Astronomía

Velocidad de las galaxias más distantes

Velocidad de las galaxias más distantes



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.

Teniendo en cuenta la ley de Hubble, ¿cuál es la velocidad de las galaxias más distantes en relación con la Tierra? Sí, sé que en realidad es el espacio el que se está expandiendo (entonces, no es su velocidad real), pero ¿a qué velocidad relativa a la Tierra se están alejando de nosotros?


La velocidad relativa a la Tierra es mayor que la velocidad de la luz. Esto es consistente con la Relatividad, ya que el espacio entre nosotros y las galaxias distantes se ha ampliado.

La velocidad viene dada por

$$ ( mathrm {Hubble constante}) times ( mathrm {radio del universo observable en Mpc}) $$

Lo cual, como señaló Pela en un comentario, es aproximadamente 3.3 veces la velocidad de la luz.


La galaxia más distante conocida actualmente se encuentra en un corrimiento al rojo $ Z = 11.1 $ (Oesch et al. 2016). De acuerdo con la calculadora de cosmología de Ned Wright, para un conjunto de parámetros cosmológicos de concordancia, esto corresponde a una distancia comoviva de 9.88 Gpc (32 mil millones de años luz) y una velocidad de recesión (ahora) de la ley de Hubble de 2.28c (es decir, 684.000 km / s).

Por supuesto, las galaxias podrían existir a mayores distancias, aunque necesitan tiempo para formarse después del Big Bang. Las simulaciones teóricas (por ejemplo, Bromm 2011) sugieren que las galaxias formadoras de estrellas podrían estar presentes en corrimientos al rojo de 20, solo 200 millones de años después del Big Bang. Tales galaxias, si existen, tendrían velocidades de recesión de 2.5c. Esta es la máxima velocidad de recesión posible para cualquier galaxia que podamos observar ahora (o en un futuro próximo)..

No hay posibilidad de observable galaxias que tienen velocidades de recesión tan altas como 3.3c, ya que eso las colocaría en corrimientos al rojo de $> 1000 $ y deberían haberse formado incluso antes de la época de la recombinación del hidrógeno.

Sin embargo, como señalan Pela y Zephyr, hay (probablemente) galaxias que existen ahora, pero que no podemos observar ahora y nunca podremos medir, que están más distantes que éste y que se alejan más rápido. Estamos razonablemente seguros de que el universo sondeado por las observaciones actuales del fondo cósmico de microondas es isótropo a distancias comovidas de aproximadamente 14.1 Gpc (46 mil millones de años luz; "el borde del universo observable"). Por lo tanto, las galaxias que están allí actualmente, pero que son solo perturbaciones en el CMB como las vemos ahora, tendrán velocidades de recesión de 3.3c. Del mismo modo, podría haber galaxias más distantes que en un universo mucho más grande, o posiblemente infinito, y estas podrían tener aún velocidades de recesión mucho mayores (que tampoco podemos observar o medir), y de hecho, como las galaxias que observamos, posiblemente se estén alejando de nosotros.


Calcule la velocidad, la distancia y el tiempo de retroceso de las galaxias más distantes de la figura 28.21 utilizando la constante de Hubble que se da en este texto y el corrimiento al rojo que se da en el diagrama. Recuerde la fórmula Doppler para la velocidad (v = c × Δ λ λ) y la ley de Hubble (v = H × d, donde d es la distancia a una galaxia). Para estas velocidades bajas, puede descuidar los efectos relativistas. Figura 28.21 Mapa Sloan Digital Sky Survey de la estructura a gran escala del universo. Esta imagen muestra cortes del mapa SDSS. El punto en el centro corresponde a la Vía Láctea y podría decir "¡Estás aquí!" Los puntos del mapa que se mueven hacia afuera desde el centro están más lejos. La distancia a las galaxias está indicada por sus desplazamientos al rojo (siguiendo la ley de Hubble), que se muestra en la línea horizontal que va a la derecha desde el centro. El corrimiento al rojo z = Δ λ / λ, donde Δ λ es la diferencia entre la longitud de onda observada y la longitud de onda λ emitida por una fuente inmóvil en el laboratorio. El ángulo horario en el cielo se muestra alrededor de la circunferencia del gráfico circular. Los colores de las galaxias indican las edades de sus estrellas, y el color más rojo muestra las galaxias que están formadas por estrellas más viejas. El círculo exterior está a una distancia de dos mil millones de años luz de nosotros. Tenga en cuenta que las galaxias rojas (estrellas más viejas) están agrupadas con más fuerza que las galaxias azules (estrellas jóvenes). Las áreas no cartografiadas son donde nuestra visión del universo está obstruida por el polvo de nuestra propia galaxia. (crédito: modificación del trabajo de M. Blanton y Sloan Digital Sky Survey)

Calcule la velocidad, la distancia y el tiempo de retroceso de las galaxias más distantes de la figura 28.21 utilizando la constante de Hubble que se da en este texto y el corrimiento al rojo que se da en el diagrama. Recuerde la fórmula Doppler para la velocidad (v = c × Δ λ λ) y la ley de Hubble (v = H × d, donde d es la distancia a una galaxia). Para estas velocidades bajas, puede descuidar los efectos relativistas.


Figura 28.21 Mapa Sloan Digital Sky Survey de la estructura a gran escala del universo. Esta imagen muestra cortes del mapa SDSS. El punto en el centro corresponde a la Vía Láctea y podría decir "¡Estás aquí!" Los puntos del mapa que se mueven hacia afuera desde el centro están más lejos. La distancia a las galaxias está indicada por sus corrimientos al rojo (siguiendo la ley de Hubble), que se muestra en la línea horizontal que va a la derecha desde el centro. El corrimiento al rojo z = Δ λ / λ, donde Δ λ es la diferencia entre la longitud de onda observada y la longitud de onda λ emitida por una fuente inmóvil en el laboratorio. El ángulo horario en el cielo se muestra alrededor de la circunferencia del gráfico circular. Los colores de las galaxias indican las edades de sus estrellas, y el color más rojo muestra las galaxias que están formadas por estrellas más viejas. El círculo exterior está a una distancia de dos mil millones de años luz de nosotros. Tenga en cuenta que las galaxias rojas (estrellas más viejas) están agrupadas con más fuerza que las galaxias azules (estrellas jóvenes). Las áreas no cartografiadas son donde nuestra visión del universo está obstruida por el polvo de nuestra propia galaxia. (crédito: modificación del trabajo de M. Blanton y Sloan Digital Sky Survey)


Tempestad cósmica: los astrónomos detectan la salida más energética de un cuásar distante

Los investigadores que utilizan el telescopio Gemini North en el Maunakea de Hawai han detectado el viento más enérgico de cualquier cuásar jamás medido. Este flujo de salida, que viaja a casi el 13% de la velocidad de la luz, transporta suficiente energía para impactar dramáticamente la formación de estrellas en toda una galaxia. La tempestad extragaláctica permaneció oculta a plena vista durante 15 años antes de ser revelada por modelos informáticos innovadores y nuevos datos del Observatorio internacional Gemini.

El viento más enérgico de un quásar ha sido revelado por un equipo de astrónomos utilizando observaciones del Observatorio internacional Gemini, un programa del NOIRLab de NSF. Este poderoso flujo de salida se está moviendo hacia su galaxia anfitriona a casi el 13% de la velocidad de la luz y proviene de un cuásar conocido como SDSS J135246.37 + 423923.5 que se encuentra aproximadamente a 60 mil millones de años luz de la Tierra.

"Si bien se han observado vientos de alta velocidad en los cuásares, estos han sido delgados y tenues, llevando solo una cantidad relativamente pequeña de masa", explica Sarah Gallagher, astrónoma de la Western University (Canadá) que dirigió las observaciones de Géminis. "El flujo de salida de este cuásar, en comparación, arrastra una enorme cantidad de masa a velocidades increíbles. Este viento es increíblemente poderoso y no sabemos cómo el cuásar puede lanzar algo tan sustancial". [1]

Además de medir el flujo de salida de SDSS J135246.37 + 423923.5, el equipo también pudo inferir la masa del agujero negro supermasivo que alimenta el quásar. Este monstruoso objeto es 8,6 mil millones de veces más masivo que el Sol, aproximadamente 2000 veces la masa del agujero negro en el centro de nuestra Vía Láctea y un 50% más masivo que el conocido agujero negro en la galaxia Messier 87.

Este resultado se publica en el Diario astrofísico y el cuásar estudiado aquí ahora tiene el récord de viento de cuásar más energético medido hasta la fecha, con un viento más enérgico que los reportados recientemente en un estudio de 13 cuásares [2].

A pesar de su flujo masivo y energético, el descubrimiento de esta central eléctrica languideció en un estudio de cuásar durante 15 años antes de que la combinación de los datos de Gemini y el innovador método de modelado por computadora del equipo permitiera estudiarlo en detalle.

"Nos sorprendió: este no es un quásar nuevo, pero nadie sabía lo asombroso que era hasta que el equipo obtuvo los espectros de Géminis", explica Karen Leighly, astrónoma de la Universidad de Oklahoma, que fue una de las líderes científicas de esta investigación. "Estos objetos eran demasiado difíciles de estudiar antes de que nuestro equipo desarrollara nuestra metodología y tuviera los datos que necesitábamos, y ahora parece que podrían ser el tipo de cuásares ventosos más interesante de estudiar".

Los cuásares, también conocidos como objetos cuasi-estelares, son un tipo de objeto astrofísico extraordinariamente luminoso que reside en los centros de galaxias masivas [3]. Los quásares, que consisten en un agujero negro supermasivo rodeado por un disco brillante de gas, pueden eclipsar a todas las estrellas en su galaxia anfitriona y pueden impulsar vientos lo suficientemente poderosos como para influir en galaxias enteras [4].

"Algunos vientos impulsados ​​por cuásares tienen suficiente energía para barrer el material de una galaxia que se necesita para formar estrellas y así apagar la formación de estrellas", explica Hyunseop (Joseph) Choi, estudiante de posgrado de la Universidad de Oklahoma y primer autor de la artículo científico sobre este descubrimiento. "Estudiamos un quásar particularmente ventoso, SDSS J135246.37 + 423923.5, cuyo flujo de salida es tan denso que es difícil detectar la firma del propio quásar en longitudes de onda visibles".

