الفلك

هل يدور دوران المجرات؟

هل يدور دوران المجرات؟


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.

هل محور المجرة ككل "يتأرجح" بنفس الطريقة التي تعمل بها الأرض؟ إذا كان الأمر كذلك ، فهل لدينا أي فكرة عن مقدار أو مدى سرعة مجرة ​​درب التبانة في القيام بذلك؟


السبق هو خاصية عامة للأنظمة الدوارة تحت قوى من مصادر خارجية. على سبيل المثال ، ترجع حركة الأرض إلى قوة الجاذبية من الشمس والقمر. نظرًا لأن المجرة بعيدة جدًا عن أي مصدر جاذبية آخر ، فلا أرى سببًا لانطلاقها.

يحرر: كما هو موضح في التعليق أدناه (RobJeffries) ، إذا لم يكن بعيدًا بشكل كافٍ عن النظام الضخم ، فمن المحتمل أن يسبق ...


يتكون القرص المجري بأكمله من العديد من النجوم الفردية والغاز بين النجوم بينهما. كل شيء لا يميل أو يتذبذب كما يفعل الجسم الصلب.

على الرغم من ذلك ، فإن الأجزاء الأخرى من المجرة تتقدم. قد يتحرك الثقب الأسود المركزي فائق الكتلة ، وبالتالي فإن الدعابة الخارجة منه قد تتحرك مثل محور دوران الأرض.

أيضًا ، تتأرجح الأقراص المجرية ولكن ليس مثل القرص الصلب ، مثل سلسلة من الحلقات - تختلف المدارات عند مسافات مختلفة عن المركز. يمكن أن تتغير هذه ببطء شديد ويمكن أن تكون أجزاء من القرص كزاوية مختلفة عن الأجزاء الأخرى.

هذا بشكل عام غير مفهوم جيدًا لأننا لا نستطيع رؤية الأقراص جيدًا ، كونها بعيدة جدًا ، وستتغير ببطء شديد.


للتوسع قليلاً في إجابة FJC: الأقراص المجرية ليست أجسامًا صلبة ، ولذا لا ينبغي أن نتوقع منها أن تتحرك بشكل صارم.

معظم القرص المجرات فعل تظهر الاعوجاج في نصف قطر كبير (بما في ذلك بلدنا) ، في كل من الغاز بين النجمي والنجوم. من خلال ملاحظات الاعوجاج في أقراص الغاز ، نعلم أن الزاوية السمتية للالتواء غالبًا ما تتغير مع نصف القطر: أي يتغير ميل القرص كدالة لنصف القطر. [*] منذ الزاوي تتغير سرعة الدوران كدالة لنصف القطر ، [**] وهذا يشير إلى أن الإمالة يمكن أن تتحرك بمعدلات مختلفة لأنصاف أقطار مختلفة.

لسوء الحظ ، نظرًا لعدم وجود إجماع حقًا على أسباب الالتواءات أو استمرارها ، فمن الصعب جدًا الانتقال من مراقبة الالتواء إلى التنبؤ بما قد تكون عليه معدلات الانحراف الأساسي أو لا. (على الرغم من أنه يمكن للمرء أن يجادل بأن معدل السبق لا يمكن أن يختلف جدا كثيرًا مع نصف القطر ، وإلا فإن الالتواء سوف "ينتهي" سريعًا ويفقد شكله المشوه المتماسك ، ولن نرى الاعوجاج في كثير من الأحيان كما نفعل.)

انظر هنا لمناقشة بعض القضايا النظرية.

[*] هذا ال طيب القلب من الاستباقية ، على الرغم من أنه تغيير في اتجاه محور الدوران بنصف القطر بدلاً من التغيير مع الوقت (كما في حركة الأرض).

[**] حتى لو التعميم ● السرعة ثابت تقريبًا ، كما هو الحال غالبًا في المناطق الخارجية للمجرات ، فإن الزيادة في المحيط كدالة لزيادة نصف القطر تعني أن السرعة الزاوية تنخفض.


اكتشف علماء الفلك أكبر دوران في الكون

مفهوم الفنان عن خيوط كونية & # 8211 حبلا في الشبكة الكونية ، تحتوي على مجرات ومادة مظلمة & # 8211 تمتد من مجموعة مجرية إلى أخرى. بشكل خيالي ، يقول علماء الفلك الآن هذه الخيوط الواسعة غزل في الفضاء. الصورة عن طريق AIP / A. Khalatyan / J. Fohlmeister.

خيوط الشبكة الكونية

قال علماء الفلك في معهد لايبنيز للفيزياء الفلكية في بوتسدام ، بالتعاون مع علماء في الصين وإستونيا ، في 14 يونيو 2021 ، إنهم اكتشفوا دورانًا & # 8211 تدور & # 8211 على نطاق هائل لم يسبق له مثيل من قبل. لقد توصلوا إلى الاكتشاف من خلال رسم خرائط لحركة المجرات في خيوط ضخمة أو خيوط لما يطلق عليه & # 8217s الشبكة الكونية. كانوا ينظرون إلى الكون على أوسع نطاق ، حيث توجد خيوط كبيرة مصنوعة من المجرات ، مفصولة بفراغات عملاقة. ووجدوا أن هذه المحلاق الطويلة من المجرات والمادة تشكل الخيوط الكونية الواسعة للشبكة الكونية ، استدارة بمقياس مئات الملايين من السنين الضوئية.

قال هؤلاء الفلكيون إن هذا هو أكبر دوران في الكون.

أنت تعرف كيف يدور المتزلجون على الجليد بشكل أسرع وهم يسحبون أذرعهم؟ يصف العلماء هذا الدوران الأسرع بأنه ناتج عن الحفاظ على الزخم الزاوي. قال هؤلاء الفلكيون نتائجهم:

& # 8230 تشير إلى أنه يمكن توليد الزخم الزاوي على مستويات غير مسبوقة.

نُشرت الدراسة في 14 يونيو 2021 ، في المجلة التي يراجعها الأقران علم الفلك الطبيعي.

أكبر دوران في الكون

لذا فإن الخيوط الكونية هي في الأساس جسور مليئة بالمجرات. وقد تسأل من أين إلى أين؟ يقول علماء الفلك أن شاسعة عناقيد المجموعات من المجرات تقع في العقد ، أو نقاط الاتصال ، للشبكة الكونية. خيط كوني مصنوع من المجرات & # 8211 معروف الآن بالدوران & # 8211 يمتد على المسافة الشاسعة بين عناقيد المجموعات من المجرات.

قال نعوم ليبسكيند من معهد لايبنتز للفيزياء الفلكية ، بوتسدام ، البادئ بالمشروع ، إن المجرات:

& # 8230 يتحرك على اللوالب أو المدارات مثل المفتاح ، يدور حول منتصف الفتيل أثناء السفر على طوله. لم يُر مثل هذا الدوران من قبل على مثل هذه المقاييس الهائلة ، والنتيجة هي أنه يجب أن تكون هناك آلية فيزيائية غير معروفة حتى الآن مسؤولة عن عزم هذه الأشياء.

كما وصف الخيوط نفسها بأنها & # 8220 اسطوانات: & # 8221

& # 8230 مماثل في الأبعاد لأقلام الرصاص ، يبلغ طولها مئات الملايين من السنين الضوئية ، لكن قطرها يبلغ بضعة ملايين من السنين الضوئية.

هذه المحلاق الرائعة للمادة تدور. في هذه المقاييس ، المجرات الموجودة بداخلها مجرد بقع من الغبار.

هنا & # 8217s صورة حقيقية لشريط في الشبكة الكونية ، صدر في أبريل 2021. هذه الصورة تبدو في اتجاه كوكبتنا Fornax the Furnace ، بعد ملياري سنة من الانفجار العظيم. كل نقطة ضوء هي مجرة. يمكنك أن ترى خيطًا بين المجرات ، يرسم مسار الشبكة الكونية. اقرأ المزيد عن هذه الصورة. صورة (ج) ESO / NASA / Roland Bacon et al.

كيف نعرف؟

كما قال نعوم ليبسكيند أعلاه ، فإن المجرات الموجودة في الخيوط تتدفق على مسارات لولبية في العناقيد في نهاياتها. وهكذا ، بالنسبة لنا على الأرض ، فإن ضوء المجرات القابعة يتحول إلى اللون الأحمر عند الابتعاد عنا ، ويتحول إلى اللون الأزرق عند التحرك نحونا. يمكن لعلماء الفلك قياس تحول من هذا القبيل.

