Astronomiya

Gökadalar arasındakı hidrogen sıxlığı

Gökadalar arasındakı hidrogen sıxlığı



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.

Youtube-da bir videoya baxaraq, Dark Matter'ın bilinən maddələrdən 6 qat daha çox olduğunu bildirir. Aralarında hidrogen buludlarının olmasının mümkün olub-olmadığını düşünürdüm kainatlar qalaktikalar. Sıxlığın içəridən daha az olması lazımdır kainatlar qalaktikalar (ulduz meydana gəlməsi mümkün olduğundan).

Hidrogen buludlarının Qaranlıq Maddənin əsas tərkib hissəsi olması mümkündürmü?


Hidrogen buludları qaranlıq maddənin kiçik bir hissəsini də təşkil etmir, çünki hidrogen qaranlıq deyil. Aşağıdakı şəkil görünən rejimdəki hidrogen emissiya spektrini əks etdirir (yəni Balmer seriyası).

Digər tərəfdən qaranlıq maddənin yayılma spektri tamamilə qara olardı.

Qaranlıq maddə adını, işığı, yəni elektromaqnit radiasiyanı mənimsəməməsi və ya yaymaması ilə alır. Elementar hissəcik baxımından bu, qaranlıq maddə hissəciklərinin elektromaqnit qüvvəsi ilə fotonlarla qarşılıqlı təsir edə bilməməsi deməkdir, bu səbəbdən qaranlıq maddə hissəcikləri, elektronlar və protonların mütləq olmadığı elektrik neytral olmalıdır. Heç bir elektron proton deyil, hidrogen atomu yoxdur deməkdir.


Kritik sıxlıq & # 8217, Kainat üçün tələb olunan maddənin orta sıxlığıdır yalnız genişlənməsini dayandırın, ancaq sonsuz bir müddətdən sonra. Kritik sıxlığı olan bir Kainatın düz olduğu deyilir.
Einstein ümumi nisbi nəzəriyyəsində maddənin cazibə qüvvəsinin ətrafdakı məkanı əymək olduğunu göstərdi. Maddə ilə dolu bir Kainatda həm ümumi həndəsə, həm də taleyi içindəki maddənin sıxlığı ilə idarə olunur.

  • Kainatdakı maddənin sıxlığı yüksəkdirsə (qapalı bir Kainat), öz cazibəsi genişlənmə dayananadək yavaşlayır və nəticədə yenidən çökür. Qapalı bir Kainatda lokal olaraq paralel işıq şüaları bir nöqtədə cəmləşmək çox uzaq bir nöqtədə. Buna sferik həndəsə deyilir.
  • Kainatdakı maddənin sıxlığı azdırsa (açıq bir Kainat), öz çəkisi genişlənməni dayandırmaq üçün yetərli deyil və Kainat əbədi olaraq genişlənməyə davam edir (daim azalma dərəcəsi ilə). Açıq bir Kainatda, nəticədə lokal olaraq paralel işıq şüaları ayrılmaq. Buna hiperbolik həndəsə deyilir.
  • Maddənin yüksək və aşağı sıxlığı olan Universitetlər arasında bıçaq kənarında balanslaşdırılmış, paralel işıq şüalarının olduğu bir Kainat mövcuddur. qalmaq paralel. Buna düz həndəsə deyilir və sıxlığa & kritik sıxlıq & # 8217 deyilir. Kritik bir sıxlıq kainatında genişlənmə yalnız birdən sonra dayandırılır sonsuz vaxt.

Kainat üçün kritik sıxlıq təxminən 10-26 kq / m 3 (və ya hər kubmetr üçün 10 hidrogen atomu) təşkil edir:

harada H Hubble sabitidir və G Newton & # 8217s cazibə sabitidir.
Kainatın faktiki sıxlığını ölçmək cəhdləri əsasən iki metoddan birini izlədi:

  1. Mühasibat yanaşması bu, həcm içərisindəki cisimlərin kütlələrini ölçərək Kainatın verilmiş (böyük) bir həcminin kütləsini qiymətləndirməyə çalışır. Kütlələr birbaşa (məsələn, qruplar içərisindəki qalaktika hərəkətləri kimi kinematik xüsusiyyətlərin ölçülməsi ilə) və ya dolayı yolla həcm içərisində ayrı-ayrı qalaktikaların parlaqlığı və kütlələri arasında bir əlaqə quraraq qiymətləndirilə bilər. Bu dolayı metod, qalaktikalarda və ətrafında mövcud olan qaranlıq maddənin hissəsini bilməməyimizdən əziyyət çəkir. Bununla birlikdə, həcmdəki ümumi kütləni qiymətləndirmək üçün işıqlıdan qaranlıq maddə nisbətinə dair uyğun bir fərziyyə ilə texnika hələ də istifadə edilə bilər.
  2. Həndəsi yanaşma yaxınlaşan / ayrılan paralel xətlərin fikrindən istifadə edir. Məsələn, Kainat bağlıdırsa və paralel xətlər birləşirsə, uzaq qalaktikaların müşahidə olunan sıxlığı zaman içərisində qalaktikaların yerli sıxlığını geriyə ekstrapolyasiya edərək gözləniləndən az olmalıdır. Digər tərəfdən açıq bir Kainatda fərqli paralel xətlər uzaq qalaktikaların müşahidə olunan sıxlığının gözləniləndən çox olmasına səbəb olardı.
    Bu günə qədər hər iki texnika da kainatın sıxlığı üçün kritik sıxlığa tamamilə uyğun gəlir. Təəccüblü bir şəkildə, bu, bıçaq kənarında balanslı olduğumuzu və düz bir Kainatda yaşadığımızı göstərir.

