Sterrekunde

Rotasiekurwe in die binneste deel van sterrestelsels

Rotasiekurwe in die binneste deel van sterrestelsels


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.

Ek lees in Sofue se artikels (1999) dat hy 'n metode gebruik het om die uitstulping van sterrestelsels te ondersoek om rotasiekurwe van hierdie deel van sterrestelsels te verkry. My vraag is dus hoe Vera Rubin et al. die rotasiekurwe in hul artikel (1978) verkry, veral die sterk toename in die begin van die kurwe, aangesien hy blykbaar in Sofue se artikel gesê het dat dit taamlik moeilik was om galaktiese uitbultings te ondersoek?


Hulle praat dus oor verskillende skale. Rubin vind die rotasiekurwe op kpc-skale. En Sofue praat oor hoe moeilik dit is om die rotasiekurwe in die middel minder as 'n kiloparsek te kry. In die sentrum kan u nie dieselfde tegnieke gebruik as Rubin nie.

Rotasiekurwes van sterrestelsels word meestal gemeet aan die gasspoed. Die spoed van die sterre kan gebruik word, maar as gevolg van dinamiese verhitting oor tyd dui die sterre-rotasiesnelheid nie die ware rotasiesnelheid van die sterrestelsel sowel as die gasspoed aan nie.

As ons na die spoed van iets soek, sal sterrekundiges die rooi of blouverskuiwing van die sterre of die gas soek wat hulle waarneem. Hulle moet dus 'n gas identifiseer wat in alle sterrestelsels voorkom, wat 'n bekende en maklik waarneembare 'lyn' in die spektrums het wat 'n snelheidsbepaling moontlik maak deur te sien hoe rooi of blouverskuiwend dit is in vergelyking met die emissie. lyn in 'n laboratorium.

Twee sulke lyne is H $ alpha $ en molekulêre CO (die in die artikel wat u gekoppel het).

Die H $ alpha $ -lyn is 'n optiese lyn by 656,28 nm. Die CO-lyne is radiogolwe met 2,6 en 1,3 mm.

Dit lyk asof die Rubin + 1978-spectra die H $ alpha $ -lyne opgeneem het, en uit Figuur 2 lyk dit of hulle spektra van verskillende radiusse vanuit die middel versamel het. As u dit op baie verskillende punte in die sterrestelsel op verskillende afstande van die kern doen, kan u sien hoe vinnig dit relatief tot mekaar beweeg.

Daardie steil toename aan die begin van die kromme vind gewoonlik plaas vir ongeveer 'n paar kiloparsek (soos in hierdie afbeelding van Rubin + 1978).

Dit wil voorkom asof hulle 'n resolusie van ongeveer 'n kpc gehad het, wat u nie veel van die middelpunt sou vertel nie, behalwe dat die rotasiekurwe baie vinnig is (baie vinnig (u neem aan dat die middelste rotasie 0 is):

Dit lyk asof Sofue + 1999 nog meer sentraal praat as die "sentrale paar honderd pc-gebied" wat 'n nuwe tegniek benodig.

'N Groot beperking, soos genoem in die Sofue + 1999-artikel, is dat HI dikwels in die middel (<0,5 kpc) van hierdie sterrestelsels deur stof verduister word. Galaktiese stof, sterf oor die algemeen korter golflengte lig baie effektiewer as lang golflengte lig. Op hierdie manier kan u deur die stof deur na die sterrestelsel kyk as u langer golflengtes aanskou. Die HI-lyn word baie makliker deur galaktiese uitwissing uitgewis as die CO-lyn op 'n langer golflengte. Dus maak CO dit makliker om na die galaktiese sentrale honderd parseke te kyk as H $ alpha $. U kan dit sien in die galaktiese uitwissingskurwe:

Die CO-lyn is in die radio-band (mm-reeks), 'n soort sterrekunde wat in die 1960's en 1970's net spoed versnel het. Nadat in die 1800's deur Maxwell se vergelykings voorspel is, kon wetenskaplikes geen radioseine van die Melkweg waarneem nie, totdat Karl Jansky by Bell Labs in die dertigerjare 'n ernstige waarneming van die Boogskutter A * gesien het.

Radioastronomie kom egter met 'n oplossing van oplossing; die oplossingskrag van 'n teleskoop is basies:

$ Theta = 1,22 * frac { lambda} {D} $

Waar lambda die golflengte van die waarneming is en D die deursnee van die teleskoop is. En, as verwysing, is die afstande na twee sterrestelsels vanaf die rotasiekurwe hierbo:

NGC4594 = 9,45 Mpc
NGC7217 = 15 Mpc

Op die afstande van hierdie sterrestelsels moet ons in die regte golflengte kyk om deur te dring, en ons het genoeg resolusie nodig om die rotasiesnelheid op miskien 10 parseskale te kry. Hierdie resolusie, teen 15 Mpc, is miskien 0,1 boogsekondes.

