Sterrekunde

Waarom is galaktiese kerne geel?

Waarom is galaktiese kerne geel?


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.

Ons het dus miljoene sterrestelsels gesien, en almal het 'n helder geel kern. Wat is die oorsaak van die geelheid? Is dit as gevolg van verouderende sterre, rooi verskuiwing van die SMBH of iets anders?


Dit is 'n waarnemingsfeit dat baie skyfstelsels 'n kleurverloop het met rooier (of soos jy 'geel' sterre in die sentrale streke sê en blouer sterre op die skyf. Daar is twee dinge wat hierdie sentrale rooiheid kan veroorsaak.

  • Ouderdom, ouer sterre is rooier as jonger sterre
  • Metallisiteit, met rooi sterre meer metaalryk as blou sterre

Of dit nou ouderdom of metaalagtigheid is, of albei hierdie gradiënte veroorsaak, is die huidige onderwerp. Dit is 'n gewilde teorie dat sterrestelsels van binne groei, wat 'n rooi middelpunt veroorsaak.


Waarom is galaktiese kerne geel? - Sterrekunde

Dinge wat in die ruimte stamp
6 Aug 1999. Toe die ruimtetuig Columbia op 23 Julie die ruimte in brul, maak sy baie opslae. Columbia was die eerste shuttle onder bevel van 'n vrou. 'N Onheilspellende brandstoflek tydens die lansering het nie 'n ontploffing veroorsaak nie, maar dit kan die luukse krimpbaan van die shuttle verklaar.

En Columbia het die swaarste lading in die geskiedenis van die pendeltuig gedra. Sommige koerante het selfs genoem dat die loon 'n röntgen-teleskoop was, maar volgens die hoofopskrifte sal die wêreld die Chandra X-straalobservatorium nog lank nie onthou nie.

    Neutronsterre is klein en so geweldig dig dat een teelepelvol meer weeg as 'n volgelaaide sportnuts.

Soos die vonke en gedraaide metaal van 'n botsingsderby? Hou u van die vuurwerke van 'n 4 Julie? Dan sal jy smag die studie van X-strale wat afkomstig is van die enorme skurke wat verre uithoeke van die heelal omhels.

Die pouse wat herinner
As u wonder of ons oor dieselfde X-strale praat wat tandartse gebruik verrot in jou tande, jy's reg.

Maar laat ons 'n oomblik formeel raak. X-strale, soos sigbare lig en radiogolwe, is deel van die elektromagnetiese spektrum, wat gedefinieer word as golwe wat energie deur die ruimte kan dra. Die belangrikste ding van elektromagnetiese golwe is dat as die golflengte korter word, die golf meer energie dra.

Die warmste deel van 'n kersvlam is die blou deel, nie die geel nie: blou lig het 'n korter golflengte as geel. 'N Verkeersman bad jou Porsche 911 GT3 in radiofrekwensiegolwe (radar) om vas te stel hoe sleg jy die spoedgrens afbreek (' Ek weet dat ek 180 gedoen het, maar dit is net kilometers per uur, offisier, eerlik. ') gebruik nie x-strale nie, want dit sal u braai, deur die atmosfeer versper of deur u motor gaan.

Dit is handig, indien nie juis vuurpylwetenskap nie.

Maar aangesien die fisika ons vertel dat energie behoue ​​bly - nie opgedoen of verlore gaan nie, behalwe in kernreaksies - kan ons sien dat meer energieke (korter golflengte) elektromagnetiese straling van meer energieke bronne afkomstig is. Chandra sal dus metings doen uit 'n vreeslike vreemde ding. Meer spesifiek, sal dit 'n spektrograaf gebruik om die presiese golflengte van die inkomende strale te meet, en 'n beeldapparaat - 'n kamera - om röntgenfoto's te maak.

As X-strale aan die een kant en die ander kant uitgaan, hoe kan hierdie nuwe teleskoop hulle dan "vang"?


Aktiewe sterrestelsels as X-straal- en gammastraalbronne

Stof en gas in die middel van 'n aktiewe sterrestelsel kan ons optiese siening van die kern daarvan verdoesel. As lig van ander golflengtes egter deur daardie stof en gas kan beweeg, gee ons 'n blik op wat in die helder sentrums van hierdie sterrestelsels gebeur.