Swinburne Universitetində Astronomiya Onlayn öyrən
Bütün materiallar göstərildiyi yerlər xaricində © Swinburne Texnologiya Universitetidir.


Yaxınlıqdakı Gökadalar Limanından Düşüncədən Daha çox Hidrogen Qazı Limanı

Avstraliyadakı CSIRO Astronomiya və Kosmik Elmlərdən Astronom Dr Dr Braun, kainatın günümüzdə düşünüləndən daha çox atom hidrogen qazı olduğunu aşkar etdi. Yeni bir araşdırma, bu qazın özümüzə yaxın qalaktikalarda ilk dəqiq ölçülməsini təmin edir.

Dr Braun, Yeni Cənubi Uelsdəki CSIRO & # 39s Parkes və Avstraliya Teleskop Kompakt Array teleskopları ilə ABŞ və Hollandiyadakı digər radio teleskopları ilə əldə edilmiş M31, M33, LMC qalaktikaları üçün məlumatları analiz etdi. Görünüşdə M31 və ya Andromeda Galaxy, Samanyolu və ən böyük qalaktik qonşumuz (NASA / JPL-Caltech)

Böyük Partlayışdan dərhal sonra Kainat və demək olar ki, tamamilə hidrogen atomları idi. Vaxt keçdikcə bu atomlar qazı bir araya gələrək qalaktikalar, ulduzlar və planetləri yaratdı və bu proses hələ də davam edir. Astronomlar yaşadığımız Kainatı daha yaxşı başa düşmək üçün atom qazının hara, nə vaxt və necə çevrildiyini anlamaq istəyirlər.

Şəkil Andromeda qalaktikasının daxili diskindəki neytral hidrogen sıxlığını göstərir (R. Braun)

Dr Braun bəzi arxiv məlumatlarına yeni bir nəzər yetirərək ətrafımızdakı qalaktikaların əvvəllər hesablandığından təxminən üçdə bir atomik hidrogen qazını gizlətdiklərini aşkar etdi. Tapıntı görünəcək Astrofizika jurnalı.

Tədqiqat eyni zamanda qazın keçmiş illərdəki vəziyyətdən çox fərqli şəkildə paylandığını, milyardlarla il əvvəl olduğundan daha az qalaktikalarda və xarici ətraf bölgələrdə paylandığını göstərir.

& # 8220Bu o deməkdir ki, qalaktikaların qazı çəkib yeni ulduzlar meydana gətirməsi daha çətindir & # 8221 Dr Braun dedi. & # 8220Bu səbəbdən indi ulduzların keçmişə nisbətən 20 qat daha yavaş əmələ gəlməsinə səbəb olur. & # 8221

Yeni tapıntı, cazibə qüvvəsi ilə aşkar ediləcək, hələ qaranlıq bir maddə & # 8221 & # 8211; çox kütlə problemini həll etməyə kömək etmir.

Düşündüyümüzdən daha çox atom hidrogen olmasına baxmayaraq, qaranlıq maddə problemini həll etmək üçün kifayət qədər böyük bir faiz deyil. Eksik olduğumuz şeyin böyük bir kenqurunun ağırlığı olsaydı, tapdığımızın kiçik bir echidnanın ağırlığı olardı & # 8221 Dr Braun izah etdi.

Buna baxmayaraq, işlər qalaktikaların zamanla necə inkişaf etdiyini anlamaq üçün davam edəcəkdir.

Biblioqrafik məlumat: Braun, R. 2012. Atom qazının kosmoloji təkamülü və 21 sm H I udma üçün təsirləri. Əlyazma nəşr üçün qəbul edildi Astrofizika jurnalı. ArXiv: 1202.1840v1


Kainatımızın kritik sıxlığı

harada H0 Hubble sabitidir, v resessional sürətdir və r qalaktika ilə bizim aramızdakı məsafəsidir.

Kainatda Qravitasiya qüvvəsi bu böyük miqyasda mövcud olan əsas qüvvədir. Newtonian Mechanics-dən bilirik ki, cazibə qüvvəsi yalnız cəlbedici qüvvədir, həm də itələyici ola bilər. Bu fenomen hələ sübut olunmayan inflyasiya nəzəriyyəsi ilə təsvir olunur. Genişlənən bir kainatda qalaktikalar arasındakı cazibə cazibəsinin başlanğıc genişlənməsini bir qədər ləngidə biləcəyini düşünmək təbiidir. Əgər bu cazibə yerləri genişlənməni yavaş-yavaş yavaşlaya biləcək qədər güclüdürsə, gələcəkdə genişlənməni dayandırıb müqaviləyə başlayacaq və bu da başqa bir böyük partlayışa səbəb olarsa, bu fenomen Big Crunch kimi tanınır. Digər bir fenomen 'Kainat sonsuza qədər genişlənir' olacaqdır.

