Sterrekunde

Is dit moontlik dat sterrestelselgroepe interaksie het?

Is dit moontlik dat sterrestelselgroepe interaksie het?


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.

Sterrestelsels wissel gewoonlik en bots met ander sterrestelsels. Is dit moontlik dat trosse sterrestelsels op dieselfde manier interaksie met mekaar het? Het mense al voorheen probeer om hierdie verskynsel te bestudeer? Ek kon niks spesifiek in die literatuur vind nie.


Ja.

Teoreties word verwag dat struktuur eers op klein skale (sterre en sterretrosse) sal vorm, en later op groter skale - sterrestelsels, groepe en uiteindelik sterrestelsels (sien bv. Longair 2006). Dit word ten minste tot 'n sekere mate waarnemend bevestig. Sterrestelsels is byvoorbeeld opgespoor tot 'n rooi verskuiwing van $ z = 11,2 $ (400 miljoen jaar na die oerknal; Oesch et al. 2016), terwyl die groep slegs tot $ z = 2.5 $ (2.6 miljard jare na oerknal; Wang et al. 2016).

Toe die heelal dus ontstaan ​​het, het die heelal reeds soveel uitgebrei dat interaksie tussen hulle taamlik skaars is.

Dit gebeur egter. Een van die belangrikste voorbeelde is die Bullet Cluster, wat bestaan ​​uit twee botsende sterrestelsels. Die rede waarom ek dit noem, is dat dit die bestaan ​​van donker materie regtig mooi bevestig het. Die onderstaande afbeelding (van die Astronomy Picture of the Day van NASA) toon die twee trosse na die botsing. Die sterre en sterrestelsels is so ver van mekaar af dat botsings tussen sterrestelsels seldsaam is en dat botsings tussen sterre feitlik nooit gebeur nie. Hulle het dus pas dwarsdeur mekaar deurgeloop, soos gesien in die beeld. Die gas tussen die sterrestelsels bots egter, vertraag en word van die sterrestelsels geskei. Dit verhit die gas tot miljoene grade, en straal X-strale uit (gesien in rooi). Die blou dinge is 'n kaart van die massaverspreiding, gemaak met behulp van gravitasie-lens. Hierdie massa is duidelik los van die gas, maar val saam met die sterrestelsels en gee 'n veel hoër massa as die sigbare massa, ongeveer 5,5 keer meer, wat presies gevind word vir die verhouding tussen donker en normale materie met behulp van ander metodes.


Kyk na hierdie video, ek dink dit sal u 'n antwoord gee, soms is dit beter om dit te sien, dan is dit tien keer om te lees: Laniakea: Ons tuis-superclaster


Sterrekundiges sien die Melkweg eet van sy eie

Die bolvormige tros M92 is 'n pragtige voorbeeld in sy soort. Dit is 'n ongeveer sferiese bal van honderdduisende sterre wat deur hul wedersydse swaartekrag bymekaar gehou word, en dit is een van ongeveer 160 wat om die Melkweg wentel.

Wel, vir eers. Dit blyk dat ons sterrestelsel dit eet.

Meer slegte sterrekunde

Sterrekundiges het 'n stroom sterre voor en agter die groep ontdek terwyl dit wentel, sterre burgers wat deur die swaartekrag van die Melkweg weggetrek is. Dit is verbasend, gegewe die groot ouderdom van M92 - ongeveer 11 miljard jaar oud - wat beteken dat iets onlangs * gebeur het om dinge te verander.

Baie van hierdie sterrestrome is die afgelope paar dekades gevind. Sommige kom van klein sterrestelsels wat te naby aan die Melkweg (wat 'n groot sterrestelsel is) verby is, en ander van bolvormige trosse. Sommige is ons nie seker nie. 'N Halfdosyn of so het globulare daaraan verbonde, en meer uit dwergsterrestelsels, hoewel sommige blykbaar geen spesifieke bron het nie, is dit waarskynlik dat dit afkomstig is van voorwerpe wat die Melkweg heeltemal verskeur het.

As 'n klein voorwerp soos 'n tros of dwergstelsel naderkom, voel sterre aan hul buitekante meer swaartekrag van die Melkweg as van hul ouervoorwerp en word hulle afgetrek. Dit is 'n bietjie soos 'n stofwolk wat van 'n vragmotorbed afgestroop is met die wolk agter die vragmotor. In hierdie geval trek die sterrekrag van die sterrestelsel egter hierdie sterre, sowel as agter die slagoffer, omdat dit te wyte is aan getye. Die resultaat is 'n dun noedel van sterre wat oor die lug versprei is.

Sterre in sommige sterrestrome wat onlangs met behulp van Gaia-data ontdek is, op 'n kaart van die sterrestelsel aangebring. Krediet: ESA / Gaia / DPAC

Hierdie strome het eeue lank nie meer aandag geniet nie, want dit is baie moeilik om teen die miljarde sterre in die sterrestelsel op te spoor. Maar groot lugopnames wat na miljoene of miljarde sterre kyk, maak dit moontlik om dit raak te sien. Een manier is om net na die bewegings van sterre te kyk, dit lyk asof hulle almal in een rigting beweeg. As afstande gevind kan word, val hulle langs 'n enkele boog, die baan van die ouervoorwerp.

In die geval van M92 het sterrekundiges eers gekyk na 'n paar groot opnames van sterre wat met behulp van die Kanada-Frankryk-Hawaii-teleskoop en Pan-STARRS gedoen is. Hulle het 'n gedeelte van die lug rondom M92 geneem en sterre gesoek met kleure wat ooreenstem met die van die tros - wetende dat die ouderdom van die tros en dat die kleur van 'n ster afhang van die massa en ouderdom, sou hulle 'n snit kon maak om uit te filter sterre wat nie ooreenstem met die groep nie. Hulle het ook na sterre op ongeveer dieselfde afstand van die groep gesoek, aangesien die stroom ongeveer daardie afstand sou hê.

Toe sterrekundiges die posisies van sterre wat ooreenstem met die kleure van M92, beplan, kon die stroom in hul gegewens gesien word (pyl). Krediet: Thomas et al.

Toe hulle dit doen, het die stroom dadelik uit hul data verskyn. Die totale aantal sterre impliseer dat die stroom ongeveer 30 000 keer die massa van die son het, wat nou ongeveer 10% van die sterre in die groep is! Hierdie groep vergooi dus net sterre.

Noudat hulle 'n lys sterre in die stroom gehad het, het hulle hulle na Gaia gewend, 'n satelliet wat die afgelope paar jaar die posisies, kleur, afstand, beweging en meer vir meer as 'n miljard sterre (ja, 'n miljard) gemeet het. Dit het hulle in staat gestel om die baan van die tros betyds agteruit te spoor, en hulle het gevind dat dit deur die galaktiese bult gaan, die plat plat sterre wat die galaktiese middelpunt omring. Dit loop ook dwarsdeur die balk van die sterrestelsel, 'n ingewikkelder langwerpige struktuur in die galaktiese middelpunt.

Die struktuur van die Melkweg: 'n afgeplatte skyf met spiraalarms (gesien gesig, links en kant-aan, regs), met 'n sentrale bult, 'n stralekrans en meer as 150 bolvormige trosse. Die ligging van die son ongeveer halfpad word aangedui. Krediet: Links: NASA / JPL-Caltech regs: ESA-uitleg: ESA / ATG medialab

Dit is interessant, want hulle kon ook die beweging van hierdie sterre van die tros af meet, wat hulle 'n greep kon gee op hoe die stroom mettertyd verander het.

Gegewe die afstand en snelheid van die sterre in die stroom, het hulle gevind dat hierdie sterre slegs 500 miljoen jaar gelede van M92 gestroop is, en die meerderheid daarvan minder die afgelope 300 miljoen jaar. Dit is baie onlangs vergeleke met die ouderdom van 11 miljard jaar.

As dit elke baan deur die galaktiese middelpunt gaan, moet dit gegewe die tempo van sterverlies lankal verby wees. Dit impliseer weer die baan wat onlangs verander is. Andersins moet die groep nie bestaan ​​nie.

M92, 'n bolvormige groep wat ongeveer 27 000 ligjare van die aarde af is. Krediet: ESA / Hubble & amp NASA Erkenning: Gilles Chapdelaine

Dit is moontlik dat hierdie laaste pas deur die melkweg die baan verander het, aangesien die swaartekragveld in die galaktiese middelpunt ingewikkeld is. As iets anders so 'n groot verandering in 'n wentelbaan kan maak, is ek baie kwyt oor wat dit is. Dit kon 'n ander groep verbygaan, en hul swaartekrag-interaksie beïnvloed hulle albei, maar die ruimte rondom die sterrestelsel is baie ruim en trosse baie min. Die kans op 'n byna botsing is baie klein.

Die sterrekundiges is van plan om na meer sterre uit die groep te soek, miskien sterre wat verder weg is en 'n stralekrans rondom die stroom skep. Dit kan hulle help om uit te vind wat aangaan. Die werk is egter noukeurig, en dit kan dus 'n rukkie duur voordat hulle verdere inligting het.

Die M92-stroom is duidelik met die aantal sterre in 'n gegewe lugruim (donkerder is meer sterre), met sterre wat die tros in sy wentelbaan (regs) lei en die agter (links). X- en Y-as is grade op die lug. Krediet: Thomas et al.

Hierdie strome is vir my fassinerend. Hulle vertel ons van die verre verlede van die sterrestelsel, en ook van die konstruksie daarvan. Namate hierdie strome vloei, kan die digtheid van sterre in enige gegewe deel verander as gevolg van wisselende swaartekragveld in die sterrestelsel, byvoorbeeld, as hulle naby 'n reusagtige molekulêre wolk van gas en stof verbygaan, of as die stralekrans van donker materiaal rondom ons sterrestelsel is is nie glad nie, maar eerder klonterig. Hulle vertel ons ook oor hoe globulêre trosse hulle nou gedra, hoe hulle sterre verloor en hoe dit hul struktuur beïnvloed.

Redelik ongelooflik, aangesien ons 'n paar dekades gelede nie eers van hierdie strome geweet het nie. Vooruitgang in tegnologie het ons die kans gegee om na ons sterrestelsel se verlede te kyk, en - soos gewoonlik - is dinge baie ingewikkelder en interessanter as wat ons voorheen gedink het.

* Natuurlik is 'onlangs' vir 'n sterrekundige anders as vir u, waarskynlik. Ek bedoel iewers in die afgelope 500 miljoen jaar, nie lank nadat diere harde liggaamsdele uitgevind het in plaas daarvan om in die oseane te swem nie.