Hierdie saamgestelde beeld van die sentrale streek van die spiraalstelsel NGC 4151 in X-straal-, optiese en radiolig. In die middel word X-strale (blou) van die Chandra X-straalobservatorium gekombineer met optiese data (geel) wat positief gelaaide waterstof ("H II") toon van waarnemings met die 1 meter Jacobus Kapteyn-teleskoop op La Palma. Die rooi toon neutrale waterstof wat opgespoor word deur radiowaarnemings met die Very Large Array van die NSF. Die geel vlekke rondom die rooi ellips is streke waar stervorming onlangs voorgekom het. (Krediet: X-straal: NASA / CXC / CfA / J.Wang et al. Opties: Isaac Newton-groep teleskope, La Palma / Jacobus Kapteyn-teleskoop, Radio: NSF / NRAO / VLA)

X-straalemissie van aktiewe galaktiese kerne het sterrekundiges baie leidrade gegee oor wat in hierdie sterrestelsels aangaan. Vroeë X-straalwaarnemings van AGN het redelike eenvoudige bronne getoon wat die helderheid oor redelike kort tydskale kan verander. Sulke veranderlikes het aangedui op emissie wat uit 'n redelike klein gebied kom. Die vinnige veranderinge, die hoë energie-uitset en die klein volume het alles aangedui op 'n toevoer van swart gate wat hierdie sterrestelsels aandryf & # 150; dit is een van die enigste dinge wat die hoeveelheid energie wat ons van AGN in so 'n klein volume sien, kan uitsit.

Aangesien X-strale van naby die sentrale swart gat kom, gee X-straalstudies ons 'n unieke beeld van die werkende prosesse in die middel van die aksie. In sommige gevalle het X-strale met hoër energie die vermoë om deur gas en stof te slaan, dus dit is een deel van die elektromagnetiese spektrum wat ons in 'n baie verduisterde AGN laat sien.

Soos enige ander massiewe voorwerp, kan swart gate materie intrek wat te naby waag. As daar genoeg materiaal is, kan dit 'n aanwasskyf vorm. Hierdie skyf van materie omring die swart gat en word opgewarm en gee röntgenstrale. Aangesien materie die laaste keer in die swart gat duik, word dit versnel tot hoë snelheid, wat X-straalemissie veroorsaak. Sommige van die valstowwe kan ook in die kragtige strale langs die draai-as van die skyf van die swart gat af gelei word. Hierdie strale word oor die hele elektromagnetiese spektrum waargeneem.

Een van die opmerklikste neigings in gammastraalsterrekunde in die afgelope jaar was die opkoms van hoë-energie gammastraal-kwasars as 'n belangrike onderdeel van die gammastraalhemel. In die eerste sewe jaar van werking het die Fermi Gamma-Ray-ruimteteleskoop meer as 1000 aktiewe sterrestelsels opgespoor, waarvan die meeste blazars is. By gammastraal-energieë is hierdie aktiewe sterrestelsels helder; hulle is baie veranderlik by alle energieë. In teenstelling met die AGN van die Seyfert-tipe, word die meeste van hierdie bronne by hoë energie bespeur. Dit moet die kragtigste deeltjieversnellers in die heelal wees om sulke sterk emissie by sulke hoë energieë te lewer.

Hierdie all-sky-kaart toon vyf jaar Fermi-data. Birther-kleure dui op helderder gammastraalbronne. Die belangrikste kenmerk is die helder band van diffuse gloed langs die middel van die kaart, wat die sentrale vlak van ons Melkwegstelsel aandui. Die sirkels beklemtoon die mees ekstreme tipe aktiewe sterrestelsel: baadjies. Dit is die mees algemene voorwerpe wat deur Fermi's Large Area Telescope opgespoor word, wat 57 persent van die totale bronne in die tweede Fermi-katalogus uitmaak. Klik op die prentjie vir 'n groter weergawe. (Krediet: NASA / DOE / Fermi LAT-samewerking)


Waarom is sagte, sterrestelselsentrums 'n leë ruimte in plaas van 'n swartgat / swaar voorwerp?

