Astronomi

Toplama diskinin dönme yönüne ne karar verir?

Toplama diskinin dönme yönüne ne karar verir?



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.

Bu soruda okuduğum gibi, Protostar aşamasında oluşan yığılma diski nedeniyle gezegenler aynı düzlemde bulunur.
Ayrıca, gaz bulutundaki parçacıkların çarpışmasının, genel dönüşün sadece bir yönde olmasına neden olduğunu okudum. Ancak, yığılma diskinin çekirdeğin yönüne göre dönme yönüne ne karar verir?
(Bunun bazı temel koşullardan kaynaklanabileceğini düşünüyorum - belki de çekirdeğin döndüğü yön.)


Yıldız sistemleri türbülanslı gaz bulutlarından doğar. "Türbülans", farklı gaz parsellerinin farklı yönlerde hareket etmesi anlamına gelse de, bulutun bazı genel net açısal momentumu vardır. Genellikle bir bulut birden çok yıldız sistemini doğurur, ancak belirli bir sistemi oluşturan alt bölge bile net ve kaybolmayan (yani $ e0$) bir açısal momentuma sahiptir.

Zıt yönlerde hareket eden parseller çarpışacak ve sürtünme gazın enerji kaybetmesine neden olacak ve bulut büzülecektir. Sonunda, bir yönde hareket eden alt bulutlar, diğer yönlerde hareket eden alt bulutları "kazanacak", öyle ki her şey aynı yönde hareket edecek ve orijinal açısal momentumu (eksi, örneğin jetler aracılığıyla püskürtülenler hariç) korunacaktır.

Bu, merkezdeki yıldızın çevresel diskle aynı yönde döneceği ve genel olarak daha sonra oluşan gezegenlerin de sadece yıldızın aynı yönde yörüngesinde değil, aynı zamanda kendi yörüngeleri etrafında da aynı yönde döneceği anlamına gelir. eksenler. buna denir ilerleme rotasyonu. Ancak bazen cisimler arasındaki çarpışmalar bir gezegenin veya asteroidin ters yönde dönmesine neden olabilir. buna denir retrograd rotasyon Venüs ve Uranüs için de geçerlidir.


Toplama diskinin dönüşü görecelidir. Her şeyin zirvesini Kuzey olarak kabul ediyoruz. Peki ya zirve Güney olsaydı. Perspektife bağlıdır. Kuzeyden bakıldığında saat yönünde dönen bir şey, güneyden bakıldığında saat yönünün tersine dönecektir.


Değişken hızlara sahip bir grup gaz parçacığından oluşan ilk gaz bulutunun bir açısal momentumu vardır. Bunun açısal momentumu genellikle sıfıra eşit olmayacaktır, bu nedenle bulut birleştikçe ortaya çıkan yığılma diski bir dönüşe sahip olacaktır.


Simülasyonlar, kara delik toplama disk hizalaması ile mücadele ediyor

Bir kara deliğin bugüne kadarki en ayrıntılı bilgisayar simülasyonları, sonunda, bir deliğin toplanma diskinin en içteki bölgelerini doğruladı; tekilliğin yörüngesinde dönen ve sonunda –'e düşen çevreleyen gaz ve toz, deliğinkiyle aynı hizada. 8217s ekvatoru. Bu açık görünse de, ikna edici bir şekilde çözülmesi kırk yıldan fazla sürdü.

Northwestern Üniversitesi, Amsterdam Üniversitesi ve Oxford Üniversitesi'nden hesaplamalı astrofizikçiler, büyük miktarda veriyi daha verimli bir şekilde işlemek için grafik işleme birimlerini veya GPU'ları kullanarak başarıya ulaştılar.

Ekip, bir yığılma diskinin dış bölgeleri eğik kalabilirken, en içteki bölgenin kara deliğin ekvatoruyla aynı hizada olduğunu ve iki bölgeyi birbirine bağlayan pürüzsüz bir “eğilme” olduğunu buldu. 1975'te Jim Bardeen ve Jacobus Petterson, dönen bir kara deliğin, bilgisayar simülasyonlarının tam olarak ortaya çıkardığı gibi, ekvator düzlemi ile hizalı iç bölge ile sonuçlanacağını savundu.