قام هؤلاء الفلكيون بقياس الانزياحات الحمراء والزرقاء باستخدام البيانات الموجودة في مسح سلون الرقمي للسماء ، والذي بدأ في جمع البيانات في عام 2000. أوضح بينغ وانغ من معهد لايبنيز للفيزياء الفلكية في بوتسدام:

من خلال رسم خرائط لحركة المجرات في هذه الطرق الكونية الفائقة الضخمة باستخدام مسح Sloan Digital Sky - مسح لمئات الآلاف من المجرات - وجدنا خاصية رائعة لهذه الخيوط: إنها تدور.

ماذا يعني ذلك؟

بعد فوات الأوان ، من المنطقي الاعتقاد بأن الخيوط سيكون غزل. بعد كل شيء ، يجب أن تكون هناك فترة تم خلالها & # 8211 حيث توسع الكون المبكر إلى الخارج من الانفجار العظيم ، وعندما بدأت المجرات في تشكيل & # 8211 ، قامت المجرات لسبب ما بسحب نفسها في هذه الخيوط الواسعة ، مما أدى إلى إنشاء شبكة كونية في المقام الأول. وكما فعلوا ذلك ، من السهل التفكير في الخيوط التي تدور ، مثل المتزلجين على الجليد وهم يسحبون أذرعهم.

في الواقع ، كان العمل السابق للمنظر مارك نيرينك هو الذي دفع هؤلاء الفلكيين إلى تحليل بيانات مسح سلون الرقمي للسماء. قال ليبسكيند:

إنه لأمر رائع أن نرى هذا التأكيد على أن الخيوط بين المجرات تدور في الكون الحقيقي ، وكذلك في محاكاة الكمبيوتر.

لا يزال العلماء يتساءلون ، لماذا هل يدورون؟ أو ربما من الأفضل & # 8217s طرح السؤال كـ كيف. كيف يتم توليد الزخم الزاوي؟ ما الذي جعل المجرات تتجمع في خيوط؟ لماذا يظهر الكون كشبكة كونية على الإطلاق؟

عرض أكبر. | هذه الصورة & # 8211 من دراسة عام 2020 & # 8211 تم إنشاؤها بواسطة الكمبيوتر. يقترح أن توزيع المادة المظلمة في الكون ، جنبًا إلى جنب مع المادة العادية ، يأخذ شكل شبكة كونية. اقرأ المزيد عن هذه الصورة. الصورة عبر J. Wang / S. Bose / CfA.

الخلاصة: وجد علماء الفلك أكبر دوران في الكون من خلال تحليل الانزياحات الحمراء والزرقاء في المجرات. تؤلف المجرات خيوطًا أو خيوطًا في الشبكة الكونية. يعتقد الآن أن هذه الخيوط تدور.


دوران المجرة

[/شرح]
انظر عبر الكون ، وسترى أن كل شيء تقريبًا يدور. تدور الأرض حول محورها وهي تدور حول الشمس. والشمس نفسها تدور. كما يمكنك التخمين على الأرجح ، لدينا دوران للمجرة مع مجرتنا درب التبانة.

ومع ذلك ، فإن مجرتنا تدور ببطء شديد. تستغرق الشمس 220 مليون سنة لإكمال دورة واحدة حول المجرة. في الـ 4.6 مليار سنة التي كانت فيها الشمس والكواكب هنا ، استداروا فقط حول مركز المجرة حوالي 20 مرة.

نحن نعلم أن دوران المجرة يحدث لأن درب التبانة عبارة عن قرص مفلطح ، بنفس الطريقة التي يكون بها النظام الشمسي قرصًا مسطحًا. تعمل قوة الطرد المركزي الناتجة عن الدوران على تسطيح قرص المجرة. تتبع جميع النجوم في قرص المجرة مدارات دائرية تقريبًا حول مركز المجرة. يمكن أن يكون للنجوم الموجودة في الهالة مدارات وسرعات مختلفة كثيرًا.

أدى حساب سرعة الدوران العالية للمجرة إلى اكتشاف المادة المظلمة. إذا احتوت مجرتنا على المادة فقط ، فيمكننا رؤية & # 8211 كواكب وغاز وما إلى ذلك & # 8211 ، يجب أن يتسبب دوران المجرة في دورانها. بدلاً من ذلك ، هناك & # 8217s كتلة أكبر بكثير تربط المجرة معًا. في الواقع ، حسب علماء الفلك أن الكتلة الكلية للمجرة ربما تكون أكبر بعشر مرات من مجموع النجوم الموجودة فيها. 90٪ من هذه المادة المظلمة غير المرئية ، تحافظ على دوران المجرة معًا. و 10٪ فقط هي المادة العادية التي يمكننا رؤيتها. تبلغ كتلة مجرتنا أكثر من 1 تريليون شمس ، وتمتد لأكثر من 600000 سنة ضوئية ثلث المسافة إلى مجرة ​​أندروميدا القريبة.

كل المجرات التي يمكننا رؤيتها تدور. إن هذه القوة الدورانية هي التي تصد الجاذبية الداخلية من جميع المجرات. إذا لم تدور المجرات & # 8217t ، فإنها & # 8217d تنهار إلى الداخل وتنضم فقط إلى الثقوب السوداء الهائلة في قلوب المجرات.

لقد كتبنا العديد من المقالات حول المجرات من أجل Universe Today. هنا & # 8217s مقال آخر حول دوران مجرة ​​درب التبانة.

لقد سجلنا أيضًا حلقة من Astronomy Cast حول المجرات & # 8211 الحلقة 97: المجرات.


دائرة التواء

ال دائرة التكوير هي الدائرة حول مركز المجرة الحلزونية ، حيث تتحرك النجوم بنفس سرعة الأذرع الحلزونية. نصف قطر هذه الدائرة يسمى نصف قطر التكوير. داخل الدائرة تتحرك النجوم بشكل أسرع وتتحرك في الخارج أبطأ من الأذرع الحلزونية.

تقع الشمس بالقرب من دائرة التواء في مجرة ​​درب التبانة. [1] [2]

يمكن استخدام دائرة التكوّن لفحص المادة المظلمة في المجرة. في المجرات الحلزونية المحظورة ، مثل مجرة ​​درب التبانة ، تدور النجوم في الشريط بشكل أسرع من النجوم الموجودة في الأذرع الحلزونية ، لأنها أقرب إلى مركز المجرة. أظهرت الحسابات أن هالات المادة المظلمة الضخمة بما فيه الكفاية تبطئ الدوران ، مما يتسبب في أن يكون نصف قطر التواء أكبر من 1.4 مرة من طول الشريط. [3]

معظم القياسات [ بحاجة لمصدر ] وجدت أن نصف قطر الدوران يكون دائمًا أقل من 1.4 مرة من طول الشريط ، مما أدى إلى استنتاج مفاده أن المادة المظلمة لا تؤثر بشكل كبير على دوران المجرة.

ومع ذلك ، وجدت دراسة أجريت عام 2017 أن أذرع المجرات تدور ببطء أكثر مما كان يعتقد سابقًا ، مما يعني أن المادة المظلمة تؤثر أحيانًا على دوران المجرة حتى عندما يكون نصف قطر الدوران أقل من 1.4 مرة من طول الشريط. [4] [5]


كتل المجرات

يمكن لعلماء الفلك قياس سرعة الدوران في المجرات الحلزونية عن طريق الحصول على أطياف النجوم أو الغازات ، والبحث عن تحولات الطول الموجي الناتجة عن تأثير دوبلر. تذكر أنه كلما تحرك شيء ما تجاهنا أو بعيدًا عنه بشكل أسرع ، زاد انزياح الخطوط في طيفه. قانون كبلر ، جنبًا إلى جنب مع مثل هذه الملاحظات لجزء من مجرة ​​أندروميدا الساطع في الضوء المرئي ، على سبيل المثال ، يوضح أن لها كتلة مجرية تبلغ حوالي 4 × 10 11 مشمس (مادة كافية لصنع 400 مليار نجم مثل الشمس).

