Sterrekunde

Watter persentasie van die spiraalvormige sterrestelsel is die middelpunt / bult?

Watter persentasie van die spiraalvormige sterrestelsel is die middelpunt / bult?


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.

Is daar 'n geloofwaardige bron wat my kan vertel hoe groot die bult van 'n spiraalstelsel is in vergelyking met die res van die sterrestelsel? Ongelukkig kon ek niks vind nie.


Die term wat u soek word die genoem bult-tot-skyf (grootte) verhouding. Soort per definisie, hang die antwoord af van die morfologie van die sterrestelsel, dit wil sê hoe 'laat-tipe' spiraal dit is. Die "Sa" -spirale is diegene wat die meeste ellipties lyk, en dus groot grootteverhoudings het (van orde, maar onder, eenheid), terwyl uitpuilings in Sc-sterrestelsels (minder as) 'n tiende van die grootte van die skyf is.

(REDIGERING: die manier waarop u u vraag verwoord, soek u na bult-na-totaal, eerder as om na te bultskyf, maar daar is 'n 1: 1-korrespondensie tussen. Terugskouend dink ek ook dat u belangstel in die massa verhouding, maar ek het "hoe groot" as die grootte verhouding. Peter Erwin se antwoord bespreek die massas.)

Die verhouding word verkry deur die helderheidsverdeling van die bult en die skyf afsonderlik aan te pas. Gewoonlik is albei as eksponensiaal aangebring, met skaallengtes $ R_ mathrm {b} $ en $ R_ mathrm {d} $, onderskeidelik, maar ander vorms (bv. Sérsic-profiele) word ook gebruik. In hierdie geval is die effektief radius $ R_ mathrm {eff} $ word gebruik, dit wil sê die radius waarbinne die helfte van die lig uitgestraal word. Verder sal die antwoord afhang van die band waarin u die sterrestelsel waarneem (dws IR, opties, UV, ...)

Die volgende figuur (uit Möllenhoff 2004) toon die verhouding $ R_ mathrm {eff, b} / R_ mathrm {d} $ as 'n funksie van "Hubble-tipe" wat gaan van 1 (Sa), tot 3 (Sb), tot 5 (Sc). Ek het voorbeelde van sterrestelsels van Hubble-tipe 1, 3 en 5 geannoteer.

U sien dat die verhouding van $ sim0.5 teks {-} 1 $ vir vroeë tipe spirale, om $ sim0.01 teks {-} 0.2 $ vir laat-tipe spirale.

Die verskillende simbole stem ooreen met verskillende filters wat gaan van die I-band (infrarooi) aangedui deur vierkante, tot die U-band (ultraviolet) wat deur sirkels aangedui word; hulle is effens verreken langs die $ x $ as vir visualiseringsdoeleindes - u sien dat die verhouding effens afneem vir korter golflengtes. Met ander woorde, die bult is minder prominent, hoe blouer is die lig wat u beskou.


Om die titelvraag te beantwoord, is die bult-tot-totaal wat u wil weet ($ B / T $) verhouding, wat die fraksie is van 'n spiraalstelsel se lig (en dus ongeveer sy sterre) wat in die bult; dit wissel van 1 (dit is alles bult, niks anders daar nie - dit wil sê, dit is 'n elliptiese sterrestelsel) - tot 0 (glad nie 'n bult nie).

In ooreenstemming met die antwoord van Pela oor groottes, die antwoord hang af van watter tipe spiraalstelsel jy praat; tradisioneel was 'n deel van die definisies van die Hubble-volgorde hoeveel ekstra lig in die sentrale gebied van die sterrestelsel lyk, wat ongeveer dieselfde is as $ B / T $.

Deesdae is die antwoord eintlik onseker, want sterrekundiges is in 'n debat oor wat 'n 'bult' is: daar is 'klassieke bultings' (soos mini-elliptiese sterrestelsels en waaraan jy waarskynlik dink) , "pseudobulges", "boksagtige / grondboontjievormige bultjies", en moontlik ander dinge, wat almal "ekstra lig / sterre" in die sentrale streek van die sterrestelsel is, maar wat verskillende vorms, dinamika en oorsprong het. Die Melkweg het byvoorbeeld beslis 'n boksvormige / grondboontjievormige bult (wat u sien uitsteek uit die skyf), wat regtig deel uitmaak van die staaf; dit lyk asof dit 'n "kernskyf" (aka "skyfagtige pseudobulge") het, wat 'n digte, helder skyf van sterre is wat tot 150 parsec of so in radius strek; maar dit kan glad nie 'n 'klassieke uitbulting' hê nie.

Om jou iets te gee om na te kyk wat het $ B / T $ waardes, hier is 'n figuur van Laurikainen et al. (2010), wat gebaseer is op matig gesofistikeerde analise van naby-infrarooi beelde (minder verward deur stof en onlangse stervorming as optiese beelde). Die klein simbole is individuele sterrestelselmetings, die groot gevulde sirkels is mediaanwaardes vir elke Hubble-tipe, en die oop sirkels is van 'n vorige studie. Hierdie plot bevat S0 / lensvormige sterrestelsels (Hubble-tipe <0; hulle het skywe, maar geen spiraalarms nie) sowel as werklike spiraalstelsels (Hubble-tipes> = 0). Let daarop dat die $ B / T $ as is op 'n logaritmiese skaal. Vroeë tipe spirale (bv. Sa-sterrestelsels) het $ B / T sim 0,3 $; Sc en latere spirale het gewoonlik $ B / T <0,1 $.


