Astronomija

Ar įmanoma galaktikų sankaupoms sąveikauti?

Ar įmanoma galaktikų sankaupoms sąveikauti?


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.

Galaktikos dažniausiai sąveikauja ir susiduria su kitomis galaktikomis. Ar įmanoma, kad galaktikų spiečiai panašiai sąveikauja ir susiduria? Ar žmonės anksčiau bandė ištirti šį reiškinį? Literatūroje nieko konkretaus neradau.


Taip.

Teoriškai tikimasi, kad struktūra pirmiausia susidarys mažose skalėse (žvaigždėse ir žvaigždžių spiečiuose), o vėliau vis didesnėse skalėse - galaktikose, grupėse ir galiausiai galaktikų grupėse (žr. Pvz., Longair 2006). Tai bent tam tikru mastu patvirtinama stebėjimo būdu. Pvz., Galaktikų raudonas poslinkis buvo $ z = 11,2 $ (400 milijonų metų po Didžiojo sprogimo; Oesch ir kt., 2016), o klasteris buvo nustatytas tik iki $ z = 2,5 $ (2,6 mlrd metų po Didžiojo sprogimo; Wang ir kt. 2016).

Taigi, susikūrus grupėms, Visata jau buvo tiek išsiplėtusi, kad sąveika tarp jų yra gana reta.

Vis dėlto būna. Vienas svarbiausių pavyzdžių yra „Bullet Cluster“, kurį sudaro du susidūrę galaktikų spiečiai. Aš tai paminėjau dėl to, kad tai tikrai gražiai patvirtino tamsiosios materijos egzistavimą. Žemiau pateiktame paveikslėlyje (iš NASA dienos astronomijos paveikslo) matyti du klasteriai po susidūrimo. Žvaigždės ir galaktikos yra taip toli, kad susidūrimai tarp galaktikų yra reti ir žvaigždžių susidūrimai praktiškai niekada neįvyksta. Taigi jie ką tik praėjo vienas per kitą, kaip matyti iš paveikslėlio. Tačiau dujos tarp galaktikų susiduria, lėtėja ir yra atskiriamos nuo galaktikų. Tai kaitina dujas iki milijonų laipsnių, skleidžiant rentgeno spindulius (matomi raudonai). mėlyna medžiaga yra masės pasiskirstymo žemėlapis, padarytas naudojant gravitacinius lęšius. Ši masė yra aiškiai atskirta nuo dujų, tačiau sutampa su galaktikomis ir suteikia daug didesnę masę nei matoma masė, apytiksliai 5,5 karto didesnė, būtent tai nustatoma tamsiosios ir normaliosios medžiagos santykiui naudojant kitus metodus.


Žiūrėkite šį vaizdo įrašą, manau, kad jis suteiks jums atsakymą, kartais geriau pamatyti iškart, tada 10 kartų perskaityti: Laniakea: Mūsų namų superklasteris


Astronomai mato, kaip Paukščių kelias valgo vieną savo

Rutulinis klasteris M92 yra puikus tokio tipo pavyzdys. Apytiksliai rutuliškas šimtų tūkstančių žvaigždžių kamuolys, kurį laiko jų tarpusavio sunkumas, yra vienas iš maždaug 160 tokių, kurie skrieja aplink Paukščių kelią.

Na, kol kas. Pasirodo, mūsų galaktika jį valgo.

Daugiau blogos astronomijos

Astronomai rado žvaigždžių srautą prieš ir už spiečiaus skriejant žvaigždžių piliečiams, kuriuos atėmė Paukščių tako sunkumas. Tai stebina, turint omenyje didžiulį M92 amžių - apie 11 milijardų metų, o tai reiškia, kad kažkas neseniai įvyko * norint pakeisti dalykus.

Daugybė šių žvaigždžių srautų buvo rasta per pastaruosius porą dešimtmečių. Kai kurie yra iš mažų galaktikų, kurios praėjo per arti Paukščių Tako (tai yra didelė galaktika), o kai kurios - iš rutulinių grupių. Kai kurie nesame tikri. Maždaug pusė dešimties su jais siejami rutuliai ir dar daugiau - iš nykštukinių galaktikų, nors kai kurie neatrodo turintys jokio konkretaus šaltinio, tikėtina, kad jie atsirado iš objektų, kuriuos Paukščių takas visiškai išardė.

Iš esmės, artėjant mažam objektui, pavyzdžiui, spiečiui ar nykštukų galaktikai, žvaigždės, esančios ant savo išorinių kraštų, jaučia didesnę gravitaciją nuo Paukščių Tako nei nuo savo pagrindinio objekto ir nusitempia. Tai šiek tiek panašu į dulkių debesį, nuplėštą nuo purvo pilnos sunkvežimio, debesiui tekant už sunkvežimio. Tačiau šiuo atveju, kadangi tai lemia potvyniai, galaktikos trauka traukia šias žvaigždes aukai priekyje ir už jos. Rezultatas - plonas žvaigždžių makaronas, išsiskleidęs danguje.

Žvaigždės kai kuriuose žvaigždžių srautuose, neseniai atrastose naudojant Gaia duomenis, uždedamus ant galaktikos žemėlapio. Kreditas: ESA / „Gaia“ / DPAC

Šie srautai šimtmečius vengė dėmesio, nes juos itin sunku pastebėti prieš milijardus kitų galaktikos žvaigždžių. Tačiau didelių dangaus tyrimų metu stebimos milijonai ar milijardai žvaigždžių leidžia jas pastebėti. Vienas iš būdų yra pažvelgti tik į žvaigždžių judesius, kurie, atrodo, juda kartu viena kryptimi. Jei galima rasti atstumų, jie visi krinta išilgai vieno lanko - pagrindinio objekto trajektorijos orbitos.

M92 atveju astronomai pirmiausia apžvelgė porą milžiniškų žvaigždžių tyrimų, atliktų naudojant Kanados, Prancūzijos ir Havajų teleskopą ir „Pan-STARRS“. Jie paėmė dangaus plotą aplink M92 ir ieškojo žvaigždžių, kurių spalvos atitiktų spiečiaus spalvą - žinodami spiečiaus amžių ir kad žvaigždės spalva priklauso nuo jos masės ir amžiaus, jie galėjo išpjauti filtrą žvaigždžių, kurios neatitiko klasterio. Jie taip pat ieškojo žvaigždžių maždaug tuo pačiu klasterio atstumu, nes upelis turėtų maždaug tokį atstumą.

Kai astronomai suplanavo žvaigždžių, atitinkančių M92 spalvas, padėtį, jų duomenyse buvo galima pamatyti srautą (rodyklę). Kreditas: Thomas ir kt.

Kai jie tai padarė, srautas pasirodė iškart iš jų duomenų. Bendras žvaigždžių skaičius reiškia, kad sraute joje yra apie 30 000 kartų didesnė už Saulės masę, o tai yra apie 10% žvaigždžių grupėje dabar! Taigi šis spiečius tik meta žvaigždes.

Dabar, kai sraute buvo žvaigždžių sąrašas, jie kreipėsi į „Gaia“ - palydovą, kuris pastaruosius kelerius metus matavo daugiau nei milijardo žvaigždžių (taip, milijardo) padėtį, spalvą, atstumą, judėjimą ir dar daugiau. Tai leido jiems laiku atsekti klasterio orbitą atgal, ir jie nustatė, kad jis praeina pro galaktikos iškilumą - suplokštą žvaigždžių sferą, supančią galaktikos centrą. Jis taip pat eina tiesiai per galaktikos juostą, sudėtingesnę pailgą struktūrą galaktikos centre.

Paukščių tako struktūra: suplotas diskas su spiralinėmis rankomis (matomas veidu į priekį, kairėn ir kraštu į dešinę), su centriniu išsipūtimu, aureole ir daugiau nei 150 kamuolinių grupių. Nurodoma Saulės vieta maždaug įpusėjus. Kreditas: Kairė: NASA / JPL-Caltech dešinė: ESA išdėstymas: ESA / ATG medialab

Tai įdomu, nes jie taip pat galėjo išmatuoti šių žvaigždžių judėjimą tolyn nuo spiečiaus, o tai suteikė jiems galimybę sužinoti, kaip srautas laikui bėgant pasikeitė.

Atsižvelgdami į žvaigždžių atstumą ir greitį sraute, jie nustatė, kad šios žvaigždės buvo pašalintos iš M92 tik maždaug prieš 500 milijonų metų, o dauguma jų mažiau - tik per pastaruosius 300 milijonų metų. Tai visai neseniai, palyginti su 11 milijardų metų klasterio amžiumi.

Jei jis praeina pro galaktikos centrą kiekvienoje orbitoje, tai, atsižvelgiant į žvaigždžių praradimo greitį, jis turėtų būti seniai praėjęs. Tai savo ruožtu reiškia neseniai pasikeitusią orbitą. Priešingu atveju klasteris neturėtų egzistuoti.

M92 - rutulinis klasteris, nutolęs apie 27 000 šviesmečių nuo Žemės. Autorius: ESA / Hablas ir NASA padėka: Gillesas Chapdelaine'as

Gali būti, kad paskutinis pravažiavimas per galaktiką pakeitė orbitą, nes gravitacinis laukas galaktikos centre yra sudėtingas. Jei kažkas kitas gali padaryti tokį didelį orbitinį pokytį, aš nesuprantu, kas tai yra. Jis galėjo praeiti kitą klasterį, o jų gravitacinė sąveika paveikė juos abu, tačiau galaktiką supanti erdvė yra labai talpi, o grupių - labai nedaug. Beveik susidūrimo tikimybė yra labai maža.

Astronomai planuoja ieškoti daugiau spiečių žvaigždžių, galbūt tų, kurios atitolo, sukurdamos aureolę aplink upelį. Tai galėtų padėti jiems suprasti, kas vyksta. Vis dėlto darbas yra kruopštus, todėl gali praeiti šiek tiek laiko, kol jie turės daugiau informacijos.

Skaičiuojant žvaigždžių skaičių tam tikroje dangaus srityje (tamsesnė yra daugiau žvaigždžių), M92 srautas yra akivaizdus, ​​žvaigždės veda grupę savo orbitoje (dešinėje), o tos, kurios atsilieka (kairėje). X ir Y ašys yra laipsniai danguje. Kreditas: Thomas ir kt.

Šie srautai mane žavi. Jie pasakoja apie tolimą galaktikos praeitį, taip pat apie jos statybą dabar. Šiems srautams tekant, žvaigždžių tankis bet kurioje dalyje gali pasikeisti dėl įvairaus gravitacinio lauko, pavyzdžiui, galaktikos, jei jie praeina šalia didžiulio milžiniško molekulinio dujų ir dulkių debesies arba jei tamsiosios medžiagos aureolė aplink mūsų galaktiką nėra lygus, bet vietoj vienkartinis. Jie taip pat pasakoja apie tai, kaip dabar veikia rutuliški klasteriai, kaip jie praranda žvaigždes ir kaip tai veikia jų struktūrą.

Gana nuostabu, nes prieš porą dešimtmečių apie šiuos srautus net nežinojome. Technikos pažanga suteikė mums galimybę pažvelgti į mūsų galaktikos praeitį, ir, kaip įprasta, viskas yra daug sudėtingiau ir daug įdomiau, nei mes manėme anksčiau.

* Žinoma, „pastaruoju metu“ astronomui yra kitaip nei jums, tikriausiai. Turiu omeny kažkada per pastaruosius 500 milijonų metų, neilgai trukus po to, kai gyvūnai išrado kietus kūno gabalus, užuot plaukioję vandenynuose.