الكتلة الكلية لمجرة المرأة المسلسلة أكبر من ذلك ، لأننا لم نقم بتضمين كتلة المادة التي تقع خارج حافتها المرئية. لحسن الحظ ، هناك عدد قليل من الأجسام - مثل النجوم المعزولة ، والعناقيد النجمية ، والمجرات الساتلية - خارج الحافة المرئية التي تسمح لعلماء الفلك بتقدير كمية المادة الإضافية المخفية هناك. تظهر الدراسات الحديثة أن كمية المادة المظلمة خارج الحافة المرئية من أندروميدا قد تكون كبيرة مثل كتلة الجزء المشرق من المجرة. في الواقع ، باستخدام قانون كبلر الثالث وسرعات المجرات التابعة لها ، يُقدر أن مجرة ​​أندروميدا لديها كتلة أقرب إلى 1.4 × 10 12 مشمس. تقدر كتلة مجرة ​​درب التبانة بـ 8.5 × 10 11 مشمس، وهكذا تبين أن مجرتنا درب التبانة أصغر إلى حد ما من أندروميدا.

لا تدور المجرات الإهليلجية بطريقة منتظمة ، لذلك لا يمكننا تحديد سرعة الدوران ، لذلك يجب علينا استخدام تقنية مختلفة قليلاً لقياس كتلتها. لا تزال نجومهم تدور حول مركز المجرة ، ولكن ليس بالطريقة المنظمة التي تميز الحلزونات. نظرًا لأن المجرات الإهليلجية تحتوي على نجوم عمرها مليارات السنين ، يمكننا أن نفترض أن المجرات نفسها لا تتطاير عن بعضها. لذلك ، إذا تمكنا من قياس السرعات المختلفة التي تتحرك بها النجوم في مداراتها حول مركز المجرة ، فيمكننا حساب مقدار الكتلة التي يجب أن تحتويها المجرة من أجل الاحتفاظ بالنجوم بداخلها.

عمليا ، طيف المجرة هو مركب من أطياف نجومها العديدة ، التي تنتج حركاتها المختلفة تحولات دوبلر مختلفة (بعضها أحمر ، وبعضها أزرق). والنتيجة هي أن الخطوط التي نلاحظها من المجرة بأكملها تحتوي على مزيج من العديد من تحولات دوبلر. عندما توفر بعض النجوم انزياحات زرقاء بينما توفر أخرى انزياحات حمراء ، فإنها تخلق خاصية امتصاص أو انبعاث أوسع أو أوسع مما قد تفعله الخطوط نفسها في مجرة ​​افتراضية حيث النجوم ليس لها حركة مدارية. يسمي علماء الفلك هذه الظاهرة بتوسيع الخط. تشير المقدار الذي يتسع به كل خط إلى نطاق السرعات التي تتحرك بها النجوم بالنسبة إلى مركز المجرة. يعتمد مدى السرعات بدوره على قوة الجاذبية التي تحمل النجوم داخل المجرات. بمعلومات حول السرعات ، من الممكن حساب كتلة مجرة ​​إهليلجية.

يلخص الجدول 1 نطاق الكتل (والخصائص الأخرى) للأنواع المختلفة من المجرات. ومن المثير للاهتمام أن أكثر وأقل المجرات ضخامة هي مجرات إهليلجية. في المتوسط ​​، تمتلك المجرات غير المنتظمة كتلة أقل من الحلزونات.

الجدول 1: خصائص الأنواع المختلفة من المجرات
صفة مميزة اللوالب الإهليلجية شاذين
كتلة (مشمس) 10 9 إلى 10 12 10 5 إلى 1013 10 8 إلى 10 11
القطر (بآلاف السنين الضوئية) من 15 إلى 150 3 إلى & GT700 3 إلى 30
لمعان (إلشمس) 10 8 إلى 10 11 10 6 إلى 10 11 10 7 إلى 2 × 10 9
سكان النجوم الكبار والصغار قديم الكبار والصغار
مسألة بين النجوم الغاز والغبار تقريبا لا يوجد غبار قليل من الغاز الكثير من الغازات تحتوي على القليل من الغبار وبعضها كثير الغبار
نسبة الكتلة إلى الضوء في الجزء المرئي 2 إلى 10 من 10 إلى 20 1 إلى 10
نسبة الكتلة إلى الضوء للمجرة الكلية 100 100 ?


مراقبة منحنيات الدوران لمجرات القرص

للبدء ، سننظر في المجرات الحلزونية. المجرات الحلزونية (مثل مجرة ​​درب التبانة) هي أنظمة كبيرة تحتوي عادةً على ثلاثة مكونات متميزة (انظر الشكل 8.8): الأول هو القرص المسطح الذي يحتوي على النجوم والغاز والغبار ، وهذا هو الأبرز عندما ننظر إلى هذه المجرات في الضوء المرئي. لن تتفاجأ عندما تعلم أن هذا يسمى مكون القرص. المكون الثاني هو مجموعة من النجوم على شكل كرة بالقرب من مركز المجرة. يطلق عليه انتفاخ، أو في بعض الأحيان الانتفاخ المركزي. أخيرًا ، هناك مجموعة أكبر على شكل كرة من النجوم ومجموعات النجوم الممتدة على الأقل حتى القرص ، تسمى هالة. الهالة أكبر بكثير من الانتفاخ ، لكن لا يوجد الكثير من النجوم فيها مقارنة بعدد النجوم في الانتفاخ أو القرص. عدد النجوم منخفض جدًا ، في الواقع ، فإن هالات المجرات غير مرئية تقريبًا. نحن نميل إلى النظر من خلالها بشكل صحيح.

كل هذه المواد مرتبطة ببعضها البعض من خلال جاذبية الجاذبية المتبادلة لجميع المواد داخل المجرة.

الشكل 8.8: رسم توضيحي لمجرة حلزونية أو & ldquodisk & rdquo. لاحظ انتفاخ المجرة وقرصها وهالةها. الائتمان: ناسا / SSU / Aurore Simonnet

كيف نقيس السرعات المدارية للنجوم والغازات داخل مجرة ​​حلزونية؟ لاحظ أولاً أنه نظرًا لأن الانتفاخات والأقراص في المجرات الحلزونية أكثر سطوعًا من هالاتها ، فإننا نركز بشكل أساسي على قياس السرعات المدارية للنجوم والغازات في تلك المكونات من المجرات الحلزونية.

تميل النجوم والغازات في أقراص المجرات الحلزونية إلى الدوران حول مركز المجرة. إذا كانت المجرة & ldquoface-on & rdquo من وجهة نظرنا ، فلن نتمكن من مراقبة دورانها. من ناحية أخرى ، إذا كانت المجرة & ldquoedge-on ، & rdquo يمكننا قياس الدوران من خلال الانزياح الأحمر والأزرق. بالنسبة لمجرة حلزونية دوارة من الحافة ، سنلاحظ انزياحًا أحمر على جانب المجرة الذي يدور بعيدًا عنا (سيبدو الضوء وكأنه يمتد إلى الخارج ، & rdquo وسيظهر بأطوال موجية أطول وأكثر احمرارًا). سنلاحظ التحول الأزرق على جانب المجرة الذي يدور نحونا (سيظهر الضوء & ldquoscrunched & rdquo وسيظهر بأطوال موجية أقصر وأكثر زرقة). انظر الشكلين 8.9 و 8.10 لمعرفة المزيد عن كيفية رصدنا للدوران في المجرات.

الشكل 8.9: (أعلى) لا يمكننا قياس الدوران في المجرات الحلزونية التي تُرى وجهاً لوجه. (أسفل) يمكننا قياس الدوران في المجرات الحلزونية التي يمكن رؤيتها من الحافة. سيظهر جانب واحد من المجرة متحركًا نحو الأحمر ، وسيظهر الجانب الآخر متحولًا إلى اللون الأزرق. لاحظ أن تغير اللون في هذه الصورة قد تم تضخيمه. إن الانزياح الأحمر الحقيقي والانزياح الأزرق الذي نلاحظه في مجرة ​​دوارة صغير جدًا ولا يمكن قياسه إلا بأخذ طيف. الائتمان: ناسا / SSU / Aurore Simonnet

قد يعتقد المرء أن علماء الفلك سيدرسون النجوم في المجرات للتعرف على الحركة داخل المجرات. النجوم لامعة ، وهناك الكثير منها في جميع أنحاء المجرة. بالنسبة للمجرات القريبة جدًا ، يمكننا قياس حركة النجوم. ومع ذلك ، ينتشر الغاز أيضًا في جميع أنحاء قرص المجرة الحلزونية. يوفر هذا الغاز طيف انبعاث ساطع بأطوال موجية بصرية محددة ، بالإضافة إلى انبعاث ساطع عند طول موجي راديوي معين (21 سم). عند هذه الأطوال الموجية ، يصدر الغاز داخل المجرة الحلزونية ضوءًا أكثر من النجوم. أيضًا ، إذا أخذنا الأطياف على مسافات مختلفة من مركز المجرة ، فسنحصل على قياسات يمكن أن تخبرنا عن حركات الغاز في أنصاف أقطار مختلفة من مركز المجرة و rsquos. يمكننا القيام بذلك عن طريق وضع شق فوق المجرة يحجب كل الضوء باستثناء شريط رفيع على طول المجرة. بهذه الطريقة ، لا يمكننا قياس الحركات إلا من الضوء الذي يمر عبر الشق ، كما هو موضح في الشكل 8.10.

