Sterrekunde

Het die Abell 1689-superkluster hoekmomentum?

Het die Abell 1689-superkluster hoekmomentum?


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.

Die Abell 1689 is 'n groot groep sterrestelsels wat baie elliptiese sterrestelsels bevat:

https://en.wikipedia.org/wiki/Abell_1689

Gewoonlik het 'n elliptiese sterrestelsel nie 'n groot hoekmomentum om sy massamiddelpunt nie (draai hoekmomentum, indien u dit verkies).

My vraag gaan oor die galaktiese groep, wêreldwyd as geheel. Het dit hoekmomentum rondom sy massamiddelpunt, of moet dit weglaatbaar wees?


Ek het hierdie sterrestelselgroep nie spesifiek bestudeer nie. Ek kan egter praat oor stelsels soos sterrestelselgroepe wat 'n groot aantal liggame het wat naby genoeg is om 'n onbeduidende swaartekrag-effek op mekaar te hê. Vir enige sodanige n-liggaamstelsel, waar n groot is ('n sonnestelsel, 'n sterrestelsel, 'n sterrestelselgroep, ...), kan aanvaar word dat, 1. daar 'n netto hoekmomentum van die stelsel is, en 2. dat dit redelik om aan te neem dat hierdie hoekmomentum nie weglaatbaar is nie. Ek stel 1 en 2 op grond van die volgende (baie algemene model van die vorming van sonnestelsel en sterrestelsels).

Sulke n-liggaamstelsels vorm deur die ineenstorting van 'n baie groot hoeveelheid gas, stof en ander minerale. As die wolke heeltemal uitgestrek is, is die snelheid van enige gegewe molekule of atoom daarin relatief stadig. Dit is egter baie onwaarskynlik dat die totale hoekmomentum van die wolk van gas nul is, en belangriker nog, dat dit naby aan nul is. Van hierdie punt af is dit maklik om te redeneer dat, solank geen hoekimpuls op die stelsel toegepas word nie en geen massa bygevoeg of verwyder word nie, die gaswolk kan ineenstort of versprei op enige manier wat ooreenstem met die behoud van die hoek momentum, en die hoekmomentum van die stelsel sal nie verander nie. Dus moet 'n sterrestelselgroep soos Abel 1689 'n nie-weglaatbare hoekmomentum hê.

Maar ek het die belangrikste logiese stap in bogenoemde argument oorgeslaan. Ek het eenvoudig weer aangeneem dat die hoekmomentum van die gaswolk nie eers naby nul sou wees nie, en die vlak van die verklaring effektief op een vlak sou skuif. Ongelukkig is die beste antwoord op "waarom het die gaswolke 'n onbeduidende hoekmomentum?" moet verduidelik word waar die gaswolke vandaan kom. Die mate van my begrip hiervan is dat die gaswolke wat sterrestelsels vorm, slegs gedurende die baie vroeë heelal bestaan ​​het. Sodra dit in sterrestelsels ineengestort het, is daar geen proses wat 'n sterrestelselgroep (of selfs 'n sterrestelsel) so volledig kon versprei dat dit 'n nuwe gaswolk met baie lae digtheid vorm wat weer kan ineenstort nie. Dus, die gas wat die sterrestelselgroep gemaak het, moes 'n hoekmomentum gehad het as die sterrestelselgroepstelsel hoekmomentum sou hê.

Ek weet nie of die somtotaal van die hoekmomentum in die heelal na bewering nul of 'n eindige waarde is nie. Ek weet egter dat, al is dit nul, gelokaliseerde gebiede van materie in 'n stelsel wat geen hoekmomentum het nie ook geen hoomomentum hoef te hê nie. Die Abell 1689-stelsel kan dus so 'n plaaslike streek wees met geen momentum nie.

Vervolg: Volgens The Cosmic Perspective: Seventh EditionAs ons sterrestelsels oorweeg wat nog nie met 'n ander sterrestelsel gebots het nie, dra die aanvanklike hoekmomentum van die protogalaktiese wolk 'n groot bydrae om vas te stel of 'n sterrestelsel spiraalvormige of elliptiese sterrestelsels sal wees.

Met betrekking tot elliptiese sterrestelsels, het TCP dit te sê: "Waarnemings van sterrestelsels in trosse ondersteun die idee dat ten minste sommige elliptiese sterrestelsels voortspruit uit botsings en daaropvolgende samesmeltings. Elliptiese sterrestelsels domineer die sterrestelselpopulasies aan die kern van digte sterrestelsels, waar botsings voorkom moet die meeste voorkom. Dit kan beteken dat enige spiraal wat eenmaal aanwesig was, ellipties geword het deur botsings. "

TCP stel dus in hierdie paragraaf voor dat ten minste sekere trosse digte kern van elliptiese sterrestelsels bevat wat die gevolg is van botsings en samesmeltings sterrestelsels wat aansienlik verskillende hoekmomentas gehad het, wat 'n nuwe sterrestelsel tot gevolg het wat baie minder hoekmomentum het.

Maar dit beantwoord ook nie regtig u vraag nie. Ek het ook na wetenskaplike artikels gesoek om 'n mate van konsensus te vind oor wat die kenmerkende kenmerke van die hoekmomentum is, en het baie min gevind. Die meeste besprekings oor die vorming van sterrestelselklusse bespreek filamentvorming en -val. Die een artikel wat ek gevind het, was van Tom Crawford aan die Universiteit van Chicago: askanastronomer.org

"Die mees voor die hand liggende en onomstrede klas strukture buite die sterrestelsel is die sterrestelselgroep of groep. Hierdie strukture bestaan ​​uit tienduisende individuele sterrestelsels wat deur swaartekrag aan mekaar gebind is en 'n gemeenskaplike middelpunt wentel. groot sentrale voorwerp, aangesien die son die middelpunt van ons sonnestelsel definieer, maar in plaas daarvan deur die middelpunt van al die massa in die groep, insluitende donker materie. In werklikheid oorheers die donker materie die massa-begroting van sterrestelsels, wat swaarder weeg as die normale materie. met ongeveer vyf-tot-een-verhouding. '

Hierdie beskrywing dui op meer as net "willekeurige" bewegings van swaartekrag-begrensde voorwerpe (sterrestelsels), maar sê nie finaal iets oor die netto hoekmomenta van hierdie stelsels nie.


Sommige sterrestelsels het wêreldwye rotasies of sigsnelheidsgradiënte, waarskynlik as gevolg van vorige samesmeltings. Bewyse hiervoor kom uit 'n analise van die posisies en rooi verskuiwings van die samestellende sterrestelsels (Hwang & Lee 2007). In beginsel kan 'n mens soortgelyke handtekeninge in X-strale van die warm intrakluster medium soek, maar die tegnologie ontbreek steeds (Bianconi et al. 2013).

Die mees onlangse opname wat ek kon vind, is dié van Manolopolou & Plionis (2017) met behulp van SDSS DR10-data. Abell 1689 is nie op hul lys nie. Volgens vroeëre studies (bv. Lokas et al. 2006) is die snelheidstruktuur van hierdie groep kompleks, met veelvoudige strukture langs die siglyn. Die ooreenkoms tussen die gravitasiepotensiaal van die groep wat afgelei word deur gravitasielensing en van die röntgenstraling wat gas uitstraal onder die aanname van hidrostatiese ewewig, dui daarop dat bydraes van rotasie of turbulensie in die intrakluster medium klein is (Tchernin et al. 2015).


Virgo Cluster

Die Virgo Cluster is 'n groot groep sterrestelsels waarvan die middelpunt 53,8 ± 0,3 Mly (16,5 ± 0,1 Mpc) [2] weg in die sterrebeeld Maagd is. Die groep bestaan ​​uit ongeveer 1300 (en moontlik tot 2000) sterrestelsels [3] en vorm die hart van die groter Maagd Supercluster, waarvan die Local Group (wat ons Melkwegstelsel bevat) 'n lid is. Die Local Group ervaar die massa van die Virgo Supercluster as die Virgocentric vloei. Daar word geraam dat die massa van die Maagd 1,2 × 10 15 M is tot 8 grade van die middel van die groep of 'n radius van ongeveer 2,2 Mpc. [4]

Baie van die helderder sterrestelsels in hierdie groep, insluitend die reuse elliptiese sterrestelsel Messier 87, is in die laat 1770's en vroeë 1780's ontdek en is daarna opgeneem in Charles Messier se katalogus van nie-kometiese vae voorwerpe. Die ware aard wat hulle deur Messier beskryf het as newels sonder sterre, is eers in die 1920's erken. [A]

Die groep verswak 'n maksimum boog van ongeveer 8 grade in die sterrebeeld Maagd. Alhoewel sommige van die belangrikste lede van die cluster met kleiner instrumente te sien is, sal 'n 6-duim-teleskoop ongeveer 160 van die sterrestelsels van die cluster op 'n helder nag openbaar. Die helderste lid is die elliptiese sterrestelsel Messier 49, maar sy bekendste lid is die elliptiese sterrestelsel Messier 87, wat in die middel van die groep geleë is. [6]


Gravitasiegolfopspoorders

II.D Koaliserende binaries

Binêre stelsels soos PSR 1913 + 16 straal swaartekraggolwe uit. Ons het die spanningsintensiteit hierbo gesien [deur Vgl. (5)] vir 'n neutronster-binêre stelsel in die Maagd-groep, is die spanning h ∼ 10 −21. Aangesien die emissie van die gravitasiegolf 'n geleidelike krimp van die wentelradius veroorsaak, neem die golffrequensie toe as 'n getjirp, tot die finale samesmelting. Hoe laer die afsnyfrekwensie van die detektor, hoe langer is die moniteringstyd van die golfvorm. Die amplitude en die kwettering hang af van die tjirp massa M c = μ 3/5 M t 2/5, waar μ die verminderde massa is en Mt is die totale massa van die stelsel. Meting van die chirp-tyd kan die chirp-massa afgelei word, en die afstand tot die bron kan vanaf die amplitude bepaal word.

Die eenvoud van die stelsel maak van hierdie gebeurtenis die potensieel duidelikste handtekening vir swaartekraggolwe. Die samesmelting van kompakte binêre stelsels - neutronster / neutronster (NS / NS), neutronster / swartgat (NS / BH), swartgat / swartgat (BH / BH) - kan inligting verskaf oor verskeie fisika-onderwerpe. Die NS / NS-samesmelting kan 'n ondersoek lewer na die kernvergelyking van die staat en hopelik kan 'n verklaring van die γ-straalbarsverskynsel BH / BH-samesmelting 'n uitstekende toets lewer van die algemene relatiwiteitsteorie in die sterk gravitasieregime. Die voorspelde koers per sterrestelsel is ∼10 -5 jr -1 vir NS / NS en ∼10 −7 jr -1 vir BH / BH samesmelting. Om 'n paar gebeurtenisse per jaar te hou, is dit nodig om detektors wat sensitief is tot 200 Mpc (insluitend 6 × 10 5 sterrestelsels) te hê.


Inhoud

Vroeë geskiedenis Wysig

Die hipotese van donker materie het 'n uitgebreide geskiedenis. [17] In 'n toespraak in 1884, [18] skat Lord Kelvin die aantal donker liggame in die Melkweg uit die waargenome snelheidsverspreiding van die sterre wat om die middel van die sterrestelsel wentel. Deur hierdie metings te gebruik, skat hy die massa van die sterrestelsel, wat volgens hom verskil van die massa sigbare sterre. Lord Kelvin het dus tot die gevolgtrekking gekom dat 'baie van ons sterre, miskien 'n groot meerderheid daarvan, donker liggame is'. [19] [20] In 1906 het Henri Poincaré in 'The Milky Way and Theory of Gases' 'donker materie', of 'matière obscure' in Frans, gebruik om Kelvin se werk te bespreek. [21] [20]

Die eerste wat die bestaan ​​van donker materie met behulp van stelsnelhede voorgestel het, was die Nederlandse sterrekundige Jacobus Kapteyn in 1922. [22] [23] Mede-Nederlander en radio-sterrekunde-pionier Jan Oort het ook die bestaan ​​van donker materie in 1932 veronderstel. [23] [24] [25] Oort het sterrebewegings in die plaaslike galaktiese omgewing bestudeer en gevind dat die massa in die galaktiese vlak groter moet wees as wat waargeneem is, maar daar is later bepaal dat hierdie meting verkeerd is. [26]

In 1933 het die Switserse astrofisikus Fritz Zwicky, wat sterrestelsels bestudeer het terwyl hy by die California Institute of Technology gewerk het, 'n soortgelyke afleiding gemaak. [27] [28] Zwicky het die virale stelling op die Coma-groep toegepas en bewyse gekry van ongesiene massa wat hy genoem het dunkle Materie ('donker materie'). Zwicky het sy massa geskat op grond van die bewegings van sterrestelsels naby sy rand en dit vergelyk met 'n skatting op grond van sy helderheid en aantal sterrestelsels. Hy skat die groep het ongeveer 400 keer meer massa as wat sigbaar waarneembaar was. Die swaartekrag-effek van die sigbare sterrestelsels was veels te klein vir sulke vinnige wentelbane, dus moet die massa weggesteek word. Op grond van hierdie gevolgtrekkings het Zwicky afgelei dat ongesiene materiaal die massa en die gepaardgaande gravitasie-aantrekkingskrag het om die groep bymekaar te hou. [29] Zwicky se ramings was meer as 'n orde van grootte af, hoofsaaklik as gevolg van 'n verouderde waarde van die Hubble-konstante [30], dieselfde berekening toon vandag 'n kleiner breuk met groter waardes vir die ligmassa. Nietemin het Zwicky uit sy berekening korrek tot die gevolgtrekking gekom dat die grootste gedeelte van die saak donker was. [20]

Verdere aanduidings dat die massa-tot-lig-verhouding nie eenheid was nie, het gekom met die meting van sterrestelselkurwe. In 1939 het Horace W. Babcock die rotasiekurwe vir die Andromeda-newel (nou bekend as die Andromeda-sterrestelsel) gerapporteer, wat voorgestel het dat die massa-tot-helderheid-verhouding radiaal verhoog. [31] Hy het dit toegeskryf aan óf ligabsorpsie binne die sterrestelsel, óf die gemodifiseerde dinamika in die buitenste dele van die spiraal, en nie aan die ontbrekende materiaal wat hy ontbloot het nie. Na aanleiding van Babcock se verslag van 1939 oor onverwagte vinnige rotasie in die buitewyke van die Andromeda-sterrestelsel en 'n massa-tot-lig-verhouding van 50 in 1940, het Jan Oort die groot nie-sigbare stralekrans van NGC 3115 ontdek en geskryf. [32]

1970's Edit

Vera Rubin, Kent Ford en Ken Freeman se werk in die 1960's en 1970's [33] het verdere sterk bewyse gelewer, ook met behulp van melkwegrotasiekurwes. [34] [35] [36] Rubin en Ford het met 'n nuwe spektrograaf gewerk om die snelheidskurwe van rand spiraalstelsels met groter akkuraatheid te meet. [36] Hierdie resultaat is in 1978 bevestig. [37] 'n invloedryke artikel het die resultate van Rubin en Ford in 1980 aangebied. [38] Hulle het getoon dat die meeste sterrestelsels ongeveer ses keer soveel donker as die sigbare massa moet bevat [39], dus teen ongeveer 1980 die skynbare behoefte aan donker materie word algemeen erken as 'n groot onopgeloste probleem in die sterrekunde. [34]

Terselfdertyd was Rubin en Ford besig om optiese rotasiekurwes te ondersoek, en radiosterrekundiges gebruik nuwe radioteleskope om die 21 cm-atoomwaterstoflyn in nabygeleë sterrestelsels in kaart te bring. Die radiale verspreiding van interstellêre atoomwaterstof (H-I) strek dikwels tot veel groter galaktiese radiusse as wat toeganklik is deur optiese studies, wat die steekproefneming van rotasiekurwes - en dus van die totale massaverdeling - tot 'n nuwe dinamiese stelsel uitbrei. Vroeë kartering van Andromeda met die 300 voet-teleskoop by Green Bank [40] en die 250 voet-skottel by Jodrell Bank [41] het reeds getoon dat die H-I-rotasiekurwe nie die verwagte Kepleriaanse agteruitgang opgespoor het nie. Namate sensitiewer ontvangers beskikbaar was, kon Morton Roberts en Robert Whitehurst [42] die rotasiesnelheid van Andromeda tot 30 kpc opspoor, baie verder as die optiese metings. Om die voordeel van die naspeuring van die gasskyf by groot radiusse te illustreer, kombineer Figuur 16 van daardie papier [42] die optiese data [36] (die groep punte in radiusse van minder as 15 kpc met een enkele punt verder) met die HI-data tussen 20–30 kpc, wat die vlakheid van die rotasiekurwe van die buitenste sterrestelsel vertoon, is die soliede kurwe wat in die middel piek, die optiese oppervlakdigtheid, terwyl die ander kurwe die kumulatiewe massa toon, wat steeds lineêr styg by die buitenste meting. Parallel is die gebruik van interferometriese skikkings vir ekstragalaktiese H-I-spektroskopie ontwikkel. In 1972 publiseer David Rogstad en Seth Shostak [43] HI-rotasiekurwes van vyf spirale wat met die Owensvallei-interferometer gekarteer is. Die rotasiekurwes van al vyf was baie plat, wat dui op baie groot waardes van massa-tot-lig-verhouding in die buitenste dele van hul uitgebreide HI-skywe.

'N Stroom waarnemings in die 1980's ondersteun die teenwoordigheid van donker materie, insluitend gravitasie-lens van agtergrondvoorwerpe deur sterrestelsels, [44] die temperatuurverspreiding van warm gas in sterrestelsels en trosse, en die patroon van anisotropieë op die kosmiese mikrogolfagtergrond. Volgens konsensus onder kosmoloë bestaan ​​donker materie hoofsaaklik uit 'n nog nie gekarakteriseerde tipe subatomiese deeltjie nie. [14] [45] Die soeke na hierdie deeltjie is op verskillende maniere een van die belangrikste pogings in deeltjiefisika. [15]

In standaardkosmologie is materie enigiets waarvan die energiedigtheid skaal met die inverse kubus van die skaalfaktor, d.w.s. ρa −3. Dit is in teenstelling met bestraling, wat skaal as die omgekeerde vierde krag van die skaalfaktor ρa −4, en 'n kosmologiese konstante, wat onafhanklik is van a. Hierdie skaalings kan intuïtief verstaan ​​word: vir 'n gewone deeltjie in 'n kubieke doos, verminder die digtheid (en dus die energiedigtheid) met 'n faktor van 8 (= 2 3) as die lengte van die sye van die boks verdubbel word. Vir bestraling neem die energiedigtheid af met 'n faktor van 16 (= 2 4), want elke handeling waarvan die effek die skaalfaktor verhoog, moet ook 'n proporsionele rooi verskuiwing veroorsaak [ verdere verduideliking nodig ]. 'N Kosmologiese konstante, as 'n intrinsieke eienskap van die ruimte, het 'n konstante energiedigtheid ongeag die volume wat oorweeg word. [46] [c]

In beginsel beteken "donker materie" alle komponente van die heelal wat nie sigbaar is nie, maar tog gehoorsaam is ρa −3. In die praktyk word die term "donker materie" dikwels gebruik om slegs die nie-baroniese komponent van donker materie te beteken, dit wil sê uitgesluit "ontbrekende barione." Konteks sal gewoonlik aandui watter betekenis bedoel word.

Melkwegrotasiekurwes Wysig

Die arms van spiraalvormige sterrestelsels draai om die galaktiese middelpunt. Die ligmassadigtheid van 'n spiraalvormige sterrestelsel neem af namate mens van die middelpunt na die buitewyke gaan. As daar 'n saak van ligmassa was, kan ons die sterrestelsel as 'n puntmassa in die middel modelleer en massas rondom dit toets, soortgelyk aan die sonnestelsel. [d] Uit Kepler se tweede wet word verwag dat die rotasiesnelhede sal afneem met die afstand vanaf die middelpunt, soortgelyk aan die sonnestelsel. Dit word nie waargeneem nie. [48] ​​In plaas daarvan bly die sterrestelsel-rotasiekurwe plat as die afstand vanaf die sentrum toeneem.

As Kepler se wette korrek is, is die voor die hand liggende manier om hierdie verskil te besleg die gevolgtrekking dat die massaverspreiding in spiraalstelsels nie dieselfde is as die sonnestelsel nie. In die besonder is daar baie nie-ligmateriaal (donker materie) in die buitewyke van die sterrestelsel.

Snelheidsverspreidings Redigeer

Sterre in gebonde stelsels moet die viriale stelling gehoorsaam. Die stelling, tesame met die gemete snelheidsverspreiding, kan gebruik word om die massaverdeling in 'n gebonde stelsel te meet, soos elliptiese sterrestelsels of bolvormige trosse. Met enkele uitsonderings ooreenstem die skatting van die snelheidsverspreiding van elliptiese sterrestelsels [49] nie met die voorspelde snelheidsverspreiding van die waargenome massaverspreiding nie, selfs as dit aanvaar word dat ingewikkelde verdeling van sterbane wentel. [50]

Soos met galaksie-rotasiekurwes, is die voor die hand liggende manier om die teenstrydigheid op te los om die bestaan ​​van nie-ligte materie te postuleer.

