Astronomía

Campos de velocidad H-alfa de espirales que caen en un grupo

Campos de velocidad H-alfa de espirales que caen en un grupo


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¿Qué tipo de impacto esperaría que tenga la eliminación de la presión del ariete / las interacciones de las mareas / el acoso / las interacciones con el potencial del cúmulo (¡etc.) en los campos de velocidad h-alfa de las galaxias espirales que caen? Lo que quiero decir es qué tan fácil es detectar tales procesos en el trabajo y cómo es posible distinguir entre estos diferentes mecanismos (usando también mapas de intensidad h-alfa, curvas de rotación, morfologías ópticas si están disponibles).

¡Salud!


Campos de velocidad H-alfa de espirales que caen en un cúmulo - Astronomía

Se aplica un código numérico 3D de nuevo desarrollo a un campo magnético externo uniforme (primordial) sujeto a un patrón de flujo complejo que representa la situación en una galaxia espiral turbulenta. Los brazos espirales están definidos por los perfiles de densidad radial-azimutal y la velocidad turbulenta, pero aún no poseen ningún campo de velocidad propio a gran escala. Se supone que no existe dínamo alfa, pero están involucrados todos los efectos de turbulencia conocidos, como el diamagnetismo de remolinos y el bombeo turbulento. Se siguen dos modelos diferentes: El campo magnético externo (no asimétrico) se considera un valor inicial y / o una condición de contorno. En el primer caso, la caída del campo magnético es bastante rápida. El campo inicial no puede sobrevivir más de 500 Myr. En sus primeros tiempos, el campo magnético se concentra entre las espirales, pero luego es fuertemente enrollado por la rotación diferencial. No aparece ninguna amplificación de la energía magnética. La extinción de la difusividad no lineal solo juega un papel para la difusividad de pequeños remolinos. Si la galaxia está incrustada en un campo magnético intergaláctico externo, hay una amplificación de la energía magnética por un factor de 10. Pero muy pronto las espirales magnéticas se han transformado en anillos y después de aproximadamente 1,5 Gyr la galaxia está casi libre de campo. Nuestros resultados confirman la idea de que los campos magnéticos primordiales en las galaxias no pueden envejecer. Si tanto la espiral gaseosa como la magnética tenían un origen común, las espirales gaseosas se revelan aquí como fenómenos jóvenes. Al ajustar la velocidad del patrón de las espirales, se encuentra una amplificación excepcional del campo magnético en caso de "resonancia" de la velocidad del patrón y una velocidad de deriva magnética. Nuestros cálculos muestran que el campo máximo permanece en la región entre brazos. Interpretamos que la amplificación máxima se debe al hecho de que se supone que la turbulencia en las regiones entre los brazos es débil, por lo que la difusión se reduce considerablemente. La rotación diferencial amplifica entonces el campo inicial al máximo mientras que se retrasa la caída del campo.


Campos de velocidad H-alfa de espirales que caen en un cúmulo - Astronomía


Objetivos: Presentamos observaciones espectroscópicas de 182 galaxias de disco (96 en el cúmulo y 86 en el entorno de campo) en la región del sistema de cúmulos múltiples Abell 901/902, que se encuentra en un corrimiento al rojo de z

