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एक युवा प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क या मलबे की डिस्क में बड़ी वस्तुओं (कुछ किलोमीटर चौड़ी) का एक दूसरे से टकराना कितना आम है?

एक युवा प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क या मलबे की डिस्क में बड़ी वस्तुओं (कुछ किलोमीटर चौड़ी) का एक दूसरे से टकराना कितना आम है?


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यदि गुरुत्वाकर्षण बलों को प्रोटो-स्टार के चारों ओर कक्षा में ग्रहों (प्रोटो-ग्रहों) के गठन की अनुमति देने के लिए पर्याप्त समय बीत चुका है, तो यह कितनी संभावना है कि उनमें से दो एक दूसरे के साथ टकराएंगे? यदि वे टकराते हैं, तो क्या आमने-सामने की टक्कर एक स्पष्ट टक्कर से अधिक होने की संभावना होगी?

ऐसी घटना का अवलोकनीय प्रभाव क्या होगा?


ग्रह निर्माण का युग, समय 20

खगोलविदों ने दूर के सितारों के चारों ओर कक्षा में लगभग 4,000 एक्सोप्लैनेट सूचीबद्ध किए हैं। हालांकि इन नई दुनिया की खोज ने हमें बहुत कुछ सिखाया है, फिर भी हम ग्रहों के जन्म के बारे में बहुत कुछ नहीं जानते हैं और सटीक ब्रह्मांडीय व्यंजनों के बारे में नहीं जानते हैं, जो कि तथाकथित गर्म सहित, पहले से ही खोले गए ग्रहों के पिंडों की विस्तृत श्रृंखला को जन्म देते हैं। ज्यूपिटर, विशाल चट्टानी दुनिया, बर्फीले बौने ग्रह, और - उम्मीद है कि किसी दिन जल्द ही - पृथ्वी के दूर के एनालॉग।

इन और अन्य पेचीदा सवालों के जवाब देने में मदद करने के लिए, खगोलविदों की एक टीम ने एएलएमए का पहला बड़े पैमाने पर, प्रोटोप्लानेटरी डिस्क, युवा सितारों के चारों ओर धूल और गैस के बेल्ट का उच्च-रिज़ॉल्यूशन सर्वेक्षण किया है।

हाई एंगुलर रेजोल्यूशन प्रोजेक्ट (DSHARP) में डिस्क सबस्ट्रक्चर के रूप में जाना जाता है, अटाकामा लार्ज मिलिमीटर / सबमिलिमीटर एरे (ALMA) के इस "बड़े प्रोग्राम" ने आस-पास के 20 प्रोटोप्लानेटरी डिस्क की आश्चर्यजनक, उच्च-रिज़ॉल्यूशन वाली छवियां प्राप्त की हैं और खगोलविदों को नई अंतर्दृष्टि दी है। उनमें विभिन्न प्रकार की विशेषताएं होती हैं और जिस गति से ग्रह उभर सकते हैं।

इस सर्वेक्षण के परिणाम के एक विशेष फोकस अंक में दिखाई देंगे एस्ट्रोफिजिकल जर्नल लेटर्स.

शोधकर्ताओं के अनुसार, इन अवलोकनों की सबसे सम्मोहक व्याख्या यह है कि बड़े ग्रह, आकार और संरचना में नेपच्यून या शनि के समान होने की संभावना है, वर्तमान सिद्धांत की तुलना में बहुत तेजी से बनते हैं। ऐसे ग्रह अपने सौर मंडल की बाहरी पहुंच में अपने मेजबान सितारों से जबरदस्त दूरी पर भी बनते हैं।

इस तरह के अनिश्चित गठन से यह समझाने में भी मदद मिल सकती है कि चट्टानी, पृथ्वी के आकार की दुनिया कैसे विकसित और विकसित होने में सक्षम है, अपनी अनुमानित आत्म-विनाशकारी किशोरावस्था से बचे।

हार्वर्ड-स्मिथसोनियन सेंटर फॉर के एक खगोलशास्त्री शॉन एंड्रयूज ने कहा, "इस महीने के लंबे अवलोकन अभियान का लक्ष्य प्रोटोप्लानेटरी डिस्क में संरचनात्मक समानताओं और मतभेदों की खोज करना था। एएलएमए की उल्लेखनीय तेज दृष्टि ने पहले अनदेखी संरचनाओं और अप्रत्याशित रूप से जटिल पैटर्न का खुलासा किया है।" एस्ट्रोफिजिक्स (CfA) और ALMA अवलोकन अभियान के एक नेता, राइस विश्वविद्यालय के एंड्रिया इसेला, चिली विश्वविद्यालय के लौरा Pérez, और हीडलबर्ग विश्वविद्यालय के कॉर्नेलिस डुलमॉन्ड के साथ। "हम विभिन्न द्रव्यमान के युवा सितारों के विस्तृत वर्गीकरण के आसपास अलग-अलग विवरण देख रहे हैं। इन अत्यधिक विविध, छोटे पैमाने की विशेषताओं की सबसे सम्मोहक व्याख्या यह है कि डिस्क सामग्री के साथ बातचीत करने वाले अदृश्य ग्रह हैं।"

ग्रह निर्माण के लिए अग्रणी मॉडल यह मानते हैं कि ग्रह एक प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क के अंदर धूल और गैस के क्रमिक संचय से पैदा होते हैं, जिसकी शुरुआत बर्फीले धूल के दानों से होती है, जो बड़े और बड़े चट्टानों का निर्माण करते हैं, जब तक कि क्षुद्रग्रह, ग्रह और ग्रह नहीं निकलते। इस पदानुक्रमित प्रक्रिया को प्रकट होने में कई लाखों वर्ष लगने चाहिए, यह सुझाव देते हुए कि प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क पर इसका प्रभाव पुराने, अधिक परिपक्व प्रणालियों में सबसे अधिक प्रचलित होगा। हालाँकि, बढ़ते सबूत इंगित करते हैं कि हमेशा ऐसा नहीं होता है।

