الفلك

كيف يقيس المرء سرعات الأجسام البعيدة والمشرقة

كيف يقيس المرء سرعات الأجسام البعيدة والمشرقة

كما يقول العنوان بالفعل ، أريد أن أعرف كيف يقيس المرء سرعات الأشياء البعيدة والمشرقة ، على سبيل المثال عندما لا يكون الانحراف المتوسط ​​المنظر قابلاً للقياس باستخدام الجهاز الحالي (وهذا يعني أنه عندما لا تتوفر سوى صورة "غير متحركة" لهذا الكائن)

أعلم أنه يمكن قياس الانزياح الأحمر للخطوط الطيفية وتصحيحها من أجل انزياح الجاذبية إلى الأحمر إذا كانت المسافة معروفة بالفعل. لكن العلاقة بين تردد المصدر $ f_S $ والتردد الملحوظ $ f_O $ هي $$ f_O = f_S frac { sqrt {1- frac {v ^ 2} {c ^ 2}}} {1+ frac {v} {c} cos ( alpha)} $$ ، حيث $ alpha $ هي الزاوية بين خط الرؤية ومتجه السرعة.

إذا كان لدى المرء صورة "غير متحركة" للكائن فقط ، فلا توجد طريقة لتحديد هذه الزاوية $ alpha $ وبالتالي لا توجد طريقة للحصول على السرعة عن طريق الانزياح الأحمر.

كإضافة: في أي مسافة يصبح الانجراف المتوسط ​​المنظر غير قابل للقياس مع الجهاز الحالي؟


يتم تعريف "الانزياح الأحمر" لمجرة بعيدة من حيث خط سرعة بصرها. في نموذجنا للكون المتوسع ، بمجرد أن نبتعد عن المجموعة المحلية من المجرات (التي لها حركاتها الخاصة) ، تتبع المجرات البعيدة تدفق هابل ، ويكون خط سرعة الرؤية من الدرجة الأولى متناسبًا مع مسافة المسافة. (يصبح الأمر أكثر تعقيدًا بالنسبة للمجرات البعيدة جدًا).

قد تمتلك المجرات البعيدة سرعة "عرضية" أيضًا ، ولكن بالنسبة للمجرات خارج المجموعة المحلية ، ستكون هذه السرعات ضئيلة مقارنة مع الانزياح الأحمر. أي أن خط سرعة البصر بسبب توسع الكون هو المسيطر.

أعتقد من خلال "انحراف اختلاف المنظر" أنك تعني في الواقع الحركة المناسبة - وهي المعدل الذي يتغير فيه موقع النجم فيما يتعلق بنظام الإحداثيات السماوية. تعتمد هذه الحركة الصحيحة على مدى بُعد النجم و مدى سرعة تحركه بشكل عرضي فيما يتعلق بالنظام الشمسي.

وبالتالي لتقدير مماسي ● السرعة انت تحتاج على حد سواء الحركة الصحيحة و المسافة إلى النجم.

أنا فكر في إن أبعد جسم تم تحديد الحركة المناسبة له بأي دقة هو مجرة ​​أندروميدا ، التي تبعد بضعة ملايين سنة ضوئية. تم تحقيق ذلك من خلال دراسة موقع العديد من النجوم في أندروميدا على مدار 7 سنوات باستخدام تلسكوب هابل الفضائي. يمكن العثور على التفاصيل في Sohn et al. (2012) ؛ لكن الأرقام الرئيسية تشير إلى أن الحركة المناسبة هي مجرد $ sim 0.05 $ ملي ثانية قوسية في السنة (!) ، مما يعني سرعة عرضية (فيما يتعلق بالنظام الشمسي) تبلغ حوالي 150 كم / ثانية.

مرشح آخر هو قياس سرعات المواد في تدفق المجرة النشطة M87 بواسطة Meyer et al. (2013). يبلغ طول هذه المجرة 50 مليون سنة ضوئية ، ولكن لا يمكن اكتشاف حركة الطائرة النفاثة إلا هنا لأنها تتحرك نسبيًا.

هذه حالات خاصة جدا. بشكل عام ، السرعات العرضية للنجوم في مجرتنا صغيرة الحجم وكبيرة الحجم للحركات المناسبة بشكل عام غير دقيقة بعد بضعة آلاف من السنين الضوئية. ستعمل نتائج Gaia القادمة على تحسين هذا بشكل كبير مما يعني أن لدينا حركات مناسبة جيدة للأشياء التي تصل إلى عشرات الآلاف من السنين الضوئية.


بشكل عام ، لا يمكن الحصول على السرعة الكلية لجسم بعيد ، فقط المكون على طول خط البصر. ومع ذلك ، إذا لم يكن النجم بعيدًا جدًا ، وتم قياس موقعه في السماء بدقة شديدة مع فاصل زمني من عدة سنوات ، فيمكن تحديد مكون السرعة المتعامد مع خط البصر ، مما يؤدي مع الانزياح الأحمر إلى السرعة الإجمالية. من المتوقع أن تقوم المركبة الفضائية Gaia التي تم إطلاقها مؤخرًا بقياس الحركة المناسبة لملايين النجوم بهذه الطريقة.

في المجرات البعيدة ، هذا غير ممكن. إذا كان المرء مهتمًا ، على سبيل المثال ، بالسرعة ثلاثية الأبعاد لتشتت الغاز ، يتم قياس التشتت أحادي الأبعاد ، وبافتراض (إلى حد ما) تشتت متناح ، يتم ضرب هذا الرقم في $ sqrt {3} $ للحصول على السرعة الإجمالية.

المسافة التي يمكن قياس المنظر إليها تعتمد على الدقة الزاوية لأداتك. بالنسبة إلى دقة الملليarcsec ، تكون قياسات اختلاف المنظر جيدة حتى 1 kpc تقريبًا. إذا انتظرت طويلاً بما فيه الكفاية ، فإن الحركة حول مركز المجرة تزيد من خط الأساس الخاص بك بحيث يمكن استكشاف مسافة أكبر.


وصف البحث لعامة الناس

الدكتور آرون ج.رومانوسكي مراصد جامعة كاليفورنيا

"المجرات لعلم الفلك مثل النظم البيئية لعلم الأحياء." - جيمس بيني وسكوت تريمين ، ديناميات المجرة

إذا سبق لك البحث عن ليلة مظلمة صافية ، فمن المحتمل أنك رأيت درب التبانة، تيار خافت ضبابي يمتد عبر السماء. مألوفة للبشرية منذ العصور القديمة ، لم تكن طبيعتها معروفة حتى وجه جاليليو تلسكوبه نحوه واكتشف أنه يتكون من عدد لا يحصى من النجوم الخافتة.

في الواقع ، مجرة ​​درب التبانة هي العلامة المرئية لنظام عظيم يقع فيه نظامنا الشمسي: أ المجرة صنع من 100 مليار نجم وكميات هائلة من الغاز ، في حين أن 500 نجم أو نحو ذلك يمكن رؤيتها بالعين المجردة لا تمثل سوى حفنة من أقرب جيراننا. مجرتنا على شكل بيتزا ، ونجمنا ، الشمس ، يقع في قطعة من البيبروني في منتصف الطريق نحو الحافة القشرية. هذا هو السبب من وجهة نظرنا ، نرى شريطًا من الضوء ملفوفًا حول السماء.