Is dit moontlik dat sterrestelselgroepe interaksie het? - Sterrekunde

Portaal in beweging
Die gantry-agtige roterende diensstruktuur wat in Discovery rondbeweeg het om die baan om te sluit net voor sonop, 'n paar uur nadat die pendeltuig die pad bereik het, soos die tydsverloopfilm gesien is. (1min 26sek lêer)
Speel video

By die pad aangekom
Hierdie time-lapse-film wys hoe Discovery die oprit oprol en na die lanseerblad 39B arriveer na die rit van 10,5 uur vanaf die VAB. (3min 32sek lêer)
Speel video

Ontdekking gaan noord
Discovery se ontplooiing begin die vroeë aand terwyl die pendel noordwaarts in die rigting van die lanseerblad 39B is. (6min 15sek lêer)
Speel video

Verby een pad
Soos gesien vanuit die voertuigvergaderingsgebou, rol die ruimtetuig Discovery noordwaarts en verby die lanseerplatform 39A in die agtergrond. (4min 23sek lêer)
Speel video

Kruipweg verdeel
Die vervoerder bereik die punt waar die kruipweg in twee paaie na die Complex 39-boekies verdeel en die draai vir pad 39B maak. (7min 11sek lêer)
Speel video

Onder die kruipbaan af
Shuttle Discovery ry onder die mooi Florida-lug deur die kruipweg. (5min 00sek lêer)
Speel video

Ontplooiing van ontdekking
Ruimtependeltjie Discovery begin sy reis van 4,2 kilometer vanaf die voertuigvergaderingsgebou na die lanseerplatform 39B bo-op die kruiper-vervoerder van die Apollo-era. (10min 30sek lêer)
Speel video

Discovery se missie
'N Voorskou van Discovery se STS-114-vlug word aangebied in hierdie vertelde film oor die terugkeer na die vlugmissie. (10min 15sek lêer)

Stasie se afgelope 2 jaar
Die impak op die Internasionale Ruimtestasie deur hierdie twee jaar lange aarding van die ruimtevaartvloot in die nasleep van Columbia word in hierdie vertelde film ondersoek. (6min 46sek lêer)

Discovery se ruimtevaarders
Kyk agter die skerms na die sewe ruimtevaarders wat aan boord van die ruimtevaartmissie sal vlieg in hierdie film wat die lewens van die STS-114-bemanning vertolk. (10min 04sek lêer)

Pendeldiens: STS-49
Hierdie retrospektiewe video onthou die eerste vlug van die ruimtetuig Endeavour. Die eerste reis het in Mei 1992 vertrek om die kommunikasie-ruimtetuig Intelsat 603 te red, wat in 'n nuttelose baan gestrand was. Ruimtegangers het 'n vuurpylversterker aan die satelliet geheg vir die kritieke hupstoot na die regte hoogte.
Kyk na die video-versameling

Pendeltuiggeskiedenis: STS-109
Hierdie video-retrospektief onthou die missie van Columbia in 2002, wat 'n langafstanddiensoproep na die Hubble-ruimteteleskoop gedoen het, wat die sterrewag 'n nuwe kragstelsel gegee het en sy wetenskaplike reikwydte tot in die heelal uitgebrei het. Ruimtevaarders het tydens die sending vyf uiters suksesvolle ruimtetjies uitgevoer.
Kyk na die video-versameling

Pendeltuiggeskiedenis: STS-3
Hierdie terugblik beskou die derde reis van die ruimtetuig Columbia. Die missie in Maart 1982 dien as 'n nuwe ontwikkelingsproefvlug vir die herbruikbare ruimtetuig, wat die prestasie van sy stelsels ondersoek en ook 'n beperkte wetenskapsagenda uitvoer. STS-3 word onderskei deur die eerste landing by Northrup Strip in White Sands, Nieu-Mexiko, te maak.
Kyk na die video-versameling

Voortgesette navorsing deur 'n internasionale span sterrekundiges bied nuwe insigte oor katastrofiese kosmiese botsings tussen sterrestelsels.

Deur die wêreld se kragtigste X-straal-sterrewag te gebruik, is die span besig om die ingewikkelde interaksies te ontrafel wat plaasvind in die "verkeerstapels" wat plaasvind as trosse wat honderde sterrestelsels bevat en triljoene sonmassas gas en donker materie, wissel en saamsmelt. .

Dr. Elena Belsole (Universiteit van Bristol) het Vrydag tydens die RAS National Astronomy Meeting in Birmingham 'n nuwe uitslag aangebied wat verkry is met die ESA se XMM-Newton-sterrewag. Die beelde en ander gegewens onthul 'n omgewing wat deur gewelddadige skokgolwe geteister word wat die intra-clustergas druk en saamdruk, wat die temperatuur tot baie miljoene grade verhoog.

Sterrestelselgroepe, wat tot 6 miljoen ligjare breed is, is die grootste voorwerpe waarvan die massa deur sterrekundiges gemeet kan word. Vanuit waarnemings van baie trosse is dit moontlik om die verspreiding van massa in die heelal in sy geheel te skat. Dit bied belangrike inligting oor waaruit die Heelal bestaan, hoe dit begin het en hoe dit sal eindig.

Slegs 5% van die massa sterrestelselklusters lê egter in sterre en sterrestelsels. Die ruimte tussen die sterrestelsels is gevul met gas wat so warm is (10 - 100 miljoen grade Celsius) dat dit slegs op X-straal golflengtes gesien kan word.

Hoe het die gas tussen die sterrestelsels so warm geword? Sterrestelselgroepe groei deur swaartekrag, trek voortdurend kleiner sterrestelsels in en ondergaan af en toe 'n hewige botsing met 'n voorwerp van dieselfde grootte.

In sulke gebeure voel die trosse mekaar se swaartekrag aan: hulle interaksie en eindelik smelt dit saam. Hierdie samesmeltings is die mees energieke gebeure wat sedert die oerknal in die heelal plaasgevind het. Die energie wat vrygestel word in groepbotsings, verander die fisiese toestande binne 'n groep onomkeerbaar deur kompressiegolwe en skokke wat die gas verhit tot 'n temperatuur van 10 000 keer die oppervlak van die son.

Met behulp van ruimte-gebaseerde instrumente wat op X-straal golflengtes kan sien, kon Belsole se span die oorsprong en energie van X-strale uit sterrestelselsgroepe meet. Vanuit die posisionele inligting kon hulle die verspreiding van die gas in die trosse karteer. Vanuit die röntgenenergie kon hulle die gastemperatuur meet. Deur die twee te kombineer, kan hulle die temperatuurstruktuur van die trosgas in kaart bring.

Die temperatuur is die belangrikste hoeveelheid wat die wetenskaplikes in staat stel om te onderskei tussen trosse wat dramaties bots en die wat nie is nie. Die temperatuur toon direk die omskakeling van enorme hoeveelhede kinetiese energie in die termiese energie wat die gas verhit.

"Danksy waarnemings wat verkry is met XMM-Newton, die kragtigste röntgenopspoorder wat ooit gebou is, is ons nou in staat om die gas in sterrestelselgroepe volledig te beskryf," het Belsole gesê.

"Uit die temperatuur bereken ons dat trosse met snelhede van meer as 2000 km / s kan bots. Ons sien dat trosse uniek is in hul morfologie en temperatuurverspreiding, en deur hierdie verskille kan ons sê of 'n groep jonk of oud is . "

Die span van Belsole het onlangs drie verskillende samesmeltingsgroepe ondersoek wat elk uit honderde sterrestelsels bestaan. Een hiervan, bekend as Abell 1750 (A1750), is 'n jong samesmelting wat 1,1 miljard ligjare van die aarde af geleë is. Dit behels twee trosse, geskei deur meer as 3 miljoen ligjare, wat net begin interaksie het.

Elk van hierdie botsings het 'n totale massa van ongeveer 500 triljoen keer die son se massa en beweeg teen 'n snelheid van ongeveer 1400 km / s. Die gewelddadige interaksie tussen hulle veroorsaak skokke en samedrukking van die binnegroep en veroorsaak 'n boogagtige gasstreek tussen die twee met 'n temperatuur van 70 miljoen grade Celsius. Die botsing sal binne 1 - 2 miljard jaar sy hoogtepunt bereik, wanneer die kernkern bots en die vrystelling van energie op sy maksimum is.

'N Meer ingewikkelde voorbeeld is A3266, wat 800 miljoen ligjare van die aarde af geleë is. Twee trosse, met 'n ongelyke massa, word gesien net na die punt van die naaste ontmoeting. Dit skep 'n warm, boemerang-vormige streek waar 'n skokgolf voortplant in die rigting van die kleiner, vallende tros. A1750 sal binne 1 - 2 miljard jaar so lyk.

'N Ouer voorbeeld is A3921, wat 1,2 miljard ligjare van die aarde af geleë is. In hierdie geval toon die baie asimmetriese morfologie en temperatuurverspreiding dat twee trosse, wat weer ongelyk is, reeds hul eerste ontmoeting gehad het. Die kleiner groep, ongeveer drie keer minder massief as die hoofgroep, is amper vernietig deur die ontmoeting. Die botsing het die kleiner groep versnipper en terselfdertyd 'n warm gebied geskok met gas wat vanaf die middel van die hoofgroep gestrek het.

"Hierdie navorsing toon die gewelddadige manier waarop die grootste strukture in die heelal vorm, en dat die formasie in die onlangse verlede plaasgevind het," het Belsole gesê. "Die proses vind vandag nog plaas. Oor 'n paar miljard jaar sal die groep waarvan ons melkweg, die Melkweg, deel is, uitmekaar geskeur word, aangesien dit saamsmelt met die nabygeleë Maagd-groep."

Die deurlopende navorsing word in verskeie referate beskryf. Studies van A3266 sal in 'n komende uitgawe van Astronomy and Astrophysics gepubliseer word.


Kosmologie

Die afgelope dekade was daar skouspelagtige vooruitgang in ons empiriese verkenning van die heelal. WMAP-waarnemings en die studie van verre supernovas het 'n nuwe era van presisie-kosmologie ingelui, insluitend ontdekkings in die geometrie van die heelal, die kinematika van die Hubble-uitbreiding en die kosmiese massa-energie-inhoud. Struktuurvorming is egter steeds ontwykend as gevolg van die onvermoë om sleuteleienskappe van sterrestelsels te meet sonder groot sistematiese foute en onakkuraathede om besonderhede oor stervorming te voorspel. Kosmologie-opnames het die kragtigste grond- en ruimte-gebaseerde fasiliteite tot hul uiterste gestoot om die evolusie van sommige soorte sterrestelsels gedeeltelik te openbaar, maar 'n aantal fundamentele beperkings word al hoe duideliker. as gevolg van vooroordele in optiese en naby-IR gebaseerde sterrestelselseleksiemetodes en die onvermoë om resultate in spektroskopiese rooi verskuiwing vir sterrestelsels te meet by rooiverskuiwing z & GT 6.5. Gevolglik is 'n ander, aanvullende benadering nodig om 'n volledige beeld van die kosmiese stervormingsgeskiedenis en sterrestelsel evolusie te verkry.

Melkweggroepe

Sterrestelsels, wat amper dinamiese ewewig bereik het, bied 'n indrukwekkende laboratorium om modelle van grootskaalse struktuurvorming en die afhanklikheid van die omgewing van sterrestelselvorming en evolusie te toets. Histories het mm-golflengte-waarnemings van trosse gefokus op die rooiverskuiwingsonafhanklike helderheid van die Sunyaev-Zel'dovich-effek (SZE), maar met sy hoë resolusie en uitstekende oppervlak-helderheidsgevoeligheid, bied die LMT 'n fundamenteel nuwe waarnemingsvenster in die studie. sterrestelsels, groepe en ander massa-bevooroordeelde omgewings. LMT-gebruikers sal die verspreiding van die intraklustermedium (ICM) met 6-10 keer hoër hoekoplossing as vorige studies in kaart bring. Dit sal ons weer in staat stel om die vormingsproses van trosse te ondersoek. Met behulp van die Redshift Search Receiver, sal LMT-gebruikers sterrestelselstelsels bestudeer om die tempo van sterrevorming binne sterrestelsels beter te verstaan.

Links: Voorlopige kaart van die Sunyaev-Zel'dovich-effek en die sub-millimeter sterrestelsel agtergrond in die Bullet Cluster deur AzTEC met 'n golflengte van 1,1 mm. Die ligpuntbron in die Ooste is 'n agtergrond-infrarooi sterrestelsel op z

2.7 word gelees deur die clusterpotensiaal. Regs: AzTEC-kontoere oorgetrek op die X-straalbeeld van die Bullet Cluster.

Die LMT bied ook die geleentheid om verkoelingstrome in trosse te bestudeer. Daar is lankal verstaan ​​dat die hoë digtheid en kort afkoeltyd in cluster-sentrums tot 'n verkoelingsvloei moet lei, tensy die afvloei deur 'n addisionele bron van energie afgeskakel word. LMT-gebruikers sal die aard van verkoelingstrome en moontlike herverhitingsmeganismes kan ondersoek deur gedetailleerde kartering van die verspreiding van gas en stof in nabygeleë koelklusters.

