الفلك

هل تصادمات المجرات عالية السرعة قابلة للنجاة؟

هل تصادمات المجرات عالية السرعة قابلة للنجاة؟


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.

هذا سؤال افتراضي ، لكنه في الحقيقة يُقصد به أن يكون طريقة حية للسؤال عن تأثيرات تصادمات المجرات عالية السرعة. أظهر APOD في 27 نوفمبر مجموعة مجرات Cheshire Cat ، ويقول التعليق أن "العيون" عبارة عن مجرتين بيضاويتين كبيرتين ، تغلقان على بعضهما البعض بسرعة تزيد عن 1000 كم / ثانية ، وتستحمان في وهج الأشعة السينية من تسخين الوسائط البينجمية المرتبطة.

ما مدى شدة هذا التوهج؟ أظن أنه خافت جدًا ، لكنني لا أعرف كيف أحدده. هل سيعيق علم الفلك بالأشعة السينية لسكان المجرات؟ هل ستكون قوية بما يكفي للتأثير على الحياة؟ هل لدى أي شخص معلومات كمية ويعرف كيف يفسرها؟ (إنني أدرك بالفعل أن المجرات الإهليلجية يُعتقد أنها مكونة من نجوم قديمة منخفضة المعادن ليست مرشحة جيدة للكواكب الصالحة للحياة ، لكن دعنا نتجاهل ذلك).


سؤال مهم. لقد قرأت قليلاً وفكرت فيه ، ويمكنني نوعًا ما أن أعطي إجابة ، على الرغم من أنني أدعو التصحيحات والمدخلات من أي شخص أكثر دراية مني.

أولاً ، هاتان المجرتان هائلتان. لم أجد أحجامًا محددة مدرجة ، لكن وفقًا لهذه الورقة:

1.2-1.5 × 10 ^ 14 مجموعة أحفورية كتلة شمسية

هذا حوالي 100 مجرة ​​أندروميدا. أيضًا ، نظرًا لأن ما نراه يبلغ من العمر 4.6 مليار سنة ، فمن المنطقي أن نفترض أن هاتين المجرتين ربما تحتويان على المزيد من الغبار والغازات الحرة ، ولكونها أكبر ، فإن تصادم الجاذبية يحدث بسرعة أعلى.

هذا هو السؤال الحقيقي عن مقدار إشعاع الخلفية بالأشعة السينية الذي تحصل عليه عندما تصطدم مجرتان. مقدار الغاز والغبار الحر ومدى سرعة تحرك المجرات في بعضها البعض. تخميني هو أن هاتين المجرتين أكبر وأصغر سنا ، تتوهج بشكل أكثر سطوعًا من درب التبانة وأن المرأة المسلسلة سوف تتألق بعد 4 مليارات سنة من الآن.

فيما يتعلق بمدى شدة التوهج ، يتفق حدسي مع حدسك ، ربما لا يكون مشرقًا جدًا إذا كنت هناك. التوهج الخافت والعينان اللامعتان اللتان تراهما في الصورة عبارة عن تعريضات ضوئية طويلة. هذا الموقع (قم بالتمرير إلى أسفل) يقول إنه 19 ساعة و 30 دقيقة من التعرض. أندروميدا ، على سبيل المثال ، بالكاد تكون مرئية للعين المجردة ، ولكن عندما يتم تصويرها فإنها تصبح أكثر سطوعًا عدة مرات. لست ذكيًا بما يكفي لأقول بالتأكيد بنسبة 100 ٪ ، لكني أعتقد أن التوهج الأرجواني الخافت سيكون بالكاد مرئيًا ، إذا كان مرئيًا على الإطلاق ، بافتراض أنه وصل حتى إلى الطيف المرئي ، وهو ما لا تفعله الأشعة السينية. قد تقوم Chandra بتعيين اللون على طيف مرئي في الصورة.

ما مدى خطورة ذلك؟ مرة أخرى ، أظن ، لكنني أعتقد أنه في اصطدام درب التبانة وأندروميدا ، من المحتمل أن نحصل على المزيد من الأشعة فوق البنفسجية من الشمس أكثر مما نحصل عليه من تصادم الغاز والغبار عالي السرعة ، لكن هذا مجرد تخمين. سيكون نوعًا من المرح إذا توهجت سماء الليل بأكملها قليلاً.

فيما يتعلق بتصادم درب التبانة مع أندروميدا ، تقول ويكيبيديا أنه لن يكون هناك الكثير من الغازات الحرة في التصادم ، لذلك من الرهان الآمن أنه لن يكون هناك أي توهج مرئي في السماء ولا حتى الكثير من تسارع في تكوين النجوم الجديدة ، على الرغم من أنه يجب أن يكون هناك بعض. تشكل درب التبانة حاليًا حوالي 7 نجوم جديدة كل عام ، والتي أتصور أنها ستتباطأ تدريجيًا على مدار الأربعة مليارات سنة القادمة ، ثم تتسارع بشكل كبير مع بدء الاصطدام ، ولكن من وجهة نظر الأرض ، لا أفعل. لا أعتقد أن هناك أي ضمان بأننا سنلقي نظرة فاحصة على أي تشكيلات نجمية جديدة.

إليك مقال / مقابلة ممتعة حول التصادم بين مجرة ​​درب التبانة وأندروميدا ، على الرغم من أنني أعتقد أن رويلاند فان دير ماريل قد يبالغ قليلاً في تشكيل النجم الجديد إذا صدقنا ويكيبيديا حيث تقول إنه لن يكون هناك الكثير من الغاز الحر .

بالنسبة لسرعة تصادمنا ، تتجه المرأة المسلسلة نحونا حاليًا (أو نتجه نحوها ، أيهما تفضل) عند مصدر يبلغ حوالي 110 كم / ثانية. وهي تبعد حاليًا حوالي 2.5 مليون سنة ضوئية. مصدر.

تغطي 2.5 مليون سنة ضوئية (حوالي 24 مليون تريليون كيلومتر) في 4 مليارات سنة (126 مليون مليار ثانية) ، وتعمل بمتوسط ​​سرعة 190 كم / ثانية ، لذلك يمكننا أن نقدر تقريبًا أن سرعة التأثير بين مجرتينا ستكون تصل إلى ذروة في مكان ما حوالي 270 كم / ث. لكن (انظر الفيديو ، عليك أيضًا أن تأخذ في الاعتبار سرعة الدوران ويظهر (الفيديو أعلاه) سوف تدور الدورات في اتجاهين متعاكسين عندما تصطدم المجرات. نحن ندور حول درب التبانة بسرعة 250 كم / ثانية وأندروميدا ، كونها أكبر ، ربما تكون سرعة مدار أسرع قليلاً. بجمع السرعتين معًا ، في رقبة الغابة ، قد نرى بعض السرعة النسبية وبعض تصادمات الغاز والغبار عند (التخمين هنا ، لأنني لا أعرف ما إذا كانت الدورات ستتباطأ مع اقتراب المجرات) ، ولكن لنفترض 500 إلى 600 كم / ثانية أو نحو ذلك. بالنسبة لأي نجوم لامعة قريبة من مجرة ​​المرأة المسلسلة ، يمكن أن يكون ذلك سريعًا بما يكفي للتغيرات المرئية في عدد قليل من نجوم أندروميدا القريبة في الأبراج على مدى عمر الإنسان.

ربما ، سوف نمر عبر سحابة أورت لنجم آخر كل بضعة آلاف من السنين أو نحو ذلك ، وربما حتى حزام كويبر العرضي ، كل عشرة أو 50 مليون سنة - ربما. يمكننا أن نرى بعض زخات النيازك المثيرة للإعجاب للغاية وربما يكون مستوى قتل الديناصورات عرضيًا أكثر تواترًا قليلًا أو تأثير نيزك - لكنني فقط أتوقع. قد يكون هناك الكثير من الأشياء الممتعة التي يمكن رؤيتها بين 4 و 5 مليارات سنة من الآن.

عندما تتشكل النجوم ، يمكن أن تكون (حسب هذا الموقع) أكثر سطوعًا من 100 إلى 200 مرة مما كانت عليه خلال تسلسلها الرئيسي ، لذلك إذا وجد نظامنا الشمسي نفسه بالقرب من سحابة غاز متصادمة وبعض تشكيلات النجوم الجديدة ، فقد يكون ذلك مثيرًا للاهتمام. وبالمثل ، إذا مررنا بالقرب من قلب أندروميدا ، فقد يكون لدينا ، لفترة من الوقت ، سماء ليلية مشرقة جدًا.