0,165. Estimamos los parámetros dinámicos de los cuatro subgrupos y analizamos la cinemática de las galaxias espirales, en busca de indicaciones de extracción por presión de ariete. Además, nos centramos en las galaxias rojas polvorientas como una posible etapa intermedia en la transformación de las galaxias de campo en lenticulares al caer en el cúmulo.
Métodos: Obtuvimos espectroscopia de hendidura multiobjeto utilizando el instrumento VLT VIMOS. Realizamos un análisis de corrimiento al rojo, determinamos las dispersiones de velocidad utilizando estadísticas de peso biológico y detectamos posibles subestructuras con la prueba de Dressler-Shectman. Aprovechamos las curvas de rotación de las líneas de emisión para analizar las distorsiones en el disco gaseoso de una galaxia, así como las imágenes HST / ACS para cuantificar las distorsiones morfológicas del disco estelar.
Resultados: La presencia de subestructuras y distribuciones de corrimiento al rojo no gaussianas indican que el sistema de conglomerados es dinámicamente joven y no en un estado virializado. Encontramos evidencia de dos importantes poblaciones de galaxias. Las galaxias morfológicamente distorsionadas probablemente estén sujetas a un aumento de las interacciones de las mareas. Muestran pronunciadas asimetrías en la curva de rotación en radios centrados en los conglomerados intermedios y velocidades peculiares del marco de reposo bajas. Las galaxias morfológicamente no distorsionadas muestran las asimetrías de curva de rotación más fuertes a altas velocidades de marco de reposo y bajos radios centrados en los cúmulos. Supuestamente, este grupo se ve fuertemente afectado por la extracción por presión de ariete debido a la interacción con el medio intra-grupo. Entre las galaxias morfológicamente no distorsionadas, las galaxias rojas polvorientas tienen asimetrías de curvas de rotación particularmente fuertes, lo que sugiere que la presión del ariete es un factor importante en estas galaxias. Además, las galaxias rojas polvorientas tienen en promedio una proporción de abultamiento a total que es más alta en un factor de dos que las galaxias de campo y nubes azules en cúmulos. La fracción de galaxias cinemáticamente distorsionadas es un 75% mayor en el cúmulo que en el entorno de campo. Esta diferencia se debe principalmente a galaxias morfológicamente no distorsionadas, lo que indica un proceso de interacción específico del cúmulo que solo afecta la cinemática del gas pero no la morfología estelar. Además, la relación entre el gas y la longitud de la escala estelar se reduce para las galaxias en cúmulo en comparación con la muestra de campo. Ambos hallazgos podrían explicarse mejor por los efectos de la presión del ariete.
Conclusiones: La extracción por presión del pistón parece ser un proceso de interacción importante en el sistema de conglomerados múltiples A901 / 902. Las galaxias rojas polvorientas podrían ser un elemento crucial para comprender la transformación de las galaxias de disco de campo en galaxias lenticulares de racimo.

Basado en observaciones con el Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral (ESO-VLT), observando la ejecución ID 384.A-0813.


Viaje al centro de un cúmulo de galaxias

¿Por qué las galaxias tienen diferentes formas, tamaños y colores? ¿Cuáles son los procesos físicos que determinan las propiedades observables de una galaxia? Estas preguntas impulsan la astrofísica extragaláctica. Un factor en la evolución de una galaxia que está bajo escrutinio es el entorno en el que se encuentra. Dependiendo de si una galaxia está ubicada en un cúmulo denso o está relativamente aislada en el campo, los procesos físicos que le dan forma serán diferentes. Existe una diferencia observable en el color y la morfología de las galaxias en función de sus entornos: en los entornos más densos, las galaxias tienden a ser rojas y elípticas, mientras que en entornos de baja densidad encontramos muchas más espirales azules. ¿Por qué?

En este artículo, los autores investigan qué sucede dentro y alrededor de los cúmulos de galaxias, las estructuras unidas por gravedad más grandes del universo. Estas estructuras crecen con el tiempo a medida que las galaxias caen en su potencial gravitacional, y durante esta caída, una galaxia puede transformarse. En el espacio entre las galaxias, un cúmulo no está vacío y # 8212 está lleno de gas caliente (el "medio intra-cúmulo"), que ejerce una presión sobre una galaxia que cae a través de él. El viento resultante puede expulsar gas de la galaxia en un proceso conocido como extracción por presión de ariete. De hecho, este proceso se observa espectacularmente en las galaxias medusas, con tentáculos de gas detrás del disco galáctico. Despojar a una galaxia de su gas evita que forme estrellas, cambiando así el color del azul de las poblaciones estelares jóvenes al rojo de las estrellas más viejas & # 8212, por lo que la eliminación por presión de ram es un mecanismo favorito detrás de las galaxias azules en el campo vs. problema de galaxias rojas en cúmulos.

