To Video HD αποτελειται απο 5 προσομοιωσεις απο το
<<4D2U>> FOUR DIMENSIONAL DIGITAL PROJECT
NATIONAL ASTRONOMICAL OBSERVATORY OF JAPAN http://4d2u.nao.ac.jp/ Το Video αναπαριστα σε 4 διαστασεις τις τελευταιες επιστημονικες αντιληψεις περι δημιουργιας του Συμπαντος, Γαλαξιων, Αστερων, Πλανητων και της Σεληνης και ειναι αποτελεσμα προσομοιωσης των μεχρι τωρα γνωστων δεδομενων με τη βοηθεια Ηλεκτρονικου Υπολογιστη.
Formation of the large scale structure of the universe.
In the early universe there were slight variations in density of matter. This simulation shows how those variations developed into the distribution of galaxies we see in the universe today. The box represents a small section of the universe as we see it today. Each side of th box corresponds to 300 million light - years. The blue color represents dark matter. Where the dark matter is densest, ordinary matter os also dense and galaxies are born. Each white dot is a galaxy. Slight variations in density grow under gravitational influences and form a mesh - like structure. the size of the box is actually expanding with the expansion of the universe, but in this movie we simply show the how the structure developed in this particular piece of the universe. Several galaxies gather in the knots of the mesh. These are galaxy clusters. The largest galaxies are ten thousand times more massive than our Milky Way and contain enough matter to create over a quadrillion suns. N-body Simulation : Hideki Yahagi, National Observatory of Japan. Galaxy Model : Masahiro Nagashima, Kyoto University.
Σχηματισμός της δομής του σύμπαντος.
Στις αρχές της δημιουργίας του σύμπαντος υπήρχαν μικρές παραλλαγές στην πυκνότητα της ύλης. Αυτή η προσομοίωση δείχνει πώς οι εν λόγω διαφορές αναπτύσσονται σε κατανομή των γαλαξιών που βλέπουμε σήμερα στο Σύμπαν. Το κουτί αντιπροσωπεύει ένα μικρό τμήμα του σύμπαντος, όπως το βλέπουμε σήμερα. Κάθε πλευρά του κουτιού αντιστοιχεί σε 300 εκατομμύρια έτη φωτός. Το μπλε χρώμα αντιπροσωπεύει τη σκοτεινή ύλη. Όταν η σκοτεινή ύλη είναι πυκνότερη, η συνηθισμένη ύλη είναι επίσης πυκνή και γεννιούνται οι γαλαξίες. Κάθε κουκκίδα λευκή είναι ένας γαλαξίας. Ελαφρές διακυμάνσεις στην πυκνότητα αναπτύσσονται κάτω από τις επιρροές της βαρύτητας σχηματίζοντας πλέγματα υλης. Το μέγεθος του κουτιού διαστέλλεται μαζι με την διαστολή του σύμπαντος Σε αυτή την ταινία δείχνουμε απλά το πώς η δομή αναπτύσσεται σε αυτό το συγκεκριμένο κομμάτι του σύμπαντος. Αρκετοί γαλαξίες συγκεντρώνονται σε κόμβους του πλέγματος. Αυτά είναι τα σμήνη των γαλαξιών. Οι μεγαλύτεροι γαλαξίες είναι δέκα χιλιάδες φορές μεγαλύτεροι σε μάζα από ό, τι ο Γαλαξίας μας και να περιέχουν αρκετή ύλη για να δημιουργήσουν πάνω από ένα τετράκις εκατομμύρια ήλιους. Ν-body Προσομοίωση: Hideki Yahagi, Εθνικό Αστεροσκοπείο της Ιαπωνίας. Galaxy Μοντέλο: Masahiro Nagashima, το Πανεπιστήμιο του Κιότο.
Formation of a Spiral Galaxy
Gravity enhances slight variations in the density of matter, basically causing matter to clump together. This creates a mesh-like distribition of matter. Most of the matter in the universe consists of the mysterious dark matter and dark matter tend to concentrate together. This movie shows what happens to clouds of gas in the process of galaxy formation. The gas is blue but dark matter is not shown. Stars form where the gas is densest. Each second in the movie represents the passage of tens of millions of years. Rotating gas forms a disk as it falls into a galaxy. When stars form in the disk the result is a disk galaxy. As collections of stars pass by each other, their gravitational interactions stir up a spiral pattern in the disk of the galaxy.