A pesar de la obstrucción, el equipo pudo obtener una vista clara del quásar utilizando el espectrógrafo de infrarrojo cercano de Gemini (GNIRS) en Gemini North para observar en longitudes de onda infrarrojas. Utilizando una combinación de espectros de alta calidad de Géminis y un enfoque de modelado informático pionero, los astrónomos descubrieron la naturaleza del flujo de salida del objeto, que demostró, sorprendentemente, ser más enérgico que cualquier flujo de salida de cuásar medido anteriormente.

El descubrimiento del equipo plantea preguntas importantes y también sugiere que podría haber más de estos cuásares esperando ser encontrados.

No sabemos cuántos más de estos objetos extraordinarios hay en nuestros catálogos de cuásares que simplemente no conocemos todavía ", concluye Choi" Dado que el software automatizado generalmente identifica los cuásares por líneas de emisión fuertes o color azul, dos propiedades de nuestro objeto falta, podría haber más de estos cuásares con flujos de salida tremendamente poderosos ocultos en nuestras encuestas ".

"Este extraordinario descubrimiento fue posible gracias a los recursos proporcionados por el Observatorio internacional Gemini. El descubrimiento abre nuevas ventanas y oportunidades para explorar más el Universo en los próximos años", dijo Martin Still, director del programa de astronomía de la National Science Foundation, que financia el Observatorio Gemini de los EE. UU. como parte de una colaboración internacional. "El Observatorio Gemini continúa mejorando nuestro conocimiento del Universo al proporcionar a la comunidad científica internacional acceso de vanguardia a la instrumentación y las instalaciones de los telescopios".

[1] La colosal energía transportada por el flujo de salida del cuásar es un producto tanto de la velocidad del viento como de la cantidad de masa que transporta. Una forma intuitiva de entender esto es comparar un tren de carga y un velocista campeón: mientras ambos viajan aproximadamente a la misma velocidad, el tren de carga más masivo tiene mucho más impulso y energía.

[2] Este resultado es independiente del reciente comunicado de prensa de la NASA / STScI sobre vientos de cuásar que se centró en vientos fuertes en otros 13 cuásares.

[3] Los quásares toman su nombre de su primera identificación en la década de 1950 en longitudes de onda de radio. Quasar es una contracción de una fuente de radio cuasi estelar, un nombre elegido para reflejar la apariencia de estrella de estas fuentes de radio cuando se ven en longitudes de onda visibles.

[4] El gas que alimenta un quásar cede energía en forma de luz cuando cae en el agujero negro central. Esta luz emitida es tanto el origen de la luminosidad de un quásar como la fuente de la energía que impulsa las salidas.


Para esta respuesta, voy a fingir que el eje y del gráfico que ha mostrado tiene $ sim 7000 , < rm km> , < rm s> ^ <-1> $ restado - esto es algo convencional de hacer en diagramas como el que muestra, y simplifica la explicación / interpretación.

La trama que muestra se basa en observaciones. Al observar objetos distantes como Coma, solo 3 de las 6 coordenadas del espacio de fase están disponibles. Se pueden medir dos coordenadas espaciales en el plano del cielo (dando los $ R $ en el gráfico), pero la distancia es inaccesible. Y se puede medir la velocidad a lo largo de la línea de visión a través del corrimiento al rojo, pero la velocidad en el plano del cielo ("movimiento propio") es completamente inaccesible a la distancia de Coma. E incluso la velocidad de la línea de visión es engañosa: es una combinación de la velocidad comoviva (de la ley de Hubble) y la velocidad peculiar (por ejemplo, del movimiento dentro de Coma). Esto significa que a veces puede confundir una galaxia de fondo (más lejos -> velocidad de combo más alta) con una galaxia de Coma (más cerca -> velocidad de combo más baja, pero gran velocidad peculiar).

El $ v $ que se muestra es el componente de la velocidad compensada de la velocidad sistémica de Coma a lo largo de la línea de visión. Muchas de las galaxias con $ v = 0 $ en realidad tienen grandes velocidades, pero se dirigen perpendicularmente a la línea de visión. Esto es especialmente cierto para las galaxias con $ R $ pequeños (en grandes $ R $ hay una mayor probabilidad de que la galaxia esté realmente en un apocentro y tenga una verdadera compensación de velocidad cero desde el núcleo del cúmulo).

Algunos argumentarán que puedes medir distancias, pero la mayoría de las medidas de distancia que funcionan a distancias de cúmulos son tan inciertas que todo lo que puedes decir es que la galaxia probablemente esté a la distancia del cúmulo, no donde está en el cúmulo. P.ej. no se puede saber si la galaxia está en la parte interior de su órbita y detrás del cúmulo, o en la parte exterior de su órbita y delante del cúmulo; todo lo que tiene es un desplazamiento de velocidad desde el centro del cúmulo.

Si desea profundidad adicional, cifras, etc., puede probar un libro de texto de astronomía extragaláctico, o si se siente aventurero, mi tesis de maestría tiene un par de secciones (3.2-3.3) dedicadas a estos problemas de proyección.


El Galaxy M82 activo cercano muestra evidencia de propagación de superondas

Imagen del telescopio Hubble de la galaxia M82.

La galaxia M82 se encuentra a 12 millones de años luz de distancia en el cercano grupo de galaxias M81. Es una galaxia espiral que tiene un diámetro de unos 40.000 años luz y se ve casi de borde, su plano está orientado a unos 10 ° con respecto a nuestra línea de visión. Se describe como una & # 8220 galaxia peculiar & # 8221 o & # 8220 galaxia de explosión estelar & # 8221 porque por su pequeño tamaño es muy energética, siendo cinco veces más luminosa que toda la Vía Láctea o 100 veces más luminosa que la Vía Láctea & # 8217s central región que es de tamaño comparable. En mi opinión, M82 es una galaxia cuyo núcleo supermasivo estuvo activo en el pasado reciente y cuya actividad energética se debe a una o más superondas que están en proceso de propagarse a través de su disco. Actualmente, el núcleo supermasivo de M82 & # 8217 ha entrado en su fase de reposo y ha apagado su emisión energética, por lo que no es visible ni para las investigaciones del telescopio de rayos X ni de los radiotelescopios. Si tuviéramos tales telescopios en funcionamiento hace 80 años, probablemente hubiéramos detectado el núcleo de M82 y # 8217 y hubiéramos visto que era bastante luminoso.

La explicación aceptada para la actividad energética de M82 es que se debe a la interacción de la galaxia con su vecina, M81, que se encuentra a 150.000 años luz (cuatro diámetros de galaxias) de distancia. Sin embargo, la idea de que M82 sería una interacción de colisión con M81 es absurda, ya que las dos galaxias están tan separadas que no están en contacto directo entre sí. Además, esta explicación convencional no tiene en cuenta el hecho de que M81 aparece como una galaxia espiral perfectamente normal, ciertamente no es lo que uno esperaría si las dos estuvieran interactuando energéticamente.

En 2009 se observó un extraño fenómeno en M82. En su publicación de noticias del 15 de abril de 2010, la Royal Astronomical Society informó que los radioastrónomos del Observatorio Jodrell Bank de la Universidad de Manchester habían descubierto una nueva fuente de energía extraña en M82. Apareció muy repentinamente en longitudes de onda de radio y no mostró signos de desaparecer. Según el Dr. Muxlow: “El nuevo objeto, que apareció en mayo de 2009, nos ha dejado rascándonos la cabeza; nunca antes habíamos visto algo así, el objeto se encendió muy rápidamente en unos pocos días y no muestra signos de decayendo en brillo. & # 8221

En su Avisos mensuales paper, Muxlow, et al. (2010) reportan el hallazgo peculiar de que durante ese año observaron que la fuente se movía progresivamente en dirección este-oeste a 4.2c (4.2 veces la velocidad de la luz). Se dieron cuenta de que esto no podía ser una emisión de radio de una capa de supernova, ya que no se ha observado que las capas de supernova se expandan a velocidades superiores a

7.5% c. Una alternativa que el grupo ha considerado es que esta fuente de radio superlumínica es una descarga altamente relativista de rayos cósmicos que se acercan a nosotros y emiten su radiación en nuestra dirección. Querían interpretarlo como una emisión de radio de rayos cósmicos de un & # 8216micro-quásar & # 8217, pero encontraron esta alternativa inadecuada porque no pudieron encontrar una fuente asociada de emisión de rayos X.

Pero, se ha visto que fuentes de radio polarizadas similares se separan de los núcleos galácticos activos a velocidades superlumínicas, y los astrónomos han interpretado que estas son emisiones de radiación de sincrotrón generadas por rayos cósmicos que viajan hacia nosotros y emiten su radiación en nuestra dirección, un fenómeno denominado haz relativista. En mi Ph.D. de 1983 Disertación Interpreté tal movimiento superluminal aparente como evidencia de una superonda saliendo del núcleo activo como una capa de radiación de rayos cósmicos. En los lugares donde esta capa de radiación interactúa con campos magnéticos o remanentes en la galaxia, generará radiación de sincrotrón y la emitirá hacia afuera en un cono estrecho que vemos ya que el cono está orientado en nuestra dirección. Debido a que los rayos cósmicos vienen hacia nosotros a una velocidad cercana a la de la luz, la emisión producida por las interacciones que experimentan estos rayos cósmicos durante su viaje hacia nosotros será comprimida en el tiempo y dará la apariencia de que la fuente de emisión. en la galaxia distante se mueve transversal a nuestra línea de sitio a velocidades más rápidas que la de la luz.

Así que aquí en M82 tenemos un ejemplo más de rayos cósmicos que viajan rectilíneamente a través de la galaxia a una velocidad cercana a la de la luz. Esto es precisamente lo que la teoría de las superondas ha afirmado durante más de 30 años. En el caso de M82, donde se ha observado que la fuente se mueve de este a oeste a 4.2 c, esto implica que estamos viendo radiación de electrones de rayos cósmicos que tienen un factor de Lorentz de γ = 4.2 que viajan a 1 / 4.2 radianes, o 13.6 °, a nuestra línea de visión. Se predice que una superonda viajará hacia afuera isotrópicamente desde su punto de origen como una capa en expansión. Pero debido a este efecto de radiación relativista, solo podemos ver la radiación producida por una pequeña parte de esta capa, la parte que se mueve en nuestra dirección y emite radiación hacia nosotros.