Yuxarıda göstərilən hadisələr maddənin orta sıxlığından asılı olacaq və ya olmayacaqdır. Maddə nisbətən sıxdırsa, cazibə cazibəsi kainatın genişlənməsini yavaşlatmaq və dayandırmaq və kainatı yenidən büzüşdürmək üçün kifayətdir. Bu baş verərsə, kainatın Newtonian Mechanics-dən çata biləcəyi kritik sıxlığı hesablaya bilərik. Newtonian Mexanikasına söykəndiyindən nisbi olaraq doğru deyil. Kainatın kritik sıxlığını tapmaq prosesi yerdən atılan bir mərminin qaçma sürətini tapmağa bənzəyir.

Bundan əvvəl, Kainatın bəzi yerli pozuntulardan başqa kosmosdakı bütün mövqelərdən eyni göründüyünü söyləyən kosmoloji prinsip haqqında bir fikir verək, bu da kifayət qədər böyük bir həcmdə orta sıxlığın sabit olması deməkdir.


Radiusu R və ümumi kütləsi M olan, bir çox qalaktikanı özündə cəmləşdirən böyük bir kürə hesab olunur. Tutaq ki, kütləsi m olan süd yolu qalaktikamız kürənin səthindədir. Kütlənin kürədən vahid paylanması ilə ortaya çıxan cazibə qüvvəsi sıfıra bərabərdir və kosmoloji prinsipinin nəticəsidir.

Hamımız bilirik, maddənin sıxlığı yalnız həcminə bölünən kütlədir. O zaman kürənin içindəki ümumi kütlə belə hesablana bilər


İndi qalaktikamızın ümumi enerjisi,


E & lt0 olarsa, kainatın büzüşdüyü mənasını verən kürənin mərkəzinə tərəf gedirik, elə bil E & gt0, o zaman kainatın sonsuz genişlənməsini ifadə edən kürədən xaric etdik. Ancaq kainatın kritik sıxlığı şəraitində nə genişlənmə, nə də daralma mövcud deyil, buna görə E = 0. Sonra,


V dəyərini Hubble qanununa və M sıxlığı tərifindən əvəzləşdiririk

Aldığımız termini yenidən düzəltmək,

Yuxarıdakı münasibət Kainatımızın kritik sıxlığı üçündür.

Hubble sabitinin dəqiq dəyərinin ölçülməsi bu günə qədər kosmologiyada ən çətin problemdir və bu, tez-tez kosmologiyada böhran hesab olunur. Buna baxmayaraq, bu sabitin ən yaxşı cari dəyəri 2.18 x 10 -18 s -1-dir.

Beləliklə H0 və G kainatımız üçün kritik sıxlıq üçün dəyər alırıq,

Bir hidrogen atomunun kütləsi 1,67 x 10-27 kq-dır, buna görə də bu sıxlıq hər kubmetr üçün təxminən beş hidrogen atomuna bərabərdir, bu olduqca inanılmazdır, elə deyilmi?


Astronomlar Yeniyetmələr Kainatımızı 3D şəklində xəritəyə saldılar

Max Planck Astronomiya İnstitutundan Khee-Gan Lee rəhbərlik etdiyi beynəlxalq bir qrup, Big Bang-dən qalan ilkin hidrogen qazını işıqlandırmaq üçün 10.8 & # xA0 milyard milyard işıq və # xA0 il uzaqlıqdakı qalaktikalardan son dərəcə zəif işıq istifadə etdi. Uzaq (arxa plan) qalaktikalardan gələn ulduzlar Yer üzünə doğru irəlilədikdə (ön planda) və # xA0 arasında mövcud olan geniş hidrogen qazı buludları, bu qalaktikaların spektrində xarakterik bir iz buraxacaq & # x201Cabsorbsiya imzası & # x201D & # x2014. Daha sonra hidrogenin sıxlığı bu işığın mənimsənilməsinə əsasən təyin edilə bilər. & # XA0

Havaydakı Keck I-dən istifadə edərək kiçik bir səmada 24 fon qalaktikasını müşahidə edərək, qrup, kainatın bu gün gördüyümüz qaranlıq maddənin bir hissəsini içərisində saxladığı bir dövrdə hidrogen qazının ağını xəritəyə saldı. Dünyadan təxminən 11 milyard il məsafədə olan bu kosmik vebin 3 ölçülü xəritəsi & # x2014kosmik quruluşun onurğası & # x2014, kainatın belə uzaq bir hissəsindəki genişmiqyaslı strukturların ilk dəfə birbaşa xəritələnməsidir. Burada daha parlaq rənglər daha yüksək və # xA0hidrogen qaz sıxlığını təmsil edir:

Tomoqrafiyanın bir xəstədən keçən x-şüaları istifadə edərək 3 ölçülü bir görüntü necə qurduğuna bənzər Lyman-alfa tomoqrafiyası hidrogen qazından keçən arxa işıqdan istifadə edir. Son vaxtlara qədər astronomlar kvazarların parlaq işığına güvənirdilər. Ancaq bunlar dağınıqdır və azdır və kvazar işığının mənimsənilməsinə əsaslanan hidrogen sıxlığı yalnız hidrogenin görmə xətti boyunca varlığı və daha böyük bir boşluq deyil. & # x201CÇox qəribə bir xəritədir, çünki həqiqətən 3D deyil, & # x201D Berkeley Lab & # x2019s David Schlegel bir xəbər buraxılışında izah edir. Bütün bu şişlərdə kvazarlar arasındakı şeylərin, yalnız şişlər boyunca nə olduğunun bir şəkli yoxdur. & # x201D

Beləliklə, yeni texnika seyrək kvazarların işığına etibar etmək əvəzinə çoxsaylı uzaq qalaktikalardan zəif işıq istifadə edir. Bu araşdırmadan əvvəl heç kim 10 & # xA0 milyard milyard il məsafədəki qalaktikaların faydalı ola biləcək qədər işıq təmin edə biləcəyini bilmirdi. Axı o işıq son dərəcə zəifdir. Buna görə qrup əvvəlcə əks halda qalaktik siqnalları batıracaq işığı çıxarmaq üçün alqoritmlər hazırlamalı idi. & # XA0

Qalaktikaların böyük bir böyümə sürətinə girdiyi bir dövrdə erkən kosmik quruluş meydana gəlməsinə dair bu fikir, kainatın 13 milyard il əvvəl Böyük Partlayışdan bəri necə dəyişdiyini anlamağımıza kömək edəcəkdir. & # XA0Təşkilatlar Astrofizik Jurnal Məktubları. & # xA0


Gökadalar arasındakı hidrogen sıxlığı - Astronomiya

Bu icmalda HI 21 sm udma xətti ilə sondalanmış qalaktikalarla əlaqəli soyuq neytral hidrogen qazının son tədqiqatları öz əksini tapmışdır. Arxa planda yüksək səsli kvazarlara qarşı HI 21 sm udma, kilo-parsekdən parsek tərəzilərinə qədər ön qalaktikalarda neytral qaz paylanması və kinematikasını öyrənmək üçün güclü bir vasitədir. Aşağı qırmızı sürüşmələrdə (z & lt0.4) qalaktikalar ətrafında yüksək sütun sıxlığı olan neytral qazın paylanmasını xarakterizə etmək və bu qazın qalaktikanın optik xüsusiyyətləri ilə əlaqəsini öyrənmək üçün istifadə edilmişdir. Qalaktikalar ətrafındakı neytral qazın paylanma baxımından yamaq olduğu, optik dərinlikdəki dəyişikliklərin həm kilo-parsek, həm də parsek tərəzisində müşahidə edildiyi aşkar edilmişdir. Yüksək qırmızı sürüşmələrdə (z & gt0.5) metalda və ya Lyman-α udma ilə seçilmiş qalaktikalarda neytral qazın öyrənilməsi üçün HI 21 sm udma istifadə edilmişdir. Qazın metal və toz tərkibi ilə sıx əlaqəli olduğu aşkar edilmişdir. Kosmik zamanla qalaktikalarda soyuq qaz xüsusiyyətlərinin təkamülünü nəzərdə tutan HI 21 sm-lik sürüşmə ilə insidensiya, spin temperaturu və sürət eni kimi müxtəlif xüsusiyyətlərin meylləri tədqiq edilmişdir. Yaxın gələcək nəsil radio teleskopları ilə HI 21-sm udma ilə bağlı böyük kor tədqiqatların HI 21-sm absorberlərin vahid redshift başına say sıxlığının qırmızı sürüşmə təkamülünü dəqiq bir şəkildə təyin etməsi və bu səbəbdən qlobal ulduz əmələ gəlməsi dərəcəsi sıxlığı təkamülünü nəyin təhrik etdiyini başa düşməsi gözlənilir.


Gökadalar arasındakı hidrogen sıxlığı - Astronomiya

Çox böyük Array və WSTR H I sintezi olan yeddi düzensiz qalaktikanın müşahidələri təqdim olunur. Dörd Yerli Qrup cırtdan düzensiz qalaktikanın və daha böyük üç uzaq düzensiz qalaktikanın ümumi H I şəkilləri eyni 500 piksel çözünürlükte inşa edilmişdir. H alfa şəkillərindən alınan H II bölgə dağılımları ilə müqayisə edildikdə, tədqiq olunan bütün qalaktikalar H I səth sıxlığı ilə H II bölgələrin mövcudluğu arasında əla bir korrelyasiya göstərir. Bu korrelyasiya kütləvi ulduz əmələ gəlməsi üçün lazımi bir eşik H I səth sıxlığı baxımından asanlıqla şərh olunur. Bu eşik, 500 piksellik bir qətnamə üçün 21-ci güc H I atomlarına / kvadrat sm-ə 1 x 10-dur. Nəhəng ekstragalaktik H II bölgələrə yalnız bu eşik səviyyəsindən 3-5 dəfə çox olan H I səth sıxlığının yaxınlığında rast gəlinir. Müşahidə olunan eşik, H I komplekslərindəki quruluşun H II bölgə bölgüsü ilə yaxşı əlaqəli olduğu ölçü şkalası ilə eyni olan 150 ədəd Jeans uzunluğunu nəzərdə tutur. Bu, müşahidə edilən qalaktikaların heç birində eşik səviyyəsindən H II bölgələri ilə eşik səviyyəsinin üstündə H I olmaması ilə birlikdə, ulduz meydana gəlməsi hadisələri üçün müstəsna cazibə mənşəyini nəzərdə tutur. Yəni SSPSF nəzəriyyəsində olduğu kimi bir tetikleyicinin (Seiden 1983) və ya Dopita (1985) dəki kimi geribildirimə ehtiyac yoxdur.