Donker saak en die struktuur van sterrestelsels

Volgens die huidige teorie van struktuurvorming word die materie-inhoud van die heelal oorheers deur koue donker materie (CDM). As gevolg van gravitasie-onstabiliteit, groei versteurings in die CDM-digtheidsverspreiding mettertyd en vorm kwasi-statiese polle wat donker materie-halo's genoem word. Daar word aanvaar dat ligvoorwerpe, soos sterrestelsels en sterrestelsels, in die gravitasiepotensiaalputte van CDM-stralings vorm. 'N Eerste stap in die begrip van die verspreiding van sterrestelsels in die heelal is dus om te verstaan ​​hoe CDM-halo's in die ruimte versprei word en hoe sterrestelsels daarmee in wisselwerking tree.

Die eienskappe van die donker halo-populasie kan breedvoerig bestudeer word deur middel van numeriese simulasies en analitiese modellering. Een metode om CDM-halo-reaksie met sterrestelsels te ondersoek, is gebaseer op die voorwaardelike helderheidsfunksiemodel, wat sterrestelsels en donker materie-halo's verbind deur die getaldigtheid en clusteringseienskappe van sterrestelsels in ooreenstemming te bring met dié van donker materiehalo's in die huidige CDM-model. 'N Ander metode gebruik sterrestelsels wat geïdentifiseer is uit groot rooiverskuiwingsopnames van sterrestelsels.


'N Bolvormige groep waar sterre bots

Gemini Observatory naby-infrarooi beeld van die bolvormige groep Liller 1 verkry met die GeMS-aanpasbare optiese stelsel op die Gemini South-teleskoop in Chili. Beeldkrediet: Gemini Observatory / AURA. Wetenskaplikes het 'n sterretjengroep, sterk verduister deur materiaal in ons sterrestelsel, afgebeeld, waar sterre so dig gepak is dat dit waarskynlik 'n seldsame omgewing is waar sterre kan bots. & # 8220Dit is 'n bietjie soos 'n sterre biljarttafel waar die waarskynlikheid van botsings afhang van die grootte van die tafel en van die aantal biljartballe daarop, & # 8221 het Francesco R. Ferraro van die Universiteit van Bologna (Italië) gesê , een van die spanlede wat die Gemini-sterrewag gebruik het om waarnemings te maak.

Die sterretros, bekend as Liller 1, is 'n moeilike teiken om te bestudeer vanweë sy afstand en ook omdat dit naby die middelpunt van die Melkweg geleë is (ongeveer 3.200 ligjare daarvandaan), waar die verduistering deur stof is baie hoog. Die ongekende ultra-skerp uitsig op die tros onthul 'n groot stad sterre wat deur die span geskat word om 'n totale massa van minstens 1,5 miljoen sonne te bevat, baie soortgelyk aan die mees massiewe bolvormige trosse in ons sterrestelsel: Omega Centauri en Terzan 5.

& # 8220 Alhoewel ons sterrestelsel meer as 200 miljard sterre het, is daar soveel vakature tussen sterre dat daar baie min plekke is waar sonne eintlik bots, & # 8221 het Douglas Geisler, hoofondersoeker van die oorspronklike waarnemingsvoorstel, van die Universiteit van Concepcion gesê ( Chili). & # 8220Die oorvol sentrale streke van bolvormige trosse is een van hierdie plekke. Ons waarnemings het bevestig dat Liller 1 onder bolvormige trosse een van die beste omgewings in ons sterrestelsel is vir sterrebotsings. & # 8221

Die Geisler-span spesialiseer in die studie van bolvormige trosse naby die middel van die Melkweg, terwyl Ferraro se span vaardig is in die vermindering van infrarooi data oor bolvormige trosse. Albei groepe het saamgewerk om die pragtige en gedetailleerde waarnemings van Liller 1 met Gemini te verkry.

Liller 1 is 'n stywe sfeer van sterre wat bekend staan ​​as 'n bolvormige tros. Globale trosse wentel in 'n groot stralekrans om die middel of kern van ons sterrestelsel, en baie van die nouer bolvormige trosse is skouspelagtige vertoonpunte, selfs in klein teleskope of 'n verkyker. & # 8220Dit is nie een van hierdie pronkstukke nie, dit word so verduister deur materiaal in die sentrale bult van ons sterrestelsel wat in visuele lig byna heeltemal onsigbaar is, & # 8221 waargeneem Sara Saracino, hoofskrywer op die papier, van die Universiteit van Bologna. Inderdaad, Liller 1 is amper 30 000 ligjaar van die aarde af geleë, in een van die ontoeganklikste streke van ons sterrestelsel, waar dik stofwolke voorkom dat die optiese lig opkom. & # 8220 Slegs infrarooi bestraling kan oor hierdie wolke beweeg en vir ons direkte inligting oor sy sterre bring, & # 8221 het Emanuele Dalessandro van die Universiteit van Bologna gesê.

Die waarnemings van die diggepakte groep gebruik Gemini Observatory en sy kragtige adaptiewe optiese stelsel by die Gemini South-teleskoop in Chili.

'N Tegniese juweel genaamd GeMS (afgelei van & # 8220Gemini Multi-conjugate adaptive optics System & # 8221), in kombinasie met die kragtige infrarooi kamera Gemini South Adaptive Optics Imager (GSAOI), kon die digte mis rondom Liller 1 binnedring en bied sterrekundiges met hierdie ongekende siening van sy sterre. Dit is moontlik gemaak danksy die kombinasie van twee spesifieke kenmerke van GeMS: eerstens die vermoë om op byna-infrarooi golflengtes (veral in die K-pass-band) te werk, tweede, 'n innoverende en revolusionêre manier om die vervorming (vaagheid) te verwyder. dat die aarde se onstuimige atmosfeer astronomiese beelde toedien. Om te vergoed vir die afbreekeffekte van die Aarde en die atmosfeer, gebruik die GeMS-stelsel drie natuurlike geleidingssterre, 'n konstellasie van vyf lasergidssterre en verskeie vervormbare spieëls. Die regstelling is so fyn dat sterrekundiges beeld kry van ongekende skerpte. In die beste K-bandblootstelling van Liller 1 het sterbeelde 'n hoekresolusie van slegs 75 milliarsekondes, net effens groter as die teoretiese limiet van Gemini & # 8217 s 8-meter spieël (bekend as die afbrekingslimiet). Dit beteken dat GeMS met byna perfekte regstellings van atmosferiese vervormings uitgevoer het.

Hierdie beelde is in skerpte vergelykbaar met dié van die Hubble-ruimteteleskoop (HST) by infrarooi golflengtes, met nog een groot voordeel: 'n veel groter versamelarea ('n spieël van 8 meter in deursnee by die Gemini-Suid-teleskoop in Chili, vergeleke met 'n 2,4 meter spieël op die Hubble-ruimteteleskoop).

Die waarnemings vir hierdie projek het ook verskeie ander bolvormige groepe ingesluit. Die resultate wat met hul eerste teiken, Liller 1, behaal is, het die span aangemoedig om hul samewerking uit te brei en werk nou aan die ander groepe wat beloof om nog meer opwindende wetenskap te lewer.

Agtergrond: Sterrebotsings
Sterrebotsings is belangrik omdat dit die sleutel kan bied om die oorsprong van eksotiese voorwerpe te verstaan ​​wat nie in terme van die passiewe evolusie van enkele sterre geïnterpreteer kan word nie. Daar word voorgestel dat byna kop-aan-kop botsings waarin die sterre saamsmelt, hul kernbrandstof meng en die vuur van die kernfusie weer opstook, die oorsprong is van (ten minste 'n deel) van die sogenaamde Blue Straggler Stars. Maar botsings kan ook binêre stelsels insluit, met die gevolg dat die aanvanklike grootte van die stelsel verklein en sodoende die twee komponente bevorder om interaksie te hê en 'n verskeidenheid voorwerpe te produseer, soos lae massa X-straal-binaries, millisekonde pulse, ens. In die besonder millisekonde pulse word ou neutronsterre tot die millisekonde rotasieperiode versnel deur massa-aanwas van 'n metgesel in 'n binêre stelsel. Daar word inderdaad vermoed dat Liller 1 'n groot aantal sulke eksotiese voorwerpe het. Alhoewel tot dusver geen millisekonde pulsar direk waargeneem is nie, is 'n groot verborge bevolking voorgestel vanweë die opsporing van 'n intense gammastraalemissie (die intensste wat tot dusver van 'n bolvormige groep bespeur is). Die Tweeling-waarnemings bevestig inderdaad dat dit moontlik is.

& # 8220Inderwaarheid bevestig ons waarnemings Liller 1 as een van die beste & # 8216 laboratoriums & # 8217 waar die impak van sterretjinsdinamika op sterrewolusie bestudeer kan word: dit maak die venster oop vir 'n soort sterre-sosiologiestudie, gerig op die meting van die impak van die wederkerige invloed van sterre wanneer hulle gedwing word om in toestande van uiterste druk en spanning te leef, & # 8221 sluit Ferraro af.


'N Groep klusters: die aardbole van koma

Groot vlooie het klein vlooie op hul rug om hulle te byt,
En klein vlooie het minder vlooie, en so.
ad infinitum.
En die groot vlooie het op hul beurt groter vlooie om aan te gaan
Terwyl dit weer groter is, nog groter, ensovoorts.

Een van my gunsteling dinge om in die sterrekunde te weet, is dat sommige van die grootste strukture in die heelal van die kleinste is.

Die groot strukture waarvan ek hier praat, is sterrestelsels, groot versamelings van honderde sterrestelsels of meer, waar elke sterrestelsel 'n versameling van miljarde sterre is, groot hoeveelhede gas en stof en 'n hele paar donker materie.

Die struktuur waaraan ek spesifiek dink, is die Coma Cluster, so genoem omdat dit in 'n deel van die lug geleë is wat deur die konstellasie Coma Berenices (wat in Latyn "Berenice's hair" beteken) is. Dit is 'n reuse ding, 'n wye uitgestrekte versameling van meer as 'n duisend sterrestelsels wat almal rondbeweeg, deur die onderlinge erns in die groep bymekaar gehou. Dit het 'n totale massa 700 triljoen die massa van die son keer, en ons siening daarvan is redelik goed, selfs vanaf meer as 300 miljoen ligjare.

Die binneste deel van die massiewe sterrestelsel van Coma, waar duisende sterrestelsels wemel. Krediet: NASA, ESA, J. Mack (STScI) en J. Madrid (Australiese Teleskoop Nasionale Fasiliteit)

Yowza! Kyk na al daardie sterrestelsels! En dit is nie die volle omvang van die groep nie, dit is eintlik net die sentrale streek. Die detail is oorweldigend, veral as u die volledige resolusie van 28.750 x 16.550 pixel 620MB PNG daarvan gryp. Dit is die moeite werd om u bandwydte 'n rukkie te vernietig om dit te kry.

Byna alles wat u in daardie beeld sien, is 'n sterrestelsel, die tros lê toevallig in 'n galaktiese sin regop in terme van die skyf van ons sterrestelsel, dus word die aantal sterre wat u hier in die Melkweg sien, geminimaliseer.

Dit is egter die ding: in die beeld is daar baie baie klein kolletjies weggesteek. Jy kan hulle skaars sien, maar hulle is daar. Dit is bolvormige trosse. Dit is soos sterrestelsels, maar in plaas van versamelings sterrestelsels, is dit baie kleiner versamelings sterre, van tienduisende tot 'n miljoen of twee. Hulle is hoogs gekonsentreerd en ongeveer bolvormig (vandaar die naam), en lyk soos vonkelrige byekorwe in die ruimte.

Die magtige Omega Centauri, die grootste bolvormige groep wat om die Melkweg wentel. Krediet: ESO / INAF-VST / OmegaCAM. Erkenning: A. Grado, L. Limatola / Observatorium INAF-Capodimonte

Ja. Dit is een van my gunsteling teikens as ek buite my eie 'scope' is. Die Melkweg het ongeveer 150 hiervan, meestal oor 'n paar tienduisende ligjare, wat ongeveer dieselfde afstand as die grootte van die sterrestelsel self het.