Ar įmanoma galaktikų sankaupoms sąveikauti? - Astronomija

Portalas juda
Portalo tipo sukama tarnybinė struktūra judėjo aplink „Discovery“, kad uždarytų orbitą prieš pat saulėtekį, praėjus porai valandų po to, kai maršrutinis autobusas pasiekė trinkelę, kaip matyti „Time lapse“ filmas. (1min 26sek failas)
Leisti vaizdo įrašą

Priėjęs prie trinkelės
Šis „time lapse“ filmas rodo, kad „Discovery“ maršrutas rieda rampą ir atvyksta į starto laukelį 39B po 10,5 valandų kelionės iš VAB. (3 min. 32 sek. Failas)
Leisti vaizdo įrašą

Atradimas eina į šiaurę
„Discovery“ pristatymas prasideda ankstų vakarą, kai maršrutinis autobusas eina į šiaurę link 39B starto aikštelės. (6min 15sek failas)
Leisti vaizdo įrašą

Praėjo vienas padas
Žvelgiant iš transporto priemonės surinkimo pastato, kosminis maršrutas „Discovery“ rieda į šiaurę ir fone praeina 39A starto laukas. (4min 23sek failas)
Leisti vaizdo įrašą

Vikšrų takas padalintas
Transporteris pasiekia tašką, kuriame vikšrinis kelias suskaidomas į „Complex 39“ trinkeles ir pasuka 39B trinkelę. (7min 11sek failas)
Leisti vaizdo įrašą

Vikšriniu keliu
„Shuttle Discovery“ važiuoja riedučiu po nuostabiu Floridos dangumi. (5min 00sek failas)
Leisti vaizdo įrašą

„Discovery“ išleidimas
Kosminis autobusas „Discovery“ pradeda 4,2 mylios kelionę nuo transporto priemonės surinkimo pastato iki „Apollo“ laikų vikšrinių-transporterių viršelio 39B. (10min 30sek failas)
Leisti vaizdo įrašą

„Discovery“ misija
„Discovery“ skrydžio STS-114 peržiūra pateikiama šiame pasakojamame filme apie grįžimą į skrydį į skrydį. (10min 15sek failas)

Stoties pastarieji 2 metai
Šiame pasakojamame filme nagrinėjamas šio dvejus metus trukusio kosminių pervežimo laivyno įžeminimo poveikis Kolumbijai. (6min 46sek failas)

„Discovery“ astronautai
Pažvelkite į septynis astronautus, kurie skris į kosminio šaudyklės grįžimo į skrydį misiją šiame filme, kuris apibūdina STS-114 įgulos gyvenimą. (10min 04sek failas)

Pavėžėjimo istorija: STS-49
Ši vaizdo įrašo retrospektyva prisimena pirmąjį kosminio maršruto „Endeavour“ skrydį. Pirmoji kelionė išplaukė 1992 m. Gegužę gelbėti nenaudingoje orbitoje įstrigusio ryšio erdvėlaivio „Intelsat 603“. „Spacewalkers“ prie palydovo pritvirtino raketos stiprintuvą, kad kritiškai padidintų teisingą aukštį.
Naršykite vaizdo įrašų kolekcijoje

Pavėžėjimo istorija: STS-109
Šis vaizdo įrašo retrospektyva prisimena 2002 m. Kolumbijos misiją, kuri paskambino į tolimųjų tarnybų tarnybą Hablo kosminiu teleskopu, suteikdama observatorijai naują energijos sistemą ir išplėtusi jos mokslinį pasiekiamumą Visatoje. Astronautai misijos metu atliko penkis labai sėkmingus kosminius pasivaikščiojimus.
Naršykite vaizdo įrašų kolekcijoje

Pavėžėjimo istorija: STS-3
Ši retrospektyva prisimena trečiąją kosminio maršruto Kolumbijos kelionę. 1982 m. Kovo mėn. Misija buvo dar vienas daugkartinio naudojimo erdvėlaivio bandomasis skrydis, tiriant jo sistemų veikimą ir vykdant ribotą mokslo darbotvarkę. STS-3 išsiskiria tuo, kad pirmą kartą nusileido Northrupo ruože White Sands mieste, Naujojoje Meksikoje.
Naršykite vaizdo įrašų kolekcijoje

Vykstantys tarptautinės astronomų grupės tyrimai teikia naujų įžvalgų apie galaktikų grupių kataklizminius kosminius susidūrimus.

Naudodamasi galingiausia pasaulio rentgeno stebėjimo observatorija, komanda išaiškina sudėtingas sąveikas, vykstančias „eismo kaupiniuose“, kurie vyksta šimtams galaktikų ir trilijonams saulės masių dujų ir tamsiosios medžiagos susiliejus. .

Kalbėdama penktadienį RAS nacionaliniame astronomijos susitikime Birmingeme, daktarė Elena Belsole (Bristolio universitetas) pristatys naujus rezultatus, pasiektus ESA skriejančioje XMM-Newton observatorijoje. Vaizdai ir kiti duomenys atskleidžia aplinką, kurią sukrėtė smarkios smūginės bangos, kurios išspaudžia ir suspaudžia klasterio viduje esančias dujas, pakeldamos jų temperatūrą iki daugelio milijonų laipsnių.

„Galaxy“ sankaupos, kurių skersmuo siekia iki 6 milijonų šviesmečių, yra didžiausi objektai, kurių masę gali išmatuoti astronomai. Remiantis daugelio grupių stebėjimais, galima įvertinti masės pasiskirstymą visatoje kaip visumoje. Tai suteikia svarbios informacijos apie tai, iš ko susidarė Visata, kaip ji prasidėjo ir kuo ji baigsis.

Tačiau tik 5% galaktikų spiečių masės yra žvaigždėse ir galaktikose. Erdvė tarp galaktikų yra užpildyta dujomis, kurios yra tokios karštos (10–100 milijonų laipsnių Celsijaus), kad ją galima pamatyti tik esant rentgeno bangos ilgiui.

Kaip dujos tarp galaktikų taip įkaista? Galaktikų sankaupos auga veikiant gravitacijai, nuolat traukdamos mažesnes galaktikų sistemas ir kartais patirdamos smurtinį susidūrimą su panašaus dydžio objektu.

Tokiuose įvykiuose klasteriai pradeda jausti vienas kito trauką: jie sąveikauja ir po ilgesnio laikotarpio galiausiai susilieja. Šie susijungimai yra energingiausi įvykiai, įvykę Visatoje nuo Didžiojo sprogimo. Susidūrus į grupes, išsiskirianti energija negrįžtamai pakeičia fizines sankaupos sąlygas per suspaudimo bangas ir smūgius, kurie kaitina dujas iki 10 000 kartų didesnės nei Saulės paviršiaus temperatūros.

Naudodama kosminius prietaisus, galinčius pamatyti rentgeno bangos ilgius, Belsole'o komanda sugebėjo išmatuoti galaktikų grupių rentgeno spindulių kilmę ir energiją. Iš padėties informacijos jie galėjo suskirstyti dujų pasiskirstymą grupėse. Iš rentgeno energijos jie galėjo išmatuoti dujų temperatūrą. Sujungę abu šiuos elementus, jie galėjo nustatyti klasterinių dujų temperatūros struktūrą.

Temperatūra yra pagrindinis kiekis, leidžiantis mokslininkams atskirti grupes, kuriose vyksta dramatiški susidūrimai, ir tuos, kurie ne. Temperatūra tiesiogiai parodo milžiniško kiekio kinetinės energijos konversiją į šilumą, kuri kaitina dujas.

„Dėka stebėjimų, gautų naudojant galingiausią kada nors pastatytą rentgeno detektorių„ XMM-Newton “, dabar mes galime visiškai apibūdinti dujas galaktikų grupėse“, - sakė Belsole.

"Pagal temperatūrą apskaičiuojame, kad klasteriai gali susidurti didesniu nei 2000 km / s greičiu. Pastebime, kad klasteriai yra unikalūs savo morfologija ir temperatūros pasiskirstymu, ir būtent dėl ​​šių skirtumų galime pasakyti, ar klasteris yra jaunas, ar senas. . "

Belsole komanda neseniai ištyrė tris skirtingus susijungiančius spiečius, kuriuos sudarė šimtai galaktikų. Vienas iš jų, žinomas kaip „Abell 1750“ (A1750), yra jaunas susijungimas, esantis už 1,1 milijardo šviesmečių nuo Žemės. Tai apima du klasterius, kuriuos skiria daugiau nei 3 milijonai šviesmečių ir kurie dar tik pradeda sąveikauti.

Kiekvienos iš šių susidūrusių grupių bendra masė yra apie 500 trilijonų kartų didesnė nei Saulės ir juda maždaug 1400 km / s greičiu. Smurtinė jų sąveika sukelia klasterio vidaus dujų sukrėtimus ir suspaudimą, tarp jų susidaro į lanką panašus dujų regionas, kurio temperatūra siekia 70 milijonų laipsnių Celsijaus. Susidūrimas pasieks kulminaciją per 1–2 milijardus metų, kai susidurs šerdys ir maksimalus energijos išsiskyrimas.

Sudėtingesnis pavyzdys yra A3266, esantis už 800 milijonų šviesmečių nuo Žemės. Du skirtingos masės klasteriai matomi iškart po artimiausio susidūrimo taško. Tai sukuria karštą, bumerango formos sritį, kur smūgio banga plinta mažesnio, krintančio klasterio judėjimo kryptimi. A1750 atrodys taip per 1-2 milijardus metų.

Senesnis pavyzdys yra A3921, esantis už 1,2 milijardo šviesmečių nuo Žemės. Šiuo atveju labai asimetriška morfologija ir temperatūros pasiskirstymas atskleidžia, kad du klasteriai, kurie vėlgi yra nevienodos masės, jau pirmą kartą susidūrė. Mažesnį klasterį, maždaug tris kartus mažiau masišką nei pagrindinį klasterį, susidūrimas beveik visiškai sunaikino. Susidūrimo metu susmulkintas mažesnis klasteris, tuo pačiu metu susidaranti karšta šokiruotų dujų sritis, besidriekianti nuo pagrindinio klasterio centro.

„Šis tyrimas rodo smurtinį būdą, kuriuo formuojasi didžiausios Visatos struktūros, ir kad formavimasis įvyko netolimoje praeityje“, - sakė Belsole. "Procesas vis dar vyksta šiandien. Po kelių milijardų metų grupė, kurios narė yra mūsų galaktika, Paukščių takas, suskaidys, kai ji susilies su netoliese esančia Mergelės grupe."

Vykstantys tyrimai aprašyti keliuose straipsniuose. A3266 tyrimai bus paskelbti būsimame „Astronomijos ir astrofizikos“ numeryje.


Kosmologija

Pastarasis dešimtmetis stebėjo įspūdingą pažangą mūsų empiriniame Visatos tyrinėjime. WMAP stebėjimai ir tolimų supernovų tyrimas atvedė į naują tiksliosios kosmologijos erą, įskaitant atradimus visatos geometrijoje, Hablo plėtimosi kinematiką ir kosminę masės-energijos kiekį. Tačiau struktūros formavimas ir toliau yra nepastebimas dėl to, kad nesugebama išmatuoti pagrindinių galaktikų savybių be didelių sisteminių klaidų ir netikslumų numatant išsamią informaciją apie žvaigždžių susidarymą. Kosmologiniai tyrimai nustūmė galingiausius antžeminius ir kosminius įrenginius į savo ribas, kad iš dalies atskleistų kai kurių tipų galaktikų evoliuciją, tačiau vis labiau aiškėja keletas pagrindinių apribojimų. dėl optinių ir beveik IR pagrįstų galaktikų atrankos metodų šališkumo ir nesugebėjimo išmatuoti galaktikų spektroskopinio raudonojo poslinkio rezultatų esant raudonojo poslinkio z & gt 6.5. Todėl norint gauti išsamų kosminių žvaigždžių formavimosi istorijos ir galaktikos evoliucijos vaizdą, reikia kitokio, vienas kitą papildančio požiūrio.

„Galaxy Cluster“

Galaktikų sankaupos, beveik pasiekusios dinaminę pusiausvyrą, siūlo įspūdingą laboratoriją išbandyti didelio masto struktūros formavimosi modelius ir priklausomybę nuo galaktikų susidarymo ir evoliucijos aplinkos. Istoriškai klasterių mm bangos ilgio stebėjimai buvo sutelkti į Sunyaevo-Zel'dovičiaus efekto (SZE) ryškumą nuo raudonojo poslinkio, tačiau dėl didelės skiriamosios gebos ir išskirtinio paviršiaus ryškumo jautrumo LMT siūlo iš esmės naują stebėjimo langą į tyrimą galaktikų sankaupų, grupių ir kitos masėms šališkos aplinkos. LMT vartotojai atvaizduos vidinės klasterio terpės (ICM) pasiskirstymą 6–10 kartų didesne kampine skiriamąja geba nei ankstesni tyrimai. Tai savo ruožtu leis mums ištirti klasterių formavimosi procesą. Naudodamiesi „Redshift“ paieškos imtuvu, LMT vartotojai tirs žvaigždžių galaktikas, kad geriau suprastų žvaigždžių susidarymo greitį galaktikų grupėse.

Kairėje: preliminarus Sunyaev-Zel'dovich efekto žemėlapis ir submilimetrinės galaktikos fonas „Bullet Cluster“, kurį sukūrė AzTEC 1,1 mm bangos ilgiu. Ryškių taškų šaltinis Rytuose yra foninė šviečianti infraraudonųjų spindulių galaktika ties z

2,7 atspindi klasterio potencialas. Dešinėje: „Azetec“ kontūrai perdengiami „Bullet Cluster“ rentgeno vaizdu.

LMT taip pat suteikia galimybę ištirti aušinimo srautus grupėse. Jau seniai suprasta, kad didelis tankis ir trumpas aušinimo laikas grupių centruose turėtų sukelti aušinimo srautą, nebent aušinimo srautas būtų uždarytas papildomu energijos šaltiniu. LMT vartotojai galės ištirti aušinimo srautų pobūdį ir galimus perkaitimo mechanizmus, atlikdami išsamų dujų ir dulkių pasiskirstymo netoliese esančiuose aušinimo grupėse žemėlapį.