Astronomlar Primordial Hidrogenlə işləyən Uzaq Galaktikaya baxırlar

formalaşan qalaktikanın superkompüter simulyasiyasında qaz paylanmasının göstərilməsi nəticəsində daxil olan soyuq qaz axını ilə qalaktikanın (mərkəzin) mage. Əvvəlcədən daxil olan qaz axını arxadan uzaq bir arxa kvazar ilə işıqlandırılır (ulduzlu fonla birlikdə bir sənətçi tərəfindən əlavə edilən sol alt kvazar). Dünyadakı ən böyük optik teleskoplardan toplanan məlumatlardan istifadə edərək Neil Crighton (MPIA və Swinburne Texnologiya Universiteti) rəhbərlik etdiyi tədqiqatçılar, saf qazın əvvəlcədən nəzəriyyəsi olan ulduz əmələ gətirən qalaktikaya bu toplanmasının birmənalı olaraq ilk aşkarını etdilər. qalaktika meydana gəlməsinin kosmoloji simulyasiyaları əsasında mövcuddur. Burada göstərilən bu simulyasiya, MPIA nəzəriyyə qrupundakı Kosmoloji Kontekstində Qalaktikaları Yaratma (MaGICC) layihəsi tərəfindən idarə edilmişdir.

Yeni nəşr olunmuş bir araşdırmada, astronomların, Böyük Partlayışdan qalan ilkin hidrogen, soyuq axınları necə aşkarladıqları və Kainatın başlanğıcındakı uzaq bir ulduz əmələ gətirən qalaktikanı alovlandırdığı ətraflı izah edildi.

Kamuela, Hawaii & # 8212 Astronomlar, ilk partlayışdan qalma ilkin hidrogen soyuq axınlarını, Böyük Maddənin qalıqlarını aşkarladılar və Kainatın başlanğıcında uzaq bir ulduz əmələ gətirən qalaktikanı alovlandırdılar. 10 milyard il əvvəl qalaktikaların ulduz meydana gətirdiyi bir dövrü izah etmək üçün qalaktikalara bol qaz axınlarının vacib olduğu düşünülür. Bu kəşfi etmək üçün, Max Planck Astronomiya İnstitutu və Swinburne Universitetindən Neil Crighton-un rəhbərlik etdiyi astronomlar kosmik təsadüfdən istifadə etdilər: parlaq, uzaq bir kvazar, & # 8220cosmic mayak & # 8221 rolunu oynayaraq arxadan gələn qaz axını işıqlandırır. . Nəticələr 2 oktyabrda Astrophysical Journal Letters-də dərc edilmişdir.

Absorbsiya sistemlərinin sistemli tədqiqi, Böyük Dürbün Teleskopu ilə Havayının Mauna Kea zirvəsindəki 10 metrlik Keck I teleskopunda quraşdırılmış W. M. Keck Rəsədxanasının HIRES eşel spektrografı ilə alınan məlumatlardan ibarətdir. Ön plan qalaktikası Charles Steidel, Gwen Rudie (Kaliforniya Texnologiya İnstitutu) və eyni teleskopda Keck Rəsədxanası & # 8217s LRIS spektrografından istifadə edərək əməkdaşlıq edənlər tərəfindən aşkar edilmişdir.

Özümüzün Samanyolu kimi qalaktikaların necə meydana gəldiyindən bəhs edən kosmoloqlar, qalaktikalar arasındakı geniş ərazilərə nüfuz edən qalaktikalararası mühitdəki təmiz bir hidrogen anbarından bəsləndiklərini bildirirlər.

Təxminən on milyard il əvvəl Kainat mövcud yaşının beşdə biri olduqda, erkən protoqalaktika həddindən artıq aktiv vəziyyətdə idi və mövcud sürətindən yüz qat çox yeni ulduzlar meydana gətirirdi. Ulduzlar qazdan əmələ gəldiyinə görə bu nəsil davamlı bir kosmik yanacaq mənbəyi tələb edir. Son on ildə qalaktika meydana gəlməsinin superkompüter simulyasiyaları o qədər inkişaf etmişdi ki, qalaktikaların necə əmələ gəldiyini və necə bəsləndiyini əvvəlcədən təxmin edə biləcəklər: nazik & # 8220soğuk axınlar boyunca qaz huni (qalınlıqlar) və dağ qarını əridən qar axınları kimi, ətrafdakı qalaktikalararası mühitdən qalaktikalara sərin qaz ötürün və ulduz əmələ gəlməsi üçün xammal ehtiyatlarını davamlı olaraq artırın.

