des Bugstoßdämpfers uns aufgrund von Hindernissen nicht erreichen kann.

Ich verstehe, dass eine Antwort, die auf 2 Wikipedia-Seiten als Quelle basiert, nach den Standards dieser Site ziemlich schwach ist und dass diese Herbig Haro-Objekte nicht die einzigen im Universum sind, die Bogenschocks erzeugen, und daher besteht die Möglichkeit, dass sichtbare Bogenschocks um andere herum auftreten Objekte existieren können. Ich hoffe, diese Antwort inspiriert einen Experten zu einer Antwort, die dieses grüne Häkchen verdient.


Astrophysikalische Schockphänomene im Labor reproduziert

Ein Beispiel für einen interstellaren kollisionslosen Schock ist auf diesem Foto eines Bugschocks im Orionnebel zu sehen. Bildnachweis: NASA und das Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Riesige interstellare Ereignisse, bei denen Wolken geladener Materie ineinander rasen und hochenergetische Teilchen ausspucken, wurden jetzt im Labor mit hoher Genauigkeit reproduziert. Die Arbeit von MIT-Forschern und einem internationalen Team von Kollegen soll dazu beitragen, langjährige Streitigkeiten darüber zu lösen, was genau bei diesen gigantischen Schocks passiert.

Viele der größten Ereignisse, wie die expandierende Materieblase, die von einer Supernova nach außen rast, beinhalten ein Phänomen, das als kollisionsloser Schock bezeichnet wird. Bei diesen Wechselwirkungen werden die Gas- oder Plasmawolken so verdünnt, dass sich die meisten der beteiligten Teilchen tatsächlich verfehlen, aber dennoch elektromagnetisch oder auf andere Weise interagieren, um sichtbare Stoßwellen und Fäden zu erzeugen. Diese hochenergetischen Ereignisse waren bisher schwer unter Laborbedingungen zu reproduzieren, die denen in einer astrophysikalischen Umgebung entsprechen, was zu Meinungsverschiedenheiten unter Physikern über die bei diesen astrophysikalischen Phänomenen wirksamen Mechanismen führte.

Nun ist es den Forschern gelungen, kritische Zustände dieser kollisionslosen Erschütterungen im Labor zu reproduzieren, was eine detaillierte Untersuchung der Prozesse ermöglicht, die innerhalb dieser riesigen kosmischen Smashups ablaufen. Die neuen Erkenntnisse werden in der Zeitschrift beschrieben Physische Überprüfungsschreiben, in einem Artikel von Chikang Li, Senior Research Scientist am MIT Plasma Science and Fusion Center, fünf weiteren am MIT und 14 weiteren auf der ganzen Welt.

Praktisch alle sichtbare Materie im Universum liegt in Form von Plasma vor, einer Art Suppe aus subatomaren Teilchen, in der negativ geladene Elektronen frei mit positiv geladenen Ionen schwimmen, anstatt in Form von Atomen miteinander verbunden zu sein. Die Sonne, die Sterne und die meisten Wolken interstellaren Materials bestehen aus Plasma.

Die meisten dieser interstellaren Wolken sind extrem schwach und haben eine so geringe Dichte, dass echte Kollisionen zwischen ihren einzelnen Teilchen selten sind, selbst wenn eine Wolke mit extremen Geschwindigkeiten, die viel schneller als 1.000 Kilometer pro Sekunde sein können, in eine andere prallt. Trotzdem kann das Ergebnis eine spektakulär helle Stoßwelle sein, die manchmal viele strukturelle Details zeigt, einschließlich langer nachlaufender Filamente.

Astronomen haben herausgefunden, dass viele Veränderungen an diesen Schockgrenzen stattfinden, wo physikalische Parameter "springen", sagt Li. Aber die Mechanismen, die bei kollisionsfreien Schocks ablaufen, zu entschlüsseln, war schwierig, da die Kombination aus extrem hohen Geschwindigkeiten und niedrigen Dichten auf der Erde schwer zu erreichen ist.

Während früher kollisionsfreie Schocks vorhergesagt wurden, war der erste, der in den 1960er Jahren direkt identifiziert wurde, der Bugschock, der vom Sonnenwind gebildet wird, einem schwachen Strom von Teilchen, der von der Sonne ausgeht, wenn er auf das Erdmagnetfeld trifft. Bald wurden viele solcher Schocks von Astronomen im interstellaren Raum erkannt. Aber in den Jahrzehnten danach "gab es viele Simulationen und theoretische Modellierungen, aber es fehlten an Experimenten", um zu verstehen, wie die Prozesse funktionieren, sagt Li.