Sterrekunde-prentjie van die dag

Ontdek die kosmos! Elke dag word 'n ander beeld of foto van ons boeiende heelal aangebied, asook 'n kort uiteensetting wat deur 'n professionele sterrekundige geskryf is.

13 Julie 1996

M81: 'n bultende spiraalvormige sterrestelsel
Krediet: NASA, UIT

Verduideliking: Daar is nog min sterre in die ou reusagtige spiraalstelsel M81. Die blou streke op hierdie foto - wat ultravioletlig voorstel - beklemtoon streke met helder jong sterre en stervorming en kom skaars voor as in M74 en M33. Die rooi streke - wat die sigbare lig voorstel - toon 'n groot aantal ouer, minder massiewe sterre. M81 word dus geklassifiseer as spiraalvormige sterrestelsel "Sab" op die Hubble-reeks van sterrestelsels. Een onderskeidende kenmerk van hierdie tipe sterrestelsels is die relatief groot sentrale bult rondom die middel van die sterrestelsel. 'N Massiewe digtheidsgolf sirkuleer rondom die middel van spiraalvormige sterrestelsels. Daar word nie goed verstaan ​​waarom die uitputting van M81 so helder gloei soos in ultravioletlig nie. Bespiegelings sluit in dat dit te wyte kan wees aan sterre wat warm ontwikkel, soos dié wat in die antieke bolvormige groep Omega Centauri voorkom.

Môre se foto: Galaxy M81 in ware kleur

Skrywers en redakteurs: Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (USRA).
NASA Tegniese Rep .: Sherri Calvo. Spesifieke regte geld.
'N Diens van: LHEA by NASA / GSFC


Geblokkeerde spiraalvormige sterrestelsel [wysig | wysig bron]

A & # 160versperde spiraal sterrestelsel& # 160is 'n & # 160 spiraalstelsel & # 160met 'n sentrale staafvormige struktuur wat bestaan ​​uit & # 160sterre. & # 160Bars word in ongeveer die helfte van alle spiraalvormige sterrestelsels aangetref. & # 160Bars beïnvloed oor die algemeen beide die bewegings van sterre en & # 160interstellêre gas & # 160binne spiraal sterrestelsels en kan ook goed beïnvloed. Ons eie sterrestelsel is 'n voorbeeld van 'n spiraalstelsel

Edwin Hubble & # 160 geklassifiseer spiraalstelsels van hierdie soort as "SB" (spiraalvormig, geblokkeer) in sy & # 160Hubble-volgorde & rangskik dit in subkategorieë gebaseer op hoe oop die arms van die spiraal is. SBa-tipes het styfgebinde arms, terwyl SBc-tipes aan die ander uiterste is en los gebinde arms het. SBb-tipe sterrestelsels lê tussen die twee. SB0 is 'n lensvormige en # 160 lensvormige sterrestelsel. 'N Nuwe tipe, SBm, is daarna geskep om ietwat & # 160 gereelde spiraalvormige blokkies te beskryf, soos die & # 160 Magellaniese wolke, wat vroeër as onreëlmatige sterrestelsels geklassifiseer is, maar sedertdien gevind is dat hulle spiraalvormige strukture bevat. Onder die ander tipes in Hubble se klassifikasies vir die sterrestelsels is die & # 160elliptiese sterrestelsel & # 160en onreëlmatige sterrestelsel


Spiraalstelsel

[/ onderskrif]
As u aan 'n sterrestelsel dink, dink u waarskynlik aan 'n spiraalagtige sterrestelsel. Weet jy, met die sentrale bult en die groot vee-arms wat uitwaarts uit die middel draai. In werklikheid is ons eie melkweg 'n spiraalagtige sterrestelsel, en daar is baie ander in die heelal. Maar het u al daaraan gedink hoe hulle in so 'n pragtige vorm vorm?

'N Spiraalstelsel is gevorm soos 'n plat skyf met 'n dikker uitbulting in die middel. Helder spiraalarms begin vanaf die middel en wikkel dan na buite soos 'n penwiel. Alle spiraalvormige sterrestelsels draai, maar baie stadig voltooi ons eie Melkweg een keer elke 250 miljoen jaar.

Die spiraalarms is eintlik digtheidsgolwe wat om die skyf van die spiraalstelsel beweeg. As die digtheidsgolf oor 'n streek beweeg, word massas aanmekaar getrek, en jy kry helder sakke van stervorming. Dan beweeg die digtheidsgolf aan en moedig 'n ander streek aan om met stervorming te begin.

Die sentrale bult in die middel van 'n spiraalstelsel bevat ouer sterre, soortgelyk aan 'n elliptiese sterrestelsel. En in die middel is daar altyd 'n supermassiewe swart gat wat miljoene keer die massa van die son bevat.

Spiraalvormige sterrestelsels word ook omring deur 'n uitgestrekte steroïde-halo-ster. Hierdie sterre het miskien nie in die sterrestelsel gevorm nie, maar is gesteel deur opeenvolgende samesmeltings met ander sterrestelsels. Hierdie galaktiese stralekrans bevat ook baie bolvormige sterretrosse.