ALMA के युवा प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क के शुरुआती अवलोकन, कुछ केवल लगभग दस लाख वर्ष पुराने, आश्चर्यजनक रूप से अच्छी तरह से परिभाषित संरचनाओं को प्रकट करते हैं, जिनमें प्रमुख छल्ले और अंतराल शामिल हैं, जो ग्रहों की पहचान प्रतीत होते हैं। खगोलविद शुरू में इन विशेषताओं को ग्रहों की क्रियाओं के रूप में बताने के लिए सतर्क थे क्योंकि अन्य प्राकृतिक प्रक्रिया चल रही हो सकती है।

स्नातक छात्र जेन हुआंग ने कहा, "युवा डिस्क की पहली उच्च-रिज़ॉल्यूशन छवियों में ग्रह निर्माण के संभावित हस्ताक्षर देखना आश्चर्यजनक था। यह पता लगाना महत्वपूर्ण था कि ये विसंगतियां थीं या डिस्क में वे हस्ताक्षर आम थे।" CfA में और अनुसंधान दल के एक सदस्य।

चूँकि खगोलविद जिन डिस्कों का अध्ययन कर सकते थे, उनका प्रारंभिक नमूना इतना छोटा था, हालाँकि, किसी भी व्यापक निष्कर्ष को निकालना असंभव था। यह हो सकता था कि खगोलविद असामान्य प्रणालियों का अवलोकन कर रहे थे। वे जिन विशेषताओं को देख रहे थे, उनके सबसे संभावित कारणों को निर्धारित करने के लिए विभिन्न प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क पर अधिक टिप्पणियों की आवश्यकता थी।

DSHARP अभियान को करीब 20 प्रोटोप्लानेटरी डिस्क के आसपास धूल कणों के अपेक्षाकृत छोटे पैमाने पर वितरण का अध्ययन करके ठीक ऐसा करने के लिए डिज़ाइन किया गया था। ये धूल के कण स्वाभाविक रूप से मिलीमीटर-तरंग दैर्ध्य प्रकाश में चमकते हैं, जिससे ALMA युवा सितारों के आसपास छोटे, ठोस कणों के घनत्व वितरण को ठीक से मैप करने में सक्षम होता है।

पृथ्वी से तारे की दूरी के आधार पर, ALMA कुछ खगोलीय इकाइयों के रूप में छोटी विशेषताओं को अलग करने में सक्षम था। (एक खगोलीय इकाई सूर्य से पृथ्वी की औसत दूरी है - लगभग 150 मिलियन किलोमीटर, जो स्टार सिस्टम के पैमाने पर दूरियों को मापने के लिए एक उपयोगी पैमाना है)। इन अवलोकनों का उपयोग करके, शोधकर्ता आस-पास के प्रोटोप्लानेटरी डिस्क की पूरी आबादी को चित्रित करने और उनकी एयू-स्केल सुविधाओं का अध्ययन करने में सक्षम थे।

शोधकर्ताओं ने पाया कि कई सबस्ट्रक्चर - गाढ़ा अंतराल, संकीर्ण छल्ले - लगभग सभी डिस्क के लिए सामान्य हैं, जबकि कुछ मामलों में बड़े पैमाने पर सर्पिल पैटर्न और चाप जैसी विशेषताएं भी मौजूद हैं। इसके अलावा, डिस्क और अंतराल अपने मेजबान सितारों से कुछ एयू से 100 एयू से अधिक दूरी पर मौजूद हैं, जो हमारे सूर्य से नेपच्यून की दूरी से तीन गुना अधिक है।

ये विशेषताएं, जो बड़े ग्रहों की छाप हो सकती हैं, बता सकती हैं कि कैसे चट्टानी पृथ्वी के आकार के ग्रह बनने और विकसित होने में सक्षम हैं। दशकों से, खगोलविदों ने ग्रह-निर्माण सिद्धांत में एक बड़ी बाधा को लेकर हैरान किया है: एक बार धूल भरे पिंड एक निश्चित आकार तक बढ़ जाते हैं - लगभग एक सेंटीमीटर व्यास - एक चिकनी प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क की गतिशीलता उन्हें अपने मेजबान तारे पर गिरने के लिए प्रेरित करेगी, कभी नहीं मंगल, शुक्र और पृथ्वी जैसे ग्रहों को बनाने के लिए आवश्यक द्रव्यमान प्राप्त करना।

धूल के घने छल्ले अब हम ALMA के साथ देखते हैं जो चट्टानी दुनिया के लिए पूरी तरह से परिपक्व होने के लिए एक सुरक्षित आश्रय का निर्माण करेगा। उनके उच्च घनत्व और धूल के कणों की सांद्रता डिस्क में गड़बड़ी पैदा करेगी, जिससे ऐसे क्षेत्र बनेंगे जहां ग्रहों के पास पूरी तरह से विकसित ग्रहों में विकसित होने के लिए अधिक समय होगा।

"जब एएलएमए ने एचएल ताऊ की अपनी प्रतिष्ठित छवि के साथ वास्तव में अपनी क्षमताओं का खुलासा किया, तो हमें आश्चर्य हुआ कि क्या यह एक बाहरी था क्योंकि डिस्क तुलनात्मक रूप से विशाल और युवा थी," Pérez ने कहा। "इन नवीनतम टिप्पणियों से पता चलता है कि, हालांकि हड़ताली, एचएल ताऊ असामान्य से बहुत दूर है और वास्तव में युवा सितारों के आसपास ग्रहों के सामान्य विकास का प्रतिनिधित्व कर सकता है।"

नेशनल रेडियो एस्ट्रोनॉमी ऑब्जर्वेटरी नेशनल साइंस फाउंडेशन की एक सुविधा है, जो एसोसिएटेड यूनिवर्सिटीज, इंक। द्वारा सहकारी समझौते के तहत संचालित है।

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प्लूटो के आकार की वस्तुओं के झुंड किशोर सूर्य जैसे तारे के चारों ओर धूल उड़ाते हैं

स्टार एचडी 107146 के आस-पास की धूल की एएलएमए छवि। डिस्क की बाहरी पहुंच में धूल आंतरिक क्षेत्रों की तुलना में अधिक मोटी होती है, यह सुझाव देती है कि प्लूटो-आकार के ग्रहों का झुंड छोटी वस्तुओं को एक साथ तोड़ रहा है। डिस्क के मध्य भाग में गहरे रंग की अंगूठी जैसी संरचना एक अंतराल का प्रमाण हो सकती है जहां एक ग्रह अपनी कक्षा को धूल से साफ कर रहा है। श्रेय: एल. रिक्की अल्मा (एनआरएओ/एनएओजे/ईएसओ) बी. सैक्सटन (एनआरएओ/एयूआई/एनएसएफ)