Ons sien hulle rondom baie sterrestelsels, dus is dit sinvol dat die sterrestelsels in die Coma Cluster dit ook het. Hulle is moeilik om 300 miljoen ligjare raak te sien, maar Hubble is opgewasse vir die taak.

Dit is die moeite werd om dit te doen. As ons na daardie groep kyk, kan ons die sterrestelsels sien en 'n idee kry van hoe dit in wisselwerking is, maar die siening is beperk. In ander trosse (soos Maagd en Fornax) het diep opnames getoon dat as u na die vaagste lig vanuit 'n groep kyk, gee dit u 'n beter idee van hoe daardie sterrestelsels optree. Wanneer twee mekaar verbygaan, wissel hulle swaartekrag en skep so 'n groot verwoesting, wat gesien kan word in die baie flou gas in die groep, of sterre wat uit die sterrestelsels uitgegooi word. Dit is moontlik dat die bolvormige trosse ons leidrade kan gee oor hoe dit gebeur het.

'N Span sterrekundiges het besluit om te kyk. Hulle het begin met die Advanced Camera for Surveys (ACS) Coma Cluster Treasury Survey, wat spesifiek ingestel is om die cluster in kaart te bring. Ongelukkig het ACS kort voordat die opname voltooi is (alhoewel dit later deur ruimtevaarders in 'n baan reggestel is), dus het die sterrekundiges argiefbeelde wat vir ander projekte geneem is, gebruik om die leemtes in te vul.

Hulle het toe sagteware geskryf om net die globulars uit te soek. Daar is ongeveer 100 000 individuele voorwerpe in die beeld (.), En hulle het die rekenaar geleer om te soek na dinge wat klein (maar nie so klein soos sterre is nie), oor die regte helderheid en die regte kleur om bolvormige trosse te wees.

Hulle het 22 426 kandidaat-globules gevind.

Heilige koei. OK, redelik genoeg, ek het al so sagteware geskryf, en dit is moeilik, maar u kan dit aanpas om redelik goed te werk. Die probleem is om te weet hoe wel. Vind dit uiters verre agtergrondstelsels en dink u dat dit globulêr is?

Nou, ek het my daaroor afgevra toe ek dit in die navorsingsartikel raakloop:

Deur middel van 'n gedetailleerde visuele analise van die eienskappe van die kandidate, het ons 'n finale lys van bolvormige trosse opgestel wat feitlik vry is van kontaminante soos agtergrondstelsels en artefakte. Ons beklemtoon dat alle bolvormige trosse in die finale kandidatelys gevalideer is deur visuele inspeksie deur die opsporing op die skerm te vertoon en op elke beeld te skandeer, en in albei filters.

Um. As ek dit reg lees, het hulle elke kandidaat nagegaan deur die oog. Whoa.

Op hierdie stadium sal ek ook opmerk dat die span bestaan ​​uit 'n hele paar voorgraadse studente wat nie noodwendig veel ervaring in astronomiese navorsing gehad het nie. Maar dit is maklik, selfs vir 'n beginner, om geleer te word hoe om sekere dinge in data te herken - mense is vreeslik goed met patroonherkenning - en is oor die algemeen beter daarin, selfs as gevorderde sagteware. En hulle kry hul name op 'n papier! Redelik goeie deal. Al beteken dit dat u meer as 22 000 ligpunte moet ondersoek.

Wat het hulle dan gevind? Ah, ja, dit raak regtig interessant.

'N' Hittekaart 'wat die digtheid van bolvormige groeperings in die Coma-groep toon. U kan drie groot polle sien, terwyl sommige sterrestelsels baie min globulare in die omgewing het. Krediet: Madrid et al.

Toe hulle die ligging van die aardbole in kaart bring, het hulle drie hoofkonsentrasies gevind, ongeveer drie van die grootste, helderste sterrestelsels in die groep: NGC 4874, 4889 en IC 4051. U sou dit kon verwag, maar as u nader kyk, is dinge nie ' t heeltemal soos verwag.

Eerstens gaan die stralekrans van elke sterrestelsel uit veel verder as vir die Melkweg, tot 5-6 keer die fisiese grootte van die melkweg self. Ook is die aantal globules rondom die drie sterrestelsels 10–30 keer digter as rondom ander sterrestelsels in die groep! Dit is duidelik dat hierdie sterrestelsels hulle verslaan.

Wel, nogal. Sommige sterrestelsels deel duidelik globules tussen hulle. En kyk na die twee grootste konsentrasies: daar is ook 'n klein brug tussen hulle. Dit lyk asof daar meerdere interaksies tussen sterrestelsels was, waar die grotere die bolwerke van ander gesteel het. U kan ook streke in die groep sien waar daar baie min globules is, waarskynlik die toneel van sommige van die misdade.

Daar is meer. Sommige bolletjies het effens blou sterre in, ander is rooier. Dit blyk dat rooier gloeilampe meer gekonsentreerd is rondom sterrestelsels, terwyl bloues meer versprei is.

Die denke is dat blouere waarskynlik in kleiner, dwergstelsels gemaak word, terwyl rooieres as deel van die groter sterrestelsels self gemaak word. Laasgenoemde steel hulle van eersgenoemde, sodat hulle geneig is om in die buitewyke van hierdie sterrestelsels te lê, terwyl die tuisgemaakte, rooier trosse nader kom.

Dus, net deur na die ligging en kleure van hierdie globulars te kyk, kan ons leer oor die geskiedenis van hierdie belaglik groot sterrestelsels.

En as ons oor die geskiedenis praat, kom dit by my voor: toe die lig wat u hier sien, daardie sterrestelsels verlaat, moes dinosourusse nog op die aarde ontwikkel, en ontelbare hoeveelhede plante het gesterf en later 'n laag in die aarde gevorm wat ons nou (alhoewel hopelik vir nie te veel langer nie) myn vir steenkool.


Grense en kontroversies in astrofisika

Hoofstuk 1. Oorsig van kwessies in die kosmologie [00:00:00]

Professor Charles Bailyn: Goed, ons praat oor die oorsprong en die lot van die heelal. En laat ek u herinner aan die verhaal tot dusver. Daar is basies twee stelle waarnemings wat hier belangrik is. Die een is die bestaan ​​van die Hubble-diagram en die wet van Hubble, wat die waarnemingsverband tussen afstand en snelheid vir sterrestelsels is. En dit lei u na die idee van 'n universele uitbreiding. En die ander is wat ons die laaste keer bespreek het: dat as u terugkyk na die verlede, as u op 'n groot afstand waarneem & dit wil sê, 'n groot terugblik tyd & # 8211 wat u ontdek is dat dinge in die verlede anders was. Dat die heelal in sy geheel anders lyk en in die besonder aansienlik digter is, presies wat u sou voorspel as die heelal sou uitbrei.

En hierdie twee dinge en hierdie twee waarnemingsfeite wat saamgestel is, lei eintlik tot die idee van 'n heelal met 'n oerknal-kosmologie. En dit is wonderlik, want u kan dan die aanname gebruik dat alles deur die skaalfaktor van die Heelal beheer word. En die skaalfaktor begin óf by nul, óf baie naby aan nul, en word mettertyd groter.

En jy kan die konsep gebruik om allerhande wonderlike dinge te doen. U kan die verlede beskryf.En in die besonder was een van die dinge wat ons laas gedoen het, om die ouderdom van die heelal te bereken uit die waarnemings van die Hubble Constant. En jy kan die toekoms voorspel. En die toekoms hang af van hoe die uitbreiding van die skaalfaktor verander. As die skaalfaktor net bly uitbrei teen die huidige tempo, sal die heelal aanhou uitbrei en geleidelik yler en ylder word, en kouer en kouer, en al hoe meer saai.

Maar daar word nie verwag dat die uitbreidingskoers dieselfde sal bly nie. Daar word verwag dat die uitbreidingskoers sal verander. En veral word verwag dat die uitbreidingskoers sal vertraag. Hoekom? Omdat daar materie in die heelal is, en materie swaartekrag uitoefen, en swaartekrag is geneig om dinge weer saam te trek.

En dit is hier waar ons laas beland het. As u aanneem dat swaartekrag die dominante krag is & # 8211 dit wil sê dat enige veranderinge in die uitbreidingstempo van die heelal te wyte is aan swaartekrag, dan kan u hierdie kritieke digtheid, wat ons laas gedoen het, aflei, wat 'n hoeveelheid gelyk is tot 3H 2/8 π G. H, meet jy. Die ander dinge is net konstantes, en u kan bereken wat hierdie hoeveelheid is. Laat my, op hierdie stadium, 'n stukkie astronomiese jargon neerskryf wat ek laas nie gedoen het nie.

Die werklike digtheid van die heelal, gedeel deur hierdie kritieke digtheid, kry 'n eie letter. Dit word neergeskryf as 'n hoofletter Omega. Dus Ω is die ware & # 8211 die werklike digtheid van die heelal, wat ook al blyk te wees, gedeel deur die kritieke digtheid. En dan kan u die toekoms van die heelal beskryf, afhangende van wat Ω is. As Ω groter is as 1, beteken dit dat die digtheid groter is as die kritieke digtheid. En dit lei tot weer ineenstorting en die "Big Crunch" & # 8211, as Ω minder as 1 is, brei die Heelal vir ewig uit.

Iemand het gevra, wat gebeur as Ω presies gelyk is aan 1? In daardie geval is daar geen groot geknak nie. Die heelal brei vir ewig uit, maar die uitbreidingstempo nader asimpties. Maar natuurlik, in die werklike lewe, is dit baie moeilik om iets wat presies 'n fisiese hoeveelheid is, presies gelyk te stel aan enige teoretiese waarde.

En dus, met dit in gedagte, word dit dan baie belangrik om die gemiddelde digtheid van die heelal uit te gaan, want dan kan u dit deel deur hierdie kritieke digtheid. Ons het al gemeet H, sodat ons weet wat hierdie hoeveelheid is. En dan sou u kon uitvind wat & # 8217s gaan gebeur. Die doel hier is om die digtheid van die heelal te bepaal.

En konseptueel is dit nie so 'n moeilike ding om te doen nie. U gaan uit en meet die massa van alles wat u kan sien. U probeer dit oor 'n groot volume doen, want wat u wil vermy en die fout wat u wil vermy, is om die digtheid van 'n stuk van die heelal te meet wat nie die algehele gemiddelde verteenwoordig nie. As ons die digtheid van die materiaal in hierdie kamer sou meet, sou dit ongeveer 27 orde groter wees as die kritieke digtheid. En as ons aanvaar dat die heelal net soos hierdie kamer was, sou dit natuurlik weer in duie stort. Dit sou trouens lankal weer in duie gestort het. Maar ons doen dit nie, want die meeste van die heelal is natuurlik nie soos hierdie kamer nie. Die grootste deel van die heelal is leeg.

U sê dus, ons moet beter baie sterre en die leë spasies tussen hulle insluit. Maar selfs dit is 'n fout, want jy meet sterre in ons sterrestelsel. So, sê u, ons moet beter baie sterrestelsels en die leë ruimtes tussen hulle insluit. Dit werk nog 'n rukkie nie, want daar is trosse sterrestelsels. Daar is trosse trosse sterrestelsels. U moet dus regtig baie ver gaan voordat u 'n goeie voorbeeld het van hoe die gemiddelde toestande in die heelal is. Maar in beginsel is dit beslis moontlik om te doen. Jy hou dinge net verder en verder en verder weg, totdat u op 'n punt kom waar, as u die afstand vergroot & # 8211 waar, terwyl u die afstand vergroot, daardie digtheid nie meer verander nie. Dus, jy is op die punt waar jy regtig die gemiddelde bereik het. Hoe weet jy dat jy die gemiddelde bereik het? Wel, jy kyk twee keer so ver uit en jy kry dieselfde antwoord.