Sterrekundiges dink dat spiraalstelsels mettertyd stadig opgebou word deur kleiner sterrestelsels saam te smelt. Terwyl hierdie klein sterrestelsels bymekaar gekom het, het die samesmeltende sterrestelsel hul totale momentum laat draai. Hierdie draai het die sterrestelsel platgeslaan en die spiraalarms aan die gang gesit.

Ons het baie artikels oor die sterrestelsels vir Universe Today geskryf. Hier is 'n artikel met 'n tweeling-spiraalstelselstelsel wat interaksie het, en hier is 'n spiraalstelsel NGC 2403.

Ons het ook 'n episode opgeneem van Astronomy Cast oor sterrestelsels & # 8211 Aflevering 97: Sterrestelsels.


'N Flokkelende spiraalstelsel met 'n baie, regtig vreemde middel

Een van my gunsteling dinge om groot, spetterende pragtige beelde van spiraalvormige sterrestelsels te sien, is hoe groot, spetterend en pragtig dit is.

Maar 'n ander een van my gunsteling dinge is, nadat ek 'n oomblik daarna gekyk het, gedink, "Wag. Wat?"

Meer slegte sterrekunde

NGC 2775 is 'n spiraalstelsel wat ongeveer 60 miljoen ligjare weg is. Dit is deel van 'n klein groep sterrestelsels, waarvan sommige blykbaar al in die verlede interaksie gehad het, hoewel NGC 2775 geen deel daarvan was nie. Dit lyk soos 'n doodgewone spiraal ... altans met die eerste oogopslag. Maar dit het verborge dieptes.

Of, meer akkuraat, nie verborge dieptes nie.

NGC 2775, 'n spiraalvormige sterrestelsel met 'n vreemde middel. Krediet: NASA / ESA / Hubble-ruimteteleskoop / Janice Lee, verwerk deur Judy Schmidt

Ja. Hierdie beeld is afkomstig van die Hubble-ruimteteleskoop en verwerk deur die immer ongelooflike Judy Schmidt. Ek sal dit binnekort terugvoer, want dit is relevant hoe sy dit verwerk het.

Maar kyk daarna! Sjoe! Sulke mooi, veeragtige arms - die tegniese term is dat die arms is flocculent, bedoel soos stringe puffballs. Ek het geskryf oor hoe dit kan gebeur in 'n berig oor 'n ander skouspelagtige flocculente spiraal, M63:

Die lapwerk-aard kan te wyte wees aan 'n proses genaamd (en ek is mal daaroor) stogastiese self-voortplantende stervorming. As 'n gaswolk sterre vorm, kan die groot, warm sterre wat daar gebore word, stervorming in nabygeleë gaswolke veroorsaak, en dan kan die sterre wat daar gebore word, sterre in ander nabygeleë wolke veroorsaak, ensovoorts. Terwyl die sterrestelsel draai, word die wolke van mekaar afgeskeer, wat die vlekagtige spiraalpatroon skep. Dit is nie seker dat dit die proses is nie, maar dit verklaar wel baie van wat ons sien.

In teenstelling met M63, gaan die spiraalvormige lappies egter nie voort tot in die middel van NGC 2775 nie. Dit lyk asof die arms redelik skielik stop as u die middelpunt nader, en die lig word baie gladder versprei. Selfs die stofstromers verdwyn redelik vinnig by daardie oorgangsgebied.

'N Close-up van die sentrale streek van NGC 2775, wat wys hoe die arms skielik eindig en plek maak vir 'n gladde verdeling van sterre. Krediet: NASA / ESA / Hubble-ruimteteleskoop / Janice Lee, verwerk deur Judy Schmidt

Maar daar is ook meer daaraan. Let op dat die arms redelik blou is. Dit kom algemeen voor in spirale waar sterre gebore word, en die helderste sterre is massiewe blou sterre. Alhoewel hulle relatief skaars is, is hulle soveel helderder as ander sterre, vergoed hulle meer as hulle gebrek aan aantal.

Maar daardie gladde sentrale streek is regtig geelrooi, met amper geen blou daarin nie! Dit beteken dat daar geen aanhoudende stervorming in daardie deel van die sterrestelsel is nie, en dit was al vir minstens tienmiljoene jare (die lewensduur van blou sterre) ... en waarskynlik baie langer.

In feitlik alle spirale is die sterre in die sentrale bult rooier, ouer. Stervorming hou gewoonlik op in die galaktiese middelpunt nie lank nadat die sterrestelsel self gevorm het nie, dus is die enigste sterre daar oud, en net rooier sterre (soos die son of minder massief) word nog gesien.

So OK, goed, maar die vreemde ding is net hoe groot daardie rooi streek is! Vir 'n kort oomblik het ek gedink miskien is daar net baie stof daar - interstellêre stof (wat bestaan ​​uit rotsagtige of koolstofagtige korrels) word lig helder. Maar ons kan sien dat daar geen stof in die middel is nie (of ten minste geen georganiseerde stof, soos gevorm in stroompies soos gewoonlik gesien nie). Ek het in die literatuur rondgekap en 'n papier gevind wat daarop let dat daar glad nie koue gas of stof in die sentrale streek. Ek het wel 'n Spitzer-beeld van NGC 2775 gevind wat in die infrarooi geneem is en ook geen koue stof daar toon nie, anders sou die sentrale streek baie rooi lyk in die beeld).