Yeni araştırmanın eş lideri Northwestern'den Alexander Tchekhovskoy, "Bardeen-Petterson hizalamasının bu çığır açan keşfi, astrofizik camiasını kırk yıldan fazla bir süredir rahatsız eden bir soruna son veriyor" dedi. "Kara deliğin etrafındaki bu ayrıntılar küçük görünebilir, ancak bir bütün olarak (ev sahibi) galakside olanları büyük ölçüde etkilerler. Kara deliklerin ne kadar hızlı döndüğünü ve sonuç olarak karadeliklerin tüm galaksileri üzerinde ne gibi etkileri olduğunu kontrol ediyorlar.”

Amsterdam Üniversitesi'nde araştırmacı ve sonuçları özetleyen bir makalenin ilk yazarı olan Matthew Liska, simülasyonların yalnızca 40 yıllık bir sorunu çözmekle kalmadığını, aynı zamanda tipik düşüncenin aksine, bunun mümkün olduğunu gösterdiklerini söyledi. en parlak yığılma disklerini tam genel görelilikte simüle etmek.

"Bu, parlak yığılma disklerini çevreleyen daha da önemli sorunları çözeceğini umduğum yeni nesil simülasyonların önünü açıyor."

Simüle edilmiş bir kara deliğin görüntüsü ve şimdiye kadarki en ince simülasyon olan 0.03 en boy oranına sahip eğik bir yığılma diski. Görüntü, diskin iç bölgelerinin, 40 yıldan daha uzun bir süre önce tahmin edildiği gibi dönen kara deliğin ekvatoruyla aynı hizada olduğunu gösteriyor. Resim: Liska/Tchekhovskoy ve diğerleri

Kara delikler, yoğun kütleçekimleri radyasyonun kaçmasını engellediği için doğrudan gözlemlenemez. Ancak bir yığılma diskindeki gaz, bir kara deliğin etrafında dönerken, elektromanyetik spektrum boyunca yayılırken ve astronotlara deliğin yerçekiminin etkilerine doğrudan bir bakış sağlarken, muazzam sıcaklıklara kadar ısıtılır.

Toplanma diskleri, bir kara deliğin ne kadar hızlı büyüdüğünü ve ne kadar hızlı döndüğünü kontrol eder.

Tchekhovskoy, "Hizalama, yığılma disklerinin kara deliklerini nasıl döndürdüğünü etkiler." Dedi. “Yani bir kara deliğin dönüşünün zaman içinde nasıl geliştiğini etkiler ve ev sahibi galaksilerin evrimini etkileyen çıkışları başlatır.”

Şimdiye kadar simülasyonlar, iki temel nedenden dolayı Bardeen-Petterson hizalamasını tespit edemeyecek kadar basitleştirildi. Bir kara deliğe yakın, yığılma diskindeki malzeme, deliğin dönüşünün uzay-zaman dokusunu büktüğü bir ortamda daha yüksek göreli hızlarda hareket ediyor. Ayrıca manyetik etkiler de rol oynar.

Liska ve Tchekhovskoy, yükseklik-yarıçap oranı 0,03 olan son derece ince bir yığılma diskini modellemelerine izin veren yeni hesaplama teknikleri geliştirdiler. Kara deliğin yanında öngörülen hizalamayı hemen gördüler.

Tchekhovskoy, "Daha önce simüle edilen en ince disklerin yükseklik-yarıçap oranı 0,05'ti ve tüm ilginç şeylerin 0,03'te gerçekleştiği ortaya çıktı." Dedi. "Kimse bu disklerden bu kadar hafif kalınlıklarda jet üretilmesini beklemiyordu. İnsanlar, bu jetleri üreten manyetik alanların bu gerçekten ince diskleri parçalayacağını umuyorlardı. Ama oradalar. Ve bu aslında gözlemsel gizemleri çözmemize yardımcı oluyor.”


Toplama diskinin dönme yönüne ne karar verir? - Astronomi

Kara deliklerin etrafındaki yığılma diskleri neden düzdür?