Li und seine Kollegen fanden einen Weg, die Phänomene im Labor nachzuahmen, indem sie in der OMEGA-Laseranlage der University of Rochester mit einem Satz von sechs leistungsstarken Laserstrahlen einen Jet aus Plasma niedriger Dichte erzeugten und auf eine dünne wandiger Polyimid-Plastikbeutel, gefüllt mit Wasserstoffgas geringer Dichte. Die Ergebnisse reproduzierten viele der detaillierten Instabilitäten, die im Weltraum beobachtet wurden, und bestätigten damit, dass die Bedingungen eng genug übereinstimmen, um eine detaillierte Untersuchung dieser schwer fassbaren Phänomene aus der Nähe zu ermöglichen. Eine Größe, die als mittlere freie Weglänge der Plasmateilchen bezeichnet wird, sei viel größer als die Breiten der Stoßwellen, sagt Li und erfülle damit die formale Definition eines kollisionsfreien Stoßes.

An der Grenze des im Labor erzeugten kollisionslosen Schocks stieg die Dichte des Plasmas dramatisch an. Das Team war in der Lage, die detaillierten Auswirkungen sowohl auf der stromaufwärts als auch stromabwärts gelegenen Seite der Schockfront zu messen, was es ihnen ermöglichte, die Mechanismen zu unterscheiden, die an der Energieübertragung zwischen den beiden Wolken beteiligt sind . Die Ergebnisse stimmen mit einer Reihe von Vorhersagen überein, die auf dem sogenannten Fermi-Mechanismus basieren, sagt Li, aber es sind weitere Experimente erforderlich, um einige andere vorgeschlagene Mechanismen endgültig auszuschließen.

„Zum ersten Mal konnten wir die Struktur wichtiger Teile des kollisionsfreien Stoßes direkt vermessen“, sagt Li. "Die Leute verfolgen das seit mehreren Jahrzehnten."

Die Forschung zeigte auch, wie viel Energie genau auf Teilchen übertragen wird, die die Stoßgrenze passieren, wodurch sie auf Geschwindigkeiten beschleunigt werden, die einen erheblichen Bruchteil der Lichtgeschwindigkeit ausmachen und so genannte kosmische Strahlung erzeugen. Ein besseres Verständnis dieses Mechanismus "war das Ziel dieses Experiments, und das haben wir gemessen", sagt Li und stellt fest, dass sie ein vollständiges Spektrum der Energien der durch den Schock beschleunigten Elektronen erfasst haben.

„Dieser Bericht ist der neueste Teil einer transformativen Reihe von Experimenten, über die seit 2015 jährlich berichtet wird, um eine tatsächliche astrophysikalische Stoßwelle zum Vergleich mit Weltraumbeobachtungen zu emulieren“, sagt Mark Koepke, Physikprofessor an der West Virginia University und Vorsitzender des Omega Laser Facility User Group, die nicht an der Studie beteiligt war. "Computersimulationen, Weltraumbeobachtungen und diese Experimente verstärken die physikalischen Interpretationen, die unser Verständnis der Teilchenbeschleunigungsmechanismen bei kosmischen Ereignissen mit hoher Energiedichte wie dem durch Gammastrahlen-Burst induzierten Ausströmen von relativistischem Plasma voranbringen."


Inhalt

Das erste HH-Objekt wurde Ende des 19. Jahrhunderts von Sherburne Wesley Burnham beobachtet, als er den Stern T Tauri mit dem 36-Zoll (910 mm)-Refraktionsteleskop am Lick-Observatorium beobachtete und einen kleinen Nebelfleck in der Nähe bemerkte. [1] Es wurde angenommen, dass es sich um einen Emissionsnebel handelt, der später als Burnham-Nebel bekannt wurde und nicht als eigenständige Objektklasse anerkannt wurde. [2] Es wurde festgestellt, dass T Tauri ein sehr junger und veränderlicher Stern ist und der Prototyp der Klasse ähnlicher Objekte ist, die als T Tauri-Sterne bekannt sind und noch keinen Zustand des hydrostatischen Gleichgewichts zwischen Gravitationskollaps und Energieerzeugung durch Kernfusion erreicht haben in ihren Zentren. [3] Fünfzig Jahre nach Burnhams Entdeckung wurden mehrere ähnliche Nebel mit fast sternähnlichem Aussehen entdeckt. Sowohl Haro als auch Herbig machten in den 1940er Jahren unabhängige Beobachtungen mehrerer dieser Objekte im Orionnebel. Herbig untersuchte auch Burnhams Nebel und stellte fest, dass er ein ungewöhnliches elektromagnetisches Spektrum mit markanten Emissionslinien von Wasserstoff, Schwefel und Sauerstoff aufwies. Haro fand heraus, dass alle Objekte dieser Art im Infrarotlicht unsichtbar waren. [2]