Tamsioji materija ir galaktikų struktūra

Pagal dabartinę struktūros formavimo teoriją, Visatos materijos turinyje vyrauja šaltoji tamsioji materija (CDM). Dėl gravitacinio nestabilumo CDM tankio pasiskirstymo sutrikimai su laiku auga ir formuoja kvazistatinius grumstus, vadinamus tamsiosios medžiagos halais. Manoma, kad šviečiantys objektai, tokie kaip galaktikos ir galaktikų spiečiai, formuojasi CDM halų gravitacinio potencialo šuliniuose. Taigi pirmas žingsnis suprantant galaktikų pasiskirstymą visatoje yra suprasti, kaip CDM halos pasiskirsto erdvėje ir kaip galaktikos sąveikauja su jomis.

Tamsiosios aureolės populiacijos savybės gali būti labai išsamiai ištirtos atliekant skaitinius modelius ir analitinį modeliavimą. Vienas iš CDM halo reakcijos su galaktikomis tyrimo metodų yra pagrįstas sąlyginio šviesumo funkcijos modeliu, kuris susieja galaktikas ir tamsiosios medžiagos aureoles, suderindamas galaktikų skaičių tankį ir klasterio savybes su tamsiosios medžiagos halos tomis, kurios yra dabartiniame CDM modelyje. Kitas metodas naudoja galaktikų sistemas, nustatytas iš didelių raudonojo poslinkio galaktikų tyrimų.


Rutulinis spiečius, kuriame susiduria žvaigždės

Dvynių observatorijos artimojo infraraudonųjų spindulių rutulio sankaupos „Liller 1“ vaizdas, gautas naudojant „GeMS“ adaptyviosios optikos sistemą Čilės „Gemini South“ teleskope. Vaizdo kreditas: Dvynių observatorija / AURA. Mokslininkai vaizdavo žvaigždžių sankaupą, kurią labai užgožė medžiaga mūsų galaktikoje, kur žvaigždės yra taip tankiai supakuotos, kad greičiausiai tai yra reta aplinka, kurioje žvaigždės gali susidurti. Tai yra šiek tiek panašus į žvaigždžių biliardo stalą, kuriame susidūrimo tikimybė priklauso nuo stalo dydžio ir nuo jame esančių biliardo kamuoliukų skaičiaus “, - sakė Francesco R. Ferraro iš Bolonijos universiteto (Italija). , vienas iš komandos narių, kuris naudojo Dvynių observatoriją stebėjimams atlikti.

Žvaigždžių grupę, vadinamą „Liller 1“, sunku ištirti dėl savo atstumo ir dėl to, kad ji yra netoli Paukščių Tako centro (apie 3200 šviesmečių nuo jo), kur dulkių užtemimas yra labai didelis. Precedento neturintis itin aštrus klasterio vaizdas atskleidžia didžiulį žvaigždžių miestą, kuris, komandos vertinimu, turi ne mažiau kaip 1,5 milijono saulės masę, labai panaši į masiškiausius kamuolinius spiečius mūsų galaktikoje: „Omega Centauri“ ir „Terzan 5“.

& # 8220 Nors mūsų galaktikoje yra daugiau nei 200 milijardų žvaigždžių, tarp žvaigždžių yra tiek daug laisvų vietų, kad yra labai nedaug vietų, kur iš tikrųjų susiduria saulės spinduliai “, - sakė Douglasas Geisleris, pagrindinis pirminio stebėjimo pasiūlymo tyrėjas iš Koncepciono universiteto ( Čilė). & # 8220Perpildyti perpildyti centriniai rutulinių grupių regionai yra viena iš šių vietų. Mūsų pastebėjimai patvirtino, kad tarp rutulinių grupių „Liller 1“ yra viena iš geriausių mūsų galaktikos aplinkų žvaigždžių susidūrimams. & # 8221

„Geisler & # 8217s“ komanda specializuojasi rutulinių grupių, esančių netoli Paukščių Tako centro, tyrime, o „Ferraro & # 8217s“ komanda sugeba sumažinti infraraudonųjų spindulių duomenų apie rutulinius klasterius duomenis. Abi grupės dirbo kartu, kad gautų gražius ir išsamius „Liller 1“ su Dvyniais pastebėjimus.

„Liller 1“ yra ankšta žvaigždžių sfera, žinoma kaip rutulinis spiečius. Rutuliniai klasteriai skrieja aplink didelę aureolę aplink mūsų galaktikos centrą ar branduolį, o daugelis artimesnių rutulinių spiečių yra įspūdingi demonstraciniai elementai, net ir mažuose teleskopuose ar žiūronuose. & # 8220Tai nėra vienas iš šių demonstracijų, jį taip užgožia medžiaga, esanti mūsų galaktikos viduryje, kurios regos šviesoje beveik nematyti. & # 8221 pastebėjo Sara Saracino, pagrindinė šio straipsnio autorė iš Universiteto. Bolonija. Iš tikrųjų „Liller 1“ yra beveik 30 000 šviesmečių atstumu nuo Žemės, viename iš labiausiai nepasiekiamų mūsų galaktikos regionų, kur tiršti dulkių debesys neleidžia atsirasti optinei šviesai. & # 8220Tai infraraudonoji spinduliuotė gali sklisti per šiuos debesis ir suteikti mums tiesioginės informacijos apie savo žvaigždes, & # 8221 komentavo Emanuele Dalessandro iš Bolonijos universiteto.

Griežtai supakuoto klasterio stebėjimuose buvo naudojama „Gemini Observatory“ ir # 8217s galinga adaptyviosios optikos sistema „Gemini South“ teleskope Čilėje.

Techninis brangakmenis pavadinimu „GeMS“ (gautas iš „& # 8220Gemini Multi-Conjugate Adaptive Optics System & # 8221“) kartu su galinga „Gemini South Adaptive Optics Imager“ (GSAOI) infraraudonųjų spindulių kamera sugebėjo prasiskverbti pro tankų „Liller 1“ rūką ir pateikti astronomai su tokiu beprecedenčiu vaizdu į savo žvaigždes. Tai tapo įmanoma derinant dvi specifines „GeMS“ charakteristikas: pirma, gebėjimą veikti artimu infraraudonųjų spindulių bangos ilgiu (ypač K pralaidumo juostoje), antra, novatorišką ir revoliucingą būdą pašalinti iškraipymus (neryškumą). kad Žemės audringa atmosfera daro astronominius vaizdus. Norėdami kompensuoti Žemės ir # 8217s atmosferos degradacijos poveikį, „GeMS“ sistema naudoja tris natūralias kreipiančiąsias žvaigždes, penkių lazerinių žvaigždžių žvaigždyną ir kelis deformuojamus veidrodžius. Pataisymas yra toks puikus, kad astronomams pateikiami precedento neturintys ryškumo vaizdai. Geriausių „Liller 1“ K juostos ekspozicijų metu žvaigždžių vaizdų kampinė skiriamoji geba yra tik 75 miliarcsekundės, tik šiek tiek didesnė už teorinę „Gemini & # 8217s“ 8 metrų veidrodžio ribą (vadinamą difrakcijos riba). Tai reiškia, kad „GeMS“ atliko beveik tobulas atmosferos iškraipymų korekcijas.

Šie vaizdai yra panašūs į Hablo kosminio teleskopo (HST) vaizdus infraraudonųjų spindulių bangos ilgyje, turėdami vieną didelį papildomą pranašumą: daug didesnis surinkimo plotas (8 metrų skersmens veidrodis prie „Gemini South“ teleskopo Čilėje, palyginti su 2,4 metro veidrodis Hablo kosminiame teleskope).

Šio projekto stebėjimuose taip pat buvo keletas kitų rutulinių grupių. Pirmo tikslo „Liller 1“ pasiekti rezultatai paskatino komandą plėsti bendradarbiavimą ir dabar dirba su kitomis grupėmis, kurios žada pateikti dar įdomesnį mokslą.

Fonas: Žvaigždžių susidūrimai
Žvaigždžių susidūrimai yra svarbūs, nes jie gali suteikti raktą suprasti egzotiškų objektų, kurių negalima interpretuoti pasyvios pavienių žvaigždžių evoliucijos, kilmę. Manoma, kad beveik susidūrimai, kai žvaigždės faktiškai susilieja, sumaišydami savo branduolinį kurą ir pakartotinai sukeldami branduolių sintezės ugnį, yra vadinamųjų „Blue Straggler Stars“ (bent jau dalies) kilmė. Tačiau susidūrimas taip pat gali būti susijęs su dvejetainėmis sistemomis, o tai sumažina pradinį sistemos dydį ir taip skatina abu komponentus sąveikauti ir sukurti įvairius objektus, tokius kaip mažos masės rentgeno dvejetainiai failai, milisekundiniai pulsai ir kt. Visų pirma milisekundžių pulsai yra senos neutroninės žvaigždės, pagreitėjusios iki milisekundės sukimosi periodo, susidarius masinei dvejetainės sistemos kompaniono daliai. Iš tiesų įtariama, kad „Liller 1“ turi daug tokių egzotinių objektų. Nors iki šiol tiesiogiai nebuvo pastebėtas milisekundžių pulsas, buvo pasiūlyta didelė paslėpta populiacija, nes aptikta intensyvi gama spindulių emisija (intensyviausia, aptikta iki šiol nuo rutulio sankaupos). Dvynių stebėjimai iš tiesų patvirtina, kad tai įmanoma.

Iš tiesų, mūsų stebėjimai patvirtina, kad „Liller 1“ yra viena iš geriausių & # 8216laboratorijų ir # 8217, kur galima ištirti žvaigždžių sankaupos dinamikos įtaką žvaigždžių evoliucijai: tai atveria langą į tam tikrą žvaigždžių sociologijos tyrimą, kurio tikslas yra išmatuoti abipusė žvaigždžių įtaka, kai jos yra priverstos gyventi ypatingo susigrūdimo ir streso sąlygomis, & # 8221 daro išvadą Ferraro.


Grupių klasteris: Komos rutuliai

Didelės blusos turi mažai blusų ant nugaros, kad galėtų jas įkąsti,
Ir mažose blusose yra mažiau blusų, ir taip.
ad infinitum.
Savo ruožtu didžiosios blusos turi didesnių blusų
Nors šie vėl turi dar didesnį, dar didesnį ir t. T.

Vienas iš mano mėgstamiausių dalykų, kuriuos reikia žinoti astronomijoje, yra tai, kad kai kurios didžiausios Visatos struktūros yra pagamintos iš mažiausių.

Didelės struktūros, apie kurias čia kalbu, yra galaktikų sankaupos, didžiulės šimtų ar daugiau galaktikų kolekcijos, kur kiekviena galaktika yra milijardų žvaigždžių, didžiulių dujų ir dulkių kiekių bei nemažai tamsiosios medžiagos kolekcija.

Struktūra, apie kurią konkrečiai galvoju, yra „Coma Cluster“, taip pavadinta todėl, kad ji gyvena dangaus dalyje, kurią žymi žvaigždė „Coma Berenices“ (tai lotyniškai reiškia „Berenice plaukai“). Tai mamuto dalykas, didžiulė besiplečianti kolekcija, gerokai viršijanti a tūkstantis visos judančios galaktikos, kurias tarpusavio sunkumas laiko klasteryje. Jo bendra masė yra stulbinanti 700 trln kartų viršija Saulės masę, ir mūsų vaizdas į ją yra gana geras net iš daugiau nei 300 milijonų šviesmečių.

Vidinė didžiulio Komos galaktikų sankaupos dalis, kur spiečiasi tūkstančiai galaktikų. Autoriai: NASA, ESA, J. Mackas (STScI) ir J. Madridas (Australijos teleskopo nacionalinė priemonė)

Yowza! Pažvelkite į visas tas galaktikas! Ir tai nėra visa klasterio apimtis, tai iš tikrųjų yra tik centrinis regionas. Išsami informacija yra didžiulė, ypač jei paimate visą jos skiriamąją gebą - 28 750 x 16 550 pikselių 620 MB PNG. Verta kurį laiką sunaikinti pralaidumą, kad jį gautumėte.

Beveik viskas, ką matote tame paveikslėlyje, yra galaktika, klasteris, galaktikos prasme, yra beveik tiesiai aukštyn, kalbant apie mūsų galaktikos diską, taigi žvaigždžių, kurias matote Paukščių kelyje, skaičius yra sumažintas iki minimumo.

Vis dėlto štai kas: tame vaizde paslėpta daugybė labai mažų taškelių. Vos nematote, bet jie yra. Tai yra rutuliški klasteriai. Tai yra tarsi galaktikų sankaupos, tačiau užuot galaktikų kolekcijos, tai yra žymiai mažesnės žvaigždžių kolekcijos - nuo dešimčių tūkstančių iki milijono ar dviejų. Jie yra labai susikaupę ir apytiksliai rutuliški (iš čia kilo pavadinimas), kosmose atrodo kaip kibirkščiuojami aviliai.