Toplama disklerinin düz olmasının iki temel nedeni vardır:

  1. Toplanma diskini besleyen malzeme genellikle kara deliğin etrafında dönen ve dolayısıyla zaten düz bir düzlemde bulunan gazdan gelir ve
  2. Biriktirme diski verimli bir şekilde soğuyabilir, bu nedenle gazın başladığı düz düzlemden dışarı çıkmasına neden olabilecek fazla ısıya sahip değildir.

Bu iki nokta aşağıda daha ayrıntılı olarak tartışılmaktadır.

(1) ile ilgili olarak, yıldız kütleli kara delikler (yani normal bir yıldızdan evrimleşmiş bir kara delik) söz konusu olduğunda, toplanma diskine giren malzeme genellikle kara deliğin etrafında yörüngede olan bir yoldaş yıldızdan gelir. Galaksi merkezlerindeki süper kütleli karadelikler söz konusu olduğunda, malzeme genellikle galaksinin merkezi etrafındaki yörüngede bulunan gazdan gelir. Yani her iki durumda da maddenin açısal momentumu vardır - yani, merkezi kara deliğin etrafında belirli bir yönde hareket eder ve yerçekimi kuvveti onu belirli bir düzlemde bir daire içinde döndürür. Yerçekimi, bu düzlemin "üstündeki" veya "altındaki" herhangi bir malzemeyi düzlemin içine çekme eğiliminde olacaktır ve bir kez düzlemde olduğunda, yerçekimi onu kolayca kara deliğe çekemez çünkü yerçekimi kuvvetinin çoğu malzemeyi sallamak için kullanılır. bir daire içinde. Böylece sonuç, kara delikten büyük mesafelere uzanan düz bir yığılma diskidir.

Ancak, hikayenin tamamı bu değil. Bir yığılma diskindeki malzeme düz bir düzlemde başlasa bile, yeterince sıcaksa bu düzlemin dışına genişleyebilir. Bunun nedeni, sıcak bir gazın soğuk olandan daha fazla basınca sahip olmasıdır, bu nedenle ısındıkça, onu düz düzleme çeken yerçekimi kuvvetine karşı koyacak ve dolayısıyla genişleyecektir. Verimli bir şekilde soğuyabilen (enerjisinin çoğunu ışık şeklinde yayarak) bir disk bu nedenle ince kalacaktır ve bu, doğada gördüğümüz bazı toplanma diskleri için geçerlidir. Bununla birlikte, bazı toplama disklerinin aslında vardır nispeten kalın, çünkü verimli bir şekilde soğuyamıyorlar. Bu, toplanma diskindeki enerjinin çoğu elektronlar yerine protonlar tarafından tutulduğunda meydana gelebilir, çünkü protonlar elektronlardan daha zor ışık yayarlar. Diske çok miktarda malzeme akarken de olabilir. Bu malzeme beraberinde çok fazla enerji taşır ve bu enerji diskin ısınmasına ve genişlemesine neden olur.

Bu sayfa en son 27 Haziran 2015 tarihinde güncellenmiştir.

Yazar hakkında

Dave Rothstein

Dave, Cornell'de galaksimizdeki kara deliklerin birikmesini incelemek için kızılötesi ve X-ışını gözlemleri ve teorik bilgisayar modelleri kullanan eski bir yüksek lisans öğrencisi ve doktora sonrası araştırmacıdır. Ayrıca sitenin eski sürümü için geliştirmenin çoğunu yaptı.


Kara Delikler Filmlerde Nasıl Kullanılır?

Demek istediğim, John Cusack'in harika kullanarak spagetti 2012 Kıyamet grafikleri çok mu soruluyor? Beyaz Saray'ın üzerinde ortaya çıkması imkansız bir uzaylı uzay aracı yerine, neden binayı tuğla tuğla parçalara ayıracak kadar çok gelgit kayması üreten bir kara delik kullanmıyorsunuz? Oh, ve sonra kara deliğin içine emilen tüm madde göreli hızlara mı hızlanıyor, bir X-ışını geğiren yığılma diski yaratıyor, güneş sistemini gezegenimizin geri püskürttüğü kütle enerjisiyle aydınlatıyor mu? Film izleyicileri bunun üzerine tam bir kıyamet kopacak!

