Sterrekunde

Hoe meet 'n mens snelhede van verre, helder voorwerpe

Hoe meet 'n mens snelhede van verre, helder voorwerpe


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.

Soos die titel reeds sê, wil ek weet hoe 'n mens snelhede van veraf, helder voorwerpe meet, bv. wanneer die gemiddelde parallaksdrywing nie met die huidige apparaat meetbaar is nie (dit beteken dat daar slegs 'n "nie-bewegende" prentjie van die voorwerp beskikbaar is)

Ek weet dat 'n mens die rooi verskuiwing van spektrumlyne kan meet en dit kan regstel vir swaartekragverskuiwing as die afstand reeds bekend is. Maar dan is die verband tussen bronfrekwensie $ f_S $ en waargenome frekwensie $ f_O $ $$ f_O = f_S frac { sqrt {1- frac {v ^ 2} {c ^ 2}}} {1+ frac {v} {c} cos ( alpha)} $$, waar $ alpha $ die hoek is tussen die siglyn en die snelheidsvektor.

As 'n mens slegs 'n "nie-bewegende" prentjie van die voorwerp het, is daar geen manier om hierdie hoek $ alpha $ te bepaal nie en dus geen manier om die snelheid deur middel van rooi skuif te kry nie.

As aanvulling: op watter afstand word die gemiddelde parallaksdrywing onmetbaar met die huidige apparaat?


Die 'rooi verskuiwing' van 'n verre sterrestelsel word gedefinieer in terme van sy sigsnelheid. As ons wegbeweeg van die plaaslike groep sterrestelsels (wat hul eie eienaardige bewegings het), volg verre sterrestelsels in ons model van die uitbreidende heelal die Hubble-vloei en het die eerste orde 'n sigsnelheid wat eweredig is aan hul afstand (dit word ingewikkelder vir sterrestelsels in die verte).

Afgeleë sterrestelsels kan ook 'n "tangensiële" snelheid hê, maar vir sterrestelsels buite die plaaslike groep sal hierdie snelhede wees weglaatbaar in vergelyking met die rooi verskuiwing. dws die sigsnelheid as gevolg van die uitbreiding van die heelal is dominant.

Ek dink met "parallax drift" bedoel u eintlik regte beweging - dit is die tempo waarteen die posisie van 'n ster verander ten opsigte van die hemelse koördinaatstelsel. Hierdie regte beweging hang af van hoe ver die ster is en hoe vinnig dit tangensiaal beweeg ten opsigte van die sonnestelsel.

Dus om 'n raaklyn te skat snelheid jy benodig albei die regte beweging en die afstand na die ster.

Ek dink die verste voorwerp waarvoor 'n behoorlike beweging met enige akkuraatheid bepaal is, is die Andromeda-sterrestelsel, wat 'n paar miljoen ligjare weg is. Dit is bereik deur die posisie van baie sterre in Andromeda gedurende 'n periode van 7 jaar te bestudeer met behulp van die Hubble-ruimteteleskoop. Die besonderhede kan gevind word in Sohn et al. (2012); maar die hoofgetalle is dat die regte beweging slegs $ sim 0,05 $ milli-boogsekondes per jaar (!) is, wat 'n tangensiële snelheid (ten opsigte van die sonnestelsel) van ongeveer 150 km / s impliseer.

'N Ander kandidaat meet die snelheid van materiaal in die straal van die aktiewe sterrestelsel M87 deur Meyer et al. (2013). Hierdie sterrestelsel is ongeveer 50 miljoen ligjare, maar die beweging van die straler is slegs hier waarneembaar omdat dit relatief beweeg.

Dit is nogal spesiale gevalle. Oor die algemeen is die tangensiële snelhede van sterre in ons Melkweg klein en grootskaalse opnames van behoorlike bewegings is oor die algemeen onakkuraat na 'n paar duisend ligjare. Die komende Gaia-uitslae sal dit dramaties verbeter, wat beteken dat ons goeie bewegings het vir voorwerpe tot tienduisende ligjare.


Oor die algemeen is die totale snelheid van 'n ver voorwerp nie verkrygbaar nie, slegs die komponent langs die siglyn. As 'n ster egter nie te ver weg is nie en sy posisie aan die hemel met 'n interval van enkele jare baie akkuraat gemeet word, kan die snelheidskomponent loodreg op die siglyn bepaal word, wat saam met die rooi skuif die totale snelheid oplewer. Die Gaia-ruimtetuig wat onlangs gelanseer is, sal na verwagting die regte beweging van miljoene sterre op hierdie manier meet.

In sterrestelsels in die verte is dit nie moontlik nie. As 'n mens belangstel in byvoorbeeld die 3D-snelheidsverspreiding van die gas, word die 1D-dispersie gemeet, en as 'n isotropiese dispersie (redelik) aanvaar word, word hierdie getal vermenigvuldig met $ sqrt {3} $ om die totale snelheid te kry.

Die afstand waarheen parallaks meetbaar is, hang af van die hoekoplossing van u instrument. Vir die resolusie van milliarcsec is parallaksmetings ongeveer 1 kpc. As u lank genoeg wag, verhoog die beweging rondom die galaktiese middelpunt u basislyn sodat groter afstand ondersoek kan word.


Navorsingsbeskrywing vir die breë publiek

Dr. Aaron J. Romanowsky Observatories van die Universiteit van Kalifornië

"Sterrestelsels is vir sterrekunde soos ekosisteme vir biologie is." - James Binney en Scott Tremaine, Galaktiese dinamika

As u ooit in 'n donker helder nag opgekyk het, het u dit waarskynlik gesien Melkweg, 'n flou, wasige stroom wat oor die lug strek. Bekend met die mensdom sedert antieke tye, was die aard daarvan nie bekend nie toe Galileo sy teleskoop daarheen gerig het en ontdek dat dit uit tallose flou sterre bestaan.

In werklikheid is die Melkweg die sigbare merker van 'n wonderlike stelsel waarin ons sonnestelsel geleë is: a sterrestelsel bestaan ​​uit 100 biljoen sterre en groot hoeveelhede gas, terwyl die sowat 500 individuele sterre wat met die blote oog sigbaar is, net 'n handjievol van ons naaste bure verteenwoordig. Ons sterrestelsel is soos 'n pizza gevorm, en ons eie ster, die Son, is in 'n stuk pepperoni halfpad na die korsagtige rand geleë. Dit is die rede waarom ons vanuit ons perspektief 'n ligstraal rondom die lug sien draai.

In die vroeë 20ste eeu is ontdek dat die melkweg nie al is wat die heelal is nie. Begin daar naby, en strek tot in die verte sover daar gesien kan word miljarde van ander sterrestelsels, wat die lappieskombers is wat die heelal vorm. Hierdie sterrestelsels kom in verskillende vorms en groottes voor, maar daar is twee algemene algemene soorte:

Spiraalstelsels is soos ons eie Melkweg: plat, gasryke stelsels met prominente spiraalarms. Voorbeelde hiervan is die nabygeleë Andromeda Galaxy, die Sombrero Galaxy, M74, M83, NGC 1232, NGC 4622, M33, NGC 6946, NGC 7331, NGC 1365, M51, NGC 3310, M95, NGC 3184, NGC 2841, M64, NGC 891, NGC 1300, M100, M96, NGC 2336, NGC 3627 en M101.

Elliptiese sterrestelsels is afgeronde, kenmerkende balle sterre. Enkele voorbeelde is M87, NGC 1316 en NGC 4365. 'n Elliptiese sterrestelsel en 'n spiraalstelsel langs mekaar kan hier gesien word. Hier is 'n groep van twee elliptiese en een spiraal. Op groter skaal is die Coma Cluster, 'n groot swermende massa van honderde elliptiese en spirale.

Vir meer inligting oor sterrestelsels, sien hier of vir meer foto's, sien hier en hier.

Een van die meer verstommende bevindings van die sterrekunde in die laat 20ste eeu was dat daar heelwat meer in die heelal is wat die oog sien. Al die sigbare materie wat ons kan sien (sterre, gas, stof) maak slegs ongeveer 10% van die materiaal in die heelal uit. Die res, donker materie, is 'n materiaal (of verskillende soorte materiale) van 'n aard wat nog redelik onbekend is. Omdat dit 'donker' was, is dit tot dusver nog nooit direk gesien nie, maar wel dat dit bestaan afgelei- hoofsaaklik as gevolg van die swaartekrag-effekte daarvan.

Een van die eerste plekke waar donker materie opgespoor is, was rondom spiraalvormige sterrestelsels. Daar is gevind dat die koue gas in die buitenste dele van hierdie sterrestelsels te vinnig beweeg om verklaar te word deur die swaartekrag van die sigbare sterrestelsel. Dit blyk dat daar rondom alle spiraalvormige sterrestelsels 'n groot reservoir van donker materie is: die donker stralekrans. (Kyk hier vir 'n meer gedetailleerde uiteensetting van hoe die aanwesigheid van donker materie in spiraalstelsels afgelei word, of hier of hier vir meer algemene inligting oor donker materie.)

Ons dink nou dat donker materie nie net deurdringend is nie, maar ook noodsaaklik is. In die paradigma wat bekend staan ​​as 'koue donker materie' of 'hiërargiese struktuurvorming', is dit die ineenstorting van groot vlekke donker materie onder hul eie swaartekrag wat gelei het tot die kondensasie van gewone gasvormige materie in die sigbare sterrestelsels, sterre, planete, en uiteindelik die lewe wat ons vandag sien. ('N Onlangse ontdekking is' donker energie ', maar dit is 'n ander saak. Ahem.)

Maar wat van elliptiese sterrestelsels? Het hulle donker stralekrans? En as dit so is, is dit soortgelyk aan spirale se donker stralekrans? Ja, volgens die teoretiese prentjie hierbo, maar empiries, was hierdie vrae onbeantwoordbaar omdat elliptiese middels nie koue gas het wat gemeet kan word nie. 'N Ander manier is nodig om na donker materie te kyk.

Daar is eintlik voorwerpe rondom elliptiese sterrestelsels wat bestudeer kan word, alhoewel dit baie moeiliker is as met koue gas. Dit sluit in bolvormige trosse en planetêre newels. As 'n mens die kan meet snelhede van sulke voorwerpe in voldoende getalle, kan mens sien hoe sterk die gravitasiekragte rondom die sterrestelsel is, en dus hoeveel donker materie daar is.


Globulêre trosse

Rondom elke melkweg, insluitend ons eie Melkweg, is daar talle kleiner sterrestelsels bolvormige trosse. Dit is digte balle van 'slegs' ongeveer 'n miljoen sterre elk, en is die oudste voorwerpe in die heelal.

Enkele voorbeelde van globulars wat rondom ons sterrestelsel skuil, is NGC 6093 Omega Centauri (ook met close-up), M92, NGC 6397, 47 Tucanae (close-up hier), M15 (ook met close-up), NGC 1916 en NGC 5904 .