الشكل 8.10: وضع الشق من مطياف بحيث يسمح فقط للضوء من منطقة معينة من المجرة هو وسيلة لقصر القياسات على منطقة ذات أهمية. في الأعلى ، يظهر رسم توضيحي لفنان ورسكووس لمجرة ، مع إبراز منطقة مستطيلة الشكل. تُظهر هذه المنطقة المستطيلة الجزء من المجرة وضوء rsquos الذي يمكن ملاحظته من خلال شق. سيتم بعد ذلك تشتيت هذا الضوء إلى أطوال موجية مختلفة لإظهار طيف galaxy & rsquos. يوضح منتصف الرسم التخطيطي الشكل الذي سيبدو عليه الطيف الناتج للمجرة. يُظهر الجزء العلوي من الطيف الضوء ذو الطول الموجي الأقصر (الأزرق) من المجرة ، ويظهر الجزء السفلي من الطيف الضوء ذو الطول الموجي الأطول (الأحمر) من المجرة. الشريط الرأسي أسفل المنتصف عبارة عن ضوء من النجوم في المجرة ، حيث تبعث النجوم الضوء بجميع الأطوال الموجية المقاسة هنا. الخطوط الأفقية المتعرجة خفيفة من الغاز في المجرة. إذا لم تكن المجرة تتحرك ، ستكون خطوط انبعاث الغازات أفقية تمامًا ، متوهجة بطول موجي واحد فقط. ومع ذلك ، نظرًا لأن المجرة تدور ، فإن خطوط الانبعاث تتحول إلى اللون الأزرق على اليسار وتتحول إلى الأحمر على اليمين ، مما يؤدي إلى ظهور متذبذب. يمكن تحويل هذه الانزياحات الزرقاء والانزياحات الحمراء المرصودة إلى منحنى دوران مُقاس للمجرة ، يُرى في أسفل الشكل. الائتمان: ناسا / SSU / Aurore Simonnet

بالنسبة للمجرات القريبة ، يجب على علماء الفلك إجراء العديد من القياسات الفردية إذا كانوا يريدون عمل منحنى دوران كامل ، أو مخطط مسافة السرعة. المجرات القريبة كبيرة إلى حد ما في السماء ، وغالبًا ما تكون أكبر من مجال رؤية التلسكوب. نتيجة لحجمها الواضح الكبير ، لا يمكن مشاهدتها بكاملها بتعريض ضوئي واحد. بدلاً من ذلك ، يجب إجراء ملاحظات منفصلة عبر المجرة ، كل على مسافة مختلفة من مركزها. هذه عملية تستغرق وقتا طويلا.

ربما من المفارقات أن قياس الحركات أسهل في المجرات البعيدة. عندما تكون المجرة بعيدة بما يكفي لتقع تمامًا داخل مجال رؤية التلسكوب / الكاميرا ، يمكن عندئذٍ وضع شق في مخطط الطيف ليتزامن مع المحور الطويل للمجرة ، مما يسمح بخريطة كاملة للسرعات لكامل طول النظام يتم جمعها مرة واحدة.

أيًا كانت الطريقة التي يستخدمها علماء الفلك ، فإن النتيجة النهائية هي نوع الطيف الموضح في الشكل 8.10 أعلاه. يُظهر سرعة دوران قرص مجرة ​​مقابل المسافة من مركز المجرة. هذه المخططات عبارة عن منحنيات دوران ، تمامًا مثل منحنيات الدوران التي قمت برسمها ودراستها مسبقًا في الفصل.

منحنى الدوران لمجرة حلزونية

في هذا النشاط ، ستحصل على منحنى دوران لمجرة حلزونية عن طريق تحريك شريط التمرير فوق صورة المجرة.

لتحريك شريط التمرير ، انقر واسحب الخط الموجود أسفل الزر الأحمر & ldquobutton. & rdquo حرك شريط التمرير إلى كل موقع تريد إجراء القياس فيه ، ثم انقر فوق الزر الأحمر. (بدلاً من ذلك ، يمكنك سحب شريط التمرير باستخدام الزر ، وعندما تترك الزر ، فسيؤدي ذلك إلى إجراء قياس.)

اختر ما لا يقل عن خمس نقاط على كل جانب من جوانب مركز galaxy & rsquos. في كل نقطة ، يتم إجراء الحسابات لإيجاد سرعة دوران الغاز في المجرة. يتم ذلك عن طريق مقارنة القيمة المقاسة لخط انبعاث ألفا H مع قيمته المختبرية وتطبيق علاقة دوبلر بالتحول.

نشاط تطابق منحنى الدوران

طابق صور المجرات على اليسار مع منحنيات الدوران الموضحة على اليمين.

لكل صورة مجرة ​​، السرعات النسبية في ثلاثة مواقع مختلفة يشار إليها بطول الأسهم.

انقر واسحب كل صورة إلى المربع المجاور لمنحنى التدوير الذي يوفر أفضل تطابق. عند إجراء التطابق الصحيح ، سترى علامة اختيار خضراء في الزاوية اليمنى العليا من صورة المجرة.


تشكيل المجرة وتطورها

منذ عمل هابل على المجرات في عشرينيات القرن الماضي ، واصل علماء الفلك رصد المزيد والمزيد من المجرات على مسافات أكبر وأكبر منا. كان الهدف من الكثير من هذا العمل هو تحديد الآلية التي تتشكل بها المجرات وكيف تتطور. على سبيل المثال ، كان أحد المهام الرئيسية للمجتمع الفلكي في السنوات الأخيرة هو مسح Sloan الرقمي للسماء. إذا قرأت "إرث SDSS العلمي" ، فإنهم يقولون إن فريقهم كان مسؤولاً عن:

التوصيف المنهجي لسكان المجرات: من خلال توفير صور عالية الجودة ومسافات وكتل نجمية وأعمار لمئات الآلاف من المجرات ، حول SDSS دراسة خصائص المجرات والارتباطات فيما بينها إلى علم إحصائي دقيق ، مما أسفر عن رؤى قوية حول العمليات الفيزيائية التي تحكم تكوين المجرات.

عندما درسنا النجوم ، رأينا أنه باستخدام العناقيد النجمية ، التي تحتوي على نجوم في مراحل مختلفة من التطور ولكنها جميعًا في نفس العمر ، تمكن علماء الفلك من بناء نموذج لتطور النجوم والتحقق منه. لكي تفعل الشيء نفسه مع المجرات ، فإنك تريد نفس مجموعة المعلومات. ترغب في العثور على مجرات من مختلف الأعمار حتى نتمكن من رؤية كيف تتغير المجرات بمرور الوقت. يمكننا بالتأكيد استخدام مجرتنا درب التبانة ومجرات المجموعة المحلية كأمثلة على المجرات القديمة ، لكننا نحتاج إلى عينة من المجرات الشابة للمقارنة. للعثور على مجرات شابة ، ما نحتاج إليه هو تحديد المجرات البعيدة جدًا. سبب المجرات البعيدة = المجرات الفتية هو السرعة المحدودة للضوء. إذا لاحظت شيئًا على بعد مليون سنة ضوئية ، فأنت لا تراه كما هو اليوم. الضوء الذي تراه اليوم غادر الجسم قبل مليون سنة. هذه الظاهرة تسمى وقت المراجعة. لذا ، إذا كنت تريد العثور على مجرة ​​أصغر من مجرة ​​درب التبانة بـ 5 مليارات سنة ، فعليك البحث عن مجرات تبعد 5 مليارات سنة ضوئية. بعد ذلك ، يمكنك مقارنة تلك المجرات بالمجرات التي تجدها على بعد 10 مليارات سنة ضوئية ، لأنها ستظهر كما كانت قبل 10 مليارات سنة.