Ya da onu şık bir zamanda yolculuk cihazı olarak kullanabiliriz.

*Bunu Graph Jam'de gördüm, bir kıkırdadım. Daha fazla bilimkurgu kara delik lütfen!


Bir Kara Deliğin Dönüşü Nasıl Ölçülür (Sanatçı Konsepti)

Kara delikler, muazzam yerçekimi, evrenimizi şekillendiren kumaş olan uzay-zamanı çarpıtıp bükebilen muazzam nesnelerdir. Einstein'ın genel görelilik kuramının sonuçları olan bu etkiler, ışığın uzay-zamanda seyahat ederken bükülmesine neden olur. Araştırmacılar, karadeliklerin yakınında materyalden akan X-ışınlarında bu ışık bozulmalarını arayarak, dönme hızları hakkında bilgi edinebilirler.

Bu çizelge, kara deliklerin dönüş hızlarını belirlemek için temel modeli göstermektedir. Üç sanatçının konsepti, farklı dönüş türlerini temsil eder: bir yığılma diski olarak adlandırılan deliğe düşen madde diskinin kara deliğin ters yönünde hareket ettiği retrograd rotasyon ve diskin döndüğü yerde prograd rotasyon. kara delik ile aynı yönde.

Bir kara delik ne kadar hızlı dönerse, toplanma diski ona o kadar yakın olabilir - Einstein'ın görelilik teorisinin bir başka sonucu.

Bilim adamları, bir yığılma diskinin iç kenarının bir kara deliğe ne kadar yaklaştığını, X-ışını ışığını farklı renkler veya enerjilerden oluşan bir spektruma bölerek değerlendirir. Üç döndürme senaryosu için ortaya çıkan spektrumlar sağda gösterilmektedir. Keskin tepe noktası, yığılma diskinde dolaşan demir atomlarından gelen X-ışını radyasyonudur. Son sırada olduğu gibi, yığılma diski kara deliğe yakınsa, demirden gelen X-ışını renkleri kara deliğin muazzam yerçekimi tarafından yayılacaktır. Demir özelliğin yayılma derecesi, "kırmızı kanat" olarak adlandırılan bir fenomen, yığılma diskinin kara deliğe ne kadar yakın olduğunu ortaya çıkarır. Bu mesafe kara deliğin dönüşüne bağlı olduğundan, dönüş hızı daha sonra belirlenebilir.

NASA'nın 3 ila 79 kiloelektron volt (keV) aralığındaki enerjiyle X-ışını radyasyonunu yakalayan Nükleer Spektroskopik Teleskop Dizisi (NuSTAR) ile yapılan gözlemlerden önce, bu model belirsizliğini koruyordu. Avrupa Uzay Ajansı'nın 0.1 ila 10 keV aralığında X-ışını ışığı gören XMM-Newton teleskopu ile birlikte, gözlemevleri modelin doğru olduğunu gösterebildiler. Verileri, demir özelliğinin, yerçekimi etkilerinin değil, yalnızca araya giren emici bulutların bir sonucu olarak çarpık görünmesi olasılığını dışladı.


Dönen bir kara deliğin etrafındaki göreli bir yığılma diskinin spektrumu

BHSPEC, Xspec Spektral Uydurma Paketi için ilave tablo modeli olarak uygulanan bir spektral uydurma modelidir. Verileri enterpolasyon yoluyla sığdırmak için kullanılan büyük bir tablolu yapay spektrum ızgarasından oluşur. Halihazırda model, parametre uzayının farklı ancak örtüşen bölgelerini kapsayan birden çok dosyadan oluşmaktadır.