Este es básicamente un concepto simple y, sin embargo, los astrofísicos persisten en hacer la suposición positivista ad hoc de que los rayos cósmicos están confinados a un haz lineal (como el que proviene de un arma de haz de partículas subrelativista). Reconocen la existencia solo de los rayos cósmicos que producen la radiación que estamos viendo. Cualquier otro & # 8217s no & # 8217t existe realmente para ellos. Desafortunadamente, su interpretación de lobotomía frontal excesivamente restrictiva distorsiona seriamente la situación real. En segundo lugar, en otros casos en los que es posible que no vean ningún movimiento superluminal, inmediatamente alteran su modelo para asumir que la emisión de radio proviene de un chorro estrecho de plasma magnetizado que irradia incoherentemente y que está orientado casi perpendicular a nuestra línea de visión. Por lo tanto, asumen que la emisión es producida por rayos cósmicos que viajan a velocidades subluminales y, en su mayor parte, ni siquiera vienen hacia nosotros, ¡sino que se mezclan caóticamente en todas las direcciones dentro del rayo! Ya sea que las fuentes de radio exhiban o no un movimiento superluminal o subliminal, no se necesita mucha inteligencia para darse cuenta de que ambos casos representan emisiones que se irradian hacia nosotros desde una capa de superonda formada por rayos cósmicos relativistas que siguen trayectorias radiales, y no desde una cósmica de baja velocidad. chorro o burbuja de plasma de rayos (p. ej., como han supuesto para las burbujas de Fermi en nuestra propia galaxia).

La fuente superluminal en M82 se encuentra a solo 20 años luz (proyectada en el plano del cielo) desde el centro dinámico de M82 & # 8217. Así que lo más probable es que estos rayos cósmicos se hayan originado en el núcleo supermasivo invisible de M82 & # 8217. Dado que la emisión que estamos viendo proviene de rayos cósmicos que emiten su radiación en un ángulo de 1 / 4,2 radianes a nuestra línea de visión, entonces estos electrones relativistas probablemente se hayan alejado 80 años luz del núcleo, hacia nosotros, desde el momento en que se lanzó su volea por primera vez. El hallazgo contrario a la intuición de que el movimiento superluminal es de este a oeste, por lo tanto, hacia el núcleo podría producirse si estas partículas relativistas se encontraran con una barrera de plasma magnético que estuviera orientada transversalmente y colocada más cerca del núcleo en su lado este que en su lado occidental. Por tanto, es posible que la fuente de radio superlumínica se haya originado a partir del núcleo supermasivo de M82 & # 8217 hace unos 80 años y que a partir de entonces el núcleo entró en su estado inactivo. En este caso, no hay razón para postular la existencia de un & # 8216micro-quasar & # 8217 invisible separado.

Maxlow y col. (2010) han descartado la explicación del núcleo galáctico activo para estos rayos cósmicos con el argumento de que esta fuente de radio está desplazada del centro dinámico de la Galaxia (por ejemplo, 20 años luz en la proyección). Pero este punto de vista no se da cuenta de que los rayos cósmicos pueden propagarse a distancias significativas desde un núcleo antes de producir una emisión de radio significativa, así como el hecho de que su núcleo anteriormente activo podría desaparecer en un estado inactivo.

Otra evidencia que indica que M82 está dominada por los efectos de las superondas que se expanden radialmente es el hallazgo de que emana lo que los astrónomos llaman un & # 8220superviento & # 8221 (tenga en cuenta que eligieron un término muy cercano a la superonda). Las observaciones infrarrojas han encontrado un fuerte viento de polvo y gas que se mueve hacia afuera a velocidades de

200 km / sy se extiende hacia afuera cientos de miles de años luz mientras expulsa material lejos de M82. Por ejemplo, vea el material tenue y rojizo en la imagen superior que se extiende desde los dos polos de la galaxia. Aunque los rayos cósmicos de superondas viajan hacia afuera isotrópicamente, es en las direcciones polares, por encima y por debajo del plano de la galaxia, donde el medio interestelar es más escaso y ofrece la menor resistencia a los rayos cósmicos de superondas y su viento generado.

El Dr. Gandhi, que ha estudiado este súper viento, informa que se encuentra que se origina en múltiples sitios de eyección esparcidos a lo largo de cientos de años luz en lugar de emanar de un solo cúmulo de nuevas estrellas. & # 8221 Él dice & # 8220 Ahora podemos distinguir & # 8216pilares & # 8217 de gas rápido, e incluso una estructura que se asemeja a la superficie de una & # 8216burbuja & # 8217 de unos 450 años luz de ancho & # 8221 (informe de noticias DailyGalaxy). Esta es una descripción precisa de lo que uno esperaría de una superonda galáctica, una que se había expandido a cientos de años luz de su núcleo supermasivo anteriormente activo.

Otra característica inusual de M82 es su tasa inusualmente alta de explosiones de supernovas que se ven allí. Se han visto cuatro supernovas en M82 durante las últimas tres décadas y tres de ellas ocurrieron solo en los últimos 10 años. En comparación, solo se ha visto una supernova en los últimos cien años en su galaxia vecina M81, que tiene un diámetro dos veces mayor que el de M82. Entonces, obviamente, algo está sucediendo en M82 que desencadena supernovas a un ritmo muy alto. Ese algo son una o más superondas galácticas que ahora se están propagando a través de su disco y provocando supernovas. En mi doctorado se analiza cómo una superonda desencadena supernovas a través de su onda de gravedad asociada y mediante la inyección de polvo cósmico en una estrella. disertación. Allí también presento evidencia de cómo una superonda que viaja a través de nuestro propio disco galáctico ha desencadenado una cantidad inusualmente grande de supernovas en la Vía Láctea.

Anteriormente, la radiogalaxia Centaurus A se consideraba la galaxia en explosión más cercana a la Vía Láctea (distancia 10 y # 8211 16 millones de años luz). Ahora encontramos que M82 a 12 millones de años luz compite en esta posición. El hecho de que su núcleo no sea luminoso no significa que no esté experimentando una actividad significativa de explosión del núcleo. Los radio lóbulos que han aparecido recientemente en la galaxia del anillo polar NGC 660 también parecen mostrar evidencia de propagación de superondas.


நாசாவின் கெப்ளர் விண்ணோக்கி முதன்முறையாக புது விண்மீனைச் சுற்றும் இரண்டு நீர்க்கோள்களைக் கண்டுபிடித்தது

ஊழி முதல்வன் வெளிவிடும் மூச்சில்
உப்பிடும் பிரபஞ்சக் குமிழி
ஒரு யுகத்தில் உடைந்து மீளும்!
விழுங்கிய கருந்துளை வயிற்றில்
உயிர்த்தெழும் மீன்கள்!
விண்வெளி விரிய விண்ணோக்கியின்
கண்ணொளி நீண்டு செல்லும்!
நுண்ணோக்கி ஈர்ப்புக் களத்தை
ஊடுருவிக் காமிரா
கண்வழிப் புகுந்த
புதிய பூமிகள் இவை!
பரிதி மண்டலம் போல்
வெகு தொலைவில் இயங்கிச்
சுய ஒளிவீசும்
விண்மீனைச் சுற்றிவரும்
மண்ணுலகம் இவை யாவும்!
ஈர்ப்பு விண்வெளியில் முதன்முறை
பூமியைப் போல்
நீர்க்கோள் இரண்டைப்
பார்த்துளது கெப்ளர் விண்ணோக்கி!
சில்லியின் வானோக்கி மூலம்
விண்வெளி நிபுணர்
கண்ட கோள்கள் பற்பல! ஆயினும்
இன்னும் சவால் விட்டு
கண்ணுக்குத் தெரியாது மறைந்து
தேடிக் கிடைக்கா கோள்கள்
கோடிக் கணக்கில்!

& # 8220 ஆதிகாலத்துப் பூர்வீக உலகங்கள் இன்னும் கண்ணுக்குத் தெரியாமல் மறைந்து கிடக்கின்றன. & # 8221

ரே வில்லார்டு & amp அடால்ஃப் ஷாலர் (Ray Villard y amp Adolf Schaller)

& # 8220 இன்னும் பத்தாண்டுகளுக்குள் மற்ற விண்மீன் குடும்பங்களில் நமது பூமியைப் போல் உள்ள கோள்களையும், உயிரினச் சின்னங்கள் இருப்பையும் கூடத் தேடிக் கண்டுபிடித்து விடலாம் என்று விஞ்ஞானிகள் கருதுகிறார்கள். & # 8221

ரே ஜெயவர்த்தனா (Ray Jayawardhana, profesor asociado de astronomía, Universidad de Toronto) (2007)

& # 8220 இந்த இரண்டு நீர்க்கோள்கள் நமது பரிதி மண்டலக் கோள்களைப் போன்றவை அல்ல. அவை கரையில்லாத, முடிவற்ற கடல்களைக் கொண்டவை. ஆங்கே உயிரினங்கள் இருக்கலாம். ஆனால் அங்கிருப்போர் மனிதர் போல் பொறியியற் திறமை உடையவரா என்பது தெரியாது. இந்த நீர்க்கோள்களில் உயிரின வாழ்வு, உலோகம், மின்சாரம், நெருப்பு போன்றவை இல்லாது, கடலடியில்தான் நீடிக்க முடியும். ஆயினும் அவ்விரண்டு நீல நிறக் கோள்கள், பொன்னிற விண்மீன் ஒன்றைச் சுற்றி வருவதைக் காண்பது வனப்புடன் இருக்கும். மேலும் அவற்றில் உயிரின இருப்பைக் கண்டுபிடித்த பொறிநுணுக்க அறிவுத்தரம் நம்மை வியக்க வைக்கும். & # 8221

லீஸா கால்டநேகர் [இயக்குநர் விஞ்ஞானி மாக்ஸ் பிளாங்க் வானியல் ஆய்வுக்கூடம்]

கண்டுபிடித்த நீர்க் கோள்கள் கெப்ளர் -62e, கெப்ளர் -62 f [Kepler -62e & amp Kepler -62f] எனப் பெயரிடப் பட்டுள்ளன. அவை கெப்ளர் -62 [Kepler -62] என்னும் விண்மீனைச் சுற்றி வருகின்றன. நீர்க்கோள் கெப்ளர் -62e திரண்ட முகில் வானைக் கொண்டது. கணனி மாடலின்படித் துருவம் வரை பூராவும் சூடான வெக்கை மயமானது [Cálido y húmedo]. தூரத்தில் சுற்றும் நீர்க்கோள் கெப்ளர் -62f கார்பன் டையாக்ஸைடு வாயுவை மிகுதியாகக் கொண்டு & # 8220 கிரீன்ஹௌவுஸ் விளைவால் & # 8221 சூடேறி நீர்மயத்தை நீடிக்கச் செய்கிறது. இல்லையென்றால் அதன் நீர்வளம் பனியாகி ஓர் பனிக்கோளாய் மாறிப் போயிருக்கும். & # 8221