Galingasis „Omega Centauri“ - didžiausias rutulinis klasteris, skriejantis aplink Paukščių kelią. Kreditas: ESO / INAF-VST / OmegaCAM. Padėka: A. Grado, L. Limatola / INAF-Capodimonte observatorija

Taip. Jie yra vienas iš mano mėgstamiausių taikinių, kai esu su savo „sritimi“. Paukščių takas skrieja apie 150 iš jų, paprastai per kelias dešimtis tūkstančių šviesmečių, maždaug tokiu pačiu atstumu kaip pačios galaktikos dydis.

Mes juos matome aplink daugybę galaktikų, todėl logiška, kad jas turi ir „Coma Cluster“ galaktikos. Juos sunku pastebėti nuo 300 milijonų šviesmečių, tačiau Hablas turi savo užduotį.

Tai verta daryti. Pažvelgę ​​į tą klasterį galime pamatyti galaktikas ir sužinoti, kaip jos sąveikauja, tačiau vaizdas ribotas. Kituose klasteriuose (pvz., „Mergelė“ ir „Fornax“) atlikti giluminiai tyrimai parodė, kad pažvelgus į silpniausią klasterio šviesą, galite geriau suprasti, kaip tos galaktikos elgiasi. Kai du praeina vienas kitam, jie sąveikauja gravitaciniu būdu, sukurdami visokeriopą sumaištį, kurią galima pamatyti labai silpnose spiečiaus dujose arba žvaigždėse, išmestose iš galaktikų. Gali būti, kad rutuliniai klasteriai gali suteikti mums užuominų, kaip tai įvyko.

Astronomų komanda nusprendė pasižvalgyti. Jie pradėjo nuo „Advanced Camera for Surveys“ (ACS) „Coma Cluster Treasury Survey“, kuris buvo specialiai sukurtas klasteriui atvaizduoti. Deja, prieš baigiant tyrimą ACS sutrumpėjo (nors vėliau orbitoje astronautai tai nustatė), todėl astronomai spragoms užpildyti naudojo archyvuotus vaizdus, ​​darytus kitiems projektams.

Tada jie parašė programinę įrangą, kad pasirinktų tik rutulius. Paveikslėlyje yra apytiksliai 100 000 atskirų objektų (.), Ir jie išmokė kompiuterį ieškoti dalykų, kurie buvo maži (bet ne tokie maži kaip žvaigždės), tinkamo ryškumo ir tinkamos spalvos, kad būtų rutuliniai klasteriai.

Jie rado 22 426 rutulinius kandidatus.

Šventa karvė. Gerai, pakankamai teisinga, aš jau rašiau tokią programinę įrangą anksčiau, ir tai sunku, bet galite ją pakoreguoti, kad veiktų gana gerai. Problema yra žinojimas kaip gerai. Ar tai surasti itin tolimas fonines galaktikas ir galvoti, kad jos yra rutulio formos?

Na, aš tuo domėjausi, kai susidūriau su tuo tyrime:

Atlikdami išsamią vizualią kandidatų savybių analizę, mes sukūrėme galutinį rutulio sankaupos sąrašą, kuriame beveik nėra teršalų, tokių kaip foninės galaktikos ir artefaktai. Mes pabrėžiame, kad visi kamuoliniai klasteriai galutiniame kandidatų sąraše buvo patvirtinti atliekant vizualinį patikrinimą, ekrane rodant aptikimus ir nuskaitant juos kiekviename paveikslėlyje ir abiejuose filtruose.

Hm Jei skaitau teisingai, jie patikrino kiekvieną kandidatą akimis. Oi.

Šiuo metu taip pat atkreipsiu dėmesį į tai, kad komandą sudarė nemažai bakalauro studijų studentų, kurie nebūtinai turėjo daug astronominių tyrimų patirties. Tačiau net pradedantiesiems lengva išmokyti atpažinti tam tikrus dalykus duomenyse - žmonės labai gerai moka atpažinti modelius - ir apskritai tai sugeba net už sudėtingą programinę įrangą. Ir jie gauna savo vardus ant popieriaus! Gana geras sandoris. Net jei tai reiškia ištirti daugiau nei 22 000 šviesos taškų.

Taigi, ką jie rado? Ak, taip, tai pasidaro tikrai įdomu.

„Šilumos žemėlapis“, rodantis kamuolinių grupių vietų tankį Komos klasteryje. Galite pamatyti tris pagrindinius grumstus, o kai kuriose galaktikose šalia yra labai nedaug kamuoliukų. Kreditas: Madridas ir kt.

Kai jie nustatė kamuoliukų vietą, jie rado tris pagrindines koncentracijas, esančias aplink tris didžiausias, ryškiausias spiečiaus galaktikas: NGC 4874, 4889 ir IC 4051. Galite to tikėtis, bet pažvelgus atidžiau viskas neatrodo “. t visai taip, kaip tikėtasi.

Viena vertus, aplink kiekvieną galaktiką rutulių aureolė užgęsta daug toliau nei Paukščių Takui, net 5-6 kartus viršija pačios galaktikos fizinį dydį. Be to, aplink tas tris galaktikas kamuolinių skaičius yra 10–30 kartų tankesnis nei aplink kitas spiečiaus galaktikas! Akivaizdu, kad šios galaktikos juos užklumpa.

Na, gana. Kai kurios galaktikos aiškiai dalijasi tarpusavyje. Pažvelkite į dvi didžiausias koncentracijas: tarp jų taip pat yra nedidelis tiltas. Panašu, kad tarp galaktikų buvo daugybė sąveikų, kai didesnės pavogė rutulius iš kitų. Taip pat grupėje galite pamatyti regionus, kuriuose yra labai mažai kamuoliukų, tikriausiai kai kurių iš šių nusikaltimų vieta.

Yra dar daugiau. Kai kuriuose rutuliuose yra šiek tiek mėlynesnės žvaigždės, o kituose - raudonesnės. Pasirodo, kad raudoni rutuliai yra labiau susitelkę aplink galaktikas, o mėlyni - labiau išplitę.

Manoma, kad mėlynesnės greičiausiai yra mažesnėse, nykštukinėse, o raudonosios - pačių didesnių galaktikų dalyse. Pastarieji juos pavagia iš pirmųjų, todėl jie linkę gulėti šių galaktikų pakraščiuose, o namuose užaugę raudonesni sankaupos glaudžiasi arčiau.

Taigi, tik pažvelgę ​​į tų rutulių vietą ir spalvas, galime sužinoti šio juokingai didžiulio galaktikų miesto istoriją.

Kalbant apie istoriją, man kyla mintis: kai čia matoma šviesa paliko tas galaktikas, dinozaurai dar turėjo vystytis Žemėje, o neišpasakytas skaičius augalų mirė ir vėliau suformavo Žemėje sluoksnį, kurį mes dabar (nors tikimės, kad ne per ilgai) anglies kasykla.


Astrofizikos sienos ir prieštaravimai

1 skyrius. Kosmologijos klausimų apžvalga [00:00:00]

Profesorius Charlesas Bailynas: Gerai, mes kalbame apie Visatos kilmę ir likimą. Ir leiskite jums priminti ligšiolinę istoriją. Iš esmės čia yra du stebėjimų rinkiniai. Vienas iš jų yra Hablo diagramos ir Hablo dėsnio egzistavimas, kuris yra galaktikų stebėjimo ryšys tarp atstumo ir greičio. Tai veda jus prie visuotinės plėtros idėjos. Kitas dalykas, apie kurį mes diskutavome praėjusį kartą: jei pažvelgsite į praeitį, jei stebėsite dideliu atstumu & # 8211, tai yra, didelis peržiūros laikas & # 8211, ką atrandate, yra tai, kad anksčiau viskas buvo kitaip. Tai, kad Visata, kaip visuma, atrodė kiek kitaip ir visų pirma buvo žymiai tankesnė, būtent tai ir nuspėtumėte, jei Visata išsiplėstų.

Šie du dalykai & # 8211, šie du stebėjimo faktai, iš tikrųjų lemia Visatos su Didžiojo sprogimo kosmologija idėją. Ir tai puiku, nes tada galite pasinaudoti šia prielaida, kad viską valdo Visatos mastelio faktorius. Skalės koeficientas prasideda nuo nulio arba labai arti nulio ir laikui bėgant didėja.

Ir jūs galite naudoti šią koncepciją visokiems nuostabiems dalykams atlikti. Galite apibūdinti praeitį.Visų pirma, vienas iš dalykų, kuriuos darėme paskutinį kartą, buvo apskaičiuoti Visatos amžių pagal Hablo konstanto stebėjimus. Ir jūs galite nuspėti ateitį. O ateitis priklauso nuo to, kaip pasikeis mastelio faktoriaus plėtra. Jei mastelio koeficientas tik toliau didės dabartiniu greičiu, Visata ir toliau plėsis ir palaipsniui vis retės, bus vis šaltesnė ir vis nuobodžiaujanti.

Tačiau nesitikima, kad plėtimosi lygis išliks toks pats. Tikimasi, kad plėtimosi tempas pasikeis. Visų pirma, tikimasi, kad plėtimosi tempas sulėtės. Kodėl? Nes Visatoje yra materija, o materija daro gravitaciją, o gravitacija yra linkusi vėl susitvarkyti daiktus.

Taigi, čia mes atsidūrėme paskutinį kartą. Jei manote, kad gravitacija yra dominuojanti jėga & # 8211, tai yra, kad bet kokie Visatos išsiplėtimo greičio pokyčiai bus dėl gravitacijos, tada galite išvesti šį kritinį tankį, kurį mes padarėme paskutinį kartą, kuris yra lygus dydžiui iki 3H 2/8 π G. H, jūs matuojate. Kiti dalykai yra tik konstantos, ir jūs galite apskaičiuoti, koks yra šis kiekis. Dabar, leiskite man užrašyti astronominio žargono gabalą, kurio paskutinį kartą nepadariau.

Tikrasis Visatos tankis, padalytas iš šio kritinio tankio, duodamas savo raidę. Tai užsirašyta kaip didžioji „Omega“. Taigi Ω yra tikrasis & # 8211 faktinis Visatos tankis, kad ir kas tai pasirodytų, padalytas iš kritinio tankio. Tada galite apibūdinti Visatos ateitį, priklausomai nuo to, kas yra Ω. Jei Ω yra didesnis nei 1, tai reiškia, kad tankis & # 8217s didesnis už kritinį tankį. Tai veda prie pakartotinio žlugimo ir „didžiojo krizės“ & # 8211, kadangi, jei Ω yra mažesnė nei 1, Visata amžinai plečiasi.

Kažkas paklausė, kas nutiks, jei Ω yra lygus 1? Tokiu atveju nėra „Big Crunch“. Visata plečiasi visam laikui, tačiau išsiplėtimo greitis asimptotiniu požiūriu artėja prie nulio. Bet, žinoma, realiame gyvenime labai sunku gauti tai, kas tiksliai atitinka fizinę reikšmę ir bet kokią teorinę vertę.

Taigi, turint tai omenyje, tampa labai svarbu iš tikrųjų išeiti ir išmatuoti vidutinį Visatos tankį, nes tada galėtum jį padalyti iš šio kritinio tankio. Mes jau matavome H, todėl žinome, koks yra šis kiekis. Tada galėtum išsiaiškinti, kas nutiks. Taigi, tikslas yra nustatyti Visatos tankį.

Konceptualiai tai nėra taip sunku padaryti. Išeini ir pamatu visko, ką gali pamatyti, masę. Jūs bandote ir darote tai dideliu kiekiu, nes to, ko norite išvengti, & # 8211 klaidos, kurios norite išvengti, yra išmatuoti visatos gabalo tankį, kuris neatitinka bendro vidurkio. Jei matuotume medžiagos tankį šioje patalpoje, tai būtų kažkas panašaus į 27 dydžius, viršijančius kritinį tankį. Ir jei manytume, kad Visata buvo tokia pati kaip ši patalpa, akivaizdu, kad ji vėl žlugtų. Tiesą sakant, jis būtų seniai vėl sugriuvęs. Bet mes to nedarome, nes, žinoma, didžioji Visatos dalis nėra panaši į šį kambarį. Didžioji Visatos dalis tuščia.

Taigi, jūs sakote, gerai, mums geriau įtraukti daug žvaigždžių ir tuščias vietas tarp jų. Bet ir tai yra klaida, nes jūs matuojate mūsų galaktikos žvaigždes. Taigi, jūs sakote, gerai, mes geriau įtraukiame daugybę galaktikų ir tuščias vietas tarp jų. Tai dar kurį laiką neveikia, nes yra galaktikų sankaupos. Yra galaktikų grupių sankaupos. Taigi, prieš turėdami teisingą pavyzdį, kokios yra vidutinės Visatos sąlygos, turite nueiti tikrai labai toli. Bet iš esmės tai tikrai įmanoma padaryti. Jūs tiesiog matuojate dalykus vis toliau ir toliau, kol pasieksite tašką, kuriame padidinus atstumą ir # 8211 kur padidinus atstumą, tas tankis nebesikeis. Taigi, jūs esate toje vietoje, kur tikrai pasiekėte vidurkį. Kaip žinoti, kad pasiekei vidurkį? Na, jūs žiūrite dvigubai toliau ir gaunate tą patį atsakymą.