Yapay spektrumları üretme yöntemimiz Davis ve ark. (2005, ApJ, 621, 372) ve Davis & Hubeny (ApJ'ye sunulmuştur). Spektrumlar, Xspec'te halihazırda uygulanmış olan KERRBB modeline benzer tamamen göreli toplama disk modellerine dayanmaktadır. KERRBB ve BHSPEC arasındaki temel fark, disk yüzeyindeki emisyonun işlenmesidir. KERRBB, izotropik emisyon veya analitik uzuv karartma profili ile renk düzeltmeli bir kara cisim reçetesi kullanır. BHSPEC, dikey yapıyı ve ışınım aktarımını kendi kendine tutarlı bir şekilde hesaplamak için yıldız atmosferi benzeri disk halkaları hesaplamalarını kullanır. Bu hesaplamalardan elde edilen spektrumlar, ilgilenilen parametrelerde tablo haline getirilir ve daha sonra enterpolasyon yoluyla belirli bir yarıçaptaki spektrumları hesaplamak için kullanılır.

BHSPEC modeli aşağıdaki gibi parametrelendirilir: (parametrelerin ve bunların sıralanmasının dosyadan dosyaya biraz değişebileceğini unutmayın)

    log(M/Msun), kara deliğin güneş kütlesi birimleri cinsinden kütlesi.

HEASARC işe alıyor! - Astrofizik araştırmasının teknik yönlerinde önemli deneyime ve ilgiye sahip bir bilim insanının Greenbelt, MD'deki NASA Goddard Uzay Uçuş Merkezi'ndeki (GSFC) HEASARC'ta çalışması için başvurular artık kabul edilmektedir. Tüm ayrıntılar için AAS İş kaydına bakın.


Dönen kara delik hızla dönen jetlere sahiptir

U.Va.'dan Craig Sarazin de dahil olmak üzere gökbilimciler, bir kara deliğin etrafındaki bölgelerden neredeyse ışık hızında fırlayan ve hızla yön değiştiren (dakikalar veya saatler) jetler keşfettiler. Jetlerin bu yeniden yönelimi, Einstein'ın Genel Görelilik Teorisi tarafından tahmin edilen bir etki olan Mercek-Thirring Presesyon'dan kaynaklanmaktadır. Bu etkinin dönen bir kara deliğin yakınında meydana gelmesi bekleniyor ve dönen kara deliğin, dönerken etrafındaki alanı ve zamanı sürüklemesi neden oluyor. Bunun bir kara delik etrafında meydana gelen Mercek-Thirring Presesyonunun ilk doğrudan gözlemi olduğuna inanılıyor. Kara delik bir malzeme diski (bir toplama diski) ile çevrilidir. Bu yığılma diskinin dönüşü ve kara deliğin dönüşü yanlış hizalanmıştır. Toplanma diskinin iç kısmı, kara deliğin çok güçlü yerçekiminin bir sonucu olarak sallanıyor (“önceden ilerliyor”). Bu yalpalama, yavaşlayan bir topacınkine benzer, ancak bu durumda Einstein'ın teorisinin öngördüğü gibi, dönen kara delikten uzay ve zamanın çarpıtılmasından kaynaklanmaktadır.

Kara delik, oldukça romantik olmayan adı V404 Cygni olan ikili yıldız sisteminin bir parçasıdır. Öncü jetler, Karayipler'deki Virgin Adaları'ndan Hawaii'ye kadar Amerika Birleşik Devletleri'ne yayılmış on radyo teleskopundan oluşan bir ağ olan Çok Uzun Temel Dizisi (VLBA) ile radyo emisyonunda gözlemlendi. VLBA, merkezi U.Va'da bulunan Ulusal Radyo Astronomi Gözlemevi (NRAO) tarafından işletilmektedir. gerekçesiyle.

Bu araştırma 29 Nisan Pazartesi günü dergide yayınlandı. Doğa. Araştırma, aslen Charlottesville'de James Miller-Jones (başlangıçta NRAO'da bir bilim adamı, şimdi Perth, Avustralya'daki Curtin Üniversitesi'nde profesör), Greg Sivakoff (başlangıçta bir yüksek lisans öğrencisi ve U.Va'da doktora sonrası) tarafından tasarlanan bir projenin parçasıdır. ., şimdi Edmonton, Kanada'daki Alberta Üniversitesi'nde profesör) ve Sarazin.