(Kyk hier vir 'n virtuele rondleiding deur die Melkweg se bolvormige trosstelsel. Vir meer inligting oor globulêre, sien hier.) Hierdie digte versameling sterre is sigbaar in verre sterrestelsels as individuele sterre nie is nie. Sien M87, waar die meeste "sterre" op die foto glad nie sterre is nie, maar bolvormige trosse wat rondom die sentrale sterrestelsel wemel. Dit is moontlik om die snelhede van sulke bolletjies te meet, gegewe 'n groot genoeg teleskoop.


Planetêre newels

Die naam planetêre newel is misleidend - hierdie newels het niks met planete te doen nie (toe hulle eers met klein teleskope ontdek is, het hulle tipies ronde voorkoms hulle soos planete laat lyk, vandaar die naam). Dit is die afgegooide oorblyfsels van bejaarde sterwende sterre - skulpe van gas verlig fluorescerend deur die vervaagende strale van die sentrale glans. Kyk hier of hier vir 'n meer gedetailleerde verduideliking. Vir die waarneming van inligting, sien die tuisblad van Planetary Nebulae Observer.

'N Voorbeeld van 'n planetêre newel (PN) is die Eskimo-newel. U sien die opmerklike verskil in resolusie tussen hierdie teleskoopbeeld op 'n afstand en hierdie grondgebaseerde teleskoopbeeld. Ander sluit in die Cat's Eye Nebula (ook met X-straal en optiese emissie op mekaar geplaas), die Uurglasnevel, die Halternevel, die Ringnevel, die Miernevel, die Suidelike Ringnevel, die Spirograafnevel, NGC 6751, die Retina-newel, die Rooispinnekop, die Heliksnevel, (ook hier, met 'n close-up van "kometêre knope" hier), M2-9, die verrotte eiernevel, NGC 2440, die sneeubalnevel, Abell 39, die vlindernevel, die Stingray Nebula en NGC 7027. 'n Hele galery PN-beelde van die Hubble-ruimteteleskoop kan hier gevind word, en 'n galery op die grond hier en 'n vals kleur hier. Drie voorbeelde van 'n 'proto-PN' is die eiernevel, CRL 618 en Gomez se hamburger.

Omdat hierdie PNe floreer, straal hulle hul lig uit met 'n paar goed gedefinieerde kleure, en dus kan die kontras tussen 'n PN en die agtergrondlig met die gebruik van toepaslike kleurfilters vergroot word, en sodoende kan dit waargeneem word in verre sterrestelsels, en laat hul snelhede meet.

Ek het al vele reise onderneem na van die grootste teleskope ter wêreld om die snelhede van ekstragalaktiese PNe te meet. Twee sulke "waarnemende lopies" word hier en hier beskryf. Ek is ook sterk betrokke by 'n nuwe instrument wat spesiaal vir hierdie doel gebou is, die Planetary Nebula Spectrograph.

Benewens die waarneming van die snelhede (kinematika) van hierdie "halo tracer" voorwerpe werk ek ook aan die dinamiese modellering nodig om die data te interpreteer. Dit wil sê, ek bereken hoeveel donker materie daar is, probeer die interne bewegings van die sterrestelsels verstaan, maak afleidings oor hul vormingsgeskiedenis, ens. As u die bloedige besonderhede wil ken, kan u hier sien.

Nou vir die slotsom: wat van resultate ?? Ons werk aan helder elliptiese sterrestelsels soos M87 en M49 het, soos verwag, baie donker materie opgedoen. Met sommige van die eerste studies ooit van 'gewone' elliptiese middels soos NGC 3379, het ons egter 'n bietjie skok gekry. In hierdie sterrestelsels het ons gevind dat die PN-snelhede vinnig met 'n radius afval, asof daar geen ekstra gravitasiekragte werk nie - en dus geen donker materie nie!

Hieronder is 'n paar beelde wat dit wys. Eerste is NGC 3379, met PN-snelhede rondom. Blou kolletjies wys PNe wat na ons toe beweeg (Doppler blueshift) en rooi kolletjies beweeg weg (rooi shift). Die puntgroottes is groter vir groter snelhede. U kan met die oog sien dat die kolletjies (en snelhede) kleiner word van die sterrestelsel af. Tweede is 'n plot van die snelhede met 'n radius vir vier verskillende sterrestelsels, bo-op dieselfde plot. Die geel stippellyn toon die voorspelling as daar geen donker materie is nie, wat goed ooreenstem met die data.

In hierdie gevalle ontbreek die 'ontbrekende massa': wat u sien, is wat u kry. Aangesien hierdie stelsels nie deur die 'normale' mantel van donker materie gehul word nie, noem ons dit "naakte sterrestelsels" - alhoewel hulle miskien nie kaal is nie, maar slegs skaars geklee, aangesien ons nie 'n klein hoeveelheid donker materie kan uitsluit nie.

Waarom is hierdie sterrestelsels kaal? Daar is baie idees (byvoorbeeld, hulle het hul donker strale verloor deur interaksies met ander sterrestelsels), maar dit lyk asof geen van hulle tot dusver werk nie. Op hierdie stadium sal ons voortgaan om data oor verskillende sterrestelsels te versamel en dit te ontleed, dus bly op hoogte.


As u meer wil weet oor die geskiedenis van die heelal, sien Ned Wright se Cosmology Tutorial.
Vir 'n volledige basiese oorsig oor sterrekunde aanlyn, sien Astronomie-aantekeninge.
Vir nog meer skouspelagtige astronomiese foto's, sien die Anglo-Australiese sterrewag of die Hubble-ruimteteleskoop.


Sterrekundiges onthul die mees gedetailleerde 3D-kaart nog van die Melkweg

Sterrekundiges het die mees presiese 3D-kaart tot nog toe van die Melkweg onthul, 'n prestasie wat beloof om vars lig te werp op die werking van die sterrestelsel en die raaisels van die breër heelal.

Die groot elektroniese atlas is saamgestel uit data wat versamel is deur die Gaia-sterrewag van die Europese Ruimteagentskap wat die hemel deursoek het sedert dit in 2013 van Kourou in Frans-Guyana afgespring het.

Die kaart bevat genoeg besonderhede vir sterrekundiges om die versnelling van die sonnestelsel te meet en die massa van die sterrestelsel te bereken. Dit sal weer leidrade gee oor hoe die sonnestelsel gevorm het en die tempo waarteen die heelal sedert die aanbreek van die tyd uitgebrei het.

Nicholas Walton, 'n lid van die ESA Gaia-wetenskapspan by die Institute of Astronomy in Cambridge, het die poging vergelyk met die invul van die spasies op antieke kaarte wat onbekende streke gemerk het met die bewering dat "hier is drake".

"Wat ons regtig hier doen, is om 'n baie gedetailleerde kaart van die plaaslike heelal te kry wat in drie dimensies is vir sterre tot 'n paar honderd ligjare," het hy gesê.

Animasie toon wentelbane van die nabygeleë sterre rondom die middel van die sterrestelsel - video

Deur die posisies en bewegings van die sterre in kaart te bring, het die sonde vernietigende prosesse buite die rand van die Melkweg ontdek. 'N Dowwe stroom sterre wat tussen twee nabygeleë sterrestelsels raakgesien word, is 'n bewys dat die massiewe Groot Magellaniese wolk geleidelik verslind hoe kleiner Magellaniese wolk.

'N 3D-kaart wat die Groot Magellaanse Wolk (links) en die Klein Magellaanse Wolk toon wat deur sterrekundiges gemaak is deur data van Gaia te gebruik. Foto: ESA / Gaia / DPAC / PA

Baie van die liggame wat Gaia waarneem, is kwasars, uiters ver en intens helder voorwerpe wat 'n miljard keer die massa van die son deur swart gate aangedryf word. Deur die sonnestelsel se beweging ten opsigte hiervan te meet, toon die Gaia-data dat die sonnestelsel in die rigting van die middel van die Melkweg val met 'n versnelling van ongeveer 7 mm per sekonde per jaar.

Gaia, bekend as die Galaxy Surveyor, wentel om die planeet vanuit 'n swaartekrag-stabiele posisie, bekend as 'n Lagrange-punt 930,000 myl van die aarde in die teenoorgestelde rigting van die son. Die sonde het die afgelope sewe jaar die posisies en snelhede van byna 2 miljard sterre gemeet. Behalwe om spore van kosmiese verbruik te openbaar, laat astronomieë die verspreiding van materie in die Melkweg saam, waarvandaan hulle die massa direk sal skat.

Lagrange-punte is streke in die ruimte waar swaartekragte geneig is om voorwerpe te laat bly. Vir die Gaia-sterrewag beteken dit dat 'n minimum brandstof nodig is om die ligging te behou. Die baan in die verte het nog 'n voordeel: dit is ver genoeg van die aarde af om te verhoed dat ligbesoedeling sy uitsig op die sterre bederf.

Floor van Leeuwen, wat die verwerking van data vir Gaia by die Institute for Astronomy behartig, het gesê dat die hoeveelheid data astronome “ons sterrewêreld op forensiese wyse kan ontleed en belangrike vrae oor die oorsprong en toekoms van ons sterrestelsel kan aanpak”.

Caroline Harper, die hoof van die ruimtewetenskap by die UK Space Agency, het gesê: “Ons is al duisende jare besig om die sterre en hul presiese ligging op te let en uit te brei namate hulle die mensdom se begrip van ons kosmos uitgebrei het.

'Gaia staar die afgelope sewe jaar na die hemel en karteer die posisies en snelhede van sterre. Danksy die teleskope het ons vandag die mees gedetailleerde miljardster 3D-atlas wat nog ooit saamgestel is. ”


Sterrekundiges meet enorme planeet wat ver van sy ster skuil

Kunstenaar se weergawe van 'n 10 miljoen jaar oue sterrestelsel met 'n gasreusplaneet soos Jupiter. Krediet: NASA / JPL-Caltech / T. Pyle

Wetenskaplikes kan gewoonlik nie die grootte van reusagtige planete, soos Jupiter of Saturnus, meet nie, ver van die sterre wat hulle wentel. Maar 'n UC Riverside-span het dit gedoen.

Die planeet is ongeveer vyf keer swaarder as Jupiter, vandaar sy bynaam GOT 'EM-1b, wat staan ​​vir Giant Outer Transiting Exoplanet Mass. Alhoewel dit byna 1.300 ligjare van die aarde af is, GOT' EM-1b of Kepler-1514b as dit is amptelik bekend, en word steeds beskou as deel van wat navorsers ons "sonbuurt" noem.

"Hierdie planeet is soos 'n springklip tussen die reuse-planete van ons eie sonnestelsel, wat baie ver van ons son af is, en ander gasreuse wat baie nader aan hul sterre is," het die UCR-sterrekundige Paul Dalba, wat die navorsing gelei het, gesê.

Die ontdekking van GOT 'EM-1b is uiteengesit in 'n artikel wat aanvaar is vir publikasie in die Sterrekundige Tydskrif, en word op 11 Januarie tydens die 2021-vergadering van die American Astronomical Society aangebied.