En dus, in beginsel, soos u dit doen, tel u al die massa op in 'n groot hoeveelheid van die heelal & # 8211 in 'n voldoende groot deel van die heelal, waar voldoende groot genoeg is om gemiddeld te wees in alle plaaslike versteurings. So tel u al die massa op en deel dit volgens die volume. U deel deur die volume wat die massa beslaan. En dus moet u uiteraard al die verskillende soorte massa identifiseer. En jy moet seker maak dat watter volume jy ook al geneem het, al die massa daarin gevind het. Jy tel dit alles saam. U verdeel volgens volume. U bepaal & # 8211dit gee u waarde vir digtheid. U deel deur die kritieke digtheid en u weet wat met die Heelal gaan gebeur.

Hoofstuk 2. Bepaling van die mis [00:08:28]

Goed. Nou, hoe vind u die massa dinge? Bepaling van massa. Wel, een manier waarop u dit kan doen, is dat u net kan uitgaan en meet hoe helder - ja, gaan voort.

Student: Kan u die ander skuif opsteek?

Professor Charles Bailyn: O, sit dit vir 'n oomblik terug. Boonste deel? Onderste gedeelte? Wat doen jy-

Student: [Onhoorbaar] as u nie omgee om dit aan te trek nie.

Professor Charles Bailyn: Ja, ja. U het dus die digtheid van die heelal bepaal deur die massa bymekaar te tel. Verdeel dit volgens volume. En dan word die vraag: "Hoe bepaal u die massa?"

En een manier waarop jy dit kan doen, is om te kyk hoe helder dinge is. Tel die lig op wat u sien. En dan neem u 'n mate aan vir die hoeveelheid massa wat nodig is om 'n sekere hoeveelheid lig te skep. Dus, dit is as ons aanneem wat 'n massa-tot-lig-verhouding genoem word. En so, jy kan dit doen, weet jy. As dit die son is, lewer een sonmassa een sonligsterkte op. As alle sterre en al die voorwerpe presies soos die son is, sou alles so wees. Dit blyk dat dit nie die geval is nie, maar u kan plaaslike monsters van sterre neem en uitvind wat die gemiddelde massa-tot-lig-verhouding is. En as u 'n waarde het waarmee u & # 8217re tevrede is, van massa-tot-lig-verhouding, vermenigvuldig u die hoeveelheid lig met die massa-tot-lig-verhouding, en dit gee u 'n massa.

Student: Moet u aanpas vir afstand?

Professor Charles Bailyn: Jammer.

Student: Moet u aanpas vir afstand?

Professor Charles Bailyn: Wel, wat u met lig bedoel, is dat u die afstand moet aanpas? Wat u met lig bedoel, is die intrinsieke lig. U bedoel die ekwivalent van die absolute grootte, wat die afstand in ag neem. Wat u dus moet vra, is nie hoe helder dit lyk nie, maar in hierdie spesifieke geval die intrinsieke helderheid daarvan. Ja. U moet dus rekening hou met die afstand, en u moet dus dink aan die absolute grootte eerder as die skynbare grootte, ja.

En dit is een van die probleme. Dit is moeilik om te doen. Die ander probleem is natuurlik hierdie ongemaklike woord, hier ["neem aan"], wat die soort ding is wat mense senuweeagtig maak, want dit kan verkeerd wees. As u na een soort ster kyk en dit eintlik 'n ander soort ster is, wat toevallig baie dowwer is, maar dowwer, soos wit dwerge of iets dergeliks, dan sal u 'n warboel hiervan maak .

Daar is dus 'n alternatiewe metode wat u miskien al oorweeg het, want ons het dit in albei die vorige dele van hierdie klas gedoen, dit wil sê: u meet die baan. En jy doen dieselfde ding wat ons gedoen het met & # 8211 in deel een en deel twee van die klas. U vind een of ander ster in die verre gedeelte van die sterrestelsel wat om die sterrestelsel wentel. U kom agter hoe vinnig die ding gaan. U kom agter hoe ver die ding gaan. U gebruik Kepler & # 8217s Laws. En jy bepaal die massa uit die orbitale teorie, uit die Kepler & # 8217s Wette, basies.

En in die besonder weet jy, V 2 = GM/a. U kan dit dus meet vanaf die Doppler-skof. U kan dit basies bepaal, in die geval van sterrestelsels is sterrestelsels groot voorwerpe. U kan die hoekskeiding aan die lug fisies meet. Gebruik die kleinhoekformule, as u die afstand ken, om dit te bepaal. Dit kan dus ook gemeet word, en dit kan dus bereken word.

En so, gaan doen dit vir 'n hele klomp sterrestelsels. En dit is gedoen. En ek wil u hier voorbeelde gee. Laat ek eintlik nommers neerskryf en berekeninge doen. Gestel jy het 'n sterrestelsel op 'n afstand van 20 megaparsek [Mpc]. Veronderstel dit dat dit 'n skynbare grootte het van iets soos 14. Dit is soort tipiese getalle vir nabygeleë sterrestelsels. Die naaste groot sterrestelselgroep is 'n groep in die sterrebeeld Virgo, bekend as die Virgo-groep. As u meer wil weet oor die Maagd-groep, vra Hugh Crowll ['n gegradueerde onderwysassistent vir die kursus] wat sy lewe wy aan die bestudering van hierdie voorwerp en die sterrestelsels daarin. Maar dit is soort van kwasi-tipiese getalle, effens aangepas omdat dit & # 8217; s eintlik 17 Mpc, wat is'n soort van 'n pyn.

Goed so. So, wat weet u van die mis? Wat kan u vasstel oor die massa van so 'n sterrestelsel? Wel & # 8211oh, en laat my u waarsku voordat ons eers begin dat, natuurlik, het sterrekundiges u 'n vuil truuk gespeel & # 8211 naamlik dat die simbool wat ons vir grootte gebruik, is M. Die simbool wat ons vir massa gebruik, is ook M. U moet dit dus duidelik in u gedagtes hou.

Goed so. So, wat weet ons hiervan? Ons ken die verband tussen oënskynlike en absolute omvang. En, soos ek net 'n minuut gelede gesê het, is dit die absolute omvang wat ons moet weet om iets te bepaal.

m - M = 5 log (D / 10 parsek). Laat ons dus eers die regterkant uitvind. Dit & # 8217; s 5 log (2 x 10 7). Dit & # 8217s 20 Mpc. 1 Mpc is 10 6.

Meer as 10. Dit & # 8217; s 5 log (2 x 10 6). Nou, wat doen ek daaraan? Laat ons sien. Dit is 5 keer die logboek van 10 6, dit is redelik reguit, plus die logboek van 2. Want as u logboeke byvoeg, vermenigvuldig u die ding binne die hakies. Dus, log (2) + log (10 6) = log (2 x 10 6).

log (2) = .3. Dit is net 'n nuttige nommer om te weet. Die logboek van 2 is ongeveer .3. Die logboek van 3 is ongeveer .5. Die logboek van 5 is ongeveer .7. U kan dit naslaan.

En dit is dus gelyk aan 5 x 6,3.

Laat my u op hierdie stadium waarsku. Laat ek u hier 'n bietjie kantaantekening gee. Moenie groottes benader nie. Hoekom nie? Ek bedoel, ons benader al die ander dinge in hierdie kursus. Groothede is 'n logaritmiese hoeveelheid, of hoe? En so, jy benader die groottes nie om dieselfde rede as wat jy nie die eksponente benader nie. U kan & # 8217; t sê, 10 7 is gelyk aan 10 6. U kan sê 7 is gelyk aan 6, maar u kan nie sê dat 10 7 gelyk is aan 10 6 nie, want dit is 'n faktor van 10 verskil, terwyl die verskil tussen 7 en 6 net 'n bietjie meer as 10% is. Net so is hierdie .3. Jy sou in die versoeking gekom het om daarvan ontslae te raak, of hoe? Want wie gee om vir die verskil tussen 6 en 6.3? Maar eintlik kom dit uit hierdie logboek van 2. En dus is .3 in die logboek eintlik 'n faktor van 2. En dus moet u die eksponente nie benader nie. Dit is belangrik. Ja?

Student: Beteken dit dat ons ook moet probeer om presies te wees wanneer ons met groottes te doen het?

Professor Charles Bailyn: Wel ja. Dit sê & # 8211 Ek dink dit sê dieselfde. U moet meer presies wees. Dit beteken dat u nie moet benader nie. Ja, so, dink ek. Maar dit is om dieselfde rede dat u die eksponente nie benader nie. En dit is ook waar dat die getalle makliker is om mee te werk, want dit blyk dat u dit byvoeg eerder as om dit meestal te vermenigvuldig, dus dit is nie so 'n slegte ding nie. In elk geval, hier is ons op 31.5, so wat het ons? Ons & # 8217; vem - M = 31,5. Dit M is in die probleem gestel as 14. Dus, 14 - 31.5 = M.

So, M = -17,5. Goed. Dit is nie so 'n slegte nommer nie. Ons kan daarmee werk.

So, nou weet ons die absolute omvang. Ons weet hoe helder die ding is. Nou kan ons dus uitvind hoeveel keer dit helderder is as die son. Waarom is dit 'n nuttige ding? Want as u dan die aanname maak dat die massa-tot-lig-verhouding dieselfde is as die Son, dat hierdie sterrestelsel geheel en al uit Sonagtige sterre bestaan, dan kan u bepaal hoe massief dit is. Laat ons dit doen.

Hoeveel Sonne en # 8211 en dit is die ander grootte vergelyking. Dit is, weet jy, M1M2 is gelyk aan & # 8211 vir twee verskillende voorwerpe, is gelyk aan - 5 ⁄2 log van die helderheid van 1 bo die helderheid van die ander.

Maar ek dink ek wil dit in die ander vorm hê. Ek dink ek wil dit hê in die vorm van 10 -0.4, of 10 -2/5 (M1-M2) = b1 / b2. Dit is presies dieselfde vergelyking, soos u onthou, net nadat u van die houtblok ontslae geraak het, alles geneem het en dit in tien tot die krag gesit het.

Die rede waarom ek dit in hierdie vorm wil hê, is dat dit die antwoord is wat ek wil hê. ek wil b1 / b2. Ek wil hê dat een die sterrestelsel moet wees. Ek wil hê dat twee die Son moet wees. Dus, dan het ek 10 -2/5 gekry, en dan is die sterrestelsel -17,5, dit is die absolute omvang. Die son is 5, het 'n absolute grootte van 5. En dit gee my die helderheid van die sterrestelsel bo die helderheid van die son. Dit & # 8217s 10 -2/5 (22.5). Laat ons sien. Die minusse kanselleer, sodat dit 'n pluspunt is.

2 ⁄5 x 22.5 - wel, laat ons sien. 2 x 22.5 = 45. 'n Vyfde van 45 is 9. Dit is dus gelyk aan 10 9.

Hierdie sterrestelsel is dus 'n miljard keer helderder as die son, 10 9 keer helderder as die son. As dit dus uit sonagtige sterre bestaan, sou dit 'n massa van 'n miljard sonmassas hê. Dus, die massa is gelyk aan 10 9 keer die massa van die son, as alle sonagtige sterre is.

Maar dit blyk dat sterrestelsels effens dowwer is as die son per massa-eenheid. Die meeste sterre is 'n bietjie minder massief as die son, maar baie minder helder. Dit is net soos sterre blyk te wees. En so, tipiese massa-tot-lig-verhoudings van populasies sterre is geneig om in die orde van 10 te wees, of so iets, keer as die Son. Dit moet dus waarskynlik massiewer wees, want tipiese sterre is flouer as die son. Gewoonlik is sterre flouer. Dus, jy kan raai en sê: massa, miskien, moet ek wees, weet ek nie, 10 keer groter as dit, 10 10 sonmassas.