Figura 1: El contenido de materia oscura de un cúmulo de galaxias simulado del proyecto The Three Hundred. De la Figura 1 en el documento.

Para estudiar cómo y cuándo sucede esto, los autores de este artículo utilizan un conjunto de más de trescientas simulaciones de cúmulos de galaxias (la figura 1 muestra un ejemplo). Estas simulaciones tratan con halos & # 8212 grupos de materia unida gravitacionalmente & # 8212 en lugar de las propias galaxias, pero las propiedades del halo nos dicen qué pasaría con las galaxias que residen en ellas.

La belleza de las simulaciones es que cada grupo se puede examinar en tres dimensiones, con una comprensión completa de dónde está cada halo que cae y cómo se mueve. Los autores están trabajando en seis dimensiones: las posiciones x, y, z de cada halo y las velocidades en cada una de esas dimensiones.

En realidad, solo podemos observar un cúmulo de galaxias desde un ángulo, a lo largo de la línea de visión que cae al verlo desde nuestra posición en el universo. Esto nos da dos dimensiones en posición y una tercera en velocidad de línea de visión. Tenemos que lidiar con efectos de proyección que hacen que sea muy difícil entender exactamente cómo se mueve una galaxia. Un desafío de observación particular surge de las galaxias "contra salpicaduras": cuando una galaxia cae en un cúmulo, no se asienta inmediatamente en el potencial del cúmulo, sino que lo atraviesa con una velocidad que lo saca por el otro lado para retroceder en una segunda pasada. . La Figura 2 muestra un esquema de esto en el espacio de fase del papel. Las galaxias de salpicadura ya han pasado a través del núcleo denso del cúmulo y, por lo tanto, han experimentado efectos dinámicos como la eliminación de la presión del ariete, pero están ubicadas fuera del cúmulo en el mismo espacio que las galaxias recién caídas. Esto hace que sea muy difícil seleccionar una muestra observacional de verdaderos infladores por primera vez.

Figura 2: Diagrama esquemático de espacio de fase, que muestra la trayectoria de un halo que cae a lo largo del tiempo, con la distancia desde el grupo en el eje xy la velocidad relativa al grupo en el eje y. La velocidad de la galaxia aumenta (se vuelve más negativa) a medida que se acerca al cúmulo, luego, cuando se mueve hacia el otro lado como una galaxia de "salpicadura", vemos que su velocidad disminuye, haciendo múltiples oscilaciones hasta que alcanza el equilibrio. El panel de la izquierda muestra esto en el plano 6D, donde la primera caída está en la parte inferior del diagrama y el protector contra salpicaduras en la parte superior. El panel de la derecha muestra cómo se vería esta caída y salpicadura a lo largo de una línea de visión: encontramos galaxias de caída y salpicadura en el mismo espacio en el diagrama, lo que las hace muy difíciles de distinguir en la realidad. Figura 2 en el papel.

Para investigar cómo se verían en realidad sus cúmulos de galaxias, los autores también muestran el proyectado posiciones y velocidades a lo largo de una sola línea de visión junto con los datos 6D, haciendo una comparación de las simulaciones con las observaciones. Los halos que caen se trazan en el espacio de fase de manera similar a la figura 1, codificados por colores para mostrar sus fracciones de gas (figura 3). Se descubre que los halos pierden su gas muy rápidamente en su primera caída en el cúmulo: ocurren efectos evolutivos antes de la galaxia se acerca incluso al centro del cúmulo.