Die NASA se Kepler-ruimteteleskoop het oorspronklik 'n voorwerp, wat blykbaar hierdie planeet was, in 2010 geïdentifiseer. Daardie missie het toe gesien dat die helderheid van 'n ster gereeld afneem, 'n aanduiding dat planete in die omtrek in die omtrek is.

Dalba en sy span gebruik toe W.M. Keck-sterrewag in Hawaii om die grootte en digtheid van die planeet te bepaal.

Dalba het gesê dit is verbasend om 'n planeet soos GOT 'EM-1b te vind.

"Om 218 dae om 'n ster te wentel, is 'n orde van grootte langer as die meeste reuse-eksoplanete wat ons gemeet het," het Dalba gesê. 'Kepler ontdek duisende planete, en slegs 'n paar dosyne het 'n baan van 'n paar honderd dae of langer gehad.'

Reuse planete is geneig om verder van hul sterre af te vorm en migreer dan mettertyd na binne. Die ontdekking van een wat nie nader gekom het nie, kan as analoog dien en nuwe insigte in ons eie sonnestelsel bied.

Die aarde geniet baie relatiewe stabiliteit, en sterrekundiges glo dat Jupiter ons planeet kan beskerm teen ander voorwerpe in die ruimte wat ons kan beïnvloed. Maar omdat hulle so massief is, kan planete soos Jupiter die wentelbane, argitektuur en ontwikkeling van ander nabygeleë planete versteur.

"Reuse-planete ver van hul sterre af kan ons help om eeue oue vrae te beantwoord oor die vraag of ons sonnestelsel normaal is of nie in sy stabiliteit en ontwikkeling nie," het die UCR-planetêre astrofisikus Stephen Kane, wat aan die navorsing deelgeneem het, verduidelik.

"Ons weet nie van baie analoë aan Jupiter en Saturnus nie - dit is regtig moeilik om sulke planete baie ver weg te vind, so dit is opwindend," het Kane gesê.

Dalba het verduidelik dat gegewens van reuse-planete nader aan hul sterre dikwels moeiliker is om te interpreteer, omdat die straling van die ster dit opblaas.

'U moet eers die inflasie in grootte verreken voordat u die samestelling en ander aspekte van planete naby sterre ondersoek,' het Dalba gesê. "Hierdie planeet het nie die radiusprobleem nie, daarom is dit meer eenvoudig om te studeer."

Om hierdie redes is die ontdekking van Kepler-1514b nuttig vir toekomstige NASA-missies, soos die Romeinse ruimteteleskoop van Nancy Grace, wat direkte beelding van reuse-planete sal probeer.

Dalba hoop ook om te verneem of die planeet 'n maan of 'n manestelsel het.

'Ons het nog nooit 'n maan buite ons sonnestelsel gevind nie,' het Dalba gesê. "Maar as ons dit wel doen, sou dit ons laat weet dat mane kan vorm rondom planete wat aansienlike migrasie ondervind, en ons meer leer oor reuse-planete in sy geheel."


Hoe meet 'n mens snelhede van verre, helder voorwerpe - Sterrekunde

Ek het 'n doktorsgraad in fisika aan Caltech (1948). Ek woon in 'n aftree-gemeenskap in Redlands, CA. Op versoek hou ek elke twee weke lesings oor sterrekunde. 'N Vraag wat my gevra word, maar nie bevredigend kan beantwoord nie, is "Hoe bepaal hulle die ouderdom van die heelal en die afstand in ligjare (of kilometers) tot verafgeleë sterrestelsels?"

Ek verstaan ​​dat die rooiverskuiwing die resessiesnelheid bepaal, maar ek verstaan ​​nie die verband hiervan tot die afstand nie.

Daar is 'n eenvoudige antwoord en 'n nie-eenvoudige komplikasie daarby.

Die eenvoudige antwoord is dat dit al 'n geruime tyd bekend is dat die afstand na 'n sterrestelsel eweredig is aan die resessiesnelheid: dit word die wet van Hubble genoem en dit is waarnemend deur Hubble getoon in die laat 1920's. Dit blyk dat as u aanneem dat die heelal homogeen en isotroop is (wat volgens ons die geval is), kan die wet van Hubble ook deur die teorie voorspel word. Die konstante eweredigheid tussen die resessiesnelheid van sterrestelsels en hul afstand word Hubble se konstante genoem. Sterrekundiges het probeer om die konstante van Hubble te meet sedert die term geskep is: die eenvoudigste manier is om na die resessiesnelhede van sterrestelsels te kyk waarvoor die afstande op ander maniere bekend is (soos om na die periode van veranderlike sterre te kyk). Die huidige beste skatting van die konstante van Hubble vandag is ongeveer 20 km / s per Mly, sodat 'n sterrestelsel met 'n resessiesnelheid van 2000 kilometer per sekonde 100 mega-ligjaar weg is, ensovoorts.

Daarom kan ons die wet van Hubble gebruik om ons afstande tot sterrestelsels te vertel deur hul rooi verskuiwings te meet, wat selfs vir baie ver voorwerpe relatief maklik is om te doen. Ons kan ook die ouderdom van die heelal skat: u sal sien dat die eenhede van Hubble se konstante eintlik 1 keer is, dus een bo Hubble se konstante moet die kenmerkende ouderdom van die Heelal wees. Uit die Hubble-konstante hierbo bereken ons dat die heelal ongeveer 14 miljard jaar oud is.

Nou vir die komplikasies: dit blyk dat vir * baie * verre voorwerpe (by rooi verskuiwings van byvoorbeeld 2 en groter) die wet van Hubble nie heeltemal geld nie, want op baie groot afstande moet ons die (4-dimensionele) begin neem. kromming van die Heelal in ag geneem. 'N Belangriker effek is dat Hubble se konstante in die meeste kosmologieë nie regtig konstant is nie; dit neem toe as u terugkyk in die tyd, sodat die waarde daarvan vir sterrestelsels by rooi verskuiwings van 5 anders was as vandag. Om beramings te kry van die afstande na sterrestelsels en die ouderdom van die heelal, moet sterrekundiges dus 'n stel kosmologiese parameters vir die heelal aanvaar (byvoorbeeld die totale hoeveelheid "normale" materie wat dit bevat) en die ouderdom en die afstande daarvan modelleer. sterrestelsels as 'n funksie van rooi verskuiwing deur die bewegingsvergelykings vir kosmologiese evolusie te integreer. Die antwoorde wat hulle kry, verskil nie van wat ons hierbo beraam het nie, maar kan van kardinale belang wees om sterrestelsels met 'n hoë rooiverskuiwing te leer (byvoorbeeld, die onttrekking van hul groottes hang lineêr af van hul afstand en hul massas op die kwadraatafstand).

Vir alle doeleindes is die wet van Hubble egter 'n baie kragtige instrument om afstande vanaf snelhede te kry (en dit wil u dalk in u lesings stop).

Hierdie bladsy is laas op 27 Junie 2015 opgedateer.

Oor die skrywer

Kristine Spekkens

Kristine bestudeer die dinamika van sterrestelsels en wat hulle ons kan leer oor donker materie in die heelal. Sy behaal haar doktorsgraad aan Cornell in Augustus 2005, was 'n Jansky-postdoktorsgraad aan die Rutgers Universiteit van 2005-2008, en is nou 'n lid van die fakulteit aan die Royal Military College van Kanada en aan die Queen's University.


Hoe bereken sterrekundiges die grootte en afstande van hemelliggame?

Ek kyk nou al jare lank na video's op YT oor sterrekunde. Dit is fassinerend. Ek vra nooit regtig vrae nie en glo net wat die kenners te sê het. Maar vandag het ek besluit om hierdie vraag te stel & # 8230 'n Vraag wat ek voorheen dikwels geïgnoreer het.

So gister kyk ek na hierdie video en dit noem 'n ster / een of ander hemelliggaam. Ek onthou nie presies nie, jammer. Daar word gesê dat die sterrekundiges bereken het dat hierdie hemelliggaam ongeveer * 13 miljard ligjare * van ons af is en dit is baie miljarde-iets-reusagtig.

Dit is vir my net so verbysterend. Hoe doen hulle dit? Hulle bereken massas en afstande van liggame wat kwansuis sooo groot en ver is, as ons nog nie eens daarin geslaag het om op Mars te trap nie. My punt is: hoe is ons in staat om dit alles akkuraat te bepaal wanneer ons op 'n universele skaal amper niks kan nie. Hoe werk hierdie berekeninge?

Vir afstand: Trigonometrie!

Hulle gebruik 'n metode genaamd sterre parallaks. Kyk na die posisie van die ster op een punt in die jaar, en kyk dan na dieselfde sterre op 'n ander punt in die jaar. Deur die posisie te vergelyk, kan ons die afstand van die ster vanaf die aarde driehoekig maak. Dit is nie anders as hoe kartograwe eeue gelede kaarte gemaak het nie & # 8211 as u twee hoeke van 'n driehoek het en die afstand tussen hulle, kan u die ander twee sye van die driehoek bereken.

Vir massa is die berekeninge ingewikkeld, maar aangesien ons die massa van die Aarde en die snelheid / afstand van ons baan ken, kan ons na die wentelstraal en spoed van ander voorwerpe kyk en dit in ons vergelykings steek om die massa daarvan te bepaal.

Eerstens het ons 'n verwysingspunt nodig, en die beste verwysingspunt wat ons het, is die Son. Terwyl antieke sterrekundiges probeer om die afstand tot die son te bepaal, het hulle nie die nodige instrumente gehad om akkuraat genoeg metings te doen nie, of kennis van baanwerktuigkunde om dit met enige redelike mate van akkuraatheid te bepaal.

Teen die 17de eeu het ons 'n beter begrip gehad van die wentelbane van planete en kon ons verbindings maak oor die wentelbane van die planete in verhouding tot mekaar. Al wat ons nou nodig gehad het, was om een ​​van hulle te ken.

Die & # 8220one & # 8221 was Venus. Soms sal Venus 'n & # 8220transit maak. & # 8221 Dit wil sê, dit sal tussen die aarde en die son op 'n sigbare manier beweeg. Deur te meet hoe lank hierdie transito duur, kon ons in die 18de eeu Venus se baan bereken en dus die aarde se baan, insluitend ons afstand na die son.

Tweedens, noudat ons die afstand tot die son ken, kan ons iets genaamd parallaks gebruik om die afstand van die aarde na ander sterre te meet. Wat u doen, is om 'n ster te kies en die hoek van die aarde na die ster te meet. Dan wag jy 6 maande en meet die hoek weer na daardie ster. Hierdie twee hoeke, plus die bekende afstand tussen die posisie van die Aarde (6 maande uitmekaar, aan weerskante van die son), definieer uniek 'n driehoek waarvan die toppunt die gekose ster is. Sodra u die drie stukkies inligting ken, kan u al die ander inligting oor die ster aflei, insluitend die afstand daarheen.

Hoe verder iets egter is, hoe akkurater moet u meet om 'n goeie afstand te kry. Gegewe ons huidige instrumente, werk parallaks net regtig vir dinge tot 100 ligjare van die aarde af.