Dit lyk vir my asof die sentrale bult, reg in die middel, geleidelik platkom in 'n skyf van rooi sterre, en dan gaan dit oor na die blouer spiraalarms. Dit is moeilik om uit hierdie beelde te sien (jammer, dit is nie 'n bietjie meer aan die rand nie, so ons kan die vorm van die bult beter sien).

Schmidt het hierdie beeld saamgestel uit vyf Hubble-waarnemings: een in die ultraviolet (met 'n golflengte van .275 mikron), een in die baie blou (0.336 mikron), een in die blou-groen (.438 mikron), een in die geel ( 0,555 mikron), en een die nabye infrarooi (of NIR 0,814 mikron). Dit is insiggewend om hulle uit te deel om te vergelyk. Hier is die NIR-, blougroen- en UV-beelde van die teleskoop self (en die gebruik van outomatiese verwerkingsagteware om dit 'n bietjie op te ruim):

Die Hubble-beelde van die melkweg NGC 2775: Naby-infrarooi (0,814 mikron, links), groen (0,438 mikron, middel) en ultraviolet (0,275 mikron, links). Let op hoe die sentrale streek baie rooi is. Krediet: Lee et al.

Dit is soos drie verskillende sterrestelsels! In die infrarooi oorheers die uitputting geweldig, en die arms is swakker. In die blou-groen is die bult effens flouer (hoewel dit moeilik is om te sien op die manier waarop dit vertoon word) en die arms helderder. In die UV is die bult net 'n kolletjie, die geel gebied onsigbaar en die arms baie vlekkerig (net die helderste en warmste sterre kan die gas rondom hulle verhit om dit helder te maak in die UV). In die middelste kan jy sien hoe die stofpaaie na die middelpunt sak, maar by verre is die binneste gebied net ... sterre. Ek het nog nooit 'n sterrestelsel gesien soos hierdie nie.

Ek het deur die literatuur vir 'n verduideliking gekyk, maar nie veel gevind nie. Een artikel het opgemerk dat NGC 2775 'n skerp daling in sy snelheidsverspreiding in die rigting van sy middelpunt het, wat beteken dat die sterre daar ongeveer dieselfde snelheid wentel (verspreiding beteken baie sterre wentel teen verskillende snelhede) in vergelyking met die buitenste streke. Dit kom algemeen voor in sterrestelsels met stawe in die sentrums - letterlik 'n reghoekige of ruitvormige verdeling van sterre in die middel, soos dié wat ons Melkweg het - maar NGC 2775 het geen maat nie. Hulle kom nie tot die slotsom waarom nie, en daarom sal ek beslis nie hier wees nie. Maar dit is vreemd.

Hierdie beelde is geneem as deel van 'n projek om te kyk na 38 sterrestelsels wat deur ALMA waargeneem is as deel van die PHANGS-projek: die Fisika met 'n hoë hoekoplossing van nabygeleë sterrestelsels, om te sien hoe pasgebore sterre met die gas en stof rondom hulle in wisselwerking tree. Ek kon nie die ALMA-beeld van hierdie sterrestelsel vind nie, so dit is moontlik dat dit nog nie geneem is nie. Dit sal interessant wees om te sien, aangesien ALMA sensitief is vir koue stof!

Toe sy hieroor twiet, noem Schmidt dit 'n doughnut. Ek stem saam, en dit voeg by dat dit lyk asof daar 'n gebakte eier in die gat is (wat eerlikwaar ongelooflik klink ... dis galaktiese gastronomie!) Dit is 'n ongelooflike sterrestelsel en dra net by tot my gevoel van verwondering en ontsag oor die wetenskap en die skoonheid van die heelal.


Galaktiese bultmodellering werp lig op evolusie van die sterrestelsels

Spiraalstelsel NGC 5468, 130 miljoen ligjare weg. Krediet: ESA / Hubble & NASA, A. Riess et al.

Met behulp van data van die CALIFA Integral Field Spectroscopy (IFS) -opname en gevorderde modelleringsinstrumente het navorsers van Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) belangrike resultate behaal oor die sentrale sferiese komponent (die bult) in spiraalstelsels soos die Melkweg, werp nuwe lig op die begrip van galaktiese evolusie. Die resultate word in die jongste uitgawe van Sterrekunde & Astrofisika.

Dit het 'n paar jaar en baie berekeningskrag geneem om ongeveer 'n halfmiljoen spektra te ontleed uit 'n monster wat alle morfologiese soorte spiraalstelsels wat nie met mekaar wissel nie, dek. Die span het die eerste metings gemaak van die ouderdomsvariasie van sterre in die bult, van die middelpunt tot die periferie, en het bepaal hoe hierdie ouderdomsverskil verband hou met ander sterrestelseleienskappe, soos die bestaan ​​van aktiewe galaktiese kerne (AGN) en die totale massa van sterre in die sterrestelsel.

Die studie het aan die lig gebring dat die sterrepopulasie in die middel van die massiefste spiraalstelsels ouer is as die sterre aan die rand van die bult, terwyl in sterrestelsels met 'n lae massa die teenoorgestelde gebeur - die jongste sterre in die middel van die bult, en die ouer is in die periferie. Hierdie resultaat stem ooreen met 'n vorige studie van die span, wat reeds sterk bewyse gevind het vir 'n verenigde scenario vir die vorming van spiraalstelsels. Anders as die vorige hipoteses, kom spiraalvormige sterrestelsels met 'n lae en hoë massa voor op dieselfde manier, alhoewel sterrestelsels met 'n hoë massa vroeër en vinniger dieselfde vormingstadiums slaag as hul eweknieë met 'n laer massa.