Figura 3: Fracción de gas mediana de los halos en el espacio de fase (ejes como figura 1). El amarillo muestra una alta fracción de gas y el violeta muestra muy poco gas que queda en el halo. A la izquierda, en 6D podemos ver las regiones de infall (parte inferior del diagrama) y backsplash (parte superior). Las galaxias que caen tienen altas fracciones de gas que disminuyen rápidamente a medida que caen hacia el cúmulo, agotadas antes de llegar al centro. A la derecha, a lo largo de la línea de visión, es imposible distinguir a los infallers de los backsplashers, pero aún podemos ver esta reducción de las fracciones de gas mucho antes de que las galaxias entren en el cúmulo. Adaptado de la Figura 5 del artículo.

Los autores investigan una serie de otros efectos, como la presión del ariete en cada punto de la caída, y el comportamiento de los "subhalos" dentro de los halos que pierden su gas aún más rápidamente. Sus resultados apuntan a un escenario de evolución compleja que ocurre en las primeras etapas de los encuentros, con galaxias que se apresuran hacia cúmulos masivos y son despojadas eficientemente de su gas en el camino.

Los gráficos de la línea de visión muestran que solo a partir de las observaciones es muy difícil determinar cuándo y cómo las galaxias que caen pierden su gas. Sin embargo, al combinar las observaciones con la información 6D de las simulaciones, surge una imagen más clara de la evolución de las galaxias alrededor de cúmulos masivos. El trabajo futuro del grupo implica el uso del otro aspecto maravilloso de las simulaciones & # 8212 la capacidad de mirar a través del tiempo & # 8212 permitiéndoles seguir la evolución de los halos individuales en sus viajes hacia los grupos. ¡The Three Hundred parece un proyecto emocionante de ver!


Afiliaciones

División de Ciencias de la Astrofísica, Laboratorio de Astrofísica de Rayos X, Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD, EE. UU.

Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica, Cambridge, MA, EE. UU.

Instituto de Astronomía, Cambridge, MA, EE. UU.

Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik, Garching, Alemania

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Contribuciones

SIERRA. escribió el manuscrito con comentarios de todos los autores. SIERRA. realizó el análisis de datos de Chandra y XMM-Newton y lideró la propuesta de Chandra. J.Z. produjo las simulaciones de chapoteo de cúmulos de galaxias.

Autor correspondiente


NGC 4299

Σ1.3CO. Por lo tanto, las galaxias enanas y las grandes espirales exhiben la misma relación entre el gas molecular y la tasa de formación de estrellas (SFR). Encontramos que este resultado es de cambios robustos a moderados en los factores de conversión RC-a-SFR y CO-a-H2. Nuestros datos parecen ser inconsistentes con grandes variaciones (orden de magnitud) en el factor de conversión de CO a H2 en el gas molecular formador de estrellas.

Distancia en línea de visión de 16 a 22 Mpc, la mayor parte de esta mejora surge de las galaxias que pertenecen al cúmulo de Virgo propiamente dicho. Sin embargo, también se detectan importantes deficiencias de gas fuera del cuerpo principal del cúmulo en un posible grupo de galaxias a distancias de línea de visión.

25-30 Mpc, que se encuentra en la región dominada por el borde sur del subcúmulo M49 y las nubes W 'y W, así como en varias galaxias en primer plano. En la región de Virgo, el contenido de H I de las galaxias no es un indicador sencillo de pertenencia a un cúmulo.

0.1% con la disminución de SFR que proponemos se debe a un componente "[CII] silencioso" del polvo de Ifrom calentado por el campo de radiación interestelar general (ISRF). Las galaxias más "inactivas" de la muestra tienen valores de I / I diferentes de los observados en las regiones interestelares galácticas "compactas". Se interpreta que su emisión [CII] está dominada por regiones difusas del medio interestelar (ISM). Para las galaxias normales en "formación de estrellas", se estima que el componente difuso de la emisión [CII] representa al menos el 50% del total.