Bununla birlikdə, bu proqnozları sınamaq son dərəcə çətin olduğunu sübut etdi, çünki qalaktikaların kənarındakı bu cür qaz o qədər nadirdir ki, çox az işıq saçır. Bunun əvəzinə, astronomlar qrupu sistematik olaraq çox spesifik bir kosmik təsadüf nümunələrini axtardılar. Kvazarlar, qalaktik həyat dövrünün qısa bir mərhələsini təşkil edir və bu müddət ərzində Kainatın ən parlaq cisimləri kimi parıldayırlar, maddənin çox böyük bir qara dəliyə düşməsindən qaynaqlanırlar. Dünyadakı baxış bucağımızdan, uzaq bir arxa kvazarın və ön plan qalaktikasının yaxınlığında ilk qaz axınının gecə səmasında tam uyğunlaşdığı nadir hallar olacaqdır. Kvazardan işıq Yerə doğru irəlilədikdə, teleskoplarımıza çatmadan qalaktikadan və ilkin qazdan keçir. Kosmik qaz astronomların & amp; udma xətləri & # 8221 adlandırdıqları çox spesifik tezliklərdə işığı seçici şəkildə absorbe edir. Bu xətlərin naxışı və forması astronomların qazın kimyəvi tərkibini, sıxlığını və temperaturunu təyin etmək üçün deşifrə edə biləcəyi kosmik bir barkod təmin edir.

Bu texnikadan istifadə edərək Neil Crighton (Max Planck Astronomiya İnstitutu, indi Swinburne Texnologiya Universitetində, Melbourne) rəhbərlik etdiyi astronomlar qrupu, təmiz qalaktikalararası qazın bir qalaktikaya axışı üçün bu günə qədər ən yaxşı dəlil tapdı. Q1442-MD50 olaraq göstərilən qalaktika o qədər uzaqdır ki, işığının bizə çatması 11 milyard il çəkdi. İbtidai qaz qazı, qalaktikadan yalnız 190.000 işıq ili məsafəsində - qalaktik uzunluq miqyasında nisbətən yaxın məsafədədir və daha uzaq arxa kvars QSO J1444535 + 291905-in udma spektrində siluetdə aşkar edilmişdir.

Onların kəşfinin həlledici bir elementi kosmik deuteriumun sabit bir hidrogen izotopu (nüvə əlavə bir neytron ilə) spektral imzasının aşkarlanmasıdır. Kosmoloqlar hidrogen və helium və onların deuterium kimi sabit izotoplarının hamısının Kainatın nüvə reaksiyalarını gücləndirəcək qədər isti olduğu Böyük Partlayışdan bir neçə dəqiqə sonra sintez edildiyini nümayiş etdirdilər. Karbon, azot və oksigen kimi daha ağır elementlər, ulduzların isti nüvə sobalarında daha sonra yaradıldı. Ulduzların mərkəzlərindəki düşmən fiziki şərtlər kövrək deyerium izotopunu məhv edəcəyi üçün qazda aşkareri kəşf edilməsi, qalaktikaya düşən qazın həqiqətən də Böyük Partlayışdan qalan təmiz material olduğunu təsdiqləyir.

“Bu astronomlar kvazer tərəfindən aşkarlanan yaxınlıqdakı qazlı qalaktika ilk dəfə deyil. Lakin ilk dəfə hər şey bir-birinə uyur, & # 8221 Crighton dedi. & # 8220Qalaktika güclü şəkildə ulduzlar meydana gətirir və qaz xüsusiyyətləri açıq şəkildə göstərir ki, bu, böyük partlayışdan bir müddət sonra erkən kainatdan qalan təmiz materialdır. ”

Bu sistemin bu kəşfi, Max Planck Astronomiya İnstitutunun ENIGMA tədqiqat qrupunun lideri Joseph Hennawi tərəfindən koordinasiya edildiyi qalaktikaların yaxınlığından keçən kvazar mənzərələri üçün böyük bir araşdırmanın bir hissəsidir.

& # 8220Bu kəşf sistematik bir axtarışın nəticəsi olduğundan, bu cür soyuq axınların çox yaygın olduğunu çıxara bilərik & # 8221 Hennawi dedi. & # 8220Bu nümunəni tapmaq üçün yalnız 12 kvazari-qalaktika cütlüyündə axtarış aparmalı olduq. Bu nisbət, qalaktikaların necə meydana gəldiyinə dair hazırkı nəzəriyyələrimiz üçün güvən oyu təmin edən super kompüter simulyasiyalarının proqnozları ilə kobud şəkildə uzlaşır. & # 8221

Astronomların uzunmüddətli hədəfi, bu soyuq axınların təxminən on oxşar nümunəsini tapmaqdır ki, bu da müşahidələrinin ədədi modellərin proqnozları ilə daha ətraflı müqayisəsinə imkan verəcəkdir.