अटाकामा लार्ज मिलिमीटर/सबमिलिमीटर एरे (एएलएमए) का उपयोग करने वाले खगोलविदों ने हमारे अपने सूर्य के एक किशोर संस्करण के आसपास प्लूटो-आकार की वस्तुओं के पूरे परिवार के धूल भरे हॉलमार्क का पता लगाया होगा।

HD 107146 के नाम से जाने जाने वाले तारे के चारों ओर प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क का विस्तृत अवलोकन करके, खगोलविदों ने डिस्क की बाहरी पहुंच में मिलीमीटर आकार के धूल के कणों की एकाग्रता में अप्रत्याशित वृद्धि का पता लगाया। यह आश्चर्यजनक वृद्धि, जो उल्लेखनीय रूप से मेजबान तारे से लगभग 13 बिलियन किलोमीटर दूर शुरू होती है, प्लूटो के आकार के ग्रहों के क्षेत्र में हलचल का परिणाम हो सकता है, जिससे छोटी वस्तुएं टकराती हैं और खुद को अलग कर लेती हैं।

मलबे की डिस्क में धूल आमतौर पर ग्रहों के निर्माण से बची हुई सामग्री से आती है। डिस्क के जीवनकाल में बहुत पहले, इस धूल को धूमकेतु और क्षुद्रग्रहों जैसे बड़े पिंडों के टकराव से लगातार भर दिया जाता है। पूर्ण रूप से निर्मित ग्रहों वाले परिपक्व सौर मंडल में, तुलनात्मक रूप से बहुत कम धूल बची है। इन दो युगों के बीच - जब एक सौर मंडल अपने अजीब किशोरावस्था में होता है - कुछ मॉडल भविष्यवाणी करते हैं कि डिस्क के सबसे दूर के क्षेत्रों में धूल की एकाग्रता अधिक घनी होगी। ठीक यही अल्मा ने पाया है।

कैम्ब्रिज, मैसाचुसेट्स में हार्वर्ड-स्मिथसोनियन सेंटर फॉर एस्ट्रोफिजिक्स के एक खगोलशास्त्री लुका रिक्की ने कहा, "एचडी 107146 में धूल इस बहुत ही रोचक विशेषता को प्रकट करती है- यह स्टार की डिस्क के बहुत दूर बाहरी पहुंच में मोटा हो जाता है।" में प्रकाशन के लिए स्वीकार किया गया एक पेपर एस्ट्रोफिजिकल जर्नल. अवलोकन के समय, रिक्की पसादेना में कैलिफोर्निया प्रौद्योगिकी संस्थान के साथ था।

एचडी १०७१४६ के आसपास मलबे की डिस्क की कलाकार छाप। यह किशोर तारा प्रणाली संकेत दिखाती है कि इसकी बाहरी पहुंच में, प्लूटो-आकार की वस्तुओं के झुंड पास की छोटी वस्तुओं को टक्कर दे रहे हैं, जिससे वे टकराते हैं और श्रेय: ए। एंजेलिच (NRAO/AUI/NSF) )

"आश्चर्यजनक पहलू यह है कि यह हम युवा प्राइमर्डियल डिस्क में जो देखते हैं उसके विपरीत है जहां धूल स्टार के पास घनी होती है। यह संभव है कि हमने इस विशेष मलबे डिस्क को उस चरण में पकड़ा जिसमें प्लूटो-आकार के ग्रह अभी बन रहे हैं बाहरी डिस्क में जबकि अन्य प्लूटो-आकार के पिंड पहले से ही तारे के करीब बन चुके हैं," रिक्की ने कहा।

वर्तमान कंप्यूटर मॉडल के अनुसार, डिस्क के बाहरी क्षेत्रों में धूल का घनत्व अधिक होने का अवलोकन हाल ही में बने प्लूटो-आकार के पिंडों की उपस्थिति से ही समझाया जा सकता है। उनका गुरुत्वाकर्षण छोटे ग्रहों को परेशान करेगा, जिससे ALMA द्वारा देखी जाने वाली धूल उत्पन्न करने वाले अधिक लगातार टकराव होते हैं।

नया एएलएमए डेटा डिस्क की बाहरी पहुंच में एक और दिलचस्प विशेषता पर भी संकेत देता है: लगभग 1.2 अरब किलोमीटर चौड़ी धूल में एक संभावित "डुबकी" या अवसाद, केंद्रीय स्टार से सूर्य से नेपच्यून की दूरी लगभग 2.5 गुना शुरू होती है। हालांकि इन प्रारंभिक टिप्पणियों में केवल सुझाव दिया गया था, यह अवसाद डिस्क में एक अंतर हो सकता है, जो कि एक पृथ्वी-द्रव्यमान ग्रह का संकेत होगा जो मलबे से साफ क्षेत्र को साफ कर रहा है। इस तरह की सुविधा का इस डिस्क के संभावित ग्रह-सदृश निवासियों के लिए महत्वपूर्ण प्रभाव होगा और यह सुझाव दे सकता है कि पृथ्वी के आकार के ग्रह पहले की तुलना में पूरी तरह से नई कक्षाओं में बन सकते हैं।

स्टार एचडी 107146 खगोलविदों के लिए विशेष रुचि रखता है क्योंकि यह कई मायनों में हमारे अपने सूर्य का एक छोटा संस्करण है। यह सौर मंडल के प्रारंभिक जीवन से उसके अधिक परिपक्व, अंतिम चरणों में संक्रमण की अवधि का भी प्रतिनिधित्व करता है जहां ग्रहों का निर्माण समाप्त हो गया है और अपने मेजबान तारे के चारों ओर अरबों-वर्षों-लंबी कक्षाओं में बस गए हैं।

ALMA के उप निदेशक और सह-लेखक स्टुअर्ट कोर्डर ने कहा, "यह प्रणाली हमें एक युवा, सूर्य जैसे तारे के आसपास के दिलचस्प समय का अध्ययन करने का मौका देती है।" "हम संभवत: यहां उस समय को देख रहे हैं, जब सूर्य अपनी वर्तमान आयु का लगभग 2 प्रतिशत था।"