Melkweggroepe wysig

Melkweggroepe is veral belangrik vir donkerstofstudies, aangesien hul massas op drie onafhanklike maniere geskat kan word:

  • Van die verspreiding in radiale snelhede van die sterrestelsels binne trosse
  • Van X-strale wat deur warm gas in die trosse uitgestraal word. Vanuit die X-straal-energiespektrum en -vloei kan die gastemperatuur en -digtheid geskat word, en sodoende word die druk veronderstel dat druk en die swaartekragbalans die massaprofiel van die groep bepaal. (gewoonlik van sterre sterrestelsels) kan trosmassas meet sonder om op waarnemings van dinamika (bv. snelheid) staat te maak.

Oor die algemeen stem hierdie drie metodes redelik ooreen dat donker materie ongeveer 5 tot 1 swaarder weeg as die sigbare materie. [51]

Gravitasie lens Lewer

Een van die gevolge van algemene relatiwiteit is massiewe voorwerpe (soos 'n groep sterrestelsels) wat tussen 'n meer afgeleë bron (soos 'n kwasar) lê, en 'n waarnemer moet optree as 'n lens om die lig van hierdie bron af te buig. Hoe massiewer 'n voorwerp is, hoe meer lens word waargeneem.

Sterk lens is die waargenome vervorming van agtergrondstelsels in boë wanneer hul lig deur so 'n gravitasielens beweeg. Dit is waargeneem in baie verre trosse, insluitend Abell 1689. [53] Deur die vervormingsgeometrie te meet, kan die massa van die tussenliggende groep verkry word. In die tientalle gevalle waar dit gedoen is, stem die massa-tot-lig-verhoudings wat verkry word ooreen met die dinamiese metings van donker materie van trosse. [54] Lense kan lei tot meerdere kopieë van 'n beeld. Deur die verspreiding van veelvuldige beeldkopieë te ontleed, kon wetenskaplikes die verspreiding van donker materie rondom die MACS J0416.1-2403 sterrestelselgroep aflei en in kaart bring. [55] [56]

Swak swaartekraglens ondersoek klein vervormings van sterrestelsels, met behulp van statistiese ontledings van groot sterrestelselopnames. Deur die skynbare skuifvorming van die aangrensende agtergrondstelsels te ondersoek, kan die gemiddelde verspreiding van donker materie gekenmerk word. Die massa-tot-lig-verhoudings stem ooreen met die digtheid van donker materie wat deur ander grootskaalse struktuurmetings voorspel word. [57] Donker materie buig nie lig self nie (in hierdie geval die massa van die donker materie) buig ruimtetyd. Lig volg die kromming van die ruimtetyd, wat die lenseffek tot gevolg het. [58] [59]

In Mei 2021 is 'n nuwe gedetailleerde kaart vir donker materie deur die Dark Energy Survey Collaboration onthul. [60] Daarbenewens het die kaart voorheen onontdekte gloeidraadstrukture aan die lig gebring wat sterrestelsels verbind met behulp van 'n masjienleermetode. [61]

Kosmiese mikrogolf agtergrond

Alhoewel donker materie sowel as gewone materie materie is, tree hulle nie op dieselfde manier op nie. In die vroeë heelal is gewone materie veral geïoniseer en sterk met die bestraling deur middel van Thomson-verspreiding in wisselwerking gekom. Donker materie wissel nie direk met bestraling nie, maar beïnvloed die CMB deur sy swaartekragpotensiaal (hoofsaaklik op groot skale) en deur die effekte daarvan op die digtheid en snelheid van gewone materie. Gewone en donker materieversteurings ontwikkel dus mettertyd anders en laat verskillende afdrukke op die kosmiese mikrogolfagtergrond (CMB).

Die kosmiese mikrogolfagtergrond is baie naby aan 'n perfekte swartliggaam, maar bevat baie klein anisotrope van 'n paar dele in 100.000 temperatuur. 'N Hemelkaart van anisotropieë kan ontbind word tot 'n hoekkragspektrum, wat waargeneem word dat dit 'n reeks akoestiese pieke bevat wat byna ewe groot is, maar met verskillende hoogtes. Die reeks pieke kan voorspel word vir elke veronderstelde stel kosmologiese parameters deur moderne rekenaarkodes soos CMBFAST en CAMB, en om die teorie aan te pas by data, beperk dus kosmologiese parameters. [62] Die eerste piek toon meestal die digtheid van baroniese materie, terwyl die derde piek meestal betrekking het op die digtheid van donker materie, wat die digtheid van materie en die digtheid van atome meet. [62]

Die CMB-anisotropie is in 1992 vir die eerste keer deur COBE ontdek, maar dit het 'n te growwe resolusie om die akoestiese pieke op te spoor. Na die ontdekking van die eerste akoestiese piek deur die ballongedraagde BOOMERanG-eksperiment in 2000, is die kragspektrum in 2003–2012 presies waargeneem deur WMAP, en nog meer presies deur die ruimtetuig Planck in 2013–2015. Die resultate ondersteun die Lambda-CDM-model. [63] [64]

Die waargenome CMB-hoekkragspektrum lewer kragtige bewyse ter ondersteuning van donker materie, aangesien die presiese struktuur goed toegepas word deur die Lambda-CDM-model, [64] maar moeilik is om weer te gee met enige mededingende model, soos die gewysigde Newton-dinamika (MOND). [64] [65]

Struktuurvorming Wysig

Struktuurvorming verwys na die periode na die oerknal toe digtheidstoornisse ineengestort het om sterre, sterrestelsels en trosse te vorm. Voor die struktuurvorming beskryf die Friedmann-oplossings vir algemene relatiwiteit 'n homogene heelal. Later het klein anisotrope geleidelik gegroei en die homogene heelal gekondenseer tot sterre, sterrestelsels en groter strukture. Gewone materie word beïnvloed deur bestraling, wat baie vroeg die dominante element van die heelal is. As gevolg hiervan word die digtheidstoornisse uitgewas en kan dit nie in struktuur saamtrek nie. [67] As daar net gewone materie in die heelal was, sou daar nie genoeg tyd gewees het vir digtheidstoornisse om in die sterrestelsels en trosse wat tans gesien word, uit te groei nie.

Donker materie bied 'n oplossing vir hierdie probleem omdat dit nie deur straling beïnvloed word nie. Daarom kan die digtheidstoornisse daarvan eers groei. Die gevolglike gravitasiepotensiaal dien as 'n aantreklike potensiaal vir gewone materie wat later in duie stort, en bespoedig die struktuurvormingsproses. [67] [68]

Bullet Cluster Edit

As donker materie nie bestaan ​​nie, moet die volgende waarskynlikste verklaring wees dat algemene relatiwiteit - die heersende teorie oor swaartekrag - verkeerd is en moet verander word. Die Bullet Cluster, die resultaat van 'n onlangse botsing van twee sterrestelsels, bied 'n uitdaging vir gemodifiseerde swaartekragteorieë, want die skynbare massamiddelpunt is ver verwyderd van die baryoniese massamiddelpunt. [69] Standaard donkerstofmodelle kan hierdie waarneming maklik verklaar, maar die gewysigde swaartekrag het baie moeiliker tyd, [70] [71] veral omdat die waarnemingsbewyse modelonafhanklik is. [72]

Tik Ia supernova afstandmetings

Tipe Ia-supernovas kan as standaardkerse gebruik word om ekstragalaktiese afstande te meet, wat weer gebruik kan word om te meet hoe vinnig die heelal in die verlede uitgebrei het. [73] Data dui aan dat die heelal met 'n versnelde tempo uitbrei, waarvan die oorsaak gewoonlik aan donker energie toegeskryf word. [74] Aangesien waarnemings aandui dat die heelal byna plat is, word [75] [76] [77] verwag dat die totale energiedigtheid van alles in die heelal op 1 (Ω moet neerkom).tot ≈ 1). Die gemete donker energiedigtheid is ΩΛ ≈ 0.690 is die waargenome gewone (baroniese) materie-energiedigtheid Ωb ≈ 0,0482 en die energiedigtheid van bestraling is weglaatbaar. Dit laat 'n ontbrekende Ω agterdm ≈ 0.258 wat nietemin soos materie optree (sien afdeling tegniese definisie hierbo) - donker materie. [78]

Hemelopnames en akoestiese oscillasies van die baryon

Baryon akoestiese ossillasies (BAO) is skommelinge in die digtheid van die sigbare baroniese materie (normale materie) van die heelal op groot skale. Dit word voorspel in die Lambda-CDM-model as gevolg van akoestiese ossillasies in die foton-barionvloeistof in die vroeë heelal, en kan waargeneem word in die kosmiese mikrogolf-agtergrond-hoekkragspektrum. BAO's stel 'n voorkeurlengteskaal vir barione op. Aangesien die donker materie en barione na herkombinasie saamklomp, is die effek baie sterker in die sterrestelselverspreiding in die nabygeleë heelal, maar is dit waarneembaar as 'n subtiele (~ 1 persent) voorkeur vir pare sterrestelsels om met 147 Mpc te skei, vergeleke met dié geskei deur 130–160 Mpc. Hierdie kenmerk is in die negentigerjare teoreties voorspel en toe in 2005 ontdek, in twee groot galaxy-rooiverskuiwingsopnames, die Sloan Digital Sky Survey en die 2dF Galaxy Redshift Survey. [79] Deur die CMB-waarnemings te kombineer met BAO-metings uit sterrestelsel-rooiverskuiwingsopnames, word die Hubble-konstante en die gemiddelde materiaaldigtheid in die heelal presies geskat. [80] Die resultate ondersteun die Lambda-CDM-model.

Versteurings in die rooi skuifruimte

Groot sterrestelsel-rooiverskuiwingsopnames kan gebruik word om 'n driedimensionele kaart van die sterrestelselverspreiding te maak. Hierdie kaarte is effens verdraai omdat afstande geskat word vanaf waargenome rooi verskuiwings. Die rooi verskuiwing bevat 'n bydrae uit die sogenaamde eienaardige snelheid van die sterrestelsel, benewens die dominante Hubble-uitbreidingstermyn. Gemiddeld brei superklusters vanweë hul swaartekrag stadiger uit as die kosmiese gemiddelde, terwyl leemtes vinniger as gemiddeld uitbrei. Op 'n rooiverskuiwingskaart het sterrestelsels voor 'n superkluster oormatige radiale snelhede daarteen en het rooiverskuiwings effens hoër as wat hul afstand sou beteken, terwyl sterrestelsels agter die superkluster rooi verskuiwings effens laag het vir hul afstand. Hierdie effek veroorsaak dat superklusters in radiale rigting saamgedruk word, en leemtes word ook gerek. Hul hoekposisies word nie beïnvloed nie. Hierdie effek is vir geen enkele struktuur waarneembaar nie, want die ware vorm is nie bekend nie, maar kan gemeet word deur middel van baie strukture. Dit is in 1987 kwantitatief deur Nick Kaiser voorspel, en in 2001 vir die eerste keer deur die 2dF Galaxy Redshift Survey gemeet. [81] Die resultate stem ooreen met die Lambda-CDM-model.

Lyman-alfa-bos Redigeer

In astronomiese spektroskopie is die Lyman-alfa-bos die som van die absorpsielyne wat voortspruit uit die Lyman-alfa-oorgang van neutrale waterstof in die spektrums van verre sterrestelsels en kwasars. Lyman-alfa-boswaarnemings kan ook kosmologiese modelle beperk. [82] Hierdie beperkings stem ooreen met dié wat verkry word uit WMAP-data.

Komposisie wysig

Daar is verskillende hipoteses oor waaruit donker materie kan bestaan, soos uiteengesit in die tabel hieronder.

Wat is donker materie? Hoe is dit gegenereer?

Sommige hipoteses van donker materie [83]
Ligte bosone kwantum chromodinamika-aksies
aksie-agtige deeltjies
vaag koue donker materie
neutrino's Standaardmodel
steriele neutrino's
swak skaal supersimmetrie
ekstra afmetings
klein Higgs
effektiewe veldteorie
vereenvoudigde modelle
ander deeltjies Massiewe deeltjies met swak interaksie
selfinteraksie donker materie
supervloeistof-vakuumteorie
makroskopies oer-swart gate [84] [85] [86] [87] [88]
massiewe kompakte halo-voorwerpe (MaCHO's)
Makroskopiese donker materie (makro's)
gewysigde gewig (MOG) aangepaste Newtonse dinamika (MoND)
Tensor – vektor – skalêre swaartekrag (TeVeS)
Entropiese swaartekrag

Donker materie kan verwys na enige stof wat hoofsaaklik via swaartekrag met sigbare materie (bv. Sterre en planete) interaksie het. Daarom hoef dit in beginsel nie uit 'n nuwe soort fundamentele deeltjie te bestaan ​​nie, maar kan dit ten minste gedeeltelik bestaan ​​uit standaard baryoniese materiaal, soos protone of neutrone. [e] Om die redes hieronder uiteengesit, dink die meeste wetenskaplikes egter dat die donker materie oorheers word deur 'n nie-baroniese komponent, wat waarskynlik saamgestel is uit 'n tans onbekende fundamentele deeltjie (of soortgelyke eksotiese toestand).

Baryoniese saak Edit

Baryone (protone en neutrone) vorm gewone sterre en planete. Baryoniese materiaal omvat egter ook minder algemene nie-oer-swart gate, neutronsterre, dowwe ou wit dwerge en bruin dwerge, gesamentlik bekend as massiewe kompakte halo-voorwerpe (MACHO's), wat moeilik is om op te spoor. [90]

Veel bewyse dui egter daarop dat die meerderheid donker materie nie uit barione bestaan ​​nie:

  • Voldoende diffuse, baroniese gas of stof sal sigbaar wees as dit deur sterre verlig word.
  • Die teorie van die oerknal-nukleosintese voorspel die waargenome oorvloed van chemiese elemente. As daar meer barione is, moet daar ook meer helium-, litium- en swaarder elemente tydens die oerknal gesintetiseer word. [91] [92] Ooreenstemming met waargenome oorvloed vereis dat baryoniese materie tussen 4-5% van die heelal se kritieke digtheid uitmaak. Daarenteen dui grootskaalse struktuur en ander waarnemings aan dat die totale materiaaldigtheid ongeveer 30% van die kritieke digtheid is. [78]
  • Astronomiese soektogte vir swaartekrag-mikrolensering in die Melkweg wat hoogstens slegs 'n klein fraksie van die donker materie gevind kan word, is in donker, kompakte, konvensionele voorwerpe (MACHO's, ens.) Die uitgeslote reeks voorwerpmassas is vanaf die helfte van die aarde se massa tot 30 sonmassas, wat byna al die aanneemlike kandidate dek. [93] [94] [95] [96] [97] [98]
  • Gedetailleerde analise van die klein onreëlmatighede (anisotropies) in die kosmiese mikrogolfagtergrond. [99] Waarnemings deur WMAP en Planck dui aan dat ongeveer vyf-sesdes van die totale materie in 'n vorm is wat slegs deur gravitasie-effekte met gewone materie of fotone in wisselwerking tree.

Nie-baroniese saak

Kandidate vir nie-baryoniese donker materie is hipotetiese deeltjies soos aksies, steriele neutrino's, massiewe deeltjies met swak interaksie (WIMP's), massiewe deeltjies met swaartekrag (GIMP's), supersimmetriese deeltjies, geons, [100] of primordiale swart gate. [101] Die drie neutrino-tipes wat reeds waargeneem is, is inderdaad volop en donker en materie, maar omdat hul individuele massas - hoe onseker hulle ook al mag wees - byna seker te klein is, kan hulle slegs 'n klein fraksie donker materie lewer, a.g.v. grense afgelei van grootskaalse strukture en hoë-rooiverskuiwingstelsels. [102]

Anders as baryoniese materie, het nie-baroniese materie nie bygedra tot die vorming van die elemente in die vroeë heelal nie (oerknal-nukleosintese) [14], en die teenwoordigheid daarvan word dus slegs aan die lig gebring deur die swaartekrageffekte daarvan, of deur swak lens. As die deeltjies waaruit dit bestaan, supersimmetries is, kan hulle ook vernietigingsinteraksies met hulself ondergaan, wat moontlik waarneembare neweprodukte soos gammastrale en neutrino's (indirekte opsporing) tot gevolg kan hê. [102]

Donker materie samevoeging en digte donker materie voorwerpe

As donker materie uit swak interaksie bestaan, is die vraag of dit voorwerpe kan vorm wat gelyk is aan planete, sterre of swart gate. Histories was die antwoord dat dit nie kan nie, [103] [104] [105] as gevolg van twee faktore:

Dit het nie 'n doeltreffende manier om energie te verloor nie. [104] Gewone materiaal vorm digte voorwerpe, want dit het talle maniere om energie te verloor. Om energie te verloor, is noodsaaklik vir die vorming van voorwerpe, want 'n deeltjie wat energie opdoen tydens verdigting of "na binne" onder swaartekrag val, en dit nie op 'n ander manier kan verloor nie, sal die snelheid en momentum verhoog. Dit lyk asof donker materie nie 'n manier het om energie te verloor nie, bloot omdat dit nie in staat is om op ander maniere sterk te kommunikeer nie, behalwe deur swaartekrag. Die viriale stelling suggereer dat so 'n deeltjie nie gebonde sal bly aan die voorwerp wat geleidelik vorm nie - namate die voorwerp begin vorm en kompak word, sal die donker materie-deeltjies daarin versnel en geneig wees om te ontsnap. Dit ontbreek 'n verskeidenheid interaksies wat nodig is om strukture te vorm [105] Gewone materie is op baie verskillende maniere in wisselwerking, waardeur die saak meer komplekse strukture kan vorm. Sterre vorm byvoorbeeld deur swaartekrag, maar die deeltjies daarin wissel en kan energie uitstraal in die vorm van neutrino's en elektromagnetiese straling deur fusie wanneer hulle energiek genoeg word. Protone en neutrone kan via die sterk interaksie bind en dan atome vorm met elektrone, hoofsaaklik deur elektromagnetiese interaksie. Daar is geen bewyse dat donker materie tot so 'n wye verskeidenheid interaksies in staat is nie, aangesien dit blykbaar net deur swaartekrag in wisselwerking tree (en moontlik op een of ander manier nie sterker as die swak interaksie is nie, hoewel dit tot spekulasie is totdat donker materie beter verstaan ​​word) ).

In 2015–2017 het die idee dat digte donker materie uit oer-swart gate bestaan, 'n terugkeer gemaak [106] na aanleiding van die resultate van swaartekraggolfmetings wat die samesmelting van swartmassa met tussenmassa bespeur het. Daar word nie voorspel dat swart gate met ongeveer 30 sonmassas sal vorm deur sterrestorting nie (gewoonlik minder as 15 sonmassas) of deur die samesmelting van swart gate in galaktiese sentrums (miljoene of miljarde sonmassas). Daar is voorgestel dat die middelgroot swart gate wat die samesmelting bespeur, in die warm digte vroeë fase van die heelal ontstaan ​​as gevolg van digter streke wat in duie stort. 'N Latere opname van ongeveer duisend supernovas het geen gravitasie-lensgebeurtenisse bespeur nie, terwyl ongeveer agt sou verwag word as die primêre swart gate in 'n tussentydse massa bo 'n sekere massa-omvang die meeste donker materie uitmaak. [107]

Die moontlikheid dat die oorspronklike swart gate van atoomgrootte 'n beduidende fraksie van die donker materie uitmaak, is uitgesluit deur metings van positron- en elektronstrome buite die son se heliosfeer deur die Voyager 1-ruimtetuig. Klein swart gate word geteoretiseer om Hawking-straling uit te straal. Die opgemerkte vloed was egter te laag en het nie die verwagte energiespektrum gehad nie, wat daarop dui dat klein oer-swart gaatjies nie wyd genoeg is om donker materie te verreken nie. [108] Desondanks duur navorsing en teorieë wat die lig van donker materie voorhou vir donker materie vanaf 2018 voort, met inbegrip van benaderings tot afkoeling van donker materie, [109] [110] en die vraag bly onopgelos. In 2019 dui die gebrek aan mikrolenseringseffekte by die waarneming van Andromeda daarop dat klein swart gaatjies nie bestaan ​​nie. [111]

Daar bestaan ​​egter steeds 'n grootliks onbeperkte massa-reeks wat kleiner is as wat beperk kan word deur optiese mikrolenseringswaarnemings, waar primêre swart gate alle donker materie kan uitmaak. [112] [113]

Gratis stroomlengte wysig

Donker materie kan in verdeel word koud, warm, en warm kategorieë. [114] Hierdie kategorieë verwys na snelheid eerder as na 'n werklike temperatuur, wat aandui hoe ver ooreenstemmende voorwerpe beweeg het as gevolg van willekeurige bewegings in die vroeë heelal, voordat dit vertraag het as gevolg van kosmiese uitbreiding - dit is 'n belangrike afstand wat die gratis streaming lengte (FSL). Oerdigtheidskommelings kleiner as hierdie lengte word uitgewas namate deeltjies versprei van oormatige na onderdense streke, terwyl groter skommelinge nie beïnvloed word nie. Daarom stel hierdie lengte 'n minimum skaal vir latere struktuurvorming in.