تعد ظاهرة وقت المراجعة أمرًا بالغ الأهمية لدراسة تكوين المجرات وتطورها. يمكننا أن نلاحظ بشكل مباشر كيف ظهرت المجرات عندما كانت تتشكل إذا تمكنا من العثور على المجرات في أوقات مراجعة كبيرة جدًا. في السنوات الأخيرة ، استخدم علماء الفلك تقنية مراقبة الحقول العميقة (مثل حقل هابل العميق الذي رأيته سابقًا ، ومؤخرًا ، حقل هابل العميق للغاية) لمتابعة المجرات الأبعد في الكون. السؤال الذي ساعدت هذه الحقول العميقة في الإجابة عنه هو: "كيف كانت تبدو المجرات منذ بلايين السنين؟" يبدو أن الإجابة هي أنه عندما كانت المجرات صغيرة ، كانت تبدو غير منتظمة للغاية. لم تظهر المجرات ذات الأذرع الحلزونية مثل مجرة ​​درب التبانة إلا منذ حوالي 10 مليارات سنة. نعتقد أن المجرات تشكلت على ما يبدو من أسفل إلى أعلى ، أي منذ أكثر من 10 مليارات سنة ، يبدو أن مجرات فرعية صغيرة غير منتظمة الشكل قد اصطدمت واندمجت ، مما أدى إلى تكوين المجرات الحلزونية الكبيرة والقضبان الحلزونية التي نراها اليوم . على الرغم من استمرار مجرة ​​درب التبانة في تكوين نجوم جديدة اليوم ، إلا أن معدلات تكون النجوم في هذه المجرات الفرعية كانت أعلى بكثير. تشير الملاحظات إلى أن ذروة تشكل النجوم حدثت منذ حوالي 8 مليارات سنة. يوجد أدناه صورة للعديد من المجرات البعيدة جدًا ، وبالتالي فهي صغيرة جدًا ، والتي لوحظت في مجال هابل شديد العمق. قارن هذه بصور المجرات القريبة التي رأيتها سابقًا.

من خلال مقارنة المجرات المحلية بالمجرات البعيدة واستكمال هذه الملاحظات بمحاكاة عددية للكون المبكر ، يعتقد علماء الفلك أن المجرات تتشكل بالطريقة التالية تقريبًا:

  1. الأجسام الأولى هي "قطع" بحجم مجرة ​​فرعية.
  2. تتحد العديد من هذه القطع لتشكيل جسم كتلة أكبر.
  3. يمكن أن ينهار الغاز في المجرة الأكبر ، مما يزيد من سرعة دوران المجرة.
  4. سوف تتشكل النجوم بسرعة داخل هذا القرص ، وسوف تفرز مداراتها في الهيكل اللولبي المألوف.
  5. ستستمر مجرات القرص في التطور من خلال عمليات التفاعل المختلفة التي رأيناها سابقًا ، وستؤدي عمليات الاندماج الرئيسية إلى إنشاء مجرات إهليلجية.

في هذه الوصفة العامة لتطور المجرات ، لم نلائم النوى المجرية النشطة في السيناريو. يبدو أن مرحلة النوى المجرية النشطة هي مرحلة قصيرة في العمر الإجمالي للمجرة ، وتحدث عندما يكون لدى SMBH في قلب تلك المجرة وقود كافٍ لتشغيل اللمعان الهائل الذي تنبعث منه هذه الأجسام. مرة أخرى ، باستخدام وقت المراجعة ، نرى أن النجوم الزائفة كانت أكثر عددًا منذ حوالي 10 مليارات سنة. لذلك ، يبدو أن مرحلة الكوازار هي مرحلة مبكرة ربما مرت بها معظم المجرات قبل أن تستقر كمجرات عادية.


28.3 توزيع المجرات في الفضاء

في القسم السابق ، أكدنا على دور الاندماجات في تشكيل تطور المجرات. من أجل الاصطدام ، يجب أن تكون المجرات قريبة إلى حد ما من بعضها. لتقدير عدد المرات التي تحدث فيها الاصطدامات وكيف تؤثر على تطور المجرات ، يحتاج علماء الفلك إلى معرفة كيفية توزيع المجرات في الفضاء وعبر الزمن الكوني. هل معظمهم معزولون عن بعضهم البعض أم يتجمعون في مجموعات؟ إذا اجتمعوا ، ما حجم المجموعات وكيف ومتى تشكلوا؟ وكيف ، بشكل عام ، يتم ترتيب المجرات ومجموعاتها في الكون؟ هل هناك الكثير في اتجاه واحد من السماء كما في أي اتجاه آخر ، على سبيل المثال؟ كيف تم ترتيب المجرات بالطريقة التي نجدها بها اليوم؟

وجد إدوين هابل إجابات لبعض هذه الأسئلة بعد سنوات قليلة فقط من إظهاره لأول مرة أن السدم الحلزونية كانت مجرات وليست جزءًا من مجرتنا درب التبانة. أثناء قيامه بفحص المجرات في جميع أنحاء السماء ، قام هابل باكتشافين تبين أنهما حاسمان لدراسات تطور الكون.

المبدأ الكوني

قام هابل بعمل ملاحظاته باستخدام ما كان في ذلك الوقت أكبر تلسكوبات في العالم - عاكسات 100 بوصة و 60 بوصة على جبل ويلسون. تتمتع هذه التلسكوبات بمجال رؤية صغير: يمكنها رؤية جزء صغير فقط من السماء في كل مرة. لتصوير السماء بأكملها باستخدام التلسكوب 100 بوصة ، على سبيل المثال ، كان من الممكن أن يستغرق وقتًا أطول من عمر الإنسان. لذا بدلاً من ذلك ، أخذ هابل عينات من السماء في العديد من المناطق ، تمامًا كما فعل هيرشل مع قياس النجوم (انظر هندسة المجرة). في الثلاثينيات من القرن الماضي ، صور هابل 1283 منطقة عينة ، وفي كل مطبوعة ، قام بحساب عدد صور المجرات بعناية (الشكل 28.13).

كان أول اكتشاف قام به هابل من مسحه هو أن عدد المجرات المرئية في كل منطقة من السماء هو نفسه تقريبًا. (بالمعنى الدقيق للكلمة ، هذا صحيح فقط إذا لم يمتص الغبار في مجرتنا الضوء القادم من مجرات بعيدة ، لكن هابل أجرى تصحيحات لهذا الامتصاص.) وجد أيضًا أن عدد المجرات يزداد مع الضعف ، كما نتوقع إذا كثافة المجرات هي نفسها تقريبا على جميع المسافات منا.

لفهم ما نعنيه ، تخيل أنك تلتقط لقطات في ملعب مزدحم أثناء حفلة موسيقية نفدت الكمية. يبدو الأشخاص الذين يجلسون بالقرب منك كبيرًا ، لذا فإن القليل منهم فقط سيتناسب مع الصورة. ولكن إذا ركزت على الأشخاص الذين يجلسون في المقاعد على الجانب الآخر من الاستاد ، فإنهم يبدون صغارًا جدًا بحيث يتناسب الكثير مع صورتك. إذا كانت جميع أجزاء الاستاد بها نفس ترتيبات المقاعد ، فعندئذٍ كلما نظرت بعيدًا وأبعد ، ستزداد صورتك ازدحامًا بالناس. بالطريقة نفسها ، عندما نظر هابل إلى المجرات الأكثر خفوتًا وخفوتًا ، رأى المزيد والمزيد منها.

تعتبر النتائج التي توصل إليها هابل مهمة للغاية ، لأنها تشير إلى أن الكون متناحي الخواص ومتجانس - يبدو متماثلًا في جميع الاتجاهات ، كما أن حجمًا كبيرًا من الفضاء عند أي انزياح أو مسافة معينة يشبه إلى حد كبير أي حجم آخر عند هذا الانزياح الأحمر. إذا كان الأمر كذلك ، فلا يهم أي جزء من الكون نلاحظه (طالما أنه جزء كبير): سيبدو أي قسم مثل أي قسم آخر.

نتائج هابل - والعديد من النتائج الأخرى التي أعقبت ذلك في ما يقرب من 100 عام منذ ذلك الحين - لا تعني فقط أن الكون هو نفسه تقريبًا في كل مكان (بصرف النظر عن التغيرات مع مرور الوقت) ولكن أيضًا إلى جانب الاختلافات المحلية الصغيرة ، الجزء الذي يمكننا انظر من حولنا يمثل الكل. تسمى الفكرة القائلة بأن الكون هو نفسه في كل مكان بالمبدأ الكوني وهي الافتراض الأول تقريبًا لجميع النظريات التي تصف الكون بأسره (انظر الانفجار العظيم).