"كاميرا فيلم لمشاهدة الكون بأسره" تصور فنان لـ LSST داخل قبتها. مجاملة ويكيميديا

بالنسبة لمعظم تاريخ البشرية ، كان يُنظر إلى "الكرة السماوية" البعيدة على أنها مثالية وغير متغيرة. بقيت النجوم في مكانها ، وتحركت الكواكب بشكل متوقع ، واعتبرت المذنبات المارقة القليلة ظواهر جوية. بدأ هذا يتغير مع ملاحظة الفلكي الدنماركي تايكو براهي للمستعر الأعظم عام 1572 - نجم جديد على ما يبدو - ودراساته للمذنب العظيم عام 1577 ، والتي أثبت أنها كانت في الواقع جسمًا بعيدًا. ومع ذلك ، فإن الانطباع بالديمومة قوي. هناك عدد قليل جدًا من الأجسام الفلكية التي تختلف بشكل ملحوظ عن العين المجردة: فقط ألمع المذنبات ، المستعرات والمستعرات الأعظمية. بالنسبة للمراقبين في نصف الكرة الشمالي ، كان آخر مستعر أعظم بالعين المجردة في عام 1604.

تروي الدراسات التلسكوبية الحديثة قصة مختلفة تمامًا. اليوم ، نعرف ما يقرب من نصف مليون نجم متغير في مجرتنا ، ونحدد آلاف الأجسام العابرة كل عام. على الرغم من اختلاف العديد من النجوم بطرق يمكن التنبؤ بها ، فإن الكون مليء أيضًا بالعنف الذي لا يمكن التنبؤ به. عندما يدور نجمان بالقرب من بعضهما البعض ، يمكن أن تتدفق الكتلة من أحدهما إلى الآخر. إذا كان أحد النجوم قزمًا أبيض قديمًا منهارًا ، فإن الغاز الذي يسحبه من رفيقه يمكن أن يتراكم حتى يتعرض القزم لانفجار نووي حراري مفاجئ - مستعر أعظم مثل ذلك الذي رآه تايكو. هناك أيضًا نوع آخر أكثر شيوعًا من المستعرات الأعظمية ناتجًا عن موت نجوم منفردة تزيد كتلتها عن 10 أضعاف كتلة الشمس.

تُظهر المستعرات الأعظمية نطاقًا واسعًا من السلوكيات التي تعتمد على الخصائص التفصيلية للنظام في وقت الكارثة النهائية المميتة. قدمت الذرات التي تنشأ من انفجارات السوبرنوفا المادة الخام لجميع الكواكب ، بما في ذلك كوكبنا. يتوق علماء الفلك إلى معرفة المزيد عنها بشكل مفهوم ، لكن فئتي المستعرات الأعظمية مجتمعة تحدث مرة واحدة فقط كل قرن في مجرتنا.

من الواضح ، بالنسبة للأحداث التي تحدث في مقاييس زمنية لقرن من الزمان ، فإن البحث عنها في مجرتنا وحدها ليس مربحًا بشكل رهيب. لحسن الحظ ، مجرتنا ليست سوى واحدة من حوالي تريليون مجرة ​​في الكون المرئي. إذا كنت تراقب ملايين المجرات طوال الوقت ، فمن الممكن أن تجد العديد من المستعرات الأعظمية كل يوم. يعد هذا أحد أكثر تحديات علم الفلك الحديث عالي السرعة إثارة.

بخلاف المستعرات الأعظمية ، لا يوجد سوى عدد قليل من المصادر المتغيرة المضيئة بدرجة كافية بحيث يمكن رؤيتها على مسافات بعيدة عن المجرات الأخرى ، حتى باستخدام التلسكوبات القوية. الأكثر شيوعًا هو التباين العشوائي للكوازارات. تتكون الكوازارات من ثقب أسود هائل ، تبلغ كتلته ملايين إلى مليارات المرات من كتلة شمسنا ، والتي تتألق عندما تسقط المواد نحو الثقب الأسود ، وتسخن وتشع الطاقة.

اليوم نعتقد أن كل مجرة ​​تحتوي أساسًا على ثقب أسود فائق الكتلة في مركزها ، وشيء مثل 1 في المائة منها تتراكم بسرعة كافية بحيث يمكن رؤيتها على أنها كوازارات مضيئة. إن الثقب الأسود الهائل الموجود في مركز مجرتنا "متوقف" بشكل أساسي. في حالات نادرة ، على الرغم من ذلك ، فإن مثل هذا الثقب الأسود يدور بسرعة عن نفسه. السبب الأكثر روعة هو ما يسمى "بحدث اضطراب المد والجزر" حيث يمر نجم مثل الشمس قريبًا جدًا من الثقب الأسود ويتمزق بفعل المد والجزر في الثقب الأسود. ثم يسقط بعض الحطام في الثقب الأسود لتشغيل توهج عابر. تعد أحداث اضطراب المد والجزر هذه أكثر ندرة من المستعرات الأعظمية ، حيث تحدث مرة واحدة كل 10000 عام في أي مجرة ​​معينة. في الكون البعيد ، فإن دراسة التباين هي في الأساس دراسة الثقوب السوداء والمستعرات الأعظمية.

يمنحك T الخاص به بعض الإحساس بحديقة الحيوانات الفلكية الرائعة للأجسام المتغيرة والعابرة. يتمثل التحدي الذي يواجه عالم الفلك المحترف في العثور على كل هذه المصادر المختلفة وتمييزها ، ليس فقط من أجل كيفية عملها بشكل فردي ، ولكن أيضًا لتحديد التركيبة السكانية والإحصاءات العامة. للعثور على أعداد كبيرة منهم ، أنت بحاجة إلى تلسكوب كبير يمكنه اكتشاف عدد أكبر بكثير من الأجسام البعيدة والباهتة. بشكل عام ، ومع ذلك ، فإن التلسكوبات الأكبر ترى فقط قطعًا أصغر من السماء. لا يمكن ثني هذه القاعدة المحبطة إلا عن طريق إنفاق مبالغ كبيرة من المال.

إذا كان هدفك العلمي هو العثور على أكبر عدد ممكن من العابرين ، ودراسة تطورها عبر التاريخ الكوني للكون ، فأنت تريد استخدام تلسكوب كبير يغطي أكبر قدر ممكن من السماء. هذا هو الهدف الأساسي من تلسكوب المسح الشامل الكبير (LSST). يقع LSST في تشيلي ، وهو (فعليًا) تلسكوب قطره 6.7 متر ، ومن المقرر أن يبدأ عمليات علمية كاملة في عام 2022.

سيكون LSST أقرب علماء الفلك على الإطلاق لإنشاء كاميرا فيلم لمشاهدة الكون بأكمله. سوف يقوم بمسح نصف السماء تقريبًا باستخدام كاميرا تمتد أكثر من 40 مرة من مساحة البدر. لكن LSST يمكنه الحصول على صورة جديدة لكل بقعة من تلك السماء مرة واحدة فقط كل ثلاث ليال. يمكن أن يكتشف LSST العابرين 30 مليون مرة أكثر خفوتًا من المرئي للعين المجردة ، مما يجعله مشروعًا استثنائيًا للعثور على أعداد هائلة من المصادر العابرة الباهتة عبر الكون المرئي - يجب أن تجد LSST حوالي 1000 مستعر أعظم يوميًا! لكن هذه القدرة تأتي بتكلفة: ما يقرب من 600 مليون دولار فقط للبناء ، بالإضافة إلى تكلفة تشغيل كبيرة أيضًا.

على الطرف الآخر من LSST هو مشروع أعمل عليه: المسح الآلي لـ All-Sky لـ Supernovae (ASAS-SN). بحلول نهاية هذا العام ، سيتألف ASAS-SN من 20 تلسكوبًا بفتحة 14 سم منتشرة في جميع أنحاء العالم ، وبتكلفة 3.5 مليون دولار تقريبًا لكل من البناء والتشغيل حتى عام 2022. مع هذه التلسكوبات الصغيرة - عدسات الكاميرا المقربة الكبيرة ، حقًا - يمكن أن يجد ASAS-SN عابرًا ساطعًا فقط ، وهو أضعف بحوالي 25000 مرة مما هو مرئي للعين البشرية. ومع ذلك ، لا يزال من المفترض أن يعثر على مستعر أعظم واحد يوميًا. ولأن ASAS-SN يتكون من تلسكوبات صغيرة ، يمكنه تصوير السماء بشكل أسرع بكثير من LSST. تمتد "الصورة" المجمعة من جميع تلسكوبات ASAS-SN على مساحة 1600 مرة من مساحة القمر. هذا يسمح لهم بمسح السماء المرئية بالكامل كل ليلة.

المشروعان مكملان للغاية ، بشكل أساسي يوازنان المفاضلة بين "الكمية" و "الجودة". يوفر LSST "الكمية": الأعداد الكبيرة من المصادر الباهتة اللازمة للدراسات الإحصائية للمصادر البعيدة ، ولدراسة تطور المصادر العابرة عبر الزمن الكوني. ومع ذلك ، فإن عابر LSST النموذجي باهت ويصعب دراسته بالتفصيل لفترات طويلة من الزمن ، حتى مع أكبر التلسكوبات في العالم. يوفر ASAS-SN "الجودة". المصادر الساطعة التي وجدها ASAS-SN هي التي تقوم بمسح الكون القريب بشكل أفضل ، ويمكن دراستها بأدق التفاصيل ولأطول فترات زمنية باستخدام التلسكوبات الأكبر.