In die vroeë 1900 & # 8217s ontdek ons ​​'n tipe ster bekend as 'n Cepheid ster. Die coolste ding aan hulle is dat hulle gereeld verdof en helder word. Die interval hang slegs af van die absolute helderheid van die sterre. Hoe helderder iets is, hoe verder weg, hoe dowwer lyk dit. As u dus na een van hierdie Cepheidsterre kyk en die periode van die intervalle daarvan meet, kan u bepaal hoe helder dit regtig is. As u vergelyk hoe helder dit regtig is met hoe helder dit lyk, kan u bepaal hoe ver dit is (aangesien die tempo waarteen dinge dowwer lyk, wiskundig verband hou met hoe ver dit is).

Cepheidsterre is redelik algemeen en redelik helder, en dit stel ons in staat om afstande te meet tot miljoene ligjare daarvandaan.

Ons kan soortgelyke metodes gebruik vir ander verskynsels met bekende helderhede, soos supernovas, om afstande nog verder weg te meet, tot 'n miljard ligjare.

Laastens, is dat die heelal besig is om uit te brei. Hoe verder twee voorwerpe van mekaar weg is, hoe vinniger beweeg dit. Wanneer lig uitgestraal word van 'n voorwerp wat van u af wegbeweeg, & # 8220; & # 8220; die lig wat & # 8220redder & # 8221 laat uitkom & # 8221; as wat dit regtig is ^ (*). As u dus na 'n soort voorwerp kyk waarvan die helderheid bekend is, kan u meet hoe die lig rooi verskuif is wat u vertel hoe vinnig dit van u af beweeg. Aangesien die snelheid waarmee die voorwerp van u af wegbeweeg, verband hou met die afstand vanaf u, kan u die afstand bereken.

* & # 8211 Nie noodwendig * letterlik * rooier nie (alhoewel moontlik), maar die golflengtes daarvan is langer (uitgestrek). Dit is in teenstelling met voorwerpe wat na mekaar beweeg, waarvan die golflengtes inmekaargetrap en dus kleiner word, wat dit blouer maak. Die terme rooi en blou verwys na die feit dat rooi en blou onderskeidelik die lang en kort golflengtes van ons sigbare ligspektrum inneem.

Vir planete wat regtig ver weg is, kyk ons ​​na die beweging van die ster wat hulle wentel. Wanneer die een liggaam om 'n ander wentel, alhoewel dit lyk asof die ster stilstaan ​​en die planeet daaromheen draai, wentel hulle eintlik om mekaar. Dit beteken dat die ster nooit so effens sal wikkel nie. U kan sien hoe dit werk in [this] (https://spaceplace.nasa.gov/review/barycenter/doppspec-above.en.gif) en [this] (https://spaceplace.nasa.gov/barycenter/ en / dopspec-inline.en.gif) gif. Ons kan hierdie wankeling opspoor deur na klein maar tog periodieke veranderinge in 'n ster se lig te kyk. Die golflengte sal ooit so effens wissel as gevolg van die beweging van die ster. Hierdie tegniek, wat doppler-spektroskopie genoem word, kan ons 'n verstommende hoeveelheid inligting gee as ons dit met 'n paar ander tegnieke en metings kombineer, en laat ons selfs die massa en omlooptyd van die planeet en soms selfs die temperatuur op die planeet bepaal.

Vir sterre kan ons gewoonlik die grootte bepaal deur na die tipe lig te kyk wat hulle uitstraal. Die massa van die ster word gedeeltelik bepaal deur die temperatuur van die ster, en die lig wat deur die ster uitgestraal word, kan ons die temperatuur van die ster vertel. Ons kan dit dus gebruik om 'n idee te kry van die grootte en massa van 'n ster.

Ons gebruik parallaks. Hou u vinger op armlengte voor u uit. Kyk na die agtergrond net agter die vinger as jy jou kop van kant tot kant beweeg. Probeer om te verhoed dat u vinger beweeg. U moet oplet dat die agtergrond ook beweeg, wat verwag kan word. Doen nou dieselfde truuk, maar hou die vinger die eerste keer omhoog sodat die agtergrond baie naby aan u is. U moet oplet dat wanneer u kop beweeg, die agtergrond meer beweeg as wanneer die agtergrond ver is. Hierdie verskynsel is ook opmerklik as jy by een van die passasiersvensters van 'n motor uitkyk. As u na bome langs die pad kyk, sien u hoe hulle verbyvlieg, maar as u na 'n boom kyk wat ver weg is, lyk dit asof dit stadiger beweeg. Hierdie effek word parallaks genoem en ons gebruik dit om te meet hoe ver sterre is. In sterrekunde gebruik ons ​​sterre wat ver weg is as verwysing en ons maak die betrokke ster die & # 8220vinger & # 8221. [Hier] (https://javalab.org/en/stellar_parallax_en/) is 'n goeie voorbeeld van hoe dit werk. In plaas daarvan om ons koppe te laat beweeg, laat ons die aarde om die son wentel, en dan gebruik ons ​​basiese trigonometrie om uit te vind wat die afstand is.

Vir planete werk dit nie regtig nie omdat hulle nie lig uitstraal nie, so wat ons gewoonlik doen, is om na die ster te kyk wat dit wentel, en kyk hoe ver dit is. Dit gee ons dan 'n goeie idee van die afstand na daardie planeet.

Die rede waarom ons so goed hiermee is, is omdat die betrokke fisika regtig goed verstaan ​​word. Die wette wat beskryf hoe planete om sterre wentel, is baie bekend, en dit beteken dat ons 'n groot hoeveelheid inligting kan haal uit die paar dinge wat ons kan meet. Ek sien dit altyd as om elke druppel inligting wat ons kry, te melk vir alles wat ons kan vertel oor die ster waaruit hy gekom het. Een van die mense in my rekenaarklasse het dit altyd & # 8220ondervraging van data & # 8221 genoem en hy was eerlikwaar nie so ver nie, want ons kry soveel data uit so min data.


Wat vertel Spectra ons?

Die meeste helder sterrekundige voorwerpe skyn omdat dit warm is. In sulke gevalle vertel die kontinuum wat hulle uitstraal ons wat die temperatuur is. Hier is 'n baie rowwe gids.

Temperatuur
(in Kelvin)
Oorheersend
Straling
Astronomiese voorbeelde
600Infrarooi Planete, warm stof
6,000Optiese Die fotosfeer van Sun en ander sterre
60,000UV Die fotosfeer van baie warm sterre
600,000Sagte X-strale Die kroon van die Son
6,000,000X-strale Die kroon van aktiewe sterre

Ons kan baie meer uit die spektrumlyne leer as uit die kontinuum.

Die chemiese samestelling van sterre

Die studies van die sonspektrum (Joseph Fraunhofer is die bekendste en waarskynlik ook die belangrikste vroeë bydraer tot hierdie veld) het egter absorpsielyne (donker lyne teen die helderder kontinuum) aan die lig gebring. Die presiese oorsprong van hierdie 'Fraunhofer-lyne', soos ons dit vandag noem, het jare lank in twyfel getree totdat Gustav Kirchhoff, in 1859, aangekondig het dat dieselfde stof óf emissielyne kan produseer (wanneer 'n warm gas sy eie lig uitstraal. ) of absorberingslyne (wanneer 'n lig van 'n helderder, en gewoonlik warmer, bron daardeur skyn). Nou het wetenskaplikes die middele gehad om die chemiese samestelling van sterre deur middel van spektroskopie te bepaal!

Een van die mees dramatiese triomfies van astrofisiese spektroskopie gedurende die 19de eeu was die ontdekking van helium. 'N Emissielyn van 587,6 nm is die eerste keer in die sonkorona waargeneem tydens die verduistering van 18 Augustus 1868, hoewel die presiese golflengte destyds moeilik was om vas te stel (as gevolg van die kort waarneming met behulp van tydelike opstelling van instrumente wat na Asië vervoer is) . Twee maande later het Norman Lockyer 'n slim tegniek gebruik en dit reggekry om sonkrag-prominente waar te neem sonder om op 'n verduistering te wag. Hy merk op die presiese golflengte (587,6 nm) van hierdie lyn en sien dat geen bekende aardelemente 'n lyn op hierdie golflengte het nie. Hy het tot die gevolgtrekking gekom dat dit 'n nuut ontdekte element moet wees en noem dit 'helium'. Helium is uiteindelik op die aarde ontdek (1895) en het dieselfde lyn van 587,6 nm getoon. Vandag weet ons dat helium die tweede volopste element in die heelal is.

Ons weet ook vandag dat waterstof die meeste voorkom. Hierdie feit was egter aanvanklik nie voor die hand liggend nie. Baie jare van waarnemings- en teoretiese werke bereik 'n hoogtepunt in 1925, toe Cecilia Payne haar PhD-proefskrif getiteld 'Stellar Atmospheres' publiseer. (Voetnoot: dit was die eerste PhD wat ooit aan Harvard toegeken is. Dit is ook byna 40 jaar geprys as 'ongetwyfeld die mees briljante PhD-proefskrif wat ooit in die sterrekunde geskryf is. In hierdie vroeë werk het sy baie uitstekende spektrums van Harvard-waarnemers gebruik en die intensiteit van 134 verskillende lyne uit 18 verskillende elemente gemeet. Sy het die nuutste teorie van die vorming van spektrale lyne toegepas en gevind dat die chemiese samestellings van sterre waarskynlik almal ooreenstem, met die temperatuur die belangrikste faktor om hul uiteenlopende voorkoms te skep. Sy kon toe die oorvloed van 17 elemente in verhouding tot die 18de silikon skat. Waterstof was meer as 'n miljoen keer meer volop as silikon, 'n gevolgtrekking wat so onverwags was dat dit baie jare geneem het om algemeen aanvaar te word.

Die beweging van sterre en sterrestelsels

As die spektrum van 'n ster rooi of blou verskuif is, kan u dit gebruik om die snelheid langs die siglyn af te lei. Sulke 'radiale snelheid'-studies het ten minste drie belangrike toepassings in astrofisika gehad.

Die eerste is die studie van binêre sterstelsels. Die komponentsterre in 'n binêre draai om mekaar. U kan die radiale snelhede vir een siklus (of meer!) Van die binêre meet, dan kan u dit weer in verband bring met die swaartekrag met behulp van Newton se bewegingsvergelykings (of hul astrofisiese toepassings, Kepler se wette).As u addisionele inligting het, soos waarnemings van verduisterings (sien Ligkromme), kan u soms die massas van die sterre akkuraat meet. Verduisterende binaries, waarin u die spektrale lyne van albei sterre kan sien, het 'n deurslaggewende rol gespeel in die vestiging van die massas en die radiusse van verskillende soorte sterre.