& # 8220Bu qalaktikaların əvvəlki tədqiqatları, onlardan çıxan qaza dair dəlillər göstərmişdi, buna da dəlil olduğunu görürük & # 8221, anketin ortaqlarından J. Xavier Prochaska (Santa Cruz'dakı Kaliforniya Universiteti) dedi. Bununla birlikdə, Neil & # 8217; s daha dəqiq bir analizlə, wecan, qalaktikaları yanacaqla təmin edən xammalı da aşkarlayır və bununla nə qədər qaz aldıqlarını və nə zaman aldıqlarını izləyin. Bu, qalaktika meydana gəlməsinin tapmacasının əsas hissəsidir. ”

Avishai Dekel (İbrani Universiteti, Qüds), nəzəri və ədədi olaraq qalaktikalara mövcud soyuq axın modelinin qurulmasında mühüm rol oynadı. Bu araşdırmada iştirak etməsə də, nəticələri şərh etdi. & # 8220Bu, çox maraqlı bir tapıntıdır, dedi. & # 8220Bu, həm fiziki təhlillərə, həm də kosmoloji simulyasiyalarına əsaslanan yüksək qırmızı sürüşmə qalaktikaların kosmik tordan gələn soyuq axınlarla bəslənməsinə əsaslanan nəzəri proqnozla uyğundur. Aşağı metallik bu vəziyyəti axını daha əvvəl aşkarlanmalara nisbətən daha inandırıcı edir. & # 8221

W. M. Keck Rəsədxanası dünyanın ən böyük, elmi cəhətdən ən məhsuldar teleskoplarını işlədir. Havay adasındakı Mauna Kea zirvəsindəki iki, 10 metrlik optik / infraqırmızı teleskoplarda görüntüləyicilər, çox obyektli spektroqraflar, yüksək dəqiqlikli spektrosqraflar, ayrılmaz sahə spektroskopiyası və dünya lideri lazer daxil olmaqla inkişaf etmiş alətlər dəsti mövcuddur. bələdçi ulduz adaptiv optik sistemi. Rəsədxana, 501 (c) 3 qeyri-kommersiya təşkilatı və Kaliforniya Texnologiya İnstitutu, Kaliforniya Universiteti və NASA-nın elmi ortaqlığıdır.

Nəşr: Neil HM Crighton, et al., & # 8220Metal-Poor, Cool of Circumgalactic Medium of az = 2.4 Ulduz Formalaşdıran Qalaktika: Soyuq Akkretasiya Üçün Doğrudan Dəlil?, & # 8221 2013, ApJ, 776, L18 doi: 10.1088 / 2041-8205 / 776/2 / L18


Başlıq: Qalaktikaların rəng-böyüklük müstəvisində neytral hidrogenin paylanması

ÖZET Arecibo Legacy Fast-dan 7709 qalaktika nümunəsi üçün müşahidə olunan optik xüsusiyyətlər, Mr (r-band mütləq böyüklük) və Cur (u - r rəng) ilə şərtlənən şərti H i (neytral hidrogen) kütlə funksiyasını (HIMF) təqdim edirik. SDSS DR7-də ümumi həcmlə üst-üstə düşən ALFA (yüzdə 40 məlumat buraxılışı - α.40). Şərti HIMF-yə əsaslanaraq parlaq qırmızı, parlaq mavi və zəif mavi populyasiyaların müvafiq olaraq yüksək kütlə ucunda, diz və aşağı kütlə ucunda ümumi HIMF-də üstünlük təşkil etdiyini tapırıq. AxH i (H i sıxlıq parametri), p (ΩH i) əsas paylama funksiyasını qalaktikaların rəng-böyüklük müstəvisində çıxarmaq üçün şərti HIMF-dən istifadə edirik. Dağılım, p (ΩH i), mavi buludda $ mathit >> ^ < mətn> = - 19.25, mathit >> ^ < mətn> = 1.44 $, lakin əyri. Zəif mavi qalaktikalara və parlaq qırmızı qalaktikalara doğru uzun bir quyruğu var. P (ΩH i) soyuq qaz, ulduz kütləsi ilə ulduz əmələ gəlmə sürəti arasındakı təmasları qərəzsiz şəkildə ortaya qoymaq üçün istifadə edilə biləcəyini, yəni əldə edilən əlaqənin anket və ya nümunə seçimindən əziyyət çəkmədiyini iddia edirik.


İLGİLİ MƏQALƏLƏR

Professor Macquart, araşdırmalarında bir növ 'kosmik çəki stansiyası' olaraq sürətli radio partlayışlarından istifadə etdiklərini söylədi.

'Sürətli radio partlayışlarından gələn radiasiya, günəş işığının rənglərinin prizmada ayrıldığını gördüyünüz şəkildə itkin maddə ilə yayılır' dedi.

'İndi Kainatın sıxlığını təyin etmək üçün məsafələri kifayət qədər sürətli radio partlayışlarına qədər ölçə bildik.'

'Bu itkin məsələni tapmaq üçün bizə yalnız altı lazım idi.'

İtkin maddə baryonikdir - yəni protonlar və neytronlar kimi üç kvarkdan ibarətdir.

Kainatımızın digər yüzdə 95-ini meydana gətirdiyi düşünülən qaranlıq maddə və qaranlıq enerji ilə eyni deyil - və hələ də əlçatmaz olaraq qalır.