Şekil, ikili sistem, toplama diski ve ön işleme jetleri için bir model üzerine bindirilmiş V404 Cygni kara deliğinden radyo emisyonunu göstermektedir.


Jetlere dik olan geniş düz diske dikkat edin. Bu, kara deliğe dönen gazdır. Hiçbir şeyin kaçamayacağı gerçek swartzchild yarıçapı nispeten çok küçüktür ve bu bulutun merkezindedir. Diskteki gaz kara deliğe doğru hızlandığında daha yoğun, daha sıcak olur ve bu gazın çoğu yüksek hızda çarpışır. Bunların hepsi olay ufkunun dışında gerçekleştiğinden, bu gazın bir kısmı dönme ekseninde fırlamak için yeterli hız kazanır. Çok daha fazla gaz emilir. Çarpışan sıcak gazlar ışık, radyo ve olay ufkunun dışında olduğu için kaçan x-ışınları üretir.

Niteliksel açıklamamda teknik hatalar olabilir, ancak anlaşılır hale getirmesi gerekir. Kilit nokta, hiçbir şeyin kaçamayacağı tek zaman, ışık ve parçacıkların belirli bir mesafeye girmesidir. Olay ufku, ışığın kaçamaması için ne kadar yaklaşması gerektiğini belirler. Daha yavaş kütle parçacıkları çok daha uzakta sıkışıp kalır.

… kara delikler yıldızlarla aynı yerçekimine sahiptir …

Çünkü bir kara deliğin etrafındaki yerçekimi, herhangi bir sıradan yıldızın etrafındaki ile aynıdır.

(Dışında çok olay ufkunun yakınında, dikkat çekici bir "çerçeve sürükleme" var - ancak bu, gazı içeri çekmez, yalnızca daha hızlı döndürür.)

Bir kara deliğin etrafındaki boş uzay için "Schwarzchild metriği", güneşin etrafındaki boş uzayla aynıdır - sadece güneşin yüzeyi değil boş uzay, böylece Schwarzchild metriği güneşin yüzeyinde durur ve yerini başka bir şey alır.

Güneşi göremeseydik (mesela çevresinde büyük bir kutu olsaydı), o zaman orada güneş yerine bir kara delik olup olmadığını bilemezdik. Uyduların ve kuyruklu yıldızların yollarına bakmamak bile bir farklılık göstermez.

Güneşe yakın yörüngede dönen gazın ona "emilmesi" için hiçbir neden yoktur - yörüngede dönmeye devam eder, değil mi?

(Aslında, çarpışmalar vb. yoluyla enerji kaybederdi, bu yüzden çok yavaş yavaş düşerdi.)

Bir kara deliğin yörüngesindeki gaz aynı olurdu - yalnızca kademeli enerji kaybı onu oldukça yavaş bir şekilde sarmal yapar (düşmez).

O halde neden sarı gaz yakındaki yıldızdan ayrılıp resimdeki kara deliğe doğru kıvrılıyor?

Mars'ın atmosferinin çoğunu kaybetmesi ve Dünya'nın atmosferik hidrojeninin çoğunu kaybetmesiyle aynı nedenle - ortalamadan daha enerjik olan gaz Mars'tan veya Dünya'dan veya sarı yıldızdan kaçabilir ve bunu yaptığında gidecektir. bir sonraki en büyük nesneyi (çekilmek yerine) yörüngeye oturtun.

Dünyada sadece hidrojen bunu yapacak kadar hafiftir (sanırım).

Sarı gaz gazı sıcak olduğu için kaçar ve yörünge kara delik çünkü… iyi, çünkü orada!

Aynı şey, o kara delikle aynı kütleye sahip herhangi bir yıldız için de olurdu.