Nach ihren unabhängigen Entdeckungen trafen sich Herbig und Haro im Dezember 1949 auf einer Astronomie-Konferenz in Tucson, Arizona. Herbig hatte den von ihm entdeckten Objekten zunächst wenig Aufmerksamkeit geschenkt, da er sich hauptsächlich mit den nahen Sternen beschäftigt hatte, aber als er Haros Erkenntnisse hörte, führte er aus genauere Studien über sie. Der sowjetische Astronom Viktor Ambartsumian gab den Objekten ihren Namen (Herbig-Haro-Objekte, normalerweise abgekürzt als HH-Objekte) und schlug aufgrund ihres Vorkommens in der Nähe junger Sterne (einige hunderttausend Jahre alt) vor, dass sie ein frühes Stadium in der Entstehung darstellen könnten von T Tauri Sternen. [2] Studien der HH-Objekte zeigten, dass sie stark ionisiert waren, und frühe Theoretiker spekulierten, dass es sich um Reflexionsnebel handelt, die tief im Inneren heiße Sterne mit geringer Leuchtkraft enthalten. Aber das Fehlen von Infrarotstrahlung von den Nebeln bedeutete, dass es keine Sterne in ihnen geben konnte, da diese reichlich Infrarotlicht emittiert hätten. 1975 stellte der amerikanische Astronom R. D. Schwartz die Theorie auf, dass Winde von T-Tauri-Sternen bei der Begegnung Schocks im umgebenden Medium erzeugen, was zur Erzeugung von sichtbarem Licht führt. [2] Mit der Entdeckung des ersten protostellaren Jets in HH 46/47 wurde klar, dass HH-Objekte tatsächlich schockinduzierte Phänomene sind, bei denen Stöße von einem kollimierten Jet von Protosternen angetrieben werden. [2] [4]

Sterne entstehen durch den Gravitationskollaps interstellarer Gaswolken. Wenn der Kollaps die Dichte erhöht, nimmt der Strahlungsenergieverlust aufgrund der erhöhten Opazität ab. Dadurch wird die Temperatur der Wolke erhöht, wodurch ein weiterer Kollaps verhindert wird, und es stellt sich ein hydrostatisches Gleichgewicht ein. Gas fällt in einer rotierenden Scheibe weiter in Richtung des Kerns. Der Kern dieses Systems wird als Protostar bezeichnet. [5] Ein Teil des Akkretionsmaterials wird entlang der Rotationsachse des Sterns in zwei Strahlen aus teilweise ionisiertem Gas (Plasma) ausgestoßen. [6] Der Mechanismus zur Erzeugung dieser kollimierten bipolaren Jets ist nicht vollständig verstanden, aber es wird angenommen, dass die Wechselwirkung zwischen der Akkretionsscheibe und dem stellaren Magnetfeld einen Teil des Akkretionsmaterials innerhalb weniger astronomischer Einheiten des Sterns von der Scheibe entfernt beschleunigt Flugzeug. Bei diesen Entfernungen ist der Ausfluss divergent und fächert sich in einem Winkel im Bereich von 10–30° auf, wird jedoch in Abständen von einigen zehn bis hunderten astronomischen Einheiten von der Quelle zunehmend kollimiert, da seine Ausdehnung eingeschränkt ist. [7] [8] Die Jets tragen auch den überschüssigen Drehimpuls ab, der durch die Akkretion von Material auf den Stern entsteht, der sonst dazu führen würde, dass der Stern zu schnell rotiert und zerfällt. [8] Wenn diese Jets mit dem interstellaren Medium kollidieren, erzeugen sie die kleinen Flecken heller Emission, die HH-Objekte umfassen. [9]