तारा HD 107146 पृथ्वी से लगभग 90 प्रकाश-वर्ष दूर नक्षत्र Coma Berenices की दिशा में स्थित है। यह लगभग 100 मिलियन वर्ष पुराना है। एएलएमए की नई लंबी बेसलाइन, उच्च रिज़ॉल्यूशन क्षमताओं के साथ आगे के अवलोकन इस दिलचस्प वस्तु की गतिशीलता और संरचना पर अधिक प्रकाश डालेंगे।


ALMA फोमलहौत स्टार सिस्टम को पहले कभी नहीं देखे गए विवरण में देखता है

Fomalhaut तारा प्रणाली की समग्र छवि। नारंगी रंग में दिखाया गया ALMA डेटा दूर और विलक्षण मलबे की डिस्क को पहले कभी नहीं देखे गए विवरण में प्रकट करता है। केंद्रीय बिंदु तारे से अनसुलझा उत्सर्जन है, जो हमारे सूर्य के द्रव्यमान का लगभग दोगुना है। हबल स्पेस टेलीस्कॉप से ​​ऑप्टिकल डेटा नीले रंग में है, अंधेरा क्षेत्र एक कोरोनग्राफिक मास्क है, जो केंद्रीय तारे के अन्यथा भारी प्रकाश को फ़िल्टर करता है।

अटाकामा लार्ज मिलिमीटर/सबमिलीमीटर एरे (एएलएमए) का उपयोग करते हुए, खगोलविदों की एक अंतरराष्ट्रीय टीम ने युवा स्टार फोमलहौट के आसपास धूल भरे मलबे की अंगूठी की पहली पूर्ण मिलीमीटर-तरंग दैर्ध्य छवि बनाई है। मलबे और गैस का यह उल्लेखनीय रूप से अच्छी तरह से परिभाषित बैंड पृथ्वी से 25 प्रकाश-वर्ष दूर एक ग्रह प्रणाली के बाहरी किनारों के पास एक साथ नष्ट होने वाले एक्सोकॉमेट्स का परिणाम है।

इससे पहले Fomalhaut की ALMA टिप्पणियों - 2012 में ली गई थी जब दूरबीन अभी भी निर्माणाधीन थी - केवल आधे मलबे की डिस्क का पता चला। हालांकि यह पहली छवि केवल ALMA की प्रारंभिक क्षमताओं का एक परीक्षण थी, फिर भी इसने डिस्क की प्रकृति और संभावित उत्पत्ति के बारे में स्पष्ट संकेत प्रदान किए।

नए ALMA अवलोकन मलबे के इस चमकते हुए बैंड का आश्चर्यजनक रूप से संपूर्ण दृश्य प्रस्तुत करते हैं और यह भी सुझाव देते हैं कि हमारे अपने सौर मंडल में इसकी बर्फीली सामग्री और धूमकेतु के बीच रासायनिक समानताएं हैं।

कैम्ब्रिज, मैसाचुसेट्स में हार्वर्ड-स्मिथसोनियन सेंटर फॉर एस्ट्रोफिजिक्स के एक खगोलशास्त्री मेरेडिथ मैकग्रेगर ने कहा, “ALMA ने हमें पूरी तरह से निर्मित मलबे की डिस्क की यह आश्चर्यजनक रूप से स्पष्ट छवि दी है, और प्रकाशन के लिए स्वीकार किए गए दो पत्रों में से एक पर प्रमुख लेखक हैं। एस्ट्रोफिजिकल जर्नल में इन टिप्पणियों का वर्णन करते हुए। “हम अंत में डिस्क के सुपरिभाषित आकार को देख सकते हैं, जो हमें इसकी अत्यधिक विशिष्ट उपस्थिति के लिए जिम्मेदार अंतर्निहित ग्रह प्रणाली के बारे में बहुत कुछ बता सकता है।”

फोमलहौत एक अपेक्षाकृत नजदीकी तारा प्रणाली है और केवल 20 में से एक है जिसमें ग्रहों को सीधे चित्रित किया गया है। पूरी प्रणाली लगभग 440 मिलियन वर्ष पुरानी है, या हमारे सौर मंडल की आयु का लगभग दसवां हिस्सा है।

Fomalhaut तारा प्रणाली में मलबे की डिस्क की ALMA छवि। वलय केंद्रीय तारे से लगभग 20 बिलियन किलोमीटर और लगभग 2 बिलियन किलोमीटर चौड़ा है। केंद्रीय बिंदु तारे से अनसुलझा उत्सर्जन है, जो हमारे सूर्य के द्रव्यमान का लगभग दोगुना है।

जैसा कि नई ALMA छवि में दिखाया गया है, लगभग 2 बिलियन किलोमीटर चौड़ी बर्फीली धूल का एक शानदार बैंड तारे से लगभग 20 बिलियन किलोमीटर दूर है।

मलबे की डिस्क युवा सितारों के आसपास की सामान्य विशेषताएं हैं और सौर मंडल के इतिहास में एक बहुत ही गतिशील और अराजक अवधि का प्रतिनिधित्व करती हैं। खगोलविदों का मानना ​​​​है कि वे हाल ही में गठित ग्रह प्रणाली की बाहरी पहुंच में धूमकेतु और अन्य ग्रहों के चल रहे टकराव से बनते हैं। इन टकरावों से बचा हुआ मलबा अपने केंद्रीय तारे से प्रकाश को अवशोषित करता है और उस ऊर्जा को एक बेहोश मिलीमीटर-तरंग दैर्ध्य चमक के रूप में पुन: प्रसारित करता है जिसका अध्ययन ALMA के साथ किया जा सकता है।

नए एएलएमए डेटा और विस्तृत कंप्यूटर मॉडलिंग का उपयोग करके, शोधकर्ता डिस्क के सटीक स्थान, चौड़ाई और ज्यामिति की गणना करने में सक्षम थे। मैकग्रेगर ने कहा कि ये पैरामीटर इस बात की पुष्टि करते हैं कि सिस्टम में ग्रहों के गुरुत्वाकर्षण प्रभाव के माध्यम से इस तरह की संकीर्ण अंगूठी की संभावना है।

