نظرية موجة الكثافة

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث

نظرية موجة الكثافة هي نظرية التي اقترحها جيم لين وفرانك شو في منتصف عام 1960 لشرح سبب عدم تغير شكل الأذرع الحلزونية أثناء دوران المجرات الحلزونية حول نفسها، وتُقدم نظريتهم فكرة معمرة عن موجات الكثافة وتسمى أيضا بالصوت الثقيل والتي هي من أجزاء قرص المجرة التي تمتلك أكبر كثافة ولقد تم اختبار هذه النظرية بنجاح على حلقات زحل.[1][2][3]

مراجع[عدل]

  1. ^ Goldreich، Peter؛ Tremaine, Scott (September 1982). "The Dynamics of Planetary Rings". Annu. Rev. Astron. Astrophys. Annual Reviews. 20 (1): 249–283. Bibcode:1982ARA&A..20..249G. doi:10.1146/annurev.aa.20.090182.001341. 
  2. ^ Tiscareno، M.S.؛ Burns، J.A.؛ Nicholson، P.D.؛ Hedman، M.M.؛ Porco، C.C. (July 2007). "Cassini imaging of Saturn's rings II. A wavelet technique for analysis of density waves and other radial structure in the rings". Icarus. إلزيفير. 189 (1): 14–34. Bibcode:2007Icar..189...14T. arXiv:astro-ph/0610242Freely accessible. doi:10.1016/j.icarus.2006.12.025. 
  3. ^ Tiscareno، M.S.؛ Nicholson، P.D.؛ Burns، J.A.؛ Hedman، M.M.؛ Porco، C.C. (2006-11-01). "Unravelling temporal variability in Saturn's spiral density waves: Results and predictions". المجلة الفيزيائية الفلكية. American Astronomical Society. 651 (1): L65–L68. Bibcode:2006ApJ...651L..65T. arXiv:astro-ph/0609242Freely accessible. doi:10.1086/509120. 


Space stub.gif
هذه بذرة مقالة عن الفضاء الخارجي بحاجة للتوسيع. شارك في تحريرها.