Hierdie metings kan gebruik word om die impak van 'n AGN op bult (en dus galaktiese) evolusie te skat. Die feit dat die massa van 'n bult sterk verbind is met die van die supermassiewe swart gat wat die AGN aandryf, dui op 'n intieme fisiese verband tussen die groei van sterrestelsels en hul supermassiewe swart gate. Om begrip van bultvorming en evolusie te verstaan, is dus onontbeerlik vir die begrip van hoe supermassiewe swart gate in die era van reionisering gebore is, en hoe dit die evolusie van sterrestelsels beïnvloed het.

IA-navorser Iris Breda, die voorste skrywer van die referaat, het die meeste van hierdie werk ontwikkel tydens haar pas voltooide Ph.D. aan die IA en die Natuurwetenskapfakulteit van die Universiteit van Porto. Sy sê: 'Daar is baie belangrike lesse wat ons uit ons studie kan neem, die belangrikste is dat uitbultings wat deur massiewe spiraalstelsels gehuisves word, nie in 'n vinnige en gewelddadige stervormingsepisode kon gevorm word nie. inteendeel, hierdie resultate ondersteun 'n scenario waar hierdie uitpuilings binne 2 tot 4 miljard jaar geleidelik gevorm word. Saam met ons vorige resultate, steun ons onlangse studie die hipotese dat die sterrestelsels wat die minste massief is, wat nou aktief sterre in die middel vorm. van hul uitbultings, lyk tans soos 'n afgeskaalde weergawe van die mees massiewe spiraalstelsels in hul vroeë evolusiestadium. '

Die kunstenaar se indruk van 'n aktiewe sterrestelsel met stralers. Krediet: ESO, met vergunning: Aurore Simonnet, Sonoma State University

Die FCT-ondersoeker Polychronis Papaderos, leier van die IA-studies oor die samestellingsgeskiedenis van sterrestelsels wat in ruimte en tyd opgelos is, sê: "'n AGN ontruim die bult van koue gas, en sluit dus die vorming van sterre af, eers in sy sentrale deel, en mettertyd vorder, in sy periferie. Hierdie verskynsel lei tot 'n afname in die gemiddelde ouderdom van sterpopulasies as ons van die middelpunt na die periferie van die bult beweeg. Deur hierdie feit te benut, het ons 'n metode uitgevind om die gemiddelde snelheid vir die die uitblus van die uiterlike sterre wat deur die AGN gedryf word. Die relatiewe lae snelheid wat ons aflei (1-2 km / s) impliseer dat die toename in AGN-aktiwiteit nie lei tot 'n katastrofiese episode van skielike verwydering van gas en 'n skielike beëindiging van die ster nie. vorming dwarsdeur die bult. "

Die deelname van die IA se span aan radioopnames soos die Evolutionary Map of the universe (EMU) bied ideale omstandighede vir 'n ongekende gedetailleerde studie van die interaksie van AGN's met die omringende gas in galaktiese kerne deur middel van diep radiointerferometrie. Dit stel hulle in staat om na kleinskaalse radiostralers in bultjies te soek, wat volgens hulle ongemerk gebly het in vorige waarnemings met 'n lae resolusie-radio-interferometrie.

Die studie van AGN-aktiwiteite sedert die era van reionisasie en die impak daarvan op die galaktiese evolusie vorm een ​​van die belangrikste aspekte van navorsing by IA.

IA-koördineerder José Afonso van die Natuurwetenskapfakulteit van die Universiteit van Lissabon sê: "Die fynere besonderhede van sterrestelselvorming en -evolusie word uiteindelik ondersoek, wat ongekende waarnemings in lyn bring met revolusionêre berekeningsinstrumente en modellering. Hierdie tegnieke sal binnekort na die volgende vlak gaan, aangesien ons sal 'n nuwe, kragtige spektrograaf, MOONS, op die Very Large Telescope van ESO installeer. Dan sal ons toegang hê tot gedetailleerde waarnemings van miljoene sterrestelsels gedurende die bloeitydperk van die evolusie van die sterrestelsels in die heelal, toe die heelal minder as die helfte van sy huidige ouderdom was . IA-navorsers sal daar wees om die nuwe waarnemings te ondersoek en die samestellingsgeskiedenis van sterrestelsels beter te begryp. '


Spiraalstelsels

In die artikel & # 8220Spiraalstelselpaar NGC 4302 en NGC 4298 & # 8221 word beskryf hoe sterrekundiges die Hubble-ruimteteleskoop gebruik het om 'n foto van 'n paar spiraalstelsels te neem. Hierdie paar bied 'n blik op hoe ons Melkwegstelsel vir 'n buite-waarnemer sou lyk. Die randstelsel word NGC 4302 genoem en die gekantelde sterrestelsel word NGC 4298 genoem. Hierdie sterrestelsels lyk in die lug anders as gevolg van hul posisie, maar hulle is baie dieselfde in struktuur en inhoud. 'N Tipiese spiraalstelsel het arms van jong sterre wat uitwaarts kronkel van sy middelpunt af. Hierdie sterrestelsels het 'n sentrale bult en word omring deur 'n dowwe sterretjie. Die NGC 4302 is ongeveer 60 persent so groot soos die Melkweg en die NGC 298 is ongeveer 'n derde so groot soos die Melkweg.