430 grados 2 del cielo. Presentamos los datos de la encuesta de detección, así como de las observaciones de seguimiento para confirmar las detecciones y mejorar las posiciones y las mediciones de flujo. Encontramos 265 galaxias, muchas de las cuales tienen un brillo superficial extremadamente bajo. Algunas de estas galaxias previamente no catalogadas se encuentran dentro de la zona de evitación, donde están oscurecidas por el gas y el polvo de nuestra Galaxia. Ochenta y una de estas fuentes no están previamente catalogadas ópticamente, y hay 11 galaxias que no tienen una contraparte óptica asociada o que solo están asociadas tentativamente con débiles briznas de nebulosidad en las imágenes de DigitizedSky Survey. Discutimos las propiedades de la encuesta y, en particular, hacemos determinaciones directas de la integridad y confiabilidad de la muestra. El comportamiento de la integridad y sus dependencias es esencial para determinar la función de masa H I. Deje la discusión de la función de masa para un artículo posterior, pero tenga en cuenta que encontramos muchas galaxias de bajo brillo superficial y siete fuentes con MHI.

60%) son miembros de pares de galaxias (

15% de objetos) o grupos con al menos tres miembros (

500 grupos para un total de

45% de objetos). Aproximadamente el 40% de las galaxias quedan desagrupadas (galaxias de campo). Ilustramos las características principales de la distribución de galaxias NOG. En comparación con muestras de galaxias ópticas e IRAS anteriores, el NOG proporciona un muestreo más denso de la distribución de galaxias en el universo cercano. Dada su gran cobertura del cielo, la identificación de grupos y su muestreo de alta densidad, el NOG es adecuado para el análisis del campo de densidad de galaxias del universo cercano, especialmente a escalas pequeñas.


Primera detección de materia que cae en un agujero negro al 30 por ciento de la velocidad de la luz

Estructura de disco característica de la simulación de un disco desalineado alrededor de un agujero negro giratorio. Crédito: K. Pounds et al. / Universidad de Leicester

Los agujeros negros son objetos con campos gravitacionales tan fuertes que ni siquiera la luz viaja lo suficientemente rápido como para escapar de su alcance, de ahí la descripción "negro". Son muy importantes en astronomía porque ofrecen la forma más eficiente de extraer energía de la materia. Como resultado directo, la caída de gas (acreción) en los agujeros negros debe impulsar los fenómenos más energéticos del Universo.

El centro de casi todas las galaxias, como nuestra propia Vía Láctea, contiene un llamado agujero negro supermasivo, con masas de millones a miles de millones de veces la masa de nuestro Sol. Con suficiente materia cayendo en el agujero, estos pueden volverse extremadamente luminosos y se ven como un quásar o núcleo galáctico activo (AGN).

Sin embargo, los agujeros negros son tan compactos que el gas casi siempre gira demasiado para caer directamente. En cambio, orbita el agujero, acercándose gradualmente a través de un disco de acreción, una secuencia de órbitas circulares de tamaño decreciente. A medida que el gas gira en espiral hacia adentro, se mueve cada vez más rápido y se vuelve caliente y luminoso, convirtiendo la energía gravitacional en la radiación que observan los astrónomos.

A menudo se supone que la órbita del gas alrededor del agujero negro está alineada con la rotación del agujero negro, pero no hay una razón de peso para que esto sea así. De hecho, la razón por la que tenemos verano e invierno es que la rotación diaria de la Tierra no se alinea con su órbita anual alrededor del Sol.

Hasta ahora no estaba claro cómo la rotación desalineada podría afectar la caída de gas. Esto es particularmente relevante para la alimentación de agujeros negros supermasivos, ya que la materia (nubes de gas interestelar o incluso estrellas aisladas) puede caer desde cualquier dirección.