Taigi, iš esmės, taip elgdamiesi, jūs susumuojate visą masę į tam tikrą didelę Visatos dalį ir pakankamai didelę Visatos dalį, kur pakankamai didelis yra pakankamai didelis, kad vidutiniškai viršytų bet kokius vietinius sutrikimus. Taigi, susumuosite visą masę ir padalysite iš tūrio. Jūs padalijate iš tūrio, kurį ta masė užima. Taigi, akivaizdu, jūs turite identifikuoti visas skirtingas masės rūšis. Ir jūs turite įsitikinti, kad kad ir kokį tūrį pasirinkote, jame radote visą masę. Viską susumuoji. Skirstote iš tūrio. Jūs nustatote & # 8211, kuris suteikia jums tankio vertę. Jūs padalijate iš kritinio tankio ir žinote, kas nutiks Visatai.

2 skyrius. Masės nustatymas [00:08:28]

Gerai. Kaip dabar rasti daiktų masę? Masės nustatymas. Na, vienas iš būdų, kaip tai padaryti, yra tai, kad tu gali tiesiog išeiti ir pamatuoti, kaip šviesu - taip, pirmyn.

Studentas: Ar galite uždėti kitą skaidrę?

Profesorius Charlesas Bailynas: O, atidėk tai sekundei. Viršutinė dalis? Apatinė dalis? Ką tu-

Studentas: [Negirdima], jei neprieštaraujate.

Profesorius Charlesas Bailynas: Taip taip. Taigi, jūs nustatėte Visatos tankį susumuodami masę. Padalinkite jį iš tūrio. Tada kyla klausimas: „Kaip nustatyti masę?“

Ir vienas iš būdų, kaip jūs galite tai padaryti, yra tai, kad jūs žiūrite, kaip viskas yra ryšku. Pridėkite matomą šviesą. Tada jūs prisiimate tam tikrą masės kiekį, kurio reikia norint sukurti tam tikrą šviesos kiekį. Taigi, darant prielaidą, kad & # 8217s vadino masės ir šviesos santykį. Taigi, jūs galite tai padaryti, žinote. Jei tai Saulė, tai viena saulės masė sukuria vieną saulės spindį. Jei visos žvaigždės ir visi objektai yra visiškai panašūs į Saulę, viskas būtų taip. Pasirodo, kad taip nėra, tačiau galite paimti vietinius žvaigždžių pavyzdžius ir išsiaiškinti, koks yra vidutinis masės ir šviesos santykis. O jei turite kokią nors masės ir šviesos santykio vertę, kuria esate patenkintas, tada šviesos kiekį padauginkite iš masės ir šviesos santykio, ir tai suteikia jums masę.

Studentas: Ar reikia reguliuoti atstumą?

Profesorius Charlesas Bailynas: Atsiprašau.

Studentas: Ar reikia reguliuoti atstumą?

Profesorius Charlesas Bailynas: Ką reiškia „šviesa“, yra tai, ką reikia pritaikyti atstumui? Ką reiškia šviesa, yra savaiminė šviesa. Turite omenyje absoliutaus dydžio ekvivalentą, kuris atsižvelgia į atstumą. Taigi, ko reikia paklausti, tai ne tai, kaip jis atrodo ryškus, bet koks jo vidinis ryškumas šiuo konkrečiu atveju. Taip. Taigi, jūs turite atsižvelgti į atstumą, taigi, jūs turite galvoti apie absoliutų dydį, o ne apie matomą dydį, taip.

Ir tai yra viena iš problemų. Tai sunku padaryti. Kita problema, be abejo, yra šis nepatogus žodis, čia [„tarkime“], kuris žmones jaudina, nes tu gali tai padaryti neteisingai. Jei žiūrite į vienos rūšies žvaigždę ir tai iš tikrųjų yra kokia nors kita žvaigždė, kuri būna daug masyvesnė, bet blankesnė, pavyzdžiui, baltieji nykštukai ar kažkas panašaus, tai padarysite tai netvarką. .

Taigi yra alternatyvus metodas, kurį galbūt jau svarstėte, nes mes tai padarėme abiejose ankstesnėse šios klasės dalyse, t. Y. Jūs matuojate orbitas. Jūs darote tą patį, ką mes darėme su & # 8211 klasės pirmoje ir antroje dalyse. Tolimoje galaktikos dalyje rasite žvaigždę, skriejančią aplink galaktiką. Jūs suprantate, kaip greitai viskas vyksta. Jūs suprantate, kiek toli viskas vyksta. Jūs naudojatės „Kepler & # 8217s“ įstatymais. Masę jūs nustatote iš orbitos teorijos, iš esmės pagal „Kepler & # 8217s“ įstatymus.

Ir ypač, jūs žinote, V 2 = GM/a. Taigi, jūs galite tai išmatuoti iš Doplerio pamainos. Tai galite nustatyti iš esmės, galaktikų atveju galaktikos yra dideli objektai. Galite fiziškai išmatuoti dangaus kampinį atsiskyrimą. Norėdami tai nustatyti, naudokite mažo kampo formulę, jei žinote atstumą. Taigi, tai taip pat galima išmatuoti, todėl tai galima apskaičiuoti.

Taigi, jūs einate ir darote tai daugybei galaktikų. Ir tai buvo padaryta. Leiskite čia pateikti keletą pavyzdžių. Leisk man iš tikrųjų užrašyti keletą skaičių ir atlikti skaičiavimus. Tarkime, kad turite galaktiką 20 megaparsekų atstumu [Mpc]. Tarkime, kad jo matomas dydis yra maždaug 14. Tai yra tipiški netoliese esančių galaktikų spiečių skaičiai. Konkretus mums artimiausias didžiosios galaktikos klasteris yra Mergelės žvaigždyno klasteris, žinomas kaip Mergelės spiečius. Jei norite sužinoti apie Mergelės klasterį, paprašykite Hugh Crowll [kurso absolvento dėstytojo padėjėjo], kuris savo gyvenimą skiria šio objekto ir jame esančių galaktikų tyrimams. Bet tai yra beveik tipiški skaičiai, šiek tiek pakoreguoti, nes jis iš tikrųjų yra 17 Mpc, o tai yra tam tikras skausmas.

Gerai. Taigi, ką tu žinai apie mišias? Ką galite nustatyti apie tokios galaktikos masę? Na ir # 8211, ir leiskite man jus įspėti dar neprasidėjus, kad, žinoma, astronomai jums suvaidino nešvarų triuką ir # 8211pavadino, kad simbolis, kurį mes naudojame M. Simbolis, kurį mes naudojame masei, taip pat yra M. Taigi, jūs turite tai išlaikyti savo mintyse.

Gerai. Taigi, ką mes žinome apie tai? Mes žinome tariamojo ir absoliutaus dydžio santykį. Ir, kaip sakiau vos prieš minutę, tai absoliutus dydis, kurį turime žinoti, kad galėtume ką nors nustatyti.

m - M = 5 žurnalas (D / 10 parsekų). Taigi, pirmiausia išsiaiškinkime dešiniąją pusę. Tai & # 8217s 5 žurnalas (2 x 10 7). Tai & # 8217s 20 Mpc. 1 Mpc yra 10 6.

Virš 10. Tai & # 8217s 5 rąstai (2 x 10 6). Ką aš darau su tuo? Pažiūrėkime ir # 8217. Tai & # 8217s 5 kartus didesnis už 10 6 žurnalas, tai & # 8217s gana nesudėtingas, plius 2 žurnalas. Nes, jei pridėsite žurnalus, tada dauginsite daiktą skliausteliuose. Taigi, log (2) + log (10 6) = log (2 x 10 6).

žurnalas (2) = .3. Tai tik naudingas skaičius, kurį reikia žinoti. 2 žurnalas yra apie .3. 3 žurnalas yra apie .5. 5 žurnalas yra apie 0,7. Galėtum to ieškoti.

Taigi, tai lygi 5 x 6,3.

Leiskite man jus įspėti šiuo metu. Taigi, leiskite man pateikti jums šiek tiek šalutinio užrašo. Nenurodykite dydžių. Kodėl gi ne? Turiu omenyje, kad šiame kurse mes apytiksliai vertiname visa kita. Dydžiai yra logaritminis dydis, tiesa? Taigi, jūs neprilygstate apytiksliai dydžiams dėl tos pačios priežasties, kaip ir eksponentams. Negalite sakyti, kad 10 7 yra lygus 10 6. Galite sakyti, kad 7 yra lygūs 6, tačiau negalima sakyti, kad 10 7 yra lygūs 10 6, nes tai yra 10 skirtumų koeficientas, o skirtumas tarp 7 ir 6 yra tik šiek tiek didesnis nei 10%. Panašiai tai .3. Tau būtų kilę pagunda to atsikratyti, tiesa? Nes kam rūpi skirtumas tarp 6 ir 6,3? Bet iš tikrųjų tai išeina iš šio 2 žurnalo. Taigi, .3 žurnale iš tikrųjų yra koeficientas 2. Ir taip, jūs neturite apytiksliai nurodyti eksponentų. Tai yra svarbu. Taip?

Studentas: Ar tai reiškia, kad mes taip pat turėtume stengtis būti tikslesni, kai susiduriame su dydžiais?

Profesorius Charlesas Bailynas: Na taip. Tai sako „# 8217“ ir „# 8211“, manau, kad tas pats sako ir # 8217. Turėtumėte būti tikslesni. Tai reiškia, kad neturėtumėte apytiksliai. Taip, spėju. Bet tai yra dėl tos pačios priežasties, dėl kurios jūs nepriartinate eksponentų. Taip pat tiesa, kad su skaičiais lengviau dirbti, nes pasirodo, kad juos pridedi, o ne daugini, todėl tai nėra taip blogai. Bet kokiu atveju, čia mes 31,5, tai ką mes turime? Mes # 8217m - M = 31,5. Tai M uždavinyje buvo nurodyta 14. Taigi, 14 - 31,5 = M.

Taigi, M = -17,5. Gerai. Tai nėra toks blogas skaičius. Mes galime su tuo dirbti.

Taigi, dabar mes žinome absoliutų dydį. Mes žinome, koks ryškus dalykas. Taigi, dabar galime išsiaiškinti, kiek kartų šviesesnė už Saulę. Kodėl tai naudingas dalykas? Nes jei jūs darysite prielaidą, kad masės ir šviesos santykis yra toks pat kaip Saulės, kad šią galaktiką sudaro tik žvaigždės, panašios į Saulę, galite nustatyti, kokia ji yra masyvi. Taigi, tegul tai daro # 8217.

Kiek „Suns“ ir # 8211, ir tai yra kito dydžio lygtis. Tai, žinote, M1M2 yra lygus & # 8211 dviem skirtingiems objektams, yra lygus - 5 ⁄2 1 ryškumo žurnalas virš kito ryškumo.

Bet manau, kad noriu kitos formos. Manau, kad noriu, kad jis būtų 10 -0,4 arba 10 -2/5 (M1-M2) = b1 / b2. Tai yra ta pati lygtis, kaip jūs prisimenate, tik atsikratę žurnalo, paėmę viską, įdėdami jį į 10, kad galėtumėte kažką daryti.

Priežastis, kodėl noriu tokios formos, yra ta, kad noriu atsakymo. Noriu b1 / b2. Noriu, kad viena būtų galaktika. Noriu, kad du būtų Saulė. Taigi, tada aš gavau 10 -2/5, o tada galaktika yra -17,5, tai yra absoliutus dydis. Saulė yra 5, jos absoliutus dydis yra 5. Ir tai suteiks man galaktikos ryškumą, palyginti su Saulės ryškumu. Tai & # 8217s 10 -2/5 (22.5). Pažiūrėkime ir # 8217. Minusai panaikinami, taigi iš tikrųjų tai yra pliusas.

2 ⁄5 x 22,5 - gerai, tegul mato. 2 x 22,5 = 45. Penktadalis iš 45 yra 9. Taigi, tai lygi 10 9.

Taigi, ši galaktika yra milijardą kartų ryškesnė už Saulę, 10 9 kartus ryškesnė už Saulę. Taigi, jei jis būtų pagamintas iš į Saulę panašių žvaigždžių, jo masė būtų milijardas. Taigi, masė būtų lygi 10 9 kartų didesnei nei Saulės masė, jei visos į Saulę panašios žvaigždės.