Hierdie artikel stem ooreen met doelstelling 16 & # 8220Ek kan die Melkweg met ander sterrestelsels vergelyk & # 8221, want soos die artikel, die boek & # 8220The Essential Cosmic Perspective & # 8221 stel dat, soos die Melkweg, ander spiraalvormige sterrestelsels ook 'n dun skyf en 'n sentrale bult. Die bult smelt in 'n byna onsigbare stralekrans. Ons het ook 'n oefening gedoen in die lesingboek met die titel & # 8220Galaxy Classification. & # 8221. Ons het die verskil tussen elliptiese en spiraalvormige sterrestelsels bepaal. Ons het ook uitgevind dat spiraalvormige sterrestelsels jong sterre het waarin die artikel ook vermeld word. Spiraalstelsels lyk blou en die prentjie wat die artikel bevat, was die sterrestelsels presies dit.

Ek het van hierdie artikel gehou, want dit het my 'n blik gegee op hoe ons sterrestelsel lyk. Dit was interessant om te sien hoe hierdie sterrestelsels in terme van struktuur en grootte met ons eie vergelyk. Oor die algemeen was hierdie artikel vir my baie nuttig vir hierdie konseptuele doel.


Hubble Spots Flocculent Spiral Galaxy: NGC 4237

Hierdie Hubble-beeld toon die flocculente spiraalstelsel NGC 4237. Die beeld bestaan ​​uit waarnemings van Hubble se Wide Field Camera 3 (WFC3) -instrument in die infrarooi en optiese dele van die spektrum. Drie filters is gebruik om verskillende golflengtes te monster. Die kleur is die gevolg van die toekenning van verskillende kleure aan elke monochromatiese beeld wat met 'n individuele filter geassosieer word. Beeldkrediet: NASA / ESA / Hubble / P. Erwin et al.

NGC 4237 is ongeveer 60 miljoen ligjare weg in die sterrebeeld Coma Berenices.

Hierdie sterrestelsel is op 30 Desember 1783 deur die Duits-gebore Britse sterrekundige William Herschel ontdek en het 'n deursnee van 50,100 ligjare.

NGC 4237 is 'n lid van die Virgo Cluster, 'n groep van meer as 2000 sterrestelsels.

Ook bekend as LEDA 39393, UGC 7315 en VCC 226, word dit geklassifiseer as 'n flocculente spiraalstelsel.

"Dit beteken dat sy spiraalarms nie duidelik van mekaar onderskei kan word nie, soos in spiraalvormige sterrestelsels met groot ontwerp, maar dat dit pleisterend en ononderbroke is," het Hubble-sterrekundiges gesê.

"Dit gee die sterrestelsel 'n sagte voorkoms, en lyk effens soos watte."

Die navorsers was eintlik meer geïnteresseerd in NGC 4237 se bult & # 8212 die sterrestelsel se helder sentrale streek.

"Deur meer te wete te kom oor hierdie uitstulpings, kan ons ondersoek instel na hoe spiraalvormige sterrestelsels ontwikkel het, en die groei van die supermassiewe swart gate wat in die middelpunte van die meeste spirale skuil, te bestudeer," het die sterrekundiges verduidelik.

"Daar is aanduidings dat die massa van die swart gat in die middel van 'n sterrestelsel verband hou met die massa van sy bult."

"Hierdie verband is egter nog onseker, en die rede waarom hierdie twee komponente so sterk gekorreleer moet word, is nog steeds 'n raaisel wat ons hoop om op te los deur sterrestelsels in die nabygeleë Heelal, soos NGC 4237, te bestudeer."


Bode & # 8217s Galaxy (M81 of NGC 3031)

Bode & # 8217s Galaxy (M81 of NGC 3031) is 'n wonderlike spiraalstelsel, ongeveer 11,8 miljoen ligjare weg in die konstellasie Ursa Major. Sy spiraalarms en 'n aantal kronkelende stofpaaie kronkel tot in die kern. M81 het baie stervormingsstreke, ten minste 32 Cepheid-veranderlikes en 'n aktiewe galaktiese kern. Die persentasie donker materie word geskat as laer as die gemiddelde.

Die sentrale bult is aansienlik groter as die Melkweg & # 8217s bult. 'N Supermassiewe swart gat van 70 miljoen sonmassas is sentraal. Hierdie swart gat is ongeveer 15 keer die massa van die melkgat en die swart gat. Vorige navorsing toon dat die grootte van die sentrale swart gat in 'n sterrestelsel eweredig is aan die massa van 'n sterrestelsel en bult.

Die meeste emissies by infrarooi golflengtes is afkomstig van interstellêre stof wat hoofsaaklik binne die spiraalarms van die sterrestelsel aangetref word, en wat verband hou met stervormingstreke. Die algemene verklaring is dat die warm, kortstondige blou sterre wat in stervormingsstreke voorkom, baie effektief is om die stof te verhit en sodoende die infrarooi stofemissie van hierdie streke te verbeter.

M81 ondergaan moontlik 'n oplewing in stervorming langs die spiraalarms weens 'n noue ontmoeting met sy nabygeleë sterrestelsels M82 en NGC 3077, ongeveer 300 miljoen jaar gelede. Die ontmoeting het spore in die spiraalpatroon van M81 getrap, wat dit eers meer duidelik gemaak het, en tweede in die vorm van die donker lineaire kenmerk links onder in die kernstreek. Die sterrestelsels is steeds naby mekaar, en hul middelpunte is slegs ongeveer 150 000 ligjare van mekaar geskei.