La nave espacial XMM-Newton. Crédito: ESA

Utilizando datos de XMM-Newton, el profesor Pounds y sus colaboradores observaron los espectros de rayos X (donde los rayos X se dispersan por longitud de onda) de la galaxia PG211 + 143. Este objeto se encuentra a más de mil millones de años luz de distancia en la dirección de la constelación de Coma Berenices, y es una galaxia Seyfert, caracterizada por un AGN muy brillante resultante de la presencia del enorme agujero negro en su núcleo.

Los investigadores encontraron que los espectros estaban fuertemente desplazados al rojo, mostrando que la materia observada estaba cayendo en el agujero negro a la enorme velocidad del 30 por ciento de la velocidad de la luz, o alrededor de 100.000 kilómetros por segundo. El gas casi no tiene rotación alrededor del agujero y se detecta muy cerca de él en términos astronómicos, a una distancia de solo 20 veces el tamaño del agujero (su horizonte de eventos, el límite de la región donde ya no es posible escapar).

La observación concuerda estrechamente con el trabajo teórico reciente, también en Leicester y utilizando la instalación de supercomputadora Dirac del Reino Unido que simula el "desgarro" de los discos de acreción desalineados. Este trabajo ha demostrado que los anillos de gas pueden romperse y chocar entre sí, cancelando su rotación y dejando que el gas caiga directamente hacia el agujero negro.

El profesor Pounds, del Departamento de Física y Astronomía de la Universidad de Leicester, dijo: "La galaxia que estábamos observando con XMM-Newton tiene un agujero negro de 40 millones de masas solares que es muy brillante y evidentemente está bien alimentado. De hecho, hace unos 15 años detectó un viento poderoso que indicaba que el agujero estaba siendo sobrealimentado. Si bien esos vientos se encuentran ahora en muchas galaxias activas, PG1211 + 143 ha dado otra 'primicia', "con la detección de materia que se sumerge directamente en el agujero mismo".

Continúa: "Pudimos seguir un grupo de materia del tamaño de la Tierra durante aproximadamente un día, ya que era empujado hacia el agujero negro, acelerando a un tercio de la velocidad de la luz antes de ser tragado por el agujero".

Una implicación adicional de la nueva investigación es que es probable que la "acumulación caótica" de los discos desalineados sea común en los agujeros negros supermasivos. Dichos agujeros negros girarían entonces bastante lentamente, pudiendo aceptar mucho más gas y hacer crecer sus masas más rápidamente de lo que generalmente se cree, proporcionando una explicación de por qué los agujeros negros que se formaron en el Universo temprano ganaron rápidamente masas muy grandes.


¿Por qué las nubes de gas ionizado salen de las galaxias?

Nubes de gas hidrógeno ionizado expulsadas de una galaxia en el cúmulo de coma.

Usando la cámara Subaru Prime Focus (Suprime-Cam) en sus observaciones del Coma Cluster, investigadores del Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ), la Universidad de Hiroshima, la Universidad de Tokio y otros institutos han descubierto 14 galaxias acompañadas de extendidas, nubes de hidrógeno ionizado.

El descubrimiento marca la primera vez que los científicos detectan muchas galaxias con nubes de gas hidrógeno ionizado extendidas en un cúmulo e investigan su distribución espacial y de velocidad, así como las características de sus galaxias madre. Las observaciones capturaron imágenes de este cúmulo de galaxias durante un momento crítico de la evolución de las galaxias y contribuyen a comprender cómo se pueden haber formado tales nubes.

Un cúmulo de galaxias es un agregado de unas pocas a cientos o incluso miles de galaxias. Los científicos saben que existen más galaxias elípticas (E) y lenticulares (S0) en núcleos de cúmulos de galaxias que en entornos menos densos. Las galaxias elípticas y lenticulares se denominan "galaxias inactivas" porque no muestran actividad de formación de estrellas. Mientras tanto, las galaxias espirales como nuestra galaxia todavía están experimentando formaciones estelares y es probable que residan en regiones menos pobladas. Estos atributos de los cúmulos plantean una serie de preguntas importantes sobre la evolución de las galaxias: "¿Qué tipo de mecanismos dan forma a esta variedad de galaxias que ocurren en diferentes entornos?" y "¿Por qué los cúmulos de galaxias contienen muchas galaxias que no forman estrellas?" La investigación actual proporciona evidencia observacional que aborda estos problemas.