En jy kan sien waarom hierdie spesifieke redenasie redelik twyfelagtig raak, want ek het hierdie nommer heeltemal uit die lug gekies. Daar is eintlik 'n beskeie basis daarvoor, maar u kan ander getalle kies. U kan eindeloos hieroor stry en u sal nie baie ver kom nie. Waarom moet dit tien keer die son wees? Miskien is dit 100. Miskien is dit 1 000. Miskien is dit minder as die son. Hoe sou u regtig weet?

Laat ons dan teruggaan en die ander benadering doen, naamlik: vind die massa daarvan uit die wentelbane van dinge rondom dit. Laat ons dus aanneem dat dit 'n vooraanstaande sterrestelsel is. Hier is die middel van die sterrestelsel, of laat ons dit van bo af beskou. Dus, hier is 'n lekker spiraalstelsel van een of ander aard. Hier is die middelpunt van die spiraalstelsel. Hier & # 8217; s 'n paar ster uitweg op die rand. Daardie ster beweeg in die middel van die sterrestelsel. Dit moet wees, of dit gaan binneval. Dus, dit wentel om die middel van die sterrestelsel, vermoedelik in een of ander sirkelbaan. U is hier onder en kyk na hierdie ding.

En natuurlik kan u die snelheid van daardie ster aan die Doppler-skof meet, want dit beweeg van u af weg. En so kan 'n mens hierdie snelheid meet. U kan hierdie afstand meet. Dit is die ekwivalent van a in ons formules, want dit is die afstand tussen die wentelende voorwerp en die middelpunt. Sterre is baie minder massief as sterrestelsels, so ons hoef nie bekommerd te wees oor die beweging van die sterrestelsel nie. En jy kan 'n bekende vergelyking gebruik, naamlik: V 2 = GM / a.

Laat ons nou 'n paar getalle gee. Tipiese snelhede van dinge wat om die sterrestelsel wentel, blyk ongeveer 200 kilometer per sekonde of 2 x 10 5 meter per sekonde te wees. En die grootte van 'n tipiese sterrestelsel, weet jy, tot waar dit ophou om maklik sterre te sien, is, o, ek weet nie, watter nommer het ek hier geneem? Ja. Laat ons dit 20 kiloparsek noem, wat 2 x 10 4 parsek is. En 'n parsek is 3 x 10 16 meter. Dit is dus 6 x 10 20 meter. Laat ons nou bereken M.

[(2 x 10 5) 2 (6 x 10 20)] / (7 x 10 -11). Raak ontslae van daardie & # 8211 sien & # 8217; s sien, dit & # 8217; s (4 x 10 30) / 10 -11.

4 x 10 41, dit is in kilogram.

Een sonmassa is, onthou jy, 2 x 10 30. Dus, hierdie massa, in eenhede van die son, (4 x 10 41) / (2 x 10 30), wat ongeveer 2 x 10 11 sonmassas is.

En nou het ons 'n probleem, nie waar nie? U kan waarskynlik nie onthou wat die antwoord op die vorige weergawe van hierdie probleem was nie, waar ons dit met lig gedoen het. Dit het uitgekom in 'n grootte van & # 8211 die helderheid was ongeveer 10 keer die son. Miskien is die massa 10 keer 10 keer die son. Maar nou het ons dit net op hierdie ander, meer betroubare manier bereken, en dit is 2 x 10 11. Dit is 20 keer massiewer as wat u gedink het dit gaan wees, gegewe hoe helder die lig van hierdie ding was. Ja, vraag?

Student: [Onhoorbare] massa van die sterrestelsel?

Professor Charles Bailyn: Dit is die massa van die sterrestelsel, ja.

Laat my, net voordat ek aangaan, net daarop wys & # 8211Die van julle wat na die probleemstel gekyk het & # 8211wat ek nou net hier gedoen het, hierdie berekening wat ek nou net gedoen het, is een van die probleemstelle, behalwe agteruit gedoen. Op die probleemstel, wat ek gedoen het, is, het ek jou vertel wat die digtheid was, wat die kritieke digtheid was, en dan moes jy die eienskappe van die sterrestelsels daaruit put.

Hier het ek jou vertel hoe die sterrestelsels is. Ons het uitgepluis hoe groot en hoe massief hulle is. As ons volgens die volume deel, kry ons 'n digtheid. So, ons doen dieselfde probleem agteruit. Ek moet sê, die getalle wat ek hier gekies het, verskil, en u kan dus nie die antwoord op die probleemstelling ken deur na die perseel van hierdie spesifieke dinge te kyk nie. Maar wat ek doen, is presies dieselfde stel berekeninge, net agteruit gedoen. Dit is miskien nuttig of nie.

Hoofstuk 3.Donker saak: WIMP's? [00:26:39]

Maar laat ons hier vir 'n oomblik stilstaan, want dit is nou besig om vooruitgang te maak. Ons is nou besig met Frontiers and Controversies omstreeks 1985. U sal onthou dat hulle in 1920 bekommerd was oor die feit dat die spiraalnewel eintlik sterrestelsels was. In 1950 was hulle bekommerd oor, miskien was die 'bestendige toestand' die regte reaksie. En teen die tyd dat 1985 rondloop, is die grootste probleem dat die massa bepaal word deur die wentelbaan. Dus, wat u dinamiese massas kan noem & dit is te sê, bepaal deur wentelbane van dinge rondom sterrestelsels. Bane rondom sterrestelsels. En ook, sou ek moet sê, sterrestelselgroepe. Daar kan sterrestelsels wees wat om mekaar wentel, en sterrestelsels wat om hele trosse sterrestelsels wentel, en dieselfde is waar. En daarom is sterrestelsels en sterrestelsels baie groter as wat u verwag van die lig wat hulle afgee. En daarom & # 8211deur 'n faktor van 10. Met ongeveer 'n faktor van 10.

Daar is dus tien keer meer massa as wat u kan verantwoord deur al die sterre bymekaar te tel. Nou, daar is massas in ander vorms as sterre. Daar is ook stof. Daar is ook gas. Dit is dinge wat u op ander maniere kan opspoor. U tel hulle almal bymekaar en u is nog steeds af met ongeveer 'n faktor van 10. Daar is dus 10 keer meer massa as wat u op enige manier kan rekenskap gee. Dit is die sogenaamde donker materie-probleem. Dit is dus grense en kontroversies in 1985. Daar is al hierdie donker materie. Die meeste sake in sterrestelsels is in een of ander vorm wat ons nie kan opspoor nie. Dit is donker saak, en wat is dit?

Nou, in teenstelling met grense en kontroversies in 1920 en 1950, is dit een wat ons nog nie opgelos het nie, so ek weet nie die antwoord nie. Mense is al 'n kwarteeu besig om dit uit te vind. Daar is nog geen goeie antwoord nie. En tien jaar gelede, toe ek hierdie kursus aangebied het, was hierdie vraag oor die donker saak 'n groot fokuspunt van hierdie deel van die kursus. Ek gaan nou net in hierdie klas daaroor praat, net in een lesing, want ons het selfs groter probleme as dit. Dit sê baie. Ek het net vir u gesê dat ons nie weet wat 90% van die massa in die heelal is nie, en dan het ons groter probleme as dit. Dinge raak dus 'n bietjie duister hier, en nie net omdat die saak donker is nie.

Goed. Maar laat ek 'n bietjie stilbly oor donker materie, want dit is 'n interessante probleem. En soos ek sê, ons het geen idee wat hierdie dinge is nie. Wat is die moontlikhede? Dit is dus 'n hipotese. Hipotese nr. 1 is dat wat hierdie dinge is, 'n soort onbekende sub-atomiese deeltjie is. En dit moet twee eienskappe hê, hierdie sub-atoomdeeltjie, om te kan regkom. Dit moet massa hê. Dit is redelik basies. As u dit gebruik om massa te verklaar, kan u nie fotone hê nie, of hoe? Fotone dra geen massa nie.

Dit moet massa hê, maar dit moet nie met lig in wisselwerking tree nie. Geen interaksie met lig nie. As dit lig absorbeer, sou dit ondeursigtig wees, en ons sou weet dat dit daar was, want sterrestelsels agter hierdie goed sou dof lyk. Alternatiewelik, as dit lig gee, dan sal ons dit sien. En dit moet dus nie met lig interaksie hê nie, of slegs baie swak met lig interaksie hê. En so kry hulle die naam, generies, Swak interaktiewe massiewe deeltjies, of WIMP's.

Dus, hier is die hipotese: die heelal is 90% WIMP's. Dit is nie so 'n mal idee as wat dit aanvanklik kan lyk nie. Daar is bekende sub-atomiese deeltjies wat hierdie eienskappe het. Daar is iets wat die neutrino genoem word. Daar is triljoene van hulle wat elke sekonde deur hierdie kamer gaan. Hulle het 'n massa en hulle kommunikeer nie baie met enigiets nie. Daar is bekend dat hulle bestaan ​​uit deeltjieversnellereksperimente, en dit is uit hemelse bronne opgespoor.

Nou weet ons dat die donker materie om verskillende redes nie uit neutrino's bestaan ​​nie. Maar daar kan baie ander soorte deeltjies met hierdie soort eienskappe wees, en inderdaad word sommige voorspel deur huidige deeltjie-teorieë. Soos ek sê, WIMP's is opgespoor en ek is jammer, WIMP's is nie opgespoor nie, maar neutrino's is opgespoor.

Hier is hoe hulle dit doen. Dit is 'n wonderlike eksperiment. Hulle het 'n mynskag in Suid-Dakota geneem en dit met skoonmaakvloeistof gevul. En die rede waarom hulle dit gedoen het, was dat neutrino's nie so gereeld met lig interaksie het nie, maar soms ook met chlooratome. En die effek van 'n neutrino wat in 'n chlooratoom klop, is om dit in argon te verander. En so, dit gebeur & # 8211daar is & # 8211 soos ek sê, triljoene neutrino's vloei hierdie myn elke sekonde. Een van die een of twee keer sal een van hulle 'n chlooratoom presies tref en 'n argonatoom skep.

So, hier is wat jy doen. Jy vul jou minas met skoonmaakvloeistof, waarvan 'n groot deel chloor is, en jy tel die argonatome wat van bo af borrel. En dit is suksesvol. Hulle het neutrino's wat uit die son vrygestel is, bespeur. The Sun is & # 8211 al die sterre met kernreaksies, wat neutrino's uitstraal as deel van hierdie kernreaksies. En dan het hulle 'n probleem gehad, want hulle het voorspel hoeveel neutrino's u van die son sou moes sien in 'n eksperiment van hierdie soort, en hulle het nie genoeg daarvan gesien nie. Hulle het net 'n derde daarvan gesien.

En dit blyk & # 8211 en dan was daar lank 'n groot debat. Dit is Frontiers and Controversies omstreeks 1975. Daar was 'n rukkie 'n groot debat. Waar is al die sonneutrino's? Is dit moontlik dat ons kernreaksies in die son nie verstaan ​​nie? Is dit moontlik dat ons die chemie van chloor of argon nie verstaan ​​nie? U tel immers individuele argonatome, so dit is 'n moeilike taak.

Nee, dit het geblyk dat wat aan die gang was, ons het neutrino's nie verstaan ​​nie. En dit blyk dat daar drie soorte neutrino's is. En neutrino's wissel heen en weer tussen hierdie verskillende soorte, en u kon net een soort aan chloor opspoor. En so is hulle almal van die son afgestuur asof hulle in die vorm was dat u hulle sou kon opspoor. Maar toe hulle van die son af na ons toe reis, het 'n fraksie van hulle heen en weer geslinger tussen al hierdie ander soorte, en u het net met ongeveer 'n derde daarvan beland. Dit was dus 'n groot stuk deeltjiesfisika wat ontdek is.

Ons het ook op die oomblik opgespoor neutrino's wat van supernova-ontploffings afkomstig is. Daar is dus & # 821111, dink ek, op een slag opgespoor. En as u dinge een of ander keer per dag opspoor en dan 11 daarvan skielik in die loop van 'n paar minute opspoor, het u iets opwindends sien plaasvind. En dit is nou bekend as hierdie supernova-ontploffing wat in 'n naburige sterrestelsel plaasgevind het.