في أوائل القرن العشرين ، تم اكتشاف أن مجرة ​​درب التبانة ليست كل ما في الكون. تبدأ من مكان قريب ، وتمتد إلى أبعد مسافة يمكن رؤيتها ، هناك المليارات من المجرات الأخرى ، والتي هي اللحاف المرقّع الذي يتألف منه الكون. تأتي هذه المجرات بأشكال وأحجام عديدة ، ولكن هناك نوعان رئيسيان عامان:

المجرات الحلزونية تشبه درب التبانة الخاصة بنا: أنظمة مسطحة وغنية بالغاز بأذرع لولبية بارزة. تشمل الأمثلة مجرة ​​أندروميدا القريبة ، مجرة ​​سومبريرو ، M74 ، M83 ، NGC 1232 ، NGC 4622 ، M33 ، NGC 6946 ، NGC 7331 ، NGC 1365 ، M51 ، NGC 3310 ، M95 ، NGC 3184 ، NGC 2841 ، M64 ، NGC 891 ، NGC 1300 و M100 و M96 و NGC 2336 و NGC 3627 و M101.

المجرات البيضاوية هي كرات دائرية بلا ملامح من النجوم. بعض الأمثلة هي M87 و NGC 1316 و NGC 4365. يمكن هنا رؤية مجرة ​​إهليلجية ومجرة حلزونية بجوار بعضهما البعض. توجد هنا مجموعة من اثنين من المجسمات البيضاوية ودوامة واحدة. على نطاق أوسع ، توجد مجموعة Coma Cluster ، وهي كتلة محتشدة ضخمة مكونة من مئات الأشكال الإهليلجية واللوالب.

لمزيد من المعلومات حول المجرات ، انظر هنا أو لمزيد من الصور ، انظر هنا وهنا.

من أكثر الاكتشافات المذهلة لعلم الفلك في أواخر القرن العشرين أن هناك الكثير في الكون الذي يلتقي بالعين. تشكل كل المادة المرئية التي يمكننا رؤيتها (النجوم ، الغاز ، الغبار) حوالي 10٪ فقط من مادة الكون. البقية، المادة المظلمة، هي مادة (أو عدة أنواع مختلفة من المواد) ذات طبيعة لا تزال غير معروفة تمامًا. كونها "مظلمة" ، لم يتم رؤيتها بشكل مباشر حتى الآن ، لكن وجودها موجود استنتج- بشكل أساسي من آثار الجاذبية.

كان أحد الأماكن الأولى التي تم فيها اكتشاف المادة المظلمة حول المجرات الحلزونية. تم العثور على الغاز البارد في الأجزاء الخارجية من هذه المجرات يتحرك بسرعة كبيرة بحيث لا يمكن تفسيره بقوة الجاذبية للمجرة المرئية. اتضح أنه يوجد حول كل المجرات الحلزونية مخزون هائل من المادة المظلمة: المجرات الحلزونية هالات داكنة. (انظر هنا للحصول على شرح أكثر تفصيلاً لكيفية استنتاج وجود المادة المظلمة في المجرات الحلزونية ، أو هنا أو هنا لمزيد من المعلومات العامة حول المادة المظلمة.)

نعتقد الآن أن المادة المظلمة ليست منتشرة فحسب ، بل ضرورية. في النموذج المعروف باسم "المادة المظلمة الباردة" أو "تكوين الهيكل الهرمي" ، أدى انهيار كتل كبيرة من المادة المظلمة تحت جاذبيتها إلى تكثيف المادة الغازية العادية في المجرات المرئية والنجوم والكواكب ، وفي النهاية الحياة التي نراها اليوم. (الاكتشاف الأحدث هو "الطاقة المظلمة" ، لكن هذه مسألة أخرى. مهم).

لكن ماذا عن المجرات الإهليلجية؟ هل لديهم هالات داكنة؟ وإذا كان الأمر كذلك ، فهل تشبه الهالات الحلزونية المظلمة؟ نعم ، وفقًا للصورة النظرية أعلاه ، ولكن من الناحية التجريبية ، كانت هذه الأسئلة غير قابلة للإجابة لأن الأجهزة البيضاوية لا تحتوي على غاز بارد يمكن قياسه. هناك حاجة إلى طريقة أخرى لاستكشاف المادة المظلمة.

في الواقع ، هناك بعض الأجسام حول المجرات الإهليلجية يمكن دراستها ، وإن كانت أصعب بكثير مما هي عليه مع الغاز البارد. وتشمل هذه مجموعات كروية و السدم الكوكبية. إذا كان يمكن للمرء قياس السرعات من هذه الأجسام بأعداد كافية ، يمكن للمرء أن يعرف مدى قوة قوى الجاذبية حول المجرة ، وبالتالي مقدار المادة المظلمة الموجودة.


مجموعات كروية

حول كل مجرة ​​، بما في ذلك مجرتنا درب التبانة ، هناك العديد من الأنظمة النجمية الأصغر تسمى مجموعات كروية. هذه كرات كثيفة "فقط" حوالي مليون نجم لكل منها ، وهي أقدم الأشياء المعروفة في الكون.

بعض الأمثلة على الكرات الكروية الكامنة حول مجرتنا هي NGC 6093 Omega Centauri (أيضًا عن قرب) و M92 و NGC 6397 و 47 Tucanae (عن قرب هنا) و M15 (أيضًا مع التقريب) و NGC 1916 و NGC 5904 .

(للقيام بجولة افتراضية في نظام العنقود الكروي لمجرة درب التبانة ، انظر هنا. لمزيد من المعلومات حول الكرات ، انظر هنا.) هذه المجموعات الكثيفة من النجوم مرئية في المجرات البعيدة عندما لا تكون النجوم الفردية موجودة. شاهد M87 ، حيث أن معظم "النجوم" في الصورة ليست نجومًا على الإطلاق ، ولكنها مجموعات كروية تتجمع حول المجرة المركزية. من الممكن قياس سرعات هذه الكرات الكروية باستخدام تلسكوب كبير بما يكفي.


السدم الكوكبية

الاسم السديم الكوكبي مضلل - هذه السدم لا علاقة لها بالكواكب (عندما اكتُشفت لأول مرة باستخدام التلسكوبات الصغيرة ، جعلها مظهرها الدائري المعتاد يشبه الكواكب ، ومن هنا جاء الاسم). إنها البقايا المتناثرة للنجوم المسنة المحتضرة - قذائف من الغاز تضيء بشكل فلورسنت بواسطة أشعة باهتة في الجمرة المركزية. للحصول على شرح أكثر تفصيلاً ، انظر هنا أو هنا. لمراقبة المعلومات ، انظر الصفحة الرئيسية لمراقب السديم الكوكبي.

مثال على السديم الكوكبي (PN) هو سديم الإسكيمو يمكنك أن ترى الاختلاف الملحوظ في الدقة بين صورة التلسكوب المتباعدة هذه وصورة التلسكوب الأرضية هذه. تشمل الأنواع الأخرى سديم عين القط (أيضًا مع الأشعة السينية والانبعاثات الضوئية المتراكبة) ، وسديم الساعة الرملية ، وسديم الدمبل ، وسديم الحلقة ، وسديم النمل ، وسديم الحلقة الجنوبية ، وسديم Spirograph ، و NGC 6751 ، وسديم الشبكية ، سديم العنكبوت الأحمر ، سديم اللولب ، (هنا أيضًا ، مع لقطة قريبة "للعقد المذنبة" هنا) ، M2-9 ، سديم البيض الفاسد ، NGC 2440 ، سديم كرة الثلج ، أبيل 39 ، سديم الفراشة ، الراي اللساع Nebula و NGC 7027. يمكن العثور هنا على مجموعة كاملة من صور PN من تلسكوب هابل الفضائي ، ومعرض أرضي هنا ، ومعرض بألوان زائفة هنا. ثلاثة أمثلة على "proto-PN" هي Egg Nebula و CRL 618 و Gomez's Hamburger.