El equipo centró sus observaciones en el Cúmulo de Coma, un gran cúmulo de más de 3.000 galaxias y uno de los cúmulos más cercanos (a unos 300 mil millones de años luz de distancia) a nuestra Galaxia. Las observaciones anteriores habían encontrado varias nubes de hidrógeno ionizado extendidas asociadas con galaxias en el cúmulo. Este grupo de científicos se concentró en examinar estas nubes y utilizó un filtro especial en sus observaciones para captar una línea espectral específica (la línea H-alfa) creada por hidrógeno ionizado en una longitud de onda particular. En consecuencia, detectaron 14 galaxias con nubes de hidrógeno ionizado extendidas, ejemplos de las cuales se muestran en las Figuras 1 y 2.

La mayor parte del gas hidrógeno ionizado parece haber sido expulsado de la galaxia. Las observaciones de seguimiento con la cámara y espectrógrafo de objetos débiles de Subaru (FOCAS) confirmaron que algunas de las nubes de gas tienen una velocidad de recesión comparable a la de las galaxias adyacentes. Por lo tanto, los científicos infieren que la superposición entre el gas y la galaxia no se produjo por casualidad, sino que fue el resultado de la salida de gas de la galaxia.

Figura 2 & # 65306Nubes de gas hidrógeno ionizado eyectadas de galaxias en el cúmulo de coma. Los colores de la imagen y la escala de la barra blanca son los mismos que los indicados en la Figura 1. Los tamaños de los campos son 145 x 87, 121 x 83 y 180 x 96 arcsec² para (a), (b) y (c), respectivamente.

Una investigación más detallada de las nubes de hidrógeno ionizado y sus "galaxias progenitoras" revela que la mayoría de las galaxias progenitoras están formando estrellas o estaban formando estrellas. Además, la mayoría de las galaxias progenitoras tienen una diferencia de velocidad relativamente grande (más de 1000 km / s) en comparación con la velocidad de recesión promedio del Cúmulo de Coma. Estos resultados de observación sugieren que el gas hidrógeno ionizado extendido probablemente fue despojado de las galaxias madre por interacción con el gas caliente del cúmulo o por la fuerza de marea del cúmulo producido cuando las galaxias madre quedan atrapadas por la gravedad del cúmulo y caen. en el clúster. Este escenario predice una diferencia en la formación de estrellas entre galaxias de masa baja y alta. Las galaxias de baja masa que pierden todo su gas al ser despojadas cesan la formación de estrellas, mientras que las galaxias de mayor masa retienen su gas y continúan formando estrellas. La correlación entre la masa y la actividad de formación de estrellas derivada de las observaciones en la investigación del equipo confirma la predicción.

En resumen, este estudio ha aclarado algunas de las condiciones específicas bajo las cuales se formaron nubes de hidrógeno ionizado extendidas, así como la relación entre las condiciones y características de las galaxias progenitoras. Sin embargo, quedan preguntas. ¿Cómo se ioniza el gas extraído y cómo retiene la emisión de H-alfa? La nube de gas ionizado más distante se encuentra a 300.000 años luz de la galaxia madre, y la nube tardaría 100 millones de años o más en viajar esta distancia. Dado que el brillo de la emisión de H-alfa de las nubes distantes es comparable al de las nubes cercanas a la galaxia madre, la energía para mantener la emisión de H-alfa debe haber persistido de alguna manera durante más de 100 millones de años. Cómo estas estructuras emisoras de H-alfa soportan tanto tiempo sigue siendo un misterio. ¿¡Qué está pasando en el clúster !?