En so, daar is 'n klomp & # 8211so, na analogie daarvan, is mense op soek na die WIMP's waaruit die donker saak bestaan. As al hierdie donker materie in WIMP's is, is daar baie, baie, en baie van hierdie dinge, en hulle gaan elke sekonde deur ons.

Daar is dus 'n hele klomp eksperimente met dieselfde basiese eienskappe. U het 'n groot vat met iets, en iets is veronderstel om af en toe te gebeur as een van hierdie WIMP's alles in die vat raak. Die Japannese het dus 'n kubieke myl gedistilleerde water, en hulle soek nie ligflitse wanneer die neutrino in die watermolekule loop nie. Hulle het onlangs al hul detektors gebars, en hulle het 'n soort aardbewing gehad, en dit was sleg vir die klein ligopspoorders wat hulle aan die binnekant van hierdie dinge aangebring het.

Maar daar is baie sulke eksperimente. Dan McKinsey, hier in die Departement Fisika, is 'n groot speler in een daarvan. En die hoop is dat u die interaksie tussen een van hierdie WIMP's, waarvan daar 'n ongelooflike groot aantal moet wees, met iets sal sien. Dit het tot dusver misluk. Daar is dus geen direkte bewyse van WIMP's nie.

Die ander hoop, sou ek moet sê, is dat elke keer as u 'n groter botsing bou, u nuwe soorte sub-atomiese deeltjies maak, en dat hulle uiteindelik iets sal maak wat lyk asof dit 'n WIMP kan wees. En dit het ook nie gebeur nie. Dus, nog geen opsporings nie. Geen direkte opsporing nie. Met 'n groot inspanning, weet u, gaan dit 90% van die massa in die Heelal wees. Dus, jy wil dit opspoor, want as jy dit doen, gee hulle jou 'n Nobelprys.

Goed, dit is een hipotese. Daar is nog 'n hipotese. So, hier & # 8217s hipotese # 2. Dit is net, jy weet, donker stukke van iets wat nie gloei nie. Gewone saak & # 8211 stukke.

Student: Bestaan ​​hierdie hipoteses vandag of [onhoorbaar]

Professor Charles Bailyn: Ja, ja, ja, al die & # 8211ons weet nie wat dit is nie, en daarom is niks nog uitgesluit nie. Wat gebeur, is dat hulle weet dat hulle hierdie eksperimente uitvoer, dus u kan WIMP's met sekere soorte eienskappe uitsluit, omdat u dit sou ontdek. Net so kan u van hierdie ander dinge met sekere eienskappe uitsluit, omdat u sou opgemerk het dat dit daar was. Maar albei hierdie hipoteses is min of meer lewensvatbaar.

Hoofstuk 4. Dark Matter: MACHO's? [00:37:30]

Stukkies gewone materie wat net nie gloei nie, wat nie lig uitstraal nie. Nou, daar is 'n paar beperkings. Hierdie stukke kan nie te klein wees nie, want as dit wat u het, klein is, weet u, mikron-deeltjies, ons noem dit stof. En basies is dit wat dit is. Dit sou net stof wees.

Die probleem met stof is dat stof in groot hoeveelhede ondeursigtig is, en dat u dit nie kan sien nie. En daarom sou u weet dat dit daar was, omdat dit die lig van die dinge daaragter verdoesel. En ons sien inderdaad die hele tyd kosmiese stof. Dit is net, daar is nie naastenby genoeg daarvan om enige aansienlike fraksie van die donker materie te verantwoord nie. Daar sal dus stof waargeneem word omdat dit lig verduister. En dit is ook geneig om te gloei in die infrarooi. En ons weet dus dat daar stof is, maar ons kan tel hoeveel daarvan is, omdat dit lig verduister en dit op ander maniere bekend maak.

Dit is ook waar dat hierdie stukke gewone materie nie te groot kan wees nie. Dit kan nie die grootte van heelstelsels wees nie, of selfs 'n aansienlike breukdeel van 'n sterrestelsel nie. U kan nie al u donker materie neem en dit in een knop per sterrestelsel plaas nie, of selfs 100 klonte per sterrestelsel, want as dit baie groot massas was, sou u dit sien, want dit sou die wentelbane van sterre rondom die sterrestelsel versteur. Dus, as daar 'n groot onbekende massa was, sou u sien dat dinge daaromheen wentel. En in werklikheid doen ons dit. Ons sien hierdie supermassiewe swart gate in die sentrums van sterrestelsels en ons weet dat hulle daar is, want ons sien sterre wentel om hulle, net soos die probleem op die laaste Midtermyn.

En so, dit kan nie te klein wees nie. Dit kan nie te groot wees nie. Maar, jy kan miskien 'n klomp sterre saamtrek, so, jy kan 'n klomp stermassa hê, of planeetmassa donker dinge in & # 8211 dit moet wees, om verskillende tegniese redes dat ek gewen het & # Gaan nie in nie, dit moet in die buitenste dele van sterrestelsels wees, in die stralekringe van sterrestelsels. Dit is dus in beginsel moontlik. Ons sou geen direkte manier hê om dit op te spoor nie. Hierdie dinge word massiewe astrofisiese kompakte halo-voorwerpe genoem. [Gelag] Sommige mense verstaan ​​dit. Massief, want hulle moet massa dra. Astrofisies, want dit is nie deeltjies nie. Kompak, want as hulle groot was, sou jy weet, blokkeer jy lig en sien jy hulle. Halo, want dit is die deel van die sterrestelsel waarin hulle is. Dit is MACHO's, of hoe?

En dus, die alternatief vir WIMP's is MACHO's. Die alternatiewe verklaring is dus dat 90% van die heelal MACHO's is. Daar is 'n baie slim eksperiment uitgevoer om hierdie dinge te probeer vind. Hier is hoe u dit doen. U doen dit met gravitasie-lens.

Lens MACHO-soektogte Onthou u gravitasie-lens? Dit is hierdie besigheid wat massa buig. So, hier is jy. Jy kyk na een of ander ster. En tussen jou en die ster is 'n MACHO van die een of ander aard. Dus, hier is die MACHO. U kan die MACHO nie sien nie, maar die teenwoordigheid van die MACHO verander die rigting van die lig. Dit kom dus so in u op, en dit werk eintlik soos 'n lens. En veral die manier waarop dit soos 'n lens optree, in die geval van MACHO's met sterre, is dit helderder en maak die ster helderder.

Om dit te laat werk, moet die belyning in wese perfek wees. Al hierdie voorwerpe beweeg rond. Hulle wentel om die sterrestelsel en so. Dus, die belyning hou gewoonlik 'n paar weke. Dus, wat jy & # 8217; ll sien is, sal jy & # 8217; ll sien hierdie ster word baie helderder. En dit kan regtig baie helderder word en ons praat tien tot honderde kere helderder as wat dit gewoonlik was. Dit duur 'n paar weke, en dan verdwyn dit. Dit is waargeneem. Hierdie lensgeleenthede is waargeneem. Lense gebeure waargeneem. Maar daar is te min om die donker saak te verklaar.

Nou is daar nog uitweg. Laat ons sien. As u MACHO's met 'n baie lae massa het, is die feit dat die hele heelal gevul is met dinge rakende die massa van die aarde, dit veroorsaak lensgeleenthede wat te klein is om te sien. Veronderstel jy dat jy dinge het wat duisende kere die massa van 'n ster het, maar nie groot genoeg is om galaktiese wentelbane heeltemal te ontwrig nie, dan is daar baie minder daarvan vir 'n gegewe hoeveelheid massa, en daar is & # 8217; t genoeg MACHO gebeure wat u sou verwag om 'n aansienlike aantal daarvan te sien.

Daar is dus nog 'n manier om die resultaat van hierdie eksperimente te omseil as u in MACHO's wil glo. Maar dit word baie moeilik. Geen WIMP's is tot dusver opgespoor nie. Geen MACHO's nie. U kan nog steeds soorte WIMP's en soort MACHO's postuleer wat die donker materie kan verklaar, maar dit word moeilik.

Ek dink die meeste mense glo in WIMP's. Die meeste mense is geneig om hierin te glo. Maar, en sover ek kan sien, is dit omdat die deeltjiefisici aanhou om nuwe kandidaat-WIMP's op te stel, maar wat ons tot dusver nog nie heeltemal kon sien nie. En so, daar is 'n teoretiese basis vir die bestaan ​​van hierdie dinge, terwyl u, as u die sterrekundiges vra, met hierdie MACHO's wel is. So, u wil hê dat 90% van die heelal in klein aardagtige dinge moet wees wat net met geen ster ronddryf nie, hoe het hulle & # 8211 hoe het dit gebeur? Hoe het dit ontstaan? Ons het regtig geen antwoord daarvoor nie. Daar is dus geen teoretiese basis vir enige van die kategorieë wat nog steeds toegelaat word nie. En so, op die oomblik, is mense geneig om WIMP's oor MACHO's te glo, alhoewel daar geen direkte bewyse vir een van die twee is nie. Ja?

Student: As 90% van die heelal uit klein aardse voorwerpe bestaan, sou dit nie 90% van die heelal wees van metaal nie?

Professor Charles Bailyn: O aarde. Aardmassa-voorwerpe is wat ek bedoel het. Ek gee nie om wat dit gemaak het nie. Ja, miskien is daar klein aardbolletjies waterstof. Dit sal ook goed wees. Behalwe hoe kry jy dit? Ons weet iets oor hoe waterstofbolletjies vorm en wat dit word. Hulle verander in sterre. Dit is welbekend. En een van die gewilde soorte MACHO's was baie, baie dowwe sterre. En dit is een van die dinge wat die ruimteteleskoop gehelp het om uit te sluit, want dit kan regtig flou voorwerpe sien, en hulle was nie daar nie.

En dus geen WIMP's nie. Geen MACHO's nie. En so weet ons nie wat aangaan nie.

Dit was 'n afwyking. En waarna ek afgewyk het, was die feit dat hierdie sterrestelsel waarby ons die massa gemeet het, blykbaar 2 x 10 11 sonmassas was, of ongeveer 4 x 10 41 kilogram. As u hierdie dinge het, een so 'n sterrestelsel wat ek nie weet nie, 2 Mpc, of so, wat is die digtheid van die heelal? Onthou, dit is waar ons begin het en van die heelal. Laat ons nou hierdie berekening voltooi. Laat & # 8217s sien die digtheid is gelyk aan M / V.

4 x 10 41, vanaf die waarneming van hierdie wentelbane. En die volume, hier onder, gaan na 2 Mpc in blokkies. Dit is 2 x 10 6, keer 2 en # jammer, keer 3 x 10 16. Dit & # 8217s 1 parsec. Dit is dus 6 x 10 22. Ek wil dit kubus maak.

6 x 6 = 36, keer nog 6, is 200.

Dit is dus 200 x 10 66 of 2 x 10 68.

Dus, dan is die digtheid van die heelal.

(4 x 10 41) / (2 x 10 68), dit is gelyk aan 2 x 10 -27 kilogram per meter kubus.

En werklike kritieke kan bereken word & # 8211 blyk te wees, soos u op die probleemstel sal ontdek, 6 x 10 -27 in hierdie eenhede.

ρ oor ρkrities is gelyk aan ongeveer ⅓.

As u dit koop, sal die heelal aanhou uitbrei, want Ω, die verhouding tussen die digtheid en die kritieke digtheid is ongeveer ⅓.

Maar die probleem is dat ons al hierdie donker materie in die hande gekry het en wat ons besig is om te doen, ons is besig om sterrestelsels bymekaar te tel. Hoe weet u dat daar nie 'n hele klomp donker materie is waar daar geen sterrestelsels is nie? En waar daar niks is om 'n baan te sien nie, het u geen idee wat hierdie dinge is nie. En inderdaad, die meeste van die WIMP-soorte idees, soort, postuleer 'n soort donker materie wat die heelal deurdring. En so, sou jy verwag dat daar iets meer van sal wees as wat jy in 'n gegewe sterrestelsel kan sien.