டிமித்தர் ஸஸ்ஸெலாவ் [ஹார்வேர்டு வானியல் வல்லுநர்] [Dimitar Sasselov]

நாசாவின் கெப்ளர் விண்ணோக்கி முதன்முறை இரண்டு நீர்க்கோள்களைக் கண்டு பிடித்தது

2013 ஜூலை 6 ஆம் தேதி நாசாவின் கெப்ளர் விண்ணோக்கி முதன்முறை இரண்டு நீர்க்கோள்கள் சுற்றிவரும் ஒரு விண்மீனைக் கண்டுபிடித்தது. அந்த விண்மீனின் பெயர் கெப்ளர் -62 [Kepler -62]. விண்மீன் கெப்ளர் -62 நமது சூரியனை விடச் சிறியது. உஷ்ணமும் தணிந்தது. அந்த விண்மீனைச் சுற்றும் நீர்க்கோள்களின் பெயர்கள் : கெப்ளர் -62e, கெப்ளர் -62f [Kepler -62e and Kepler -62f]. நீர்க்கோள் கெப்ளர் -62e, அதன் விண்மீனை ஒருமுறைச் சுற்றும் காலம் 122 நாட்கள் நீர்க்கோள் கெப்ளர் -62f விண்மீனைச் சுற்றும் காலம் 267 நாட்கள். அவற்றின் விண்மீன் குறுக்கீடு போக்கை நோக்கி அவற்றின் ஒப்புமை அளவுகள் அறிந்து கொள்ளப்படும்.

நீர்க்கோள் கெப்ளர் -62e, நமது பூமியை விட 60% பெரிதாகவும், நீர்க்கோள் கெப்ளர் -62f 40% பெரிதாகவும் இருப்பதாய்க் கணிக்கப் பட்டுள்ளன. வானியல் விஞ்ஞானிகள் நீர்க்கோள் இரண்டும் சுற்று வாயு மண்டலமின்றிப் பாறையாலும், நீராலும் உருவானவை என்று ஊகிக்கிறார். கெப்ளர் -62 விண்மீனை அருகில் சுற்றும் நீர்க்கோள் கெப்ளர் -62e, சற்று சூடாகவும், பூமியை விட மேகம் மூடியிருப்பதாகவும் தெரிகிறது. தூரத்தில் சுற்றும் நீர்க்கோள் கெப்ளர் -62f பேரளவு CO2 கரியமில வாயு மிகுந்து, “கிரீன் ஹவுஸ் விளைவால்” சூடேறி, முன்னதை விடத் தணிந்த உஷ்ண நிலையில் நீர்மயத்தைத் திரவ வடிவில் வைத்துள்ளது. இல்லையென்றால் அந்த அரங்கில் நீர்க்கோள் ஓர் பனிக்கோள் ஆகியிருக்கும்.

நாசாவின் ஹப்பிள் விண்ணோக்கி நீலக்கோள் ஒன்றைக் கண்டுபிடித்தது.

2013 ஜூலை 11 இல் நாசாவின் ஹப்பிள் விண்ணோக்கி பூமியிலிருந்து 63 ஒளியாண்டு தூரத்தில் உள்ள அண்டவெளி விண்மீனை ஒன்றைச் சுற்றி வரும் நீல நிற வாயுக் கோளைக் கண்டுபிடித்தது. நீலக்கோளின் பெயர் : HD 189733b. 2005 ஆம் ஆண்டில் கண்டுபிடிக்கப் பட்ட அந்தக் கோளின் மீது நீல நிறம் சிதறுவதாக முதலில் ஊகிக்கப் பட்டது. 2013 ஜூலையில் அதை ஹப்பிள் தெளிவாக மெய்ப்பித்தது. நீலக் கோள் அதன் தாய்ப் பரிதியிலிருந்து 2.9 மில்லியன் மைல் தூரத்தில் சுற்றி வருகிறது. மேலும் தனது ஒரு பாதி வடிவை விண்மீனுக்குக் காட்டி, மறு பாதி முகம் இருளில் தெரியாமல், ஈர்ப்பு விசையில் கட்டப் பட்டு [Gravitationally locked], நமது பூமியைச் சுற்றும் நிலவு போல் காணப்பட்டது.

நீலக்கோளின் பகல் நேர உஷ்ணம் பயங்கரமானது : 2000 டிகிரி F. வாயுக்களின் வேகம் : 4500 mph. நீல நிறக் கோளின் [Cobalt Blue Colour] நீல நிறம் பூமியைப் போல் நீர் மீது ஒளிச் சிதறலால் எதிர்ப்படுவ தில்லை. அந்தக் கோளின் மேக மண்டலத்தில் கலந்துள்ள சிலிகேட் துகள்களே [Silicate Particles] நீல நிறத்துக்குக் காரணம் என்பது அறிய வருகிறது. 2007 இல் நாசாவின் ஸ்பிட்ஸர் [Spitzer Space Telescope] விண்ணோக்கி அறிவித்தபடி, நீலக்கோளின் இரவு-பகல் உஷ்ணங்கள் வேறுபாடு 500 டிகிரி F என்று கணிக்கப் பட்டது.


பரிதியைப் போல் தெரியும் விண்மீனான எப்ஸிலான் எரிடானியைச் சுற்றும் (Epsilon Eridani) வாயுத் தூசித் தட்டு ஒரு கோள் என்பது நிச்சயம். ஹப்பிள் மூலம் கண்டதால் அது தோல்வியான விண்மீனில்லை, ஓர் அண்டக்கோள் என்பது உறுதி ! அது பெரிதளவில் இருந்தால், கோளுக்கும் விண்மீன் தூசிக்கும் தொடர்பில்லாத பழுப்புக் குள்ளி (Brown Dwarf) என்று சொல்லி விடலாம்.

பார்பரா மெக் ஆர்தர் (Barbara McArthur, Project Leader, University of Texas)

“பூதக்கோளின் விட்டம் நமது பூமியைப் போல் ஒன்றை மடங்கு [12,000 மைல்]. அந்த கோள் லிப்ரா நட்சத்திரக் கூட்டத்திலிருந்து 20 ஒளியாண்டு தூரத்தில் இயங்கிச் சுயவொளி வீசும் மங்கிய கிலீஸ்-581 விண்மீனைச் சுற்றி வருகிறது. அதன் சராசரி உஷ்ணம் 0 முதல் 40 டிகிரி செல்ஸியஸ் என்று மதிப்பிடுகிறோம். ஆகவே அங்கிருக்கும் தண்ணீர் திரவமாக இருக்கும் என்று கருதப் படுகிறது. அந்த கோள் பாறைக் குன்றுகளுடனோ அல்லது கடல் நீர் நிரம்பியோ அமைந்திருக்கலாம்.”

ஸ்டெஃபினி உட்றி [Stephane Udry, Geneva Observatory]

“மற்ற சுயவொளி வீசும் விண்மீன்களின் கோள்களை விட, கண்டுபிடிக்கப்பட்ட இந்த பூதக்கோள் ஒன்றுதான் உயிரின வளர்ச்சிக்குத் தேவையான அனைத்து உட்பொருட்களும் கொண்டதாகத் தெரிகிறது. அக்கோள் 20 ஒளியாண்டு தூரத்தில் உள்ளதால், விரைவில் அங்கு செல்லும் திட்டங்களில்லை. ஆனால் புதிய உந்துசக்திப் பொறிநுணுக்கம் விருத்தியானல், எதிர்காலத்தில் அக்கோளுக்குச் செல்லும் முயற்சிகள் திட்டமிடப் படலாம். பேராற்றல் கொண்ட வானோக்கிகளின் மூலமாக அக்கோளைப் பற்றி அறிந்து கொள்ளக் கூடியவற்றை நிச்சயம் ஆய்ந்து கொள்ளப் பயிற்சிகள் செய்வோம்.”

அலிஸன் பாயில் [Alison Boyle, Curator of Astronomy, London’s Science Museum]

“அண்டையில் உள்ள சின்னஞ் சிறு சுயவொளி விண்மீன்களைச் சுற்றிவரும் பூமியை ஒத்த அண்டக் கோள்களில் உயிரின வாழ்வுக்கு ஏற்ற பகுதிகள் உள்ளதாக இப்போது அறிகிறோம். இச்செய்தி புல்லரிப்பு ஊட்டுகிறது. இப்பணி நாசாவின் அண்டவெளித் தேடல் முயற்சிகளின் முடிவான குறிக்கோளாகும்.”

டாக்டர் சார்லஸ் பீச்மென் [Dr. Charles Beichman, Director Caltech’s Michelson Science Center]

“பூதக்கோள் போல பல கோள்களைத் தேடிக் காணப் போகிறோம். பூமியை ஒத்த கோள்களைக் கண்டு அவற்றின் பண்பாடுகளை அறிய விரும்புகிறோம். ஆங்கே வாயு மண்டலம் சூழ்ந்துள்ளதா? அவ்விதம் இருந்தால் எவ்வித வாயுக்கள் கலந்துள்ளன? அந்த வாயுக் கலவையில் நீர் ஆவி [Water Vapour] உள்ளதா? அந்த வாயுக்களில் உயிரினத் தோற்றத்தின் மூல இரசாயன மூலக்கூறுகள் கலந்துள்ளனவா? நிச்சயமாக அந்த கோள் எந்த விதமானச் சூழ்வெளியைக் கொண்டது என்பதையும் கண்டு கொள்ள விழைகிறோம்.”