يعد طيف الجسم من أهم الأدوات بالنسبة لعلماء الفلك: مقدار الضوء المنبعث كدالة من لونه. الطيف هو أفضل طريقة لتصنيف السرعات ودرجات الحرارة وتركيب العناصر ونوع الجسم (على سبيل المثال ، أي نوع من المستعرات الأعظمية؟ ما هي خصائصه الفريدة؟). نظرًا لأنه يجب عليك تقطيع الضوء إلى صناديق ألوان ضيقة ، فأنت بحاجة إلى مزيد من الضوء لإنشاء طيف من كائن بدلاً من الحصول على صورة له. يعد LSST بالفعل تلسكوبًا كبيرًا ، لذلك سيكون من الصعب أو المستحيل الحصول على طيف من LSST الخافت النموذجي العابر.

حتى بالنسبة للأقلية من مصادر LSST الساطعة بدرجة كافية للحصول على طيف واحد ، فإن المصدر سوف يتلاشى بسرعة ويصبح باهتًا جدًا للحصول على طيف آخر لدراسة كيفية تطوره مع مرور الوقت. لذلك ، ستتم دراسة جزء ضئيل من اكتشافات LSST بواسطة هذه الأداة الفلكية المهمة بشكل أساسي. عدد عابر ASAS-SN أقل بكثير ولكنه أكثر سطوعًا ، لذلك يمكن دراسة جزء كبير جدًا من عابر ASAS-SN بشكل طيفي ، ويمكن دراستها لفترات طويلة من الوقت حتى عندما تتلاشى.

تستمر مشاريع مثل LSST و ASAS-SN في الثورة التي بدأها Tycho ، لتكشف عن الأحداث المتغيرة والعنيفة أحيانًا التي تضيء الكرة السماوية غير الكاملة والمتغيرة باستمرار.


الاصطدام الكوني يعني بداية النهاية

يرى علماء الفلك آلية جديدة محتملة لموت المجرات.

ربما يكون علماء الفلك قد شهدوا للتو طريقة جديدة لـ "تموت" المجرات ، باستخدام مصفوفة أتاكاما الكبيرة المليمترية / الفرعية فائقة الحساسية (ALMA) في تشيلي.

مجموعة من 66 تلسكوبًا لاسلكيًا ، ممتدة عبر صحراء أتاكاما على بعد حوالي 1400 كيلومتر شمال العاصمة التشيلية سانتياغو ، شاهدت مجرة ​​على بعد تسعة مليارات سنة ضوئية تقذف ما يقرب من نصف غازها المكون من النجوم في الفضاء.

نقاط البحث الرئيسية

  • لاحظت مجموعة تلسكوب راديوي أن مجرة ​​تفقد 46٪ من إجمالي الغاز المكون للنجوم
  • بدون هذا الغاز ، ستتوقف المجرة عن تكوين النجوم في غضون بضع عشرات الملايين من السنين و "تموت"
  • من المحتمل أن يكون سبب طرد الغاز هو اندماج المجرات - مما يشير إلى آلية جديدة تنهي بها المجرات حياتها

يشك علماء الفلك في أن هذا الحدث الكارثي كان ناتجًا عن اصطدام مجرتين واندماجهما لتشكيل مجرة ​​جديدة - تسمى بشكل ملهم ID2299. يوفر حدث الاضطراب الهائل هذا نظرة ثاقبة جديدة للآليات التي يمكن أن توقف تشكل النجوم ، مضيفًا قطعة أخرى إلى اللغز المعقد لكيفية تطور المجرات وموتها.

يظهر البحث في علم الفلك الطبيعي.

تقول الباحثة الرئيسية أناغرازيا بوجليسي ، من جامعة دورهام بالمملكة المتحدة ، وشركة ساكلاي النووية: "هذه هي المرة الأولى التي نلاحظ فيها مجرة ​​نموذجية ضخمة لتكوين النجوم في الكون البعيد على وشك" الموت "بسبب انبعاث غاز بارد هائل". مركز الأبحاث (CEA-Saclay) بفرنسا.

أشارت الدلائل السابقة إلى أن مثل هذه المقذوفات من الغازات المكونة للنجوم يمكن أن تكون ناجمة عن الرياح المجرية عالية السرعة المنبعثة من النجوم الضخمة حديثة التكوين ، أو النشاط القوي للثقوب السوداء التي تدور في قلوب المجرات الضخمة.

هوائيات مصفوفة أتاكاما الكبيرة المليمترية / المترية (ALMA) ، على هضبة شاجنانتور في جبال الأنديز الشيلية. يمكن رؤية سحابة ماجلان الكبيرة والصغيرة ، وهما مجرتان مصاحبتان لمجرة درب التبانة الخاصة بنا ، على أنهما لطخات مشرقة في سماء الليل ، في وسط الصورة. الائتمان: ESO / C. مالين

يقول المؤلف المشارك Emanuele Daddi ، من CEA-Saclay: "تشير دراستنا إلى أن عمليات اندماج الغاز يمكن أن تنتج عن عمليات الاندماج".

الدليل الذي أدى إلى هذا الاستنتاج جاء من "ذيل المد والجزر" - تيار ممدود من النجوم والغاز يمتد إلى الفضاء بين النجوم. عادةً ما تكون هذه الميزات باهتة ، لكن الفريق تمكن من التقاط ID2299 عندما كان ينطلق للتو في الفضاء ولا يزال ساطعًا نسبيًا.

يشير Daddi إلى أن الرياح وذيول المد والجزر يمكن أن تظهر متشابهة جدًا. كان من الممكن أن تكون الأبحاث السابقة التي لاحظت أن الرياح تدفع غازات المجرة إلى الفضاء قد شهدت بالفعل ذيول المد والجزر بدلاً من ذلك.

يقول دادي: "قد يقودنا هذا إلى مراجعة فهمنا لكيفية موت المجرات".

يُشكّل الطرد المرصود 46٪ من غاز ID2299 المذهل ، وهو ينفث بمعدل رائع - ما يعادل 10000 Suns من الغاز سنويًا. هذا يعني أن المجرة تفقد بسرعة المواد التي تحتاجها لتكوين نجوم جديدة.

الغاز المتبقي في ID2299 لن يدوم طويلاً أيضًا: المجرة مشغولة أيضًا بتكوين نجوم أسرع بمئات المرات من مجرتنا درب التبانة ، مستهلكة المواد المتبقية.

يقدر الفريق أن ID2299 سيغلق في غضون بضع عشرات الملايين من السنين - وعندما تغمض نجومه في النهاية ، سيظل الظلام إلى الأبد.

أضواء كاشفة: وفيات المجرات

  • تبدأ المجرات في "الموت" عندما تفقد أو تستهلك كل غازاتها المكونة للنجوم ، لذلك لا يمكن أن تولد نجوم جديدة
  • ستحترق النجوم الموجودة في نهاية المطاف من خلال وقودها وتظل مظلمة ، وبذلك تصل المجرة إلى نهايتها الحقيقية
  • يمكن لنجوم مثل شمسنا أن تدوم لحوالي 10 مليارات سنة فقط ، لكن النجوم القزمة الحمراء الأصغر والأبرد يمكن أن تدوم لتريليونات السنين

لورين فيج

لورين فوج صحفية علمية في المعهد الملكي بأستراليا.

اقرأ الحقائق العلمية وليس الخيال.

لم يكن هناك وقت أكثر أهمية من أي وقت مضى لشرح الحقائق والاعتزاز بالمعرفة القائمة على الأدلة وعرض أحدث الإنجازات العلمية والتكنولوجية والهندسية. تم نشر كوزموس من قبل المعهد الملكي الأسترالي ، وهي مؤسسة خيرية مكرسة لربط الناس بعالم العلوم. تساعدنا المساهمات المالية ، مهما كانت كبيرة أو صغيرة ، على توفير الوصول إلى المعلومات العلمية الموثوقة في وقت يحتاجه العالم بشدة. يرجى دعمنا من خلال التبرع أو شراء اشتراك اليوم.

التبرع

ماذا يمكن أن يخبرنا علم الفلك عالي السرعة عن حديقة الحيوانات المجرية

بالنسبة لمعظم تاريخ البشرية ، كان يُنظر إلى "الكرة السماوية" البعيدة على أنها مثالية وغير متغيرة. بقيت النجوم في مكانها ، وتحركت الكواكب بشكل متوقع ، واعتبرت المذنبات المارقة القليلة ظواهر جوية. بدأ هذا يتغير مع ملاحظة الفلكي الدنماركي تايكو براهي للمستعر الأعظم عام 1572 - نجم جديد على ما يبدو - ودراساته للمذنب العظيم عام 1577 ، والتي أثبت أنها كانت في الواقع جسمًا بعيدًا. ومع ذلك ، فإن الانطباع بالديمومة قوي. هناك عدد قليل جدًا من الأجسام الفلكية التي تختلف بشكل ملحوظ عن العين المجردة: فقط ألمع المذنبات ، المستعرات ، والمستعرات الأعظمية. بالنسبة للمراقبين في نصف الكرة الشمالي ، كان آخر مستعر أعظم بالعين المجردة في عام 1604.