Σχηματισμός ένας σπειροειδή γαλαξία
Η βαρύτητα ενισχύει τις ελαφρές διακυμάνσεις στην πυκνότητα της ύλης, προκαλώντας ουσιαστικά συγκέντρωση της ύλης. Αυτό δημιουργεί ένα πλέγμα που μοιάζει με διανομή της ύλης. Το μεγαλύτερο μέρος της ύλης του σύμπαντος αποτελείται από τη μυστηριώδη σκοτεινή ύλη και η σκοτεινή ύλη έχει την τάση να συγκεντρώνεται μαζί. Αυτή η ταινία δείχνει τι συμβαίνει σε νέφη αερίου κατά τη διαδικασία του σχηματισμού των γαλαξιών. Το φυσικό αέριο είναι μπλε, η σκοτεινή ύλη δεν φαίνεται. Αστέρια σχηματίζονται όπου το φυσικό αέριο είναι πυκνότερο. Κάθε δευτερόλεπτο στην ταινία αντιπροσωπεύει το πέρασμα σε δεκάδες εκατομμύρια χρόνια. Περιστρεφόμενα αερία σχηματίζουν ένα δίσκο κατά τη διάρκεια δημιουργιας του γαλαξία. Όταν αστέρια δημιουργούνται στο δίσκο το αποτέλεσμα είναι ένας γαλαξιακός δίσκος. Τα αστέρια που δημιουργούνται, λόγω των βαρυτικών αλληλεπιδράσεων, σχηματίζουν σπειροειδείς βραχίονες στο Γαλαξιακό δίσκο που περιστρέφεται.
Formation of Binary Stars
As a cloud of gas slowly rotates, it begins to collapse under its own gravity and form dense regions near its center. Here, denser gas is shown in wellow. The rotational forces slightly warp the dense region, giving it a slightly extended bar-like appearance. Gas continues to fall towards the center in a spiral. This simulation shows several high-density clumps forming. The gravitational attraction betwwen clumps pulls them together, but the centrifugal force from their rotation makes it difficult for them to form a single large clump. In this simulation, two large clumps begin to form about 2.000 years after the gas cloud started to collapse. As these two clumps gather more gas and condense they trigger nuclear fusion in their cores and begin to shine. this is the birth of a binary star system.
Σχηματισμός δίδυμων Αστέρων.
Καθώς ένα σύννεφο αερίου περιστρέφεται αργά, αρχίζει να καταρρέει κάτω από τη βαρύτητά του σχηματίζοντας πυκνές περιοχές ύλης κοντά στο κέντρο του. Εδώ, το φυσικό αέριο εμφανίζεται πυκνότερο στο κιτρινο. Οι εναλλασσόμενες περιστρεφόμενες δυνάμεις αλλοιώνουν την πυκνότητα, δίνοντας μια εμφάνιση σπειροειδούς λιγυσμένης ραβδου. Το αέριο συνεχίζει να πέφτει προς το κέντρο. Αυτή η προσομοίωση δείχνει τη δημιουργία ομάδων πυκνή ύλης. Η βαρυτική έλξη τις τραβά μαζί, αλλά η φυγόκεντρος δύναμη από την περιστροφή καθιστά δύσκολο να σχηματίσουν μια ενιαία μεγάλη μάζα. Σε αυτή την προσομοίωση, δύο μεγάλες μάζες αρχίζουν να σχηματίζονται περίπου 2,000 χρόνια μετά απο τότε που το σύννεφο αερίου άρχισε να καταρρέει. Καθώς οι δύο αυτές μάζες συμπυκνώνονται συγκεντρώνοντας ολο και περισσότερο ογκο φυσικού αερίου προκαλούν πυρηνική σύντηξη στον πυρήνα τους και αρχίζουν να λάμπουν. Αυτή είναι η γέννηση ενός δυαδικού συστήματος αστέρων.
Formation of Earth-like planets.
A disk of gas and dust surround a new born star. This dust gathers to form planetesimals a few kilometers in diameter. Collisions between planetesimals lead to the formation of even larger planetesimals. the largest can grow faster by gravitationally attraction other planetesimals. This process continues until there are no more planetesimals in the vicinity to coalesce together. What remains are called proto-planets. There were propably ten proto-planets in the early solar system, forming in the region now occupied by the four rocky planets, including Earth.
Σχηματισμός πλανήτων σαν τη Γη.
Ένας δίσκος αερίου και σκόνης γύρω από ένα νέο αστέρι γεννιέται. Αυτή η σκόνη συγκεντρώνεται για να διαμορφώσει πλανητοειδείς με λίγα χιλιόμετρα σε διάμετρο. Συγκρούσεις μεταξύ πλανητοειδων οδηγούν στο σχηματισμό ακόμα μεγαλύτερων πλανητοειδών. Οι μεγαλύτεροι μπορούν να αυξηθούν με ταχύτερους ρυθμούς λόγω της βαρυτικής έλξης που ασκούν σε άλλους πλανητοειδείς. Η διαδικασία αυτή συνεχίζεται έως ότου δεν υπάρχουν πλέον πλανητοειδείς στην περιοχή για να συγχωνευτούν μαζί. Ετσι δημιουτγούνται οι πρωτο-πλανήτες. Υπήρχαν πιθανώς 10 πρωτο-πλανήτες στο πρώιμο ηλιακό μας σύστημα, που σχηματιζουν την περιοχή που βρισκονται τώρα οι τέσσερις βραχώδεις πλανήτες, συμπεριλαμβανομένης και της Γης.