டாக்டர் விக்டோரியா மீடோஸ் [Member, Terrestrial Planet Finder, NASA]

“தற்போது ஒருசில வாரங்களுக்கு ஒருமுறை வியாழக் கோளை ஒத்த புறவெளிக் கோள் ஒன்று கண்டுபிடிக்கப் படுகிறது ! சமீபத்தில் கண்ட புதிய கோள் கிலீஸ் 876 (Gliese 876) விண்மீனைச் சுற்றி வருகிறது ! மிக்க மகத்தானது ஹப்பிள் கண்டுபிடித்துப் படமெடுத்த கோள் இரட்டை விண்மீன்கள் வீசி எறியப்பட்டு 450 ஒளியாண்டு தூரத்தில் உள்ளது ! எல்லாவற்றுக்கும் உன்னதமான கோள் இனிமேல்தான் வரப் போகிறது !”

மிசியோ காக்கு (Michio Kakau, Professor Theoretical Physicist, City College of New York) (2007)

பூமியைப் போன்ற வெளிப்புறக் கோள்கள் கண்டுபிடிப்பு !

250 ஆண்டுகளுக்கு முன்பே விண்கோள் தோற்றத்தைப் பற்றிச் சொல்லும் போது ஜெர்மன் மேதை இம்மானுவல் கென்ட் 1755 இல் அண்டக் கோள்கள் விண்மீனைச் சுற்றும் வாயுத் தூசித் தட்டிலிருந்து உதிக்கின்றன என்று முதன்முதலில் அறிவித்தார் ! இதுவரை [ஜூலை 3, 2008] 307 கோள்கள் கண்டுபிடிக்கப் பட்டாலும் ஒரு விண்மீனைச் சுற்றி ஒரே சமயத்தில் கோளையும் வாயுத் தூசித் தட்டையும் சேர்ந்து நோக்கியதில்லை ! தனியாகக் கோளையோ அல்லது தனியாக வாயுத் தூசித் தட்டையோ விஞ்ஞானிகள் கண்டிருக்கிறார். இப்போது நாசா & ஈசா (NASA & ESA) விஞ்ஞானிகள் ஹப்பிள் தொலைநோக்கி மூலமாக கென்ட் கூறிய அரிய கருத்தை மெய்யென்று நிரூபித்துள்ளார். 1991 இல் முதன்முதல் விஞ்ஞானிகள் பரிதி மண்டலத்துக்கு வெளியே உள்ள ஒரு விண்மீனைச் சுற்றும் முதல் கோளைக் கண்டுபிடித்தார்கள். அடுத்து பதினாறு ஆண்டு களுக்குள் [2008] இதுவரை 307 வெளிப்புறக் கோள்கள் கண்டுபிடிக்கப்பட்டுள்ளன ! புதிய முதல் கோளின் பெயர் “மெதுசேலா” (Methusela) என்பது. 7200 ஒளியாண்டு தூரத்தில் இருக்கும் அந்தப் புதுக்கோள் பூமியை விட மூன்று மடங்கு வயது கொண்டது ! ஆயினும் பூமியைப் போல் நீர்வளம் மிக்க நீர்க்கோள் ஒன்று இதுவரையில் விஞ்ஞானிகள் கண்டுபிடிக்கப்பட வில்லை !

2006 நவம்பர் அமெரிக்க வானியல் இதழில் (American Diario astronómico) பரிதியைப் போன்ற விண்மீன் எப்ஸிலான் எரிடானியை (Estrella Epsilon Eridani) பத்தரை ஒளியாண்டு தூரத்தில் விஞ்ஞானிகள் கண்டதாக அறிவிக்கப்பட்டது. சூரிய மண்டலத்தின் கோள்கள் சூரிய வாயுத் தூசித் தட்டில் ஒரே சமயத்தில் உருண்டு திரண்டு உதித்தவை. 4.5 பில்லியன் வயதுடைய நமது பரிதி ஒரு நடு வயது விண்மீன்! அதனுடைய வாயுத் தூசித் தட்டு பல மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்பே கரைந்து மறைந்து விட்டது! ஆனால் எப்ஸிலான் எரிடானி விண்மீன் இளையது. அதன் வயது சிறியது & # 8211 800 மில்லியன் ஆண்டுகள்தான்! ஆதலால் அதனுடைய தட்டு இன்னும் வெளிப்படை யாகத் தெரிகிறது! எப்ஸிலான் எரிடானியைச் சுற்றும் தட்டு பூமத்திய ரேகைக்கு 30 டிகிரி கோணத்தல் சாய்ந்துள்ளது! அதில் திரண்டு உருவாகும் கோளின் நிறை நமது வியாழக் கோளைப் (Planeta Júpiter) போல் ஒன்றரை மடங்கு! அந்தக் கோளே பூமிக்கு அருகில் உள்ள புறவெளிப் பரிதிக் கோள் (Extra-Solar o Exo-Planet)! அது ஒருமுறைத் தனது விண்மீனைச் சுற்ற சுமார் 7 ஆண்டுகள் ஆகின்றன! ஹப்பிள் தொலைநோக்கி முதலில் அந்த மங்கலான வாயுக் கோளைக் காண முடியா விட்டாலும், 2007 இல் பரிதி ஒளியைப் பிரதிபலித்த போது தெளிவாகப் படமெடுக்க முடிந்தது.

சூரிய மண்டலத்துக்கு அப்பால் புதியதோர் பூமியைக் கண்டுபிடித்தார்

ஐரோப்பிய விண்வெளி விஞ்ஞானிகள் இந்த வாரத்தில் (ஏப்ரல் 25, 2007), சூரியனைப் போன்ற ஆனால் வேறான ஒரு சுயவொளி விண்மீனைச் சுற்றிவரும் மனித இனம் வாழத் தகுந்ததும், பூமியை ஒத்ததுமான ஓர் அண்டக்கோளைக் கண்டுபிடித்ததாக அறிவித்தார்கள். தென் அமெரிக்காவின் சில்லியில் உள்ள அடாகமா பாலைவனத்து ஈஸோ வானோக்கு ஆய்வகத்தின் [Observatorio Europeo de Ciencias de Atacama, (ESO) La Silla, Chille, Sudamérica] 3.6 மீடர் (12 அடி விட்டம்) தொலைநோக்கியில் பிரெஞ்ச், சுவிஸ், போர்ச்சுகீஸ் விஞ்ஞானிகள் கூடிக் கண்டுபிடித்தது. அந்த ஆய்வகம் கண்ணுக்குத் தெரியாத கோள்களின் ஈர்ப்பாற்றல் விளைவால் ஏற்படும் & # 8220 முன்-பின் திரிபைத் & # 8221 [Bamboleo de estrellas de ida y vuelta, causado por el efecto gravitacional de los planetas invisibles] தொலைநோக்கி வழியாக மறைமுகமாக விண்மீனைக் காண்பது. கண்டுபிடிக்கப்பட்ட கோள் நமது பூமியைப் போல் ஒன்றரை மடங்கு பெரியது அதன் விட்டம் 12.000 மைல். புதுக்கோளின் எடை நமது பூமியைப் போல் 5 மடங்கு. அது சுற்றும் சுயவொளி விண்மீனின் பெயர்: கீலீஸ் 581 c [Gliese 581 c]. புதிய கோள், கிலீஸை ஒரு முறைச் சுற்றிவர 13 நாட்கள் எடுக்கிறது. கிலீஸா ஒளிமீன் லிப்ரா நட்சத்திரக் கூட்டத்திலிருந்து 20,5 ஒளியாண்டு தூரத்தில் உள்ளது. ஒளியாண்டு என்பது தூர அளவு. ஓர் ஒளியாண்டு என்றால் ஒளிவேகத்தில் [விநாடிக்கு 186.000 மைல் வேகம்] ஓராண்டு காலம் செல்லும் தூரம். நாசா விண்வெளித் தேடலின் முடிவான, முக்கியக் குறிக்கோளும் அவ்விதக் கோள்களைக் கண்டு பிடித்து ஆராய்ச்சிகள் புரிவதே!

பரிதி மண்டலத்தைத் தாண்டி இதுவரை [ஜூலை 3, 2008] 307 வெளிப்புறக் கோள்கள் (Exoplanetas) கண்டுபிடிக்கப் பட்டாலும், சமீபத்தில் கண்ட இந்தக் கோள்தான் சிறப்பாக நமது பூமியை ஒத்து உயிரின வாழ்வுக்கு ஏற்ற வெப்ப நிலை கொண்டதாக உள்ளது. மேலும் அந்த உஷ்ண நிலையில் நீர் திரவ வடிவிலிருக்க முடிகிறது. கிலீஸ் விண்மீனைச் சுற்றிவரும் நெப்டியூன் நிறையுள்ள ஓர் வாயு அண்டக்கோள் ஏற்கனவே அறியப் பட்டுள்ளது. பூமியைப் போன்று எட்டு மடங்கு நிறையுள்ள மூன்றாவது ஓர் அண்டக் கோள் இருக்க அழுத்தமான சான்றுகள் கிடைத்துள்ளன. வானோக்கிகள் மூலமாகப் புதிய பூமியின் வாயு மண்டலத்தில் மீதேன் போன்ற வாயுக்கள் உள்ளனவா, நமது பூமியில் தென்படும் ஒளிச் சேர்க்கைக்கு வேண்டிய குளோரோ · பைல் காணப்படுகிறதா என்றும் ஆய்வுகள் மூலம் அறிய முற்படும்.

மறைமுக நோக்கில் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட அண்டக்கோள்கள்

2005 17 17 [Andrzej Udalski] முதன்முதலாக ஈர்ப்பாற்றல் நோக்கு லென்ஸ் ஆய்வு முறையில் [Experimento óptico de lentes gravitacionales (OGLE)] பூமியிலிருந்து நமது காலாக்ஸியின் மத்தியில் ஆயிரக்கணக்கான ஒளியாண்டு தூரத்தில் உள்ள விண்மீன் ஒன்று, அதற்கும் அப்பாலுள்ள விண்மீன் முன்பாக நகர்வதைத் தொலைநோக்கி வழியாகக் கண்டார். ஒரு மாதத்துக்குப் பிறகு அவற்றை நோக்கிய போது விந்தை ஒன்றை விண்வெளி விஞ்ஞானி கண்டார். வெகு தொலைவிலிருந்த விண்மீன் வியப்பாக 100 மடங்கு வெளிச்சத்தில் மின்னியது. அதாவது திடீரென வெளிச்சத் திண்மையில் திரிபு காணப்பட்டது. அந்த வித விரைவு வெளிச்சத் திரிபு தெரிவிப்பது ஒன்றே ஒன்றுதான்: அதாவது முன்னிருந்து ஒளித்திரிபை உண்டாக்கிய விண்மீன் ஐயமின்றி ஓர் அண்டக்கோளே! அந்த வெளிச்சத் திரிபை உண்டாக்கக் காரணமாக இருந்தது அந்த அண்டக்கோளின் ஈர்ப்பாற்றலே! அதாவது புவி எடைக் கோள் ஒன்று அந்தப் பகுதியில் இருந்தால் நாம் தொலைநோக்கியில் அக்கோளைக் காணலாம். சில்லியின் லாஸ் காம்பனாஸ் வானோக்கு ஆய்வுக் கூடத்தின் 1.3 மீடர் [4 அடி விட்டம்] தொலைநோக்கியில் ஆண்டுக்கு 600 மேற்பட்ட நுண்ணோக்கு லென்ஸ் ஆய்வுகள் [Experimentos de microlentes] நடத்தப் படுகின்றன.