نظرًا لأن هذه PNe تتألق ، فإنها تبعث ضوءها مع عدد قليل من الألوان المحددة جيدًا ، وبالتالي باستخدام مرشحات الألوان المناسبة ، يمكن زيادة التباين بين PN وضوء الخلفية ، وبالتالي يمكن ملاحظتها في المجرات البعيدة ، وقياس سرعاتهم.

لقد قمت بالعديد من الرحلات إلى بعض أكبر التلسكوبات في العالم لقياس سرعات PNe خارج المجرة. يتم وصف اثنين من هذه "عمليات المراقبة" هنا وهنا. أنا أيضًا منخرط بشدة في أداة جديدة صُممت خصيصًا لهذا الغرض ، وهي مطياف السديم الكوكبي.

بالإضافة إلى مراقبة السرعات (معادلات الحركة) من كائنات "تتبع الهالة" هذه ، أعمل أيضًا على النمذجة الديناميكية ضروري لتفسير البيانات. وهذا يعني أنني أحسب كمية المادة المظلمة الموجودة ، وحاول فهم الحركات الداخلية للمجرات ، وعمل استنتاجات حول تاريخها التكويني ، وما إلى ذلك. إذا كنت تريد معرفة التفاصيل الدموية ، يمكنك أن ترى هنا.

الآن الخلاصة: ماذا عن النتائج ؟؟ أظهر عملنا على المجرات الإهليلجية الساطعة مثل M87 و M49 الكثير من المادة المظلمة ، كما هو متوقع. ومع ذلك ، مع بعض الدراسات الأولى على الإطلاق حول المجسمات الإهليلجية "العادية" مثل NGC 3379 ، شعرنا ببعض الصدمة. في هذه المجرات ، وجدنا أن سرعات PN تتراجع بسرعة مع نصف القطر ، كما لو أنه لا توجد قوى جاذبية إضافية في العمل - وبالتالي لا توجد مادة مظلمة!

فيما يلي بعض الصور التي تظهر هذا. أولا هو NGC 3379 ، مع سرعات PN موضحة حوله. تظهر النقاط الزرقاء PNe التي تتحرك نحونا (Doppler blueshift) والنقاط الحمراء تتحرك بعيدًا (الانزياح الأحمر). تكون أحجام النقاط أكبر بالنسبة للسرعات الأكبر التي يمكنك أن ترى بالعين أن النقاط (والسرعات) تصبح أصغر بعيدًا عن مركز المجرة. ثانية رسم بياني للسرعات نصف قطرها لأربع مجرات مختلفة ، متراكب على نفس الرسم البياني. يُظهر الخط المنقط باللون الأصفر التنبؤ إذا لم تكن هناك مادة مظلمة ، والتي تتطابق تمامًا مع البيانات.

لذلك في هذه الحالات تكون "الكتلة المفقودة" مفقودة: ما تراه هو ما تحصل عليه. نظرًا لأن هذه الأنظمة لا يلفها عباءة "طبيعية" من المادة المظلمة ، فإننا نسميها "مجرات عارية" - على الرغم من أنها قد لا تكون عراة في الواقع ، ولكنها مكشوفة بشكل ضئيل ، حيث لا يمكننا استبعاد كمية صغيرة من المادة المظلمة.

لماذا هذه المجرات عارية؟ هناك الكثير من الأفكار (على سبيل المثال ، فقدوا هالاتهم المظلمة من خلال تفاعلهم مع المجرات الأخرى) ، ولكن لا يبدو أن أيًا منها يعمل حتى الآن. في هذه المرحلة ، سنستمر في جمع البيانات عن المجرات المختلفة وتحليلها ، فابق على اتصال.


إذا كنت ترغب في معرفة المزيد عن تاريخ الكون ، فراجع دروس علم الكونيات في نيد رايت.
للحصول على نظرة عامة كاملة على علم الفلك الأساسي عبر الإنترنت ، راجع ملاحظات علم الفلك.
لمزيد من الصور الفلكية المذهلة ، انظر المرصد الأنجلو-أسترالي أو تلسكوب هابل الفضائي.


كشف علماء الفلك النقاب عن الخريطة ثلاثية الأبعاد الأكثر تفصيلاً حتى الآن لمجرة درب التبانة

كشف علماء الفلك النقاب عن أدق خريطة ثلاثية الأبعاد لمجرة درب التبانة حتى الآن ، وهو إنجاز يعد بإلقاء ضوء جديد على طريقة عمل المجرة وألغاز الكون الأوسع.

تم تجميع الأطلس الإلكتروني الضخم من البيانات التي تم جمعها بواسطة مرصد جايا التابع لوكالة الفضاء الأوروبية والذي كان يمسح السماء منذ انطلاقه في عام 2013 من كورو في غيانا الفرنسية.

تحتوي الخريطة على تفاصيل كافية لعلماء الفلك لقياس تسارع النظام الشمسي وحساب كتلة المجرة. هذه بدورها ستوفر أدلة حول كيفية تشكل النظام الشمسي ومعدل توسع الكون منذ فجر التاريخ.

قارن نيكولاس والتون ، عضو الفريق العلمي ESA Gaia في معهد علم الفلك في كامبريدج ، الجهد لملء الفراغات على الخرائط القديمة التي ميزت مناطق غير معروفة مع التأكيد على "هنا تنانين".

قال: "ما نقوم به هنا حقًا هو الحصول على خريطة مفصلة للغاية للكون المحلي تكون في ثلاثة أبعاد للنجوم التي تصل إلى بضع مئات من السنين الضوئية".

تظهر الرسوم المتحركة مدارات النجوم القريبة حول مركز المجرة - فيديو

من خلال رسم مواقع النجوم وحركاتها ، كشف المسبار عن عمليات مدمرة خارج حافة مجرة ​​درب التبانة. إن التدفق الخافت من النجوم الذي تم رصده بين مجرتين قريبتين دليل على أن سحابة ماجلان الكبيرة الأكبر حجماً تلتهم بثبات سحابة ماجلان الصغيرة الأكثر ضآلة.

خريطة ثلاثية الأبعاد تُظهر سحابة ماجلان الكبيرة (على اليسار) وسحابة ماجلان الصغيرة التي صنعها علماء الفلك باستخدام بيانات من Gaia. الصورة: ESA / Gaia / DPAC / PA

العديد من الأجسام التي يرصدها جايا هي كوازارات ، وهي أجسام بعيدة جدًا ولامعة بشكل مكثف مدعومة بالثقوب السوداء التي تبلغ كتلتها مليار ضعف كتلة الشمس. من خلال قياس حركة النظام الشمسي بالنسبة لها ، تُظهر بيانات Gaia أن النظام الشمسي يتجه نحو مركز مجرة ​​درب التبانة مع تسارع يبلغ حوالي 7 ملم في الثانية كل عام.

يدور Gaia ، المعروف باسم Galaxy Surveyor ، حول الكوكب من موقع مستقر جاذبيًا يُعرف باسم نقطة لاغرانج على بعد 930 ألف ميل من الأرض في الاتجاه المعاكس للشمس. على مدى السنوات السبع الماضية ، قاس المسبار مواقع وسرعات ما يقرب من ملياري نجم. إلى جانب الكشف عن مسارات الاستهلاك الكوني ، تسمح البيانات لعلماء الفلك بتجميع توزيع المادة في مجرة ​​درب التبانة ، والتي من خلالها سيقدرون كتلتها مباشرة.

نقاط لاغرانج هي مناطق في الفضاء تميل فيها قوى الجاذبية إلى إبقاء الأجسام في مكانها. بالنسبة لمرصد Gaia ، فإن هذا يعني أن هناك حاجة إلى الحد الأدنى من الوقود للحفاظ على موقعه. للمدار البعيد ميزة أخرى: إنه بعيد بما فيه الكفاية عن الأرض لتجنب التلوث الضوئي الذي يفسد رؤيته للنجوم.