بدون المبدأ الكوني ، لا يمكننا إحراز أي تقدم على الإطلاق في دراسة الكون. لنفترض أن منطقتنا المحلية كانت غير عادية بطريقة ما. ثم لم يعد بإمكاننا فهم شكل الكون أكثر مما لو كنا قد تقطعت بهم السبل في جزيرة دافئة في البحر الجنوبي دون اتصال خارجي وكنا نحاول فهم جغرافية الأرض. من وجهة نظرنا المحدودة على جزيرتنا ، لم نتمكن من معرفة أن بعض أجزاء الكوكب مغطاة بالثلوج والجليد ، أو أن القارات الكبيرة توجد بها تنوع أكبر بكثير من التضاريس الموجودة على جزيرتنا.

قام هابل فقط بحساب عدد المجرات في اتجاهات مختلفة دون معرفة مدى بعد معظمها. باستخدام الأدوات الحديثة ، قام علماء الفلك بقياس سرعات ومسافات مئات الآلاف من المجرات ، وبالتالي قاموا ببناء صورة ذات مغزى لهيكل الكون الواسع النطاق. في بقية هذا القسم ، نصف ما نعرفه عن توزع المجرات ، بدءًا من المجرات القريبة.

المجموعة المحلية

منطقة الكون التي لدينا معلومات مفصلة عنها هي ، كما تتوقع ، الحي المحلي الخاص بنا. اتضح أن مجرة ​​درب التبانة هي عضو في مجموعة صغيرة من المجرات تسمى ، وليس بشكل خيالي ، المجموعة المحلية. ينتشر على حوالي 3 ملايين سنة ضوئية ويحتوي على 60 عضوًا أو نحو ذلك. هناك ثلاث مجرات حلزونية كبيرة (مجرتنا ، مجرة ​​أندروميدا ، و M33) ، واثنان من المجرات الإهليلجية المتوسطة ، والعديد من المجرات الإهليلجية القزمة والمجرات غير المنتظمة.

لا يزال يتم اكتشاف أعضاء جدد في المجموعة المحلية. ذكرنا في مجرة ​​درب التبانة مجرة ​​قزمة على بعد 80.000 سنة ضوئية فقط من الأرض وحوالي 50000 سنة ضوئية من مركز المجرة التي تم اكتشافها في 1994 في كوكبة القوس. (هذا القزم يغامر في الواقع قريبًا جدًا من مجرة ​​درب التبانة الأكبر بكثير وسيستهلكه في النهاية)

أصبحت العديد من الاكتشافات الحديثة ممكنة بفضل الجيل الجديد من الاستطلاعات الآلية والحساسة واسعة النطاق ، مثل مسح Sloan Digital Sky الذي يرسم مواقع ملايين النجوم عبر معظم السماء المرئية. من خلال التنقيب في البيانات باستخدام برامج الكمبيوتر المتطورة ، اكتشف علماء الفلك العديد من المجرات القزمة الصغيرة الخافتة التي لا يمكن رؤيتها بالعين حتى في تلك الصور التلسكوبية العميقة. قد تساعد هذه الاكتشافات الجديدة في حل مشكلة طويلة الأمد: تنبأت النظريات السائدة عن كيفية تشكل المجرات بأنه يجب أن يكون هناك عدد أكبر من المجرات القزمة حول المجرات الكبيرة مثل مجرة ​​درب التبانة أكثر مما لوحظ - والآن فقط لدينا الأدوات للعثور على هذه المجرات. المجرات الخافتة والصغيرة والبدء في مقارنة أعدادها مع التوقعات النظرية.

ارتباط بالتعلم

يمكنك قراءة المزيد عن استطلاع سلون ونتائجه المثيرة. وتحقق من هذه الرسوم المتحركة المختصرة لرحلة عبر ترتيب المجرات كما كشف المسح.

كما تم العثور على العديد من المجرات القزمة الجديدة بالقرب من مجرة ​​المرأة المسلسلة. يصعب العثور على مثل هذه المجرات القزمية لأنها تحتوي عادةً على عدد قليل نسبيًا من النجوم ، ومن الصعب تمييزها عن النجوم الأمامية في مجرتنا درب التبانة.

الشكل 28.14 هو رسم تقريبي يوضح مكان تواجد الأعضاء الأكثر إشراقًا في المجموعة المحلية. The average of the motions of all the galaxies in the Local Group indicates that its total mass is about 4 × 10 12 مشمس, and at least half of this mass is contained in the two giant spirals—the Andromeda galaxy and the Milky Way Galaxy . And bear in mind that a substantial amount of the mass in the Local Group is in the form of dark matter.

Neighboring Groups and Clusters

Small galaxy groups like ours are hard to notice at larger distances. However, there are much more substantial groups called galaxy clusters that are easier to spot even many millions of light-years away. Such clusters are described as مسكين أو rich depending on how many galaxies they contain. Rich clusters have thousands or even tens of thousands of galaxies, although many of the galaxies are quite faint and hard to detect.

The nearest moderately rich galaxy cluster is called the Virgo Cluster , after the constellation in which it is seen. It is about 50 million light-years away and contains thousands of members, of which a few are shown in Figure 28.15. The giant elliptical (and very active) galaxy M87, which you came to know and love in the chapter on Active Galaxies, Quasars, and Supermassive Black Holes, belongs to the Virgo Cluster.

A good example of a cluster that is much larger than the Virgo complex is the Coma cluster , with a diameter of at least 10 million light-years (Figure 28.16). A little over 300 million light-years distant, this cluster is centered on two giant ellipticals whose luminosities equal about 400 billion Suns each. Thousands of galaxies have been observed in Coma, but the galaxies we see are almost certainly only part of what is really there. Dwarf galaxies are too faint to be seen at the distance of Coma, but we expect they are part of this cluster just as they are part of nearer ones. If so, then Coma likely contains tens of thousands of galaxies. The total mass of this cluster is about 4 × 10 15 مشمس (enough mass to make 4 million billion stars like the Sun).

Let’s pause here for a moment of perspective. We are now discussing numbers by which even astronomers sometimes feel overwhelmed. The Coma cluster may have 10, 20, or 30 thousand galaxies, and each galaxy has billions and billions of stars. If you were traveling at the speed of light, it would still take you more than 10 million years (longer than the history of the human species) to cross this giant swarm of galaxies. And if you lived on a planet on the outskirts of one of these galaxies, many other members of the cluster would be close enough to be noteworthy sights in your nighttime sky.

Really rich clusters such as Coma usually have a high concentration of galaxies near the center. We can see giant elliptical galaxies in these central regions but few, if any, spiral galaxies. The spirals that do exist generally occur on the outskirts of clusters.

We might say that ellipticals are highly “social”: they are often found in groups and very much enjoy “hanging out” with other ellipticals in crowded situations. It is precisely in such crowds that collisions are most likely and, as we discussed earlier, we think that most large ellipticals are built through mergers of smaller galaxies.

Spirals, on the other hand, are more “shy”: they are more likely to be found in poor clusters or on the edges of rich clusters where collisions are less likely to disrupt the spiral arms or strip out the gas needed for continued star formation.

Astronomy Basics

Gravitational Lensing

As we saw in Black Holes and Curved Spacetime, spacetime is more strongly curved in regions where the gravitational field is strong. Light passing very near a concentration of matter appears to follow a curved path. In the case of starlight passing close to the Sun, we measure the position of the distant star to be slightly different from its true position.

Now let’s consider the case of light from a distant galaxy or quasar that passes near a concentration of matter such as a cluster of galaxies on its journey to our telescopes. According to general relativity, the light path may be bent in a variety of ways as a result we can observe distorted and even multiple images (Figure 28.17).

Gravitational lenses can produce not only double images, as shown in Figure 28.17, but also multiple images, arcs, or rings. The first gravitational lens discovered, in 1979, showed two images of the same distant object. Eventually, astronomers used the Hubble Space Telescope to capture remarkable images of the effects of gravitational lenses. One example is shown in Figure 28.18.

General relativity predicts that the light from a distant object may also be amplified by the lensing effect, thereby making otherwise invisible objects bright enough to detect. This is particularly useful for probing the earliest stages of galaxy formation, when the universe was young. Figure 28.19 shows an example of a very distant faint galaxy that we can study in detail only because its light path passes through a large concentration of massive galaxies and we now see a brighter image of it.

We should note that the visible mass in a galaxy is not the only possible gravitational lens. Dark matter can also reveal itself by producing this effect. Astronomers are using lensed images from all over the sky to learn more about where dark matter is located and how much of it exists.

ارتباط بالتعلم

You can use the Gravitational Lensing Simulator to explore how the distance and mass of a cluster of galaxies affects the offset of lensed images of a very distant galaxy. Instructions are available by clicking on Help.