ஈர்ப்பாற்றல் நோக்கு லென்ஸ் ஆய்வுகள் என்றால் என்ன?

நாம் வானிலை நூல்களில் பார்க்கும் அழகிய விண்மீன்கள் பெரும்பான்மையானவை ஹப்பிள் தொலைநோக்கி மூலமாகவோ அல்லது மற்ற தொலைநோக்கிகள் வழியாகவோ குறிப்பிட்ட தூரத்தில் [உதாரணமாக 400 ஒளியாண்டு] பார்த்துப் படமெடுக்கப் பட்டவை. அந்த தூரம் நமது பால்வீதி காலாக்ஸி விட்டத்தின் 1% தூரம். மற்ற காலாக்ஸிகள் பில்லியன் ஓளியாண்டுக்கும் அப்பால் உள்ளன. 1936 ஆம் ஆண்டு ஆல்பர்ட் ஐன்ஸ்டைன் விண்மீன்களின் ஈர்ப்பாற்றல் தளங்கள், ஒரு கண்ணாடி லென்ஸ் போல ஓளியை வளைக்கின்றன என்று கூறினார். ஈர்ப்பாற்றல் லென்ஸின் விளைவுகளுக்கு ஆயிரக்கணக்கான சான்றுகள் இப்போது காணப்படுகின்றன. அம்முறை மூலமாக வெகு தூரத்தில் உள்ள ஒளிமீன்களைத் தெளிவாகக் காண முடிகிறது. ஈர்ப்பாற்றல் லென்ஸ் விளைவின் அடிப்படை விளக்கம் இதுதான்: பூமியின் தொலைநோக்கி மூலமாக இரண்டு விண்மீன்களை நேர் கோட்டில் கொண்டு வந்தால், அண்டையில் உள்ள விண்மீனின் ஈர்ப்பாற்றல் தளம் [லென்ஸ் போன்று] அப்பால் உள்ள விண்மீனின் ஒளியை வளைக்கிறது. அவ்வளைவு ஒளி ஒரு வட்ட வடிவில் தெரிகிறது. அதுவே & # 8220 ஐன்ஸ்டைன் வளையம் & # 8221 [Anillo de Einstein] என்று அழைக்கப் படுகிறது. அந்த நுண்ணோக்கு லென்ஸ் ஈர்ப்பாற்றல் மூலமாகத்தான், புதிய பூமி இப்போது கண்டுபிடிக்கப்பட்டு விஞ்ஞானிகளிடையே மாபெரும் புத்துணர்ச்சியை உண்டாக்கியுள்ளது.

பரிதி மண்டலத்துக்கு அப்பால் கோள்களை நோக்கும் முறைகள்

நேர்முறையில் நோக்க முடியாது பலவித மறைமுக முறைகளில் புறவெளிப் பரிதிக் கோள்கள் கண்டுபிடிக்கப் படுகின்றன. தாய் விண்மீனைப் போல் ஒளியின்றி புறவெளிக் கோள்கள் மிக மிக மங்கலாகத் தெரிவதால் அவற்றைக் நோக்கி உளவுவது சிரமமான ஆராய்ச்சி. மேலும் தாய்க் கோளின் ஒளி எதிரொளி (Deslumbramiento) வேறு கொடுப்பதால், மங்கலான வெளிச்சமும் வெளுத்துப் போகிறது.

புறவெளிக் கோள் கண்டுபிடிப்பு முறைகள் எவை? வானியல் அளப்பு முறை, ஆரத்தின் வேக முறை, டாப்பிளர் விளைவு முறை, பல்ஸர் கால முறை, கடப்பு முறை, ஈர்ப்பாற்றல் நுட்ப லென்ஸ் முறை, விண்மீன் சுற்றும் தட்டு முறை, இரட்டைத் தடுப்பு முறை, சுற்றுவீதி நிலை முறை, மறைப்பு அளப்பு முறை (Astrometría, Velocidad radial o Método Doppler, Pulsar Sincronización, Método Tansit, Micro-Lensing gravitacional, Discos Circumsteller, Binario eclipsante, Fase orbital, Polarimerty) போன்றவை.

ஹப்பிள் விண்வெளி நோக்கு முறையைத் தவிர இதுவரைப் பயன்படுத்தப்பட மற்ற முறைகள் யாவும் பூதள அமைப்புத் தொலைநோக்கிகள் மூலம் (Telescopios terrestres) கண்ட முறைகளே. அவற்றை விட மேம்பட்ட முறைகள் தொலைநோக்கிகளை அமைதியற்ற வாயு மண்டலத்திற்கு மேலே விண்வெளியில் அனுப்பிக் காணும் முறைகளே.

1. 2006 டிசம்பரில் புறவெளிக் கோள்களைக் கண்டுபிடிக்க ரஷ்யா அனுப்பிய ஐரோப்பிய கோரட் (COROT) விண்ணோக்கி ஊர்தி.

2. ஐயமின்றி ஹப்பிள் தொலைநோக்கி இதுவரை ஒருசில புறவெளிக் கோள்களைப் படமெடுத்துள்ளது.

எதிர்காலத்தில் நாசா y amp ஈசா திட்டமிட்டுள்ள குறிப்பணிகள்:

3. கெப்ளர் விண்வெளித் தொலைநோக்கி (Telescopio espacial Kepler) பிப்ரவரி 2009 இல் நாசா அனுப்பத் திட்டமிட்டுள்ளது.

4. புதிய உலகங்கள் தேடும் திட்டம் (Misión de Nuevos Mundos) ஏவும் தேதி இன்னும் தீர்மானம் ஆகவில்லை.

5. ஈசாவின் திட்டம்: டார்வின் உயிரினக் கோள் தேடும் திட்டம் (ESA & # 8217s Darwin Space Mission) (ஏவும் ஆண்டு: 2015)

6. நாசாவின் விண்வெளிக் கோள் திட்டம் (Misión de interferometría espacial) (SIM) (திட்டம் ஆண்டு: 2015 o 2016)

7. விண்வெளிக் கோள் நோக்கி (Buscador de planetas terrestres) (TRF) (ஏவும் தேதி இன்னும் தீர்மானம் ஆகவில்லை.)

8. பேகஸி (பறக்கும் குதிரைத்) திட்டம் (PEGASE) PEGASE es una misión espacial propuesta para construir un interferómetro de doble apertura compuesto por tres satélites de vuelo libre. El objetivo de la misión es el estudio de Júpiter calientes (pegasidos), enanas marrones y el interior de discos protoplanetarios. La misión sería realizada por el Centro Nacional de D & # 8217 ன tudes Spatiales y actualmente se está estudiando para su lanzamiento alrededor de 2010-2012.

Créditos de las imágenes: NASA, JPL National Geographic Time Magazine, Discovery, Scientific American y revistas de astronomía.


5 Discusión

O vi es difícil de producir por fotoionización (se requieren 114 fotones eV). La densidad del gas debe ser tan baja que sean necesarias longitudes de trayectoria que excedan la distancia a la Corriente de Magallanes para tener en cuenta las cantidades observadas de O vi en los HVC. Ver Sembach et al. (1999) para una discusión de los modelos de fotoionización.

Muchos de los HVC de O vi contienen material más frío (p. Ej., Mrk 876, NGC 7469) o están muy cerca de H i HVC a velocidades similares (p. Ej., Mrk 509, PKS 2155-304, Ton S210). Para producir O vi mediante choques se requiere una velocidad de choque de ≈ 170 km s - 1 (Hartigan, Raymond y Hartmann 1987). Los gradientes de velocidad observados del gas neutro en el Complejo C (van Woerden, Schwarz y Hulsbosch 1985) y la Corriente de Magallanes (Mathewson y Ford 1984 Putman y Gibson 1999) son mucho más pequeños que esto, por lo que parece poco probable que las colisiones nube-nube son responsables de la O vi.

Una posibilidad para la producción de O vi observada en los HVC es que las nubes se mueven a través de un penetrante, caliente (T ∼ 10 6 K), de baja densidad (n H ≲ 10 - 4 - 10 - 5 cm - 3) Galáctico. halo o medio de grupo local. La existencia de tal gas se ha considerado en varios contextos (ver Fabian 1991 Weiner & amp Williams 1996 Blitz & amp Robishaw 2000 Murali 2000). Los HVC de O vi tienen velocidades comparables a la velocidad del sonido adiabático (∼ 150 km s - 1) para un medio caliente de baja densidad. Por tanto, los choques fuertes probablemente no sean responsables de la producción de O vi. Más bien, en tal escenario, O vi ocurriría en las interfaces conductoras o regiones mezcladas turbulentamente de gas ionizado entre el medio caliente y la Corriente de Magallanes u otro gas más frío detectado en una emisión de 21 cm o absorción ultravioleta.

Alternativamente, algunos de los O vi pueden producirse dentro de las regiones de enfriamiento de las estructuras de gas caliente asociadas con el ensamblaje de la Vía Láctea. Se espera que gran parte del contenido bariónico del universo de bajo corrimiento al rojo esté a temperaturas de 10 5 - 10 7 K en las proximidades de galaxias y grupos de galaxias (Cen & amp Ostriker 1999). A medida que el gas caliente fluye hacia las galaxias, partes de él deberían enfriarse a medida que aumenta la densidad. El complejo C puede representar una etapa relativamente avanzada de tal acreción, mientras que las HVC hacia Mrk 509 y PKS 2155-304 representarían una etapa evolutiva anterior. Los datos FUSE para un gran número de líneas de visión AGN / QSO deberían ayudar a distinguir entre estas diversas posibilidades para la producción de los HVC O vi.