قال فلور فان ليوين ، الذي يدير معالجة البيانات لـ Gaia في معهد علم الفلك ، إن مجموعة البيانات تسمح لعلماء الفلك "بتحليل جيراننا النجمي جنائيًا ، ومعالجة الأسئلة الحاسمة حول أصل ومستقبل مجرتنا".

قالت كارولين هاربر ، رئيسة علوم الفضاء في وكالة الفضاء البريطانية: "منذ آلاف السنين ، كنا منشغلين بملاحظة وتفصيل النجوم ومواقعها الدقيقة لأنها وسعت فهم البشرية لكوننا.

"جايا كانت تحدق في السماء على مدى السنوات السبع الماضية ، ورسم خرائط مواقع وسرعات النجوم. بفضل تلسكوباته ، لدينا اليوم أطلس ثلاثي الأبعاد الأكثر تفصيلاً من فئة المليار نجمة تم تجميعه على الإطلاق ".


يقيس علماء الفلك كوكبًا هائلاً بعيدًا عن نجمه

رسم فنان لنظام نجمي عمره 10 ملايين سنة مع كوكب عملاق غازي مثل كوكب المشتري. الائتمان: NASA / JPL-Caltech / T. بايل

لا يستطيع العلماء عادة قياس حجم الكواكب العملاقة ، مثل كوكب المشتري أو زحل ، وهي بعيدة عن النجوم التي تدور حولها. لكن فريقًا بقيادة جامعة كاليفورنيا في ريفرسايد فعل ذلك.

الكوكب أثقل بحوالي خمس مرات من كوكب المشتري ، ومن هنا أطلق عليه لقب GOT 'EM-1b ، والذي يرمز إلى كتلة كوكب خارج المجموعة الشمسية العملاقة العابرة. على الرغم من أنه يبعد ما يقرب من 1300 سنة ضوئية عن الأرض ، فإن GOT' EM-1b ، أو Kepler-1514b مثل من المعروف رسميًا ، أنه لا يزال يعتبر جزءًا مما يسميه الباحثون "حي الطاقة الشمسية".

قال عالم الفلك بول دالبا ، الذي قاد البحث ، "هذا الكوكب مثل نقطة انطلاق بين الكواكب العملاقة لنظامنا الشمسي ، والتي هي بعيدة جدًا عن شمسنا ، وكواكب غازية عملاقة أخرى أقرب بكثير إلى نجومها".

تم تفصيل اكتشاف GOT 'EM-1b في ورقة تم قبولها للنشر في المجلة الفلكية، ويتم تقديمه في 11 يناير في اجتماع 2021 للجمعية الفلكية الأمريكية.

حدد تلسكوب كبلر الفضائي التابع لوكالة ناسا شيئًا ما ، والذي تبين أنه هذا الكوكب ، في عام 2010. ثم رصدت تلك المهمة انخفاضًا دوريًا في سطوع النجم ، وهو دليل على أن الكواكب التي تدور في مدارات قريبة.

ثم استخدم Dalba وفريقه W.M. مرصد Keck في هاواي لتحديد حجم الكوكب وكثافته.

قال Dalba إنه كان من المدهش العثور على كوكب مثل GOT 'EM-1b.

قال دالبا: "إن أخذ 218 يومًا للدوران حول نجم هو ترتيب من حيث الحجم أطول من معظم الكواكب الخارجية العملاقة التي قمنا بقياسها". "اكتشف كبلر الآلاف من الكواكب ، ولم يكن هناك سوى بضع عشرات منها مدارات تصل إلى بضع مئات من الأيام أو أكثر."

تميل الكواكب العملاقة إلى التشكل بعيدًا عن نجومها ، ثم تهاجر إلى الداخل بمرور الوقت. قد يكون اكتشاف واحد لم يقترب بمثابة تناظرية ، ويقدم رؤى جديدة لنظامنا الشمسي.

تتمتع الأرض بالكثير من الاستقرار النسبي ، ويعتقد علماء الفلك أن كوكب المشتري ربما يحمي كوكبنا من الأجسام الأخرى في الفضاء التي قد تؤثر علينا. ولكن نظرًا لكونها ضخمة جدًا ، فإن الكواكب مثل كوكب المشتري لديها القدرة على إزعاج المدارات والهندسة المعمارية وتطور الكواكب الأخرى المجاورة.

أوضح عالم الفيزياء الفلكية الكواكب في جامعة كاليفورنيا ، ستيفن كين ، الذي شارك في البحث: "يمكن للكواكب العملاقة البعيدة عن نجومها أن تساعدنا في الإجابة عن الأسئلة القديمة حول ما إذا كان نظامنا الشمسي طبيعيًا أم لا في استقراره وتطوره".

قال كين: "لا نعرف الكثير من نظائرها لكوكب المشتري وزحل - من الصعب حقًا العثور على تلك الأنواع من الكواكب البعيدة جدًا ، لذلك هذا مثير".

أوضح دالبا أن البيانات من الكواكب العملاقة الأقرب إلى نجومها غالبًا ما تكون أكثر صعوبة في التفسير ، لأن الإشعاع الصادر عن النجم ينفخها.

قال دالبا: "عليك أولاً أن تأخذ في الحسبان التضخم في الحجم قبل التحقيق في التكوين والجوانب الأخرى للكواكب القريبة من النجوم". "هذا الكوكب لا يعاني من مشكلة نصف القطر ، لذلك من السهل دراسته."

لهذه الأسباب ، فإن اكتشاف Kepler-1514b مفيد لمهام ناسا المستقبلية ، مثل Nancy Grace Roman Space Telescope ، الذي سيحاول التصوير المباشر للكواكب العملاقة.

يأمل Dalba أيضًا في معرفة ما إذا كان الكوكب به قمر أو نظام من الأقمار.

قال دلبا: "لم نجد قط قمرًا خارج نظامنا الشمسي". "ولكن إذا فعلنا ذلك ، فسيعلمنا أن الأقمار يمكن أن تتشكل حول الكواكب التي تشهد هجرة كبيرة ، وتعلمنا المزيد عن الكواكب العملاقة ككل."


كيف يقيس المرء سرعات الأشياء البعيدة والمشرقة - علم الفلك

لديّ دكتوراه في الفيزياء من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا (1948). أنا أعيش في مجتمع متقاعدين في ريدلاندز ، كاليفورنيا. حسب الطلب ، أعطي محاضرات في علم الفلك كل أسبوعين. السؤال الذي طرحت عليه ولكن لا يمكنني الإجابة عليه بشكل مرضي هو "كيف يحددون عمر الكون والمسافة بالسنوات الضوئية (أو الكيلومترات) للمجرات البعيدة؟"

أفهم أن الانزياح نحو الأحمر يحدد سرعة الركود ، لكنني لا أفهم علاقة ذلك بالمسافة.

هناك إجابة بسيطة وتعقيد ليس بهذه البساطة.

الجواب البسيط هو أنه كان معروفًا لبعض الوقت أن المسافة إلى المجرة تتناسب مع سرعتها المتراجعة: وهذا ما يسمى بقانون هابل ، وقد أظهره هابل بالملاحظة في أواخر عشرينيات القرن الماضي. اتضح أنه إذا افترضت أن الكون متجانس وخواص (وهو ما نعتقد أنه هو الحال) ، فيمكن أيضًا التنبؤ بقانون هابل من خلال النظرية. يسمى ثابت التناسب بين السرعة الانعكاسية للمجرات وبعدها بثابت هابل. حاول علماء الفلك قياس ثابت هابل منذ صياغة المصطلح: أبسط طريقة هي النظر إلى سرعات المجرات الانعكاسية التي تُعرف مسافاتها بوسائل أخرى (مثل النظر إلى فترة النجوم المتغيرة). أفضل تقدير حالي لثابت هابل اليوم هو حوالي 20 كم / ثانية لكل ملي ، بحيث تكون مجرة ​​ذات سرعة متراجعة 2000 كيلومتر في الثانية على بعد 100 ميغا ضوئية سنة ، وهكذا.