Die tweede is die studie van die struktuur van ons Melkweg. Sterre in die Melkweg draai om sy middel, net soos planete om die Son draai. Dit is ingewikkelder, want die swaartekrag is te danke aan al die sterre in die Melkweg, in hierdie geval. (In die sonnestelsel is die son so 'n oorheersende bron dat u die trek van die planete min of meer kan ignoreer - min of meer). Radiale snelheidstudies van sterre (binêr of enkel) het dus 'n belangrike rol gespeel om die vorm van die Melkweg te bepaal. Dit is vandag nog 'n aktiewe veld. Een van die bewyse vir donker materie kom byvoorbeeld uit die studie van die verspreiding van snelhede op verskillende afstande vanaf die middel van die Melkweg. Nog 'n opwindende ontwikkeling is die radiale snelheidstudies van sterre baie naby die Galaktiese sentrum, wat sterk daarop dui dat ons Melkweg 'n massiewe swart gat bevat.

Die derde is die uitbreiding van die heelal. Edwin Hubble het vasgestel dat sterrestelsels in die verte meer geneig is om meer rooi verskuiwings te hê. Alhoewel dit nie eens deur Einstein voorspel word nie, is so 'n uitbreidende heelal 'n natuurlike oplossing vir sy algemene relatiwiteitsteorie. Vir meer sterrestelsels word die rooiverskuiwing vandag as 'n primêre aanduiding van hul afstande gebruik. Die verhouding van die resessiesnelheid tot die afstand word die Hubble-konstante genoem, en die presiese meting van die waarde daarvan was vandag een van die belangrikste prestasies van astrofisika, met behulp van instrumente soos die Hubble-ruimteteleskoop.


Hoe meet 'n mens snelhede van verafgeleë, helder voorwerpe - Sterrekunde

Die golf-aard van lig beteken dat daar 'n verskuiwing in die spektrale lyne van 'n voorwerp sal wees as dit beweeg. Hierdie effek staan ​​bekend as die doppler-effek. U het waarskynlik gehoor hoe die doppler-effek in die verandering van die toonhoogte van die geluid kom van iets wat na u toe of weg van u af beweeg (bv. 'N treinfluitjie, 'n polisie-sirene, 'n roomysvragmotor se musiek, 'n muskietgons) Klanke van voorwerpe wat beweeg in die rigting van jy is by 'n hoër toonhoogte omdat die klankgolwe saamgedruk word, wat die golflengte van die klankgolwe verkort. Klanke van voorwerpe wat beweeg weg van jou is by 'n laer toonhoogte omdat die klankgolwe uitmekaar gestrek word, wat die golflengte verleng. Lig tree op dieselfde manier op.

Beweging van die ligbron laat die spektraallyne posisies skuif. 'N Voorwerp se beweging veroorsaak 'n golflengteverskuiwing = nuut - rus dit hang af van die spoed en rigting wat die voorwerp beweeg. Die hoeveelheid skuif hang af van die voorwerp se spoed: = rus × Vradiaal / c, waar c is die snelheid van die lig, rus is die golflengte wat u sou meet as die voorwerp in rus was en Vradiaal is die snelheid langs die siglyn.

Daar is baie inligting wat in die formule gestoor word! Eerstens staan ​​daar dat die vinniger die voorwerp beweeg, die groter die doppler-skof. Byvoorbeeld, 'n bepaalde emissielyn van waterstof uit nabygeleë sterrestelsels word met 'n kleiner hoeveelheid as dieselfde lyn van verafgeleë sterrestelsels verskuif. Dit beteken dat die verre sterrestelsels vinniger beweeg as die nabygeleë sterrestelsels. Die "radar guns" wat deur polisiebeamptes gebruik word, werk ook volgens hierdie beginsel. Hulle stuur 'n radiogolf met 'n vasgestelde golflengte (of frekwensie) wat van 'n motor af weerkaats terug na die "radar gun". Die toestel bepaal die snelheid van die motor uit die verskil in die golflengte (of frekwensie) van die uitgesende straal en die weerkaatsde straal.

Tweedens, die term Vradiaal beteken dat slegs die voorwerp se beweging langs die siglyn Dis belangrik. As voorwerp skuins beweeg ten opsigte van die siglyn, dan vertel die dopplerverskuiwing () u slegs van die deel van sy beweging langs die siglyn. U moet ander tegnieke gebruik om vas te stel hoeveel van die voorwerp se totale snelheid loodreg op die siglyn is.

Ten slotte, op watter manier die spektrumlyne verskuif word, kan u sien of die voorwerp na u toe of weg beweeg. As die voorwerp beweeg in die rigting van jy, die golwe is saamgepers, so hul golflengte is korter. Die lyne word na korter (blouer) golflengtes verskuif --- dit word a genoem blueshift. As die voorwerp beweeg weg van u af word die golwe uitgestrek, en hulle golflengte is dus langer. Die lyne word na langer (rooier) golflengtes verskuif --- dit word a genoem rooi verskuiwing.

Hierdie verduideliking werk ook as u beweeg en die voorwerp stilstaan ​​of as u sowel as die voorwerp beweeg. Die doppler-effek sal u vertel van die familielid beweging van die voorwerp met betrekking tot jou. Die spektrumlyne van byna al die sterrestelsels in die heelal word na die rooi punt van die spektrum verskuif. Dit beteken dat die sterrestelsels wegbeweeg van die Melkwegstelsel en 'n bewys is vir die uitbreiding van die heelal.

Die doppler-effek beïnvloed nie die algehele kleur van 'n voorwerp nie, tensy dit teen 'n beduidende fraksie van die ligspoed beweeg (BAIE vinnig!). Vir 'n voorwerp wat na ons toe beweeg, sal die rooi kleure na die oranje verskuif word en die byna-infrarooi na die rooi, ens. Al die kleure skuif. Die algehele kleur van die voorwerp hang af van die gesamentlike intensiteite van al die golflengtes (kleure). Die eerste figuur hieronder toon die deurlopende spektra vir die son teen drie snelhede (nul, 'n vinnige 0,01c, 'n BAIE vinnige 0.1c). Die waterstof-alfa-lyn (op 656,3 nm) word ook getoon. Voorwerpe in ons sterrestelsel beweeg teen 'n snelheid van minder as 0,01c. Die doppler-verskuifde deurlopende spektrum vir die son wat op 0.01 beweegc kan amper nie van die son in rus onderskei word nie, selfs as u net op die optiese golflengtes inzoom (tweede figuur). Die dopplerverskuiwing van die spektrumlyn is egter maklik om te sien vir die stadige spoed. Deur nog verder in te zoem, kan u die skofverskuiwings van die spektrale lyn opspoor vir snelhede van 1 km / sek of laer (minder as 3.334 & # 21510 -6 c).


Onlangse projekte

Die ontsyfering van die kinematiese struktuur van die klein Magellaanse wolk deur sy rooi reuse-bevolking

In Zivick, Kallivayalil en van der Marel 2020 stel ons 'n nuwe kinematiese model vir die Small Magellanic Cloud (SMC) voor, met behulp van data uit die gaia Data Release 2-katalogus. Ons identifiseer 'n monster sterrekundige sterre (RG), wat astronomies goed optree, en wat tot die SMC behoort, en kruis-ooreenstemming met openbaar beskikbare radiale snelheidskatalogusse. Ons maak 'n 3D-ruimtelike model vir die RG's, met behulp van RR Lyrae vir afstandverspreidings, en pas kinematiese modelle toe met wisselende rotasie-eienskappe en 'n nuwe voorskrif vir gety-uitbreiding om PM-katalogusse te genereer. As ons hierdie reeks spotkatalogusse vergelyk met die waargenome RG-data, vind ons 'n kombinasie van matige rotasie (met 'n grootte van ∼10−20∼10−20 km s − 1−1 teen 1 kpc vanaf die SMC-middelpunt, hellings tussen ∼50−80∼50−80 grade, en 'n oorwegend noord-tot-suid-lyn van knoopposisiehoek van ∼180∼180 grade) en gety-uitbreiding (met 'n skaal van ∼10∼10 km s − 1−1 kpc− 1−1) is nodig om die PM-handtekeninge te verduidelik. Die presiese pasvormparameters hang ietwat daarvan af of ons slegs die PM's beoordeel of die RV's as 'n kwalitatiewe ondersoek insluit, en daar is nog 'n bietjie spanning tussen die PM en RV-gevolgtrekkings. In albei gevalle verskil die parameterruimte wat ons model verkies, beide van rotasiegeometrieë wat voorheen afgelei is, insluitend die SMC H < small I> gas en van die slegs RG RV-ontledings, en nuwe SMC PM-ontledings wat tot die gevolgtrekking kom dat 'n rotasie handtekening is nie waarneembaar nie. Dit beklemtoon die noodsaaklikheid om die SMC as 'n reeks verskillende populasies met verskillende kinematika te behandel.

Navorsingsdokumente

Die orbitale geskiedenis van Magellaanse satelliete met behulp van Gaia DR2 Behoorlike bewegings

Met die vrylating van Gaia DR2 is dit nou moontlik om die regte bewegings (PM's) van die laagste massa, ultra-flou satelliete in die Melkweg (MW) se stralekrans vir die eerste keer te meet. Baie van hierdie flou satelliete word beskou as satelliete van die Magellanic Clouds (MC's). In Patel, Kallivayalil, Garavito-Camargo, et al. In 2020 bereken ons die orbitale geskiedenis van 13 ultra-flou satelliete en vyf klassieke satelliete in 'n gekombineerde MW + LMC + SMC potensiaal om te bepaal watter sterrestelsels dinamies met die LMC / SMC verband hou. Ons identifiseer drie klasse sterrestelsels wat onlangs met die MC's in wisselwerking gekom het: i.) MW-satelliete op hoëspoedbane wat 'n noue benadering (& lt 100 kpc) van die MC's & lt 1 Gyr gelede gemaak het (Beeldhouer 1, Tucana 3, Segue 1) ) ii.) korttermyn Magellaniese satelliete wat een onlangse, noue perisentriese gang voltooi het (Reticulum 2, Phoenix 2) en iii.) Langtermyn Magellaniese satelliete wat twee opeenvolgende onlangse, noue gedeeltes voltooi het (Carina 2, Carina 3, Horologium 1, Hydrus 1). Resultate word gerapporteer vir 'n reeks MW- en LMC-massas. Anders as vorige werk, vind ons geen dinamiese verband tussen Carina, Fornax en die MC's nie. Ons vind dat Aquarius 2, Canes Venatici 2, Crater 2, Draco 1, Draco 2, Hydra 2 en Ursa Minor nie lede van die Magellaanse stelsel is nie. Laastens bepaal ons dat die toevoeging van die SMC se swaartekragpotensiaal die langlewendheid van satelliete beïnvloed as lede van die Magellaniese stelsel (korttermyn versus langtermynsatelliete), maar dit verander nie die totale bevolking van Magellaniese satelliete nie.