Elektromagnetische Emission von HH-Objekten wird verursacht, wenn ihre zugehörigen Stoßwellen mit dem interstellaren Medium kollidieren und so genannte "terminale Arbeitsflächen" erzeugen. [10] Das Spektrum ist kontinuierlich, weist aber auch intensive Emissionslinien neutraler und ionisierter Spezies auf. [6] Spektroskopische Beobachtungen der Dopplerverschiebungen von HH-Objekten zeigen Geschwindigkeiten von mehreren hundert Kilometern pro Sekunde, aber die Emissionslinien in diesen Spektren sind schwächer, als man von solchen Hochgeschwindigkeitskollisionen erwarten würde. Dies deutet darauf hin, dass sich ein Teil des Materials, mit dem sie kollidieren, ebenfalls entlang des Strahls bewegt, wenn auch mit geringerer Geschwindigkeit. [11] [12] Spektroskopische Beobachtungen von HH-Objekten zeigen, dass sie sich mit Geschwindigkeiten von mehreren hundert Kilometern pro Sekunde von den Quellsternen entfernen. [2] [13] In den letzten Jahren hat die hohe optische Auflösung des Hubble-Weltraumteleskops die Eigenbewegung (Bewegung entlang der Himmelsebene) vieler HH-Objekte bei Beobachtungen im Abstand von mehreren Jahren offenbart. [14] [15] Wenn sie sich vom Mutterstern entfernen, entwickeln sich HH-Objekte erheblich und variieren in ihrer Helligkeit auf Zeitskalen von einigen Jahren. Einzelne kompakte Knoten oder Klumpen innerhalb eines Objekts können aufhellen und verblassen oder ganz verschwinden, während neue Knoten sichtbar wurden. [8] [10] Diese entstehen wahrscheinlich aufgrund der Präzession ihrer Jets, [16] [17] zusammen mit den pulsierenden und intermittierenden Eruptionen ihrer Muttersterne. [9] Schnellere Jets holen frühere langsamere Jets ein, wodurch die sogenannten "inneren Arbeitsflächen" entstehen, an denen Gasströme kollidieren und Stoßwellen und daraus resultierende Emissionen erzeugen. [18]

Die Gesamtmasse, die von Sternen ausgestoßen wird, um typische HH-Objekte zu bilden, wird auf eine Größenordnung von 10 −8 bis 10 −6 M . geschätzt pro Jahr, [16] eine sehr kleine Menge an Material im Vergleich zur Masse der Sterne selbst [19], die jedoch etwa 1–10% der Gesamtmasse der Quellsterne in einem Jahr ausmacht. [20] Der Massenverlust nimmt tendenziell mit zunehmendem Alter der Quelle ab. [21] Die in HH-Objekten beobachteten Temperaturen liegen typischerweise bei etwa 9.000–12.000 K, [22] ähnlich denen, die in anderen ionisierten Nebeln wie H II-Regionen und planetarischen Nebeln gefunden werden. [23] Die Dichten hingegen sind höher als in anderen Nebeln und reichen von einigen Tausend bis einigen Zehntausend Partikeln pro cm 3 , [22] im Vergleich zu einigen Tausend Partikeln pro cm 3 in den meisten H II Regionen und planetarische Nebel. [23]

Die Dichten nehmen auch ab, wenn sich die Quelle im Laufe der Zeit entwickelt. [21] HH-Objekte bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium, die etwa 75% bzw. 24% ihrer Masse ausmachen. Etwa 1% der Masse von HH-Objekten besteht aus schwereren chemischen Elementen, darunter Sauerstoff, Schwefel, Stickstoff, Eisen, Kalzium und Magnesium. Die Häufigkeiten dieser Elemente, die aus den Emissionslinien der jeweiligen Ionen bestimmt werden, ähneln im Allgemeinen ihren kosmischen Häufigkeiten. [19] Es wird angenommen, dass viele chemische Verbindungen, die im umgebenden interstellaren Medium vorkommen, aber nicht im Quellenmaterial vorhanden sind, wie Metallhydride, durch schockinduzierte chemische Reaktionen entstanden sind. [7] Etwa 20–30% des Gases in HH-Objekten werden in der Nähe des Quellsterns ionisiert, aber dieser Anteil nimmt mit zunehmender Entfernung ab. Dies impliziert, dass das Material im polaren Jet ionisiert wird und rekombiniert, wenn es sich vom Stern entfernt, anstatt durch spätere Kollisionen ionisiert zu werden. [22] Schocken am Ende des Strahls kann einiges Material reionisieren, was zu hellen "Kappen" führt. [6]

HH-Objekte werden ungefähr in der Reihenfolge ihrer Identifizierung benannt. HH 1/2 ist die frühesten zu identifizierenden Objekte. [24] Inzwischen sind mehr als tausend Einzelobjekte bekannt. [7] Sie sind immer in sternbildenden H II-Regionen vorhanden und werden oft in großen Gruppen gefunden. [9] Sie werden typischerweise in der Nähe von Bok-Kugeln (dunkle Nebel, die sehr junge Sterne enthalten) beobachtet und gehen oft von ihnen aus. Mehrere HH-Objekte wurden in der Nähe einer einzigen Energiequelle gesehen, die eine Reihe von Objekten entlang der Linie der Polarachse des Muttersterns bilden. [7] Die Zahl der bekannten HH-Objekte hat in den letzten Jahren rasant zugenommen, aber das ist nur ein sehr kleiner Teil der geschätzten bis zu 150.000 in der Milchstraße, [25] von denen die überwiegende Mehrheit zu weit entfernt ist, um sie zu sein behoben. Die meisten HH-Objekte liegen innerhalb von etwa einem Parsec von ihrem Mutterstern. Viele werden jedoch mehrere Parsec entfernt gesehen. [21] [22]