Fluffy sterrestelsels benodig geen donker materie om hul sterrotasie ten opsigte van hul middelpunt te verklaar nie, selfs al het hulle 'n leë ruimte in die middel. soos in die onderstaande skakel. hoe draai hierdie sterrestelsel na algemene relatiwiteit Vs sterrestelsels met 'n swart gat in die middel?

Hubble vang 'n foto van 'n pragtige & # 039 fluffy & # 039 sterrestelsel met 'n vreemde leë sentrum

Katastrofe

Nader asteroïde? Is dit DIE een?

Dfjchem721

Daardie & quothole & quot in die middel bestaan ​​blykbaar uit ou sterre, met 'n helder piek in die kern. En daar is 'n spiraalagtige aard daaraan. Daar is geen sprake van donker energie in die artikel nie. Dit lyk asof dit onder die klas van & quotflocculent spiral galaxy val. & Quot Sulke sterrestelsels is nie so skaars nie (30% van alle spirale), maar hierdie is opvallend in sy voorkoms. Dit kan dalk die eerste prys wen in 'n wispelturige spiraalstelselwedstryd!

Flokkulente spiraalstelsel - Wikipedia

Die helfte van hierdie verhaal handel oor ander ruimteteleskope en wat hulle ons sal vertel. Ek dink daar was nie veel te sê oor hierdie sterrestelsel nie.

Wat hierdie sterrestelsel ook al gaan, dit het niks op Dragonfly 44 nie:

Vraag - Waar is al die Dark Matter Galaxies ?!

Geomartian

Hierdie foto is net om die kleur van 'n kwasar aan te dui.

Die leë ruimte en sentrale liggaam het dieselfde vreemde kleur as 'n kwasar. Soort van 'n goue tot soms rooi kleur.

(bespiegeling) Dit lyk soos die nasleep van 'n swart gat wat na 'n wit gat (kwasar) draai.

Dit lyk asof swart gate nie stabiel is nie, tensy dit deur ander massa (stadiger tyd) omring word. Dit lyk soos 'n swart gat wat die plaaslike beskermingsmassa verteer het en onstabiel geword het.

Geomartian

Dit is die betrokke sterrestelsel.

Geomartian

Hier is Arp 147. Vernoem na Halton Arp. Halton Arp het gedink dat kwasars uit galaktiese kerne verdryf word.

Albei hierdie sterrestelsels ontbreek hul kern. Enige argument dat hierdie sterrestelsels so gevorm het, is belaglik. Daar is baie gebrabbel in die wetenskaplike literatuur wat so 'n siening ondersteun.

'N Swart gat is nie 'n passiewe onroerende massa soos beskryf deur die priesters van Algemene Relatiwiteit nie. 'N Passiewe onroerende massa kan nie net optel en wegstap nie. Toe die kern swart gate weg is, blaas dit ook baie sterre binne duisende ligjare van die kern af.

Waarom ontbreek die verskynsel (en fisika) van die ontploffing van swart gate in die wetenskaplike literatuur?

Waarom is Dark Matter (wat nog nooit direk opgespoor is nie) deel van die huidige ortodoksie?

Goeie fisika ontbreek terwyl slegte fisika op sy plek geplaas word sonder om selfs 'n gemompelde verskoning te vra. Die ortodoksie het 'n gebruik vir die fiktiewe "Dark Matter", alhoewel hulle weet dat dit nie waar is nie. Godsdiens en wetenskap het albei hiërargieë van priesters wat agendas bedien wat nie met godsdiens of wetenskap verband hou nie.

(Ek wou nog altyd grootword as ketter )


