Archive for the ‘Physics&Astronomy’ Category

厘米尺度尘埃的低速碰撞

七月 31, 2011

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:1102.4441

老实说,凭直觉很难想像那些岩石状的小行星是通过碰撞逐渐长大的。行星子是由小尘埃汇聚而成的吗?即便两个尘埃碰撞后其中一个获得了质量,获得的这部分质量是不是紧紧附着的?会不是下次轻轻一碰就被碰掉?

有没有可能在超新星爆发的时候形成行星子呢?

一个样品4.1g,SiO2,压实,体积填充因子约0.5。

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快速盘吸积和原恒星演化的初条件

七月 17, 2011

http://arxiv.org/abs/1106.3343

小质量原恒星的大部分物质可能是通过一阵一阵的短期快速盘吸积得来的,但直到不久前只假定了恒定或慢变的吸积。

在低温吸积极限,原恒星可能比以前认为的小很多。这会让它们显得小。但本文作者认为快速盘吸积不大可能是冷的。原因有二:观测表明快盘吸积的原恒星半径大;理论表明高吸积率的原恒星盘热且厚。热盘能加热中间的恒星。

原恒星的初始半径可能会有较大变化,这会影响年龄的确定。

吸积 -> 收缩 【需要知道收缩开始时的半径】

很久以前的研究表明对太阳来说初始半径不过主序半径的几倍而已。

这半径对吸积阶段获得的热能敏感。

流体动力学模拟通常假定简单的能量方程。因此多数计算假定了某种初始质量和半径,以及内流率,以分辨出吸积流和热输运。

最自洽的处理假定了球对称内流。但很可能原恒星的大部分质量来自盘吸积。可是盘的结构依赖于粘滞输运的细节。

为了绕过这个难题,把盘吸积热能当成自由参数。与球对称吸积一致,基本上是由于D聚变的开始。

这些研究假定了慢变的吸积率。但实际上未必如此。

快盘吸积可否在冷极限处理?恐怕不行。

快盘吸积能导致原恒星的膨胀而非收缩?

恒星磁球将盘截断?但没观测到吸积激波辐射和磁球内流的迹象。主要的发射线只是外流(蓝移吸收)。

吸积光度L_{\rm acc} = \frac{GM_\ast\dot{M}}{2R_\ast}

在快速冷吸积阶段,吸积光度比中心星体的光度大几个量级。要让冷吸积成立,则不能有太多的吸积能量进入恒星。

快速吸积的物质掉进恒星会加热恒星,这些物质挡光也会加热恒星,这些物质的辐射也会加热恒星。

在这个半径内盘变得热,因而厚:

R_T\sim13\left(\frac{M}{0.3M_\odot}\right)^{0.33}\left(\frac{\dot{M}}{10^{-5}M_\odot\ yr^{-1}}\right)^{0.42}\left(\frac{\alpha}{0.1}\right)^{-0.25}