تروي الدراسات التلسكوبية الحديثة قصة مختلفة تمامًا. اليوم ، نعرف ما يقرب من نصف مليون نجم متغير في مجرتنا ، درب التبانة ، ونحدد آلاف الأجسام العابرة كل عام. على الرغم من اختلاف العديد من النجوم بطرق يمكن التنبؤ بها ، فإن الكون مليء أيضًا بالعنف الذي لا يمكن التنبؤ به. عندما يدور نجمان بالقرب من بعضهما البعض ، يمكن أن تتدفق الكتلة من أحدهما إلى الآخر. إذا كان أحد النجوم قزمًا أبيض قديمًا منهارًا ، فإن الغاز الذي يسحبه من رفيقه يمكن أن يتراكم حتى يتعرض القزم لانفجار نووي حراري مفاجئ - مستعر أعظم مثل ذلك الذي رآه تايكو. هناك أيضًا نوع آخر أكثر شيوعًا من المستعرات الأعظمية ناتجًا عن موت نجوم منفردة تزيد كتلتها عن 10 أضعاف كتلة الشمس.

تُظهر المستعرات الأعظمية نطاقًا واسعًا من السلوكيات التي تعتمد على الخصائص التفصيلية للنظام في وقت وقوع الكارثة النهائية المميتة. قدمت الذرات التي تنشأ من انفجارات السوبرنوفا المادة الخام لجميع الكواكب ، بما في ذلك كوكبنا. يتوق علماء الفلك إلى معرفة المزيد عنها بشكل مفهوم ، لكن فئتي المستعرات الأعظمية مجتمعة تحدث مرة واحدة فقط كل قرن في مجرتنا.

من الواضح ، بالنسبة للأحداث التي تحدث في مقاييس زمنية لقرن من الزمان ، فإن البحث عنها في مجرتنا وحدها ليس مربحًا بشكل رهيب. لحسن الحظ ، مجرتنا ليست سوى واحدة من حوالي تريليون مجرة ​​في الكون المرئي. إذا كنت تراقب ملايين المجرات طوال الوقت ، فمن الممكن أن تجد العديد من المستعرات الأعظمية كل يوم. هذا أحد أكثر تحديات علم الفلك الحديث عالي السرعة إثارة.

بخلاف المستعرات الأعظمية ، لا يوجد سوى عدد قليل من المصادر المتغيرة المضيئة بدرجة كافية بحيث يمكن رؤيتها على مسافات بعيدة عن المجرات الأخرى ، حتى باستخدام التلسكوبات القوية. الأكثر شيوعًا هو التباين العشوائي للكوازارات. تتكون الكوازارات من ثقب أسود هائل ، تبلغ كتلته ملايين إلى مليارات المرات من كتلة شمسنا ، والذي يضيء عندما تسقط المواد نحو الثقب الأسود ، وتسخن ، وتشع الطاقة.

اليوم نعتقد أن كل مجرة ​​تحتوي أساسًا على ثقب أسود فائق الكتلة في مركزها ، وشيء مثل 1 في المائة منهم تتراكم الكتلة بسرعة كافية ليتم رؤيتها على أنها كوازارات مضيئة. إن الثقب الأسود الهائل الموجود في مركز مجرتنا "متوقف" بشكل أساسي. في حالات نادرة ، على الرغم من ذلك ، فإن مثل هذا الثقب الأسود يتحول بسرعة إلى "تشغيل". السبب الأكثر روعة هو ما يسمى "بحدث اضطراب المد والجزر" حيث يمر نجم مثل الشمس قريبًا جدًا من الثقب الأسود ويتمزق بفعل المد والجزر في الثقب الأسود. ثم يسقط بعض الحطام في الثقب الأسود لتشغيل توهج عابر. تعد أحداث اضطراب المد والجزر هذه أكثر ندرة بكثير من المستعرات الأعظمية ، حيث تحدث مرة واحدة كل 10000 عام في أي مجرة ​​معينة. في الكون البعيد ، فإن دراسة التباين هي في الأساس دراسة الثقوب السوداء والمستعرات الأعظمية.

يمنحك T الخاص به بعض الإحساس بحديقة الحيوانات الفلكية الرائعة للأجسام المتغيرة والعابرة. يتمثل التحدي الذي يواجه عالم الفلك المحترف في العثور على كل هذه المصادر المختلفة وتمييزها ، ليس فقط من أجل كيفية عملها بشكل فردي ، ولكن أيضًا لتحديد التركيبة السكانية والإحصاءات الشاملة. للعثور على أعداد كبيرة منهم ، أنت بحاجة إلى تلسكوب كبير يمكنه اكتشاف عدد أكبر بكثير من الأجسام البعيدة والباهتة. بشكل عام ، ومع ذلك ، فإن التلسكوبات الأكبر ترى فقط قطعًا أصغر من السماء. لا يمكن ثني هذه القاعدة المحبطة إلا عن طريق إنفاق مبالغ كبيرة من المال.

إذا كان هدفك العلمي هو العثور على أكبر عدد ممكن من العابرين ، ودراسة تطورها عبر التاريخ الكوني للكون ، فأنت تريد استخدام تلسكوب كبير يغطي أكبر قدر ممكن من السماء. هذا هو الهدف الأساسي من تلسكوب المسح الشامل الكبير (LSST). يقع LSST في تشيلي ، وهو (فعليًا) تلسكوب قطره 6.7 متر ، ومن المقرر أن يبدأ عمليات علمية كاملة في عام 2022.

سيكون LSST أقرب علماء الفلك على الإطلاق لإنشاء كاميرا فيلم لمشاهدة الكون بأكمله. سوف يقوم بمسح نصف السماء تقريبًا باستخدام كاميرا تمتد أكثر من 40 مرة من مساحة البدر. لكن LSST يمكنه الحصول على صورة جديدة لكل بقعة من تلك السماء مرة واحدة فقط كل ثلاث ليال. يمكن أن يكتشف LSST العابرين 30 مليون مرة أكثر خفوتًا من المرئي للعين المجردة ، مما يجعله مشروعًا رائعًا للعثور على أعداد هائلة من المصادر العابرة الباهتة عبر الكون المرئي - يجب أن تجد LSST حوالي 1000 سوبر نوفا في اليوم! لكن هذه القدرة تأتي بتكلفة: حوالي 600 مليون دولار فقط للبناء ، بالإضافة إلى تكلفة تشغيل كبيرة أيضًا.

على الطرف الآخر من LSST هو مشروع أعمل عليه: المسح الآلي لـ All-Sky لـ Supernovae (ASAS-SN). بحلول نهاية هذا العام ، سيتألف ASAS-SN من 20 تلسكوبًا بفتحة 14 سم منتشرة في جميع أنحاء العالم ، وبتكلفة 3.5 مليون دولار تقريبًا لكل من البناء والتشغيل حتى عام 2022. مع هذه التلسكوبات الصغيرة - عدسات الكاميرا المقربة الكبيرة ، حقًا - يمكن أن يجد ASAS-SN عابرًا ساطعًا فقط ، وهو أضعف بحوالي 25000 مرة مما هو مرئي للعين البشرية. ومع ذلك ، لا يزال من المفترض أن يعثر على مستعر أعظم واحد يوميًا. ولأن ASAS-SN يتكون من تلسكوبات صغيرة ، يمكنه تصوير السماء بشكل أسرع بكثير من LSST. تمتد "الصورة" المجمعة من جميع تلسكوبات ASAS-SN على مساحة 1600 مرة من مساحة القمر. هذا يسمح لهم بمسح السماء المرئية بالكامل كل ليلة.

المشروعان يكملان بعضهما البعض إلى حد كبير ، وهما يوازنان بشكل أساسي المفاضلة بينهما كمية و جودة. يوفر LSST كمية: الأعداد الكبيرة من المصادر الباهتة اللازمة للدراسات الإحصائية للمصادر البعيدة ، ولدراسة تطور المصادر العابرة عبر الزمن الكوني. ومع ذلك ، فإن عابر LSST النموذجي باهت ويصعب دراسته بالتفصيل لفترات طويلة من الزمن ، حتى مع أكبر التلسكوبات في العالم. يوفر ASAS-SN الجودة. المصادر الساطعة التي وجدها ASAS-SN هي التي تقوم بمسح الكون القريب بشكل أفضل ، ويمكن دراستها بأدق التفاصيل ولأطول فترات زمنية باستخدام التلسكوبات الأكبر.