Die kategorieë is ingestel met betrekking tot die grootte van 'n protogalaksie ('n voorwerp wat later in 'n dwergstelsel ontwikkel): donker materie-deeltjies word geklassifiseer as koud, warm of warm volgens hul FSL baie kleiner (koud), soortgelyk aan (warm ), of baie groter (warm) as 'n protogalaksie. [115] [116] Mengsels van bogenoemde is ook moontlik: 'n teorie van gemengde donker materie was in die middel van die negentigerjare gewild, maar is verwerp na die ontdekking van donker energie. [ aanhaling nodig ]

Koue donker materie lei tot 'n vorming van onder na onder van struktuur met sterrestelsels wat eerste vorm en sterrestelsels in 'n laaste stadium, terwyl warm donker materie 'n vorming-scenario van bo-af tot gevolg sou hê, met groot materiaagroepe wat vroeg gevorm het, later in afsonderlike sterrestelsels gefragmenteer [ opheldering nodig ] laasgenoemde word uitgesluit deur sterrestelselwaarnemings met 'n hoë rooi verskuiwing. [15]

Fluktuasiespektrum-effekte Wysig

Hierdie kategorieë stem ook ooreen met skommelingspektrum-effekte en die interval na die oerknal waarin elke tipe nie-relativisties geword het. Davis et al. het in 1985 geskryf: [117]

Kandidaatdeeltjies kan in drie kategorieë gegroepeer word op grond van hul effek op die skommelingsspektrum (Bond et al. 1983).As die donker materie bestaan ​​uit oorvloedige ligdeeltjies wat tot kort voor rekombinasie relativisties bly, kan dit 'warm' genoem word. Die beste kandidaat vir warm donker materie is 'n neutrino. 'N Tweede moontlikheid is dat die deeltjies van die donker materie swakker interaksie het as neutrino's, minder voorkom en 'n massa van 1 keV het. Sulke deeltjies word 'warm donker materie' genoem, omdat dit laer termiese snelhede het as massiewe neutrino's. daar is tans min kandidaatdeeltjies wat by hierdie beskrywing pas. Gravitinos en photinos is voorgestel (Pagels en Primack 1982 Bond, Szalay en Turner 1982). Enige deeltjies wat baie vroeg nie-relatief geword het en dus 'n weglaatbare afstand kon versprei, word 'koue' donker materie (CDM) genoem. Daar is baie kandidate vir CDM, insluitend supersimmetriese deeltjies.

Alternatiewe definisies

'N Ander benaderde skeidslyn is dat warm donker materie nie-relativisties geword het toe die heelal ongeveer 1 jaar oud was en 1 miljoenste van sy huidige grootte en in die bestralings-gedomineerde era (fotone en neutrino's), met 'n foton temperatuur 2,7 miljoen Kelvin. Standaard fisiese kosmologie gee die deeltjiehorisongrootte 2 c t (snelheid van lig vermenigvuldig met tyd) in die bestralings-oorheersde era, dus 2 ligjare. 'N Streek van hierdie grootte sal vandag uitbrei tot 2 miljoen ligjare (afwesige struktuurvorming). Die werklike FSL is ongeveer vyf keer die lengte hierbo, aangesien dit stadig groei, aangesien deeltjiesnelhede omgekeerd afneem met die skaalfaktor nadat dit nie-relativisties geword het. In hierdie voorbeeld sal die FSL ooreenstem met 10 miljoen ligjare, oftewel 3 megaparsek, vandag, ongeveer so groot soos 'n gemiddelde groot sterrestelsel.

Die foton-temperatuur van 2,7 miljoen K gee 'n tipiese foton-energie van 250 elektronvolte, waardeur 'n tipiese massaskaal vir warm donker materie ingestel word: deeltjies wat baie massiewer is as hierdie, soos GeV-TeV-massa WIMP's, sou baie vroeër as een nie-relativisties word nie. jaar na die oerknal en het FSL's dus baie kleiner as 'n protogalaksie, wat hulle koud maak. Omgekeerd het veel ligter deeltjies, soos neutrino's met 'n massa van slegs 'n paar eV, FSL's veel groter as 'n protogalaksie, wat hulle dus as warm kwalifiseer.

Koue donker materie Edit

Koue donker materie bied die eenvoudigste verklaring vir die meeste kosmologiese waarnemings. Dit is donker materie wat bestaan ​​uit bestanddele met 'n FSL wat baie kleiner is as 'n protogalaksie. Dit is die fokus vir navorsing oor donker materie, aangesien warm donker materie blykbaar nie die vorming van sterrestelsels of sterrestelsels kan ondersteun nie, en die meeste deeltjie-kandidate vroeg vertraag.

Die bestanddele van koue donker materie is onbekend. Die moontlikhede wissel van groot voorwerpe soos MACHO's (soos swart gate [118] en Preon-sterre [119]) of RAMBO's (soos trosse bruin dwerge), tot nuwe deeltjies soos WIMP's en aksies.

Studies van die oerknal-nukleosintese en gravitasie-lensing het die meeste kosmoloë [15] [120] [121] [122] [123] [124] oortuig dat MACHO's [120] [122] nie meer as 'n klein fraksie donker materie kan uitmaak nie. [14] [120] Volgens A. Peter: ". Die enigste regtig aanneemlik kandidate vir donker materie is nuwe deeltjies. '[121]

Die DAMA / NaI-eksperiment in 1997 en die opvolger daarvan, DAMA / LIBRA in 2013, beweer dat hulle donker materie-deeltjies direk deur die Aarde opspoor, maar baie navorsers bly skepties, aangesien negatiewe resultate van soortgelyke eksperimente onversoenbaar lyk met die DAMA-resultate.

Baie supersimmetriese modelle bied kandidate vir donker materie aan in die vorm van die WIMPy Lightest Supersymmetric Particle (LSP). [125] Afsonderlik bestaan ​​swaar steriele neutrino's in nie-supersimmetriese uitbreidings tot die standaardmodel wat die klein neutrino-massa deur die wipplankmeganisme verklaar.

Warm donker materie Redigeer

Warm donker materiaal bevat deeltjies met 'n FSL wat vergelykbaar is met die grootte van 'n protogalaksie. Voorspellings gebaseer op warm donker materie is soortgelyk aan dié vir koue donker materie op groot skale, maar met minder kleinskaalse digtheidstoornisse. Dit verminder die voorspelde oorvloed van dwergstelsels en kan lei tot 'n laer digtheid van donker materie in die sentrale dele van groot sterrestelsels. Sommige navorsers beskou dit beter as waarnemings. 'N Uitdaging vir hierdie model is die gebrek aan kandidaatdeeltjies met die vereiste massa ≈ 300 eV tot 3000 eV. [ aanhaling nodig ]

Geen bekende deeltjies kan as warm donker materie gekategoriseer word nie. 'N Gepostuleerde kandidaat is die steriele neutrino: 'n swaarder, stadiger vorm van neutrino wat nie in wisselwerking tree deur die swak krag nie, anders as ander neutrino's. Sommige gewysigde swaartekragteorieë, soos skalar – tensor – vektor swaartekrag, benodig 'warm' donker materie om hul vergelykings te laat werk.

Warm donker materie Redigeer

Warm donker materie bestaan ​​uit deeltjies waarvan die FSL baie groter is as die grootte van 'n protogalaksie. Die neutrino kwalifiseer as sodanige deeltjie. Hulle is onafhanklik ontdek, lank voor die jag op donker materie: dit is in 1930 gepostuleer en in 1956 opgespoor. Die massa van neutrino's is minder as 10 −6 van 'n elektron. Neutrino's interaksie met normale materie slegs via swaartekrag en die swak krag, wat dit moeilik maak om op te spoor (die swak krag werk net oor 'n klein afstand, dus veroorsaak 'n neutrino 'n swak kraggebeurtenis slegs as dit 'n kern van die kern tref) Dit maak van hulle 'swak interaksie met ligdeeltjies' (WILP's), in teenstelling met WIMP's.

Die drie bekende geure van neutrino's is die elektron, muon, en tau. Hulle massas verskil effens. Neutrino's wissel tussen die geure terwyl hulle beweeg. Dit is moeilik om 'n presiese boonste grens te bepaal op die kollektiewe gemiddelde massa van die drie neutrino's (of vir een van die drie individueel). As die gemiddelde neutrino-massa byvoorbeeld meer as 50 eV / c 2 was (minder as 10 -5 van die massa van 'n elektron), sou die heelal in duie stort. CMB-data en ander metodes dui aan dat hul gemiddelde massa waarskynlik nie 0,3 eV / c 2 oorskry nie. Gevolglike neutrino's kan dus nie donker materie verklaar nie. [126]

Omdat skommelinge in digtheid van die sterrestelsels gewas word deur vrystroom, beteken dit dat donker donker materiaal die eerste voorwerpe wat kan vorm, reuse-superkluster-grootte pannekoek is, wat dan in sterrestelsels versplinter. Diepveldwaarnemings wys in plaas daarvan dat sterrestelsels eers gevorm het, gevolg deur trosse en superklusters terwyl sterrestelsels saamklonter.

As donker materie uit sub-atoomdeeltjies bestaan, moet miljoene, moontlik miljarde, sulke deeltjies elke sekonde deur die aarde beweeg. [127] [128] Baie eksperimente is daarop gemik om hierdie hipotese te toets. Alhoewel WIMP's gewilde soekkandidate is, [15] soek die Axion Dark Matter Experiment (ADMX) na aksies. 'N Ander kandidaat is swaar deeltjies in die verborge sektor wat slegs met swaartekrag met gewone materie in wisselwerking tree.

Hierdie eksperimente kan in twee klasse verdeel word: direkte opsporing eksperimente, wat soek na die verspreiding van donker materie deeltjies van atoomkerne binne 'n detector en indirekte opsporing, wat die produkte van donker materie deeltjies vernietig of verval soek. [102]

Direkte opsporing Wysig

Eksperimente met direkte opsporing is daarop gemik om lae-energie-terugslag (gewoonlik 'n paar keVs) van kerne waar te neem wat veroorsaak word deur interaksies met deeltjies van donker materie, wat (in teorie) deur die aarde beweeg. Na so 'n terugslag sal die kern energie uitstraal in die vorm van skitterlig of fonone as dit deur sensitiewe opsporingstoestelle beweeg. Om dit effektief te kan doen, is dit van kardinale belang om 'n lae agtergrond te handhaaf, en sulke eksperimente word dus diep onder die grond bedryf om die interferensie van kosmiese strale te verminder. Voorbeelde van ondergrondse laboratoriums met direkte opsporingeksperimente sluit in die Stawell-myn, die Soudan-myn, die SNOLAB-ondergrondse laboratorium in Sudbury, die Gran Sasso National Laboratory, die Canfranc Underground Laboratory, die Boulby Underground Laboratory, die Deep Underground Science and Engineering Laboratory en die China Jinping Underground Laboratory.

Hierdie eksperimente maak meestal gebruik van krioogene of edele vloeistofdetektortegnologieë. Kryogene detektore wat werk by temperature onder 100 mK, bespeur die hitte wat geproduseer word wanneer 'n deeltjie 'n atoom in 'n kristalabsorber soos germanium tref. Edele vloeistofdetektore bespeur skittering wat ontstaan ​​deur 'n deeltjiebotsing in vloeibare xenon of argon. Kryogeniese detektoreksperimente sluit in: CDMS, CRESST, EDELWEISS, EURECA. Edele vloeibare eksperimente sluit in ZEPLIN, XENON, DEAP, ArDM, WARP, DarkSide, PandaX en LUX, die Groot ondergrondse Xenon-eksperiment. Albei hierdie tegnieke fokus sterk op hul vermoë om agtergronddeeltjies (wat oorwegend elektrone verstrooi) te onderskei van deeltjies van donker materie (wat die kern versprei). Ander eksperimente sluit in SIMPLE en PICASSO.

Tans is daar geen gevestigde aanspraak op die opsporing van donker materie van 'n direkte opsporing eksperiment nie, wat lei tot sterk boonste perke op die massa en interaksie dwarsdeursnee met die nukleone van sulke deeltjies van die donker materiaal. [129] Die DAMA / NaI en meer onlangse DAMA / LIBRA-eksperimentele samewerkings het 'n jaarlikse modulasie in die tempo van gebeure in hul detektore opgespoor, [130] [131] wat volgens hulle te wyte is aan donker materie. Dit is die gevolg van die verwagting dat as die aarde om die son wentel, die snelheid van die detektor relatief tot die donker materie-stralekrans met 'n klein hoeveelheid sal wissel. Hierdie bewering is tot dusver onbevestig en in stryd met negatiewe resultate van ander eksperimente soos LUX, SuperCDMS [132] en XENON100. [133]

'N Spesiale geval van direkte opsporing eksperimente dek diegene met rigtinggevoeligheid. Dit is 'n soekstrategie gebaseer op die beweging van die sonnestelsel rondom die Galaktiese sentrum. [134] [135] [136] [137] 'n Laedruk-tydprojeksiekamer maak dit moontlik om toegang tot inligting oor terugspoelspore te verkry en WIMP-kern kinematika te beperk. WIMP's wat kom uit die rigting waarin die son beweeg (ongeveer Cygnus), kan dan van die agtergrond geskei word, wat isotroop moet wees. Direksionele donkermaterie-eksperimente sluit in DMTPC, DRIFT, Newage en MIMAC.

Indirekte opsporing Wysig

Indirekte opsporing eksperimente soek na die produkte van die selfvernietiging of verval van deeltjies van donker materie in die buitenste ruimte. In gebiede met 'n hoë digtheid van donker materie (bv. Die middel van ons sterrestelsel), kan twee deeltjies van die donker materie byvoorbeeld vernietig om gammastrale of deeltjie-antideeltjie-pare te produseer. [139] Alternatiewelik, as 'n donker materie-deeltjie onstabiel is, kan dit in Standard Model (of ander) deeltjies verval. Hierdie prosesse kan indirek opgespoor word deur 'n oormaat gammastrale, antiprotone of positrone wat voortspruit uit hoë digtheidsstreke in ons sterrestelsel of ander. [140] 'n Groot probleem inherent aan sulke soektogte is dat verskillende astrofisiese bronne die sein wat van donker materie verwag word, kan naboots, en daarom is dit waarskynlik nodig dat veelvuldige seine nodig is vir 'n afdoende ontdekking. [15] [102]

Sommige van die deeltjies van die donker materie wat deur die son of aarde beweeg, kan atome verstrooi en energie verloor. Dus kan donker materie in die middel van hierdie liggame ophoop, wat die kans op botsing / vernietiging verhoog. Dit kan 'n kenmerkende sein lewer in die vorm van neutrino's met 'n hoë energie. [141] So 'n sein sou 'n sterk indirekte bewys van WIMP-donker materie wees. [15] Hoë-energie neutrino-teleskope soos AMANDA, IceCube en ANTARES soek na hierdie sein. [142] Die opsporing van gravitasiegolwe deur LIGO in September 2015 open die moontlikheid om donker materie op 'n nuwe manier waar te neem, veral as dit in die vorm van oer-swart gate is. [143] [144] [145]

Baie eksperimentele soektogte is onderneem om na so 'n uitstoot van vernietiging of verval van donker materie te soek, waarvan voorbeelde volg. Die Energetic Gamma Ray Experiment Telescope het in 2008 meer gammastrale waargeneem as wat van die Melkweg verwag is, maar wetenskaplikes het tot die gevolgtrekking gekom dat dit waarskynlik te wyte was aan die verkeerde skatting van die sensitiwiteit van die teleskoop. [146]

Die Fermi gammastraal-ruimteteleskoop is op soek na soortgelyke gammastrale. [147] In April 2012 het 'n ontleding van data wat voorheen beskikbaar was uit sy Large Area Telescope-instrument, statistiese bewyse opgelewer van 'n 130 GeV-sein in die gammastraling wat uit die middel van die Melkweg kom. [148] WIMP-vernietiging is gesien as die waarskynlikste verklaring. [149]

By hoër energieë het gammastraal-teleskope op die grond beperk tot die vernietiging van donker materie in dwerg-sferoïede sterrestelsels [150] en in sterrestelsels. [151]

Die PAMELA-eksperiment (wat in 2006 van stapel gestuur is) het oortollige positrons opgespoor. Dit kan wees uit die vernietiging van donker materie of van pulse. Geen oortollige antiprotons is waargeneem nie. [152]

In 2013 het die resultate van die Alpha Magnetic Spectrometer op die Internasionale Ruimtestasie aangedui op oormatige kosmiese strale met 'n hoë energie, wat kan uitwis as gevolg van die vernietiging van donker materie. [153] [154] [155] [156] [157] [158]

Collider soek na donker materie

'N Alternatiewe benadering tot die opsporing van deeltjies van donker materie in die natuur is om dit in 'n laboratorium te vervaardig. Eksperimente met die Large Hadron Collider (LHC) kan dalk deeltjies van donker materiaal opspoor wat in botsings van die LHC-protonbalke ontstaan. Aangesien 'n donker materie-deeltjie verwaarloosbare interaksies met normale sigbare materie moet hê, kan dit indirek opgespoor word as (groot hoeveelhede) ontbrekende energie en momentum wat die detektors ontsnap, mits ander (nie-weglaatbare) botsingsprodukte opgespoor word. [159] Beperkings op donker materie bestaan ​​ook uit die LEP-eksperiment deur gebruik te maak van 'n soortgelyke beginsel, maar ondersoek die interaksie van donker materie-deeltjies met elektrone eerder as kwarks. [160] Enige ontdekking deur kollider-soektogte moet bevestig word deur ontdekkings in die indirekte of direkte opsporingsektor om te bewys dat die deeltjie wat ontdek is, in werklikheid donker materie is.

Omdat donker materie nog nie finaal geïdentifiseer is nie, het baie ander hipoteses na vore gekom wat daarop gemik is om die waarnemingsverskynsels wat donker materie is om te verklaar, te verklaar. Die algemeenste metode is om algemene relatiwiteit te verander. Algemene relatiwiteit is goed getoets op sonnestelselskale, maar die geldigheid daarvan op galaktiese of kosmologiese skale is nie goed bewys nie. 'N Geskikte verandering in die algemene relatiwiteit kan die behoefte aan donker materie moontlik uit die weg ruim. Die bekendste teorieë van hierdie klas is MOND en sy relativistiese veralgemening tensor-vektor-skalêre swaartekrag (TeVeS), [161] f (R) swaartekrag, [162] negatiewe massa, donker vloeistof, [163] [164] [165 ] en entropiese swaartekrag. [166] Alternatiewe teorieë is volop. [167] [168]

'N Probleem met alternatiewe hipoteses is dat waarnemingsbewyse vir donker materie afkomstig is van soveel onafhanklike benaderings (sien die afdeling "waarnemingsbewyse" hierbo). Om enige individuele waarneming te kan verklaar, is moontlik, maar dit is baie moeilik om almal te verduidelik in die afwesigheid van donker materie. Desondanks was daar 'n aantal suksesse vir alternatiewe hipoteses, soos 'n 2016-toets van gravitasie-lens in entropiese swaartekrag [169] [170] [171] en 'n 2020-meting van 'n unieke MOND-effek. [172] [173]

Die heersende mening onder die meeste astrofisici is dat hoewel veranderinge aan die algemene relatiwiteit 'n deel van die waarnemingsbewyse denkbaar kan verklaar, daar waarskynlik genoeg gegewens is om af te lei dat daar 'n vorm van donker materie in die heelal moet wees. [174]

Donker materie word in fiksiewerke genoem. In sulke gevalle word gewoonlik buitengewone fisiese of magiese eienskappe toegeskryf. Sulke beskrywings stem dikwels nie ooreen met die hipotese-eienskappe van donker materie in fisika en kosmologie nie.


Donker saak in trosse sterrestelsels

Sterrestelsels in trosse beweeg ook rond: hulle wentel om die massamiddelpunt van die groep. Dit is nie vir ons moontlik om 'n sterrestelsel rondom sy hele baan te volg nie, want dit duur gewoonlik ongeveer 'n miljard jaar. Dit is egter moontlik om die snelhede te meet waarmee sterrestelsels in 'n groep beweeg, en dan te skat wat die totale massa in die groep moet wees om die individuele sterrestelsels nie uit die groep te laat vlieg nie. Die waarnemings dui aan dat die massa van die sterrestelsels alleen nie die tros bymekaar kan hou nie - 'n ander swaartekrag moet weer teenwoordig wees. Die totale hoeveelheid donker materie in trosse oorskry meer as tien keer die ligmassa wat in die sterrestelsels self voorkom, wat daarop dui dat daar donker materie tussen sterrestelsels sowel as daarin is.