Navorsingsdokumente

Die regte bewegingsveld langs die Magellaanse brug: 'n nuwe sonde van die LMC-SMC-interaksie

In Zivick, Kallivayalil, Besla, et al. In 2019 bied ons die eerste gedetailleerde kinematiese ontleding aan van die regte bewegings (PM's) van sterre in die Magellanic Bridge, vanaf beide die Gaia Data Release 2 katalogus en vanaf Hubble-ruimteteleskoop Gevorderde kamera vir opnames data. Vir die Gaia data identifiseer en kies ons twee populasies sterre in die Bridge-streek, jong hoofreeks (MS) en rooi reuse-sterre. Die ruimtelike liggings van die sterre word vergelyk met die bekende H-gasstruktuur, wat 'n korrelasie vind tussen die MS-sterre en die HI-gas. In die Hubble-ruimteteleskoop velde, ons sein kom hoofsaaklik van 'n ouer MS- en afskakelpopulasie, en die regte basislyne wissel tussen ∼4 en 13 jaar. Daar word gevind dat die PM's van hierdie verskillende populasies ooreenstem met mekaar, sowel as oor die twee teleskope. Wanneer die absolute beweging van die Klein Magellaanse Wolk afgetrek word, vertoon die oorblywende brugbewegings 'n algemene patroon om weg te wys van die Klein Magellaanse Wolk na die Groot Magellaanse Wolk. Ons vergelyk die kinematika van die stermonsters in detail met numeriese simulasies van die interaksies tussen die klein en die groot Magellaanse wolke, en vind algemene ooreenstemming tussen die kinematika van die waargenome populasies en 'n simulasie waarin die wolke 'n onlangse direkte botsing ondergaan het.

Navorsingsdokumente

Nuusartikels

Die ontbrekende satelliete van die Magellaanse wolke? Gaia Behoorlike bewegings van die onlangs ontdekte ultra-flou sterrestelsels

In Kallivayalil, Sales, Zivick, Fritz et al. 2018 bied ons behoorlike bewegingsmetings aan vir 13 van die 32 pas ontdekte dwergstelselkandidate wat Gaia-vrystelling 2 gebruik. Al 13 het ook radiale snelheidsmetings. Ons vergelyk die gemete 3D-snelhede van hierdie dwerge met die wat verwag word op die ooreenstemmende afstand en plek vir die puin van 'n LMC-analoog in 'n numeriese simulasie. Ons kom tot die gevolgtrekking dat 4 van hierdie sterrestelsels (Hor1, Car2, Car3 en Hyd1) met die Magellanic Cloud-stelsel binnegekom het, wat die eerste bevestiging is van die tipe satellietval wat deur LCDM voorspel word. Ret2, Tuc2 en Gru1 het 'n aantal snelheidskomponente wat nie binne 3 sigma van ons voorspellings is nie, en dus minder gunstig is. Hyd2 en Dra2 kan met die LMC geassosieer word en verdien verdere aandag. Ons sluit Tuc3, Cra2, Tri2 en Aqu2 uit as potensiële lede. Van die dwerge sonder gemete PM's, word 6 daarvan onwaarskynlik geag op grond van hul posisies en afstande alleen, wat hulle te ver van die baanvlak wat verwag word vir LMC-puin (Eri2, Ind2, Cet2, Tri2, Cet3 en Vir1) plaas. Vir die oorblywende monster gebruik ons ​​die simulasie om die regte bewegings en radiale snelhede te voorspel, en vind dat Phx2 'n oormatige sterre in DR2 het wat ooreenstem met hierdie PM-voorspelling. As sy radiale snelheid op ∼ − 15 km s -1 bevestig word, is dit waarskynlik ook 'n lid.

Navorsingsdokumente

Die regte bewegingsveld van die klein Magellaanse wolk: kinematiese bewyse vir die getyversteuring

In Zivick, Kallivayalil, van der Marel et al. 2018 bied ons 'n nuwe meting aan van die sistemiese regte beweging van die Small Magellanic Cloud (SMC), gebaseer op 'n uitgebreide stel van 30 velde wat agtergrondkwasars bevat en 'n basislyn van ongeveer 3 jaar gebruik, met behulp van die Hubble-ruimteteleskoop Breëveldkamera 3 (HST WFC3). Die kombinasie van hierdie data met ons vorige 5 HST velde, en nog 8 metings van die Gaia-Tycho Astrometric Solution Catalog, bring ons by altesaam 43 SMC-velde. Ons meet 'n sistemiese beweging van μW = -0,82 ± 0,02 (ewekansig) ± 0,10 (stelselmatig) mas jr -1 en μN = -1,21 ± 0,01 (lukraak) ± 0,03 (sistematies) mas jr -1. Na aftrekking van die sistemiese beweging vind ons min bewyse vir rotasie, maar vind 'n geordende gemiddelde beweging radiaal weg van die SMC in die buitenste streke van die sterrestelsel, wat daarop dui dat die SMC in die proses van getyversteuring is. Ons modelleer die vorige interaksies van die wolke met mekaar op grond van die gemete relatiewe snelheid van vandag tussen 103 ± 26 km s -1. Ons vind dat die wolke in 97% van ons oorweegse gevalle 'n direkte botsing van 147 ± 33 jaar gelede gehad het, met 'n gemiddelde impakparameter van 7,5 ± 2,5 kpc.

Navorsingsdokumente

Die wentelbaan en oorsprong van die ultra-flou dwergstelsel Galaxy 1

In Fritz, Lokken, Kallivayalil et al. In 2018 bied ons die eerste behoorlike bewegingsmeting aan vir 'n ultra-dowwe dwergvormige sterrestelsel, Segue 1, met behulp van SDSS- en LBC-data as die eerste en tweede tydvak, geskei deur 'n basislyn van ~ 10 jaar. Ons kry 'n beweging van μαcos (δ) = - 0.37 ± 0.57 mas jr -1 en μδ = -3.39 ± 0.58 mas jr -1. As u dit kombineer met die bekende siglynsnelheid, stem dit ooreen met 'n Galaktosentriese Vrad = 84 ± 9 en Vtan = 164 +66 −55 km s -1. Die toepassing van halo-massas van die Melkweg tussen 0,8 en 1,6 × 1012 M lei tot 'n aposentrum teen 33.9 +21.7 −7.4 kpc en middestad op 15.4 +10.1 −9.0 kpc vanaf die Galaktiese sentrum, wat Segue aandui

1 is taamlik vas aan die Melkweg gebind. Aangesien die wentelpool van Segue 1 of sy afstand tot die Melkweg soortgelyk is aan die meer massiewe klassieke dwerge, is dit baie onwaarskynlik dat Segue 1 eens 'n satelliet van 'n massiewe bekende sterrestelsel was. Met behulp van kosmologiese inzoomsimulasies van Melkwegmassastelsels, identifiseer ons subhalo's op soortgelyke wentelbane as Segue 1, wat die volgende wenteleienskappe impliseer: 'n mediaan eerste val 8.1 +3.6 −4.3 Gyrs gelede, 'n mediaan van 4 perisentriese gedeeltes sedertdien en 'n middelpunt van 22,8 +4,7 −4.8 kpc. Dit is effens groter as die middelpunt wat direk van Segue 1 en Melkwegparameters afgelei word, omdat sterrestelsels met 'n klein middelpunt meer vernietig sal word. Van die oorlewende subhalo-analoë was slegs 27% voorheen 'n satelliet van 'n massiewer dwergstelsel (wat nou vernietig word), en dit is dus waarskynlik dat Segue 1 op sy eie aangelê is.

Navorsingsstukke

Die Behoorlike Beweging van Pyxis: die eerste gebruik van Adaptive Optics saam met HST op 'n dowwe halo-voorwerp:

In Fritz, Linden, Zivick, Kallivayalil et al. 2017 bied ons 'n behoorlike bewegingsmeting aan vir die halo-bolvormige groep Pyxis, met behulp van HST / ACS-data as die eerste periode, en GeMS / GSAOI Adaptive Optics-data as die tweede, geskei deur 'n basislyn van ∼ 5 jaar. Ons traagheidsverwysingsraamwerk bestaan ​​uit agtergrondstelsels. Dit is sowel die eerste meting van die regte beweging van Pyxis, as die eerste kalibrasie en gebruik van Multi-Conjugate Adaptive Optics-data om 'n absolute regte beweging vir 'n dowwe, verre halo-voorwerp te meet. Ons gebruik die verkreë driedimensionele snelheid van Pyxis en dinamiese modellering om aan te toon dat Pyxis nie waarskynlik 'n voorvader van die ATLAS-stroom is nie. Ons gebruik 'n kosmologiese numeriese simulasie van die Melkweg met 'n LMC-analoog om aan te toon dat Pyxis waarskynlik nie met die Magellaanse stelsel geassosieer sal word nie. Die eksentrieke baan versterk die saak vir 'n ekstragalaktiese oorsprong van Pyxis. Die metaalagtigheid en ouderdom van Pyxis dui op die oorsprong van 'n taamlik massiewe voormalige gasheer, ten minste die massa van Leo II. Hierdie werk is in 'n Gemini-persverklaring uitgelig.

Navorsingsstukke

Nuusartikels

Die vorm van die binneste Halo-stralekrans vanaf waarnemings van die sterre Pal 5 en GD-1:

In Bovy, Bahmanyar, Fritz & amp Kallivayalil 2016 beperk ons ​​die vorm van die stralekrans van die Melkweg deur dinamiese modellering van die waargenome fase-ruimtespore van die Pal 5 en GD-1 getystrome. Ons vind dat die enigste inligting oor die potensiaal wat uit die spore van hierdie strome verkry word, presiese metings is van die vorm van die gravitasiepotensiaal --- die verhouding vertikale tot radiale versnelling --- op die plek van die strome, met swakker beperkings op die radiale en vertikale versnellings afsonderlik. Laasgenoemde sal aansienlik verbeter met akkurate bewegingsmetings van Gaia. Ons meet dat die totale potensiële afplatting 0,95 +/- 0,04 is op die plek van GD-1 ([R, z]

[12.5,6.7] kpc) en 0.94 +/- 0.05 op die posisie van Pal 5 ([R, z]

[8.4,16.8] kpc). Gekombineer met beperkings op die kragveld naby die Galaktiese skyf, bepaal ons dat die asverhouding van die verdeling van die donker materie-halo 1,05 +/- 0,14 binne die binneste 20 kpc is, met 'n wenk dat die halo naby die rand meer plat word. van hierdie bundel. Die halo-massa binne 20 kpc is 1.1 +/- 0.1 x 10 ^ <11> M_sun. 'N Donker materie-stralekring so naby aan bolvormig is in spanning met die voorspellings uit numeriese simulasies van die vorming van donker materie-halo's.