Wel, meer as 1/3 kom u in gevaarlike gebied, naamlik naby een, dit is die ding wat ons probeer onderskei, of hierdie getal groter is as 1 of nie. En daarom het u 'n nuwe benadering nodig. Dit gaan jou nie die antwoord gee nie. En so is daar 'n ander benadering. En dit is waaroor ons volgende keer sal praat. En dit sal ons uiteindelik in die een-en-twintigste eeu by Frontiers and Controversies bring.


Wisselende sterrestelsels lewer oogvormige & # 8220tsunami & # 8221 sterre op

Sterrestelsels IC 2163 (links) en NGC 2207 (regs) het onlangs verby mekaar gewei en 'n tsoenami van sterre en gas in IC 2163 veroorsaak en die skitterende ooglidagtige eienskappe daar geproduseer. ALMA-beeld van koolstofmonoksied (oranje), wat die beweging van die gas in hierdie kenmerke openbaar, word bo-op Hubble-beeld (blou) van die sterrestelselpaar getoon. Beeldkrediet: M. Kaufman B. Saxton (NRAO / AUI / NSF) ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) NASA / ESA Hubble-ruimteteleskoop.Sterrekundiges wat die Atacama Large Millimeter / Submillimetre Array (ALMA) gebruik, het 'n tsoenami van sterre en gas ontdek wat half deur die skyf van 'n spiraalstelsel, bekend as IC 2163, neerstort. Hierdie kolossale golf van materiaal en mdash wat veroorsaak is toe IC 2163 onlangs sywaarts gevee het 'n ander spiraalvormige sterrestelsel genaamd NGC 2207 & mdash het skitterende boë van intense stervorming opgelewer wat soos 'n paar ooglede lyk.

& # 8220 Alhoewel sterrestelselbotsings van hierdie soort nie ongewoon is nie, is daar slegs enkele sterrestelsels met oogagtige of oogstrukture bekend, & # 8221 het Michele Kaufman, 'n sterrekundige voorheen by The Ohio State University in Columbus en hoofskrywer gesê. op 'n artikel wat pas in die Astrophysical Journal gepubliseer is.

Kaufman en haar kollegas merk op dat die gebrek aan soortgelyke kenmerke in die waarneembare heelal waarskynlik te wyte is aan hul kortstondige aard. & # 8220Galaktiese ooglede hou net 'n paar tienmiljoene jare, wat ongelooflik kort is in die lewensduur van 'n sterrestelsel. Om een ​​in so 'n nuutgevormde staat te vind, gee ons 'n buitengewone geleentheid om te ondersoek wat gebeur as een sterrestelsel 'n ander weiding voer, & # 8221 het Kaufman gesê.

Die interaksie-paar sterrestelsels lê ongeveer 114 miljoen ligjare van die aarde af in die rigting van die sterrebeeld Canis Major. Hierdie sterrestelsels het verby mekaar geborsel en die rande van hul buitenste spiraalarms geskraap en waarskynlik die eerste ontmoeting van 'n uiteindelike samesmelting.

Met behulp van ALMA se opmerklike sensitiwiteit en resolusie het die sterrekundiges die gedetailleerdste metings ooit gemaak van die beweging van koolstofmonoksiedgas in die sterrestelsel en sy smal ooglidfunksies. Koolstofmonoksied is 'n spoor van molekulêre gas, wat die brandstof vir stervorming is.

Die gegewens onthul dat die gas in die buitenste gedeelte van IC 2163 & # 8217s ooglede na binne jaag met snelhede van meer as 100 kilometer per sekonde. Hierdie gas word egter vinnig vertraag en die beweging daarvan word chaotieser, en verander uiteindelik die trajek en pas hom aan by die rotasie van die sterrestelsel in plaas van om sy pell-mell-stormloop na die sentrum voort te sit. Skitterende ooglidagtige kenmerke wat bars met sterre in die sterrestelsel IC 2163, gevorm uit 'n tsoenami van sterre en gas wat veroorsaak word deur 'n blitsige botsing met die sterrestelsel NGC 2207 ('n gedeelte van sy spiraalarm word aan die regterkant van die afbeelding getoon). Die ALMA-beeld van koolstofmonoksied (oranje), wat die beweging van die gas in hierdie kenmerke openbaar, word bo-op die Hubble-beeld (blou) van die sterrestelsel getoon. Beeldkrediet: M. Kaufman B. Saxton (NRAO / AUI / NSF) ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) NASA / ESA Hubble-ruimteteleskoop. & # 8220Wat ons in hierdie sterrestelsel waarneem, is baie soos 'n massiewe seegolf wat na die oewer toe loop totdat dit met die vlak oppervlak in wisselwerking is, sodat dit momentum verloor en al sy water en sand op die strand stort, & # 8221 het Bruce Elmegreen gesê: 'n wetenskaplike by IBM en TJ Watson Research Centre in Yorktown Heights, New York, en mede-outeur van die koerant.

& # 8220Ons vind nie net 'n vinnige vertraging van die gas as dit van die buitenste na die binneste rand van die ooglede beweeg nie, maar ons meet ook dat hoe vinniger dit vertraag, hoe digter word die molekulêre gas, & # 8221 het Kaufman gesê . & # 8220Hierdie direkte meting van kompressie wys hoe die ontmoeting tussen die twee sterrestelsels die gas laat opstapel, nuwe sterretrosse kweek en hierdie skitterende ooglidfunksies vorm. & # 8221

Rekenaarmodelle voorspel dat sulke ooglidagtige kenmerke kan ontwikkel as sterrestelsels op 'n baie spesifieke manier interaksie het. & # 8220Hierdie bewyse vir 'n sterk skok in die ooglede is geweldig. Dit is baie goed om 'n teorie en simulasies te hê wat daarop dui dat dit waar moet wees, maar ware waarnemingsgetuienis is wonderlik, & # 8221 het Curtis Struck, 'n professor in astrofisika aan die Iowa State University in Ames, en medeskrywer op die papier gesê.

& # 8220ALMA het ons gewys dat die snelhede van die molekulêre gas in die ooglede op die regte pad is met die voorspellings wat ons van rekenaarmodelle kry, & # 8221 het Kaufman gesê. & # 8220Hierdie kritieke toets van ontmoetingsimulasies was voorheen nie moontlik nie. & # 8221

Sterrekundiges glo dat sulke botsings tussen sterrestelsels algemeen in die vroeë heelal voorgekom het toe sterrestelsels nader aan mekaar was. Destyds was galaktiese skywe egter oor die algemeen onvol en onreëlmatig, dus ander prosesse het die vorming van soortgelyke ooglidkenmerke waarskynlik oorweldig.


Is dit moontlik dat sterrestelselgroepe interaksie het? - Sterrekunde

Ten slotte, deur 'n superposisie van al die data, kan ons kyk na watter krisis hierdie samesmeltende groep is. Let op dat die optiese beeld in sy oorspronklike kleur bly, die gas in pienk en die massa in blou. Die onderstaande afbeelding staan ​​bekend as die Musket Ball Cluster. Die werklike botsing van sterrestelsels het ongeveer 700 miljoen jaar gelede plaasgevind. Ons kan die botsings in ons koppe terugspoel en in die vooruitsig stel dat die blou / optiese tros aan die regterkant van die beeld een keer aan die linkerkant was en dat die blou / optiese groep aan die linkerkant van die beeld een keer aan die regterkant was, waarop die trosse op mekaar gebots het en die gas stop dood in die middel, maar die sterrestelsels en donker materie stop skaars. Daar is 'n aantal ander beelde hieronder van ander dissosiatiewe samesmeltings met dieselfde kleurskema. Let op die verskillende morfologieë en verdeling van massa, sterre en gas. Die botsings is nie altyd so reguit nie.

Die wonderlike ding van hierdie kosmiese samesmeltings is hoe dit die dwarsdeursnee van die selfinteraksie van die donker materie kan beperk. Dit wil sê presies met wie wisselwerking donker materie met homself werk? Die interpretasie van hierdie botsings is nie altyd eenvoudig nie, soos in die Train Wreck Cluster (hierbo gesien) waar daar 'n ekstra donker materiekern is wat nie verband hou met 'n helder sterrestelsel in die middel van die beeld nie, maar daar kan nietemin aan hierdie samesmeltings gedink word. as astrofisiese laboratoriums vir donker materie. Dit sal baie interessant wees om te ontdek dat donker materie hoegenaamd met mekaar in wisselwerking tree, maar dissociate clusters sal slegs een van die buitengewone bewyse wees wat nodig is om die aanspraak te maak.

Dawson, W., Wittman, D., Jee, M., Gee, P., Hughes, J., Tyson, J., Schmidt, S., Thorman, P., Bradač, M., Miyazaki, S., Lemaux, B., Utsumi, Y., & amp Margoniner, V. (2012). ONTDEKKING VAN 'N DISSOSIATIEWE GALAXY CLUSTER FUSION MET GROOT FISIESE AFSKEIDING The Astrophysical Journal, 747 (2) DOI: 10.1088 / 2041-8205 / 747/2 / L42

Jee, M., Mahdavi, A., Hoekstra, H., Babul, A., Dalcanton, J., Carroll, P., & amp Capak, P. (2012). 'N STUDIE VAN DIE DONKER KERN IN A520: DIE MISTERIE VERDYP The Astrophysical Journal, 747 (2) DOI: 10.1088 / 0004-637X / 747/2/96

Markevitch, M., Gonzalez, A., Clowe, D., Vikhlinin, A., Forman, W., Jones, C., Murray, S., & amp Tucker, W. (2004). Direkte beperkings op die Dark Matter Self & # 8208 Interaksie-dwarsdeursnit van die samevoegende sterrestelsel 1E 0657 & # 872256 The Astrophysical Journal, 606 (2), 819-824 DOI: 10.1086 / 383178


Is dit korrek om te sê. (skeiding van sonnestelsels en die uitbreiding van die heelal)

Nee. Die afstande tussen verafgeleë sterrestelsels groei soos u sê, maar nabygeleë sterrestelsels word gebind deur hul erns en skei nie. Sonstelsels beweeg ook nie uitmekaar nie, aangesien dit net so aan mekaar gebind is.

Soos ek onthou, beweeg die naaste stelsel eintlik effens na ons toe, maar nie in 'n aansienlike tempo in vergelyking met die afstand tussen ons nie.

Hierdie tydskale is niks anders as kosmiese tydskale nie. Die heelal was ongeveer dieselfde.

Ander faktore beïnvloed die besigtiging van dowwe sterrevoorwerpe vanaf die aarde. Die Melkwegstelsel het binne my eie leeftyd onder helder omstandighede op donker nagte 'n helder vlaag oor die lug bokant ons vallei gemaak. Lug- en ligbesoedeling bedek nou alles behalwe die helderste sterre voorwerpe naby stede.

Hoewel astronomiese afstande in 'n paar duisend jaar nie noemenswaardig verander het nie, het die beskawing die kyk verander.

Die uitbreidingstempo is afgelei van die Friedmann-vergelyking en gebruik 'n gemiddelde universele massa / energiedigtheid. Die Friedmann-vergelyking kan nie op ons sterrestelsel toegepas word nie, en daarom brei die ruimte in ons sterrestelsel in geen sin uit nie.

Die gedrag van die sterrestelsel verander byvoorbeeld nie met verloop van tyd nie. Dit maak nie saak hoe groot die universele uitbreiding word nie, dit sal nooit die dinamika van die sterrestelsel self beïnvloed nie. Uiteindelik kan die universele uitbreidingsnelheid groot wees, maar dit sal nie gebonde stelsels soos 'n sterrestelsel beïnvloed nie. Die vergelyking wat die algehele uitbreiding beheer, gebaseer op die gemiddelde massa / energiedigtheid van die heelal, is eenvoudig nie van toepassing op die sterrestelsel nie.