Daar is nog 'n benadering om die hoeveelheid donker materie in sterrestelsels te meet. Soos ons gesien het, brei die heelal uit, maar hierdie uitbreiding is nie heeltemal eenvormig nie, danksy die inmengende swaartekrag. Veronderstel byvoorbeeld dat 'n sterrestelsel buite maar relatief naby 'n ryk sterrestelsel lê. Die gravitasiekrag van die groep sal die naburige sterrestelsel aantrek en die tempo waarmee dit wegbeweeg van die groep vertraag weens die uitbreiding van die heelal.

Dink aan die plaaslike groep sterrestelsels wat aan die buitewyke van die Maagd Supercluster lê. Die massa wat in die middel van die Maagdekluster gekonsentreer is, oefen 'n swaartekrag uit op die plaaslike groep. As gevolg hiervan beweeg die Local Group weg van die middel van die Virgo Cluster met 'n snelheid wat 'n paar honderd kilometer per sekonde stadiger is as wat die Hubble-wet voorspel. Deur sulke afwykings van 'n gladde uitbreiding te meet, kan sterrekundiges die totale hoeveelheid massa in groot trosse skat.

Daar is twee ander baie nuttige metodes om die hoeveelheid donker materie in sterrestelselgroepe te meet, en albei het in die algemeen resultate gelewer met die metode om sterrestelselsnelhede te meet: swaartekraglens en X-straalemissie. Kom ons kyk na albei.

Soos Albert Einstein in sy teorie van algemene relatiwiteit getoon het, buig die teenwoordigheid van massa die omliggende weefsel van die ruimtetyd. Lig volg die draaie, dus baie massiewe voorwerpe kan lig aansienlik buig. U het voorbeelde hiervan gesien in die Astronomy Basics-funksievak Gravitational Lensing in die vorige afdeling. Sigbare sterrestelsels is nie die enigste moontlike swaartekraglense nie. Donker materie kan ook sy teenwoordigheid openbaar deur hierdie effek te lewer. [skakel] toon 'n sterrestelselgroep wat soos 'n gravitasielens optree. Die strepe en boë wat u op die foto sien, is lensbeelde van sterre sterre. Gravitasie-lens word goed genoeg verstaan ​​dat sterrekundiges die vele ovale en boë wat in hierdie afbeelding gesien word, kan gebruik om gedetailleerde kaarte te bereken oor hoeveel materie daar in die groep is en hoe die massa versprei word. Die resultaat van studies van baie sulke gravitasie-lensgroepe toon dat sterrestelsels, net soos individuele sterrestelsels, meer as tien keer soveel donker materie as ligstof bevat.

Figuur 2. Hierdie aansig vanaf die Hubble-ruimteteleskoop toon die massiewe sterrestelselgroep Abell 2218 op 'n afstand van ongeveer 2 miljard ligjare.Die meeste geelagtige voorwerpe is sterrestelsels wat tot die tros behoort. Maar let op die talle lang, dun strepe, waarvan baie blou is. Dit is die verdraaide en vergrote beelde van sterre sterrestelsels wat nog verre is, wat swaartekragtig deur die enorme massa van die tussengang tussen die groepe verweer word. Deur die lensbeelde noukeurig te ontleed, kan sterrekundiges 'n kaart van die donker materie opstel wat die massa van die tros oorheers. (krediet: wysiging van werk deur NASA, ESA en Johan Richard (Caltech))

Die derde metode wat sterrekundiges gebruik om donker materie op te spoor en te meet in sterrestelsels, is om dit in die lig van X-strale te beeld. Toe die eerste sensitiewe X-straalteleskope in die sewentigerjare in 'n wentelbaan om die aarde gelanseer is en op massiewe sterrestelselsgroepe opgelei is, is vinnig ontdek dat die trosse oorvloedige röntgenstraling uitstraal (sien [skakel]). Die meeste sterre gee nie veel röntgenstraling uit nie, en ook nie die meeste gas of stof tussen die sterre in sterrestelsels nie. Wat kan die uitstraling van die X-strale wees wat gesien word van feitlik alle massiewe sterrestelsels?

Dit blyk dat net soos sterrestelsels gas tussen hul sterre versprei, klusters sterrestelsels gas versprei tussen hul sterrestelsels. Die deeltjies in hierdie groot reservoirs van gas sit nie net stil nie, hulle beweeg voortdurend en zoom in onder die invloed van die enorme swaartekrag soos mini-planete rondom 'n reuse-son. Terwyl hulle teen mekaar beweeg en warm word, word die gas warmer en warmer totdat dit by temperature so hoog as 100 miljoen K helder op X-straal golflengtes skyn. Hoe meer massa die groep het, hoe vinniger word die bewegings, hoe warmer die gas, en hoe helderder word die X-strale. Sterrekundiges bereken dat die massa wat teenwoordig is om die bewegings te bewerkstellig, ongeveer tien keer die massa moet wees wat hulle in die trosse kan sien, insluitend al die sterrestelsels en al die gas. Dit is weereens 'n bewys dat die sterrestelsels blyk te word oorheers deur donker materie.

Figuur 3. Hierdie saamgestelde beeld wys die sterrestelsel Abell 1689 op 'n afstand van 2,3 miljard ligjare. Die fyn gedetailleerde aansigte van die sterrestelsels, waarvan die meeste geel is, is in sigbare en byna-infrarooi lig vanaf die Hubble-ruimteteleskoop, terwyl die diffuse pers waas X-strale toon soos gesien deur Chandra X-straalsterrewag. Die oorvloedige röntgenstrale, die gravitasielensbeelde (dun geboë boë) van agtergrondstelsels en die gemete snelhede van sterrestelsels in die trosse toon alles dat die totale massa van Abell 1689 - meestal donker materie - ongeveer 1015 sonmassas is. (krediet: wysiging van werk deur NASA / ESA / JPL-Caltech / Yale / CNRS)

Inhoud

Verskeie onafhanklike waarnemings wys op die feit dat die sigbare massa in sterrestelsels en sterrestelsels onvoldoende is om hul dinamika te bereken as dit met behulp van Newton se wette ontleed word. Hierdie verskil - bekend as die "ontbrekende massaprobleem" - is die eerste keer in 1933 vir die groepe deur die Switserse sterrekundige Fritz Zwicky geïdentifiseer (wat die Coma-groep bestudeer het), [6] [7] en daarna uitgebrei na spiraalstelsels deur die werk van 1939 van Horace Babcock oor Andromeda. [8]

Hierdie vroeë studies is aangevul en onder die aandag van die astronomiese gemeenskap in die 1960's en 1970's gebring deur die werk van Vera Rubin aan die Carnegie Institute in Washington, wat die rotasiesnelhede van sterre in 'n groot monster spirale in detail gekarteer het. Terwyl Newton se wette voorspel dat die rotasiesnelhede van die sterre moet afneem na gelang van die galaktiese middelpunt, het Rubin en medewerkers in plaas daarvan gevind dat hulle byna konstant bly [9] - die rotasiekurwes word gesê dat hulle 'plat' is. Hierdie waarneming vereis ten minste een van die volgende:

(1) Daar bestaan ​​in sterrestelsels groot hoeveelhede ongesiene materie wat die sterktesnelheid verhoog as wat verwag sou word op grond van die sigbare massa alleen, of
(2) Newton se wette is nie van toepassing op sterrestelsels nie.

Opsie (1) lei tot die hipotese van die donker materie (2) lei tot MOND.

Die basiese uitgangspunt van MOND is dat hoewel Newton se wette uitgebreid getoets is in hoëversnellingsomgewings (in die sonnestelsel en op aarde), is dit nie geverifieer vir voorwerpe met 'n baie lae versnelling, soos sterre in die buitenste dele van sterrestelsels nie. . Dit het daartoe gelei dat Milgrom 'n nuwe effektiewe gravitasiekragwet (soms 'Milgrom se wet' genoem) postuleer wat die ware versnelling van 'n voorwerp in verband bring met die versnelling wat op grond van die Newtonse meganika daarvoor voorspel sou word. [1] Hierdie wet, die sleutelsteen van MOND, word gekies om die Newtonse resultaat met hoë versnelling weer te gee, maar lei tot verskillende ("deep-MOND") gedrag teen lae versnelling:

Hier F N is die Newtoniaanse krag, m is die massa van die voorwerp (gravitasie), a is sy versnelling, μ (x) is 'n nog nie-gespesifiseerde funksie (genaamd die interpoleringsfunksie), en a 0 is 'n nuwe fundamentele konstante wat die oorgang tussen die Newtoniaanse en diep-MOND-regimes aandui. Ooreenkoms met Newtonse meganika vereis

en konsekwentheid met astronomiese waarnemings vereis

Buite hierdie perke word die interpoleringsfunksie nie deur die hipotese gespesifiseer nie, alhoewel dit wel moontlik is om dit empiries swak te beperk. [10] [11] Twee algemene keuses is die 'eenvoudige interpoleringsfunksie':

en die "standaard interpoleringsfunksie":

Dus, in die diep-MOND-regime (a ≪ a 0):

As ons dit toepas op 'n voorwerp met massa m in sirkelvormige wentelbaan om 'n puntmassa M ('n ru benadering vir 'n ster in die buitenste streke van 'n sterrestelsel), vind ons:

die ster se rotasiesnelheid is onafhanklik van r, sy afstand vanaf die middel van die sterrestelsel - die rotasiekurwe is plat, soos benodig. Deur sy wet aan te pas by rotasie-kurwedata, het Milgrom 'n 0 ≈ 1.2 × 10 - 10 m s - 2 < displaystyle , a_ <0> ongeveer 1.2 keer 10 ^ <-10> mathrm gevind ^ <-2> ,> om optimaal te wees. Hierdie eenvoudige wet is voldoende om voorspellings te maak vir 'n wye verskeidenheid galaktiese verskynsels.

Milgrom se wet kan op twee verskillende maniere geïnterpreteer word:

  • Een moontlikheid is om dit te hanteer as 'n wysiging van die klassieke traagheidswet (Newton se tweede wet), sodat die krag op 'n voorwerp nie eweredig is aan die deeltjie se versnelling a nie, maar eerder tot μ (a a 0) a. < displaystyle , mu ! left (< frac <, a_ <0> , >> right) a ,.> In hierdie geval is die gewysigde dinamika nie net op gravitasieverskynsels van toepassing nie, maar ook dié wat deur ander kragte gegenereer word, byvoorbeeld elektromagnetisme. [12]
  • Alternatiewelik kan die wet van Milgrom gesien word as die feit dat Newton se tweede wet ongeskonde gelaat word en eerder die omgekeerde-kwadraatwet van swaartekrag verander, sodat die ware gravitasiekrag op 'n voorwerp met massa m as gevolg van 'n ander met massa M ongeveer die vorm GM m μ het (aa 0) r 2. < displaystyle , < frac <, GMm ,> < mu ! ! left (< frac >> regs) r ^ <2> >>

Op sigself is die wet van Milgrom nie 'n volledige en selfstandige fisiese teorie nie, maar eerder 'n ad hoc empiries gemotiveerde variant van een van die verskeie vergelykings wat klassieke meganika daarstel. Sy status binne 'n samehangende nie-relativistiese hipotese van MOND is soortgelyk aan Kepler se derde wet binne die Newtonse meganika; dit bied 'n bondige beskrywing van waarnemingsfeite, maar moet self verklaar word deur meer fundamentele begrippe wat binne die onderliggende hipotese geleë is. Verskeie volledige klassieke hipoteses is voorgestel (gewoonlik langs 'aangepaste swaartekrag' in teenstelling met 'gemodifiseerde traagheid'), wat Milgrom se wet gewoonlik in situasies met 'n hoë simmetrie lewer en andersins effens daarvan afwyk. 'N Subversameling van hierdie nie-relativistiese hipoteses is verder ingebed in relativistiese teorieë, wat in staat is om kontak te maak met nie-klassieke verskynsels (bv. Gravitasie-lensing) en kosmologie. [13] Die onderskeie van beide alternatiewe teoreties en waarnemend is 'n onderwerp van huidige navorsing.

Die meerderheid sterrekundiges, astrofisici en kosmoloë aanvaar donker materie as die verklaring vir galaktiese rotasiekurwes [14] (gebaseer op algemene relatiwiteit, en dus Newtonse meganika), en is verbind tot 'n oplossing vir die donker materie van die probleem met die ontbrekende massa. MOND word daarenteen deur slegs 'n handjievol navorsers aktief bestudeer.

Die primêre verskil tussen ondersteuners van ΛCDM en MOND is in die waarnemings waarvoor hulle 'n robuuste, kwantitatiewe verklaring eis, en die waarvoor hulle tevrede is met 'n kwalitatiewe verslag, of bereid is om na toekomstige werk te vertrek. Voorstanders van MOND beklemtoon voorspellings wat op sterrestelselskale gedoen word (waar MOND die opvallendste suksesse behaal) en glo dat 'n kosmologiese model wat ooreenstem met die dinamika van die sterrestelsel nog nie ontdek is nie. Voorstanders van ΛCDM vereis hoë vlakke van kosmologiese akkuraatheid (wat ooreenstemmende kosmologie bied) en voer aan dat 'n oplossing van kwessies op die skaal van die sterrestelsel sal voortvloei uit 'n beter begrip van die ingewikkelde baryoniese astrofisika onderliggend aan die vorming van sterrestelsels. [2] [15]

Aangesien MOND spesifiek ontwerp is om plat rotasiekurwes te produseer, vorm dit nie 'n bewys vir die hipotese nie, maar elke ooreenstemmende waarneming dra by tot die ondersteuning van die empiriese wet. Voorstanders beweer nietemin dat 'n wye verskeidenheid astrofisiese verskynsels op die galaktiese skaal netjies binne die MOND-raamwerk verreken word. [13] [16] Baie hiervan het na die publikasie van Milgrom se oorspronklike artikels aan die lig gekom en is moeilik verklaarbaar met die hipotese van die donker materie. Die belangrikste is die volgende:

  • Benewens die aantoon dat rotasiekurwes in MOND plat is, bied vergelyking 2 'n konkrete verband tussen die totale baryoniese massa van 'n sterrestelsel (die som van die massa in sterre en gas) en die asimptotiese rotasiesnelheid. Hierdie voorspelde verwantskap word deur Milgrom die massa-asimptotiese snelheidsverhouding (MASSR) genoem. Die waarnemingsmanifestasie staan ​​bekend as die baryoniese Tully-Fisher-verhouding (BTFR), [17] en dit blyk dat dit baie ooreenstem met die MOND-voorspelling. [18]
  • Milgrom se wet spesifiseer die rotasiekurwe van 'n sterrestelsel volledig, slegs gegewe die verspreiding van die baryoniese massa. In die besonder voorspel MOND 'n veel sterker korrelasie tussen kenmerke in die baryoniese massaverspreiding en kenmerke in die rotasiekurwe as die hipotese van die donker materie (aangesien donker materie die massa-begroting van die sterrestelsel oorheers en konvensioneel aanvaar word dat dit nie die verspreiding van barioene goed dophou nie) . Daar word beweer dat so 'n noue korrelasie in verskeie spiraalvormige sterrestelsels waargeneem word, 'n feit wat na verwys word as "Renzo se reël". [13]
  • Aangesien MOND die Newton-dinamika op 'n versnellingsafhanklike manier verander, voorspel dit 'n spesifieke verband tussen die versnelling van 'n ster in enige radius vanaf die middelpunt van 'n sterrestelsel en die hoeveelheid ongesiene (donker materie) massa binne die radius wat afgelei sou word 'n Newtonse analise. Dit staan ​​bekend as die massa-verskil-versnellingsverhouding en is waarnemend gemeet. [19] [20] Een aspek van die MOND-voorspelling is dat die massa van die afgeleide donker materie tot nul gaan wanneer die sterre sentripetale versnelling groter word as a0, waar MOND terugkeer na Newtonse meganika. In hipotese van donker materie is dit 'n uitdaging om te verstaan ​​waarom hierdie massa so nou moet ooreenstem met versnelling, en waarom daar blykbaar 'n kritieke versnelling is waarbinne donker materie nie nodig is nie. [2]
  • Beide MOND- en donker materie-halo's stabiliseer skyfstelsels, wat hulle help om hul rotasie-ondersteunde struktuur te behou en hul transformasie in elliptiese sterrestelsels te voorkom. In MOND is hierdie ekstra stabiliteit slegs beskikbaar vir streke van sterrestelsels binne die diep-MOND-regime (dit wil sê met a & lt a0), wat daarop dui dat spirale met a & gt a0 in hul sentrale streke moet hulle onstabiliteit hê en dus minder geneig wees om tot vandag toe te oorleef. [21] Dit kan die "Freeman-limiet" verklaar aan die waargenome sentrale oppervlakmassa-digtheid van spiraalstelsels, wat ongeveer is a0/G. [22] Hierdie skaal moet met die hand ingevoer word in sterrestelselvormingsmodelle wat op donker materiaal gebaseer is. [23]
  • Veral massiewe sterrestelsels is binne die Newtonse regime (a & gt a0) tot by radiusse wat die oorgrote meerderheid van hul baroniese massa omsluit. In hierdie radius voorspel MOND dat die rotasiekurwe as 1 / moet valr, in ooreenstemming met Kepler's Laws. Daarenteen sou vanuit 'n donker materie-perspektief verwag word dat die stralersnelheid die rotasiesnelheid aansienlik sal verhoog en veroorsaak dat dit konstant bly, soos in minder massiewe sterrestelsels. Waarnemings van elliptiese medisyne met 'n groot massa dra die voorspelling van MOND uit. [24] [25]
  • In MOND, alle gravitasiegebonde voorwerpe met a & lt a0 - ongeag hul oorsprong - moet 'n groot verskil wees wanneer dit met behulp van Newtonse meganika ontleed word, en dit moet op die BTFR lê. Volgens die hipotese van die donker materie word verwag dat voorwerpe gevorm uit baroniese materiaal wat tydens die samesmelting of gety-interaksie van twee sterrestelsels ('getydwergstelsels') vrygestel is, van donker materie is en dus geen massaverskeidenheid toon nie. Drie voorwerpe wat ondubbelsinnig as Tidal Dwarf Galaxies geïdentifiseer word, het blykbaar massaverskeie in ooreenstemming met die MOND-voorspelling. [26] [27] [28]
  • Onlangse werk het getoon dat baie van die dwergstelsels rondom die Melkweg en Andromeda by voorkeur in een vlak geleë is en korreleer bewegings. Dit dui daarop dat hulle tydens 'n noue ontmoeting met 'n ander sterrestelsel gevorm het en dus Tidal Dwarf Galaxies kan wees. As dit die geval is, is die teenwoordigheid van massa-afwykings in hierdie stelsels 'n verdere bewys vir MOND. Daarbenewens word beweer dat 'n swaartekrag wat sterker is as die van Newton (soos Milgrom s'n) nodig is om hierdie sterrestelsels mettertyd hul wentelbane te behou. [29]
  • In 2020 het 'n groep sterrekundiges wat die data van die Spitzer Fotometrie en Akkurate Rotasiekurwes (SPARC) -monster ontleed, tesame met ramings van die grootskaalse eksterne swaartekragveld uit 'n alledaagse sterrestelselkatalogus, tot die gevolgtrekking gekom dat daar baie statisties beduidende bewyse van oortredings was van die sterk ekwivalensie-beginsel in swak swaartekragvelde in die omgewing van rotasie-ondersteunde sterrestelsels. [30] Hulle het 'n effek waargeneem wat ooreenstem met die eksterne veldeffek van Gemodifiseerde Newtonse dinamika en strydig met gety-effekte in die Lambda-CDM-modelparadigma wat algemeen bekend staan ​​as die Standard Model of Cosmology.

Milgrom se wet vereis dat dit in 'n volledige hipotese opgeneem moet word om bewaringswette te bevredig en 'n unieke oplossing te bied vir die tydsontwikkeling van enige fisiese stelsel. Elk van die teorieë wat hier beskryf word, verminder Milgrom se wet in situasies van hoë simmetrie (en geniet dus die suksesse wat hierbo beskryf word), maar lewer verskillende gedrag in detail.

Nie-relatiewe wysiging

Die eerste hipotese van MOND (genaamd AQUAL) is in 1984 deur Milgrom en Jacob Bekenstein opgestel. [31] AQUAL genereer MONDiaanse gedrag deur die gravitasieterm in die klassieke Lagrangian te verander van kwadraties in die gradiënt van die Newtonse potensiaal na 'n meer algemene funksie. (AQUAL is 'n akroniem vir AQUAdratic Lagrangian.) In formules:

Dit kan opgelos word op grond van geskikte randvoorwaardes en die keuse van F om Milgrom se wet op te lewer (tot 'n krulveldkorreksie wat verdwyn in hoë simmetrie situasies).