नए एएलएमए अवलोकन भी निश्चित रूप से दिखाने वाले पहले हैं “एपोसेंटर चमक,” एक घटना की भविष्यवाणी प्रमुख लेखक मार्गरेट पैन, कैम्ब्रिज में मैसाचुसेट्स इंस्टीट्यूट ऑफ टेक्नोलॉजी के एक वैज्ञानिक और नए एएलएमए पर सह-लेखक द्वारा 2016 के पेपर में की गई थी। कागजात। लम्बी कक्षाओं वाली सभी वस्तुओं की तरह, फोमलहॉट डिस्क में धूल भरी सामग्री अधिक धीमी गति से यात्रा करती है जब यह तारे से सबसे दूर होती है। जैसे-जैसे धूल धीमी होती जाती है, यह ढेर हो जाती है, जिससे डिस्क के अधिक दूर के हिस्सों में सघन सांद्रता बन जाती है। इन घने क्षेत्रों को ALMA द्वारा उज्जवल मिलीमीटर-तरंग दैर्ध्य उत्सर्जन के रूप में देखा जा सकता है।

एक ही एएलएमए डेटासेट का उपयोग करते हुए, लेकिन अंतरिक्ष में अणुओं द्वारा स्वाभाविक रूप से उत्सर्जित अलग-अलग मिलीमीटर-तरंग दैर्ध्य संकेतों पर ध्यान केंद्रित करते हुए, शोधकर्ताओं ने कार्बन मोनोऑक्साइड गैस के विशाल भंडार को ठीक उसी स्थान पर मलबे डिस्क के रूप में पाया।

”इन आंकड़ों ने हमें यह निर्धारित करने की अनुमति दी कि फोमलहौट के आसपास कार्बन मोनोऑक्साइड प्लस कार्बन डाइऑक्साइड की सापेक्ष बहुतायत हमारे अपने सौर मंडल में धूमकेतुओं में पाई जाने वाली समान है, ” कैम्ब्रिज विश्वविद्यालय, यूके और सीसा के साथ लुका मात्र ने कहा। टीम के दूसरे पेपर पर लेखक। “यह रासायनिक रिश्तेदारी इस ग्रह प्रणाली की बाहरी पहुंच और हमारे अपने बीच धूमकेतु के गठन की स्थिति में समानता का संकेत दे सकती है। ” Matrà और उनके सहयोगियों का मानना ​​​​है कि यह गैस या तो निरंतर धूमकेतु टकराव से या एकल, बड़े के परिणाम से निकलती है सुपरकॉमेट्स के बीच प्रभाव हेल-बोप की तुलना में सैकड़ों गुना अधिक विशाल है।

फोमलहौट के चारों ओर इस अच्छी तरह से परिभाषित मलबे की डिस्क की उपस्थिति, इसकी उत्सुकता से परिचित रसायन विज्ञान के साथ, यह संकेत दे सकती है कि यह प्रणाली लेट हैवी बॉम्बार्डमेंट के अपने संस्करण से गुजर रही है, लगभग 4 अरब साल पहले की अवधि जब पृथ्वी और अन्य ग्रह नियमित रूप से थे हमारे सौर मंडल के निर्माण से बचे हुए क्षुद्रग्रहों और धूमकेतुओं के झुंडों से टकराया।

“बीस साल पहले, सर्वश्रेष्ठ मिलीमीटर-तरंग दैर्ध्य दूरबीनों ने फोमलहौत की परिक्रमा करते हुए रेत के दानों का पहला अस्पष्ट मानचित्र दिया था। अब ALMA की पूर्ण क्षमताओं के साथ सामग्री के पूरे वलय को चित्रित किया गया है, ” ने निष्कर्ष निकाला, पॉल कलास, बर्कले में कैलिफोर्निया विश्वविद्यालय के एक खगोलशास्त्री और इन अवलोकनों पर प्रमुख अन्वेषक। "एक दिन हम उन ग्रहों का पता लगाने की उम्मीद करते हैं जो इन अनाजों की कक्षाओं को प्रभावित करते हैं।”

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Series of small bumps might have knocked Uranus sideways

An international team of scientists has used simulations of planetary formation and collisions to show that, early in its life, the planet Uranus suffered at least two small punches that knocked it into its current orientation – sideways with respect to the plane of the solar system.

Alessandro Morbidelli of the Observatoire de la Cote d’Azur in Nice, France, led the team and presented this research on October 6, 2011, at a meeting of planetary astronomers in Nantes, France.

Composite image of the planet Uranus and its moons by the Keck Telescope at infrared wavelenths. Uranus and its moons lie nearly sideways in the plane of the solar system, in contrast to the other planets. Image Credit: Lawrence Sromovsky, (Uniersity of Wisconsin-Madison), Keck Observatory

Most of the planets in our solar system spin nearly upright with respect to the plane of their orbits around the sun. Earth, for example, has its spin axis tilted from upright by only about 23.5 degrees. The largest planet, Jupiter, is tilted by only three degrees. Uranus – seventh planet outward from the sun – is different. Its spin axis is tilted by 98 degrees.

Astronomers know that the early solar system was filled with flying debris. The evidence can be seen in the multitude of craters on bodies that have no atmosphere (and therefore no eroding weather) such as Earth’s moon. It is natural to assume that Uranus was knocked on its side by a single large impact, but this new research suggests otherwise.

The Hubble Space Telescope took this picture of Uranus in 2006. The planet’s south pole is on the left in this picture. At the time this image was obtained, there was a bright hood of methane clouds over the Uranian south pole. Image Credt: NASA, ESA, L. Sromovsky and P. Fry (University of Wisconsin), H. Hammel (Space Science Institute), and K. Rages (SETI Institute).

The generally accepted theory is that in the past a body a few times more massive than the Earth collided with Uranus, knocking the planet on its side. There is, however, a flaw in this scenario. That is, if there had been a single collision to cause Uranus’ tilt, the moons of Uranus should have been left orbiting at their original angles with respect to the planet. That is not the case. The orbits of the moons of Uranus – like the planet itself – lie at almost exactly 98 degrees to the plane of the solar system.

Morbidelli and his team used simulations to figure out the most likely cause of Uranus’ tilt. That is, they used computers to display various impact scenarios until they found one that made sense.

The simulation that made the most sense was surprising. It indicated that if Uranus was not tilted during a single collision, as is commonly thought, but rather was bumped in at least two smaller collisions, then there is a much higher probability of seeing the moons’ orbits as we observe.