Professor Macquart izah etdi ki, tədqiqatçılar bir növ 'kosmik çəki stansiyası' olaraq sürətli radio partlayışlarından istifadə etdilər. 'Sürətli radio partlayışlarından gələn radiasiya, günəş işığının rənglərinin prizmada ayrıldığını gördüyünüz şəkildə itkin maddə ilə yayılır' dedi.

"İndi Kainatın sıxlığını təyin etmək üçün məsafələri kifayət qədər sürətli radio partlayışlarına qədər ölçə bildik" dedi Prof. Macquart, "Bu itkin maddəni tapmaq üçün yalnız altıya ehtiyacımız var" dedi.

Sürətli radio partlayışı özləri üçün bir az sirrdir, çünki astronomlar hansı hadisələrin onları yaratmaq üçün lazım olan nəhəng enerjini sərbəst buraxa biləcəyindən əmin deyillər - bu, Günəşimizin səkkiz onillik ərzində buraxdığı bütün enerjiyə bərabərdir.

Buranın Yerdən baxıldığı zaman yalnız milisaniyə davam etdiyindən və göyün istənilən istiqamətindən gələ bildiyindən, bu partlayışın öyrənilməsi elm adamları üçün çox çətin olmuşdur.

Tədqiqatçılar, Yerə çatan partlayışları izləmək üçün Avstraliya Kvadrat Kilometr Array Pathfinder radio teleskopundan və ya ASKAP-dan istifadə etdilər.

'ASKAP, həm Dolun Ayın təxminən 60 qat böyüklüyündə geniş bir görüş sahəsinə sahibdir və həm də yüksək qətnamə şəklində təsvir edə bilir' deyə açıqlama verən yazı müəllifi və Melburndakı Swinburne Texnologiya Universitetindən astrofizik Ryan Shannon,

'Bu, partlayışları nisbi asanlıqla tuta biləcəyimiz və sonra yerləşmə qalaktikalarına yerləşmələri inanılmaz bir dəqiqliklə təyin edə biləcəyimiz deməkdir.'

Tədqiqatın tam nəticələri Nature jurnalında dərc edildi.

Tədqiqatçılar Avstraliyaya Kvadrat Kilometr Array Pathfinder radio teleskopundan və ya ASKAP-dan Yerə çatan partlayışları izləmək üçün istifadə etdilər.

TEZ RADİO SİSTEMLƏRİ MƏSLƏNİN MƏLUM OLMADIĞI MÜKAFATDAN QISA RADİO YAYIMLARI

Sürətli radio partlayışları və ya FRB, müvəqqəti və təsadüfi olaraq ortaya çıxan radio emissiyalarıdır ki, bu da onları tapmaqla yanaşı öyrənməyə də çətinlik yaradır.

Gizem, bu qədər qısa və kəskin bir partlayışa səbəb ola biləcəyi məlum olmayan bir şeydən qaynaqlanır.

Bu, bəzilərinin ulduzlardan to süni şəkildə yaradılan mesajlara qədər bir şey ola biləcəyini fərziyyə etməsinə səbəb oldu.

Bəzilərinin yadplanetlilərdən göndərilən siqnallar ola biləcəyini düşündüyü sürətli radio partlayışlarını (FRB) axtaran elm adamları saniyədə bir baş verə bilər. Bu sənətkarın qalaktikaların filamentar quruluşu haqqında təəssüratındakı mavi nöqtələr FRB-lərdən gələn siqnallardır

İlk FRB hələ 2001-ci ildə görüldü, daha doğrusu radio teleskopları tərəfindən 'eşidildi', lakin 2007-ci ilə qədər elm adamları arxiv məlumatlarını analiz etdikdə aşkar edilmədi.

Ancaq o qədər müvəqqəti və təsadüfi görünürdü ki, astronomların teleskopun alətlərindən birindəki bir nasazlıq olmadığını qəbul etmələri illər keçdi.

Harvard-Smithsonian Astrofizika Mərkəzinin tədqiqatçıları, FRB-lərin mənşəyinin tam başa düşülüb başa düşülməməsindən asılı olmayaraq kainatın quruluşunu və təkamülünü öyrənmək üçün istifadə edilə biləcəyinə diqqət çəkirlər.

Uzaq FRB-lərin böyük bir əhalisi nəhəng məsafələrdə material zondları kimi çıxış edə bilər.

Bu müdaxilə edən material, Böyük Partlayışdan qalan radiasiya olan kosmik mikrodalğalı fondan (CMB) gələn siqnalı bulanıqlaşdırır.

Bu müdaxilə edən materialın diqqətlə öyrənilməsi, adi maddə, qaranlıq maddə və qaranlıq enerjinin nisbi miqdarları kimi kainatın nə qədər sürətlə genişləndiyini təsir edən əsas kosmik quruluşlar haqqında inkişaf etmiş bir anlayış verməlidir.

FRB-lər, ilk partlayışdan sonra istiliyin sərbəst elektron və protona çevrildiyi hidrogen atomlarının 'dumanını' sərbəst elektronlara və protonlara parçalayan şeyləri izləmək üçün də istifadə edilə bilər.


Videoya baxın: Why Wood is more important than Diamond in the whole universe ; Science Loop (Avqust 2022).