HH 46/47 befindet sich etwa 450 Parsec (1.500 Lichtjahre) von der Sonne entfernt und wird von einem Klasse-I-Protostern-Binärsystem angetrieben. Der bipolare Jet prallt mit einer Geschwindigkeit von 300 Kilometern pro Sekunde in das umgebende Medium und erzeugt zwei Emissionskappen, die etwa 2,6 Parsec (8,5 Lichtjahre) voneinander entfernt sind. Der Jet-Ausfluss wird von einem 0,3 Parsec (0,98 Lichtjahre) langen molekularen Gasausfluss begleitet, der vom Jet selbst mitgerissen wird. [7] Infrarotstudien des Spitzer-Weltraumteleskops haben eine Vielzahl chemischer Verbindungen im molekularen Abfluss gezeigt, darunter Wasser (Eis), Methanol, Methan, Kohlendioxid (Trockeneis) und verschiedene Silikate. [7] [26] HH 34 liegt etwa 460 Parsec (1.500 Lichtjahre) entfernt in der Molekülwolke Orion A und wird von einem hochkollimierten bipolaren Jet erzeugt, der von einem Klasse-I-Protostern angetrieben wird. Die Materie im Jet bewegt sich mit etwa 220 Kilometern pro Sekunde. Auf den gegenüberliegenden Seiten der Quelle befinden sich zwei helle Bogenschocks, die durch etwa 0,44 Parsec (1,4 Lichtjahre) getrennt sind, gefolgt von einer Reihe schwächerer in größeren Entfernungen, was den gesamten Komplex etwa 3 Parsec (9,8 Lichtjahre) ausmacht. lange. Der Jet ist in der Nähe der Quelle von einem 0,3 Parsec (0,98 Lichtjahre) langen schwachen molekularen Ausfluss umgeben. [7] [27]

Die Sterne, von denen HH-Jets emittiert werden, sind allesamt sehr junge Sterne, einige Zehntausend bis etwa eine Million Jahre alt. Die jüngsten von ihnen sind immer noch Protosterne, die sich aus ihren umgebenden Gasen sammeln. Astronomen teilen diese Sterne in die Klassen 0, I, II und III ein, je nachdem, wie viel Infrarotstrahlung die Sterne aussenden. [28] Eine größere Menge an Infrarotstrahlung impliziert eine größere Menge an kühlerem Material, das den Stern umgibt, was darauf hindeutet, dass er noch koalesziert. Die Nummerierung der Klassen ergibt sich, weil Objekte der Klasse 0 (die jüngsten) erst entdeckt wurden, nachdem die Klassen I, II und III definiert waren. [29] [28]

Objekte der Klasse 0 sind nur wenige tausend Jahre alt und so jung, dass sie in ihren Zentren noch keine Kernfusionsreaktionen durchlaufen. Stattdessen werden sie nur durch die potentielle Gravitationsenergie angetrieben, die freigesetzt wird, wenn Material auf sie fällt. [30] Sie enthalten meist molekulare Abflüsse mit geringen Geschwindigkeiten (weniger als hundert Kilometer pro Sekunde) und schwachen Emissionen in den Abflüssen. [17] Die Kernfusion hat in den Kernen von Objekten der Klasse I begonnen, aber Gas und Staub fallen immer noch aus dem umgebenden Nebel auf ihre Oberflächen, und der größte Teil ihrer Leuchtkraft wird durch Gravitationsenergie verursacht. Sie sind im Allgemeinen noch in dichte Staub- und Gaswolken gehüllt, die ihr gesamtes sichtbares Licht verdecken und daher nur bei Infrarot- und Radiowellenlängen beobachtet werden können. [31] Abflüsse aus dieser Klasse werden von ionisierten Spezies dominiert und die Geschwindigkeiten können bis zu 400 Kilometer pro Sekunde betragen. [17] Das Einfallen von Gas und Staub ist in Klasse-II-Objekten (klassische T-Tauri-Sterne) weitgehend beendet, aber sie sind immer noch von Staub- und Gasscheiben umgeben und erzeugen schwache Ausströmungen mit geringer Leuchtkraft. [17] Klasse-III-Objekte (Weak-line-T-Tauri-Sterne) haben nur Spuren ihrer ursprünglichen Akkretionsscheibe. [28]