The Voyager 2 spacecraft captured this image of a crescent Uranus on January 25, 1986. This is Voyager’s final image of Uranus, before it left the planet behind and set forth on the cruise to Neptune. Voyager was 1 million kilometers (about 600,000 miles) from Uranus when it acquired this wide-angle view. Note that Uranus retains its pale blue-green color seen by ground-based astronomers and recorded by Voyager during its historic encounter. Image Credit: NASA

This research has important ramifications on our theories of giant planet formation, these astronomers say. Current theories may need adjustment. Morbidelli said:

The standard planet formation theory assumes that Uranus, Neptune and the cores of Jupiter and Saturn formed by accreting only small objects in the protoplanetary disk. They should have suffered no giant collisions. The fact that Uranus was hit at least twice suggests that significant impacts were typical in the formation of giant planets. So, the standard theory has to be revised.


Research Box Title

With large swaths of oceans, rivers that snake for hundreds of miles, and behemoth glaciers near the north and south poles, Earth doesn't seem to have a water shortage. And yet, less than one percent of our planet's mass is locked up in water, and even that may have been delivered by comets and asteroids after Earth's initial formation.

Astronomers have been puzzled by Earth's water deficiency. The standard model explaining how the solar system formed from a protoplanetary disk, a swirling disk of gas and dust surrounding our Sun, billions of years ago suggests that our planet should be a water world. Earth should have formed from icy material in a zone around the Sun where temperatures were cold enough for ices to condense out of the disk. Therefore, Earth should have formed from material rich in water. So why is our planet comparatively dry?

A new analysis of the common accretion-disk model explaining how planets form in a debris disk around our Sun uncovered a possible reason for Earth's comparative dryness. Led by Rebecca Martin and Mario Livio of the Space Telescope Science Institute in Baltimore, Md., the study found that our planet formed from rocky debris in a dry, hotter region, inside of the so-called "snow line." The snow line in our solar system currently lies in the middle of the asteroid belt, a reservoir of rubble between Mars and Jupiter beyond this point, the Sun's light is too weak to melt the icy debris left over from the protoplanetary disk. Previous accretion-disk models suggested that the snow line was much closer to the Sun 4.5 billion years ago, when Earth formed.

"Unlike the standard accretion-disk model, the snow line in our analysis never migrates inside Earth's orbit," Livio said. "Instead, it remains farther from the Sun than the orbit of Earth, which explains why our Earth is a dry planet. In fact, our model predicts that the other innermost planets, Mercury, Venus, and Mars, are also relatively dry. "

The results have been accepted for publication in the journal Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

In the conventional model, the protoplanetary disk around our Sun is fully ionized (a process where electrons are stripped off of atoms) and is funneling material onto our star, which heats up the disk. The snow line is initially far away from the star, perhaps at least one billion miles. Over time, the disk runs out of material, cools, and draws the snow line inward, past Earth's orbit, before there is sufficient time for Earth to form.

"If the snow line was inside Earth's orbit when our planet formed, then it should have been an icy body," Martin explained. "Planets such as Uranus and Neptune that formed beyond the snow line are composed of tens of percents of water. But Earth doesn't have much water, and that has always been a puzzle."

Martin and Livio's study found a problem with the standard accretion-disk model for the evolution of the snow line. "We said, wait a second, disks around young stars are not fully ionized," Livio said. "They're not standard disks because there just isn't enough heat and radiation to ionize the disk."

"Very hot objects such as white dwarfs and X-ray sources release enough energy to ionize their accretion disks," Martin added. "But young stars don't have enough radiation or enough infalling material to provide the necessary energetic punch to ionize the disks."

So, if the disks aren't ionized, mechanisms that would allow material to flow through the region and fall onto the star are absent. Instead, gas and dust orbit around the star without moving inward, creating a so-called "dead zone" in the disk. The dead zone typically extends from about 0.1 astronomical unit to a few astronomical units beyond the star. (An astronomical unit is the distance between Earth and the Sun, which is roughly 93 million miles.) This zone acts like a plug, preventing matter from migrating towards the star. Material, however, piles up in the dead zone and increases its density, much like people crowding around the entrance to a concert, waiting for the gates to open.

The dense matter begins to heat up by gravitational compression. This process, in turn, heats the area outside the plug, vaporizing the icy material and turning it into dry matter. Earth forms in this hotter region, which extends to around a few astronomical units beyond the Sun, from the dry material. Martin and Livio's altered version of the standard model explains why Earth didn't wind up with an abundance of water.

Martin cautioned that the revised model is not a blueprint for how all disks around young stars behave. "Conditions within the disk will vary from star to star," Livio said, "and chance, as much as anything else, determined the precise end results for our Earth."

श्रेय:Science: NASA, ESA, and R. Martin and M. Livio (STScI) Illustration: NASA, ESA, and A. Feild (STScI)


5 The Canonical Versus the Noncanonical View: Is There Resolution?

The baseline hypothesis for models that are linked to the early active Sun, as well as most models that lie in the realm of purely hypothesized, is that chondrules were free-floating wanderers within an environment in the protoplanetary disk. Since this assumption underlies most interpretations of chondrules, it has become a canonical, or well-accepted, viewpoint. Chondrule formation is, in the meteorite and cosmochemistry community, traditionally linked to planet formation in that chondrules are thermally processed before they are accreted to small asteroids and thus the process that formed them is a step toward forming planets. The vast majority of solids that went into accreting planetesimals were therefore processed at high temperature before accretion. This view has, with some exceptions, been the prevailing view in the community. It may also afford chondrules a special place in science: arguments for local gravitational collapse and rapid accretion following chondrule formation [Alexander et al., 2008 Alexander and Ebel, 2012 जोन्स, 2012 ] offer a solution to the problem of growing kilometer-sized bodies which are essential to planet formation [e.g., Youdin and Shu, 2002 ]. Another way to view the importance of the hypothesis that chondrules were free-floating wanderers is that if you want to make an asteroid/planetesimal, and thus a planet, you must first make chondrules. The interesting exception to this hypothesis is that in order for planetary bow shocks to have occurred, planetesimals must have existed. Yet the models basically assume that chondrule precursors were free-floating wanderers that were caught up in the shock wave produced by the planetesimals moving. Although this sounds like a chicken-and-egg argument, there is no reason to exclude the possibility that the earliest generation planetesimals were themselves formed from chondrules. We do not know whether the materials that formed the earliest differentiated asteroids (e.g., timescales of <1 Myr after CAI formation for iron meteorites [Kleine et al., 2009 ]) were processed through chondrule-forming events: by definition, we only see chondrules from chondritic parent bodies that escaped large-scale melting.