Bet, pasirodo, kad galaktikos masės vienetui yra šiek tiek blankesnės nei Saulė. Dauguma žvaigždžių yra šiek tiek mažiau masyvios nei Saulė, tačiau daug mažiau ryškios. Tik taip pasirodo žvaigždės. Taigi tipiškas žvaigždžių populiacijos masės ir šviesos santykis paprastai būna maždaug 10 kartų ar panašiai, lygus Saulei. Taigi, tikriausiai, jis turi būti masyvesnis, nes tipiškos žvaigždės yra silpnesnės nei Saulė. Paprastai žvaigždės yra silpnesnės. Taigi, jūs galite atspėti ir sakyti, kad masė, galbūt, turėtų būti, aš nežinau, 10 kartų didesnė nei 10 10 saulės masių.

Ir jūs galite suprasti, kodėl būtent ši samprotavimo linija pradeda tapti gana abejotina, nes aš išsirinkau šį numerį visiškai iš oro. Iš tikrųjų tam yra nedidelis pagrindas, tačiau galite pasirinkti kitus skaičius. Galėtum ginčytis dėl to be galo ir labai toli nenueisi. Kodėl ji turėtų būti 10 kartų didesnė už Saulę? Gal tai & # 8217s 100. Gal & # 8217s 1000. Gal tai mažiau nei Saulė. Kaip jūs iš tikrųjų žinotumėte?

Taigi, tegul grįžta atgal ir atlikite kitą požiūrį, ir supraskite jo masę pagal aplinkinių daiktų orbitą. Taigi, pažvelkime į galimą galaktiką. Čia yra galaktikos centras, arba iš tikrųjų tegul pažvelgia iš viršaus. Taigi, čia & # 8217 yra graži kažkokia spiralinė galaktika. Čia yra spiralinės galaktikos centras. Štai kelios žvaigždės išeitis krašte. Ta žvaigždė juda aplink galaktikos centrą. Tai turi būti, arba jis kris. Taigi, jis skrieja aplink galaktikos centrą, greičiausiai, kokioje nors žiedinėje orbitoje. Jūs esate čia apačioje, žiūrėdami į šį dalyką.

Be abejo, tos žvaigždės greitį galite išmatuoti pagal Doplerio poslinkį, nes ji tolsta nuo jūsų. Taigi, galima išmatuoti šį greitį. Galite išmatuoti šį atstumą. Tai būtų lygiavertė a mūsų formulėse, nes tai atstumas tarp skriejančio objekto ir centro. Žvaigždės yra daug mažiau masyvios nei galaktikos, todėl mums nereikia jaudintis dėl galaktikos judėjimo. Ir jūs galite naudoti pažįstamą lygtį & # 8211pagal, V 2 = GM / a.

Taigi dabar duokime # # 8217 tam keletą skaičių. Pasirodo, kad aplink aplink galaktiką skriejančių daiktų greitis yra maždaug 200 kilometrų per sekundę arba 2 x 105 metrų per sekundę. Ir tipiškos galaktikos dydis, žinai, ten, kur nustoja būti lengva pamatyti žvaigždes, aš nežinau, kokį skaičių aš čia paėmiau? Taip. Pavadinkime tai # 20 kiloparsekų, tai yra 2 x 10 4 parsekai. Parsekas yra 3 x 10 16 metrų. Taigi, tai yra 6 x 10 20 metrų. Taigi dabar leiskime apskaičiuoti & # 8217 M.

[(2 x 10 5) 2 (6 x 10 20)] / (7 x 10 -11). Atsikratykite tų & # 8211let & # 8217s, žr., & # 8217s (4 x 10 30) / 10 -11.

4 x 10 41, tai yra kilogramais.

Viena saulės masė, jūs prisimenate, yra 2 x 10 30. Taigi ši masė Saulės vienetais (4 x 10 41) / (2 x 10 30) yra kažkas panašaus į 2 x 10 11 saulės masių.

Ir dabar mes turime problemą, tiesa? Jūs tikriausiai nepamenate, koks buvo atsakymas į ankstesnę šios problemos versiją, kur mes tai padarėme su šviesa. Tai paaiškėjo, kad ryškumas buvo apie 10 9 kartus didesnis nei Saulės. Gal masė 10 kartų viršija Saulę. Bet dabar mes tiesiog apskaičiavome jį kitu, patikimesniu būdu, ir tai yra 2 x 10 11. Tai 20 kartų masyvesnė, nei jūs manėte, kad tai bus, atsižvelgiant į tai, kokia ryški buvo šio daikto šviesa. Taip, klausimas?

Studentas: [Negirdima] galaktikos masė?

Profesorius Charlesas Bailynas: Tai yra galaktikos masė, taip.

Dabar, prieš tęsdamas, leiskite man tiesiog nurodyti & # 8211tai iš jūsų, kurie pažvelgė į problemų rinkinį & # 8211ką ką tik padariau čia, šis ką tik atliktas skaičiavimas yra viena iš problemų rinkinio, išskyrus daroma atgal. Apie problemą, kurią aš padariau, pasakiau, koks buvo tankis, koks kritinis tankis, ir tada turėjote iš to išvesti galaktikų charakteristikas.

Čia aš jums pasakiau, kokios yra galaktikos. Mes supratome, kokie jie yra dideli ir # 8211. Jei padalinsime iš tūrio, gausime tankį. Taigi, tą pačią problemą darome atgal. Turėčiau pasakyti, kad skaičiai, kuriuos aš čia pasirinkau, yra skirtingi, todėl jūs negalite žinoti atsakymo į iškeltą problemą, žiūrėdami į šių konkrečių dalykų patalpas. Bet tai, ką aš darau, yra tas pats skaičiavimų rinkinys, atliekamas tik atgal. Taigi, tai gali būti naudinga.

3 skyrius.Tamsioji medžiaga: WIMP? [00:26:39]

Bet trumpam sustabdykime # 8217, nes tai dabar yra iki # 8211 mes ir # 8217 darome pažangą. Dabar esame iki sienų ir ginčų apie 1985 metus. Jūs atsiminsite, kad 1920 m. Jie jaudinosi, ar spiraliniai ūkai iš tikrųjų buvo galaktikos. 1950 m. Jie jaudinosi, galbūt teisinga reakcija buvo „pastovi būsena“. Iki to laiko, kai 1985 metai sukasi, svarbiausia yra tai, kad masę lemia orbitos sukimasis. Taigi, tai, ką galėtumėte pavadinti dinaminėmis masėmis & # 8211, t. Y. Nulemia dalykų orbitos aplink galaktikas. Skrieja aplink galaktikas. Taip pat, turėčiau pasakyti, galaktikų spiečiai. Galima turėti aplink vienas kitą skriejančias galaktikas ir aplink visas galaktikų grupes skriejančias galaktikas, ir tas pats yra tiesa. Taigi aplink galaktikas ir galaktikų klasterius yra daug daugiau, nei jūs tikitės iš jų skleidžiamos šviesos. Taigi maždaug 10 kartų. Apytiksliai 10 kartų.

Taigi masė yra 10 kartų didesnė, nei galite suskaičiuoti susumavus visas žvaigždes. Dabar masė yra kitokia nei žvaigždžių forma. Taip pat dulkės. Taip pat yra dujų. Tai yra dalykai, kuriuos galite aptikti kitais būdais. Suskaičiuojate juos visus ir vis tiek esate maždaug 10 kartų mažesni. Taigi masė yra 10 kartų didesnė, nei turite kokių nors apskaitos būdų. Tai vadinamoji tamsiosios materijos problema. Taigi, tai yra „Ribos ir ginčai“ 1985 m.. Visa ši tamsioji materija. Dauguma materijos galaktikose yra tam tikros formos, kurios mes negalime aptikti. Tai tamsioji materija, o kas tai?

Dabar, priešingai nei 1920 m. Ir 1950 m., „Pasieniai ir ginčai“, mes dar to nepadarėme, todėl nežinau atsakymo. Ketvirtį amžiaus žmonės buvo užsiėmę bandydami tai išsiaiškinti. Vis dar nėra gero atsakymo. Ir prieš dešimt metų, kai dėstiau šį kursą, šioje kurso dalyje didelis dėmesys buvo skiriamas tamsiosios materijos klausimui. Dabar apie tai kalbėsiu tik šioje klasėje, tik vienoje paskaitoje, nes sulaukėme daug didesnių problemų nei ši. Tai sako daug. Aš ką tik jums sakiau, kad mes nežinome, kokia yra 90% Visatos masės, ir tada mes turime didesnių problemų nei tai. Taigi, viskas darosi šiek tiek miglota, ir ne tik todėl, kad reikalas tamsus.

Gerai. Bet leiskite šiek tiek pristabdyti tamsiąją medžiagą, nes tai yra įdomi problema. Ir, kaip sakau, neįsivaizduojame, kas tai yra. Kokios yra galimybės? Taigi, čia yra hipotezė. 1 hipotezė yra tai, kad ši medžiaga yra kažkokia nežinoma subatominė dalelė. Kad ji veiktų, ji turi turėti dvi charakteristikas, šią subatominę dalelę. Jis turi turėti masę. Tai gana paprasta. Jei nenaudojate to paaiškindami masę, negalite turėti fotonų, ar ne? Fotonai neturi jokios masės.

Jis turi turėti masę, bet neturi sąveikauti su šviesa. Jokios sąveikos su šviesa. Jei jis sugertų šviesą, jis būtų nepermatomas ir žinotume, kad jis ten buvo, nes už šios medžiagos esančios galaktikos atrodytų blankios. Arba, jei tai skleidžia šviesą, mes tai matome. Taigi ji neturi sąveikauti su šviesa arba sąveikauti su šviesa tik labai silpnai. Taigi jiems suteikiamas pavadinimas „Weakly Interactive Massive Particles“ arba „WIMPs“.

Taigi, čia yra hipotezė: Visata yra 90% WIMP. Tai nėra tokia beprotiška idėja, kaip gali atrodyti iš pradžių. Yra žinomos subatominės dalelės, turinčios šias savybes. Yra kažkas, vadinamas neutrinu. Kiekvieną sekundę pro šį kambarį eina trilijonai. Jie turi masę ir nelabai su kuo bendrauja. Jie yra žinomi iš dalelių greitintuvo eksperimentų ir buvo aptikti iš dangaus šaltinių.

Dabar mes žinome, kad dėl įvairių priežasčių tamsioji materija nesusidaro iš neutrinų. Tačiau gali būti daugybė kitų rūšių dalelių, turinčių tokio pobūdžio charakteristikas, ir iš tikrųjų kai kurias prognozuoja dabartinės dalelių teorijos. Kaip sakau, WIMP buvo aptikti & # 8211I & # 8217m atsiprašau, WIMP nebuvo aptikti, tačiau neutrino buvo aptikti.

Štai kaip jie tai daro. Tai nuostabus eksperimentas. Jie paėmė minų veleną Pietų Dakotoje ir pripildė valymo skysčio. Priežastis, dėl kurios jie taip elgėsi, buvo ta, kad kiekvienas taip dažnai sąveikauja su šviesa, tačiau kartais sąveikauja su chloro atomais. Neutrino, besitrinantio į chloro atomą, poveikis paverčia jį argonu. Taigi, taip atsitinka & # 8211, kaip aš sakau, kas sekundę šią miną teka trilijonai neutrinų. Maždaug kartą per dieną vienas iš jų tiksliai pasieks chloro atomą, sukurs argono atomą.

Taigi, čia jūs darote # 8217. Jūs užpildote minų veleną valymo skysčiu, kurio didelė dalis yra chloras, ir suskaičiuojate argono atomus, kurie burbuliuoja nuo viršaus. Ir tai pavyko. Jie aptiko iš Saulės skleidžiamus neutrinus. Saulė yra visos žvaigždės, kuriose vyksta branduolinės reakcijos, ir išskiria neutrinus kaip dalį šių branduolinių reakcijų. Ir tada jie turėjo problemą, nes jie numatė, kiek neutrinų jūs turite pamatyti iš Saulės tokio pobūdžio eksperimento metu, ir nematė jų pakankamai. Jie matė tik trečdalį jų.

Pasirodo, & # 8211ir tada ilgą laiką vyko didelės diskusijos. Tai apie sienas ir kontroversijas apie 1975 metus. Kurį laiką vyko didžiulės diskusijos. Kur yra visi saulės neutrinai? Ar įmanoma, kad nesuprantame branduolinės reakcijos Saulėje? Ar įmanoma, kad mes nesuprantame chloro ar argono chemijos? Galų gale, jūs skaičiuojate atskirus argono atomus, taigi tai yra sunki užduotis.

Ne, paaiškėjo, kad tai, kas vyksta, mes nesupratome neutrinų. Pasirodo, yra trijų rūšių neutrinai. Neutrinai pereina į priekį ir atgal tarp šių skirtingų rūšių, o chloru galite aptikti tik vieną rūšį. Taigi jie visi buvo išspinduliuoti iš Saulės, tarsi jie būtų tokios formos, kokią galėtumėte juos aptikti. Bet jiems keliaujant nuo Saulės pas mus, dalis jų pasisuko pirmyn ir atgal tarp visų šių kitų rūšių, o jūs galų gale turėjote tik apie trečdalį jų. Taigi, tai buvo didelis dalelių fizikos atradimas.