Waarom is galaktiese kerne geel? - Sterrekunde

Ons het 23 kwasars en Seyfert 1-sterrestelsels gemonitor op tydskale van minute, ure, dae, weke, 3 weke en 3 maande. Waarnemings is gedoen in breë kontinuumbande van blou, geel en verrooi lig. Ons het tipiese 1 σ relatiewe vloedonsekerhede van 2% bereik deur differensiële fotometrie van veldsterre in dieselfde CCD-rame as die aktiewe galaktiese kerne (AGNs). In 77 intranight-vergelykings (23 in blou lig, 2 in geel en 52 in rooi) op ​​20 verskillende AGN's, het ons geen bewyse gevind vir beduidende optiese variasies binne-in die oog nie. 'N Boonste limiet vir die amplitude van wisselvalligheid vir hierdie steekproef AGN's op tydskale van 1 uur of minder is afgelei tot 0,03 mag. Die kortste tydskale waarvoor variasies opgespoor is, met vertroue van meer as 99%, was 25 uur in Mrk 79 en 27 uur in NGC 4151. Variasies op selfs korter tydskale kon gemis word, aangesien ons min AGN's waargeneem het gedurende tydsintervalle van minder as 1 dag. Ons het bewyse gevind vir wisselvalligheid op tydskale van 1-10 dae in 11% van die AGN's in beide die blou en geel filters, en 26% van die AGN's in die rooi kontinuum. In werklikheid was vyf van die ses AGN's met die laagste helderheid op 'n tydskaal van dae aansienlik veranderlik in die rooi. Ons het gevind dat optiese veranderlikes meer algemeen voorkom op 'n maand-tot-maand-tydskaal wat opgemerk kan word in 60% van die AGN's in die blou filter en 40% in die rooi filter. Gemiddeld oor al die veranderlike voorwerpe in die drie golfbande, was die rms-variasie 0,12 mag oor 25 dae en 0,21 mag oor 75 dae. Ons het die algehele neiging bevestig dat die gemiddelde veranderlikheidsamplitude met tydskaal toeneem (van 1 tot 100 dae) deur outokorrelasie en struktuurfunksies te bereken. Die gemiddelde drywingsdigtheidspektra van AGN-skommelinge het 'n logaritmiese helling

-1. + / - 0.5. Die uitsonderings hiervan is die vyf Seyferts met 'n lae helderheid wat vinnig in die rooi gewissel het en relatief plat drywingsdigtheidspektra van variasie in die golfband vertoon. Die vinnigste beduidende variasies wat op 'n tydskaal van dae bespeur word, stem ooreen met die dinamiese (orbitale) tydskaal van 'n swartgat-aanwasskyf. Groter amplitude-variasies word op 'n tydskaal van 1 maand waargeneem, teen welke tyd die amplitude van die helderheids-outokorrelasie-funksie gewoonlik tot 0,5 gedaal het. Hierdie tydskaal vir wisselvalligheid stem ooreen met die voorspelde termiese tydskaal van aanwasskywe. Die grootste veranderinge van piek tot piek waargeneem, was 0,3 mag in die rooi (NGC 4151) en 0,5 mag in die blou (MCG 8-11-11) -15 en 30 keer ons meetonsekerhede. Wanneer groot variasies in een filter gesien is, is dit gewoonlik binne dieselfde interval en in dieselfde sin in ander filters opgespoor (12 uit 14 keer). Op tydskale van maande is die amplitude van blou variasies oor die algemeen groter as dié van die rooi. In baie voorwerpe is die amplitudeverskil so groot dat die intrinsieke spektrum van die aktiewe kern blouer moes gewees het. Die vinnigste variasies kom gewoonlik voor in die AGN's met die minste lig. Ligsterkte was omgekeerd gekorreleer met die veranderlikheid χ 2 in die rooi filter (r = -0,47, beduidend op die 98% waarskynlikheidsvlak). Desondanks is die afhanklikheid van die helderheid van wisselvalligheid nie sterk nie. In werklikheid ekstrapoleer die amplitude van veranderlikheid wat ons meet op tydskale van maande baie goed van die waargeneem in kwasarvariabiliteitsmonitering in die blou oor tydskale van jare (alhoewel dit ietwat kleiner is as die variasies wat in die ultraviolet gemeet word). Daardie AGN's met die sterkste Fe II-emissielyne het ook 'n effense kans gehad om sterk wisselvalligheid te toon (r = -0.39). Daar was min korrelasie tussen die voorkoms van wisselvalligheid en enige ander AGN-eienskap. Hierdie resultate dui daarop dat die tydsveranderlikheid van die kernkontinuum in alle Seyfert 1-sterrestelsels in wese ooreenstem, en dat baie skynbare verskille in hul ligkrommes te wyte is aan verskille in monsterneming. Ons het die histogramme van vloed toeneem en afneem. Dit onthul byvoorbeeld of die ligkrommes statisties gelykstaande is aan die omgekeerde vloedskale. Gemiddeld oor alle veranderlike voorwerpe, het die ligkrommes 'n byna simmetriese verdeling van punte bo en onder die gemiddelde vloedvlak. Fisies dui dit daarop dat die variasies nie hoofsaaklik te wyte is aan 'fakkels en uitbarstings' enersyds en ook nie aan 'verduisterings en uitval' nie. Die ligkrommes is nie 'n som van impulsiewe "skote" wat op 'n rustige helderheidsvlak geplaas word nie. Ons het ook die vloedveranderingshistogramme opgestel as 'n funksie van die tydsinterval. Oor die algemeen hang die simmetrie van vloed toe en af, hang nie af van die waarnemingsinterval nie, dus sal die ligkrommes statisties ekwivalent wees as hul tydasse omgekeer word. 'N Moontlike uitsondering word gemaak deur die lae-helderheid Seyferts met vinnige variasies in die rooi. Daar is 'n marginale (3 σ) aanduiding dat hul rooi helderheid vinniger styg as wat dit verval.