يعد طيف الجسم من أهم الأدوات بالنسبة لعلماء الفلك: مقدار الضوء المنبعث كدالة من لونه. الطيف هو أفضل طريقة لتصنيف السرعات ودرجات الحرارة وتركيب العناصر ونوع الجسم (على سبيل المثال ، أي نوع من المستعرات الأعظمية؟ ما هي خصائصه الفريدة؟). نظرًا لأنه يجب عليك تقطيع الضوء إلى صناديق ألوان ضيقة ، فأنت بحاجة إلى مزيد من الضوء لإنشاء طيف من كائن بدلاً من الحصول على صورة له. يعد LSST بالفعل تلسكوبًا كبيرًا ، لذلك سيكون من الصعب أو المستحيل الحصول على طيف من LSST الخافت النموذجي العابر.

حتى بالنسبة للأقلية من مصادر LSST الساطعة بدرجة كافية للحصول على طيف واحد ، فإن المصدر سوف يتلاشى بسرعة ويصبح باهتًا للغاية بحيث لا يمكن الحصول على طيف آخر لدراسة كيفية تطوره مع مرور الوقت. لذلك ، ستتم دراسة جزء ضئيل من اكتشافات LSST بواسطة هذه الأداة الفلكية المهمة بشكل أساسي. عدد عابر ASAS-SN أقل بكثير ولكنها أكثر سطوعًا ، لذلك يمكن دراسة جزء كبير جدًا من عابر ASAS-SN بشكل طيفي ، ويمكن دراستها لفترات طويلة من الوقت حتى عندما تتلاشى.

تستمر مشاريع مثل LSST و ASAS-SN في الثورة التي بدأها Tycho ، لتكشف عن الأحداث المتغيرة والعنيفة في بعض الأحيان التي تضيء الكرة السماوية غير الكاملة والمتغيرة باستمرار.

كريستوفر كوتشانيك أستاذ علم الفلك بجامعة ولاية أوهايو.


هل تصادمات المجرات عالية السرعة قابلة للنجاة؟ - الفلك

ساعدت المشاريع الثورية مثل LSST و ASAS-SN العلماء على الوصول إلى معالم جديدة في علم الفلك الحديث عالي السرعة.

بقلم كريستوفر كوتشانيك

بالنسبة لمعظم تاريخ البشرية ، كان يُنظر إلى "الكرة السماوية" البعيدة على أنها مثالية وغير متغيرة. بقيت النجوم في مكانها ، وتحركت الكواكب بشكل متوقع ، واعتبرت المذنبات المارقة القليلة ظواهر جوية. بدأ هذا يتغير مع ملاحظة الفلكي الدنماركي تايكو براهي للمستعر الأعظم عام 1572 - نجم جديد على ما يبدو - ودراساته للمذنب العظيم عام 1577 ، والتي أثبت أنها كانت في الواقع جسمًا بعيدًا. ومع ذلك ، فإن الانطباع بالديمومة قوي. هناك عدد قليل جدًا من الأجسام الفلكية التي تختلف بشكل ملحوظ عن العين المجردة: فقط ألمع المذنبات ، المستعرات والمستعرات الأعظمية. بالنسبة للمراقبين في نصف الكرة الشمالي ، كان آخر مستعر أعظم بالعين المجردة في عام 1604.

تروي الدراسات التلسكوبية الحديثة قصة مختلفة تمامًا. اليوم ، نعرف ما يقرب من نصف مليون نجم متغير في مجرتنا ونحدد آلاف الأجسام العابرة كل عام. على الرغم من اختلاف العديد من النجوم بطرق يمكن التنبؤ بها ، فإن الكون مليء أيضًا بالعنف الذي لا يمكن التنبؤ به. عندما يدور نجمان بالقرب من بعضهما البعض ، يمكن أن تتدفق الكتلة من أحدهما إلى الآخر. إذا كان أحد النجوم قزمًا أبيض قديمًا منهارًا ، فإن الغاز الذي يسحبه من رفيقه يمكن أن يتراكم حتى يتعرض القزم لانفجار نووي حراري مفاجئ - مستعر أعظم مثل ذلك الذي رآه تايكو. هناك أيضًا نوع آخر أكثر شيوعًا من المستعرات الأعظمية ناتجًا عن موت نجوم منفردة تزيد كتلتها عن 10 أضعاف كتلة الشمس.

تُظهر المستعرات الأعظمية نطاقًا واسعًا من السلوكيات التي تعتمد على الخصائص التفصيلية للنظام في وقت الكارثة النهائية المميتة. قدمت الذرات التي تنشأ من انفجارات السوبرنوفا المادة الخام لجميع الكواكب ، بما في ذلك كوكبنا. يتوق علماء الفلك إلى معرفة المزيد عنها بشكل مفهوم ، لكن فئتي المستعرات الأعظمية مجتمعة تحدث مرة واحدة فقط كل قرن في مجرتنا.

من الواضح ، بالنسبة للأحداث التي تحدث في مقاييس زمنية لقرن من الزمان ، فإن البحث عنها في مجرتنا وحدها ليس مربحًا بشكل رهيب. لحسن الحظ ، مجرتنا ليست سوى واحدة من حوالي تريليون مجرة ​​في الكون المرئي. إذا كنت تراقب ملايين المجرات طوال الوقت ، فمن الممكن أن تجد العديد من المستعرات الأعظمية كل يوم. يعد هذا أحد أكثر تحديات علم الفلك الحديث عالي السرعة إثارة.

بخلاف المستعرات الأعظمية ، لا يوجد سوى عدد قليل من المصادر المتغيرة المضيئة بدرجة كافية بحيث يمكن رؤيتها على مسافات بعيدة عن المجرات الأخرى ، حتى باستخدام التلسكوبات القوية. الأكثر شيوعًا هو التباين العشوائي للكوازارات. تتكون الكوازارات من ثقب أسود هائل ، تبلغ كتلته ملايين إلى مليارات المرات من كتلة شمسنا ، والتي تتألق عندما تسقط المواد نحو الثقب الأسود ، وتسخن وتشع الطاقة.

اليوم نعتقد أن كل مجرة ​​تحتوي أساسًا على ثقب أسود فائق الكتلة في مركزها ، وشيء مثل 1 في المائة منها تتراكم الكتلة بسرعة كافية ليتم رؤيتها على أنها كوازارات مضيئة. إن الثقب الأسود الهائل الموجود في مركز مجرتنا هو في الأساس "متوقف". في حالات نادرة ، على الرغم من ذلك ، فإن مثل هذا الثقب الأسود يدور بسرعة عن نفسه. السبب الأكثر روعة هو ما يسمى "بحدث اضطراب المد والجزر" حيث يمر نجم مثل الشمس قريبًا جدًا من الثقب الأسود ويتمزق بفعل المد والجزر في الثقب الأسود. ثم يسقط بعض الحطام في الثقب الأسود لتشغيل توهج عابر. تعد أحداث اضطراب المد والجزر هذه أكثر ندرة بكثير من المستعرات الأعظمية ، حيث تحدث مرة واحدة كل 10000 عام في أي مجرة ​​معينة. في الكون البعيد ، فإن دراسة التباين هي في الأساس دراسة الثقوب السوداء والمستعرات الأعظمية.

يمنحك T الخاص به بعض الإحساس بحديقة الحيوانات الفلكية الرائعة للأجسام المتغيرة والعابرة. يتمثل التحدي الذي يواجه عالم الفلك المحترف في العثور على كل هذه المصادر المختلفة وتمييزها ، ليس فقط من أجل كيفية عملها بشكل فردي ، ولكن أيضًا لتحديد التركيبة السكانية والإحصاءات الشاملة. للعثور على أعداد كبيرة منهم ، أنت بحاجة إلى تلسكوب كبير يمكنه اكتشاف عدد أكبر بكثير من الأجسام البعيدة والباهتة. بشكل عام ، ومع ذلك ، فإن التلسكوبات الأكبر ترى فقط قطعًا أصغر من السماء. لا يمكن ثني هذه القاعدة المحبطة إلا عن طريق إنفاق مبالغ كبيرة من المال.

إذا كان هدفك العلمي هو العثور على أكبر عدد ممكن من العابرين ودراسة تطورها عبر التاريخ الكوني للكون ، فأنت تريد استخدام تلسكوب كبير يغطي أكبر قدر ممكن من السماء. هذا هو الهدف الأساسي من تلسكوب المسح الشامل الكبير (LSST). يقع LSST في تشيلي ، وهو (فعليًا) تلسكوب قطره 6.7 متر ، ومن المقرر أن يبدأ عمليات علمية كاملة في عام 2022.

LSST will be the closest astronomers have ever come to creating a movie camera to watch the whole universe. It will survey approximately half the sky using a camera that spans more than 40 times the area of the full Moon. But LSST can obtain a new image of each patch of that sky only once every three nights. LSST can detect transients 30 million times fainter than visible to the naked eye, making it a phenomenal project for finding huge numbers of faint transient sources across the visible Universe – LSST should find some 1,000 supernovae per day! But this capability comes at a cost: roughly $600 million just for construction, plus a significant operation cost as well.