لذلك يمكننا استخدام قانون هابل لإخبارنا بالمسافات إلى المجرات عن طريق قياس انزياحها الأحمر ببساطة ، وهو أمر سهل نسبيًا حتى بالنسبة للأجسام البعيدة جدًا. يمكننا أيضًا تقدير عمر الكون: ستلاحظ أن وحدات ثابت هابل هي في الواقع 1 / مرة ، لذلك يجب أن تكون واحدة فوق ثابت هابل هي العمر المميز للكون. من ثابت هابل أعلاه ، نحسب أن عمر الكون حوالي 14 مليار سنة.

الآن فيما يتعلق بالمضاعفات: اتضح أنه بالنسبة للأشياء البعيدة جدًا (عند الانزياح الأحمر لـ 2 أو أكبر على سبيل المثال) ، فإن قانون هابل لا ينطبق تمامًا ، لأنه على مسافات كبيرة جدًا ، يتعين علينا البدء في أخذ (4 أبعاد) انحناء الكون في الاعتبار. التأثير الأكثر أهمية هو أنه في معظم علم الكونيات ، فإن ثابت هابل ليس ثابتًا حقًا: إنه في الواقع يزداد عندما تنظر إلى الوراء في الزمن ، لذلك كانت قيمته مختلفة بالنسبة للمجرات عند الانزياح الأحمر بمقدار 5 عما هو عليه اليوم. لذلك ، للحصول على تقديرات للمسافات إلى المجرات وعمر الكون ، يجب أن يفترض علماء الفلك مجموعة من المعلمات الكونية للكون (على سبيل المثال ، إجمالي كمية المادة "الطبيعية" التي يحتوي عليها) ونمذجة عمرها والمسافات المجرات كدالة للانزياح الأحمر من خلال دمج معادلات الحركة للتطور الكوني. لا تختلف الإجابات التي حصلوا عليها كثيرًا عما قدّرناه أعلاه ، ولكن يمكن أن تكون حاسمة في التعرف على المجرات ذات الانزياح الأحمر العالي (على سبيل المثال ، يعتمد استخراج أحجامها خطيًا على المسافة ، وكتلها على مربع المسافة).

ومع ذلك ، لجميع المقاصد والأغراض ، يعد قانون هابل أداة قوية جدًا للحصول على مسافات من السرعات (وقد ترغب في التوقف عند ذلك في محاضراتك).

تم آخر تحديث لهذه الصفحة في 27 حزيران (يونيو) 2015.

عن المؤلف

كريستين سبيكنز

كريستين تدرس ديناميكيات المجرات وما يمكن أن تعلمنا إياه عن المادة المظلمة في الكون. حصلت على درجة الدكتوراه من جامعة كورنيل في أغسطس 2005 ، وكانت زميلة ما بعد الدكتوراه في جامعة روتجرز في جامعة روتجرز من 2005 إلى 2008 ، وهي الآن عضو هيئة تدريس في الكلية العسكرية الملكية في كندا وجامعة كوينز.


كيف يحسب علماء الفلك حجم ومسافات الأجرام السماوية؟

& # 8217ve أشاهد مقاطع فيديو على YouTube حول علم الفلك منذ سنوات. إنها رائعة & # 8217s. أنا لا أطرح أسئلة حقًا وأؤمن فقط بما يقوله الخبراء. لكن اليوم قررت أن أطرح هذا السؤال & # 8230 وهو سؤال تجاهلته كثيرًا من قبل.

بالأمس ، كنت أشاهد هذا الفيديو وذكر نجمًا / بعض الأجرام السماوية. أنا لا أتذكر بالضبط ، آسف. قال إن علماء الفلك قد حسبوا أن هذا الجسم السماوي يبعد عنا حوالي * 13 مليار سنة ضوئية * وهذه المليارات - شيء ضخم.

إنه أمر محير للغاية بالنسبة لي. كيف يفعلون ذلك؟ لقد قاموا بحساب الكتل والمسافات بين الأجسام التي يُفترض أنها ضخمة جدًا وبعيدة جدًا ، في حين أننا لم نتمكن من الصعود على المريخ حتى الآن. نقطتي هي ، كيف يمكننا تحديد كل هذا بدقة عندما نكون على نطاق عالمي ، نحن & # 8217re غير قادرين على أي شيء إلى حد كبير. كيف تعمل هذه الحسابات؟

للمسافة: علم المثلثات!

يستخدمون طريقة تسمى المنظر النجمي. انظر إلى موقع النجمة في وقت ما من السنة ، ثم انظر إلى موقع النجوم نفسه في نقطة مختلفة من العام. من خلال مقارنة الموضع ، يمكننا تثليث المسافة بين النجم والأرض. لا يختلف الأمر عن كيفية رسم رسامي الخرائط للخرائط منذ قرون مضت & # 8211 إذا كان لديك زاويتان للمثلث والمسافة بينهما ، يمكنك حساب ضلعي المثلث الآخرين.

بالنسبة للكتلة ، العمليات الحسابية معقدة ، ولكن نظرًا لأننا نعرف كتلة الأرض ، وسرعة / مسافة مدارنا ، يمكننا أن ننظر إلى نصف القطر المداري وسرعة الأجسام الأخرى ونعوض بها في معادلاتنا لتحديد كتلتها.

أولاً ، نحتاج إلى نقطة مرجعية وأفضل نقطة مرجعية لدينا هي الشمس. بينما يحاول علماء الفلك القدماء تحديد المسافة إلى الشمس ، فقد افتقروا إلى الأدوات المناسبة لإجراء قياسات دقيقة كافية ، أو معرفة ميكانيكا المدارات لتحديد ذلك بأي درجة معقولة من الدقة.

بحلول القرن السابع عشر ، أصبح لدينا فهم أفضل لمدارات الكواكب ، وتمكنا من إجراء اتصالات حول مدارات الكواكب بالنسبة لبعضنا البعض. كل ما نحتاجه الآن هو معرفة أحدهم.

& # 8220one & # 8221 كان كوكب الزهرة. من حين لآخر ، سينتقل كوكب الزهرة & # 8220. & # 8221 أي أنه & # 8217ll يمر بين الأرض والشمس بطريقة مرئية. من خلال قياس المدة التي يستغرقها هذا العبور ، تمكنا ، في القرن الثامن عشر ، من حساب مدار الزهرة & # 8217 ، وبالتالي مدار الأرض ، بما في ذلك المسافة إلى الشمس.

ثانيًا ، بعد أن عرفنا المسافة إلى الشمس ، يمكننا استخدام شيء يسمى المنظر لقياس المسافة من الأرض إلى النجوم الأخرى. ما تفعله هو اختيار نجم وقياس الزاوية من الأرض إلى ذلك النجم. ثم تنتظر 6 أشهر وتقيس زاوية ذلك النجم مرة أخرى. هاتان الزاويتان ، بالإضافة إلى المسافة المعروفة بين موقع الأرض (6 أشهر على الجانبين المتقابلين للشمس) ، تحدد بشكل فريد المثلث الذي يكون قمته هو النجم المختار. بمجرد أن تعرف هذه الأجزاء الثلاثة من المعلومات ، يمكنك اشتقاق جميع المعلومات الأخرى حول هذا النجم ، بما في ذلك المسافة إليه.