Waarom is galaktiese kerne geel? - Sterrekunde

Sedert Hubble se vroeë klassifikasie van sterrestelsels 'n eeu gelede, was dit duidelik dat sterrestelsels in 2 breë kategorieë val; die blou en gekenmerk deur spiraalskywe en die rooi en elliptiese vorm. Met die koms van moderne spektroskopiese opnames word hierdie sterrestelsel & # 8216bimodaliteit & # 8217 verstaan ​​in die konteks van stervorming, waarin sterrestelsels breedweg as stervormend of passief geklassifiseer kan word. Die fisiese prosesse wat stervorming reguleer, en sterrestelsels tussen hierdie bevolkings transformeer, bly egter sterk bespreek. In hierdie toespraak sal ek onlangse resultate bestudeer wat ondersoek instel na enkele meganismes wat voorgestel word om 'n rol te speel in die verbetering en onderdrukking van stervorming, insluitend samesmeltings van die sterrestelsels, stawe en die rol van aktiewe galaktiese kerne (AGN). Ek sal ook nuwe resultate van die SDSS MaNGA-opname aanbied wat gebruik maak van ruimtelik opgeloste spektroskopie om in kaart te bring waar hierdie prosesse in die sterrestelsel voorkom. Saam met mekaar sal ek aantoon dat hoewel 'n wye verskeidenheid meganismes 'n sterrestelsel en wêreldwye stervorming kan verander, lyk dit asof hierdie prosesse sterre-vorming van binne na buite versterk en blus.


Waarom is galaktiese kerne geel? - Sterrekunde

Radiosterrekundiges vind flou radiobronne wat oor die lug versprei is. Hierdie bronne word nie op optiese plate geregistreer nie, wat ons laat glo dat hulle enorme hoeveelheid radio-energie uitstraal, selfs al is dit te ver om visueel gesien te word. Sterrekundiges glo nou dat hierdie verre radiobronne eintlik individuele sterrestelsels is waarvan die sentrums baie energie uitstraal. Hierdie sterrestelsels word genoem Aktiewe sterrestelsels, of AGN (Active Galactic Nuclei), omdat hul kerne aktief is.

Daar is verskillende soorte aktiewe sterrestelsels:

Elk van hierdie sterrestelsels kan verstaan ​​word aan die hand van 'n verenigde model van aktiewe galaktiese kern. In hierdie model bevat aktiewe sterrestelsels supermassiewe swart gate in hul sentrums. Namate die omringende galaktiese materiaal na die middelpunt beweeg, vorm dit 'n aanwasskyf rondom die swart gat. Wrywing in die aanwasskyf kan die materiaal vertraag om die materiaal in die swart gat te laat val. Dit sal veroorsaak dat die binneste deel van die aanwasskyf baie warm word. Die warm, binneste deel van die aanwasskyf kan dan strale met warm gas produseer en straling uit die kern langs die rotasie-as van die skyf stroom. Hierdie stralers kan op radiogolflengtes waargeneem word. As die skyf dik was, sou die strale in smal balke gefokus word. Sulke balke is byvoorbeeld in aktiewe sterrestelsels waargeneem, byvoorbeeld in die middel van die reuse elliptiese sterrestelsel M87 en NGC4261.