Messier 81 is die grootste en helderste sterrestelsel in die M81-groep, 'n groep van 34 sterrestelsels in die sterrebeeld Ursa Major en vorm 'n baie opvallende fisiese paar met sy buurman, M82.

Gravitasie-interaksies van M81 met M82 en NGC 3077 het waterstofgas van al drie sterrestelsels verwyder en sodoende gasvormige filamentstrukture in die groep gevorm. Boonop laat interstellêre gas in die sentrums van M82 en NGC 3077 val, wat daartoe lei dat die sterre sterker word.

Slegs een supernova is opgespoor in Messier 81. Die supernova, genaamd SN 1993J, is geklassifiseer as 'n tipe IIb, 'n oorgangsklas tussen tipe II en tipe Ib. Dit is op 28 Maart 1993 ontdek en was die tweede helderste supernova wat in die 20ste eeu waargeneem is.


Watter persentasie van die spiraalvormige sterrestelsel is die middelpunt / bult? - Sterrekunde

Spiraalstelsels, soos onreëlmatighede, is terreine van voortdurende stervorming en bevat dus baie jong sterre. Hulle het 'n skyf, gevorm uit beide sterre en gas, en omring 'n sentrale uitputting wat soortgelyk is aan 'n elliptiese sterrestelsel (net kleiner). Golwe wat deur die skyf voortplant, vorm die spiraalarms wat ons sien, en laat die gaswolke ineenstort en nuwe sterre vorm. Omdat die spiraalarms streke is met aktiewe stervorming, bevat hulle baie warm jong blou en blou-wit sterre, wat hulle uiters sigbaar maak. Die skyf is dus ryk aan jong sterre. Die bult van 'n spiraalvormige sterrestelsel is gewoonlik baie meer rooi van kleur, wat lyk soos elliptiese sterrestelsels. Dit dui op die teenwoordigheid van baie ou sterre in die kern.

Hierdie volgorde wys hoe 'n sterrestelsel sy voorkoms verander van spiraal na amper ellipties, aangesien die waargenome golflengte wissel van blou na rooi (infrarooi) lig. Die warm jong sterre word hoofsaaklik in die spiraalarms van die skyf aangetref, terwyl die koeler rooi ster die bult oorheers. As ons deur die verskillende sterpopulasies loop, verander die voorkoms van die hele sterrestelsel drasties.

Spiraalvormige sterrestelsels is ryk aan gas en stof, wat dikwels sigbaar is as stofstroke as dit van bo of onder gesien word, en as lae stof van kant gesien word. In ons eie Melkweg is die middestad van die sterrestelsel onsigbaar vanaf ons uitkykpunt omdat die interstellêre stof tussen ons en die middelpunt so dik is ( sone van vermyding).


Watter persentasie van die spiraalvormige sterrestelsel is die middelpunt / bult? - Sterrekunde


Sa- en SBa-sterrestelsels is byna altyd helderder as Sd- en SBd-sterrestelsels. Die organisasie van spiraalstelsels en ontblote spiraalstelsels is dieselfde [3].

Enkele ander belangrike eienskappe van spiraalvormige sterrestelsels sluit in (Sparke en Gallagher, bladsy 172 214):

  • Spiraalstelsels produseer die grootste deel van die lig in die heelal as gevolg van nuwe stergeboorte in die spiraalarms
  • Die meeste sterrestelsels in die heelal is spiraalstelsels
  • Die helfte van alle spiraalvormige sterrestelsels is in die spiraalvormige barokklas
  • Spiraalstelsels gehoorsaam die Tully-Fisher-verhouding - helder sterrestelsels draai vinniger
  • Draaikurwes vir die spiraalstelsel word oorheers deur Dark Matter
  • Rotasie van sterre in die spiraalarms is georganiseer terwyl die rotasie van sterre in die bult nie is nie (willekeurige rotasiebane om die kern)

Alhoewel die eienskappe van spiraalstelsels geklassifiseer word deur die oënskynlike helderheid van die kern, bevat sommige spiraalstelsels wel aktiewe galaktiese kerne, of AGN. Die Seyfert-sterrestelsel is 'n sterrestelsel met so 'n aktiewe kern (waarskynlik aangedryf deur 'n groot swart gat) en het 'n helderder as gewoonlik bult tot gevolg. Die Unified AGN Model is 'n teorie wat die klas sterrestelsels beskryf wat voortspruit uit 'n swart gat in die middel van 'n sterrestelsel, sowel as die oriëntasie van die sterrestelsel na sy waarnemer (ons). Kwasars, radiostelsels en Seyfert-sterrestelsels val almal onder die kategorie AGN, maar word nie deur die omvang van hierdie projek gedek nie.

'N Seyfert of 'n ander AGN-sterrestelsel beïnvloed wel die klassifikasiestelsel. As die uitsteeksel helderder is, maar die spiraalarms meer los is, is dit nodig om klasse te kombineer. Sterrestelsel NGC4258, hieronder gedek, is 'n voorbeeld van so 'n sterrestelsel. Byvoorbeeld, 'n spiraalstelsel S kan 'n helder kern hê (subklas a of b ), maar kan 'n los spiraalstruktuur hê (subklas c of d ). Die resultaat sal iets soos Sac of Sbd wees.