ومع ذلك ، كلما كان الشيء بعيدًا ، كلما كان عليك قياسه بدقة للحصول على مسافة جيدة. بالنظر إلى أدواتنا الحالية ، فإن المنظر يعمل فقط في الواقع مع الأشياء التي تبعد 100 سنة ضوئية عن الأرض.

في أوائل عام 1900 و # 8217 اكتشفنا نوعًا من النجوم يُعرف بالنجم القيفائي. الشيء الرائع عنها هو أنها خافتة وسطع في فترات منتظمة. الفاصل الزمني يعتمد فقط على النجوم السطوع المطلق. شيء ما في اللمعان هو أنه كلما ابتعد الشيء ، ظهر باهت. لذلك إذا نظرت إلى أحد هذه النجوم القيفاوية وقمت بقياس فترة فتراتها ، يمكنك تحديد مدى سطوعها حقًا. إذا قارنت مدى سطوعها حقًا بمدى سطوعها ، يمكنك تحديد بُعدها (نظرًا لأن معدل ظهور الأشياء باهتة مرتبط رياضياً بمدى بُعدها).

النجوم القيفائية شائعة إلى حد ما ومشرقة إلى حد ما على الإطلاق ، مما يسمح لنا بقياس المسافات التي تصل إلى ملايين السنين الضوئية.

يمكننا استخدام طرق مماثلة لظاهرة أخرى ذات سطوع معروف ، مثل المستعرات الأعظمية ، لقياس المسافات البعيدة ، حتى مليار سنة ضوئية.

أخيرًا ، هو أن الكون يتمدد. كلما ابتعد الجسمان الآخران عن بعضهما ، زادت سرعة ابتعادهما. عندما ينبعث الضوء من كائن يتحرك بعيدًا عنك ، فإن هذا & # 8220 يمتد & # 8221 الضوء الذي يجعله يظهر & # 8220redder & # 8221 مما هو عليه في الواقع ^ (*). لذلك إذا نظرت إلى نوع من الأشياء التي يُعرف سطوعها ، يمكنك قياس مدى إزاحة الضوء باللون الأحمر الذي يخبرك بمدى سرعته في الابتعاد عنك. نظرًا لأن السرعة التي يتحرك بها الجسم بعيدًا عنك مرتبطة ببُعده عنك ، يمكنك عندئذٍ حساب المسافة.

* & # 8211 ليس بالضرورة * حرفياً * أكثر احمراراً (رغم أنه من المحتمل أن يكون كذلك) ولكن أطوال موجاته أطول (بعد أن تمدد). هذا على عكس الأشياء التي تتحرك تجاه بعضها البعض ، والتي يتم سحق أطوالها الموجية وبالتالي أصغر مما يجعلها أكثر زرقة. يشير المصطلحان الأحمر والأزرق إلى حقيقة أن الأحمر والأزرق يشغلان الأطوال الموجية الطويلة والقصيرة من طيف الضوء المرئي لدينا ، على التوالي.

بالنسبة للكواكب البعيدة حقًا ، ننظر إلى حركة النجم الذي يدور حوله. عندما يدور جسم ما حول آخر ، على الرغم من أنه يبدو أن النجم ثابت ويدور الكوكب حوله ، فإنهم يدورون بالفعل حول بعضهم البعض. هذا يعني أن النجم & # 8220 يهتز & # 8221 قليلاً من أي وقت مضى. يمكنك معرفة كيفية عمل ذلك في [هذا] (https://spaceplace.nasa.gov/review/barycenter/doppspec-above.en.gif) و [هذا] (https://spaceplace.nasa.gov/barycenter/ en / dopspec-inline.en.gif) gif. يمكننا الكشف عن هذا التذبذب من خلال النظر في التغييرات الصغيرة ولكن الدورية في ضوء النجم # 8217s. سوف يتغير الطول الموجي بشكل طفيف للغاية بسبب حركة النجم. يمكن أن تعطينا هذه التقنية ، التي تسمى مطيافية دوبلر ، قدرًا مذهلاً من المعلومات عند دمجها مع بعض التقنيات والقياسات الأخرى ، حتى أنها تتيح لنا تحديد الكتلة والدورة المدارية للكوكب ، وأحيانًا حتى درجة الحرارة على ذلك الكوكب.

بالنسبة للنجوم ، يمكننا عادةً تحديد الحجم من خلال النظر إلى نوع الضوء الذي تصدره. يتم تحديد كتلة النجم جزئيًا بواسطة درجة حرارة النجم ، ويمكن للضوء المنبعث من النجم أن يخبرنا بدرجة حرارة النجم. لذا يمكننا استخدام هذا للحصول على فكرة عن حجم وكتلة النجم.

نحن نستخدم المنظر. ضع إصبعك أمامك بطول ذراعيك. انظر إلى الخلفية خلف الإصبع تمامًا وأنت تحرك رأسك من جانب إلى آخر. حاول تجنب تحريك إصبعك. يجب أن تلاحظ أن الخلفية تتحرك أيضًا ، وهذا أمر متوقع. الآن ، قم بنفس الحيلة ولكن في المرة الأولى ارفع إصبعك بحيث تكون الخلفية قريبة جدًا منك. يجب أن تلاحظ أنه عندما تحرك رأسك تتحرك الخلفية أكثر مما لو كانت الخلفية بعيدة. هذه الظاهرة ملحوظة أيضًا عندما تنظر من إحدى نوافذ الركاب في السيارة أثناء القيادة. إذا نظرت إلى الأشجار بجوار الطريق مباشرة ، فستجدها & # 8217 ستراها تتأرجح ، ولكن إذا نظرت إلى شجرة بعيدة جدًا ، يبدو أنها تتحرك بشكل أبطأ. يسمى هذا التأثير اختلاف المنظر ونستخدمه لقياس مدى بعد النجوم. في علم الفلك ، نستخدم النجوم البعيدة كمرجع ونجعل النجم المعني & # 8220finger & # 8221. [هنا] (https://javalab.org/en/stellar_parallax_ar/) هو مثال جيد لكيفية عمل ذلك. بدلاً من تحريك رؤوسنا ، ندع الأرض تدور حول الشمس ، ثم نستخدم علم المثلثات الأساسي لمعرفة المسافة.

بالنسبة للكواكب ، لا يعمل هذا & # 8217t حقًا لأنها لا تصدر ضوءًا ، لذلك ما نفعله عادةً هو النظر إلى النجم الذي يدور حوله ، ونرى كم يبعد ذلك. هذا يعطينا فكرة جيدة عن المسافة إلى ذلك الكوكب.

السبب في أننا & # 8217 جيد جدًا في هذا الأمر هو أن الفيزياء المعنية مفهومة جيدًا حقًا. القوانين التي تصف كيف تدور الكواكب حول النجوم معروفة حقًا ، وهذا يعني أنه يمكننا استخراج قدر هائل من المعلومات من بين الأشياء القليلة التي يمكننا قياسها. أراها دائمًا على أنها تحلب كل قطرة من المعلومات نحصل عليها مقابل كل ما يمكن أن تخبرنا به عن النجم الذي أتت منه. اعتاد أحد الأشخاص في دروسي في حساب التفاضل والتكامل دائمًا على تسميته & # 8220 استجواب البيانات & # 8221 وبصراحة لم يكن & # 8217t بعيدًا جدًا ، لأننا نحصل على الكثير من البيانات من البيانات القليلة جدًا.