The noncanonical view, which has existed since the dawn of meteoritics but has only recently been gaining wide popularity, is that chondrules are the by-products of forming planetesimals. Chondrules may not have a special place in science with regard to building planets. As has been pointed out by Connolly and Desch [ 2004 ] and recently Johnson et al. [ 2015 ], if chondrules are formed by some kind of collision process, they become the by-products of making planetesimals and thus their perceived importance in the formation of planets becomes rather insignificant. The issue of whether chondrules formed before planetesimals or are a by-product of forming planetesimals becomes even more complex to resolve if we bring into the equation the formation of igneous CAIs. The only type of igneous CAI for which we have any compelling constraints on their thermal histories is type B. Thermal histories of type B CAIs are constrained by the major element distributions in the major minerals, combined with the appearance temperature of the Ti-rich pyroxene phase colloquially known as fassaite. These thermal histories overlap with conditions that type I chondrules experienced [Desch and Connolly, 2002 Desch et al., 2012 Wick and Jones, 2012 ]. Cooling rates for type B CAIs are on the order of 0.5–50°C/h [Stolper and Paque, 1986 see Beckett et al., 2006 ], whereas type I chondrules cooled at rates 0.5–100°C/h (see above). It should be noted that these cooling rates were determined from laboratory experiments and that higher cooling rates are possible. However, the quoted rates are the ones that best reproduce type B CAIs and type I chondrules, both with respect to their igneous textures and elemental distributions in individual mineral phases. Therefore, with reference to our zero-order observation of chondrules, igneous CAIs are just that igneous. Yet the meteorite and cosmochemistry community at large do not model igneous CAI formation through any type of collisional model. The “party line” is that CAIs are “more important” than chondrules largely due to the fact that they have important isotopic anomalies (e.g., relatively high abundance of light oxygen ( 16 O) and significant evidence for live 26 Al) and that they are significantly older than chondrules, by about 2 Myr [Kita et al., 2005 Russell et al., 2006 ]. Without question, they are thought of as precursors to planetesimals, harboring live 26 Al needed for early melting and differentiation. This results in an assumed need to provide one mechanism to form igneous CAIs and perhaps a second to form chondrules, when it is completely unknown what might have formed either set of objects. Occam's razor dictates that if both objects are igneous and experienced similar thermal histories, the mechanism that formed these objects was the same, with the key issue being the evolution of composition over time (assuming that the objects were not formed contemporaneously) and/or space.

It is important for an understanding of the mechanism that produced chondrules, and arguably that which produced other igneous objects within chondrites, to constrain the two major hypotheses as the starting state of chondrules: Were they free-floating wanderers or the by-product of events such as collisions? Can we definitively determine constraints that can refute one of these two hypotheses? Currently, there appears to be no firm way to discern which one is stronger and whether one can be firmly refuted. The main reason for this conundrum is because each genera of models makes a basic assumption: either chondrule precursors existed as individual objects, (usually considered to consist of mineral aggregates with a somewhat fractal range of grain sizes), before melting, or they were not, requiring their precursors were housed as part of some kind of parent body.


Ideas, Inventions And Innovations

Astronomers using the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) may have detected the dusty hallmarks of an entire family of Pluto-size objects swarming around an adolescent version of our own Sun.

By making detailed observations of the protoplanetary disk surrounding the star known as HD 107146, the astronomers detected an unexpected increase in the concentration of millimeter-size dust grains in the disk's outer reaches. This surprising increase, which begins remarkably far -- about 13 billion kilometers -- from the host star, may be the result of Pluto-size planetesimals stirring up the region, causing smaller objects to collide and blast themselves apart.

Artist impression of the debris disk around HD 107146. This adolescent star system shows signs that in its outer reaches, swarms of Pluto-size objects are jostling nearby smaller objects, causing them to collide and "kick up" considerable dust.

Dust in debris disks typically comes from material left over from the formation of planets. Very early in the lifespan of the disk, this dust is continuously replenished by collisions of larger bodies, such as comets and asteroids. In mature solar systems with fully formed planets, comparatively little dust remains. In between these two ages -- when a solar system is in its awkward teenage years -- certain models predict that the concentration of dust would be much denser in the most distant regions of the disk. This is precisely what ALMA has found.

"The dust in HD 107146 reveals this very interesting feature -- it gets thicker in the very distant outer reaches of the star’s disk," said Luca Ricci, an astronomer at the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge, Massachusetts, and lead author on a paper accepted for publication in the Astrophysical Journal. At the time of the observations, Ricci was with the California Institute of Technology in Pasadena.

"The surprising aspect is that this is the opposite of what we see in younger primordial disks where the dust is denser near the star. It is possible that we caught this particular debris disk at a stage in which Pluto-size planetesimals are forming right now in the outer disk while other Pluto-size bodies have already formed closer to the star," said Ricci.

According to current computer models, the observation that the density of dust is higher in the outer regions of the disk can only be explained by the presence of recently formed Pluto-size bodies. Their gravity would disturb smaller planetesimals, causing more frequent collisions that generate the dust ALMA sees.

The new ALMA data also hint at another intriguing feature in the outer reaches of the disk: a possible "dip" or depression in the dust about 1.2 billion kilometer wide, beginning approximately 2.5 times the distance of the Sun to Neptune from the central star. Though only suggested in these preliminary observations, this depression could be a gap in the disk, which would be indicative of an Earth-mass planet sweeping the area clear of debris. Such a feature would have important implications for the possible planet-like inhabitants of this disk and may suggest that Earth-size planets could form in an entirely new range of orbits than have ever been seen before.

The star HD 107146 is of particular interest to astronomers because it is in many ways a younger version of our own Sun. It also represents a period of transition from a solar system's early life to its more mature, final stages where planets have finished forming and have settled into their billions-of-years-long journeys around their host star.