At the other limit from LSST is a project I am working on: the All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN). By the end of this year, ASAS-SN will consist of 20 14-cm aperture telescopes spread across the globe, and costing roughly $3.5 million for both construction and operation through to 2022. With such small telescopes – big telephoto camera lenses, really – ASAS-SN can find only bright transients, roughly 25,000 times fainter than are visible to the human eye. Even so, it should still find about one supernova a day. And because ASAS-SN is comprised of small telescopes, it can image the sky far faster than LSST. The combined ‘image’ from all the ASAS-SN telescopes spans 1,600 times the area of the Moon. This allows them to survey the entire visible sky every night.

The two projects are highly complementary, essentially balancing a trade-off between ‘quantity’ and ‘quality’. LSST provides ‘quantity’: the large numbers of faint sources needed for statistical studies of distant sources, and for studying the evolution of transient sources across cosmic time. However, the typical LSST transient is faint and hard to study in detail for long periods of time, even with the world’s largest telescopes. ASAS-SN provides ‘quality’. The bright sources found by ASAS-SN are the ones that best survey the nearby Universe, and that can be studied in the greatest detail and for the longest periods of time using larger telescopes.

One of the most important tools for astronomers is the spectrum of an object: how much light is emitted as a function of its colour. A spectrum is the best way to classify the velocities, temperatures, elemental composition and type of an object (eg, which type of supernova? What were its unique properties?). Because you must chop up the light into narrow bins of colour, you need far more light to make a spectrum of an object than to get an image of it. LSST is already a large telescope, so it will be difficult or impossible to get a spectrum of the typical, faint LSST transient.

Even for the minority of LSST sources bright enough to obtain one spectrum, the source will quickly fade and become too faint to get another spectrum to study how it evolves with time. Therefore, a negligible fraction of LSST discoveries will be studied by this fundamentally important astronomical tool. The ASAS-SN transients are far fewer in number but are far brighter, so a very large fraction of ASAS-SN transients can be studied spectroscopically, and they can be studied for long periods of time even as they fade away.

Projects like LSST and ASAS-SN are continuing the revolution begun by Tycho, revealing the variable and sometimes violent events that light up the highly imperfect, ever-changing celestial sphere.

Christopher Kochanek is the professor of astronomy at the Ohio State University.

تم نشر هذه المقالة في الأصل في Aeon وتم إعادة نشرها تحت المشاع الإبداعي.

Featured Image Courtesy: Visual Hunt

Stay updated with all the insights.
Navigate news, 1 email day.
Subscribe to Qrius


Third EGRET Catalog

Click image for larger view Researchers working with the Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET) on the Compton Gamma Ray Observatory have cataloged the entire high-energy gamma-ray sky as we know it, from pulsars in our own Galaxy to blazars at the farthest ends of the Universe.

This Third EGRET Catalog, presented today at the 193rd American Astronomical Society Meeting in Austin, Texas, contains 271 gamma-ray sources detected from 1991-1995, including the Large Magellanic Cloud, the great solar flare of 1991, a probable radio galaxy, and 170 sources yet unidentified.

"This catalog includes all the high-energy gamma ray sources in the Universe that could be detected by EGRET," said Dr. Robert Hartman, an astrophysicist on the EGRET team at NASA's Goddard Space Flight Center. "This is a huge step for gamma-ray astronomy from the early days 25 years ago, yet in many ways the field is still in its infancy."

Dr. Hartman said that NASA's Gamma-Ray Large Area Space Telescope (GLAST), planned for a 2005 launch date, is expected to detect thousands of high-energy gamma ray sources with a 30% increase in sensitivity.

According to Dr. Neil Gehrels, the Gamma Ray and Cosmic Ray Astrophysics Branch Head at Goddard, "Gamma-ray astronomy is a window into the Universe's hottest and most cataclysmic events, and I am tremendously excited by the EGRET catalog. The field of gamma-ray astrophysics is becoming a real astronomical discipline with a significant number of objects to observe."

High-energy gamma rays are largely produced by high-speed particle collisions. Particles from a supernova explosion, for example, can accelerate to nearly the speed of light and collide with gas in the interstellar medium. We observe this interaction as gamma rays. The galactic plane, in fact, glows in gamma ray energy from high speed collisions.

EGRET covers a very wide chunk of gamma ray energies in the electromagnetic spectrum, from 30 to 20,000 MeV, which is comparable to a single telescope measuring from infrared, through ultraviolet and into X-ray wavelengths.

Because of a low photon detection rate, EGRET produces likelihood maps, not visual images. These maps depict the likelihood within a 50%, 68%, 95% and 99% probability that a gamma-ray source is at a particular point in the sky. Those sources detected at less than a certain degree of statistical probability, depending on its location relative to the galactic plane, are not included in the Third EGRET catalog. This threshold eliminated a few sources originally included in the Second EGRET catalog.

Also not included in this Third EGRET Catalog were gamma ray bursts -- brief, intense flashes of gamma rays which are thought to be the most powerful forces in the Universe other than the Big Bang. The Catalog focuses instead on permanent sources of gamma rays.

This will most likely be the last full EGRET catalog, said Dr. Hartman, for the instrument will now concentrate on narrower regions of observations and conserve its remaining neon gas supply.

EGRET was assembled at NASA's Goddard Space Flight Center by a team of scientists from Goddard, Stanford University, the Max-Planck Institute for Extraterrestrial Physics, and Grumman Corporation (now part of Northrup-Grumman). EGRET is one of the four gamma-ray instruments on the Compton Gamma Ray Observatory, the second of NASA's Great Observatories and the gamma-ray equivalent to the Hubble Space Telescope. Compton was launched aboard the Space Shuttle Atlantis in April, 1991, and at 17 tons, it is the largest astrophysical payload ever flown.

The Third EGRET Catalog will be published in an upcoming issue of Astrophysical Journal Supplements.

Obtain a copy of the Third EGRET Catalog.

If you have a question about CGRO, please contact us via the Feedback form.


High-speed crash makes galaxies 'sterile'

A new view of two very well-known galaxies has revealed they are connected by faint, starless filaments of hydrogen gas, which trace back to a very high-speed intergalactic collision.

The smash-up between M86 and NGC4438 had not been suspected before, and may explain why M86, which is visible to the naked eye, is unable to give birth to new stars.

"Stars and gases behave very differently in collisions," says astronomer Professor Jeffrey Kenney of Yale University and lead author of a paper in the November 2008 issue of رسائل مجلة الفيزياء الفلكية.

During galactic smash-ups stars rarely collide, since there is so much space between them. But gases do slam into gases. The faster the collision, the higher the temperature the gases reach.

In the case of M86, its gases are millions of degrees in temperature and radiate x-rays.

But there has been no easy explanation for all this blistering hot gas.

The new evidence of M86's collision may solve that mystery. What's more, the super-hot gas also probably explains why M86 is unable to produce new stars.

مضطرب

To make stars you need colossal clouds of frigid gas that will collapse to begin star-producing nuclear reactions.

Super-hot gases are far too agitated to clump together and collapse to form such new heavenly bodies.

As a result, the hot galactic atmosphere of M86 leaves it bereft of baby stars and dominated by older stars that formed before something - probably galactic gas collisions - turned up the heat.

"This has been an ongoing mystery for years," says Kenney of the absence of young stars in elliptical galaxies, which also happen to be the largest galaxies in the universe.

The faint streamers of hydrogen gas between the two galaxies were previously detected at the edges of images of both galaxies M86 and NGC4438.

But it wasn't until new technologies enabled a wider, deeper view of the space between them that the connection was discovered, says astronomer Dr Bill Keel of the University of Alabama.

"These galaxies have a history," says Keel.

The discovery underscores the growing realisation that no galaxy is an island, he says. "It's no longer an isolated, stable system." It's part of a larger process of collisions, mergers and near misses.

Keel hopes Kenney and his colleagues will search for more telltale gas filaments between other galaxies in the Virgo cluster, where both M86 and NGC 4438 reside.

M86 is the brightest galaxy in the Virgo cluster, a neighbour galaxy cluster about 50 million light-years away from our own Local Group cluster.

Use these social-bookmarking links to share High-speed crash makes galaxies 'sterile'.


Secrets Of The Strange Stars That Circle Our Supermassive Black Hole

High winds are the norm at the center of the Milky Way. Astronomers have now clocked suns orbiting the galactic core at a staggering 3,000 miles (4,800 kilometers) per second. At this rate, Earth would complete its orbit around the sun in a mere three days. What lurks at the galaxy’s core that can accelerate stars to such speeds?

Astronomers have considered various possibilities. Does the center of the galaxy harbor a tight cluster of superdense stellar remnants (neutron stars)? Or perhaps a huge ball of subatomic neutrino particles?

But these and other more exotic possibilities were eliminated in the spring of 2002 when a star called S2 swept down in its highly eccentric orbit and passed within 17 light-hours of the Milky Way’s center — a minuscule distance in galactic terms. In 17 hours, light travels three times the distance between Pluto and the sun.