'N Alternatiewe manier om die gravitasieterm in die lagrangiaans te verander, is om 'n onderskeid tussen die ware (MONDiaanse) versnellingsveld in te stel. a en die Newton-versnellingsveld aN. Die Lagrangian kan so gebou word dat aN voldoen aan die gewone Newton-Poisson-vergelyking, en word dan gebruik om dit te vind a via 'n addisionele algebraïese, maar nie-lineêre stap, wat gekies word om aan Milgrom se wet te voldoen. Dit word die "kwasi-lineêre formulering van MOND", of QUMOND, [32] genoem, en is veral nuttig vir die berekening van die verspreiding van "fantoom" donker materie wat afgelei sou word uit 'n Newtonse analise van 'n gegewe fisiese situasie. [13]

Beide AQUAL en QUMOND stel veranderinge voor in die swaartekraggedeelte van die klassieke materie-aksie, en interpreteer dus Milgrom se wet as 'n wysiging van die Newtonse swaartekrag in teenstelling met Newton se tweede wet. Die alternatief is om die kinetiese term van die aksie in funksioneel te verander, afhangend van die deeltjie se baan. Sulke "gemodifiseerde traagheidsteorieë" is egter moeilik om te gebruik, omdat dit tydlokaal is, energie en momentum benodig om nie-triviaal herdefinieer te word om bewaar te word en voorspellings het wat afhang van die geheel van 'n deeltjie se baan. [13]

Relativistiese Wysig

In 2004 het Jacob Bekenstein TeVeS geformuleer, die eerste volledige relativistiese hipotese wat MONDiese gedrag gebruik. [33] TeVeS is saamgestel uit 'n plaaslike Lagrangian (en respekteer dus bewaringswette) en gebruik 'n eenheidsvektorveld, 'n dinamiese en nie-dinamiese skalaarveld, 'n vrye funksie en 'n nie-Einsteiniese maatstaf om AQUAL in die nie-relativistiese limiet (lae snelhede en swak swaartekrag). TeVeS het sukses behaal om kontak te maak met waarnemings deur swaartekraglens en struktuurvorming, [34] maar word voor probleme gestaan ​​wanneer hulle gekonfronteer word met data oor die anisotropie van die kosmiese mikrogolfagtergrond, [35] die leeftyd van kompakte voorwerpe, [36] en die verhouding tussen die lens- en materie-oormatige potensiaal. [37]

Verskeie alternatiewe relativistiese veralgemenings van MOND bestaan, waaronder BIMOND en veralgemeende Einstein-Aether-teorieë. [13] Daar is ook 'n relativistiese veralgemening van MOND wat 'n Lorentz-tipe invariansie veronderstel as die fisiese basis van die MOND-fenomenologie. [38]

In Newtonse meganika kan die versnelling van 'n voorwerp gevind word as die vektorsom van die versnelling as gevolg van elkeen van die individuele kragte wat daarop inwerk. Dit beteken dat 'n substelsel van die groter stelsel waarin dit ingebed is, ontkoppel kan word deur bloot die beweging van die samestellende deeltjies na hul massamiddelpunt te verwys, met ander woorde: die invloed van die groter stelsel is irrelevant vir die interne dinamika van die substelsel. . Aangesien Milgrom se wet versnelling nie-lineêr is, kan MOND-substelsels nie op hierdie manier van hul omgewing ontkoppel word nie, en in sekere situasies lei dit tot gedrag sonder Newtonse parallel. Dit staan ​​bekend as die "eksterne veldeffek" (EFE), [1] waarvoor waarnemingsbewyse bestaan. [30]

Die eksterne veldeffek word die beste beskryf deur fisiese stelsels volgens hul relatiewe waardes van te klassifiseer ain (die kenmerkende versnelling van een voorwerp binne 'n substelsel as gevolg van die invloed van 'n ander voorwerp), aeks (die versnelling van die hele substelsel as gevolg van kragte wat voorwerpe daarbuite uitoefen), en a0:

Die eksterne veldeffek impliseer 'n fundamentele breuk met die sterk ekwivalensie-beginsel (maar nie noodwendig die swak ekwivalensie-beginsel nie).Die effek is deur Milgrom in die eerste van sy 1983-artikels gepostuleer om te verklaar dat daar waargeneem word dat sommige oop trosse geen massaverskeidenheid het nie, alhoewel hul interne versnellings onder 'n0. Dit word sedertdien erken as 'n belangrike element van die MOND-paradigma.

Die afhanklikheid in MOND van die interne dinamika van 'n stelsel van sy eksterne omgewing (in beginsel die res van die heelal) herinner sterk aan Mach se beginsel, en kan daarop dui dat dit 'n meer fundamentele struktuur onderliggend is aan Milgrom se wet. In hierdie verband het Milgrom kommentaar gelewer: [40]

Daar word al lank vermoed dat plaaslike dinamika sterk beïnvloed word deur die heelal, a-la Mach se beginsel, maar dit lyk asof MOND die eerste is wat konkrete bewyse vir so 'n verband lewer. Dit kan die mees fundamentele implikasie van MOND blyk te wees, buiten die geïmpliseerde verandering van die Newtonse dinamika en algemene relatiwiteit, en buite die uitskakeling van donker materie.

Die potensiële skakel tussen MOND-dinamika en die heelal as geheel (dit wil sê kosmologie) word inderdaad vergroot deur die waarneming dat die waarde van a0 (bepaal deur aanpassings by die interne eienskappe van sterrestelsels) is binne 'n orde van grootte van cH0, waar c is die spoed van lig en H0 is die Hubble-konstante ('n maatstaf van die huidige uitbreidingstempo van die heelal). [1] Dit is ook naby die versnellingstempo van die heelal, en dus die kosmologiese konstante. Daar is egter nog geen volledige hipotese opgestel wat hierdie verbande op 'n natuurlike manier manifesteer nie.

Verduideliking van donker materie

Terwyl hulle erken dat die wet van Milgrom 'n bondige en akkurate beskrywing van 'n reeks galaktiese verskynsels bied, verwerp baie fisici die idee dat die klassieke dinamika self moet verander en probeer eerder om die sukses van die wet te verklaar aan die hand van die gedrag van donker materie. 'N Paar pogings is aangewend om die teenwoordigheid van 'n kenmerkende versnellingsskaal te bepaal as 'n natuurlike gevolg van die gedrag van koue donker materiehalo's, [41] [42] hoewel Milgrom aangevoer het dat sulke argumente slegs 'n klein subset van MOND-verskynsels verklaar. [43] 'n Alternatiewe voorstel is om die eienskappe van donker materie te wysig (bv. Om dit sterk met homself of barione te laat interaksie) om die hegte verband tussen die baryoniese en die donker materie waarop die waarnemings dui, aan te bring. [44] Ten slotte stel sommige navorsers voor dat die verduideliking van die empiriese sukses van Milgrom se wet 'n meer radikale verbreking vereis met konvensionele aannames oor die aard van donker materie. Een idee (genaamd "dipolêre donker materie") is om donker materie swaartekragtig te laat polariseer deur gewone materie en deur hierdie polarisasie die aantrekkingskrag tussen barione te laat verbeter. [45]

Uitstaande probleme vir MOND Edit

Die ernstigste probleem wat Milgrom se wet in die gesig staar, is dat dit nie die noodsaaklikheid van donker materie in alle astrofisiese stelsels heeltemal kan uitskakel nie: sterrestelselgroepe toon 'n oorblywende verskil in massa, selfs wanneer dit met MOND ontleed word. [2] Die feit dat 'n vorm van ongesiene massa in hierdie stelsels moet bestaan, doen afbreuk aan die elegansie van MOND as 'n oplossing vir die ontbrekende massaprobleem, alhoewel die hoeveelheid ekstra massa wat benodig word 'n vyfde is van 'n Newtonse analise, en daar is geen vereiste dat die ontbrekende massa nie-baronies is nie. Daar word bespiegel dat 2 eV-neutrino's die cluster-waarnemings in MOND kan verantwoord, terwyl die hipotese se suksesse op die sterrestelsel behoue ​​bly. [46] [47] Analise van data met 'n skerp lens vir die sterrestelselgroep Abell 1689 toon inderdaad dat MOND slegs op Mpc-afstand van die middelpunt kenmerkend word, sodat Zwicky se raaisel oorbly, [48] en 1,8 eV neutrino's is nodig in trosse. [49]

Die waarneming van 'n paar botsende sterrestelselsgroepe in 2006, bekend as die "Bullet Cluster", [50] is 'n belangrike uitdaging vir alle teorieë wat 'n aangepaste oplossing vir die ontbrekende massaprobleem voorstel, insluitend MOND. Sterrekundiges het die verspreiding van ster- en gasmassa in die trosse gemeet met onderskeidelik sigbare en X-straallig, en ook die afgeleide donker materie-digtheid met behulp van gravitasie-lens gekarteer. In MOND sou 'n mens verwag dat die "ontbrekende massa" gesentreer sou wees op gebiede met sigbare massa wat versnellings laer as a ervaar0 (as ons aanvaar dat die eksterne veldeffek weglaatbaar is). In ΛCDM, daarenteen, sou 'n mens verwag dat die donker materie aansienlik verreken sou word van die sigbare massa, want die stralekrans van die twee botsende trosse sou deur mekaar gaan (met die veronderstelling dat, soos gebruiklik, donker materie botsend is), terwyl die trosgas sal interaksie hê en in die middel beland. 'N Verrekening word duidelik gesien in die waarnemings. Daar is egter voorgestel dat MOND-gebaseerde modelle in staat is om so 'n verrekening te genereer in sterk nie-sferies-simmetriese stelsels, soos die Bullet Cluster. [51]

'N Belangrike bewysstuk ten gunste van standaard donker materie is die waargenome anisotropieë in die kosmiese mikrogolfagtergrond. [52] Terwyl ΛCDM die waargenome hoekkragspektrum kan verklaar, het MOND baie moeiliker tyd. MOND ondervind ook probleme om struktuurvorming te verklaar, met digtheidstoornisse in MOND wat te laat groei om die sterrestelsels en trosse wat vandag waargeneem word, te vorm. [53]

Verskeie ander studies het waarnemingsprobleme met MOND opgemerk. Daar is byvoorbeeld beweer dat MOND swak pas by die snelheidsverspreidingsprofiel van bolvormige trosse en die temperatuurprofiel van sterrestelsels, [54] [55] dat verskillende waardes van 'n0 word vereis vir ooreenstemming met verskillende sterrestelsels se rotasiekurwes, [56] en dat MOND van nature nie geskik is om die basis van 'n hipotese van kosmologie te vorm nie. [57] Verder voorspel baie weergawes van MOND dat die snelheid van die lig van die swaartekrag verskil, maar in 2017 is die snelheid van gravitasiegolwe gemeet om gelyk te wees aan die snelheid van die lig. [4]

Behalwe hierdie waarnemingskwessies, word MOND en sy relativistiese veralgemenings geteister deur teoretiese probleme. [57] [58] Verskeie ad hoc- en onelegante toevoegings tot algemene relatiwiteit is nodig om 'n hipotese met 'n nie-Newton-nie-relativistiese limiet te skep, die oorvloed verskillende weergawes van die hipotese bied uiteenlopende voorspellings in eenvoudige fisiese situasies en maak dit sodoende moeilik om die raamwerk finaal te toets, en sommige formulerings (veral diegene wat gebaseer is op gewysigde traagheid) ly al lank onder swak verenigbaarheid met gekoesterde fisiese beginsels soos bewaringswette.

Verskeie waarnemings- en eksperimentele toetse is voorgestel om 'n onderskeid [59] tussen MOND- en donker-materie-gebaseerde modelle te maak:


4. Kinematiese klassifikasie

4.1. Sterre kinematika

Die kinematiese maatreëls wat vir die SAMI-opname gemaak is, word breedvoerig in van de Sande et al beskryf. (2017). Ons som die opvallende punte hier op.

Die gemiddelde stersnelheid van siglyn, V, en snelheidsverspreiding, σ, word gemeet aan die hand van die gepenaliseerde pixelpassende kode (pPXF Cappellari & amp Emsellem 2004). Die SGS gebruik pPXF in twee verskillende modusse. Al die resultate wat hier aangebied word, bestaan ​​uit aanpassings deur gebruik te maak van 'n Gaussiese siglyn-snelheidsverspreiding (LOSVD). Om die ster kinematika te meet, word die spektra van die blou en rooi arms van die spektrograaf saamgevoeg. Voordat dit kan gebeur, is die rooi spektra (FWHMrooi = 1.61 Å) is saamgevoeg vir die instrumentale resolusie van die blou spektra (FWHM)blou = 2,65 Å).

Optimale sjablone word saamgestel vir 1-5 ringvormige vullisdromme per sterrestelsel (afhangend van die sein-tot-ruis-verhouding S / N) deur pPXF oor die gekombineerde spektra te laat loop met behulp van die volledige MILES-sterrebiblioteek (Sánchez-Blázquez et al. 2006). Hierna word pPXF drie keer uitgevoer met slegs die optimale templates vir elke sterrestelsel. Die eerste lopie word gebruik om die werklike geraas van die residue te skat. Die tweede lopie gebruik die nuwe geluidsspektrum vir die maskering van emissielyne en slegte pixels. Die derde lopie lei die LOSVD-parameters. Vir elke spaxel mag pPXF die optimale sjablone gebruik uit die ringvormige bak waarin die spaxel woon, sowel as uit naburige annuli. Die onsekerhede op die LOSVD is standaardafwykings nadat pPXF op 150 gesimuleerde spektra gepas is. Om die gesimuleerde spektra te konstrueer, word die beste pas-sjabloon eers van die spektrum afgetrek. Die residue, tesame met die geluidsspektrum, word dan ewekansig herrangskik in die golflengteruimte binne agt golflengtesektore. Die residue word by die beste sjabloon gevoeg om die gesimuleerde spektra te konstrueer, wat dan weer met pPXF aangebring word. Ons het die metingsonsekerhede wat ons uit hierdie 150 simulasies verkry met die pPXF-onsekerheidsramings vergelyk en gevind dat dit goed ooreenstem (van de Sande et al. 2017). As ons egter na die 2D-onsekerheidskaarte kyk, bied die gesimuleerde spektra onsekerheidskaarte wat minder stogasties is en meer ooreenstem met die S / N van die sterrestelsel-spektra, dus gebruik ons ​​dit in ons analise.

Ons pas 'n kwaliteit sny toe, wat verseker dat ons 'n groot fraksie van die spoed met spoed met 'n lae snelheid behou, terwyl 'n streng kwaliteit vir die verspreiding met 'n hoër snelheid behou word (van de Sande et al. 2017): slegs spaksels met snelheidsverspreidings σ & gt FWHMinstr/2

35 km s −1 en onsekerheid oor snelheid- en snelheidsverspreiding ΔV & lt 30 km s −1 en Δσ & lt (σ 0.1) + 25 km s -1 word in die finale analise behou. Hierdie kwaliteitverlagings het 'n steekproef tot gevolg waarvan die mediaan-snelheidsverspreidingsonsekerheid by S / N & lt 20 Å -1 -1,6% is en 2,6% vir S / N & GT 20 Å -1 (Figuur 2, van de Sande et al. 2017).

4.2. Draaiparameter

Emsellem et al. (2007) het die helderheid-geweegde spin-parameter gedefinieer (λR):

in hierdie analise Ri is die halfstraal van die ellips waarin spaxel i geleë is en Fi is die vloed van die ide spaksel. word oor alle spaksels opgesom, N, wat voldoen aan die bostaande kwaliteit sny binne die ellips van die half as R. Die λR profiele word in Figuur 2 geïllustreer.

Figuur 2. Draaiparameterprofiele, λR, as 'n funksie van genormaliseerde sterrestelselstraal, R/Re. Punte binne die sigstraal (RPSF

15) word nie geplot nie. Die kleure dui op sterelmassa, M*.

Die draai-parameter word binne 'n fidusiale radius opgesom, Rfid, dit kan óf wees, 1 Re, of 2 Re (na aanleiding van vorige ontledings). 'N Bepaalde fidusiale radius word slegs gebruik as Rfid & gt RPSF

15, en die persentasie spaksels binne die radius wat aan die kwaliteit sny, is & GT75%. Ons eerste keuse is om binne 1 te meet Re. As die effektiewe radius egter kleiner is as RPSF, ons gebruik Rfid = 2 Re, en as die sterrestelsel Re & gt 15 '', dan gebruik ons. Tweehonderd-vier-en-twintig sterrestelsels het, 46 het en 19 het. Drie van die buitengewoon grootste helderste sterrestelsels in hierdie trosse het 'n half effektiewe radius en gt15 '' en dus die fidusiële radius vir hul λ metings is. Ons kan nie meet nie λ glad nie vir 28 sterrestelsels nie, want nabygeleë sterrestelsels beïnvloed hul waarneming (N = 22) en die waarnemings het 'n te lae S / N (N = 6). Dit laat 'n monster van 292 sterrestelsels waaraan ons kan meet.

Die draai-parameter as 'n funksie van elliptisiteit word in Figuur 3 getoon. Hierdie plot is op dieselfde manier as die ekwivalent in van de Sande et al. (2017). Die figure is nie identies nie, want ons fokus op die sterrestelsels en bestudeer nie die hoër-orde ster kinematika nie, dus het ons 'n laer S / N-snit en bevat sterrestelsels met λ gemeet binne ander fidusiale radiusse as 1Re. Vir elke sterrestelsel in Figuur 3, toon ons die snelheidskaart om die stelsnelhede uit te lig. Om oorvleueling tussen die sterrestelselsnelheidskaarte te voorkom, word die data eers op 'n gewone rooster geplaas met 'n spasiëring van 0,02 in en. Ons plaas elke sterrestelsel op sy naaste roosterpunt, of sy buurland as die naaste roosterpunt reeds deur 'n ander sterrestelsel gevul is. Die grootte van die rooster en snelheidskaarte word so gekies dat geen sterrestelsel met meer as een roosterpunt van sy oorspronklike posisie afgewyk word nie. Die sterre massa - Tully – Fisher (Dutton et al. 2011) verband word gebruik vir die snelheidskaart kleurskaal: vir 'n sterrestelsel met ster massa, wissel die skaal van die snelheidskaart van −95 & lt V (km s -1) & lt 95, terwyl 'n sterrestelsel met 'n sterre massa 'n snelheidsbereik van −169 & lt kry V (km s −1) & lt 169. Die kinematiese posisiehoek word gebruik om die hoofas van alle sterrestelsels op 45 ° uit te lig. Die snelheidskaarte word afgekap waar die S / N te laag is (& lt3) en die foute nie aan die kwaliteitskriteria voldoen nie. Hierdie afkapping verskil vir elke sterrestelsel.

Figuur 3. Spinparameter, as 'n funksie van elliptisiteit,. Die lyne dui die Cappellari (2016 solied), Emsellem et al. (2011 gestippel) en Emsellem et al. (2007 gestamp) vinnige / stadig-rotatorskeidings. Die gemiddelde meetonsekerheid word in die linkerbovenhoek getoon. Vir elke sterrestelsel wys ons sy stelsnelheidskaart in lyn met 45 ° met behulp van die kinematiese posisiehoek, met die skaal van die snelheidskleurkaart ingestel deur die stelmassa Tully-Fisher-verhouding. 'N Rooster word aangebring om oorvleueling van die snelheidskaarte te voorkom.

4.2.1. Keuse van Fiducial Radius

Meting λR binne 'n fidusiale radius van 0.5 Re, of kleiner, kan ons bevindings moontlik beïnvloed. Dit kan 'n vooroordeel veroorsaak omdat ons gewoonlik nie 'n fidusiële radius kan bereik vir die massiewer sterrestelsels van 1 nie. Re. Ons toets die effek hiervan deur die 224 sterrestelsels mee te neem λ gemeet op 1 Re en vind die waarde van λ teen 0,5 Re vir hierdie sterrestelsels. Omdat λ neem toe met toenemende radius (Figuur 2), meet λ by radiusse kleiner as 1 Re sal waarskynlik die gemete vooroordeel λ laer, wat die aantal stadig draaiende sterrestelsels kunsmatig opblaas. Daarom fokus ons op die 26 van die 224 toetsstelsels wat daar is. Die gemiddelde verandering in λR gemeet teenoor 1 Re, /, sonder korrelasie met sterelmassa. Ons toets die effek van hierdie verrekening deur dit toe te pas op die 19 sterrestelsels waaraan ons net kan meet λR binne 0,5 Re, of selfs kleiner radiusse. Die toepassing van die verrekening verminder wel die fraksie van SR's, maar dit verander niks van die gevolgtrekkings wat ons in die res van hierdie artikel maak nie. Ons bied die volgende resultate aan die hand van die ongekorrigeerde waardes.