Navorsingsdokumente

Identifisering van ware satelliete van die Magellaanse wolke:

In Sales, Navarro, Kallivayalil & amp Frenk 2016 ondersoek ons ​​watter van die nuutgevonde satelliete met lae massa moontlik deur die Magellanic System gebring is. Die hiërargiese aard van LCDM dui daarop dat die Magellaniese wolke omring moes wees deur 'n aantal satelliete voordat hulle die Melkweg binnegedring het.Baie van die satelliete moet nog steeds naby die wolke wees, maar sommige kon voor / agter die wolke langs hul Galaktiese baan versprei het. Hoe dit ook al sy, voorafgaande assosiasie met die wolke lei tot sterk beperkings op die huidige posisies en snelhede van kandidaat-Magellane satelliete: hulle moet naby die byna-polêre wentelvlak van die Magellaniese stroom lê, en hul afstande en radiale snelhede moet die breedteafhanklikheid verwag vir 'n getystroom met die wolke by die middelpunt. Ons gebruik 'n kosmologiese numeriese simulasie van die ontwrigting van 'n massiewe subhalo in 'n Melkweg-grootte LCDM-stralekrans om te toets of enige van die 20 lae massa-satelliete wat onlangs in die DES-, SMASH-, Pan-STARRS- en ATLAS-opnames ontdek is, werklik geassosieer word. met die wolke. Van die ses stelsels met kinematiese data, het slegs Hydra II en Hor 1 afstande en radiale snelhede wat ooreenstem met 'n Magellaanse oorsprong. Van die oorblywende satelliete met lae massa het ses (Hor 2, Eri 3, Ret 3, Tuc 4, Tuc 5 en Phx 2) posisies en afstande wat ooreenstem met 'n Magellaanse oorsprong, maar kinematiese data is nodig om die moontlikheid te staaf. Afgeslote bewyse vir assosiasie sou behoorlike bewegings vereis om die wentelrigting van die wentelmoment te beperk, wat vir ware Magellaanse satelliete moet saamval met die wolke. Ons gebruik hierdie resultaat om radiale snelhede en regte bewegings vir alle nuwe satelliete met lae massa te voorspel. Ons resultate is relatief ongevoelig vir die aanname dat die eerste of tweede middelpunt vir die wolke bestaan.

Navorsingsdokumente

Astrometrie met MCAO by Tweeling en by ELT's:

In Fritz et al. In 2016 bied ons 'n eerste ontleding aan van die astrometriese foutbegroting van absolute astrometrie ten opsigte van agtergrondstelsels met behulp van adaptiewe optika. Ons gebruik vir hierdie analise beelde met veel gekonjugeerde adaptiewe optika (MCAO) wat met GeMS / GSAOI by Gemini South verkry is. Ons vind dat dit moontlik is om 0,3 mas referensie-presisie in 'n ewekansige veld met 1 uur op die bron te verkry met behulp van dowwe agtergrondstelsels. Sistematiese foute kan onder die vlak reggestel word, sodat die totale fout ongeveer 0,4 mas is. Omdat die verwysingsbronne uitgebrei word, vind ons dit nodig om die afhanklikheid van die PSF-sentroid op die gebruikte diafragma-grootte reg te stel, wat andersins 'n belangrike vooroordeel sou veroorsaak. Hierdie effek moet ook in ag geneem word vir uiters groot teleskope (ELT's). As hierdie effek reggestel word, kan ELT's die regte bewegings van dwergstelsels rondom M31 met 'n akkuraatheid van 10 km / s oor 'n basislyn van 5 jaar meet.

Navorsingsdokumente

Die regte beweging van Palomar 5:

Ons het UVa's Large Binocular Telescope saam met die Sloan Digital Sky Survey gebruik om die eerste CCD (lading gekoppelde toestel) gebaseerde behoorlike beweging te meet vir die bolvormige groep Palomar 5 wat getyversteur word deur die Melkweg. Daaropvolgende modellering van hierdie ontwrigting toon verrassende bewyse dat die donker stralekrans van die Melkweg voldoende beskryf word deur 'n bolvormige potensiaal, eerder as deur 'n triaksiale.

Navorsingsdokumente

Probeer die donker stralekrans van die Melkweg met GeMS / GSAOI

Ons is besig om die gebruik van Adapative Optics (AO) metodes te ontwikkel om die regte bewegings (PM's) vir 'n wye verskeidenheid spore in die Local Group te meet, te flou vir GAIA-astrometrie. Die belangrikste wetenskaplike doelstellings van hierdie program is om die donker stralevorm, oriëntasie, radiale profiel en totale massa van die Melkweg definitief te beperk. PM's is moeilik om te meet. Die grootte van die onderdrukte beweging in die lugvlak op tipiese halo-afstande (50 kpc) is baie klein in vergelyking met die presisies wat met normale grondteleskope bereik kan word. Met Hubble Space Telescope (HST) -tegnieke is akkuraatheid van 10 km / s op sulke afstande bereik. Die voortgesette gebruik van HST word egter natuurlik beperk deur sy leeftyd, en slegs 'n fraksie van die onderbou van die plaaslike groep is ondersoek. AO-tegnieke is die mees belowende langtermynweg. Die doel hier is om multi-gekonjugeerde AO-metodes te ontwikkel vir die meting van hoë akkuraatheid PM's binne die konteks van 'n onlangs goedgekeurde Long / Large Gemini-program. Dit sal ook dien as 'n ankerpunt van HST opties vir K-band AO, wat toegepas kan word op baie van die aansienlike HST-argiewe, insluitend M31-onderbou, met potensiaal vir baie hoë akkuraatheid as dit in die toekoms met uiters groot teleskope uitgebrei word.

Navorsingsdokumente

Beelde van Pyxis (links) en Carina (regs) wat geneem is met behulp van die GeMS / GSAOI-stelsel op Tweeling-Suid.

* As u belangstel om hierdie data vir u werk te gebruik, kontak Nitya Kallivayalil by [email protected]


Berekening van parallaks

'N Sterrekundige kan 'n hoek van 2 boogsekondes meet vir die ster wat hy waarneem, en hy wil die afstand na die ster bereken. Parallaks is so klein dat dit gemeet word in sekondes boog, gelyk aan een-sestigste van een minuut boog, wat weer een-sestigste van 'n mate van rotasie is.

Die sterrekundige weet ook dat die aarde 2 AE tussen waarnemings beweeg het. Met ander woorde, die reghoekige driehoek wat deur die aarde, die son en die ster gevorm word, het 'n lengte van 1 AE vir die kant tussen die aarde en die son, terwyl die hoek van die ster binne die reghoekige driehoek is die helfte van die gemete hoek of 1 boogsekonde. Dan is die afstand na die ster gelyk aan 1 AE gedeel deur die raaklyn van 1 boogsekonde of 206 265 AE.

Om die eenhede van parallaksmeting makliker te kan hanteer, word die parsec gedefinieer as die afstand tot 'n ster met 'n parallakshoek van 1 boogsekonde, oftewel 206 265 AU. Om 'n idee te gee van die betrokke afstande, is een AU ongeveer 93 miljoen myl, een parsec is ongeveer 3,3 ligjaar en 'n ligjaar ongeveer 6 triljoen myl. Die naaste sterre is 'n paar ligjare weg.


The Death of Dark Matter se nommer 1-mededinger

"Die verskil tussen wat verwag is en wat waargeneem is, het oor die jare gegroei en ons span ons al hoe moeiliker in om die gaping te vul." -Jeremiah P. Ostriker

As u belangstel in die buitenste ruimte, die heelal en waaruit hierdie hele bestaan ​​bestaan, het u waarskynlik gehoor van donker materie - of ten minste die donker materie probleem - voorheen. Kortliks, laat ons kyk wat u kan sien as u uitkyk op die heelal met die grootste teleskooptegnologie wat ons ooit as spesie ontwikkel het.

Nie hierdie beeld nie, natuurlik. Dit is wat u aansienlik sou sien gehelp menslike oog: 'n klein area van die ruimte wat net 'n handvol dowwe, flou sterre bevat wat in ons eie sterrestelsel voorkom, en blykbaar niks daarbuite.

Wat ons gedoen het, is om nie net hierdie streek in die besonder nie, maar baie ander daarvan te bekyk, met ongelooflike sensitiewe instrumente. Selfs in 'n streek soos hierdie, sonder helder sterre, sterrestelsels of bekende trosse of groepe, hoef ons net ons kameras vir 'n willekeurige lang tyd daarop te rig. As ons genoeg laat verbygaan, begin ons om fotone uit ongelooflike flou, verre bronne te versamel. Daardie klein blokkie met 'XDF' hierbo, is die ligging van die Hubble eXtreme Deep Field, 'n streek wat so klein is 32,000,000 van hulle om die hele naghemel te bedek. En tog, hier is wat Hubble gesien het.

Daar is 5,500 unieke sterrestelsels wat in hierdie beeld geïdentifiseer word, wat beteken dat daar wel ten minste 200 miljard sterrestelsels in die hele heelal. Maar hoe indrukwekkend dit ook al is, dit is nie eers die indrukwekkendste ding wat ons oor die heelal geleer het deur die groot aantal en die verskeidenheid sterrestelsels, groepe en trosse daarin te bestudeer nie.

Dink daaraan wat hierdie sterrestelsels laat skyn, of dit reg langs ons is of tien miljarde ligjare daarvandaan.

Dis die sterre wat binne hulle skyn! Een van die grootste prestasies van sterrekunde en astrofisika was die afgelope 150 jaar ons begrip van hoe sterre vorm, leef, sterf en skyn terwyl hulle lewe. Wanneer ons die sterlig meet wat van een van hierdie sterrestelsels afkomstig is, kan ons onmiddellik aflei presies hoe soorte sterre daarin voorkom, en wat die totale is massa van die sterre binne is.

Hou dit in gedagte terwyl ons vorentoe beweeg: die lig wat ons waarneem uit die sterrestelsels, groepe en trosse wat ons sien, vertel ons hoeveel massa daar in die sterrestelsel, groep of tros se sterre is. Maar sterlig is nie die nie enigste ding wat ons kan meet!

Ons kan ook meet hoe hierdie sterrestelsels is beweeg, hoe vinnig hulle draai, wat hul snelheid relatief tot mekaar is, ensovoorts. Dit is ongelooflik kragtig, want op grond van die swaartekragwette, as ons meet die snelhede van hierdie voorwerpe kan ons aflei hoeveel massa-en-saak daar moet binne-in hulle wees!

Dink 'n oomblik daaroor na: die wet van gravitasie is universeel, wat beteken dat dit oral in die Heelal dieselfde is. Die wet wat die sonnestelsel beheer, moet dieselfde wees as die wet wat die sterrestelsels beheer. En so hier het ons twee verskillende maniere om die massa van die grootste strukture in die heelal te meet:

  1. Ons kan die sterlig wat van hulle af kom, meet en omdat ons weet hoe sterre werk, kan ons aflei hoeveel massa daar in sterre in hierdie voorwerpe is.
  2. Ons kan meet hoe hulle beweeg, en weet of hulle gravitasiegebonde is. Uit gravitasie kan ons aflei hoeveel totaal massa daar in hierdie voorwerpe is.

Nou vra ons die belangrike vraag: stem hierdie twee getalle ooreen?

Nie net stem hulle nie ooreen nie, hulle is nie eens nie naby! As u die hoeveelheid massa in sterre bereken, kry u 'n getal en bereken u die hoeveelheid massa wat die gravitasie vir ons sê. moet wees daar, jy kry 'n nommer dis 50 keer groter. Dit geld, ongeag of u na klein sterrestelsels, groot sterrestelsels of groepe of sterrestelsels kyk.