Mes taip pat jau aptikome neutrino, atsirandančio sprogus supernovai. Taigi, manau, kad jų buvo aptikta vienu metu. Ir jei jūs aptinkate dalykus, tarsi vieną kartą per dieną, ir staiga aptinkate 11 iš jų per kelias minutes, pamatėte, kad vyksta kažkas įdomaus. Ir dabar žinoma, kad tai yra supernovos sprogimas, įvykęs kaimyninėje galaktikoje.

Taigi, yra nemažai & # 8211, pagal analogiją žmonės ieško tamsią medžiagą sudarančių WIMP. Jei visa ši tamsioji medžiaga yra WIMP, šių dalykų yra daug, daug ir daug, ir jie praeina mus kiekvieną sekundę.

Taigi yra daugybė eksperimentų, turinčių tas pačias pagrindines savybes. Jūs turite didžiulį kažko baką, ir kažkas turėtų nutikti, kartais, kai vienas iš šių WIMP pataiko į bet kokius & # 8217. Taigi japonai turi tarsi kubinę mylią distiliuoto vandens, ir jie ieško mažai šviesos, kai neutrinas įbėga į vandens molekulę. Neseniai jie sugriovė visus savo detektorius ir patyrė savotišką žemės drebėjimą, ir tai buvo blogai mažiems šviesos detektoriams, kuriuos jie įdėjo į šių daiktų vidų.

Tačiau tokių eksperimentų yra labai daug. Danas McKinsey, čia, fizikos skyriuje, yra didelis žaidėjas viename iš jų. Ir tikiuosi, kad pamatysite vieno iš šių WIMP, kurių turi būti neįtikėtinai daug, sąveiką su kažkuo. Tai kol kas nepavyko. Taigi, tiesioginių WIMP įrodymų nėra.

Kita viltis, turėčiau pasakyti, yra ta, kad kiekvieną kartą, kai pastatysite didesnį susidūrimą, padarysite naujo tipo subatomines daleles ir kad jie galų gale padarys tai, kas atrodo kaip WIMP. Ir tai nebuvo padaryta. Taigi, kol kas jokių aptikimų. Jokių tiesioginių aptikimų. Dėdamas daug pastangų, žinote, tai pasirodys 90% Visatos masės. Taigi, norėtumėte tai aptikti, nes jei tai padarysite, jie jums suteiks Nobelio premiją.

Gerai, tai yra viena hipotezė. Yra dar viena hipotezė. Taigi, čia & # 8217s 2 hipotezė. Tai, tik, žinote, tamsios dalys, kurios nešviečia. Paprastas reikalas ir # 8211 gabalai.

Studentas: Ar šios hipotezės egzistuoja šiandien, ar [negirdimos]

Profesorius Charlesas Bailynas: Taip, taip, taip, visi mes nežinome, kas tai yra, todėl dar niekas neatmetama. Nutinka taip, kad jie ir žino, kad jie ir toliau vykdo šiuos eksperimentus, todėl galite atmesti WIMP su tam tikromis savybėmis, nes būtumėte juos aptikę. Panašiai galite atmesti kai kuriuos iš šių dalykų su tam tikromis savybėmis, nes būtumėte pastebėję, kad jie ten buvo. Tačiau abi šios hipotezės vis dar yra daugiau ar mažiau perspektyvios.

4 skyrius. Tamsioji materija: MACHO? [00:37:30]

Paprastos medžiagos gabaliukai, kurie tiesiog nešviečia, kurie neskleidžia šviesos. Dabar yra keletas apribojimų. Šie gabaliukai negali būti per maži, nes jei tai, ką jūs turite, yra mažos, žinokite, mikrono dydžio dalelės, mes jas vadiname dulkėmis. Iš esmės tai yra tai, kas yra. Tai būtų tik dulkės.

Dulkių problema yra ta, kad dulkės dideliais kiekiais yra nepermatomos, ir jūs negalite jų pamatyti. Todėl jūs žinotumėte, kad jis ten buvo, nes jis užgožia už jo esančių dalykų šviesą. Ir iš tiesų, tokiu būdu mes visą laiką matome kosmines dulkes. Tiesiog tai nėra beveik tiek, kad būtų atsižvelgta į didelę tamsiosios materijos dalį. Taigi, būtų pastebėtos dulkės, nes jos užtemdo šviesą. Ir jis taip pat linkęs švytėti infraraudonaisiais spinduliais. Taigi mes žinome, kad dulkės egzistuoja, bet galime suskaičiuoti, kiek jų yra, nes jos užtemdo šviesą ir praneša apie jos buvimą kitais būdais.

Taip pat tiesa, kad šie įprasto materijos gabaliukai negali būti per dideli. Jie negali būti ištisų galaktikų dydžio ar net reikšmingos galaktikos dalies. Negalite paimti visų savo tamsių medžiagų ir įdėti į vieną gabalėlį vienoje galaktikoje arba net po 100 gabalėlių vienoje galaktikoje, nes jei jos būtų labai didelės masės, jūs to nematytumėte, nes tai sutrikdytų žvaigždžių orbitas aplink galaktiką. Taigi, jei buvo didžiulė nežinoma masė, pamatysite aplink ją skriejančius dalykus. Ir iš tikrųjų mes tai darome. Galaktikų centruose matome šias supermasyvias juodąsias skyles ir žinome, kad jos ten yra, nes matome aplink jas skriejančias žvaigždes, kaip ir paskutinio vidurio laikotarpio problema.

Taigi, jis negali būti per mažas. Jis negali būti per didelis. Bet, galbūt, jūs galėtumėte surūšiuoti tokią žvaigždžių krūvą, kad jūs galėtumėte susumuoti žvaigždžių krūvą arba planeta susumuotus tamsius daiktus & # 8211turi būti dėl įvairių techninių priežasčių, kurias laimėjau aš # 8217nurodoma, ji turi būti išorinėse galaktikų dalyse, galaktikų aureolėse. Taigi, iš principo tai įmanoma. Mes neturėsime jokio tiesioginio jų aptikimo būdo. Šie dalykai vadinami masiniais astrofiziniais kompaktiškais halo objektais. [Juokas] Kai kurie žmonės tai supranta. Masinis, nes jie turi nešti masę. Astrofiziniai, nes jie nėra dalelės. Kompaktiškas, nes jei jie būtų dideli, jūs žinote, # 8217d blokuoja šviesą ir jūs juos matote. Halo, nes tai yra galaktikos dalis, kurioje jie yra. Tai yra MACHO, tiesa?

Taigi WIMP alternatyva yra MACHO. Taigi, alternatyvus paaiškinimas yra tas, kad 90% Visatos yra MACHO. Buvo atliktas labai sumanus eksperimentas, kurio metu buvo bandoma surasti šiuos dalykus. Štai kaip jūs tai darote. Tai darote gravitaciniu lęšiu.

Objektyvas MACHO paieškos prisimena gravitacinį objektyvavimą? Tai yra šis verslas, kuris masę lenkia. Taigi, čia jūs esate. Jūs žiūrite į žvaigždę. Tarp jūsų ir žvaigždės yra kažkokia MACHO. Taigi, čia & # 8217 yra MACHO. Jūs negalite pamatyti MACHO, bet MACHO buvimas keičia šviesos kryptį. Taigi, jis ateina į jus taip ir iš esmės veikia kaip objektyvas. Visų pirma tai, kaip jis veikia kaip lęšis, MACHO lęšių žvaigždžių atveju, ar jis daro jį ryškesnį ir # 8211 daro žvaigždę ryškesnę.

Dabar, kad tai veiktų, sulyginimas turi būti iš esmės tobulas. Visi šie objektai juda aplink. Jie skrieja aplink galaktiką ir kita. Taigi, derinimas paprastai tęsiasi kelias savaites. Taigi, tai, ką matote, yra tai, kad ši žvaigždė taps daug ryškesnė. Tai tikrai gali tapti daug šviesesnė ir kalbėti dešimtimis šimtus kartų ryškiau, nei buvo įprasta. Tai trunka kelias savaites, tada praeina. Tai buvo pastebėta. Šie objektyvo įvykiai buvo pastebėti. Stebimi objektyvo įvykiai. Bet jų yra per mažai tamsiosios materijos paaiškinimui.

Dabar vis dar yra išeičių. Pažiūrėkime ir # 8217. Jei turite ypač mažos masės MACHO, todėl visa Visata yra pripildyta dalykų, susijusių su Žemės mase, tai sukelia objektyvo įvykius, kurių pamatyti gali būti per mažai. Arba darant prielaidą, kad turite dalykų, kurie yra tūkstančius kartų didesni už žvaigždės masę, tačiau nėra pakankamai dideli, kad visiškai sutrikdytų galaktikos orbitas, tada jų yra daug mažiau tam tikram masės kiekiui ir nėra pakankamai MACHO įvykių, kurių tikėjotės pamatyti nemažą jų skaičių.

Taigi, vis dar yra būdas išvengti šių eksperimentų rezultatų, jei norite tikėti MACHO. Bet tai labai sunku. Taigi, iki šiol neaptikta jokių WIMP. Nėra MACHO. Vis tiek galėtumėte postuliuoti WIMP ir MACHO rūšis, kurios galėtų paaiškinti tamsiąją medžiagą, tačiau tai tampa vis sunkiau.

Manau, kad dauguma žmonių tiki WIMP. Dauguma žmonių linkę tuo tikėti. Bet ir, kiek aš galiu pasakyti, tai & # 8217, nes dalelių fizikai nuolat pateikia naujų kandidatų WIMP, kurie gali egzistuoti, tačiau iki šiol to dar nematėme. Taigi yra teorinis šių dalykų egzistavimo pagrindas, tuo tarpu su šiais MACHO, jei paprašysite astronomų, gerai, gerai. Taigi, jūs norite, kad 90% Visatos būtų maži į Žemę panašūs dalykai, kurie tiesiog plaukioja aplinkui be žvaigždės. Kaip jie tai įvyko? Kaip jie atsirado? Mes iš tikrųjų visiškai neturime tam atsakymo. Taigi nėra teorinio pagrindo nė vienai iš vis dar leidžiamų MACHO kategorijų. Taigi šiuo metu žmonės linkę tikėti WIMP per MACHO, nors nėra tiesioginių įrodymų nė vienai iš jų. Taip?

Studentas: Jei 90% Visatos materijos yra pagaminti iš mažų į Žemę panašių objektų, tai ar 90% Visatos nėra metalas?

Profesorius Charlesas Bailynas: O, Žemė. Žemės masės objektus aš norėjau pasakyti. Man nesvarbu, iš ko ji pagaminta. Taip, galbūt yra mažai Žemės dydžio vandenilio kamuoliukų. Tai irgi būtų puiku. Išskyrus tai, kaip juos gauti? Mes kažką žinome apie tai, kaip susidaro vandenilio rutuliai ir kuo jie tampa. Jie virsta žvaigždėmis. Tai gerai žinoma. Viena iš populiariausių MACHO rūšių buvo tik labai labai blankios žvaigždės. Tai yra vienas iš dalykų, kurį padėjo atmesti kosminis teleskopas, nes jis gali pamatyti tikrai silpnus daiktus ir jų ten nebėra.

Taigi, jokių WIMP. Nėra MACHO. Taigi, mes nežinome, kas vyksta.

Tai buvo nukrypimas. Nukrypau nuo to, kad ši galaktika, kurios masę matavome, pasirodė esanti 2 x 10 11 saulės masės arba maždaug 4 x 10 41 kilogramai. Jei turite šių dalykų, viena tokia galaktika nežinau, 2 Mpc ar daugiau, koks Visatos tankis? Atminkite, kad tai, kur mes pradėjome & # 8211, Visatą. Taigi dabar tegul baigia šį skaičiavimą. Pažvelkime, kad tankis yra lygus M / V.

4 x 10 41, stebint šias orbitas. Čia apatinis tūris bus 2 Mpc kubeliais. Tai yra 2 x 10 6 kartus, 2 kartus ir # 8211, deja, 3 x 10 16 kartų. Tai yra 1 parsek. Taigi, tai yra 6 x 10 22. Noriu kubą.

6 x 6 = 36, dar 6 kartus yra 200.

Taigi, tai yra 200 x 10 66 arba 2 x 10 68.

Taigi, tada Visatos tankis.

(4 x 10 41) / (2 x 10 68), tai yra & # 8217, lygūs 2 x 10 -27 kilogramams kubiniame metre.

Ir tikra kritinė reikšmė gali būti apskaičiuota ir paaiškėja, kad, kaip jūs sužinosite apie nustatytą problemą, 6 x 10–27 šiuose vienetuose.

ρ virš ρkritinis yra lygus maždaug ⅓.