Ungefähr 80% der Sterne, die HH-Objekte hervorbringen, sind Doppel- oder Mehrfachsysteme (zwei oder mehr Sterne, die sich umkreisen), was ein viel höherer Anteil ist als bei Sternen mit geringer Masse auf der Hauptreihe. Dies könnte darauf hindeuten, dass Doppelsysteme mit größerer Wahrscheinlichkeit Jets erzeugen, die HH-Objekte hervorbringen, und es gibt Hinweise darauf, dass die größten HH-Ausflüsse gebildet werden könnten, wenn Mehrsternsysteme zerfallen. [32] Es wird angenommen, dass die meisten Sterne aus mehreren Sternensystemen stammen, aber dass ein beträchtlicher Teil dieser Systeme aufgrund von Gravitationswechselwirkungen mit nahen Sternen und dichten Gaswolken zerstört wird, bevor ihre Sterne die Hauptreihe erreichen. [32] [33]

Das erste und derzeit einzige (Stand Mai 2017) große Herbig-Haro-Objekt um einen protobraunen Zwerg ist HH 1165, das mit dem protobraunen Zwerg Mayrit 1701117 verbunden ist. HH 1165 hat eine Länge von 0,8 Lichtjahren (0,26 Parsec) und befindet sich in der Nähe des Sigma-Orionis-Clusters. Zuvor wurden nur kleine Mini-Jets (≤0,03 Parsec) um protobraune Zwerge herum gefunden. [34] [35]

HH-Objekte, die mit sehr jungen Sternen oder sehr massereichen Protosternen verbunden sind, werden bei optischen Wellenlängen oft durch die Gas- und Staubwolke, aus der sie entstehen, unsichtbar gemacht. Das dazwischenliegende Material kann die visuelle Größe bei optischen Wellenlängen um Zehner- oder sogar Hunderter-Faktoren verringern. Solche tief eingebetteten Objekte können nur bei Infrarot- oder Radiowellenlängen beobachtet werden, [36] normalerweise in den Frequenzen von heißem molekularem Wasserstoff oder warmer Kohlenmonoxid-Emission. [37] In den letzten Jahren haben Infrarotbilder Dutzende von Beispielen für "Infrarot-HH-Objekte" enthüllt. Die meisten sehen aus wie Bugwellen (ähnlich den Wellen an der Spitze eines Schiffes) und werden daher normalerweise als molekulare "Bugschocks" bezeichnet. Die Physik von Infrarot-Bogenschocks kann ähnlich wie die von HH-Objekten verstanden werden, da diese Objekte im Wesentlichen gleich sind – Überschallschocks, die von kollimierten Jets von den entgegengesetzten Polen eines Protosterns angetrieben werden. [38] Lediglich die Bedingungen im Jet und in der umgebenden Wolke sind unterschiedlich und verursachen eher Infrarotemission von Molekülen als optische Emission von Atomen und Ionen. [39] Im Jahr 2009 wurde das Akronym "MHO" für Molecular Hydrogen Emission-Line Object für solche Objekte, die im nahen Infrarot entdeckt wurden, von der International Astronomical Union Working Group on Designations genehmigt und in deren Online-Referenz aufgenommen Wörterbuch der Nomenklatur der Himmelsobjekte. [38] Der MHO-Katalog enthält über 2000 Objekte.


Sind Bogenstoßdämpfer im sichtbaren Spektrum zu sehen? - Astronomie

MEHRERE SPACECRAFT BOW SHOCK CROSSINGS DATENBANK

Der Bugschock der Erde stellt die äußerste Grenze zwischen der vom Erdmagnetfeld beeinflussten Region des Georaums und dem weitgehend ungestörten interplanetaren Medium dar, das von der Sonne ausströmt. Seit vielen Jahren wird diese Grenze von Satelliten in der Erdumlaufbahn überschritten. Wir haben eine über das Internet zugängliche Datenbank von Bow Shock Crossings von IMP 8, Geotail, Magion-4 und Cluster zusammengestellt, um statistische Studien und Kreuzvergleiche zwischen Satelliten zu erleichtern. Weitere Einzelheiten zu den Quellen und dem geplanten Erfassungsbereich dieser Daten sind unten aufgeführt.
Die zugrunde liegenden ASCII-Dateien sind ftp-zugänglich. Die primäre Ausgabe dieser Schnittstelle ist eine Zeile pro Bogenstoßüberquerung, die Parameter enthält, die in den Feldern ganz links unten ausgewählt sind, und mit Parametern, die alle benutzerdefinierten Bereiche auf der rechten Seite erfüllen. Die Ausgabe wird zuerst nach Raumfahrzeug und dann nach Zeit sortiert, es sei denn, der Benutzer gibt unten eine alternative Sortierung an. Eine Ausgabeoption für ein Streudiagramm ist ebenfalls verfügbar.
Die späteren Wörter (24-36) wurden bei SPDF berechnet. Die Zeitkennzeichnung wird in Fußnote 1 behandelt.

Bitte geben Sie Ihre Auswahl ein und klicken Sie dann auf das einreichen Knopf unter.