CO的解吸附

七月 13, 2011

1994A%26A…287..633G

可能的机制:光,宇宙线,反应热,尘埃碰撞,光诱导尘埃爆炸

本文:振动能量对解吸附的贡献;CO分子吸附在硅上。

振动能可能来自:吸收红外光,可见光或紫外光的激发,放热反应

方法:经典轨迹技术;尘埃被近似为一个等效谐振子链;推广的Langevin方法。

三个势能:伸缩能,短程物理吸附势,以及整个尘埃的振动能

只考虑垂直于尘埃表面方向的运动

势能函数取为Morse振子形式。

物理吸附势能假定为0.2eV

解哈密顿方程

加耗散

用不同的初态跑多遍

振动能不高的时候,解吸附率很小

单转折点轨迹

尘埃化学和气相化学对CH3OCHO及其异构体的贡献

七月 13, 2011

http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ…728…71L

最可行的方案:加热阶段的尘埃基团反应;但定性或定量都还不够。

本工作增加了两个新的气相反应。

还探究了尘埃上甲醇光解分支比有何影响。

发现增加的两个气相反应不改变CH3OCHO及其异构体的相对丰度,但光解分支比的改变和加热阶段时标的调整可以解释Sgr B2(N)中观测到的比值。

年轻星体中的冰化学:金属丰度的角色

七月 13, 2011

http://adsabs.harvard.edu/abs/2011MNRAS.411L..36O

不同金属丰度环境(银河,Z(LMC)=0.5Z(Sun),Z(SMC)=0.2Z(Sun))下大质量YSO的包层中的三种主要冰成份(水,CO,CO2)。

用的是Spitzer-IRS and VLT/ISAAC。

水和CO2在所有麦哲伦目标中探测到。CO在SMC中没有探测到。

相对银河的高光度YSO,LMC中的CO和CO2丰度都增强了。

鉴于两者同时增强,这不像是由于以前说的CO2的产出在高温下较多导致的。

作者认为其实是LMC YSO中水的柱密度相对降低了;这是强UV辐射场和低尘气比的后果。水的雪线往里退缩了。

SMC中环境更恶劣,CO2的柱密度有所降低。

SMC中CO的低密度和高尘埃温度阻止了CO的凝聚。

LMC: CO2/H2O~0.32

Galaxy: CO2/H2O~0.2

SMC: smaller

银河系中探测CO2需要的Av至少是4。

相对水,CO冰对遮蔽更敏感。探测CO冰需要的Av最少是6。对于相同的消光,即相同的尘埃量,低金属丰度要求较高的密度,而较高的密度会让凝聚度提高。

湍动星际介质中暂态团块的演化与寿命

七月 4, 2011

astro-ph链接

蒸发、不稳定性、湍动可以在短时期内(与声学/Alfven时标比)破坏和碎化团块。处于引力不稳状态的核应在更短的时标内(<10^5年)碎化和塌缩。这些短时标与观测不符,且会让大质量恒星没法形成。

分子云多半处于超音速湍动中。尽管引力是团块收缩和恒星形成的主要原因,云的尺度与质量分布可能主要由湍动本身决定。MHD模拟能够再现观测到的密度和柱密度分布:大尺度云和致密核的密度比10^{2-4}

塌缩时标很短,湍流耗散时标也短。

本文:团块在激波和湍动扩散的作用下如何生存。理想MHD模拟,无引力。Godunov scheme, HLL Riemann solver.

GMC积累物质的时标L/v_L\sim10^7年。这个过程中GMC可能被恒星形成和演化过程消散。

结论

  1. 质量越大的团块,越磁化。
  2. 团块的寿命主要取决于大尺度汇聚流,而不是声学时标。
  3. 团块寿命正比于其柱密度。

Icarus计划:与目标恒星相关的考虑

七月 4, 2011

astro-ph链接

Icarus

这个计划的目标是发射一艘星际航船对一颗近邻恒星及其行星系统进行现场考察。本文谈的是目标恒星的选取问题。

最重要的两点是:

  • 航船必须尽快到达目标,不能超过一百年,快些更好。
  • 航船主要依靠核聚变推进。

这两点结合起来意味着目标恒星最远不应超过15光年。航行器速度将达到光速的15%。

还有一个要求是航行器能对多种目标恒星进行研究。无论如何,越近越好。

距太阳15光年内大概有56颗恒星,处于38个恒星系统中。参见RECONS近邻星表。

科学目标(按优先顺序由低到高排列):

  1. 在路上对本地星际介质的研究,以及用Icarus作为一个观测站进行物理和天体物理研究;

  2. 对目标恒星的研究;

  3. 行星(包括行星的卫星以及小行星)研究;

  4. 天体生物、系外生物研究,宜居(或已居)行星/卫星。

已知距太阳15光年内拥有行星的恒星 (参见Jean Schneider的百科)

\varepsilon Eridani

GJ674

Cumming et al. 发现10.5%的类太阳恒星拥有巨行星。

拥有低质量行星的恒星的比例约34%。

\alpha Centauri系统的考虑。前往这颗恒星的路径经过了多样化的星际介质,而当地又有不同种类的恒星。

狭义相对论

七月 3, 2011

狭义相对论

一套关于时间、空间、运动的基础物理理论。其基本前提是:所有惯性系中的物理规律相同,且光速在所有惯性系中都是同一个值。第二条似与直觉相悖,但有充分的实验基础。基于这些假设可以推导出不同惯性系对同一事件的描述的变换关系。基于这些变换关系可得出“同时的相对性”、“动钟变慢”、“动尺收缩”等与直觉不符的结论;但“与直觉不符”不表明相对论有问题,因为这些效应只在速度接近光速的时候才显著。相对论对低速现象的描述与牛顿所创立的古典力学一致,而后者不能正确描述接近光速的现象。迄今为止基于狭义相对论的预言都与实验吻合。

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宇宙起源

七月 3, 2011

常见的说法是宇宙起源于一次大爆炸。但我更倾向于这么说:

一百多亿年以前,宇宙就像一锅热汤,一片混沌。我们都知道热胀冷缩的道理,与此类似,炽热的宇宙也会快速膨胀。这锅热汤在膨胀的过程中逐渐冷却下来,慢慢变得清澈,同时各种天体结构涌现出来,最终形成了太阳系这样拥有行星的恒星系统,而其中最幸运的那些行星上产生了生命,甚至演化出智慧生物比如人类。这些过程的细节大部分都不是完全搞清楚了;当代天体物理的任务就是要弄清这些细节。