$ 3600 * arctan ( frac {10} {15e6}) * frac {180} { pi} = 0,1375 boogsekondes $

Om die resolusie op die 2,6 mm waar te neem wat u nodig het vir die CO-lyn, moet u 'n:

$ 1,22 * 3600 * frac {180} { pi} * frac {2.5e-3} {0.1375} = 4581,48 $

4,5 km teleskoop ... Hmmmmm. 'N Bietjie probleem in ag genome die ongelukkige verhaal van die 300 voet teleskoop.

Dan, rekenaars tot die redding. Interferometrie is 'n idee om twee teleskope te gebruik om hul oploskrag te verhoog. Wanneer hulle seine gekombineer word, het hulle 'n effektiewe deursnee van hul skeiding. Natuurlik is hulle nie gelykstaande aan 'n enkele skotteleskoop van daardie deursnee nie, omdat dit baie minder totale sterlig versamel.

Die tegniek is reeds in die 1920's wetenskaplik gebruik om die ster Betelgeuse op te los. Maar dit was moeilik om hierdie tegniek in 'n moderne vorm te gebruik, deur tientalle of honderde teleskope gelyktydig te kombineer sonder dat daar rekenaars was wat die berekeninge in die 1960's en 1970's kon hanteer.

En nou, die laaste stuk. Interferometrie word baie moeiliker hoe kleiner jou golflengte. Interferometrie is slegs moontlik as die amplitude en fase van die inkomende golf presies aangeteken en herkombineer word. 'N Optiese interferopeter benodig dus: meer presies gepoleerde spieëls, meer presies gemete skeidings, stabiele vervoer van seininligting vanaf die skottelgoed (veseloptika) en meer rekenaarkrag om meer Fourier-transformasies uit te voer. Terwyl radiointerferometrie in die twintigerjare uitgevoer is, het dit tot in die negentigerjare geneem om optiese interferometrie te doen, en dit is nog lank nie roetine nie (sien die Groot Binokulêre Teleskoop).

Dus, om op te som:
1) Om 'n rotasiekurwe van 'n sterrestelsel te kry, het ons 'n molekulêre lyn nodig waaruit ons 'n rooi skuif of 'n blueshift kan kry. HI (opties) en CO (mm) is goeie keuses.

2) Die sentrums van sterrestelsels word verduister deur stof wat optiese seine vernietig, maar mm laat deurloop, dus is CO die molekule van keuse vir rotasiekrommes van die kerne van hierdie sterrestelsels, aangesien die H $ alpha $-sein swak is in die sentrums.

3) Om 'n mm-teleskoop klein gedeeltes van die sterrestelsels op die groot afstande van 10+ MPC in hierdie golflengte ruimtelik te kan oplos, het ons egter 'n paar kilometer breed 'n teleskoop nodig.

4) Ons kan dit met interferometrie oplos, maar onlangs is die tegnologie om interferometrie op hierdie golflengte te doen, bereik.

Die eerste interferometer wat op hierdie golflengte waargeneem is, die SubMillimeter Array (SMA; agt, 6 meter teleskope), is in 1990 vir die eerste keer vir gassterrekundiges geopen. Die SMA is nog uitgebrei ten tye van die artikel wat u gekoppel het.

Deesdae is die Atacama Large Millimeter Array (ALMA) nou net voltooi, en fokus slegs op dieselfde golflengte met 'n groot resolusie en oppervlakte (66 teleskope van 7-12 meter). Hulle versamel CO-rotasiekurwes met soveel presisie dat hulle beweer dat hulle die sentrale swartgatmassas van sterrestelsels tot 5% kan skat.

Sake:

https://en.wikipedia.org/wiki/Astronomical_interferometer https://en.wikipedia.org/wiki/Aperture_synthesis https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Fitzpatrick/Figures/figure1.gif">https : //www.nrao.edu/whatisra/images/300ft-before.gif "> https://www.nrao.edu/whatisra/images/300ft-after.gif"> http: //www.atnf.csiro .au / outreach // images / wallpapers / atcamorningsml.jpg "> http://www.almaobservatory.org/


Kyk die video: Top 8 Činjenica o galaksiji Andromeda FULL HD 4K (Februarie 2023).