"This system offers us the chance to study an intriguing time around a young, Sun-like star," said ALMA Deputy Director and coauthor Stuartt Corder. "We are possibly looking back in time here, back to when the Sun was about 2 percent of its current age."

The star HD 107146 is located approximately 90 light-years from Earth in the direction of the constellation Coma Berenices. It is approximately 100 million years old. Further observations with ALMA’s new long baseline, high resolution capabilities will shed more light on the dynamics and composition of this intriguing object.


How to build a Kuiper Belt Object: Arrokoth's two halves formed separately and slowly came together

On January 1, 2019 — just three and half years after it passed Pluto — the new Horizons spacecraft zipped past the Kuiper Belt Object called (at that time) 2014 MU69. We knew a little about it before the encounter, like that it traveled around the Sun in a fairly circular path 6.6 billion kilometers away, and that it was either a binary object or bilobed two objects connected together like the comet 67P.

But then New Horizons sailed past it at a distance of only 3,500 kilometers — after traveling more than 6 billion — and we learned a lot more.

Now, a year later, after examining the copious data sent back across the black, scientists have published a trio of papers examining the object now known as Arrokoth. What they found can be summed up succinctly, if perhaps too simply: It’s extremely red, it has very few craters on a smoothish surface, and perhaps most importantly it formed slowly and gently, likely from two separate objects that coalesced.

Let’s take those in that order.

A lot of objects out past Neptune, in what we call the Kuiper Belt, are red. In many cases it's because they’re covered in organic materials called tholins that are reddish. But in this case they took spectra, breaking the light up into individual colors, in order to identify specific chemicals. What they found is that there is almost no water on the surface, but there is quite a bit of… methanol. Yup. The kind of alcohol that you can't drink.

There are two possible ways that may have come to be. One is that there was a lot of carbon monoxide (CO) ice on the surface, and over time it mixed with hydrogen, forming methanol. That’s possible, but a more likely path is that there used to be methane and water ice on the surface, and constant bombardment by cosmic rays (subatomic particles zipping around at near the speed of light) transmogrified them into methanol. That would explain the lack of water seen.

That methanol, plus some other molecules they haven’t able to ID yet, are why Arrokoth looks so red. Spectra of other Kuiper Belt Objects (KBOs) show they lack water ice as well, so this may be a common feature out there.

A color image of Arrokoth shows it is very red and smooth. The biggest crater, Maryland, can be seen on the small lobe. Credit: ASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute

The surface itself tells us a lot about Arrokoth's past, too. It has one largish crater, called Maryland (the New Horizons probe was managed by Applied Physics Laboratory at Johns Hopkins University in that state), which is about 7 kilometers wide. All the other craters seen were 1 km in diameter or less, and the surface outside those is pretty smooth.

The lack of craters was expected. Long ago, when the solar system was very young, a disk of gas and dust and debris circled the Sun. As Neptune formed, it rammed through this junk and moved outward from the Sun, out to about 4.5 billion kilometers out, scattering debris chunks into elliptical and tilted orbits. But farther out, from 6–8 billion kilometers from the Sun, things were much calmer. Material there tended to lie in the plane of the flat disk, with circular orbits.

So while Pluto, closer in to the Sun and on a tilted orbit, was able to get whacked by other objects, Arrokoth was spared. Given the amount of material out there and the density of craters on its surface (the number of craters divided by the surface area of Arrokoth), planetary scientists can tell that the surface is very old, at least 4 billion years. That also was expected. While Pluto is big enough to be dynamic and sometimes wells up material from the interior that repaves the surface and covers up craters, Arrokoth isn't. What you see here is what you get. The surface hasn't changed appreciably since the solar system was very young.

But the most obvious thing about Arrokoth is that weird shape, like a peanut someone stepped on. It has two lobes, one twice the volume of the other, and they're flattened. At first it was thought they were क्या सच में flat, but better data that eventually came back from New Horizons showed that they aren’t as flat as all that.

The big lobe is 20.6 × 19.9 × 9.4 km in size, and the smaller one is 15.4 × 13.8 × 9.8 km. The smaller one is actually a bit thicker than the big one, too. Overall the length of Arrokoth is 36 km.

The two lobes are connected by a thin neck, and that turns out to be important. There’s no evidence of compression at the neck, like you might expect if the two lobes formed separately and impacted rather hard. This implies they contacted each other rather gently, probably at only a few meters per second.

Three models of the collision that formed Arrokoth’s double-lobed structure: Too fast at too sharp an angle (left) and the lobes don’t merge too fast (5 meters/second) at a low angle (middle) and the neck structure isn’t what’s actually seen very slow (<3 meters/second) at a very low angle (right)) produces the observed structure. Credit: McKinnon et al.

Scientists ran a series of computer models, starting with two differently sized objects, and let them impact at different velocities and angles. At too high a velocity the impact caused a lot of material to shear off, and the two objects don't stay together. At lower speeds (about 5 meters per second, somewhere between a jog and a sprint), the two can connect, but the neck is thick, and material sloshes around to distort the overall shape.

But at a lower speed (3 m/s) and a very oblique angle of 80° (where 0° is head-on, and 90 is a grazing skim), the results they got match the shape. That is incredibly unlikely for two objects that formed in very different places and came together after an impact. Instead, it implies strongly that these two formed together as a binary object and eventually merged.

The idea is that they both coalesced from a cloud of pebbles (rocks from millimeter in size to a few decimeters), as two distinct but close-by objects orbiting each other. There was still lots of dust and gas around them, and the drag from this would have slowly made them spiral together, until they just kissed, forming one object.

Interestingly, their geometry is all aligned. They connected such that their flat sides are at the same orientation (think of it as the two lobes being equator to equator). That may have happened over time when they still orbited one another the tides from each other’s gravity would eventually align them. They may be flat in the first place due to their rotation as they formed, centrifugal force throwing more material along their equators as they spun. When they merged they kept that overall rotation, too.

All this points toward them forming together and gently merging. Observations of the part of the Kuiper Belt where Arrokoth lives indicates a large fraction of objects there are double-lobed or binary, so this discovery of how Arrokoth got this shape may be expandable to those other objects as well.

Pretty cool. Observe one object, and learn about a whole lot more.

Of course, we have to be careful this है only one object, so you can’t wildly extrapolate to everything else. But it’s pretty provocative, and the physics of all this is pretty well understood.


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