Taigi, jei jūs perkate tai, Visata vis plečiasi, nes Ω, tankio ir kritinio tankio santykis yra tik apie ⅓.

Tačiau problema yra ta, kad mes turime visą šią tamsią medžiagą ir ką mes darome, mes pridedame galaktikas. Kaip žinoti, kad ten nėra daugybė tamsiosios materijos, kur nėra galaktikų? O kur nėra nieko, kas aplinkui skriestų, jūs neįsivaizduojate, kas tai yra. Ir iš tiesų, dauguma WIMP idėjų, tarsi postuluoja tam tikrą tam tikrą materiją, kuri tarsi persmelkia Visatą. Taigi, jūs tikitės, kad jo bus šiek tiek daugiau, nei galite pamatyti bet kurioje galaktikoje.

Na, šiek tiek daugiau nei 1/3 patenka į pavojingą teritoriją, būtent šalia vienos, tai yra dalykas, kurį mes stengiamės atskirti, ar šis skaičius yra didesnis nei 1, ar ne. Taigi jums reikia naujo požiūrio. Tai negaus atsakymo. Taigi yra kitoks požiūris. Ir apie tai kalbėsime kitą kartą. Ir tai mus pagaliau atves prie „Pasienių ir ginčų“ XXI amžiuje.


Sąveikaujančios galaktikos sukuria akių formos & # 8220tsunami ir # 8221 žvaigždžių

Galaktikos IC 2163 (kairėje) ir NGC 2207 (dešinėje) neseniai ganėsi viena po kitos, sukeldamos žvaigždžių ir dujų cunamį IC 2163 ir sukeldamos ten akinančius akies bruožus. ALMA anglies monoksido (oranžinis) vaizdas, kuris atskleidė dujų judėjimą šiomis savybėmis, rodomas ant galaktikos poros Hablo vaizdo (mėlynas). Vaizdo kreditas: M. Kaufmanas B. Saxtonas (NRAO / AUI / NSF) ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) NASA / ESA Hablo kosminis teleskopas.Astronomai, naudojantys „Atacama Large Millimeter / submillimetre Array“ (ALMA), atrado žvaigždžių ir dujų cunamį, kuris smogia viduryje per spiralinės galaktikos, žinomos kaip IC 2163, diską. Ši milžiniška medžiagos banga, kuri suveikė, kai IC 2163 neseniai nušlavė šoną kita spiralinė galaktika, pavadinta „NGC 2207 & mdash“, sukėlė apakinančius intensyvaus žvaigždžių formavimo lankus, panašius į vokų porą.

Nors tokio tipo galaktikų susidūrimas nėra retas atvejis, žinoma, kad egzistuoja tik kelios galaktikos, kurių struktūros yra panašios į akis arba į akis “, - sakė Michele Kaufman, astronomė, anksčiau dirbusi Ohajo valstijos universitete Kolumbe. ką tik paskelbtame žurnale „Astrophysical Journal“.

Kaufman ir jos kolegos pažymi, kad panašių savybių stebimoje visatoje mažai tikėtina dėl jų trumpalaikio pobūdžio. & # 8220Galaktiniai vokai trunka tik keliasdešimt milijonų metų, o tai yra neįtikėtinai trumpas galaktikos gyvenimo laikotarpis. Suradę tokią tokioje naujai susikūrusioje valstybėje, mes suteikiame išskirtinę galimybę ištirti, kas nutinka, kai viena galaktika ganosi kita, & # 8221 sakė Kaufmanas.

Sąveikaujanti galaktikų pora yra maždaug 114 milijonų šviesmečių atstumu nuo Žemės Canis Major žvaigždyno kryptimi. Šios galaktikos prasilenkė viena su kita ir subraižė išorinių spiralinių rankų kraštus ir greičiausiai įvyko susijungimo metu.

Naudodami nepaprastą ALMA & # 8217s jautrumą ir skiriamąją gebą, astronomai atliko išsamesnius anglies monoksido dujų judėjimo matavimus siaurose vokų ypatybėse galaktikoje ir # 8217s. Anglies monoksidas yra molekulinių dujų žymeklis, kuris yra žvaigždžių formavimo kuras.

Duomenys atskleidžia, kad išorinėje IC 2163 & # 8217s vokų dalyje esančios dujos lenkiasi į vidų greičiu, viršijančiu 100 kilometrų per sekundę. Tačiau šios dujos greitai lėtėja ir jų judėjimas tampa chaotiškesnis, galų gale pakeisdamas trajektoriją ir susilygindamas su galaktikos sukimu, o ne tęsdamas savo pūlingą skubėjimą link centro. Apakinti į voką panašūs bruožai, sprogstantys žvaigždėmis galaktikoje IC 2163, susidarė iš žvaigždžių ir dujų cunamio, kurį sukėlė žvilgsnio susidūrimas su galaktika NGC 2207 (dalis jos spiralinės rankos rodoma dešinėje vaizdo pusėje). ALMA anglies monoksido (oranžinis) vaizdas, kuris atskleidė dujų judėjimą šiomis savybėmis, rodomas ant Hablo galaktikos atvaizdo (mėlynos spalvos). Vaizdo kreditas: M. Kaufmanas B. Saxtonas (NRAO / AUI / NSF) ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) NASA / ESA Hablo kosminis teleskopas. Tai, ką mes stebime šioje galaktikoje, labai panašu į didžiulę vandenyno bangą, besiveržiančią į krantą, kol ji sąveikauja su sekluma, todėl ji praranda pagreitį ir išleidžia visą vandenį bei smėlį paplūdimyje “, # 8221 sakė Bruce'as Elmegreenas. IBM & # 8217s TJ mokslininkas Watsono tyrimų centras Jorktauno aukštumose, Niujorke, ir šio straipsnio bendraautorius.

& # 8220 Ne tik randame greitą dujų lėtėjimą, kai jos juda nuo išorinio iki vidinio vokų krašto, bet taip pat matuojame, kad kuo greičiau jos lėtėja, tuo tankesnės tampa molekulinės dujos, & # 8221 sakė Kaufmanas . Šis tiesioginis suspaudimo matavimas parodo, kaip susidūrimas tarp dviejų galaktikų skatina dujas kauptis, išgauti naujas žvaigždžių grupes ir suformuoti šias akinančias akių voko ypatybes. & # 8221

Kompiuterių modeliai prognozuoja, kad tokios į voką panašios savybės galėtų išsivystyti, jei galaktikos sąveikautų labai specifiškai. & # 8220 Šie įrodymai apie stiprų vokų šoką yra siaubingi. Labai gerai turėti teoriją ir simuliacijas, rodančias, kad tai turėtų būti tiesa, tačiau tikri stebėjimo įrodymai yra puikūs “, - sakė Curtisas Struckas, Ajovos valstijos universiteto Amese astrofizikos profesorius ir šio straipsnio bendraautorius.

& # 8220ALMA parodė mums, kad vokų molekulinių dujų greitis yra teisingame kelyje, atsižvelgiant į prognozes, kurias gauname iš kompiuterių modelių, & # 8221 sakė Kaufmanas. Šis kritinis susidūrimo modeliavimo testas anksčiau nebuvo galimas. & # 8221

Astronomai mano, kad tokie galaktikų susidūrimai buvo įprasti ankstyvojoje visatoje, kai galaktikos buvo arčiau viena kitos. Tačiau tuo metu galaktikos diskai paprastai buvo gniuždyti ir netaisyklingi, todėl kiti procesai greičiausiai pribloškė panašių voko bruožų susidarymą.


Ar įmanoma galaktikų sankaupoms sąveikauti? - Astronomija

Galiausiai visų duomenų uždėjimas leidžia mums įžvelgti, kokia krizė yra šiame susijungiančiame klasteryje. Atkreipkite dėmesį, kad optinis vaizdas išlieka originalus, dujos rausvos, o masė mėlyna. Žemiau pateiktas vaizdas žinomas kaip „Musket Ball Cluster“. Faktinis galaktikų susidūrimas įvyko maždaug prieš 700 milijonų metų. Galime atsukti susidūrimus savo galvose ir įsivaizduoti, kad mėlyna / optinė grupė dešinėje vaizdo pusėje kažkada buvo kairėje, taigi kairėje pusėje esanti mėlyna / optinė grupė buvo dešinėje, kai grupės susitrenkė galva ir dujos sustojo negyvos centre, tačiau galaktikos ir tamsioji materija beveik nesustojo. Žemiau yra keletas kitų vaizdų apie kitus disociacinius klasterių susijungimus su ta pačia spalvų schema. Atkreipkite dėmesį į skirtingas masės, žvaigždžių ir dujų morfologijas ir pasiskirstymą. Susidūrimai ne visada būna tokie tiesūs.

Nuostabus dalykas šiuose kosminiuose susijungimuose yra tai, kaip jie gali apriboti tamsiosios materijos savęs sąveikos skerspjūvį. Tai yra, kiek daug tamsioji materija sąveikauja su savimi? Šių susidūrimų aiškinimas ne visada yra paprastas, pavyzdžiui, „Traukinių nuolaužų klasteryje“ (matytas aukščiau), kur atrodo, kad vaizdo centre yra papildoma tamsiosios materijos šerdis, nesusijusi su jokia ryškia galaktika, tačiau vis dėlto šiuos susiliejimus galima pagalvoti kaip astrofizinės tamsiosios medžiagos laboratorijos. Būtų labai įdomu atrasti, kad tamsioji materija apskritai sąveikauja, tačiau atsiribojantys klasteriai bus tik vienas iš nepaprastų įrodymų, reikalingų tam teiginiui pareikšti.

Dawson, W., Wittman, D., Jee, M., Gee, P., Hughes, J., Tyson, J., Schmidt, S., Thorman, P., Bradač, M., Miyazaki, S., Lemaux, B., Utsumi, Y. ir Margoniner, V. (2012). DIDŽIOSIOS GALAKSIJOS GRUPĖS SUJUNGIMO SU DIDELIU FIZINIU ATŠALIMU ATRADIMAS The Astrophysical Journal, 747 (2) DOI: 10.1088 / 2041-8205 / 747/2 / L42

Jee, M., Mahdavi, A., Hoekstra, H., Babul, A., Dalcanton, J., Carroll, P. ir amp Capak, P. (2012). Tamsos šerdies tyrimas A520: paslaptis gilėja. The Astrophysical Journal, 747 (2) DOI: 10.1088 / 0004-637X / 747/2/96

Markevitch, M., Gonzalez, A., Clowe, D., Vikhlinin, A., Forman, W., Jones, C., Murray, S., & amp Tucker, W. (2004). Tiesioginiai tamsiosios materijos savęs apribojimai & # 8208 Sąveikos skerspjūvis iš susijungiančio galaktikos klasterio 1E 0657 ir # 872256 The Astrophysical Journal, 606 (2), 819-824 DOI: 10.1086 / 383178


Ar teisinga sakyti. (saulės sistemų atskyrimas ir Visatos plėtimasis)

Ne. Atstumai tarp tolimų galaktikų auga, kaip jūs sakote, tačiau netoliese esančias galaktikas sieja jų sunkumas ir jos neatskiria. Saulės sistemos taip pat juda ne viena nuo kitos, nes jos yra panašiai sujungtos.

Kaip prisimenu, artimiausia sistema iš tikrųjų šiek tiek juda link mūsų, bet ne tokiu reikšmingu greičiu, lyginant su atstumu tarp mūsų.

Šios laiko skalės yra niekuo nepanašios į kosminę. Visata buvo maždaug tokia pati.

Kiti veiksniai turi įtakos matomiems žvaigždžių objektams iš Žemės. Mano pačių gyvenime tamsiomis naktimis, esant aiškioms sąlygoms, Paukščių Tako galaktika per dangų virš mūsų slėnio padarė ryškią juostą. Oro ir šviesos tarša dabar užmaskuoja visus, išskyrus ryškiausius žvaigždžių objektus šalia miestų.

Nors per kelis tūkstančius metų astronominiai atstumai pastebimai nepasikeitė, civilizacija pakeitė žiūrėjimą.

Išsiplėtimo greitis gaunamas iš Friedmanno lygties ir naudojamas vidutinis universalus masės / energijos tankis. Friedmano lygtis negali būti taikoma mūsų galaktikai, taigi jokia prasme mūsų galaktikos erdvė nesiplečia.

Pavyzdžiui, laikui bėgant galaktikos elgesys nesikeičia. Nesvarbu, koks visuotinis išsiplėtimas tampa didelis, jis niekada neturės įtakos pačios galaktikos dinamikai. Galų gale universalus išsiplėtimo greitis gali būti didžiulis, tačiau tai nepaveiktų susietų sistemų, tokių kaip galaktika. Lygtis, reguliuojanti bendrą išsiplėtimą, remiantis vidutine visatos mase / energijos tankiu, tiesiog netaikoma galaktikai.


Žiūrėti video įrašą: Paukščių takas ir kitos galaktikos (Spalio Mėn 2022).