Superclusters and Voids

After astronomers discovered clusters of galaxies, they naturally wondered whether there were still larger structures in the universe. Do clusters of galaxies gather together? To answer this question, we must be able to map large parts of the universe in three dimensions. We must know not only the position of each galaxy on the sky (that’s two dimensions) but also its distance from us (the third dimension).

This means we must be able to measure the redshift of each galaxy in our map. Taking a spectrum of each individual galaxy to do this is a much more time-consuming task than simply counting galaxies seen in different directions on the sky, as Hubble did. Today, astronomers have found ways to get the spectra of many galaxies in the same field of view (sometimes hundreds or even thousands at a time) to cut down the time it takes to finish their three-dimensional maps. Larger telescopes are also able to measure the redshifts—and therefore the distances—of much more distant galaxies and (again) to do so much more quickly than previously possible.

Another challenge astronomers faced in deciding how to go about constructing a map of the universe is similar to that confronted by the first team of explorers in a huge, uncharted territory on Earth. Since there is only one band of explorers and an enormous amount of land, they have to make choices about where to go first. One strategy might be to strike out in a straight line in order to get a sense of the terrain. They might, for example, cross some mostly empty prairies and then hit a dense forest. As they make their way through the forest, they learn how thick it is in the direction they are traveling, but not its width to their left or right. Then a river crosses their path as they wade across, they can measure its width but learn nothing about its length. Still, as they go on in their straight line, they begin to get some sense of what the landscape is like and can make at least part of a map. Other explorers, striking out in other directions, will someday help fill in the remaining parts of that map.

Astronomers have traditionally had to make the same sort of choices. We cannot explore the universe in every direction to infinite “depth” or sensitivity: there are far too many galaxies and far too few telescopes to do the job. But we can pick a single direction or a small slice of the sky and start mapping the galaxies. Margaret Geller, the late John Huchra, and their students at the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics pioneered this technique, and several other groups have extended their work to cover larger volumes of space.

Voyagers in Astronomy

Margaret Geller: Cosmic Surveyor

Born in 1947, Margaret Geller is the daughter of a chemist who encouraged her interest in science and helped her visualize the three-dimensional structure of molecules as a child. (It was a skill that would later come in very handy for visualizing the three-dimensional structure of the universe.) She remembers being bored in elementary school, but she was encouraged to read on her own by her parents. Her recollections also include subtle messages from teachers that mathematics (her strong early interest) was not a field for girls, but she did not allow herself to be deterred.

Geller obtained a BA in physics from the University of California at Berkeley and became the second woman to receive a PhD in physics from Princeton. There, while working with James Peebles, one of the world’s leading cosmologists, she became interested in problems relating to the large-scale structure of the universe. In 1980, she accepted a research position at the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, one of the nation’s most dynamic institutions for astronomy research. She saw that to make progress in understanding how galaxies and clusters are organized, a far more intensive series of surveys was required. Although it would not bear fruit for many years, Geller and her collaborators began the long, arduous task of mapping the galaxies (Figure 28.20).

Her team was fortunate to be given access to a telescope that could be dedicated to their project, the 60-inch reflector on Mount Hopkins, near Tucson, Arizona, where they and their assistants took spectra to determine galaxy distances. To get a slice of the universe, they pointed their telescope at a predetermined position in the sky and then let the rotation of Earth bring new galaxies into their field of view. In this way, they measured the positions and redshifts of over 18,000 galaxies and made a wide range of interesting maps to display their data. Their surveys now include “slices” in both the Northern and Southern Hemispheres.

As news of her important work spread beyond the community of astronomers, Geller received a MacArthur Foundation Fellowship in 1990. These fellowships, popularly called “genius awards,” are designed to recognize truly creative work in a wide range of fields. Geller continues to have a strong interest in visualization and has (with filmmaker Boyd Estus) made several award-winning videos explaining her work to nonscientists (one is titled So Many Galaxies . . . So Little Time). She has appeared on a variety of national news and documentary programs, including the MacNeil/Lehrer NewsHour, The Astronomers، و The Infinite Voyage. Energetic and outspoken, she has given talks on her work to many audiences around the country, and works hard to find ways to explain the significance of her pioneering surveys to the public.

“It’s exciting to discover something that nobody’s seen before. [To be] one of the first three people to ever see that slice of the universe [was] sort of being like Columbus. . . . Nobody expected such a striking pattern!”—Margaret Geller

ارتباط بالتعلم

Find out more about Geller and Huchra’s work (including interviews with Geller) in this 4-minute NOVA video. You can also learn more about their conclusions and additional research it led to.

The largest universe mapping project to date is the Sloan Digital Sky Survey (see the Making Connections feature box Astronomy and Technology: The Sloan Digital Sky Survey at the end of this section). A plot of the distribution of galaxies mapped by the Sloan survey is shown in Figure 28.21. To the surprise of astronomers, maps like the one in the figure showed that clusters of galaxies are not arranged uniformly throughout the universe, but are found in huge filamentary superclusters that look like great arcs of inkblots splattered across a page. The Local Group is part of a supercluster we call the Virgo Supercluster because it also includes the giant Virgo cluster of galaxies. The superclusters resemble an irregularly torn sheet of paper or a pancake in shape—they can extend for hundreds of millions of light-years in two dimensions, but are only 10 to 20 million light-years thick in the third dimension. Detailed study of some of these structures shows that their masses are a few times 10 16 مشمس, which is 10,000 times more massive than the Milky Way Galaxy.

ارتباط بالتعلم

Check out this animated visualization of large-scale structure from the Sloan survey.

Separating the filaments and sheets in a supercluster are voids , which look like huge empty bubbles walled in by the great arcs of galaxies. They have typical diameters of 150 million light-years, with the clusters of galaxies concentrated along their walls. The whole arrangement of filaments and voids reminds us of a sponge, the inside of a honeycomb, or a hunk of Swiss cheese with very large holes. If you take a good slice or cross-section through any of these, you will see something that looks roughly like Figure 28.21.

Before these voids were discovered, most astronomers would probably have predicted that the regions between giant clusters of galaxies were filled with many small groups of galaxies, or even with isolated individual galaxies. Careful searches within these voids have found few galaxies of any kind. Apparently, 90 percent of the galaxies occupy less than 10 percent of the volume of space.

Example 28.1

Galaxy Distribution

Let’s do a quick calculation to see why this is so.

Suppose that you have completed a survey of all the galaxies within 30 million light-years and you now want to survey to 60 million light-years. What volume of space is covered by your second survey? How much larger is this volume than the volume of your first survey? Remember that the volume of a sphere, الخامس, is given by the formula الخامس = 4/3πر 3 , where ر is the radius of the sphere.

Solution

تحقق من التعلم الخاص بك

إجابه:

The total volume covered is (4/3)π × (90 million light-years) 3 = 3.05 × 10 24 light-years 3 . The survey reaches 3 times as far in distance, so it will cover a volume that is 3 3 = 27 times larger.

Even larger, more sensitive telescopes and surveys are currently being designed and built to peer farther and farther out in space and back in time. The new 50-meter Large Millimeter Telescope in Mexico and the Atacama Large Millimeter Array in Chile can detect far-infrared and millimeter-wave radiation from massive starbursting galaxies at redshifts and thus distances more than 90% of the way back to the Big Bang. These cannot be observed with visible light because their star formation regions are wrapped in clouds of thick dust. And in 2021, the 6.5-meter-diameter James Webb Space Telescope is scheduled to launch. It will be the first new major visible light and near-infrared telescope in space since Hubble was launched more than 25 years earlier. One of the major goals of this telescope is to observe directly the light of the first galaxies and even the first stars to shine, less than half a billion years after the Big Bang.

At this point, if you have been thinking about our discussions of the expanding universe in Galaxies, you may be wondering what exactly in Figure 28.21 is expanding. We know that the galaxies and clusters of galaxies are held together by their gravity and do not expand as the universe does. However, the voids do grow larger and the filaments move farther apart as space stretches (see The Big Bang).

Making Connections

Astronomy and Technology: The Sloan Digital Sky Survey

In Edwin Hubble’s day, spectra of galaxies had to be taken one at a time. The faint light of a distant galaxy gathered by a large telescope was put through a slit, and then a spectrometer (also called a spectrograph) was used to separate the colors and record the spectrum. This was a laborious process, ill suited to the demands of making large-scale maps that require the redshifts of many thousands of galaxies.