Titel: Eine Untersuchung für Hα-Pulsar-Bogenstoßdämpfer

Wir berichten über eine Untersuchung zur Emission von Hα-Bogenschocks in der Nähe von -detektierten energetischen Pulsaren. Diese Untersuchung fügt den sechs zuvor bestätigten Beispielen drei von Balmer dominierte Neutronenstern-Bogenschocks hinzu. Zusätzlich zum Schock um den Fermi-Pulsar PSR J1741–2054 berichten wir jetzt über Hα-Strukturen um zwei weitere -Strahlen-Pulsare, PSR J2030+4415 und PSR J1509–5850. Dies sind die ersten bekannten Beispiele von Hα-Nebeln mit vorionisierten Halos. Mit neuen Messungen zeigen wir, dass ein einfaches analytisches Modell die Winkelgröße und den Fluss der Bugstoßspitzen berücksichtigen kann. Insbesondere letzteres stellt eine neue Pulsarsonde dar und zeigt in mehreren Fällen große Trägheitsmomente und kleinere Abstände an als bisher angenommen. Insbesondere zeigen wir, dass der erneut gemessene Stoßfluss PSR J0437–4715 I = (1,7 ± 0,2) × 10/(f Sünde i) g cm. Wir leiten auch einen Abstand d ≈ 0,72 kpc für den nur -Strahlenpulsar PSR J2030+4415 und revidierte Abstände für die PSRs J1959+2048 (1,4 kpc) und J2555+6535 (∼1 kpc) ab, kleiner als die herkömmlichen DM-Schätzwerte . Schließlich berichten wir Obergrenzen für 94 zusätzliche LAT-Pulsare. Eine Schätzung der Sensitivität der Umfrage zeigt, dass für ein warmes neutrales Medium Füllfaktor φ ∼ 0.3 sollte es in unserer LAT-gezielten Untersuchung insgesamt ungefähr neun Hα-Bogenschocks geben, da jetzt sieben solcher Objekte bekannt sind, ein viel größeres φ scheint problematisch. « weniger


Die wahren Neuigkeiten über Ophiuchus: Es pflügt ein außer Kontrolle geratener Stern durch ihn

Der blaue Stern in der Mitte dieses Bildes ist Zeta Ophiuchi, ein außer Kontrolle geratener Stern, der durch das Sternbild Ophiuchus pflügt. Bildnachweis: NASA/JPL-Caltech/UCLA

Viele Leute scheinen sich über das “neue” Zeichen im Tierkreis, Ophiuchus, und die Nachricht, dass alle Sternzeichen nicht mehr mit den tatsächlichen Konstellationen synchron sind, zu wehren. Natürlich wussten *die meisten* von uns bereits, dass Nachrichten Jahrhunderte alt sind und dass der Tierkreis keinerlei Einfluss auf unser Leben hat und das hat er auch nie (die meisten Leser von Universe Today sowieso!). Nun zu einigen echten Neuigkeiten über Ophiuchus: NASA& #8217s Widefield Infrared Survey Explorer oder WISE hat einen massiven, außer Kontrolle geratenen Stern namens Zeta Ophiuchi gefunden, der in Ophiuchus durch eine Wolke aus Weltraumstaub pflügt. Das Ergebnis ist ein brillanter Bogenstoß, hier als gelber Bogen in diesem atemberaubenden neuen Bild zu sehen.

Zeta Ophiuchi ist eine große Mama mit einer etwa 20-fachen Masse unserer Sonne. In diesem Bild, in dem Infrarotlicht in sichtbare Farben übersetzt wurde, die wir mit unseren Augen sehen, erscheint der Stern als blauer Punkt im Bugstoßdämpfer.

Zeta Ophiuchi umkreiste einst einen noch kräftigeren Stern. Aber es war eine fatale Anziehungskraft. Als dieser Stern in einer Supernova explodierte, schoss Zeta Ophiuchi wie eine Kugel davon. Es fährt mit satten 24 Kilometern pro Sekunde (54.000 Meilen pro Stunde) und steuert auf den oberen linken Bereich des Bildes zu.

Während der Stern durch den Weltraum rast, drücken seine starken Winde Gas und Staub aus seinem Weg und in einen sogenannten Bugschock. Das Material im Bugdämpfer ist so komprimiert, dass es mit Infrarotlicht leuchtet, das WISE sehen kann. Der Effekt ähnelt dem, was passiert, wenn ein Boot durch Wasser rast und eine Welle vor sich her schiebt.

Dieser Bugstoßdämpfer ist vollständig im sichtbaren Licht verborgen. Infrarotbilder wie dieses von WISE sind daher wichtig, um ein neues Licht auf die Region zu werfen.

Und das sind die wahren Neuigkeiten von Ophiuchus.