El grupo de investigación realizará más observaciones espectroscópicas para ayudar a resolver este rompecabezas. Planean estimar la temperatura y la densidad de varias partes de las nubes de hidrógeno ionizado y abordar la cuestión de cómo están evolucionando la galaxia y el gas en el cúmulo de galaxias cercano.


Campos de velocidad H-alfa de espirales que caen en un cúmulo - Astronomía

NUTS en MOO (también conocido como DrDarkMatter) es en realidad un miembro titular de la facultad en el Departamento de Física de la Universidad de Oregon que se dedica principalmente a la astronomía observacional. Se sabe que Dr. DarkMatter trabaja a todas horas bajo una variedad de condiciones. Esta es la única foto conocida del Dr. DarkMatter en el trabajo

El interés del Dr. DarkMatter está principalmente en la evolución de las galaxias y la estructura a gran escala, aunque también está bastante comprometido con tratar de mejorar la calidad de la educación científica, por no mencionar tratar de lidiar con los diversos aspectos de las crisis energéticas en este planeta.

También se desempeña como administrador del sistema UNIX y está involucrado en tratar de utilizar la Red como un instrumento de Extensión Educativa entre la Universidad y las escuelas del área local, así como el público en general. Es el actual director del Observatorio Pine Mountain, una instalación que ofrece programas públicos de fin de semana sobre el Universo Electrónico en los que el público en general puede utilizar un telescopio de 32 pulgadas con CCD para adquirir imágenes y llevarlas a casa. Nuestra cámara CCD de campo amplio (cowcam) ya está en su lugar y está tomando datos y estamos haciendo varios proyectos de investigación y divulgación con ella. A continuación se enumeran la mayoría de las obras recopiladas del Dr. DarkMatter, ya que representan su "contribución" a la astronomía (y quizás a otras áreas). Estos trabajos están ordenados por Materia y Año. Están vinculados al Resumen de la página de título de la revista cuando está disponible en el Servicio de resúmenes.


Alan Stockton

Galaxias compactas inactivas masivas

Miembro emérito de la facultad Alan Stockton y sus colaboradores están investigando la naturaleza de las galaxias compactas inactivas masivas que parecen haber sido comunes cuando el universo tenía solo alrededor del 20% de su edad actual. Aparentemente, estas fueron las primeras galaxias masivas en formarse, pero son extremadamente raras en la época actual. Si bien es posible estudiar las morfologías y estimar las edades de las estrellas para esta muestra de alto corrimiento al rojo, la espectroscopia detallada de ellas es casi imposible con los instrumentos disponibles actualmente debido a su tenue y falta de líneas de emisión.

Una opción para aprender más sobre estas galaxias interesantes e importantes es intentar encontrar los ejemplos extremadamente raros de aquellos de esta población que han sobrevivido más cerca del presente, intactos y esencialmente ilesos. La figura muestra una imagen de uno de aproximadamente media docena de casos, de una encuesta de

2400 grados cuadrados de cielo, que imitan de cerca las propiedades de los ejemplos más extremos de los observados en el universo temprano. Un estudio detallado de estas galaxias relativamente cercanas debería darnos una mejor comprensión de estas primeras galaxias masivas y cómo se formaron.

El ajuste de modelos de población estelar al espectro de esta galaxia indica que la gran mayoría de la masa estelar total se formó muy temprano en la historia del Universo, hace unos 13 Gigayos. El panel superior muestra una imagen de óptica adaptativa de Keck de la galaxia SDSS J014355.21 + 133451.4, en z = 0.487, junto con (en el panel central) la resta del mejor modelo de 2 componentes para la galaxia. La imagen inferior muestra el modelo sin convolucionar con la función instrumental y atmosférica de dispersión de puntos, que debería dar la mejor indicación global de la verdadera forma de la galaxia. Cada panel tiene 3 segundos de arco por lado.