Este trabajo se basa en datos obtenidos para el equipo de tiempo garantizado por la misión NASA-CNES-CSA FUSE operada por la Universidad Johns Hopkins. El apoyo financiero ha sido proporcionado por el contrato NAS5-32985 de la NASA.


Título: Estudio de clúster abierto WIYN. LXXXII. Mediciones de velocidad radial y órbitas binarias espectroscópicas en el cúmulo abierto NGC 7789

Presentamos un extenso estudio de velocidad radial (RV) en series de tiempo de estrellas en el rico cúmulo abierto NGC 7789 (1.6 Gyr, [Fe / H] = +0.02). La muestra estelar se encuentra dentro de un radio circular de 18 ′ desde el centro del cúmulo (10 pc en proyección, o alrededor de 2 radios centrales) e incluye gigantes, estrellas rojas del cúmulo, rezagadas azules, rezagadas rojas, sub-subgigantes y estrellas de la secuencia principal. hasta 1 mag por debajo del desvío. Nuestro estudio comenzó en 2005 y comprende más de 9000 mediciones de RV del espectrógrafo de objetos múltiples Hydra en el telescopio WIYN de 3,5 m. Identificamos 624 posibles miembros del cúmulo y presentamos las soluciones orbitales para 81 estrellas binarias del cúmulo con períodos entre 1,45 y 4200 días. De las soluciones binarias de secuencia principal ajustamos un período de circularización de 7.2 dias. Calculamos una frecuencia binaria de secuencia principal con corrección de incompletitud de 31% ± 4% para binarios con períodos inferiores a 10 días, similar a otros conglomerados abiertos de la Encuesta de conglomerados abiertos de WIYN (WOCS) de todas las edades. Detectamos una frecuencia binaria rezagada azul de 33% ± 17%, consistente con el cúmulo abierto de edad similar NGC 6819. También encontramos un sub-subgigante seguro que rota rápidamente y un candidato rezagado rojo en nuestra muestra.


Detectada el agua más antigua y distante del universo

[/subtítulo]
Los astrónomos han encontrado los signos de agua más distantes del Universo hasta la fecha. Se cree que el vapor de agua está contenido en un máser, un chorro expulsado de un agujero negro supermasivo en el centro de una galaxia, llamado MG J0414 + 0534. La radiación del máser de agua se emitió cuando el Universo tenía solo unos 2.500 millones de años, una quinta parte de su edad actual. & # 8220 La radiación que detectamos ha tardado 11,1 mil millones de años en llegar a la Tierra, dijo el Dr. John McKean del Instituto Holandés de Radioastronomía (ASTRON). & # 8220 Sin embargo, debido a que el Universo se ha expandido como un globo inflado en ese tiempo, extendiendo las distancias entre los puntos, la galaxia en la que se detectó el agua está a unos 19,8 mil millones de años luz de distancia. & # 8221

La emisión de agua se ve como un máser, donde las moléculas del gas se amplifican y emiten rayos de radiación de microondas de la misma manera que un láser emite rayos de luz. La débil señal solo es detectable mediante el uso de una técnica llamada lente gravitacional, donde la gravedad de una galaxia masiva en primer plano actúa como un telescopio cósmico, doblando y ampliando la luz de la galaxia distante para hacer un patrón de hoja de trébol de cuatro imágenes de MG. J0414 + 0534. El máser de agua solo fue detectable en las dos más brillantes de estas imágenes.

"Hemos estado observando el máser de agua todos los meses desde la detección y hemos visto una señal constante sin cambios aparentes en la velocidad del vapor de agua en los datos que hemos obtenido hasta ahora", dijo McKean. & # 8220 Esto respalda nuestra predicción de que el agua se encuentra en el chorro del agujero negro supermasivo, en lugar del disco giratorio de gas que lo rodea. & # 8221

Detección de las aguas más tempranas y distantes. CRÉDITO: Milde Science Communication, STScI, CFHT, J.-C. Cuillandre, Coelum.

Aunque desde el descubrimiento inicial el equipo ha analizado cinco sistemas más que no han tenido máseres de agua, creen que es probable que haya muchos más sistemas similares en el Universo temprano. Los estudios de galaxias cercanas han encontrado que solo alrededor del 5% tienen poderosos máseres de agua asociados con núcleos galácticos activos. Además, los estudios muestran que los máseres de agua muy potentes son extremadamente raros en comparación con sus contrapartes menos luminosas. El máser de agua en MG J0414 + 0534 es aproximadamente 10.000 veces la luminosidad del Sol, lo que significa que si los másers de agua fueran igualmente raros en el Universo temprano, las posibilidades de hacer este descubrimiento serían improbablemente escasas.

& # 8220 Encontramos una señal de un máser de agua realmente poderoso en el primer sistema que vimos usando la técnica de lente gravitacional. A partir de lo que sabemos acerca de la abundancia de máseres de agua a nivel local, podríamos calcular la probabilidad de encontrar un máser de agua tan poderoso como el de MG J0414 + 0534 de ser uno en un millón a partir de una sola observación. Esto significa que la abundancia de poderosos máseres de agua debe ser mucho mayor en el Universo distante de lo que se encuentra localmente, ¡porque estoy seguro de que no tenemos tanta suerte! & # 8221, dijo el Dr. McKean.

El descubrimiento del máser de agua fue realizado por un equipo dirigido por la Dra. Violette Impellizzeri utilizando el radiotelescopio Effelsberg de 100 metros en Alemania entre julio y septiembre de 2007. El descubrimiento fue confirmado por las observaciones con el Expanded Very Large Array en EE. y octubre de 2007. El equipo incluía a Alan Roy, Christian Henkel y Andreas Brunthaler, del Instituto Max Planck de Radioastronomía, Paola Castangia del Observatorio de Cagliari y Olaf Wucknitz del Instituto Argelander de Astronomía de la Universidad de Bonn. Los hallazgos se publicaron en Nature en diciembre de 2008.

El equipo ahora está analizando datos de alta resolución para averiguar qué tan cerca se encuentra el máser de agua del agujero negro supermasivo, lo que les dará nuevos conocimientos sobre la estructura en el centro de las galaxias activas en el Universo temprano.

& # 8220 Esta detección de agua en el Universo temprano puede significar que hay una mayor abundancia de polvo y gas alrededor del agujero negro supermasivo en estas épocas, o puede deberse a que los agujeros negros son más activos, lo que lleva a la emisión de Chorros más potentes que pueden estimular la emisión de máseres de agua. Ciertamente sabemos que el vapor de agua debe estar muy caliente y denso para que podamos observar un máser, así que ahora estamos tratando de establecer qué mecanismo hizo que el gas fuera tan denso ”, dijo el Dr. McKean.

McKean presentó los hallazgos del equipo en la Semana Europea de Astronomía y Ciencia Espacial en el Reino Unido esta semana.


Velocidad de las galaxias más distantes - Astronomía

Los primeros estudios (volviendo al catálogo de Messier, si alguien hubiera sabido lo que significaban todas esas manchas en el cielo primaveral) mostraron que existen grupos de galaxias, como las prominentes en Virgo y Coma. Durante mucho tiempo se sostuvo que sólo estaba involucrada una pequeña fracción de galaxias, por lo que los cúmulos serían colecciones raras superpuestas en un "campo" uniforme. Los estudios de todo el cielo (como los de los grandes telescopios Schmidt) cambiaron esta visión. La distribución de galaxias a una magnitud dada muestra una estructura considerable, como se muestra en este mapa de Sharp 1986 (PASP 98, 740, de ADS) para galaxias a B = 14.5 (fusionando los catálogos UGC, ESO y MCG):

Abell (1958, ApJSuppl 3, 211) identificó 2712 grupos ricos en las placas de encuesta Palomar, produciendo la muestra básica para estudios estadísticos posteriores. Abell basó sus clasificaciones aproximadas en el número de miembros del cúmulo dentro de un radio de Abell (que escala con el corrimiento al rojo del cúmulo esperado, más o menos 1 Mpc) y el número de miembros dentro de las 3 magnitudes de la galaxia más brillante, asignando clases de riqueza y distancia a cada uno. grupo. Zwicky y compañeros de trabajo (Catálogo de galaxias y cúmulos de galaxias = CGCG, vols. 1-6, 1961-68) encontraron muchos grupos más flexibles. Los grupos de Abell han sido tabulados con información actualizada por Struble y Rood 1987 (ApJSuppl 63, 543 y 555). Abell, Corwin y Olowin 1989 (ApJSuppl 70, 1 versión digital del CDS) extendieron el estudio de los cúmulos al cielo austral, produciendo el primer catálogo de cúmulos cercanos de todo el cielo razonablemente completo (algunos tan lejanos como z= 0,4). La encuesta de Abell fue notablemente confiable, con solo alrededor del 10% de los conglomerados en z & # 60 0,1 siendo falsificaciones producidas por superposiciones de agrupaciones más dispersas (Katgert et al. 1996 A&A 310, 8).

Los cúmulos tienen una amplia gama de riqueza, tamaño y estructura interna en la distribución de las galaxias. Es difícil trazar una línea divisoria entre grupos y agrupaciones. Estamos ubicados en un subgrupo bastante distinto en las afueras del Cúmulo de Virgo, a saber. el grupo local. Ahora se reconoce que contiene los siguientes miembros, posiblemente los satélites enlazados de la Vía Láctea y Andrómeda se colocan con sus supuestas galaxias centrales. Los bordes del Grupo Local no están tan bien definidos como a uno le gustaría, no solo la distancia sino la cinemática ingresan, a través de la superficie de velocidad cero en la que la expansión de Hubble superaría el potencial de unión del grupo. Mike Irwin mantiene una lista actualizada de miembros. Mi tabulación sigue a Courteau y van den Bergh (1999 AJ 118, 337) y agrego Cetus de Whiting, Hau e Irwin (1999 AJ 118, 2767).