The Origin of the moon.
Toward the end of the formation of the Solar system, several proto-planets the size of Mars were orbiting the Sun. We think that collisions between these proto-planets led to the formation of planets the size of Earth and Venus. The Earth-Moon system probably formed when a proto-planet grazed the nearly formed Earth. This movie shows how the collision may have happened. It uses a computer simulation technique called SPH-Smoothed Partcle Hydrodynamics. ( The collision gave the Earth-Moon system the rotational energy or angular momentum we observe today ). The collision vaporized and scatterted the proto-planets rocky mantle. Some of this material went into orbit around the Earth and collected to form the Moon. Today we know thwt the Moon has much less iron than the Earth because most of Earth's iron was already in its core and the iron in the core of the proto-planet that hit Earth probably sank towards the center of the Earth. The leftover pieces that formed the Moon had much less iron. In the simulation, using a technique called N-body simulation, we can see that once materials cooled and solidified, it collected form the Moon. The material surrounding Earth pulled together with self-gravity. The differential rotation around Earth created a spiral pattern in the orbiting material. Some of the material fell back to Earth, while the rest flowed out to a larger orbit, where it eventually formed the Moon. The Roche radius, where the tidal pull of the Earth and the self-gravity of an orbiting object balance each other, determined where the Moon could form. Outside the Roche radius, clumps of matter could grow and collide to form even larger clumps. The simulation shows that a clump the size of our Moon could have formed within a month to a year after the collision.
Η προέλευση του φεγγαριού.
Προς το τέλος του σχηματισμού του ηλιακού συστήματος, διάφοροι πρωτο-πλανήτες στο μέγεθος του Άρη ήταν σε τροχιά γύρω από τον Ήλιο. Πιστεύουμε ότι οι συγκρούσεις μεταξύ αυτών των πρωτο-πλανητών οδήγησε στο σχηματισμό των πλανητών στο μέγεθος της Γης και της Αφροδίτης. Το σύστημα Γης - Σελήνης πιθανότατα σχηματίστηκε όταν ενας πρωτο-πλανήτης συγκρούστηκε με τη Γη κατά τη διάρκεια της δημιουργίας της. Αυτή η ταινία δείχνει πώς η σύγκρουση μπορεί να έχει συμβεί. Χρησιμοποιεί μια τεχνική προσομοίωσης που ονομάζεται SPH-Smoothed Hydrodynamic Particle. (Η σύγκρουση έδωσε στο σύστημα Γης - Σεληνης την ενέργεια περιστροφής και στροφορμή που παρατηρούμε σήμερα). Με τη σύγκρουση εξατμίστηκε και διασπασθηκε ο πρωτοπλανητικός βραχώδης μανδύας. Μέρος από αυτό το υλικό μπήκε σε τροχιά γύρω από τη Γη και το υπόλοιπο διαμορφωσε το φεγγάρι. Σήμερα γνωρίζουμε ότι η Σελήνη έχει πολύ λιγότερο σίδηρο από τη Γη. Επειδή ο περισσότερος σίδηρος της Γης ήταν ήδη στον πυρήνα της κατά πάσα πιθανότητα και ο σίδηρος απο τον πυρήνα του πρωτο-πλανήτη που χτύπησε τη Γη βυθίστηκε προς το κέντρο της Γης. Τα υπόλοιπα κομμάτια που διαμόρφωσαν το φεγγάρι είχαν πολύ λιγότερο σίδηρο. Στην προσομοίωση, χρησιμοποιώντας μια τεχνική που ονομάζεται Ν-body simulation, μπορούμε να δούμε ότι, όταν τα υλικά κρύωσαν και στερεοποιήθηκαν , δημιούργησαν το φεγγάρι. Το υλικό που περιέβαλλε τη Γη ενωθηκε λογω βαρύτητας. Η διαφορική περιστροφή γύρω από τη Γη δημιούργησε ένα σχήμα σπιράλ στην τροχιά του υλικού. Μέρος από το υλικό έπεσε πίσω στη Γη, ενώ το υπόλοιπο διοχετεύθηκε έξω σε μεγαλύτερη τροχιά, όπου σχηματίσθηκε τελικά το φεγγάρι. Στο σημείο όπου η παλιρροϊκή έλξη της γης και η δημιουργια αυτόνομης βαρύτητας μάζας σε τροχειά εξισορροπισαν δημιουργηθηκε η Σελήνη (Roche Radius). Η προσομοίωση δείχνει ότι ένα σύνολο ύλης με το μέγεθος της Σελήνης θα μπορούσε να σχηματιστεί μέσα σε ένα μήνα έως ένα έτος μετά τη σύγκρουση.
Διαβάστε περισσότερα...