But new technology has come to the rescue of astronomers who seek three-dimensional maps of the universe of galaxies. One ambitious survey of the sky was produced using a special telescope, camera, and spectrograph atop the Sacramento Mountains of New Mexico. Called the Sloan Digital Sky Survey (SDSS), after the foundation that provided a large part of the funding, the program used a 2.5-meter telescope (about the same aperture as the Hubble) as a wide-angle astronomical camera. During a mapping program lasting more than ten years, astronomers used the SDSS’s 30 charge-coupled devices (CCDs)—sensitive electronic light detectors similar to those used in many digital cameras and cell phones—to take images of over 500 million objects and spectra of over 3 million, covering more than one-quarter of the celestial sphere. Like many large projects in modern science, the Sloan Survey involved scientists and engineers from many different institutions, ranging from universities to national laboratories.

Every clear night for more than a decade, astronomers used the instrument to make images recording the position and brightness of celestial objects in long strips of the sky. The information in each strip was digitally recorded and preserved for future generations. When the seeing (recall this term from Astronomical Instruments) was only adequate, the telescope was used for taking spectra of galaxies and quasars—but it did so for up to 640 objects at a time.

The key to the success of the project was a series of optical fibers, thin tubes of flexible glass that can transmit light from a source to the CCD that then records the spectrum. After taking images of a part of the sky and identifying which objects are galaxies, project scientists drilled an aluminum plate with holes for attaching fibers at the location of each galaxy. The telescope was then pointed at the right section of the sky, and the fibers led the light of each galaxy to the spectrometer for individual recording (Figure 28.22).

About an hour was sufficient for each set of spectra, and the pre-drilled aluminum plates could be switched quickly. Thus, it was possible to take as many as 5000 spectra in one night (provided the weather was good enough).

The galaxy survey led to a more comprehensive map of the sky than has ever before been possible, allowing astronomers to test their ideas about large-scale structure and the evolution of galaxies against an impressive array of real data.

The information recorded by the Sloan Survey staggers the imagination. The data came in at 8 megabytes per second (this means 8 million individual numbers or characters every second). Over the course of the project, scientists recorded over 15 terabytes, or 15 thousand billion bytes, which they estimate is comparable to the information contained in the Library of Congress. Organizing and sorting this volume of data and extracting the useful scientific results it contains is a formidable challenge, even in our information age. Like many other fields, astronomy has now entered an era of “Big Data,” requiring supercomputers and advanced computer algorithms to sift through all those terabytes of data efficiently.

One very successful solution to the challenge of dealing with such large datasets is to turn to “citizen science,” or crowd-sourcing, an approach the SDSS helped pioneer. The human eye is very good at recognizing subtle differences among shapes, such as between two different spiral galaxies, while computers often fail at such tasks. When Sloan project astronomers wanted to catalog the shapes of some of the millions of galaxies in their new images, they launched the “Galaxy Zoo” project: volunteers around the world were given a short training course online, then were provided with a few dozen galaxy images to classify by eye. The project was wildly successful, resulting in over 40 million galaxy classifications by more than 100,000 volunteers and the discovery of whole new types of galaxies.

ارتباط بالتعلم

Learn more about how you can be part of the project of classifying galaxies in this citizen science effort. This program is part of a whole series of “citizen science” projects that enable people in all walks of life to be part of the research that professional astronomers (and scholars in a growing number of fields) need help with.


ROTATION OF OUR GALAXY

The Sun, for instance, a fairly typical disk star, is orbiting with a speed
v = 220 km/sec = 0.000225 parsecs/year.
The radius of the Sun's orbit around the galactic center is
a = 8000 parsecs.
The circumference of the Sun's orbit is then
2 pi a = 50,300 parsecs.
The orbital period of the Sun thus turns out to be
P = 2 pi a / v = (50,300)/(0.000225) = 220,000,000 years.

It takes the sun 220 million years to circle once around the center of our galaxy. During the 4.6 billion years that the Sun has been in existence, it has gone around the center just over 20 times.

(2) The high orbital speed of stars shows that our galaxy contains dark matter.

Each star in the disk is on a very nearly circular orbit, anchored by الكل the mass enclosed within its orbit, whether it's luminous or not. Thus, the amount of mass within a star's orbit can be determined from Kepler's Third Law:

where M = mass inside star's orbit (in solar masses)
م* = mass of the star (in solar masses)
a = radius of the star's orbit (in AU)
P = orbital period of star (in years)

A few clarifying words:
In the above equation, M is the total mass in a sphere of radius a, centered on the galactic center. (The mass outside the sphere doesn't have any net effect on the star's orbit).
Since the mass M includes the mass of the supermassive black hole at the galactic center, M is guaranteed to be much much greater than M*, the mass of a single star.

For the Sun's orbit:
a = 8000 parsecs = 1.65 billion A.U.
P = 220 million years

THEREFORE (get out your calculators if you want to check these numbers), the mass inside the Sun's orbit is M = a 3 / P 2 = 90 billion Mشمس.

Ninety billion solar masses is a lot of stuff, but this just represents the mass inside the Sun's orbit. What's the TOTAL mass of our galaxy, out to its very farthest edge? معظم luminous matter (stars, gas, and dust) lies within 15,000 parsecs of the galactic center. Therefore, if luminous matter were the only matter present in our galaxy, the orbital speeds of stars and gas clouds would decrease beyond 15,000 parsecs, just as the orbital speeds of planets in the Solar System decrease as you go outward from Mercury to Pluto. BUT (and this is a big but!) orbital speeds of star are constant, or actually slightly rising, as you go more than 15,000 parsecs from the galactic center. Those few lonely stars stars and gas clouds at a distance of 25,000 parsecs are zipping around at 300 kilometers per second. There must be a great deal of المادة المظلمة in the outer regions of our galaxy in order to keep these high speed stars from escaping.

The exact extent of the dark halo around our galaxy is poorly known. The high orbital speeds of globular clusters indicate that the dark halo may extend as far as 200,000 parsecs from the center of our galaxy (that's nearly a third of the distance to our neighbor, the Andromeda Galaxy). The total mass of our galaxy, in that case, is 1 Trillion solar masses, of which 90 percent is dark rather than luminous.

What you see is more than what you get!

(3) The dark matter consists partly of MACHOs, partly of WIMPs.

Neutrinos are elementary particles. They snub other elementary particles such as electrons, neutrons, and protons, very rarely interacting with them. Neutrinos also snub photons, very rarely absorbing, scattering, or emitting them. In other words, since they rarely emit light, neutrinos are المادة المظلمة. The main drawback to neutrinos as dark matter is that an individual neutrino has very little mass. The exact mass of a neutrino is so tiny it hasn't yet been measured accurately. However, the upper limits on neutrino mass tell us that it takes at least 4 billion neutrinos to equal the mass of a single proton. Neutrinos partially make up for their low mass by the fact that they are extremely numerous in total, neutrinos may contribute a few percent of the dark matter. Candidate 2: the MACHO

MACHO is a (rather contrived) acronym for MAssive جompact حالو اbject. MACHOs are dim, dense objects with masses comparable to, or somewhat smaller than, the Sun. For example, brown dwarfs, if they exist in the halo, would qualify as MACHOs, as would old cold white dwarfs, and isolated black holes. MACHOs can be detected because they act as gravitational lenses, briefly amplifying light from distant stars as they pass in front of them. Obsessive-compulsive astronomers have carefully monitored the apparent brightness of millions of stars in the Magellanic Clouds, waiting for MACHOs to pass in front of them. The result of their watching and waiting is an estimate of the number of MACHOs in the halo. The verdict: about half the dark matter in the halo is made of MACHOs. Candidate 3: the WIMP

WIMP is an acronym for دبليوeakly أناnteracting مassive صمقالة - سلعة. (The name MACHO was, in fact, first proposed as a humorous riposte to the name WIMP.) WIMPs are elementary particles proposed by the theory of particle physics. They have not, however, been seen yet in laboratory experiments, so their existence should still be regarded as hypothetical. WIMPs resemble neutrinos, in that they rarely interact with other particles, including photons. Their main difference from neutrinos is that, as their name implies, they are massive. One WIMP is equal in mass to as much as 10,000 protons (or 40 trillion neutrinos). WIMPs are thought to contribute about half the dark matter. (If the non-MACHO half of the dark matter doesn't consist of WIMPs, then it must be made of something even stranger!)

Thus, the question ``WIMP or MACHO?'' probably has the answer, ``Some of each''.


شاهد الفيديو: #ختلة. الارض لا تدور ولا يوجد فضاء ولا مجرات!! (قد 2022).