Aber wenn Sie die “echten” Daten von astrologischen Zeichen nach Astronomen (nicht Astrologen) wissen möchten, hier sind sie (mit freundlicher Genehmigung von Live Science, über Discovery Space — siehe diese beiden Links, wenn Sie die ganze Aufregung verpasst haben Sternzeichen ändern…):

Steinbock: 20. Januar bis Februar 16.
Wassermann: 16. Februar - 11. März
Fische: 11. März - 18. April
Widder: 18. April - 13. Mai
Stier: 13. Mai - 21. Juni
Zwillinge: 21. Juni - 20. Juli.
Krebs: 20. Juli-August. 10.
Löwe: Aug. 10. Sept. 16.
Jungfrau: 16. September-Oktober 30.
Waage: 30. Okt.-Nov. 23.
Skorpion: 23.-29. November.
Ophiuchus: 29. Nov.-Dez. 17.
Schütze: 17. Dez.-Jan. 20.


Infrarot-Gegenstücke

Herbig-Haro (HH)-Objekte, die mit sehr jungen Sternen oder sehr massereichen Protosternen in Verbindung stehen, werden bei optischen Wellenlängen oft durch die Gas- und Staubwolke, aus der sie sich bilden, unsichtbar gemacht. Dieses umgebende Geburtsmaterial kann bei optischen Wellenlängen eine Extinktion von Dutzenden oder sogar Hunderten von Größenordnungen erzeugen. Solche tief eingebetteten Objekte können nur bei Infrarot- oder Radiowellenlängen beobachtet werden, normalerweise im Licht von heißem molekularem Wasserstoff oder warmer Kohlenmonoxid-Emission.

In den letzten Jahren haben Infrarotbilder Dutzende von Beispielen von "Infrarot-HH-Objekten" enthüllt. Die meisten sehen aus wie Bugwellen (ähnlich den Wellen an der Spitze eines Segelschiffs) und werden daher normalerweise als molekulare "Bugschocks" bezeichnet. Wie HH-Objekte werden diese Überschallschocks von kollimierten Jets von den beiden Polen eines Protosterns angetrieben. Sie fegen oder "ziehen" das umgebende dichte molekulare Gas auf, um einen kontinuierlichen Materialfluss zu bilden, der als bipolarer Ausfluss bezeichnet wird. Infrarot-Bogenstoßdämpfer bewegen sich mit Hunderten von Kilometern pro Sekunde und erhitzen Gas auf Hunderte oder sogar Tausende von Grad. Da sie mit den jüngsten Sternen in Verbindung gebracht werden, bei denen die Akkretion besonders stark ist, werden Infrarot-Bogenschocks normalerweise mit stärkeren Jets in Verbindung gebracht als ihre optischen HH-Cousins.

Die Physik von Infrarot-Bogenschocks kann ähnlich wie die von HH-Objekten verstanden werden, da diese Objekte im Wesentlichen gleich sind - nur die Bedingungen im Jet und in der umgebenden Wolke sind unterschiedlich, wodurch Infrarotstrahlung von Molekülen und nicht von verursacht wird optische Emission von Atomen und Ionen .


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That’s Not a Comet, that’s a Star

If you take a quick look at the photograph with this story you’d think you’re looking at a comet. I’ve actually got it cut down the image a little to fit the website. To really see the full-sized version, check out this link. Well, that’s not a comet, it’s actually the star Mira, moving so fast through interstellar space that it’s leaving a tail behind.

Mira is an older, red giant star shedding massive amounts of material into space. As the star moves quickly through interstellar space, the particles slow down, and remain as a long tail stretching behind. In fact, this tail is 13 light-years long, or 20,000 times the average distance of Pluto from the Sun.

The image was captured by NASA’s Galaxy Evolution Explorer satellite, and the researchers announced their findings during a NASA press conference today. Their research will be published in the latest issue of the journal Nature.

Billions of years ago, Mira was probably quite similar to our own Sun. As it ran out of hydrogen fuel, the star swelled up, becoming an enormous red giant. It’s known as a variable red giant, and pulsates on a regular basis, puffing up its outer layers and brightening enough to be visible with the unaided eye. Eventually the star will run out of material, and settle down as a white dwarf star.

Since it’s traveling at 130 km/s (80 miles/s), all this material cast off by Mira builds up on the leading side it creates a bow shock in the front, where sloughed off gas is compressed as it encounters the interstellar winds. The compression causes the gas to heat up and blaze in the ultraviolet spectrum. This material then swirls around behind the star, creating a turbulent, tail-like wake. Since the tail is only visible in the ultraviolet spectrum, it took NASA’s Galaxy Evolution Explorer -which mainly observes in ultraviolet – to find it.


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