Waarnemings van M87 dui daarop dat die kern van hierdie sterrestelsels baie druk is en dat die sterre naby die kern baie vinnig beweeg. Om die swaartekrag sulke sterre met hoë snelheid te laat bind, moet die kern baie massief wees. Sterrekundiges skat dat 'n swart gat in die middel van M87 ongeveer 5 x 10 ^ 9 sonmassas moet wees! Materie wat in so 'n massiewe swart gat vloei, kan beslis die intense energie en die relativistiese strale waarneem, produseer.

'N Waarneming van 'n vermeende swart gat in die kern van 'n NGC4261.

Volgens die verenigde model neem ons verskillende soorte aktiewe sterrestelsels waar & quot; Ons sien byvoorbeeld twee soorte Seyfert-sterrestelsels omdat ons deur die skyf (Type II Seyferts) of onder 'n skuins hoek kyk, sodat die straal amper na ons toe wys (Type I Seyferts). Net so is BL Lac-voorwerpe bloot supermassiewe swart gate in die middelpunte van elliptiese sterrestelsels waarin ons direk in die straal kyk. Die lobbe van radiostelsels is bloot die stralers wat deur die verhitte aanwas-skyf geproduseer word, en kwasars is baie helder omdat dit die kern van sterrestelsels is wat uiters massiewe swart gate in hul sentrums het.

Die verenigde model stel voor dat normale sterrestelsels aktief kan raak as iets die vloei van materie na die swart gat veroorsaak, byvoorbeeld 'n botsing met 'n ander sterrestelsel.

Die verenigde model kan egter nie die antwoord wees nie. Sommige sterrekundiges meen dat aktiewe sterrestelsels helder is omdat hulle uitgebreide sterrevorming in hul sentrums voorkom. Baie stervorming sal baie lig produseer, veral as baie sterre met groot massa gevorm word.

Wat dit ook al mag wees, aktiewe sterrestelsels is fassinerend en kragtig!

Nadat u hierdie afdelings nagegaan het, probeer 'n paar voorbeelde van vrae om u begrip te toets. Hierdie vrae is tipies van vrae wat in die inleidende eksamens vir astronomie-kursusse aangebied word. Dit is slegs bedoel om u 'n idee te gee van watter soorte vrae u tydens u eksamen kan doen. Net omdat hierdie vrae hier is, beteken dit NIE dat u vrae soos dit tydens u eksamen sal hê nie, en dit beteken ook nie dat u vrae oor hierdie onderwerpe tydens u eksamen sal hê nie. Dit is net OEFENVrae!

Departement Sterrekunde, Universiteit van Maryland
College Park, MD 20742-2421
Telefoon: 301.405.3001 FAKS: 301.314.9067

Kommentaar en vrae kan aan Webmeester gerig word
Webtoeganklikheid


Waarom is galaktiese kerne geel? - Sterrekunde

'N Vaste legkaart in sterrekunde is hoe sterre gebore word. Ons weet nog nie wat die antwoord is nie, maar ons weet wel dat nuut-vormende sterre agter 'n stofsluier weggesteek is wat te dik is om met gewone optiese teleskope binnegedring te word. Radioteleskope kan deur die sluier loer, maar enkele teleskope gee 'n te growwe prentjie om behulpsaam te wees. Die oplossing vir hierdie probleem lê in die gebruik van interferometers, groepies klein radioteleskope wat groot afstande geplaas is, waarvan die seine saam 'n enkele, baie groot teleskoop simuleer.

Foto-onderskrif: Die BIMA-skikking kan op afstand bestuur word deur studente in Maryland of op die perseel in Kalifornië. Studente reis dikwels na die Hat Creek-fasiliteit om direk aan die toerusting te werk.