Wel, dit vertel ons iets belangriks: óf wat ook al 98% van die massa van die heelal uitmaak is nie sterre, of ons begrip van gravitasie is verkeerd. Kom ons kyk na die eerste opsie, want ons het 'n baie van data daar.

Daar kan baie ander dinge wees buitendien sterre waaruit die massa sterrestelsels en trosse bestaan, insluitend:

  • klompe nie-ligstowwe soos planete, mane, maanblare, asteroïdes, ysballe, ens.
  • neutrale en geïoniseerde interstellêre gas, stof en plasma,
  • swart gate,
  • sterreste soos wit dwerge en neutronsterre
  • en baie dowwe sterre of dwergsterre.

Die ding is dat ons die oorvloed van hierdie voorwerpe gemeet het en - in werklikheid - die totaal hoeveelheid normale (dws vervaardig van protone, neutrone en elektrone) materie in die heelal uit verskillende onafhanklike lyne, insluitend die oorvloed van ligelemente, die kosmiese mikrogolfagtergrond, die grootskaalse struktuur van die heelal en astrofisiese opnames . Ons het selfs die bydrae van neutrino's streng beperk hier is wat ons geleer het.

Ongeveer 15-16% van die totale hoeveelheid materiaal in die heelal bestaan ​​uit protone, neutrone en elektrone, waarvan die meeste in interstellêre (of intergalaktiese) gas en plasma is. Daar is miskien nog 1% in die vorm van neutrino's, en die res moet wees 'n soort massa wat nie bestaan ​​uit deeltjies wat in die standaardmodel voorkom nie.

Dit is die donker materie probleem. Maar dit is moontlik wat die een of ander ongesiene, nuwe vorm van materie postuleer is nie die oplossing, maar dat die swaartekragwette op die grootste skaal eenvoudig verkeerd is. Laat ek u deur 'n kort geskiedenis van die donker materie-probleem lei en wat ons daaroor geleer het namate die tyd aanstap.

Grootskaalse struktuurvorming - ten minste aanvanklik - is sleg verstaan. Maar vanaf die dertigerjare begin Fritz Zwicky die sterlig meet van sterrestelsels wat in trosse voorkom, en ook hoe vinnig die individuele sterrestelsels relatief tot mekaar beweeg. Hy merk op die groot verskil wat hierbo genoem word tussen die massa in sterre en die massa moet wees by om hierdie groot trosse aan mekaar gebonde te hou.

Hierdie werk is ongeveer 40 jaar lank grotendeels geïgnoreer.

Toe ons in die 1970's met groot kosmologiese opnames begin doen het, soos PSCz, het hulle resultate begin aandui dat die struktuur wat ons op nog groter skale gesien het, benewens Zwicky se groepsdinamika-probleme 'n ongesiene, nie-baryoniese massabron vereis. om die waargenome strukture weer te gee. (Dit is sedertdien verbeter deur opnames soos 2dF, hierbo en SDSS.)

Ook in die 1970's het Vera Rubin se oorspronklike en uiters invloedryke werk nuwe aandag gebring aan roterende sterrestelsels, en die donker materie-probleem wat hulle so deeglik ten toon gestel het.

Op grond van wat bekend was oor die wet van swaartekrag en wat waargeneem is oor die digtheid van normale materie in sterrestelsels, sou u verwag het dat as u verder wegbeweeg van die middelpunt van 'n draaiende spiraalagtige sterrestelsel, die sterre wat dit wentel, sou vertraag. . Dit moet is baie soortgelyk aan die verskynsel wat in die sonnestelsel gesien word, waar Mercurius die hoogste baansnelheid het, gevolg deur Venus, dan deur die Aarde, dan deur Mars, ens. Maar wat wys die draaiende sterrestelsels in plaas daarvan is dat dit blyk dat die rotasiesnelheid konstant bly as u na groter en groter afstande beweeg, wat ons dit vertel óf daar is meer massa as wat normale materie kan verantwoord, of dat die swaartekragwet gewysig moet word.

Donker materie was die voorste oplossing vir hierdie probleme, maar niemand het geweet of dit alles baronies was of nie, wat die temperatuureienskappe daarvan was en of dit met normale materie en met homself omgaan nie. Ons het 'n paar perke en beperkings gehad oor wat dit nie kon doen nie, en 'n paar vroeë simulasies wat belowend gelyk het, maar niks konkreet oortuigend nie. En toe kom die eerste groot alternatief.

MOND - kort vir MOdified Newtonian Dynamics - is in die vroeë 1980's voorgestel as 'n fenomenologiese, empiriese pas om die roterende sterrestelsels te verklaar. Dit het gewerk baie goed vir kleinskaalse strukture (sterrestelsels), maar het in alle modelle op groot skale misluk. Dit kon nie sterrestelselsgroeperings verklaar nie, dit kon nie grootskaalse struktuur verklaar nie, en dit kon ook nie die oorvloed van onder meer ligelemente verklaar nie.

Terwyl die sterrestelseldinamika mense aan MOND geklem het omdat dit is meer suksesvol in die voorspelling van galaktiese rotasiekurwes as donker materie is, was almal anders baie skepties en om goeie rede.

Benewens die mislukkings op alle skale wat groter is as dié van individuele sterrestelsels, was dit nie 'n lewensvatbare teorie oor swaartekrag nie. Dit was nie relativisties nie, wat beteken dat dit nie dinge soos die buiging van sterlig kon verklaar nie as gevolg van tussenliggende massa, swaartekragtydverwyding of rooi verskuiwing, die gedrag van binêre pulse of enige ander relativistiese, swaartekragverskynsels wat bevestig is dat dit ooreenstem met Einstein se voorspellings. . Die heilige graal van MOND - en wat baie vokale voorstanders van donker materie geëis het, insluitende myself - was 'n relativistiese weergawe wat die rotasiekurwes van sterrestelsels kon verklaar. saam met al die ander suksesse van ons huidige swaartekragteorie.

Intussen, soos die jare aangestap het, het donker materie 'n groot aantal kosmologiese suksesse begin behaal. Aangesien die grootskaalse struktuur van die Heelal van swak verstaanbaar na goed verstaanbaar gegaan het, en aangesien die materie se kragkrag (bo) en skommelinge in die kosmiese mikrogolfagtergrond (hieronder) presies gemeet word, is daar gevind dat donker materie wonderlik werk aan die grootste weegskaal.

Met ander woorde, hierdie nuwe waarnemings - net soos dié vir die oerknal-nukleosintese - stem ooreen met 'n heelal wat bestaan ​​uit ongeveer vyf keer soveel donker (nie-baroniese) materie as normale materie.

En toe, in 2005, is die vermeende 'rookgeweer' waargeneem. Ons het twee sterrestelsels gehang in die daad van botsing, wat beteken dat as donker materie korrek was, ons die baroniese materie - die interstellêre / intergalaktiese gas - sou sien bots en verhit, terwyl die donker materie, en dus die swaartekrag sein, moet regdeur beweeg sonder om te vertraag. Hieronder kan u die X-straaldata van die Bullet-groep in pienk sien, met die gravitasie-lensdata in blou bedek.

Dit was 'n groot oorwinning vir donker materie, en 'n ewe groot uitdaging vir alle modelle van gewysigde swaartekrag. Maar klein skale het nog steeds 'n probleem vir donker materie opgelewer steeds is nie so goed daarin om die rotasie van individuele sterrestelsels te verklaar as wat MOND is nie. En danksy TeVeS, 'n relativistiese weergawe van MOND, geformuleer deur Jacob Bekenstein, het dit gelyk of MOND uiteindelik 'n goeie kans sou kry.

Gravitasie-lens en 'n paar relativistiese verskynsels kon verklaar word, en daar was uiteindelik 'n duidelike manier om tussen die twee te onderskei: soek 'n waarnemingstoets waar die voorspellings van TeVeS en die voorspellings van Algemene Relatiwiteit verskil van mekaar! Verbasend genoeg bestaan ​​so 'n opset reeds in die natuur.

Draaiende neutronsterre - sterre-oorblyfsels van ultramassiewe sterre wat supernova geword het en 'n atoomkern van die sonmassa agtergelaat het - is klein dinge, slegs 'n paar kilometer in deursnee. Stel jou voor dat as jy wil: 'n voorwerp 300,000 keer so massief soos ons planeet, saamgepers tot 'n volume van net honderdmiljoenste van die grootte van ons wêreld! Soos u kan dink, word swaartekragvelde naby hierdie ouens regtig intens, wat 'n paar strengste veldtoetse van relatiwiteit ooit bied.

Wel, daar is 'n paar gevalle waar neutronsterre se aksiale "balke" direk op ons gerig is, dus die "pols" op ons elke keer as die neutronster 'n baan voltooi, iets wat tot 766 keer per sekonde kan gebeur vir klein voorwerpe ! (As dit gebeur, staan ​​die neutronsterre bekend as pulsars.) Maar in 2004 is 'n nog skaarser stelsel ontdek: 'n dubbele pulsar!

Die afgelope dekade is hierdie stelsel waargeneem in sy baie stram gravitasiedans, en Einstein se Algemene Relatiwiteitsteorie is soos nog nooit tevore op die proef gestel nie. U sien, as massiewe liggame om mekaar wentel in baie sterk gravitasievelde, moet hulle 'n baie spesifieke hoeveelheid gravitasiestraling uitstraal. Alhoewel ons nie die tegnologie het om hierdie golwe direk te meet nie, is ons doen die vermoë het om te meet hoe die bane verval weens hierdie emissie! Michael Kramer van die Max Planck Institute for Radio Astronomy was een van die wetenskaplikes wat hieraan gewerk het, en hier is wat hy te sê gehad het oor die wentelbane van hierdie stelsel (klem myne):

'Ons het ontdek dat dit die baan laat krimp 7,12 millimeter per jaar, met 'n onsekerheid van negeduisendstes van 'n millimeter.”

Wat het TeVeS en Algemene Relatiwiteit oor hierdie waarneming te sê?

Dit stem ooreen met Einstein se relatiwiteit op die 99,95% -vlak (met 'n 0,1% onsekerheid), en - hier is die grote - reël uit almal fisies lewensvatbare inkarnasies van Bekenstein se TeVeS. Soos die wetenskaplike Norbert Wex met ongeëwenaarde bondigheid gesê het,

"Na ons mening weerlê dit TeVeS."

In werklikheid is die geskiedenis se mees akkurate simulasie van struktuurvorming (met behulp van algemene relatiwiteit en donker materie) pas bekend gemaak, en dit stem ooreen met alle waarnemings wat ooreenstem met die perk van ons tegnologiese vermoëns. Kyk na die ongelooflike video van Mark Vogelsberger en wees verbaas!

En met al dit in gedagte, is dit hoekom donker materie se # 1-mededinger glad nie meer 'n kompetisie is nie.


Kyk die video: How To Keep A Guy. 5 Ways To Meet His Needs Using LOVE Languages (Februarie 2023).