Only one object is compact enough and has sufficient mass to accelerate stars to such a high speed: a supermassive black hole. Astronomers had suspected that a black hole must lie at the Milky Way’s core, but plotting the orbit of S2 and other stars dramatically strengthened the evidence.

Our central black hole is small by the standard of what lurks in the hearts of other galaxies. Observations of the giant elliptical galaxy M87 suggest the presence of a black hole 6 billion times more massive than the sun. The interaction of two supermassive black holes probably produces the intense X-rays streaming from the galaxy NGC 6240. The Andromeda Galaxy may harbor a black hole of 140 million solar masses.

In comparison, our galaxy’s black hole is paltry — containing about 4 million solar masses. But its nearness means we can study it in detail, including charting the orbits of dozens of stars buzzing around it like bees. The stellar-mass black holes found in some binary star systems are too small to be observed in detail by telescopes anytime soon. So, the best chance of seeing what happens in the bizarre neighborhood around a black hole is to study the one at the Milky Way’s heart. So far, it has not failed to surprise us.

Bright stars surround the supermassive black hole at the Milky Way’s center. ( Credit: NASA/CXC/M.Weiss )

The Inner Realm

The galactic center lies about 26,000 lightyears from Earth toward the constellation Sagittarius. It is a region of the sky where bright stars mingle with dark clouds of gas and dust. The actual center is too obscured to reveal much when astronomers observe it in visible light. What we know of it comes from data collected in infrared and radio wavelengths. These wavelengths can pass through the dust and gas and reach Earth-based telescopes.

Astronomers have long known that the strongest source of radio energy in the sky, after the sun, lies at the galactic center. This broad core region is called Sagittarius A, often abbreviated as Sgr A.

Sgr A hosts dozens of individual radio sources. One is called Sagittarius A*, pronounced “Sagittarius A star.” It lies at the very center of the galaxy and coincides with the position of the supermassive black hole. Everything else rotates clockwise (from Earth’s point of view) around this point, making it the dynamic center of the galaxy. And it is a very busy neighborhood.

Surrounding Sgr A* at a distance of several light-years, a shell of dust rotates counterclockwise — opposite to the galaxy’s general rotation. Lying inside the shell, and turning in the same direction, is a small spiral structure with three arms.

Each arm is a stream of hot gas set aglow by nearby stars. The gas flows toward the center of the spiral where Sgr A* lies. Radio images taken a few years apart revealed the spiral is rotating. More recently, a close-up look at Sgr A* with new imaging technology has revealed the amazingly powerful gravity of the object the spiral encircles.

Stellar Raceway

In 2002, a team of astronomers led by Reinhard Genzel of the Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics in Garching, Germany, published the first scientific paper announcing S2’s 17-light-hour close encounter with Sgr A*. Using the European Southern Observatory’s (ESO) Very Large Telescope (VLT) in Chile, Genzel’s group caught S2 as it rounded Sgr A* at a fantastic speed. The VLT’s adaptive optics reduces atmospheric blurring, allowing astronomers to chart S2’s position more accurately.

For the previous decade, the astronomers had been plotting S2’s orbit, mostly with ESO’s 3.6-meter New Technology Telescope, also in Chile. The orbital positions allowed the researchers to calculate S2’s orbital period around Sgr A* as about 16 years. The orbit is quite eccentric. The star swoops in to within 17 light-hours at its closest approach to Sgr A*, but then sweeps outward to a distance of some 10 light-days at its farthest point. To produce such an orbit requires a compact black hole with about 4 million solar masses.

Genzel and his colleagues were not the only ones tracking S2 and the many other stars zipping around Sgr A*. Astronomer Andrea Ghez’s Galactic Center Group at UCLA has studied S2 and its motions with the 10-meter Keck Telescope in Hawaii. In 2000, the team reported evidence that S2’s path is curved — early evidence S2 is orbiting something at the galactic center. The UCLA team later discovered S2’s close orbital distance to Sgr A* at about the same time as Genzel and his colleagues.

Sagittarius A*, at the Milky Way’s core, lies in the constellation Sagittarius and to the east (left) of Scorpius. The region is rich with star clusters and nebulae. It’s a perfect place to explore with binoculars under dark skies. (Credit: Sky images: Gerald Rhemann Constellation outlines: Astronomy: Roen Kelly)

Stars of Mystery

Extensive observations in recent years by Genzel, Ghez, and others paint a fascinating picture of the flurry of activity around Sgr A*. One of the most challenging observations astronomers have performed on the galactic center stars is spectroscopy, or separating starlight into its component wavelengths. A spectrum reveals much about a star’s composition, age, and mass.

Gathering enough light from a distant star to take a good spectrum requires tracking the target through a narrow slit for many hours. Any small shift in the slit’s position contaminates the spectrum with light from other sources. Spectroscopy is especially challenging in the crowded star field around Sgr A*, where the density of stars is more than a million times higher than in our stellar neighborhood.

In 2003, Ghez took a spectrum of S2 with the Keck Telescope using its adaptive optics system. The slit trained on the star was only 0.04 inch (1 millimeter) wide. Keeping this narrow gap locked on S2 was like aiming a gun sight on an object the size of a basketball 1,000 miles (1,600 km) away.

The spectrum revealed S2 to be a heavyweight star some 15 times the sun’s mass. Such large stars exhaust their hydrogen supply quickly — in this case, in less than 10 million years. That means S2 must be younger than 10 million years. In addition, the star has a very hot atmosphere, as do other stars orbiting close to Sgr A*. This also indicates a relatively young age.

In short, these stars formed 3 to 6 million years ago. This raises a major problem: Why are such young stars orbiting so close to Sgr A*, a region of intense magnetic fields and strong gravitational forces that would normally prevent star formation?

Radio astronomy reveals hidden features of the Milky Way’s center, including remnants of supernova explosions and stars forming in vast clouds of gas and dust. (Credit: W.M. Goss/C. Lang/VLA/NRAO)

Stellar Masquerade

One possible explanation is that S2 and its companions may be old stars masquerading as young ones — “a phenomenon we understand quite well in Los Angeles,” Ghez once quipped to a science reporter.

In this case, what seem to be young stars are actually the cores of older suns that collided and merged. The collisions could have stripped away the suns’ cool outer layers, exposing their hot interiors. The result would be a cluster of massive stars that appear much younger than they really are.

But there’s a problem with this scenario. A collision violent enough to strip away the outer layers should also annihilate both stars and leave only a trail of hot gas. And so astronomers have proposed alternatives. For example, perhaps the stars formed elsewhere and migrated inward under the black hole’s gravitational pull.

The problem with this explanation is that most active star formation in the Milky Way occurs far from the core, in its spiral arms. It would take the stars too long to migrate as close to the center as S2.

Dense dust clouds do lie closer to Sgr A* than the spiral arms, to within a few dozen light-years. Stars are probably forming inside of them. It’s conceivable that a cluster of young stars could spiral down to within a few light-years of the center — and do so in less than 10 million years.

The problem here is that to get closer to the black hole, the stars would have to shed angular momentum — the quantity that keeps planets in nice safe orbits around stars instead of “falling” directly into them.

One way to lose angular momentum is to bump into other stars. But it’s difficult to imagine how stars could endure this process and migrate to within light-hours of Sgr A* without being destroyed. Besides, the process should leave behind a trail of stars toward Sgr A* for a long distance, something astronomers have not yet seen. Instead, the shell of stars orbiting close to Sgr A* has a definite outer edge.

Star Birth in a Disk

Another possibility is that Sgr A*’s central cluster stars formed within a rotating disk of gas and dust immediately surrounding the black hole. In fact, some observations suggest most stars in the central cluster orbit roughly in the same plane — an arrangement reminiscent of the major planets in our solar system. The planets formed in a disk of gas and dust, so perhaps S2 and its fellow travelers did, too.

However, not all astronomers agree the central cluster has a disklike structure. Another caveat: To spawn stars, the disk would need to be dense enough to withstand the black hole’s tidal forces.

It’s also conceivable that Sgr A*’s companion stars formed in dust clouds circling at high speed within a few light-years of the galactic center. Collisions between the clouds could have spawned shock waves, triggering star formation. As the result of collisions between the clouds, they and the new stars embedded within them could have shed enough momentum to settle into orbits around the black hole. The galactic core’s strong magnetic field would have gradually swept the leftover interstellar dust and gas away from the black hole. What would remain is a disk of young stars in close orbit to Sgr A*.

This scenario explains much of what astronomers see in the galactic core, although not all. UCLA astronomer Brad Hansen thinks he has a viable alternative: Hot young stars now orbit the Milky Way’s central black hole because a second smaller black hole dragged them there.

The process begins in a crowded young star cluster, dozens of light-years from the galactic center. Collisions between big stars in the cluster’s core form an intermediate-sized black hole in the range of 1,000 to 10,000 solar masses. Gradually, the black hole would migrate toward the galactic center, dragging its cargo of “hostage stars” along with it. Hansen argues this is the only way to quickly transport massive young stars into the galactic center from an outside star-birth location.