In 1987 is die BIMA (Berkeley-Illinois-Maryland Association) konsortium gestig. BIMA is 'n gesamentlike poging van drie van die uitstekende astronomie-afdelings in die land om van die wêreld se mees gesofistikeerde waarnemingstoerusting te ontwerp, te bou en te gebruik. Geleë by die Hat Creek Radio Observatory, naby Mt. Lassen in Kalifornië, die BIMA-skikking is die grootste millimetergolf-interferometer ter wêreld, wat nege radioteleskope verbind (10 antennas word beplan) om een ​​baie groot teleskoop te vorm. Sterrekundiges gebruik BIMA hoofsaaklik om radiogolwe wat deur molekules en stof in sommige van die koudste dele van die heelal uitgestraal word, te bestudeer. Die BIMA-skikking is gebruik om te ondersoek hoe sterre vorm, hoe die son en die sonnestelsel ontstaan ​​het, die fisiese toestande op ander planete in die sonnestelsel (planetêre meteorologie), die verspreiding van molekulêre gas en vloei in sterrestelsels buite die melkweg. , en om te soek na 'n verduideliking van die uiterste aktiwiteit van aktiewe galaktiese kerne.

Kartik Sheth

& quot Die grootste enkele rede waarom ek na Maryland gekom het, was die kwaliteit van die program en die BIMA-navorsingsgroep. Nêrens anders kon ek met 'n aantal sterrekundiges in die wêreld gewerk het en aan so 'n kragtige toerusting as hierdie nie. Ek was net twee maande hier en gaan al aan die skikking in Kalifornië werk. En ek voel glad nie atipies nie. Dit is so ongelooflik aan hierdie program.

Ek onthou nog die enkele gebeurtenis wat my aan astronomie gekoppel het. Ek was 8 of 9 jaar oud en woon nog in Bombay. My tante stuur vir my een van die eerste boeke wat deur NASA vervaardig is met beelde van die Voyager-missies. Dit is die sonnestelsel genoem. Ek onthou nog elke prentjie in daardie boek. & Quot

Departement Sterrekunde, Universiteit van Maryland
College Park, MD 20742-2421
Telefoon: 301.405.3001 FAKS: 301.314.9067

Kommentaar en vrae kan aan Webmeester gerig word
Webtoeganklikheid


Aktiewe galaktiese kern: hoe om stervorming te stop

Sterrestelsels kan breedweg in twee soorte verdeel word: blou, stervormende spiraalvormige sterrestelsels en rooi, rustige elliptiese sterrestelsels met min stervorming. Die stervormende sterrestelsels het geneig om jonger sterrepopulasies en relatief meer ultraviolet (blou) lig te hê, terwyl die rustende sterrestelsels ouer sterre met meer infrarooi (rooi) lig het. Hierdie tweedeling is bekend vir 'n geruime tyd bekend deur die klassifikasieskema van Hubble en # 8217; s, maar die oorsprong daarvan bly steeds 'n raaisel. Spesifiek, een van die belangrikste oop vrae in die sterrekunde, is die presiese meganisme waardeur die vorming van sterre gestaak word, wat blou, stervormende sterrestelsels omskep in rooi, rustende sterrestelsels.

Een van die voorkeurverklarings vir die onderliggende oorsaak van hierdie sterrestelsel-transformasie is Active Galactic Nuclei (AGN), kompakte streke met 'n baie groot helderheid in sterrestelselsentrums, afkomstig van materiaal wat op 'n sentrale supermassiewe swart gat val. AGN-aktiwiteit in die vorm of strale, winde of intense straling kan die waterstofgas in die sterrestelsel verhit of dit heeltemal uitblaas, en sodoende voorkom dat die gas afkoel en saamtrek om sterre te vorm (AGN-terugvoer genoem).

Om die belangrikheid van AGN in die blus van stervorming te ondersoek, bestudeer die outeurs 'n monster van 123 massiewe sterrestelsels met 'n hoë rooi verskuiwing (1,5 ≤ Z ≤ 2.5), en meet die fraksie van stervormende en rustende sterrestelsels wat 'n AGN aanbied. Hierdie sterrestelsels is veral interessant omdat hulle waarskynlik in massiewe elliptiese sterrestelsels met min stervorming ontwikkel, soortgelyk aan dié wat in die plaaslike heelal aangetref word. Verder is by Z

2, word geglo dat AGN-aktiwiteit naby sy kosmiese maksimum is, en rustende sterrestelsels verteenwoordig reeds 'n beduidende fraksie (30-50%) van alle massiewe sterrestelsels, wat daarop dui dat die stilstand van stervorming aan die gang kan wees tydens hierdie rooi verskuiwing.