Miembros del grupo local

Galaxia Tipo METROB RA / dic l, b D (kpc) vr (km / s)
vía Láctea Sbc I-II -20.0 1830-30 0 0 8.5 0
LMC SBm -18.4 0524-60 280 -33 50 270
SMC Soy -17.0 0051-73 303 -44 63 163
Sgr I dSph? -14.0 1856-30 6 -14 20 140
Fornax dE0 -12.0 0237-34 237 -65 138 55
Escultor dE ¿MI? -10.6 0057-33 286 -84 80 110
Leo yo dE3 -9.6 1005+12 226 +49 220 168
Leo II dE0 -8.5 1110+22 220 +67 220 90
Osa Menor dE4 -8.2 1508+67 105 +45 63 -209
Draco dE0 -8.0 1719+58 86 +35 75 -281
Carina Delaware -8.5 0640-50 260 -22 91 229
Sextanes dSph -9.4 1010-01 243 +42 85 +230
M31 Sb I-II -21.6 0040+41 121 -22 730 -297
M32 = NGC 221 E2 -15.5 0039+40 121 -22 730 -200
NGC 205 E5p -15.7 0037+41 121 -21 730 -239
NGC 185 E3P -14.6 0036+48 121 -14 730 -202
NGC 147 E5 -14.4 0030+48 120 -14 730 -193
Y yo dE3 -10.6 0043+37 122 -25 730 ---
Y yo Delaware -10.6 0113+33 129 -29 730 ---
Y yo Delaware -10.6 0032+36 119 -26 730 ---
Cas = Y VII dSph 2326+50 109 -09 690 ---
Pegaso = DDO 216 Ir V -12.3 2328+14 94 -43 760 ---
Peg II = Y VI dSph -10.6 2351+24 106 -36 830 ---
LGS 3 oscuro -10.3 0101+21 126 -41 800 -277
M33 Sc II-III -19.1 0131+30 134 -31 900 -179
NGC 6822 Soy -15.3 1942-15 025 -18 680 -57
IC 1613 Soy -14.8 0102+01 130 -60 850 -234
Sgr dI Soy -10.5 1927-17 21 +16 1100 -79
WLM IBm -14.0 2359-15 76 -74 860 -116
IC 10 Soy -16.2 0017+59 119 -03 1200 -344
DDO 210, Aqr Soy V -10.8 2044-13 34 -31 1000 -137
Fénix oscuro -8.8 0149-44 272 -68 450 +56
Tucana dSph -8.8 2241-64 323 -48 870 ---
Leo A = DDO 69 Ir V -11.5 0959+30 196 52 690 ---
Cetus dSph -10.1 0026-11 101 -72 770 ---

Algunas otras galaxias (GR 8, IC 5152, a 1,5 Mpc aproximadamente) pueden o no ser miembros dinámicos del Grupo Local. El número de enanos cercanos a la Vía Láctea, el hecho de que los enanos distantes son más luminosos en promedio y el número de miembros encontrados desde la última vez que actualicé esta tabla, sugieren cosas deprimentes sobre cuán incompletas pueden ser nuestras encuestas incluso alrededor. M31. van den Bergh (1992 A&A 264, 75) ajusta una forma de Schechter a la función de luminosidad de los miembros del grupo local y encuentra METROB * = -22.5 y una pendiente asintótica de extremo débil a = -1.1, todavía no tan empinada como algunos estudios de campo pero muestreados mucho más débiles. The Local Group is still a dynamically active environment, if we may judge from tidal stripping of M32, the imminent demise of the newly-found Sagittarius dwarf spheroidal from galactic tides, and the material pulled into the Magellanic Stream for the same reason.

Numerous similar groups exist nearby - Sculptor, M81, the M101 or CVn cloud, etc. In Virgo we find a much richer aggregation, at the cluster core. Here are giant ellipticals (with M87 at the center being a D galaxy), spirals of all types, dwarfs, etc., making this a crucial environment for calibrating distace indicators. A few times farther away, we find the Hydra I and Centaurus clusters (not to be confused with the Cen A group), beyond which things get populous as more volume is sampled. Coma (about 5 times the Virgo distance) is the nearest rich, regular cluster and a useful standard of comparison. Even some ``small groups" contain of order 100 members when surveyed to faint levels, as seen in the map of the Fornax group from Ferguson and Sandage (AJ 100, 1, courtesy of the AAS):

Groups may be picked out (with redshift data) in several ways. Local density contrast and "friends-of-friends" techniques are popular, remembering that velocities don't tell much about distance within a group since group velocity dispersions are comparable to the internal velocities in luminous galaxies (

300 km/s). Numerous papers have catalogued groups in various ways the main point may be that most galaxies can be plausibly assigned to groups at the scale of ours or more numerous.

Compact groups pose some special puzzles. As listed, for example, by Hickson (1982 ApJ 255, 382), they consist of 4-7 galaxies within an area of only a few hundred kpc diameter. They contain more spirals than expected from the usual morphology-density relation, and have very short predicted lifetimes against merging. Furthermore, the number of position-selected members with discordant redshifts is rather high (

1/3) this makes Stephan's Quintet (below) a very good prototype of all the issues involved. Various workers have considered them to be real but young, the dregs of a once-rich population, constantly forming from more diffuse group environments, long filaments seen lengthwise, and fictitious chance alignments. Recent work on Stephan's Quintet has muddied the waters further, implying a crucial role for bound or captured high-velocity members in pumping the group's energy and keeping it from merging. See the WFPC2 images of Stephan's Quintet, Seyfert's Sextet or NGC 6027, and HCG 87 to watch some of these interactions at work.

Genuine racimos exhibit a wide range of galaxy population and content, and are luminous enough to be sampled across large distances. I'll stress at the outset that the visible galaxies are such a minor part of the whole assemblages, and are probably even outweighed by the hot intracluster gas, that "cluster of galaxies" is downright misleading, but we're stuck with it. To make matters worse, I've split off treatment of the gas to a separate section, and the treatment of the galaxy content of clusters and its evolution to the "environmental impact" section.

Some order has been brought to cluster study by several classification schemes (see review by N. Bahcall 1977 (ARA&A 15, 505). These may be based on:

Schemes based on these correlate reasonably well with one another. Zwicky distinguished compact, medium-compact, and open clusters, with or without strong central concentrations. La Rood and Sastry (RS) classification is based on the projected distribution of the brightest 10 members (being appropriately cautious about possible interlopers). They recognize these types:

cD - single dominant cD galaxy (A2029, A2199) C - single core of galaxies
B - dominant binary, like Coma F - flattened (IRAS 09104+4109)
L - linear array of galaxies (Perseus) I - irregular distribution (Hercules)

These appear to have affinities in a tuning-fork pattern:

with concentration generally increasing leftward. However, some poor clusters do have cD galaxies, perhaps the result of runaway merging.

La Bautz-Morgan classification is based on brightness contrast between first- and second-ranked galaxies (i.e. the slope of the luminosity function at the bright end):

I central cD galaxy (A2199)
II intermediate E/cD (Coma)
III no dominant galaxy (Virgo, Hercules)

Intermediate stages I-II,II-II are recognized.

The classifications compare roughly as follows, based on an early Annual Reviews article:

Property/Class Regular (Early) Intermedio Irregular (Late)
Zwicky type Compact Medium-Compact Abierto
Bautz-Morgan type I, I-II, II (II), II-III (II-III), III
Rood-Sastry type cD,B, (L,C) (L),(F),(C) (F), I
Content Elliptical-rich Spiral-poor Spiral-rich
E:S0:S ratio 3:4:2 1:4:2 1:2:3
Symmetry Spherical Intermedio Irregular shape
Central concentration Elevado Moderate Very little
Central profile Steep Intermedio Departamento
Mass segregation? Marginal Marginal Ninguno
Radio emission? 50% 50% 20%
X-ray luminosity Elevado Intermedio Bajo
Ejemplos de A2199, Coma A194,A539 Virgo, A1228

Is the implied sequence one of total mass, mass concentration, or status of dynamical evolution? These are probably correlated too. Some additional properties of clusters vary with concentration (or extent of relaxation or richness, all of which are related). Éstas incluyen:

Galaxy content: the fraction of E/S0 galaxies depends on local galaxy density (Dressler 1980 ApJ 236, 351) and thus changes markedly from the outskirts to a cluster core (see the environmental-impact lecture. Only loose or subcluster environments have many spirals. As we've already seen, this changes with cosmic epoch in the Butcher-Oemler effect.

Symmetry: the most concentrated clusters are most symmetric and regular, approaching in some cases an equipartition distribution. One may seek substructure in position or velocity space.

Mass segregation: If the cluster evolves far enough dynamically, energy will be equally distributed among members, so that the more massive ones move more slowly and sink to the center. There is some evidence for this effect in a few clusters.

Velocity dispersion: this is a total-mass indicator, and is generally largest for rich, regular, relaxed clusters. An unbiased (or maybe only slightly biased) virial mass estimator is given by Heisler et al 1985 (ApJ 298, 8) as

dónde VI is the radial velocity of galaxy I with respect to the cluster mean, R ^ is the projected distance from the cluster center, a

1.5 is a fudge factor accounting for the fact the the center must be determined from the galaxy positions themselves, and FPM depends on the typical orbital shape it has values 32/ p for isotropically distributed orbits and 64/ p for purely radial orbits. See also the discussion of mass estimators by Postman, Huchram and Geller 1988 (AJ 95, 267).

One might well ask whether and how clusters blend into groups and any larger structure. Peebles championed the use of a correlation function as a statistical probe for this (see his book Large-Scale Structure of the Universe, Princeton 1980). The correlation function x measures the association of galaxies on some linear scale R such that for uncorrelated positions x =0. By definition, the probability distribution of other galaxies with distance R from a given galaxy is

which has the observed form from catalog data

This can be directly measured, since the correlation function projected onto two dimensions can be shown to have a slope flatter by exactly unity than the three-dimensional function. Higher-order correlation functions (three-point, four-point, etc.) may be defined, but tend to get lost in the noise. This statistic is very robust, but loses much of the total information content of clustering. Its value lies in pulling together pairs, groups, clusters, and larger-scale structures into a single unbroken statistical description of the galaxy distribution. If we know how light traces mass, this can be transformed into the power spectrum P(k) which tells how the clustering power (amplitude of the density field) is distributed with wavenember k, which is a prime prediction of various theories for the production of structure in the early Universe. The power spectrum is related to the full set of (mass) correlation functions through a Fourier transform.

There are other clustering descriptors, such as percolation analysis or "friends-of-friends". In this approach, one asks what fraction of galaxies in a sample are connected to neighbors within a given distance as this distance is changed.


Ver el vídeo: Μεγέθη πλανητών u0026 αστέρων (Septiembre 2022).