In die konstellasie Canes Venatici skyn die Whirlpool Galaxy, of M51, met 'n sigbare sterkte van 8,4. Hierdie sterrestelsel dra ook die benaming NGC5194. Hierdie voorwerp is voorheen as 'n reuse-kolkende newel beskou en was vasbeslote om 'n spiraalstruktuur in 1845 te hê deur Lord Rosse se 72 duim Leviathan teleskoop (O Meara, bladsy 160). Hierdie sterrestelsel is ongeveer 35 miljoen ligjare weg en skyn met 'n helderheid van ongeveer 10 miljard Sonne. Daarbenewens het hierdie sterrestelsel 'n massa van 160 miljard Sonne en is dit vergelykbaar met die Andromeda-sterrestelsel - 100,000 ligjare in deursnee (M31) (Burnham, bladsy 369 - 371). M51 is 'n gesig op die spiraalvormige sterrestelsel, wat ons 'n gedetailleerde blik op die spiraalstruktuur gee. Aangesien die spiraalarms los is en relatief dof uitbult, word hierdie sterrestelsel as 'n Sc-spiraalstelsel bestempel (Burnham, bladsy 369). Daarbenewens het hierdie sterrestelsel 'n interaksie metgesel, NGC5195 (http://www.starfred.com/ngc5194a.htm). Redshift measurements of this companion galaxy show it to be the same distance as M51, so this is truly an interacting galaxy (Burnham, page 371).

The image of M51 shows the spiral structure well. It is possible to see some brighter regions of new star growth throughout the spiral structure as well as the overall blue color indicating the presence of larger, hotter new stars as well as associated dust lanes. It is also possible to see the gold color of the bulge indicating the presence of older stars. In addition, it is also possible to visualize the disruption of the smaller companion galaxy as there is no clearly defined spiral structure.

Also in the constellation of Canes Venatici is the 8.6 magnitude spiral galaxy M63. This galaxy also carries the designation NGC5055. Called the Sunflower galaxy, it appears as though this galaxy has lost any discernable spiral structure (O Meara, page 188), but instead is a tight wound spiral galaxy designated with the class Sb (Burnham, page 373). This galaxy is similar to M51 in that its distance is also 35 million light years away and its luminosity is also that of 10 billion Suns. It is not as large as M51, with a diameter of 90,000 light years and has a mass of 115 billion Suns.

The core of this galaxy is very bright and does seem to overpower the brightness of the spiral arms giving the appearance of a flocculent design. This galaxy is inclined to us by 30 degrees which allows for the almost sunflower appearance (Burnham, page 373). While the dust lanes are not as prominent as M51, it is still possible to see the bluer color of the spiral arms versus the gold color of the bulge.

NGC4258 is in also in the Canes Venatici constellation. Also known as M106, this 8.4 magnitude galaxy is special in that it is also a Seyfert II type galaxy that is, there is a black hole at the heart of this galaxy that results in bright radio emissions (O Meara, page 274). The luminosity of this galaxy is much less than M51 or M63 shining at only 1.3 billion Suns. This is probably the result of this being a smaller galaxy in that it has a mass of 40 billion Suns (http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1997/01/text/). The loose nature of the spiral arms suggests a Sc class, but the bright Seyfert nucleus is more in line with a Sb class galaxy. As such, it has been combined to be a class Sbc galaxy (Sparke and Gallagher, page 306).

The force driving the Seyfert core is suggested to be the gravity interaction of a companion galaxy, designated NGC 4217 (Mouri and Taniguchi, 2004):

The companion galaxy is seen in the upper left of NGC 4258. It is possible that the loose structure of NGC4258 is also the result of the companion galaxy.

The only bared spiral galaxy in our group of four is NGC4725. Shining at a dim magnitude of 9.2, this bared spiral is also a Seyfert galaxy as indicated by its bright nucleus. This galaxy is a distant 40 million light years and is a class SBa type galaxy evident by the tightly wound spiral structure. What is fascinating about this galaxy is the determination of the distance to this galaxy was made possible by the use of 20 Cepheid variable stars (Gibson et al., 1999).
The diameter of this galaxy is also less than M51 or M63 at only 54,000 light years (Laine et al., 2002).

As mentioned, NGC4725 is a Seyfert galaxy a Type II just like NGC4258. And just like NGC4258, the resulting energy of the Seyfert engine is also believed to be a result of a companion galaxy (Mouri and Taniguchi, 2004). The companion galaxy, NGC4747, is seen to the left of NGC4725. The size of the companion, as compared to the companion NGC4258, seems more likely to cause the gravity interactions driving the Seyfert core of NGC4725.

Spiral galaxies come in a variety of flavors. Our sample included a broad spectrum of galaxies. M51, the only interacting galaxy of our group has a clearly defined spiral structure that is face on. The tight spiral structure of M63 demonstrates a bright center. A loose spiral Seyfert galaxy is also included in our roundup and demonstrates that a mixing of classes is also possible. Our final galaxy is a bared spiral and also a Seyfert galaxy. This variety allows for a broad sample of study for Astronomers. For the photographer, this offers a wide choice of subjects for display at the home or office.


Kyk die video: Persentasie Wiskunde Gr. 7 (November 2022).