Gestapelde X-straalbeelde vir die rustende en stervormende sterrestelselmonsters in drie energiebande. Vir beide die stervormende en rustige monsters toon die boonste (onderste) ry die nie-bespeurde (bespeurde) sterrestelsels.

Ongelukkig is die bepaling van die AGN-fraksie by hierdie rooi verskuiwings moeilik omdat AGN-aktiwiteit verkeerd kan wees as stervorming, soos onlangs in hierdie astrobiet beskryf. Hierdie ontaarding kan egter verbreek word deur die X-straallig uit sterrestelsels te bestudeer, soos die skrywers in hierdie werk gedoen het. In vergelyking met 'n stervormende sterrestelsel, sal 'n sterrestelsel waarvan die lig hoofsaaklik uit 'n AGN kom, 'n hoër X-straal helderheid hê of 'n & # 8220harder & # 8221 X-straalspektrum, wat beteken dat meer fotone met hoë energie gemeet word.

Gebruik die X-straaldata van die Chandra Deep Field-South Survey, is die outeurs in staat om X-straal-helderheid vir hul melkwegmonster te meet en die fraksie van hierdie sterrestelsels wat 'n AGN aanbied, af te lei. Hulle verdeel ook hul volledige monster in rustende en stervormende sterrestelsels en ondersoek die verskille in die AGN-breuk vir hierdie onderafdelings. Die figuur regs toon die gestapelde X-straalbeelde vir die rustende en stervormende sterrestelselmonsters in drie energiebande (vol: 0,5-8 keV, sag: 0,2-2 keV, hard: 2-8 keV). Die figuur toon die gestapelde beelde van die individueel nie-bespeurde (boonste ry) en bespeurde (onderste ry) sterrestelsels.

Op grond van hul X-straal-helderheid vind die outeurs dat 22 ± 5% van die sterrestelselmonster 'n AGN met 'n hoë helderheid bevat. Hulle vind ook dat hierdie fraksie soortgelyk is vir rustende en stervormende sterrestelsels (onderskeidelik 19 ± 9% en 23 ± 5%) en onafhanklik is van die sterrestelsel van die sterrestelsel. Hierdie resultate dui daarop dat die voorkoms van AGN met 'n hoë helderheid nie verband hou met die interne sterrestelsel-eienskappe nie, maar eerder as gevolg van 'n eksterne proses. Die skrywers merk op dat ander studies bevind het dat groot samesmeltings tussen sterrestelsels helder AGN kan veroorsaak en dat die resultate daarvan ooreenstem.

Die outeurs ondersoek ook die moontlike teenwoordigheid van AGN met 'n lae helderheid in hul sterrestelselmonster deur die X-straal-helderheid van die gestapelde, individueel nie-bespeurde sterrestelsels te vergelyk met die X-straal-helderheid wat verwag word deur net stervorming. Hulle vind 'n beduidende oormaat helderheid vir die rustende sterrestelsels, wat daarop dui dat hierdie sterrestelsels waarskynlik AGN met 'n lae helderheid het. Hulle skat dat tussen 60-100% van hul rustende sterrestelselmonster waarskynlik 'n AGN met 'n lae helderheid bied, terwyl slegs 0-40% van die stervormende sterrestelsels 'n AGN met 'n lae helderheid het. Hierdie teenstrydigheid tussen rustende en stervormende sterrestelsels dui daarop dat terugvoer van AGN met 'n lae ligsterkte die vorming van die sterre aanvanklik kan uitblus en dan kan voortgaan om dit op 'n lae vlak te hou.

Die skrywers & # 8217 werk bied die eerste waarnemende bewys dat die meerderheid massiewe, rustige sterrestelsels in Z

2 bied 'n AGN van lae tot hoë helderheid aan, terwyl hierdie fraksie in stervormende sterrestelsels baie laer is. Die resultate stem ooreen met 'n prentjie waar AGN met 'n hoë helderheid veroorsaak word deur groot samesmeltings, en AGN met 'n lae helderheid is die dominante meganisme om stervorming te stop. Met verdere ontleding en nog groter sterrestelsels, sal hierdie prentjie waarskynlik nog duideliker word.


Kyk die video: Waarom worden onze dagen steeds langer? 35 (Januarie 2023).