4.2.2. Insluitend waarnemings van die SAMI-loodsopname

Die SAMI Pilot Survey (Fogarty et al. 2014, 2015) bevat ster kinematika gemeet vir 106 sterrestelsels in 3 van die trosse (Abell 85, 168 en 2399) wat hier aangebied word. Die ster-kinematika van die loodsopname is op dieselfde manier bereken as hier beskryf (Afdeling 4.1), en hul sterre-massas en -kleure is hier gemeet. Van die 106 loodsopnamestelsels is 78 binne 1 R200 van hul klustersentrum, en 69 van die 78 voldoen aan die kriteria vir kleur- en sterre-massaseleksie wat ons hier toepas. Van die 69 wat aan ons kriteria voldoen, is 46 tot op hede weer as deel van die SGS hersien. Ons gebruik hier effens verskillende kwaliteitskriteria, wat beteken dat slegs 37/46 van hierdie sterrestelsels dieselfde fidusiale radius gebruik om die draai-parameter te meet. In Figuur 4 vergelyk ons ​​die Pilot Survey-spinparameters met die wat hier gemeet word en vind ons 'n gemiddelde verskil vir hierdie 37 sterrestelsels. Daar is 'n paar uitskieters in hierdie verspreiding. Ons metodes om die kinematika, groottes en elliptiese sterre te bepaal, is verbeter, en as ons die kinematiese kaarte vir die uitskieters vergelyk, vind ons gate wat te wyte is aan die uitsluiting van lae S / N-data in die kaarte van Fogarty et al. (2015) wat nie in ons data voorkom nie. Ons let op dat die FR- en SR-klassifikasies nie tussen die twee opnames verander nie. Ons neem dus die 23 Pilot Survey-sterrestelsels in wat aan ons seleksiekriteria voldoen, maar wat nog nie as deel van die SGS hersien is nie. Die insluiting van hierdie sterrestelsels beïnvloed nie die gevolgtrekkings wat ons maak nie.

Figuur 4. Vergelyk spinmetingmetings vir die 37 sterrestelsels wat gemeen is tussen die SAMI Galaxy Survey (SGS) en die SAMI Pilot Survey (Pilot) met hul sterre massas. Die gemiddelde verskil word getoon deur die stippellyn. Daar is geen beduidende verrekening in die draai-parameter tussen die twee opnames nie.

As ons die 23 SAMI Pilot Survey-sterrestelsels by die 292 SGS-sterrestelsels voeg, kry ons 'n finale monster van 315 sterrestelsels.

4.3. Voorbeeld Volledigheid

Ons stel belang in breukhoeveelhede, daarom is dit belangrik om die volledigheid van ons monster te begryp.

Die volledigheid van sterrestelsels met spinparametermetings as 'n funksie van sterremassa word getoon in Figuur 5. Die waargenome volledigheid styg as 'n funksie van toenemende sterremassa as gevolg van vroeë teikenbesluite (Owers et al. 2017). Ons ontleed die effek hiervan verder in Afdeling 5.1.

Figuur 5. Volledigheid van sterrestelsels met metings van spinparameters as 'n funksie van sterelmassa. Die onderste paneel toon die sterre massaverdeling van vroeë tipe lede met (Member ETG's) en diegene met spinparametermetings (Waargeneem), terwyl die boonste paneel die breukdeel daarvan (Volledigheid) as 'n funksie van sterelmassa toon. Die foutstawe toon die 1σ binomiale vertroue perke op hierdie metings. Die waargenome volledigheid styg as 'n funksie van toenemende sterremassa.

Die volledigheid van sterrestelsels met spinparametermetings as 'n funksie van oordigtheid word in Figuur 6 getoon. Ons vind dat die waargenome volledigheid plat is as 'n funksie van oordadigheid in die omgewing.

Figuur 6. Volledigheid van sterrestelsels met spinparametermetings as 'n funksie van oordigtheid. Die onderste paneel toon die verspreidingsvermoë van vroeë tipe lede met (lid-ETG's) en diegene met spinparametermetings (waargeneem), terwyl die boonste paneel die breukdeel daarvan (volledigheid) as 'n funksie van oordigtheid toon. Die foutstawe toon die 1σ binomiale vertroue perke op hierdie metings. Die waargenome volledigheid is plat as 'n funksie van oordadigheid.

4.4. Stadige / vinnige skeiding van die rotator

Die ATLAS 3D-span (Krajnović et al. 2008, 2011) het bevind dat hul steekproef van 260 ETG's in 'n breë groeperinge van vinnige en stadig-draaiende sterrestelsels gebruik is wat met behulp van die volgende definisies van die volgende definisies geskei kan word, met behulp van 'n kwantitatiewe analise van stelsnelheidskaarte. Emsellem et al. (2011 Vergelykings (2) en (3)) en Fogarty et al. (2014-vergelyking (4)):

Die verhouding vir 1Re word getoon as die stippellyn in Figuur 3. Alle kinematiese morfologie-digtheidsverhoudingsanalises het hierdie definisies gebruik om hul ETG-monsters in FR's en SR's te skei. Figuur 3 toon ook 'n nuwe definisie vir die skeiding van vinnige en stadig draaiende sterrestelsels van Cappellari (soliede lyn van 2016),

asook die klassifikasie uit Emsellem et al. (2007),

getoon as die stippellyn in Figuur 3.Soortgelyk aan die ATLAS 3D-span, sien ons breë groepe vinnige en stadig draaiende sterrestelsels in Figuur 3. As ons die Emsellem et al. (2011) se definisie, is daar 30 SR's in ons steekproef, in vergelyking met 42 wat die Cappellari (2016) definisie gebruik het en 38 wat die Emsellem et al gebruik het. (2007) definisie. Figuur 3 toon aan dat die Emsellem et al. (2011) Dit lyk asof SR-definisie nie sommige stadig-draaiende sterrestelsels kies nie, terwyl beide die Emsellem et al. (2007) en Cappellari (2016) definisies vang al die stadig draaiende sterrestelsels op. Ons gebruik dus die Cappellari (2016) definisie in die res van hierdie artikel, maar ons let op dat die keuse van stadige / vinnige rotatorskeiding nie die gevolgtrekkings beïnvloed nie.


Die gebruik van sterrestelsels as kosmologiese instrumente

Gewone lense laat ligstrale van rigting verander. As ons dit korrek ontwerp, kan ons verskillende strale op die gewenste plek fokus.

Swaartekrag kan ook veroorsaak dat ligstrale van rigting verander.

Wel, nie so dramaties nie. Die afbuiging van lig deur swaartekrag is byna altyd baie, baie swak. In plaas daarvan om die baan van 'n straal met 10 grade of selfs 1 graad te verander, kan 'n meer tipiese hoek net 'n boogsekonde of minder wees. Einstein se beroemde voorspelling van die buiging van die sterlig deur die son tydens 'n verduistering het gesê dat 'n straal wat net die fotosfeer bewei, sy rigting met ongeveer 1,7 boogsekondes sou verander.

  • swak lens is so klein dat die posisie van die agtergrondbron skaars verander, maar die vorm kan 'n bietjie heroriënteer word
  • sterk lens laat die posisie aansienlik beweeg, die grootte en vorm verdraai en die helderheid verhoog


Figuur 2 van Mellier, ARA & A 37, 127 (1999)

'N Ryk sterrestelselgroep kan honderde of duisende agtergrondstelsels swak aflê, dus word die analise oorheers deur sistematiek en statistieke.

Dit is wat 'n mens hoop om te sien.


Die eer aan LSST en The Trenches of Discovery

. maar 'n mens moet oppas vir nare stelselmatige foute soos PSF-asimmetrieë.


Voorbeeld van ruimtelike variasie in die PSF by die 4-m Blanco-teleskoop, van Jee et al., ApJ 765, 74 (2013)

Aan die ander kant sal slegs 'n paar agtergrondvoorwerpe op die regte plek geleë wees om sterk te kan lens. Goeie voorbeelde is skaars, maar dit bied die geleentheid om baie te leer - insluitend die vermoë om voorwerpe te sien wat andersins onsigbaar flou sou wees. Kom ons kyk na 'n paar voorbeelde.

Gravitasie lens as 'n ondersoek na donker materie

As ons na enkele ryk sterrestelsels met 'n hoë ruimtelike resolusie kyk, sien ons lang, geboë boë.

Die boë is lensbeelde van sterrestelsels in die verre agtergrond, nie deel van die groep self nie. In sommige gevalle sien ons verskeie beelde van 'n enkele agtergrondstelsel, wat op verskillende maniere verdraai word, aangesien die ligstrale langs verskillende siglyne deur die groep beweeg.


Beeld met dank aan die Space Telescope Science Institute

As ons baie besonderhede in die lensbeelde van die agtergrondbronne kan sien, en as ons 'n paar vereenvoudigende aannames maak oor die algemene vorm van die materieverdeling in die groep, kan ons uitvind hoeveel materie daar in die groep moet wees. Met ander woorde, ons kan die swaartekrag van lig gebruik om die massa in 'n groep te meet.

Beskou byvoorbeeld hierdie optiese beeld van die groep Abell 1689.


Beeld met dank aan NASA, ESA, E. Jullo (Jet Propulsion Laboratory), P. Natarajan (Yale University) en J.-P. Kneib (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, CNRS, Frankryk)

Soos beskryf in Coe et al., ApJ 723, 1678 (2010), kan 'n mens die gemete posisies en helderhede van sterrestelsels in die tros self neem, die baie (meer as 100) beelde van agtergrondstelsels, tesame met rooi verskuiwings vir beide die groep en die agtergrondstelsels (sommige bepaal uit spektra, ander uit kleure), en gebruik al die inligting om 'n kaart te maak van die massaverspreiding in die groep. Nie net 'hoeveel massa' nie, maar die liggings en groottes van polle.


Figuur geneem uit Coe et al., ApJ 723, 1678 (2010),


Figuur geneem uit Coe et al., ApJ 723, 1678 (2010),

Hier is 'n effens mooier weergawe: die lig van sterrestelsels word geel getoon, die massa gebaseer op die model in blou.


Beeld met dank aan NASA, ESA, E. Jullo (JPL), P. Natarajan (Yale) en J.-P. Kneib (LAM, CNRS) Erkenning: H. Ford en N. Benetiz (JHU), & T. Broadhurst (Tel Aviv)

Een van die resultate is 'n baie beperkte model van die massa as 'n funksie van die radius binne die groep.


Figuur geneem uit Coe et al., ApJ 723, 1678 (2010),

Die outeurs bepaal 'n totale massa van die groep wat ongeveer is 2 x 10 15 sonmassas. Die massa-tot-lig-verhouding vir die groep wissel van plek tot plek (noudat ons 'n meer gedetailleerde kaart van die massa sowel as die lig het), maar dit is baie hoog: M / L

Gravitasie lens as 'n natuurlike teleskoop

  • verdraai, wat sleg is
  • groter gemaak, wat goed is
  • helderder gemaak, wat goed is

In sommige gevalle weeg die goeie swaarder as die slegte, en ons kan die geleentheid gebruik om sterrestelsels met 'n hoë rooi verskuiwing in baie meer besonderhede te bestudeer as wat ons andersins kon doen.

Die groep MS 1358.4 + 6245 lewer byvoorbeeld beelde van 'n aantal agtergrondstelsels. Let veral op die rooierige voorwerpe wat met '1' gemerk is. in die onderstaande afbeelding.


Figuur geneem uit Zitrin et al., MNRAS in pers.

Nabybeelde van hierdie beelde openbaar verskille as gevolg van die vervorming van die swaartekraglens. Let op dat die groep in hierdie geval NIE 'n eenvoudige sferiese of silindriese massa is nie, maar 'n ingewikkelde voorwerp wat "bytings" in die lensvlak skep - plekke waar die agtergrondvoorwerpe veral sterk vergroot word.


Figuur geneem uit Zitrin et al., MNRAS in pers.

Dit is moontlik om die oorspronklike, onvervormde voorkoms van die agtergrondstelsel te rekonstrueer (natuurlik met 'n mate van onsekerheid). Die skrywers van hierdie studie skat dat die lensbeeld ongeveer 80 keer helderder is as wat die oorspronklike sou gewees het. Dit word ook vergroot: die prentjie hieronder sien besonderhede wat miskien 50 stuks groot is, wat indrukwekkend is vir 'n sterrestelsel met rooi verskuiwing z = 4,92!


Figuur geneem uit Zitrin et al., MNRAS in pers.

In Desember 2011 is nog 'n voorbeeld van 'n "cluster telescope" aangekondig. In hierdie geval was die agtergrondstelsel opmerklik omdat dit 'n besonder hoë rooiverskuiwing gehad het. Oordeel self. Hier is 'n HST-beeld van die groep, Abell 383 let op die twee sirkelvormige punte.


Beeld met dank aan NASA, ESA, J. Richard (Centre for Astronomical Research / Observatory of Lyon, Frankryk), en J.-P. Kneib (Astrofisiese laboratorium van Marseille, Frankryk) Erkenning: M. Postman (STScI)


Beeld met dank aan NASA, ESA, J. Richard (Centre for Astronomical Research / Observatory of Lyon, Frankryk), en J.-P. Kneib (Astrofisiese laboratorium van Marseille, Frankryk) Erkenning: M. Postman (STScI)

Dit is duidelik dat ons in hierdie geval nie die morfologie van die sterrestelsel kan sien nie: dit is net 'n punt. Maar die lens het die helderheid van die agtergrondbron genoeg verhoog sodat ons nie net groottes kan verkry deur middel van verskeie filters nie, maar selfs deur 'n spektrum.


Figuur geneem uit Richard et al., MNRAS in pers


Figuur geneem uit Richard et al., MNRAS in pers

  • dit het 'n hoë rooiverskuiwing, z = 6.0 in huidige modelle van die heelal, dit stem ooreen met 'n ouderdom van ongeveer 1000 Myr
  • die sterk breuk rondom 4000 Angstroms dui daarop dat die sterrepopulasie relatief oud is, van orde 800 Myr

Saamgestel, plaas hierdie sterrestelsel sterk beperkings in die tyd waartydens sterrestelsels ná die oerknal sterre kon gevorm het.

Kom ons kyk na nog 'n voorbeeld van 'n massiewe sterrestelsel wat as 'n 'teleskoop' optree. Die cluster bekend as MACS J0647.7 + 7015 is nie ver van die Noordelike Hemelpool nie, soos hierdie pragtige film u sal wys: klik om te speel.

Coe et al., ApJ 762, 32 (2013) het die sterk verwronge boë en beelde van agtergrondstelsels gebruik om 'n kaart van die massa binne die groep te maak. Die onderstaande foto toon streke waar die lens besonder sterk sal wees ("byts") vir agtergrondstelsels by verskillende rooi verskuiwings.


Figuur 1 van Coe et al., ApJ 762, 32 (2013)

Die outeurs het opgemerk dat drie baie flou, rooi voorwerpe rondom die groep beelde van dieselfde agtergrondstelsel kan wees.


Beeld geneem uit Hubblesite-nuusberig 2012-36

Beelde wat met verskillende golflengtes geneem is, het geen emissie van die voorwerp getoon wat korter was as ongeveer 1,4 mikron nie.


Figuur 2 van Coe et al., ApJ 762, 32 (2013)

U kan u raaiskoot nagaan deur na Figuur 4 van Coe et al.

Die Sunyaev-Zeldovich-effek

'N Soortgelyke ding kan ook gebeur met fotone wat deur die warm gas in 'n groep sterrestelsels beweeg. Een bron van fotone is natuurlik die kosmiese mikrogolfagtergrond.

Die eerste behandeling van hierdie probleem is gedoen deur Sunyaev en Zeldovich, ApSS 7, 3 (1970), vandaar die naam.

Die resultaat van hierdie omgekeerde Compton-verskuiwing sal 'n verandering in die vorm van die CMB-spektrum wees. Oor die algemeen sal fotone na korter golflengtes en hoër frekwensies beweeg.

Die figuur hierbo toon 'n verskuiwing wat baie, baie groter is as wat waargeneem is. Nie elke CMB-foton bots met 'n elektron as dit deur die groep beweeg nie, en diegene wat interaksie het, versprei moontlik nie teen die ideale hoek van 180 grade nie (die meeste sal dit beslis nie doen nie). In die werklike lewe is die spektrum van die inkomende en uitgaande CMB byna identies. Gelukkig kan ons 'n differensiële meting gebruik om die effek te soek: trek die spektrum van een plek af - sê, op die posisie van 'n ryk groep - van 'n nabygeleë posisie - sê 'n paar grade aan die kant van die groep. In daardie geval sal die SZ-effek 'n verskil lewer tussen die spektra met 'n patroon soos hierdie: 'n positiewe verskil by hoër frekwensies (as gevolg van die ekstra hoë-energie fotone op die plek van die groep) en 'n negatiewe verskil by laer frekwensies ( waaruit die fotone "gesteel" is om die hobbel by hoër energieë te skep).

Sterrekundiges het radioteleskope al geruime tyd gebruik om na hierdie effek te soek. Die beste plek om te kyk is naby die piek van die spektrum, in die mikrogolwe met 'n golflengte van enkele millimeter. 'N Mens moet 'n verskeidenheid radioteleskope gebruik om die ruimtelike resolusie te bereik wat nodig is om 'n verre sterrestelselgroep op te los (of amper op te los). Hieronder is die differensiële spektrum vir die groep Abell 2163, gemeet deur 'n samewerking van sterrekundiges wat verskillende instrumente gebruik.


Figuur geneem uit Carlstrom, Holder en Reese, ARA & A 40, 643 (2002).

Hieronder is beelde wat die SZE-effek vir 'n monster trosse op verskillende afstande toon. Die kleur toon die grootte van die differensiële SZ-effek aan: rooi beteken 'groot positiewe verskil in spektrum' en swart 'effens negatiewe verskil'. Die kontoere word op veelvoude van 2-sigma geteken. Die wit ovaal links onder dui die vorm en grootte van die gesintetiseerde radiostraal aan.


Figuur geneem uit Carlstrom, Holder en Reese, ARA & A 40, 643 (2002).

Hier is nog 'n voorbeeld van die SZ-effek. Die boonste paneel toon die termiese SZ-kaart van die Shapley Supercluster, soos gemeet deur die Planck-satelliet. Die onderste paneel is 'n samestelling wat die groep in optiese lig (wit op swart agtergrond), X-strale (pienk) en die termiese SZ-kaart toon. in die mikrogolfoond (siaan).


Beelde geneem uit Planck Collaboration XXIX. Planck-katalogus van Sunyaev-Zeldovich-bronne (2013)

  • die grootte van die SZ-effek is onafhanklik van rooi verskuiwing: trosse oral in die heelal sal die frekwensie van CMB-fotone met dieselfde verhouding skuif
  • die intensiteit van die SZ-effek, geïntegreer oor die omvang van 'n groep, hang af van die temperatuur van die gas in die groep, en van die totale aantal elektrone in die gas (wat beide afhang van die massa van die groep)

Die SZ-effek bied sterrekundiges 'n metode om die teenwoordigheid van sterre sterrestelsels op te spoor of te bevestig, en kan met verdere studie inligting gee oor die eienskappe van daardie sterrestelsels. Dit is 'n kragtige tegniek, dikwels gekombineer met X-straalwaarnemings, wat ons iets kan vertel oor die evolusie van struktuur by hoë rooiverskuiwing.

Die Sachs-Wolfe-effek

Hierdie onderwerp hou nie sterk verband met sterrestelsels nie, maar ek verwar dit gereeld met die SZ-effek, so ons kan dit net sowel nou bespreek. Byna vyftig jaar gelede het Sachs en Wolfe, ApJ 147, 73 (1967) beskryf wat kan gebeur as die heelal inhomogeniteite van massa op baie groot skale bevat. Kosmiese mikrofoon-agtergrondfotone wat deur hierdie massakonsentrasies beweeg, sal klein rooi verskuiwings of bluesverskuiwings ervaar na 'n baie lang reis met ontmoetings met verskillende digtheidskommelings, en die fotone kan dalk 'n klein verandering in hul energie hê.

Die basiese idee agter hierdie proses behels tot 'n mate 'n simmetrie: 'n foton sal energie kry as dit goed in die gravitasiepotensiaal van 'n groep val en dan bluesverskuiwing word, maar dan moet dit terug klim as dit uit die groep vlieg. dieselfde gravitasieput op, en gee dus die energie wat dit opgedoen het, terug. Die netto resultaat is hoegenaamd geen verandering in energie nie.

As die heelal egter 'n nie-nul-kosmologiese konstante het, word die simmetrie verbreek. Kom ons kyk na 'n BAIE grootskaalse massakonsentrasie - a superkluster, eerder as 'n gewone sterrestelsel. Weereens val 'n CMB-foton in die gravitasieput van die gekonsentreerde massa.

Gedurende die tyd wat dit die foton neem om deur die superkluster te reis, brei die heelal in die streek egter steeds uit weens die effek van die kosmologiese konstante. As gevolg daarvan, die diepte van die gravitasieput verminder terwyl die foton binne die put is. Die foton hoef net 'n klein entjie te klim om uit die put te ontsnap.