ماذا تخبرنا الأطياف؟

تتألق معظم الأجسام الفلكية الساطعة لأنها ساخنة. في مثل هذه الحالات ، يخبرنا الاستمرارية التي ينبعث منها ما هي درجة الحرارة. هنا دليل تقريبي للغاية.

درجة حرارة
(في كلفن)
غالب
إشعاع
أمثلة فلكية
600الأشعة تحت الحمراء الكواكب ، الغبار الدافئ
6,000بصري الغلاف الضوئي للشمس والنجوم الأخرى
60,000الأشعة فوق البنفسجية الفوتوسفير للنجوم الساخنة جدا
600,000الأشعة السينية اللينة هالة الشمس
6,000,000الأشعة السينية إكليل النجوم النشطة

يمكننا أن نتعلم من الخطوط الطيفية أكثر بكثير مما نتعلمه من السلسلة المتصلة.

التركيب الكيميائي للنجوم

دراسات الطيف الشمسي (جوزيف فراونهوفر هو الأكثر شهرة وربما أيضًا المساهم المبكر الأكثر أهمية في هذا المجال) ، ومع ذلك ، كشفت خطوط الامتصاص (الخطوط المظلمة مقابل التسلسل الأكثر إشراقًا). ظل الأصل الدقيق لـ `` خطوط فراونهوفر '' ، كما نسميها اليوم ، موضع شك لسنوات عديدة ، حتى أعلن غوستاف كيرشوف ، في عام 1859 ، أن نفس المادة يمكنها إما إنتاج خطوط انبعاث (عندما يصدر غاز ساخن ضوءه الخاص ) أو خطوط الامتصاص (عندما يتم تسليط ضوء من مصدر أكثر إشراقًا ، وعادة ما يكون أكثر سخونة ، من خلاله). أصبح لدى العلماء الآن وسائل لتحديد التركيب الكيميائي للنجوم من خلال التحليل الطيفي!

كان اكتشاف الهليوم من أكثر الانتصارات الدراماتيكية للتحليل الطيفي الفيزيائي الفلكي خلال القرن التاسع عشر. لوحظ وجود خط انبعاث عند 587.6 نانومتر لأول مرة في الهالة الشمسية أثناء كسوف 18 أغسطس 1868 ، على الرغم من صعوبة تحديد الطول الموجي الدقيق في ذلك الوقت (بسبب الملاحظة القصيرة باستخدام الإعدادات المؤقتة للأدوات المنقولة إلى آسيا) . بعد شهرين ، استخدم نورمان لوكير تقنية ذكية وتمكن من مراقبة البروز الشمسي دون انتظار حدوث كسوف. لاحظ الطول الموجي الدقيق (587.6 نانومتر) لهذا الخط ، ورأى أنه لا توجد عناصر أرضية معروفة لها خط بهذا الطول الموجي. وخلص إلى أن هذا العنصر يجب أن يكون مكتشفًا حديثًا وأطلق عليه اسم "الهليوم". تم اكتشاف الهيليوم على الأرض في نهاية المطاف (1895) وأظهر نفس خط 587.6 نانومتر. اليوم ، نعلم أن الهيليوم هو ثاني أكثر العناصر وفرة في الكون.

نعلم اليوم أيضًا أن أكثر العناصر وفرة هو الهيدروجين. ومع ذلك ، لم تكن هذه الحقيقة واضحة في البداية. بلغت سنوات عديدة من الأعمال النظرية والنظرية ذروتها في عام 1925 ، عندما نشرت سيسيليا باين أطروحة الدكتوراه الخاصة بها بعنوان "الغلاف الجوي النجمي". (حاشية سفلية: كانت هذه أول دكتوراه على الإطلاق تُمنح في جامعة هارفارد ، كما تم الإشادة بها باعتبارها "بلا شك أطروحة الدكتوراه الأكثر ذكاءً على الإطلاق في علم الفلك" بعد 40 عامًا تقريبًا. تحولت لاحقًا إلى دراسات النجوم المتغيرة ، وصاغت مصطلح "المتغيرات الكارثية" في هذا العمل المبكر ، استخدمت العديد من الأطياف الممتازة التي التقطها مراقبو هارفارد ، وقامت بقياس شدة 134 سطرًا مختلفًا من 18 عنصرًا مختلفًا. طبقت النظرية الحديثة لتشكيل الخط الطيفي ووجدت أن التركيبات الكيميائية للنجوم ربما كانت جميعها متشابهة ، مع كون درجة الحرارة هي العامل المهم في تكوين مظاهرها المتنوعة. ثم تمكنت بعد ذلك من تقدير وفرة 17 عنصرًا بالنسبة للعنصر الثامن عشر ، السيليكون. بدا أن الهيدروجين أكثر وفرة من السيليكون بمليون مرة ، وهو استنتاج غير متوقع لدرجة أنه استغرق سنوات عديدة ليصبح مقبولًا على نطاق واسع.

حركة النجوم والمجرات

إذا كان طيف النجم أحمر أو أزرق ، فيمكنك استخدام ذلك لاستنتاج سرعته على طول خط البصر. كان لدراسات "السرعة الشعاعية" ثلاثة تطبيقات مهمة على الأقل في الفيزياء الفلكية.

الأول هو دراسة أنظمة النجوم الثنائية. تدور النجوم المكونة في ثنائي حول بعضها البعض. يمكنك قياس السرعات الشعاعية لدورة واحدة (أو أكثر!) للثنائي ، ثم يمكنك ربط ذلك مرة أخرى بسحب الجاذبية باستخدام معادلات نيوتن للحركة (أو تطبيقاتها الفيزيائية الفلكية ، قوانين كبلر).إذا كانت لديك معلومات إضافية ، مثل ملاحظات الكسوف (انظر منحنى الضوء) ، فيمكنك أحيانًا قياس كتل النجوم بدقة. لقد لعبت ثنائيات الكسوف ، التي يمكنك من خلالها رؤية الخطوط الطيفية لكلا النجمين ، دورًا مهمًا في إنشاء كتل وأنصاف أقطار الأنواع المختلفة من النجوم.

والثاني هو دراسة بنية مجرتنا. النجوم في المجرة تدور حول مركزها ، تمامًا كما تدور الكواكب حول الشمس. الأمر أكثر تعقيدًا ، لأن الجاذبية ترجع إلى كل النجوم في المجرة مجتمعة ، في هذه الحالة. (في النظام الشمسي ، تعتبر الشمس مصدرًا مهيمنًا بحيث يمكنك تجاهل قوة جذب الكواكب - أكثر أو أقل). لذلك ، لعبت دراسات السرعة الشعاعية للنجوم (ثنائية أو مفردة) دورًا رئيسيًا في تحديد شكل المجرة. لا يزال مجالًا نشطًا اليوم. على سبيل المثال ، يأتي أحد الأدلة على المادة المظلمة من دراسة توزيع السرعات على مسافات مختلفة من مركز المجرة. تطور مثير آخر هو دراسات السرعة الشعاعية للنجوم القريبة جدًا من مركز المجرة ، والتي تشير بقوة إلى أن مجرتنا تحتوي على ثقب أسود هائل.

والثالث هو توسع الكون. أثبت إدوين هابل أن المجرات البعيدة تميل لأن يكون لها أطياف أكثر انزياحًا نحو الأحمر. على الرغم من أن أينشتاين لم يتنبأ به ، فإن هذا الكون المتوسع هو حل طبيعي لنظرية النسبية العامة. اليوم ، بالنسبة للمجرات البعيدة ، يتم استخدام الانزياح الأحمر كمؤشر أساسي لمسافاتها. تسمى نسبة سرعة الركود إلى المسافة بثابت هابل ، وكان القياس الدقيق لقيمته أحد الإنجازات الرئيسية للفيزياء الفلكية اليوم ، باستخدام أدوات مثل تلسكوب هابل الفضائي.