Yazar bilgileri

Bağlantılar

Astrofizik Merkezi, GuangZhou Üniversitesi, Guangzhou, Çin

Şanghay Astronomik Gözlemevi, Çin Bilimler Akademisi, Şanghay, Çin

Xi Chen, Zhi-Qiang Shen ve Bin Li

Radyo Astronomi Ana Laboratuvarı, Çin Bilimler Akademisi, Pekin, Çin

Xi Chen, Zhi-Qiang Shen ve Bin Li

Ural Federal Üniversitesi, Ekaterinburg, Rusya

Andrej M. Sobolev ve Sergey Parfenov

Ulusal Astronomik Gözlemevleri, Çin Bilim Akademisi, Pekin, Çin

SKA Organizasyonu, Jodrell Bank Gözlemevi, Macclesfield, Birleşik Krallık

Doğa Bilimleri Okulu, Tazmanya Üniversitesi, Hobart, Tazmanya, Avustralya

Hartebeesthoek Radyo Astronomi Gözlemevi, Krugersdorp, Güney Afrika

Batı Ontario Üniversitesi, Londra, Ontario, Kanada

Hollanda Radyo Astronomi Enstitüsü, Dwingeloo, Hollanda

Ulusal Radyo Astronomi Gözlemevi, Charlottesville, VA, ABD

Crystal Brogan ve Todd R. Hunter

Astronomik Bilimler Bölümü, SOKENDAI (İleri Araştırmalar Yüksek Lisans Üniversitesi), Tokyo, Japonya

Mizusawa VLBI Gözlemevi, Japonya Ulusal Astronomik Gözlemevi (NAOJ), Tokyo, Japonya

Tomoya Hirota ve Koichiro Sugiyama

Max Planck Astronomi Enstitüsü, Heidelberg, Almanya

Max Planck Radyo Astronomi Enstitüsü, Bonn, Almanya

Tayland Ulusal Astronomik Araştırma Enstitüsü (Kamu Kuruluşu), Chiang Mai, Tayland

Thüringer Landessternwarte, Tautenburg, Almanya

Astronomi ve Uzay Bilimleri Okulu, Nanjing Üniversitesi, Nanjing, Çin

Bu yazarı PubMed Google Scholar'da da arayabilirsiniz.

Bu yazarı PubMed Google Scholar'da da arayabilirsiniz.

Bu yazarı PubMed Google Scholar'da da arayabilirsiniz.

Bu yazarı PubMed Google Scholar'da da arayabilirsiniz.

Bu yazarı PubMed Google Scholar'da da arayabilirsiniz.

Bu yazarı PubMed Google Scholar'da da arayabilirsiniz.

Bu yazarı PubMed Google Scholar'da da arayabilirsiniz.

Bu yazarı PubMed Google Scholar'da da arayabilirsiniz.

Bu yazarı PubMed Google Scholar'da da arayabilirsiniz.

Bu yazarı PubMed Google Scholar'da da arayabilirsiniz.

Bu yazarı PubMed Google Scholar'da da arayabilirsiniz.

Bu yazarı PubMed Google Scholar'da da arayabilirsiniz.

Bu yazarı PubMed Google Scholar'da da arayabilirsiniz.

Bu yazarı PubMed Google Scholar'da da arayabilirsiniz.

Bu yazarı PubMed Google Scholar'da da arayabilirsiniz.

Bu yazarı PubMed Google Scholar'da da arayabilirsiniz.

Bu yazarı PubMed Google Scholar'da da arayabilirsiniz.

Bu yazarı PubMed Google Scholar'da da arayabilirsiniz.

Bu yazarı PubMed Google Scholar'da da arayabilirsiniz.

Katkılar

X.C. ve A.M.S. ilk makaleyi yazdı, verileri elde etti ve azalttı ve ilk gözlem önerilerini yönetti. Z.-Y.R. maser noktaları için kinematik model analizini gerçekleştirdi. S.P., ustalar için pompalama modeli hesaplamalarını gerçekleştirdi. S.L.B., S.P.E. Z.-Q.S. ve B.L. VLA ve TMRT'nin ilk gözlem önerisinde yer aldılar ve makalenin geliştirilmesine yardımcı oldular. G.C.M., W.B., C.B., T.H., T.R.H., H.L., K.M., K.S., B.S., Y.G. ve X.Z. M2O grubunun üyeleridir ve metnin geliştirilmesine yardımcı olmuştur.

Ilgili yazarlar


Videoyu izle: Falu kommunfullmäktige 17 juni 2021 (Eylül 2022).