All the black-hole ferry scenario lacks is hard evidence to support it. If a second black hole orbits the primary black hole in the galactic core, its presence might be detectable. Its tug on Sgr A* might cause a detectable wiggle. Clearly, astronomers still have a lot of work left to fully understand the processes at work in the galactic core.

Dozens of young stars orbit at high speeds around the galaxy’s central black hole. By plotting the stars’ positions for years, astronomers calculated their orbits and estimated the mass of the black hole they encircle. (Credit: Astronomy: Jay Smith, after Andrea Ghez (UCLA))

Imaging The Black Hole

Fast-moving stars like S2 remain the best evidence that a black hole lies at the heart of the Milky Way. Other support includes periodic bursts of infrared light from Sgr A*. The bursts suggest the black hole spins, completing a turn every 17 minutes. Astronomers have also detected strong radio pulses coming from Sgr A*. This may indicate that packets of ultra-hot gas and dust are falling into the black hole.

But this is all still circumstantial evidence. The definitive proof might come if astronomers could actually image the black hole’s edge or “event horizon,” beyond which no light or matter can escape.

Radio energy passes through the veil of obscuring dust and gas around the galactic center, providing a way to directly image a black hole. By itself, a black hole is essentially invisible. But it would be detectable as a silhouette against the accretion disk of gas spiraling into it. The gas emits energy as it accelerates to high speeds around the black hole.

Light follows a highly curved path near a black hole, making its silhouette appear wider than it actually is. Bright rings or arcs, formed as the black hole bends or “lenses” light from background sources, might protrude from the silhouette’s edges.

In 2008, radio astronomers announced an important milestone in the study of our galaxy’s black hole. By combining the power of three radio telescopes, researchers detected features around Sgr A* as small as 31 million miles (50 million km) across. The study found that radio emission from Sgr A* is offset from the black hole, perhaps because it comes from an accretion disk. Astronomers hope the Event Horizon Telescope — a nearly Earth-sized radio observatory comprising about a dozen separate instruments — will be able to image the black hole’s silhouette in the next few years.

Whatever the result, imaging the Milky Way’s central black hole will put the existence of black holes on a firmer footing and perhaps reveal important new insights about the evolution of galactic cores. A failure to see it will bring into question what we understand about the heart of our own galaxy — including the origins of the highspeed roller derby of young stars whizzing around its center.

This story originally appeared in Astronomy‘s special issue, The Milky Way Inside And Out .


What High-Speed Astronomy Can Tell Us about the Galactic Zoo

For most of human history, the distant ‘celestial sphere’ was regarded as perfect and unchanging. Stars remained in place, planets moved predictably, and the few rogue comets were viewed as atmospheric phenomena. This began to change with the Danish astronomer Tycho Brahe’s observation of the supernova of 1572 – apparently, a new star – and his studies of the Great Comet of 1577, which he proved was actually a distant object. Nonetheless, the impression of permanence is strong. There are very few astronomical objects that noticeably vary to the naked eye: only the brightest comets, novae and supernovae. For observers in the northern hemisphere, the last naked-eye supernova was in 1604.

Modern telescopic studies tell a quite different story. Today, we know of roughly a half-million variable stars in our galaxy, and identify thousands of transient objects each year. Although many stars vary in predictable ways, the Universe is also full of unpredictable violence. When two stars orbit close to each other, mass can flow from one to the other. If one of the stars is an old, collapsed white dwarf, the gas it pulls from its companion can accumulate until the dwarf undergoes a sudden thermonuclear explosion – a supernova like the one seen by Tycho. There is also another, more common type of supernova produced by the deaths of solitary stars more than about 10 times the mass of the Sun.

Supernovae show a broad range of behaviours that depend on the detailed properties of the system at the time of the final, fatal cataclysm. The atoms that emerge from supernova explosions have provided the raw material for all planets, including our own. Astronomers are understandably eager to learn more about them, but the two classes of supernovae combined happen only about once per century in our galaxy.

Obviously, for events occurring on time scales of a century, searching for them in our galaxy alone is not terribly profitable. Fortunately, our galaxy is only one of about a trillion galaxies in the visible Universe. If you monitor millions of galaxies all the time, it is possible to find many supernovae each and every day. This is one of the most exciting challenges of modern high-speed astronomy.

Other than supernovae, there are only a few variable sources luminous enough to be seen at the great distances to other galaxies, even using powerful telescopes. By far the most common is the random variability of quasars. Quasars consist of a supermassive black hole, millions to billions of times the mass of our Sun, which shine as material falls towards the black hole, heats up and radiates energy.

Today we think that essentially every galaxy contains a supermassive black hole at its centre, and something like 1 per cent of them are accreting mass fast enough to be seen as luminous quasars. The supermassive black hole at the centre of our own galaxy is essentially ‘off’. On rare occasions, though, such a black hole rapidly turns itself ‘on’. The most fascinating cause is a so-called ‘tidal disruption event’ in which a star like the Sun passes too close to the black hole and is ripped apart by the black hole’s tides. Some of the debris then falls into the black hole to power a transient flare. These tidal disruption events are far rarer than supernovae, occurring only about once every 10,000 years in any particular galaxy. In the distant Universe, the study of variability is essentially the study of black holes and supernovae.

T his gives you some sense of the remarkable astronomical zoo of variable and transient objects. The challenge for the professional astronomer is to find and characterise all these different sources not only for how they work individually, but also to determine their overall demographics and statistics. To find large numbers of them, you need a big telescope that can detect the much more numerous distant, faint objects. In general, however, bigger telescopes see only smaller pieces of the sky. This frustrating rule can be bent only by spending large sums of money.

If your scientific goal is to find the largest possible number of transients, and to study their evolution across the cosmic history of the Universe, then you want to use a big telescope that covers as much of the sky as you can afford. This is fundamentally the goal of the Large Synoptic Survey Telescope (LSST). Located in Chile, LSST is (effectively) a 6.7-metre diameter telescope, scheduled to start full science operations in 2022.

LSST will be the closest astronomers have ever come to creating a movie camera to watch the whole universe. It will survey approximately half the sky using a camera that spans more than 40 times the area of the full Moon. But LSST can obtain a new image of each patch of that sky only once every three nights. LSST can detect transients 30 million times fainter than visible to the naked eye, making it a phenomenal project for finding huge numbers of faint transient sources across the visible Universe – LSST should find some 1,000 supernovae per day! But this capability comes at a cost: roughly $600 million just for construction, plus a significant operation cost as well.

At the other limit from LSST is a project I am working on: the All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN). By the end of this year, ASAS-SN will consist of 20 14-cm aperture telescopes spread across the globe, and costing roughly $3.5 million for both construction and operation through to 2022. With such small telescopes – big telephoto camera lenses, really – ASAS-SN can find only bright transients, roughly 25,000 times fainter than are visible to the human eye. Even so, it should still find about one supernova a day. And because ASAS-SN is comprised of small telescopes, it can image the sky far faster than LSST. The combined ‘image’ from all the ASAS-SN telescopes spans 1,600 times the area of the Moon. This allows them to survey the entire visible sky every night.

The two projects are highly complementary, essentially balancing a trade-off between ‘quantity’ and ‘quality’. LSST provides ‘quantity’: the large numbers of faint sources needed for statistical studies of distant sources, and for studying the evolution of transient sources across cosmic time. However, the typical LSST transient is faint and hard to study in detail for long periods of time, even with the world’s largest telescopes. ASAS-SN provides ‘quality’. The bright sources found by ASAS-SN are the ones that best survey the nearby Universe, and that can be studied in the greatest detail and for the longest periods of time using larger telescopes.

One of the most important tools for astronomers is the spectrum of an object: how much light is emitted as a function of its colour. A spectrum is the best way to classify the velocities, temperatures, elemental composition and type of an object (eg, which type of supernova? What were its unique properties?). Because you must chop up the light into narrow bins of colour, you need far more light to make a spectrum of an object than to get an image of it. LSST is already a large telescope, so it will be difficult or impossible to get a spectrum of the typical, faint LSST transient.

Even for the minority of LSST sources bright enough to obtain one spectrum, the source will quickly fade and become too faint to get another spectrum to study how it evolves with time. Therefore, a negligible fraction of LSST discoveries will be studied by this fundamentally important astronomical tool. The ASAS-SN transients are far fewer in number but are far brighter, so a very large fraction of ASAS-SN transients can be studied spectroscopically, and they can be studied for long periods of time even as they fade away.

Projects like LSST and ASAS-SN are continuing the revolution begun by Tycho, revealing the variable and sometimes violent events that light up the highly imperfect, ever-changing celestial sphere.


شاهد الفيديو: HITNO SAOPŠTENJE - ODLUČENO - OVAJ ČOVEK SE SPREMA DA UKLONI VUČIĆA! (قد 2022).