Wanneer die foton die aarde bereik, sal dit 'n klein bietjie energie opgedoen het vanaf sy weg in en uit die gravitasieput van die superkluster. In vergelyking met fotone uit ander streke van die CMB, het dit 'n effens hoër energie en 'n effens hoër frekwensie. (Klik op die onderstaande figuur om na 'n animasie te kyk)

Alhoewel die SZ-effek en die Sachs-Wolfe-effek (of, soos dit dikwels genoem word, die ISW = Geïntegreerde Sachs-Wolfe-effek) beide die energie van CMB-fotone met 'n klein hoeveelheid verhoog, kom dit op baie verskillende skale voor. Die SZ-effek word veroorsaak deur een groep sterrestelsels, wat 'n gebied van 1 Mpc in grootte kan strek en 'n hoek van 3-20 boogminute (vanuit ons oogpunt) kan onderdruk. Die ISW, aan die ander kant, benodig 'n gebied van orde van tien of honderde Mpc, wat baie grade aan die hemel versprei.

Nog 'n verskil is dat die SZ-effek opgespoor en gemeet is vir baie verskillende sterrestelsels. Die ISW, aan die ander kant, is nog steeds in die stadium van 'n 5-sigma-ish-opsporing gebaseer op kruiskorrelasies van baie groot datastelle. Wetenskaplikes soek streke aan die hemel met effens hoër as die gemiddelde energieë van die CMB, en hulle soek streke aan die hemel met 'n bietjie groter as die gemiddelde sterrestelsels as die twee stelle streke geneig is om goed met mekaar te korreleer , dan kan 'n mens beweer dat die ISW verantwoordelik is.

Granett, Neyrinck en Szapudi, ApJ 683, 99 (2008) kies byvoorbeeld streke van die hemelruim waar daar konsentrasies of antikonsentrasies (leemtes) van sterrestelsels is, soos gemeet deur die tellings van Luminous Red Galaxies in die SDSS. Vir elke groep (of nietig) sny hulle 'n klein gedeelte van 'n kaart van die CMB uit die datastel van die WMAP-satelliet. Nadat die kaarte gedraai is om by die hoofas van elke groep (of nietig) te pas, voeg hulle al die kaarte bymekaar.

As hierdie trosse (en leemtes) regtig 'n ISW-effek lewer, moet ons 'n laer as die gemiddelde temperatuur van die CMB in die rigting van leemtes sien, en 'n hoër as die gemiddelde temperatuur van die CMB in die rigting van trosse.


Figuur geneem uit Granett, Neyrinck en Szapudi, ApJ 683, 99 (2008)

Maar wag - in die vyf jaar sedert Granett, Neyrinck en Szapudi se koerant het sterrekundiges hul metings van die CMB verbeter. In Maart 2013 is die resultate van die Planck-missie bekend gemaak. Kom ons kyk na die Sachs-Wolfe-effek in gestapelde Planck-data:


Geneem uit die resultate van Planck 2013. XIX. Die geïntegreerde Sachs-Wolfe-effek

Vir meer inligting

  • Colley, Tyson en Turner, ApJ 461, 83 (1996) gebruik veelvuldige beelde van dieselfde agtergrondstelsel wat deur CL0024 + 16 lens word om die oorspronklike, onvervormde voorkoms van die sterrestelsel te rekonstrueer.
  • Sunyaev en Zeldovich verduidelik die Sunyaev-Zeldovich-effek in hierdie oorsigartikel uit 1980.
  • Die Sunyaev-Zeldovich Array is 'n radioteleskoopreeks wat spesifiek ontwerp is om die SZ-effek as 'n instrument vir kosmologie te gebruik.
  • Bonamente et al., ApJ 647, 25 (2006) is 'n voorbeeld van hoe radio- en X-straalwaarnemings van 'n verre sterrestelselgroep wenke kan lewer oor die waarde van die Hubble-konstante.
  • 'N Verduideliking van die Sachs-Wolfe-effek van die Goddard Space Flight Centre.
  • 'N Mooi animasie wat die Sachs-Wolfe-effek in aksie toon

Kopiereg & kopie Michael Richmond. Hierdie werk is gelisensieer onder 'n Creative Commons-lisensie.


Vroeë geskiedenis

Die hipotese van donker materie het 'n uitgebreide geskiedenis. [22] In 'n toespraak in 1884, [23] het Lord Kelvin die aantal donker liggame in die Melkweg geskat aan die hand van die waargenome snelheidsverspreiding van die sterre wat om die middel van die sterrestelsel wentel. Deur hierdie metings te gebruik, skat hy die massa van die sterrestelsel, wat volgens hom verskil van die massa sigbare sterre. Lord Kelvin het dus tot die gevolgtrekking gekom dat 'baie van ons sterre, miskien 'n groot meerderheid daarvan, donker liggame kan wees'. [24]

In 1906 gebruik Henri Poincaré in "The Milky Way and Theory of Gases" & # 8220dark matter, "of" matière obscure "in Frans in die bespreking van Kelvin se werk. [24]

Die eerste wat daarop dui dat daar donker materie bestaan ​​met behulp van stelsnelhede, was die Nederlandse sterrekundige Jacobus Kapteyn in 1922. [25] [26] Mede-Nederlander en radio-sterrekunde-pionier Jan Oort het ook die bestaan ​​van donker materie in 1932 veronderstel. [26] [ 27] [28] Oort bestudeer sterrebewegings in die plaaslike galaktiese omgewing en vind dat die massa in die galaktiese vlak groter moet wees as wat waargeneem is, maar daar is later bepaal dat hierdie meting foutief is. [29]

In 1933 het die Switserse astrofisikus Fritz Zwicky, wat galaktiese trosse bestudeer het terwyl hy by die California Institute of Technology gewerk het, 'n soortgelyke afleiding gemaak. [30] [31] [32] Zwicky het die virale stelling op die Coma-groep toegepas en bewyse verkry van ongesiene massa wat hy genoem het dunkle Materie & # 8216 donker saak & # 8217. Zwicky het sy massa geskat op grond van die bewegings van sterrestelsels naby sy rand en dit vergelyk met 'n skatting op grond van sy helderheid en aantal sterrestelsels. Hy skat dat die groep ongeveer 400 keer meer massa het as wat sigbaar waarneembaar was. Die swaartekrag-effek van die sigbare sterrestelsels was veels te klein vir sulke vinnige wentelbane, dus moet die massa weggesteek word. Op grond van hierdie gevolgtrekkings het Zwicky afgelei dat ongesiene materie die massa en die gepaardgaande gravitasie-aantrekkingskrag bied om die tros bymekaar te hou.Dit was die eerste formele afleiding oor die bestaan ​​van donker materie. [33] Die ramings van Zwicky & # 8217s was af met meer as 'n orde van grootte, hoofsaaklik as gevolg van 'n verouderde waarde van die Hubble-konstante [34], dieselfde berekening toon vandag 'n kleiner breuk met groter waardes vir die ligmassa. Zwicky het egter korrek afgelei dat die grootste gedeelte van die saak donker was. [ opheldering nodig ] [33]

Die eerste robuuste aanduidings dat die massa-tot-lig-verhouding iets anders as eenheid was, het gekom met die meting van sterrestelselkurwes. In 1939 het Horace W. Babcock die rotasiekurwe vir die Andromeda-newel (nou bekend as die Andromeda-sterrestelsel) gerapporteer, wat voorgestel het dat die massa-tot-helderheidsverhouding radiaal verhoog. [35] Hy het dit toegeskryf aan óf ligabsorpsie in die sterrestelsel, óf gemodifiseerde dinamika in die buitenste dele van die spiraal, en nie aan ontbrekende materie nie.


Melkweggroepering

Melkweggroepering: Laniakea Brent Tully het 'n internasionale span gelei in 'n program genaamd Cosmicflows. Die meting van akkurate afstande tot sterrestelsels maak 'n onderskeid moontlik van die afstande wat hulle sou hê as hulle net deelneem aan die gemiddelde kosmiese uitbreiding met hul waargenome snelhede. sterrestelsel trosse is swaartekraggebonde groeperings sterrestelsels, wat van honderde tot tienduisende tel. Dit is 'n lys in alfabetiese volgorde van geselekteerde sterrestelsels en sterrestelsel trosse. (Sien ook sterrekunde kosmologie lys van sterre newel protogalaxy ster kluster superkluster.) sterrestelsel Kompasbeeld vir SPT0615-JD Lensstelsel (z

10) 6 Julie 2017. Hubble het buite perke gestoot om polle nuwe sterre in 'n verre sterrestelsel raak te sien. 6 Jul 2017. Kompas- en skaalbeeld vir Galaxy Cluster SDSS J1110 + 6459, Lensstelsel Galaxy SGAS J111020.0 + 645950.8. 6 Jul 2017. Breëveldbeeld van Galaxy Cluster SDSS J1110 + 6459. 1

Aansluiting op 'n cluster¶ Galaxy is standaard ontwerp om take op u plaaslike stelsel uit te voer, maar dit kan ingestel word om take in 'n cluster uit te voer. Die front-end Galaxy-toepassing word op 'n enkele bediener gebruik soos gewoonlik, maar gereedskap word eerder op clusterknope gebruik. 'N Algemene verwysing vir die taakkonfigurasielêer is ook beskikbaar Die aantal ryk sterrestelsels per volume-eenheid is 'n sterk funksie van, die kosmologiese digtheidsparameter, en 8, die lineêre ekstrapolasie tot z = 0 van die digtheidskontras in 8 h-1 Mpc-sfere. Svensk översättning av 'galaxy cluster' - engelskt-svenskt lexikon Cluster. inligting vanaf Wikipedia. Trosse is groter as groepe, alhoewel daar geen skerp skeidslyn tussen 'n groep en 'n groep is nie. Wanneer dit visueel waargeneem word, lyk dit asof trosse versamelings sterrestelsels is wat deur 'n onderlinge gravitasie-aantrekking saamgehou word. Gestippel aan die hemel in die konstellasie. Pictor is hierdie sterrestelselgroep, een van die verste waarneembare swaartekraglense. Hubble kyk na 'n antieke sterrestelselgroep NASA

Elliptiese of S0's vorm 85 persent van die helder sterrestelsels in die Coma-tros; die twee helderste elliptiese in Koma is naby die middel van die stelsel geleë en is individueel meer as tien keer so helder soos die Andromedastelsel El Gordo (ACT-CL J0102-4915 ) is 'n sterrestelsel met besonder ekstreme eienskappe. Dit is meer as 7 miljard ligjare vanaf die aarde geleë en bestaan ​​uit twee sub-groepe wat ongeveer 3e15 sonmassas met 'n massaverhouding van 3,6 en 'n hoë botsingsnelheid van ongeveer 2500 km / s weeg.

Dit bevat 15 trosse wat al begin het. Hallo almal! Hierdie video is 'n vergelyking van die groottes van grootste voorwerpe in die heelal - sterrestelsels en superklusters Sterrestelsels is die grootste voorwerpe in die heelal wat deur swaartekrag bymekaar gehou word. Chandra bespeur die oorverhitte gas wat die ruimte tussen die honderde en duisende sterrestelsels in hierdie enorme trosse vul. Melkwegklusters word gebruik om raaisels van donker materie en donker energie te ondersoek Melkwegklusters is die grootste voorwerpe in die heelal, wat tot tien miljoen ligjare afstrek en die ekwivalente massa van 'n miljoen miljard sonne bevat.

Video: Melkweggroepe en trosse - Wikipedia

Galaxy Cluster - Heelal Toda

  1. Media in kategorie Melkweggroepe. Die volgende 177 lêers is in hierdie kategorie, van die 177 totaal. 0024-1654 cluster of galaxies.jpg 741 × 557 203 KB. 2004GravitationalLens.jpg 1.393 × 1.393 308 KB. 'N Kolossale groep PLCK G308.3-20.2.jpg 5,224 × 4,716 8,9 MB. 'N Galaktiese byeenkoms.jpg 1.280 × 1.244 223 KB
  2. Melkweggroepe is groot versamelings sterrestelsels en bestaan ​​uit honderde sterrestelsels en sterrestelsels, wat deur swaartekrag saamgebind is. Melkwegtrosse is baie groter as sterrestelselgroepe, soos ons plaaslike groep. Talle sterrestelsels moet nie verwar word met sterretrosse wat in sterrestelsels is nie, of met bolvormige trosse wat gewoonlik om sterrestelsels wentel nie.
  3. e die massa van die hele groep, soortgelyk aan die manier waarop ons sterrebewegings binne 'n elliptiese sterrestelsel meet om af te skrik
  4. Krediet: IllustrisTNG Project Visualisering: Dylan Nelson et al. Musiek: Symphony No. 5 (Ludwig van Beethoven) Besonderhede: https://apod.nasa.gov/apod/ap190226.htm

Melkweggroepe is die grootste swaartekraggebonde voorwerpe in die heelal. Hulle het drie hoofkomponente: Honderde sterrestelsels wat sterre, gas en stof bevat, sterrestelselgroepe regeer in die donker heelal. Die sterretros Abell 2744, ook bekend as Pandora's Cluster, soos deur die Spitzer-ruimteteleskoop in infrarooi afgebeeld. (Beeldkrediet: NASA / JPL-Caltech Hoe groter die lenseffek wat deur 'n sterrestelselgroep veroorsaak word, hoe groter is die massa van die sterrestelsel. X-strale: sterrestelselgroepe is gevul met superhot, 10 tot 100 miljoen grade gas wat helder skyn Wetenskaplikes gebruik X-straaldata van ruimteteleskope om massiewe sterrestelsels te vind en te bestudeer. Die Antlia-cluster (Abell S0636) is 'n kompakte groep sterrestelsels in die suidelike sterrebeeld Antlia (die lugpomp). Dit vorm deel van die groot Hydra-Centaurus Supercluster en lê ongeveer 133 miljoen ligjare ver, wat dit moontlik die derde naaste sterrestelselgroep aan ons plaaslike groep maak, naas die Virgo- en Fornax-trosse U kyk na die presiesste gravitasiekaart wat ooit gemaak is van 'n sterrestelsel. Met behulp van die kaart het sterrekundiges vasgestel dat die groep ongeveer 650 000 ligjaar is en.

MISP-sterrestelsel is 'n eenvoudige metode om 'n groot voorwerp uit te druk, genaamd cluster, wat aan MISP-gebeure of -attribute geheg kan word. 'N Groep kan uit een of meer elemente bestaan. Elemente word uitgedruk as sleutelwaardes. Daar is standaardwoordeskatte beskikbaar in die MISP-sterrestelsel, maar dit kan oorskryf, vervang of opgedateer word soos u wil. 'N Sterrestelselgroep met 'n sentrale sterrestelsel, NGC 1128, wat 'n reusagtige dubbele radiobron bekendgestel het, bekend as 3C 75. 01 Des 05. Perseus-groep . Die sentrale streek van 'n ryk sterrestelsel wat ongeveer 250 miljoen ligjare van die aarde af is. 08 Apr 05. Galaxy Clusters Survey Die kolkende spiraal links onder op die raam is ver van die interessantste skouspel hier - daaragter sit 'n sterrestelsel

Melkweggroepering - UH Instituut vir Sterrekunde

Galaxy Cluster A2199 Krediet: 1,2 m-teleskoop, Whipple Obs., Harvard CfA. Verduideliking: Dit is groter as 'n brooddoos. In werklikheid is dit baie groter as alle broodkassies. Abell 2199 is groot. In werklikheid is dit 'n noue, groot groep sterrestelsels, wat etlike duisende sterrestelsels bevat wat rondom 'n sentrale dominante sterrestelsel gesetel is. Sterrestelsels is groot versamelings sterrestelsels. Dit bestaan ​​uit honderde sterrestelsels en sterrestelselgroepe, saamgebind deur swaartekrag. Melkweggroepe is baie groter as melkweggroepe, soos ons plaaslike groep. Sterrestelsels moet nie verwar word met sterretrosse, wat binne-in sterrestelsels is, of met bolvormige trosse, wat gewoonlik om sterrestelsels wentel nie. Opvallende sterrestelsels in die relatief nabygeleë heelal sluit die Maagd-groep, Fornax-groep, Hercules-groep en. Melkwegklusters dek 'n massa massa, met die laagste massa-punt bekend as sterrestelselgroepe. Die ICM is warm as gevolg van die enorme potensiële put van sterrestelsels. Die swaartekrag potensiële energie van materiaal wat in die groep val, lei tot skokverhitting van die gas tot tien miljoen van ° C

. Net soos by die meting van die massas sterrestelsels vanaf die bewegings van die sterre en gaswolke daarin, kan u die bewegings van die sterrestelsels in die trosse gebruik om die massas van die sterrestelsels te meet. Wat u vind, is dat die sterrestelselgroepe te vinnig beweeg om swaartekrag te hê. Galaxyclusters.com is 'n databasis van radio-astronomiese waarnemings van uitgebreide radiobronne wat gegenereer word in die intra-cluster medium (ICM) van sterrestelsels. Tans bevat die databasis alle puntige waarnemings van: radio-oorblyfsels, radiohalo's, radio-mini-halo's en radiofeniks Melkweggroepe regeer die donker heelal. Die sterreswerm Abell 2744, ook bekend as Pandora's Cluster, soos afgebeeld deur die Spitzer-ruimteteleskoop in infrarooi Watter eienskappe van sterrestelsels kan ons meet? Sommige van die voor die hand liggende is: afstand skynbare hoekgrootte aantal sterrestelsels totale lig wat uitgestraal word deur sterrestelsels radiale snelhede van sterrestelsels Kom ons konsentreer op die laaste item in die lys: deur die omvang van radiale snelhede van sterrestelsels in 'n groep te bereken, kan ons die massa

'N Lys met sterrestelsels en sterrestelsels, Britannies

  • Melkweggroepe vorm die groot massa stert van hiërargiese struktuurvorming en is van belang vir die beperking van kosmologiese parameters, die verstaan ​​van grootskaalse strukture, as uiterste omgewings vir die vorming van sterrestelsels en as voorwerpe wat unieke astrofisiese verskynsels bied.
  • Sterrekundiges het 'n antieke sterrestelselgroep gesien wat verrassend jonk lyk. Die sterrestelselgroep het byna 3 miljard jaar na die geboorte van die heelal gevorm, maar is verbasend volwasse.
  • het getoon dat die groep ongeveer 650 000 ligjare breed is en bevat ..
  • MISP-sterrestelsel is 'n eenvoudige metode om 'n groot voorwerp, cluster genoem, uit te druk wat aan MISP-gebeure of -kenmerke geheg kan word. 'N Groep kan uit een of meer elemente bestaan. Elemente word uitgedruk as sleutelwaardes

Cheats oor hoe om 'galaxy cluster' te skep. Bevat alle moontlike kombinasies. U moet oueritems laat ontdek om te slaag. sterrestelsel. +. sterrestelsel Melkweggroepe bestaan ​​uit tot duisende sterrestelsels wat deur swaartekrag saamgebind is. Dit is die grootste swaartekraggebonde strukture en kan dus van kardinale belang wees om die kennis te verbeter. Sterrestelselgroepe word geklassifiseer op grond van 'n stelsel wat deur astronomie George Abell voorgestel word en word in die Abell-katalogus gedokumenteer. Die sterrestelselgroep, genaamd CL J1001 + 0220 (kortweg CL J1001), lê ongeveer 11,1 miljard ligjare van die aarde af

HubbleSite: Beeld

  1. 'N Sterrestelselgroep wat ongeveer 390 miljoen ligjare van die aarde af geleë is. Twee botsende groepe sterrestelsels is ongeveer 380 miljoen ligjare van die aarde af geleë. 'N Sterrestelselgroep wat ongeveer 5,8 miljard ligjare van die aarde af geleë is. 'N Botsing van vier sterrestelsels wat ongeveer 3 miljard ligjare van die aarde af geleë is
  2. Sterrestelselgroep MACS J0717, een van die mees ingewikkelde en verwronge sterrestelsels wat bekend is, is die plek van 'n botsing tussen vier trosse. Dit is ongeveer 5,4 miljard ligjare van die aarde af geleë
  3. Melkweggroepe soos MACS 1206 is perfekte laboratoriums om die swaartekrag-effekte van donker materie te bestudeer, want dit is die mees massiewe strukture in die heelal. Vanweë hul hefboom, werk die trosse soos reuse-kosmiese lense, wat die lig wat daardeur gaan vergroot, verdraai en buig - 'n effek wat bekend staan ​​as gravitasie-lens
  4. Wanneer 'n sterrestelsel 'n ryk, massiewe groep betree, moet dit met twee moordende faktore te kampe hê. Die naghemel van die Aarde, wat die Melkweg, Andromeda wys en hoe dit vanuit ons perspektief sal lyk.

Koppel aan 'n cluster - Galaxy Project 21

  • mier sterrestelsel. Dit is egter net relatief tot ander sterrestelsels, aangesien lig ongeveer 50 miljoen jaar neem om ons vanaf A2199 te bereik.
  • Die sterrestelselgroepering is die afgelope sestig jaar omvattend bestudeer: die samestelling van die Zwicky1-, Lick2- en Jagellonian 3-sterrestelselposisie-katalogusse was die resultaat van hierdie poging. 'N Groot vordering in die statistiese studie van die groepering was toe moontlik, so 'n werk is hoofsaaklik deur Peebles en kollegas uitgevoer.
  • Sterrestelsels word gevind deur optiese of infrarooi teleskope deur te soek na oordigtheid, en dan bevestig deur verskeie sterrestelsels met 'n soortgelyke rooi verskuiwing te vind. Infrarooi soektogte is nuttiger om trosse in die verte te vind (hoër rooiverskuiwing). X-straal: die warm plasma straal X-strale uit wat deur X-straalteleskope opgespoor kan word

Melkwegklusterdigthede - IOPscienc

Die wervelende spiraal links onder op die raam is ver van die interessantste skouspel hier - daaragter sit 'n sterrestelsel. Hubble's Galaxy Cluster Cornucopia | NASA Galaxy-trosse bevat honderde tot duisende sterrestelsels wat deur swaartekrag saamgebind is. Hulle beweeg deur 'n warm sop van gas genaamd die intrakluster medium, wat meer massa bevat as al die sterre. 'N Sterrestelsel kan sy massa rekonstrueer op grond van die beskikbare gravitasielensdata Ruimte wemel van trosse en superklusters van sterrestelsels, en onlangs het sterrekundiges verskeie supers gevang in die proses om 'n megakluster te vorm. Op 19 Oktober 2019 het NASA die ontdekking van 'n seldsame botsing tussen vier sterrestelsels aangekondig. 'N GALAXY-tros van ongeveer 10,2 miljard ligjare weg is aangewys as die verste van die aarde wat nog ooit gevind is. Wetenskaplikes word sterre getref deur ontdekking. Die teleskoop het X-strale opgeteken wat geskep is deur elektrone in die warm kern van 'n sterrestelsel. Sterrestelsels op die g

Bestanddele van die sterrestelselgroep Abell 2744, ook bekend as die Pandora-groep: sterrestelsels (wit), warm gas (rooi) en donker materie (blou). Melkwegklusters is die mees massiewe kosmiese strukture wat deur swaartekrag bymekaar gehou word, bestaande uit sterrestelsels, warm gas en donker materie. Kosmologie uit sterrestelseltellings • Melkwegklusters ondersoek - Uitbreiding van die heelal - Groeitempo van kosmiese strukture • In 'n opname meet ons tros getal as 'n funksie van -Massa-volmag M obs (bv. optiese rykdom, X-straaleienskappe, SZ-seine, swak lens) - Rooi verskuiwing • Dan lei ons-M obs-M-verdeling af (skaalverhouding, verstrooiing As deel van die Trosse Terwyl hulle wegkruip in Plain Sight (CHiPS), het sterrekundiges drie nuwe ontdek sterrestelsel kluster kandidate en bevestig twee daarvan: CHIPS 1356-3421 en CHIPS 1911 + 4455 Diffuse radio-emissie in sterrestelsels is bekend as verwant aan groepmassa en groepsdinamiese toestand. Ons versamel die waargenome strome van radiohalo's, oorblyfsels en mini-halo's vir 'n monster sterrestelsels uit die literatuur en bereken hul radiokragte

Die vorming van sterrestelselgroepe stem ooreen met die ineenstorting van die grootste swaartekraggebonde oordigtheid in die aanvanklike digtheidsveld en gaan gepaard met die mees energieke verskynsels sedert die oerknal en deur die komplekse wisselwerking tussen swaartekrag-geïnduseerde dinamika van ineenstorting en baroniese prosesse wat verband hou met sterrestelsel . Melkweggroepe is dus aan die kruispad van kosmologie. Sterrestelselgroep Die melkweg behoort tot 'n klein groepie bekend as die plaaslike groep, maar ander trosse kan honderde of duisende sterrestelsels bevat. Sterrestelsels kan op hul beurt weer saamgevoeg word om superklusters te vorm Hercules Galaxy Cluster - Abell 2151. Aankooptipe: Elektronies-geassisteerde sterrekunde (EAA, bv. Gebaseer op 'n regstreekse videostroom) Tegniese kaart Gesponsorde handelsmerke Koop Optec by Tolga Astro Shop Planewave by Tolga Astro Shop sagteware Bisque by Tolga Astro Shop TEC by Tolga Astr

GALAXY CLUSTER - svensk vertaling - bab

'N Robuuste rykdommeting vir sterrestelsels is 'n belangrike waarnemingshoeveelheid. Behalwe dat dit een van die primêre eienskappe van 'n groep is, kan dit ook gebruik word as basislyn om ander eienskappe van trosse op 'n sinvolle manier te vergelyk. Dit is veral belangrik omdat die tegnologiese vooruitgang ons in staat gestel het om sterrestelsels te bestudeer. Melkweggroepe groei deur botsings, wat ongeveer 'n miljard jaar duur. Verlede jaar het Liyi Gu van die RIKEN High Energy Astrophysics Laboratory en kollegas x-straal-, optiese en radioteleskope gebruik om twee trosse op te stel wat op die punt is om saam te smelt. Die sterrestelselgroep is naby die noordelike grens van Coma Berenices, halfpad langs 'n lyn wat getrek word vanaf Rho Boötis na Delta Leonis (Zosma), naby die Noord-Galaktiese Pool Die Galaxy Cluster is 'n ware toonmeesterstuk. Om my eie pedale uit die Skreddy-reeks te kon kies, was 'n droom wat waar geword het. Marc was uiters geduldig en buigsaam - en het selfs 'n paar persoonlike aanrakinge en mods bygevoeg wat ek nie geweet het nie. (Met inbegrip van 'n oneindige skakelaar op die geliefde Echo. Melkweggroepe is die grootste stelsels in die heelal wat deur swaartekrag saamgebind is. Hulle bevat honderde tot duisende sterrestelsels en groot hoeveelhede warm gas, bekend as plasma, wat temperature van ongeveer 50 miljoen grade bereik en blink in X-strale

Figuur 2: Die logaritmiese hellingprofiele van die geprojekteerde sterdigtheidsprofiele vir die C-EAGLE-trosse en waarnemingsdata. Die blou en oranje lyne gebruik verskillende metodes om die gesimuleerde trosdata te stapel (onderskeidelik gemiddelde en hoekige mediaan). Die pienk en grys lyne is afgelei van gestapelde waarnemings van sterrestelsels van die Dark Energy Survey, met verskillende nul. Perseus-tros - ook bekend as Abell 426, is hierdie groep sterrestelsels een van die mees massiewe voorwerpe in die heelal en bestaan ​​uit duisende sterrestelsels, waarvan slegs enkele hier sigbaar is. Die hele groep gee X-strale uit en die helderste X-straalbron is die sterrestelsel in die middel van hierdie beeld, NGC 1275, wat ook aangewys word as Perseus A-sterrestelsels is die grootste strukture in die heelal wat deur swaartekrag bymekaar gehou word, met duisende individuele sterrestelsels, donker materie en warm gas. In die middel van die Ophiuchus-tros is daar 'n groot sterrestelsel wat 'n supermassiewe swart gat bevat. Navorsers het die waarskynlike bron van hierdie reusagtige uitbarsting na hierdie swart gat opgespoor Sterrestelselsuperklusters bestaan ​​gewoonlik uit kettings van ongeveer 'n dosyn sterrestelselklusters, elk met 'n massa van ongeveer

10 13 - 10 14 sonmassas. Die grootste superklusters kan oor etlike miljoene ligjare ruimte versprei word. Daar word vermoed dat negentig persent van die sterrestelsels daarin geleë is

Die saamgestelde beelde bevat bewyse vir die grootste ontploffing wat in die heelal gesien is. Hierdie ontdekking, wat in ons jongste persverklaring uiteengesit word, kombineer data van die Chandra X-ray Observatory van die NASA, die ESA se XMM-Newton, die Murchison Widefield Array en die Giant Metrewave Telescope. Hierdie uiters kragtige uitbarsting het plaasgevind in die Ophiuchus-sterrestelsel, wat ongeveer 390 miljoen geleë. Littlealchemyguide.com is die beste gids vir Little Alchemy 1 en Little Alchemy 2. Kombinasies, vind uit hoe om 'n kombinasie te maak en watter elemente die Galaxy Clusters waarneembaar maak in 'n amateurteleskoop. George Abell is 'n paar jaar gelede oorlede, maar een van die mees blywende erfenisse wat hy in die sterrekunde verlaat het, is 'n katalogus van sterrestelsels wat hy in die vyftigerjare saamgestel het.Abell het die pas voltooide Palomar Sky Survey-plate ondersoek om trosse sterrestelsels te vind

Die groep is vernoem na George Abell, 'n Amerikaanse sterrekundige wat 'n katalogus van sterrestelsels in 1958 gepubliseer het. In hierdie projek bestudeer u die sterrestelsels waaruit Abell 2255 bestaan. Oefening 3. Gebruik die navigasie-instrument om 'n paar sterrestelsels in Abell 2255 op te soek. Maak die instrument oop. MIT-sterrekundiges het nuwe en ongewone galaktiese buurte ontdek wat vorige studies misgekyk het. Hul resultate, wat vandag gepubliseer is, dui daarop dat ongeveer 1 persent van die sterrestelselshopies on tipies lyk en maklik verkeerd geïdentifiseer kan word as 'n enkele helder sterrestelsel. Aangesien navorsers nuwe telescoopjag-teleskope loods, moet hulle ag slaan op hierdie bevindings of 'n onvolledige beeld van die heelal hê.

Sterrekunde Fando vir sterrestelselkluster

  1. Die sterrestelselsimulasies wat deur superrekenaars gegenereer word, help wetenskaplikes om die onbekende heelal in kaart te bring. Krediet: Butsky et al. Geïnspireer deur die wetenskapfiksie van die ruimtelike Romulans van Star Trek, het astrofisici kosmologiese rekenaarsimulasies ontwikkel, genaamd RomulusC, waar die 'C' staan ​​vir sterrestelsels
  2. ギ ャ ラ ク シ ー ク ラ ス タ ー 株式会社. 2 159 hou van. 『星 の 数 程 の び と ビ ジ ネ ス を 創造 す る
  3. Die groep Abell 1689 Krediet: N ASA Hubble Op dieselfde manier dat swaartekrag sterre kan beïnvloed om trosse te vorm, het waarnemings aan die lig gebring dat baie groepe en trosse sterrestelsels gravitasiegebonde blyk te wees. Melkweggroepe bevat minder as 50 sterrestelsels en is 3 tot 7 miljoen ligjare oor. Hulle massa is ongeveer 10.000.000.000.000.000 (10 biljoen) keer dié van die son
  4. 'N Melkweggroep is 'n groep duisende sterrestelsels wat met 'n snelheid 3 van ongeveer 1 000 kilometer per sekonde wentel. Hulle word verhinder om uitmekaar te vlieg deur die swaartekrag van die ..
  5. aangetas deur 'n supermassiewe swart gat met massa wat wissel van 'n paar miljoen tot honderde miljoene sonmassa (Figuur 04-01c)
  6. Die data vir die Coma Cluster is geneem as deel van 'n opname van 'n nabygeleë ryk sterrestelselgroep. Gesamentlik sal hulle 'n belangrike databasis verskaf vir studies oor die vorming en evolusie van sterrestelsels. Hierdie opname sal ook help om sterrestelsels in verskillende omgewings, beide oorvol en geïsoleer, te vergelyk, en om relatief nabygeleë sterrestelsels met verafgeleë vergelykings te vergelyk (by hoër rooi verskuiwings)
  7. Die vorming van sterrestelselgroepe stem ooreen met die ineenstorting van die grootste swaartekraggebonde oordigtheid in die aanvanklike digtheidsveld en gaan gepaard met die mees energieke verskynsels sedert die oerknal en deur die komplekse wisselwerking tussen swaartekrag-geïnduseerde dinamika van ineenstorting en baroniese prosesse wat verband hou met sterrestelsel . Melkweggroepe is dus aan die kruispaaie van kosmologie en astrofisika en is unieke laboratoriums om modelle van gravitasiestruktuur te toets.

Hubble kyk na 'n antieke Galaxy Cluster NAS

Bernhard Hubl - Galaxy Clusters. Hierdie webblad bied 'n versameling beelde van sterrestelsels en sterrestelsels. astrophoton.com In hierdie oorsig beskryf ons ons huidige begrip van trosvorming: van die algemene prentjie van ineenstorting van aanvanklike digtheidsskommelings in 'n groeiende heelal tot gedetailleerde simulasies van trosvorming, insluitend die gevolge van sterrestelselvorming. Ons gee 'n uiteensetting van die gebiede waarin hoogs akkurate voorspellings van teoretiese modelle verkry kan word, en die gebiede waar voorspellings is. Die Galaxy cluster-toets- / ontwikkelingsopsie beperk take tot 2 kernpunte en 10 GB geheue, terwyl alle ander toets- / ontwikkelingsopsies die volle hoeveelheid kernpunte en geheue vir die standaardbron kry. Gebruikersgegewens en werkkwotas Werkgeleenthede met lae geheue- en SVE-vereistes is onderhewig aan die volgende perke: Die Corona Borealis-groep (A2065) is in die dertigerjare deur Edwin Hubble ontdek. In 1936 het Milton Humason die rooi verskuiwing van een van die sterrestelsels (PGC 54876) in die groep gemeet as deel van 'n projek om aan te toon dat snelheid eweredig is aan afstand vir 'n groot aantal verre trosse

Koma-tros sterrestelsel tros Britannic

NGC 4459 (middel-links) is 'n lensvormige sterrestelsel wat amper van aangesig gesien word. M49 (middel-middel) is 'n elliptiese sterrestelsel en is die grootste sterrestelsel in die suidelike helfte van die groep. NGC 4473 (middel-regs) is 'n elliptiese sterrestelsel met 'n baie ovale vorm. M87 (links onder) is die baie groot en aktiewe sterrestelsel in die middel van die Maagd-cluster. Die American Astronomical Society (AAS), wat in 1899 gestig is en in Washington, DC, is die grootste organisasie van professionele sterrekundiges in Noord-Amerika. Sy lidmaatskap o

54. Die wisselende sterrestelselgroep El Gordo: 'n massiewe ..

Sterrestelselgroepe verteenwoordig waarskynlik die grootste strukture in die heelal waar swaartekrag gewen het, waar die digtheid van sterrestelsels en ander materie so groot is dat die uitbreiding van die heelal gestaak word en 'n gebonde en moontlik ontspanne selfgraviterende stelsel gevorm is. Daar is baie sterrestelsels in die SDSS-data, wat honderde of selfs duisende sterrestelsels kan bevat. Die foto aan die regterkant toon 'n bekende tros genaamd Abell 2255. Die groep is vernoem na George Abell, 'n Amerikaanse sterrekundige wat in 1958 'n katalogus van sterrestelselsgroepe gepubliseer het. In 2012 ontdek McDonalds 'n unieke sterrestelselgroep wat blink soos 'n puntbron in die X-straal met 'n woedende swart gat wat materie verbruik en X-strale spuug. Die kern was so helder dat dit die intraklustermedium kon versprei en die sterre daarin ongeveer 500 keer hoër gevorm het as die meeste ander trosse

Galaxy Cluster Grootte Vergelyking 4K - YouTub

Trosse word gedefinieer as gewone of onreëlmatige trosse. Die term beskryf die rangorde van sterrestelsels binne die groep. 'N Gewone sterrestelselgroep is bolvormig met meer sterrestelsels na die middel van die groep. 'N Onreëlmatige vorm het geen hoofgroep in die middel nie. Die kragtige resolusie en sensitiwiteit van die NASA se Hubble-ruimteteleskoop openbaar wonders van die heelal in hierdie beeld. Die vermoë van swaartekrag om die weefsel van die ruimte self te verdraai, word getoon, aangesien die massiewe sterrestelselgroep Abell S1063 in die middel omring word deur die verwronge en vergrote lig van sterrestelsels, veel verder weg. Die gesamentlike massa van die sterrestelsels in die groep funksioneer as 'n natuurlike massa. Die sterrestelselsimulasies wat deur superrekenaars gegenereer word, help wetenskaplikes om die onbekende heelal in kaart te bring. Krediet: Butsky et al. In hierdie TACC-podcast beskryf navorsers hoe hulle XSEDE-superrekenaars gebruik om van die hoogste resolusie-simulasies ooit van sterrestelsels te gebruik. Sterrestelsels bevat gewoonlik honderde of selfs duisende sterrestelsels. Die foto aan die regterkant toon 'n beroemde tros genaamd Abell 957. Die groep is vernoem na George Abell, 'n Amerikaanse sterrekundige wat in 1958 'n katalogus van sterrestelselsgroepe gepubliseer het. Hierdie volgrootte Hubble-beeld toon die sterrestelselgroep SDSS J1004 + 4112 wat ontdek is as deel van die Sloan Digital Sky Survey. Dit is een van die bekendste trosse (sewe miljard ligjare, rooi verskuiwing z = 0.68), en word gesien toe die heelal die helfte van sy huidige ouderdom was

Chandra X-ray Observatory - Kom meer te wete oor Galaxy Cluster

Hierdie Hubble-ruimteteleskoop-beeld met lang blootstelling van die massiewe sterrestelselgroep Abell 2744 is die diepste wat ooit gemaak is van enige sterrestelsel. Die waarneming toon 'n paar van die vaagste en jongste sterrestelsels wat nog in die ruimte bespeur is. Abell 2744, geleë in die konstellasie Beeldhouer, verskyn op die voorgrond van hierdie beeld. Sterrestelselgroepe het astronome 'n paar verrassings besorg. Een van die teoretici wat die koelvloeimodel bedink het, Paul Nulsen van die Harvard-Smithsonian Sentrum vir Astrofisika, sê: We. ACCEPT is 'n navorsingsinstrument vir astrofisici wat belangstel in die hoë-energie (X-straal) eienskappe van sterrestelsels. ACCEPT is 'n groot, eenvormig ontleed databasis met baie trosseienskappe, insluitend die X-straal-helderheidsprofiele, ICM-temperatuurprofiele en entropieprofiele. Baie van die CLASH-clusters is in die ACCEPT-databasis opgeneem

Galaxy Clusters Kavli-instituut vir deeltjies

Sterrestelselgroepe soos hierdie het 'n enorme massa en hul swaartekrag is kragtig genoeg om die pad van die lig sigbaar te buig, net soos 'n vergrootglas. Sterrekundiges aan die Universiteit van Chicago, MIT en elders het 'n massiewe sterrestelsel gebruik as 'n X-straalvergroter om terug te kyk in die tyd, tot byna 9,4 miljard jaar gelede. In die proses het hulle 'n klein dwerg sterrestelsel opgemerk in sy heel eerste hoë-energie stadiums van sterre vorming. Die nuwe beeld van die NASA / ESA Hubble ruimteteleskoop toon Abell 2813, 'n sterrestelsel in die sterrebeeld van Cetus. Ook bekend as ACO 2813 en RXC J0043.4-2037, is dit so ver dat .. Ons sou wil visa dig en beskrywing här men webbplatsen du tittar på tillåter inte detta

Net so opvallend is die helder hart van die sterrestelsel wat omring word deur wolke van digte stof. NGC 1003 is voor 'n sterrestelsel - 'n groot versameling sterrestelsels wat deur swaartekrag saamgebind is. Hierdie strukture is van die massiefste in die bekende heelal en weeg die son met 'n faktor van duisend biljoen. Ander sterrestelsels soos Abell 1689 word deur Hubble waargeneem tydens die komende Frontier Fields-program, wat die vergrotingskragte van massiewe gravitasie sal benut. lense om nog verder in die verre heelal te sien deurloop vir sterrestelsels in Little Alchemy 2. aarde + aarde = land aarde + land = kontinent kontinent + kontinent = planeet planeet + planeet = sonnestelsel sonnestelsel + sonnestelsel = sterrestelsel + sterrestelsel = sterrestelselkluster Melkwegklusters, naby en ver, het baie in gemeen. 8 April 2005 RAS-VRYSTELLING PN 05/25. Hierdie beeld toon 'n rekenaarsimulasie van 'n groot volume van die heelal. 'N XMM-Newton X-straalbeeld van 'n werklike sterrestelselkluster uit die studie is bo-op mekaar gelê om die vorming van sterrestelsels in die digste dele van die heelal te illustreer. Die doel van die werkswinkel is om die onlangse vordering met sterk lense te deel en die toekoms te bespreek. aanwysings met huidige / opkomende fasiliteite en wye veldopnames. Onderwerpe by die werkswinkel sluit in onderstrukture van donker materie, evolusie van die sterrestelsel, kosmologie met tydsvertraging, sterrestelsels, hoë sterrestelsels, simulasies en sterk lensondersoeke. Navorsers sê die sterrestelsels wat ons vandag sien, soos hierdie Hubble-beeld van die sterrestelselgroep Abell 1689 , is die gevolg van skommelinge in die digtheid van materie in die vroeë universum