كيف يقيس المرء سرعات الأشياء البعيدة والمشرقة - علم الفلك

تعني الطبيعة الموجية للضوء أنه سيكون هناك تحول في الخطوط الطيفية لجسم ما إذا كان يتحرك. يُعرف هذا التأثير باسم تأثير دوبلر. من المحتمل أنك سمعت تأثير دوبلر في تغيير نغمة الصوت القادم من شيء يتحرك نحوك أو بعيدًا عنك (على سبيل المثال ، صافرة القطار ، صفارة الشرطة ، موسيقى شاحنة الآيس كريم ، أزيز البعوض). أصوات من الأجسام تتحرك باتجاه انت في أعلى لأن الموجات الصوتية تنضغط معًا ، مما يؤدي إلى تقصير الطول الموجي لموجات الصوت. أصوات من الأجسام تتحرك بعيد منك عند أ أدنى بسبب شد الموجات الصوتية ، مما يؤدي إلى إطالة الطول الموجي. الضوء يتصرف بنفس الطريقة.

تتسبب حركة مصدر الضوء في تغيير مواضع الخطوط الطيفية. تسبب حركة الجسم إزاحة الطول الموجي = الجديد - راحة هذا يعتمد على السرعة والاتجاه الذي يتحرك به الجسم. يعتمد مقدار التحول على سرعة الكائن: = راحة × الخامسشعاعي / ج، أين ج هي سرعة الضوء ، راحة هو الطول الموجي الذي ستقيسه إذا كان الجسم في حالة راحة و الخامسشعاعي هي السرعة على طول خط البصر.

هناك الكثير من المعلومات المخزنة في تلك الصيغة الصغيرة! أولاً ، تقول أن ملف أسرع يتحرك الكائن أكبر تحول دوبلر. على سبيل المثال ، يتم إزاحة خط انبعاث معين للهيدروجين من المجرات القريبة بمقدار أصغر من نفس الخط من المجرات البعيدة. هذا يعني أن المجرات البعيدة تتحرك أسرع من المجرات القريبة. تعمل `` بنادق الرادار '' التي يستخدمها ضباط الشرطة على هذا المبدأ أيضًا. يرسلون موجة راديو ذات طول موجي محدد (أو تردد) تنعكس من السيارة إلى `` بندقية الرادار ''. يحدد الجهاز سرعة السيارة من الاختلاف في الطول الموجي (أو التردد) للحزمة المرسلة والحزمة المنعكسة.

ثانيًا ، المصطلح الخامسشعاعي يعني أن حركة الكائن فقط على طول خط البصر أنه مهم. إذا كان الجسم يتحرك بزاوية فيما يتعلق بخط الرؤية ، فإن إزاحة دوبلر () يخبرك فقط عن جزء حركته على طول خط الرؤية. يجب عليك استخدام تقنيات أخرى لتحديد مقدار السرعة الكلية لجسم ما متعامدة مع خط الرؤية.

أخيرًا ، الطريقة التي يتم بها إزاحة الخطوط الطيفية تخبرك ما إذا كان الكائن يتحرك نحوك أو بعيدًا عنك. إذا كان الكائن يتحرك باتجاه أنت ، الأمواج مضغوطة ، لذلك يكون طولها الموجي أقصر. يتم تحويل الخطوط إلى أطوال موجية أقصر (أكثر زرقة) - وهذا ما يسمى أ تحول الأزرق. إذا كان الكائن يتحرك بعيد منك ، فإن الأمواج ممتدة ، لذلك يكون طولها الموجي طويل. يتم إزاحة الخطوط إلى أطوال موجية أطول (حمراء) - وهذا ما يسمى أ الانزياح الأحمر.

يعمل هذا التفسير أيضًا إذا كنت تتحرك وكان الكائن ثابتًا أو إذا كنت أنت والكائن يتحركان. سيخبرك تأثير دوبلر عن نسبيا حركة الكائن بالنسبة لك. يتم إزاحة الخطوط الطيفية لكل مجرات الكون تقريبًا إلى النهاية الحمراء للطيف. هذا يعني أن المجرات تبتعد عن مجرة ​​درب التبانة وهذا دليل على توسع الكون.

لن يؤثر تأثير دوبلر على اللون الكلي للجسم إلا إذا كان يتحرك بجزء كبير من سرعة الضوء (سريع جدًا!). بالنسبة لجسم يتحرك نحونا ، سيتم إزاحة الألوان الحمراء إلى اللون البرتقالي وسيتم تحويل الأشعة تحت الحمراء القريبة إلى اللون الأحمر ، إلخ. كل الألوان تتغير. يعتمد اللون الكلي للكائن على الكثافة المجمعة لجميع الأطوال الموجية (الألوان). يوضح الشكل الأول أدناه الأطياف المستمرة للشمس بثلاث سرعات (صفر ، سريع 0.01ج ، سريع جدا 0.1ج). يظهر خط الهيدروجين ألفا (عند 656.3 نانومتر) أيضًا. تتحرك الأجسام في مجرتنا بسرعات أقل بكثير من 0.01ج. طيف دوبلر المستمر المتحرك للشمس يتحرك عند 0.01ج يكاد لا يمكن تمييزه عن الشمس في حالة السكون حتى عند التكبير إلى الأطوال الموجية الضوئية فقط (الشكل الثاني). ومع ذلك ، من السهل تحديد انزياح دوبلر للخط الطيفي للسرعة البطيئة. من خلال التكبير إلى أبعد من ذلك ، يمكنك اكتشاف تحولات دوبلر الخط الطيفي لسرعات صغيرة تصل إلى 1 كم / ثانية أو أقل (أقل من 3.334 & # 21510 -6 ج).


مشاريع حديثه

فك رموز البنية الحركية لسحابة ماجلان الصغيرة من خلال سكانها العملاق الأحمر

في Zivick و Kallivayalil و van der Marel 2020 ، نقدم نموذجًا حركيًا جديدًا لـ Small Magellanic Cloud (SMC) ، باستخدام بيانات من كتالوج gaia Data Release 2. نحدد عينة من نجوم عملاق أحمر (RG) حسن التصرف من الناحية الفلكية تنتمي إلى SMC وتتطابق مع كتالوجات السرعة الشعاعية (RV) المتاحة للجمهور. نقوم بإنشاء نموذج مكاني ثلاثي الأبعاد لـ RGs ، باستخدام RR Lyrae لتوزيعات المسافات ، ونطبق نماذج حركية ذات خصائص دوران مختلفة ووصفة جديدة لتوسيع المد والجزر لإنشاء كتالوجات وهمية للحركة المناسبة (PM). عندما نقارن هذه السلسلة من الفهارس الوهمية ببيانات RG المرصودة ، نجد مزيجًا من الدوران المعتدل (بحجم 10−20∼10−20 كم ثانية − 1−1 عند 1 kpc من مركز SMC ، الميل بين ∼50−80∼50−80 درجة ، وخط في الغالب من الشمال إلى الجنوب لزاوية موضع العقد ∼180∼180 درجة) وتمدد المد والجزر (بمقياس 10∼10 كم ثانية − 1−1 kpc− 1−1) لشرح تواقيع PM. تعتمد المعلمات الأكثر ملاءمة إلى حد ما على ما إذا كنا نقوم بتقييم PMs فقط أو تضمين RVs كتحقق نوعي ، مع ترك بعض التوتر الصغير المتبقي بين استنتاجات PM و RV. في كلتا الحالتين ، تختلف مساحة المعلمة التي يفضلها نموذجنا عن كل من الأشكال الهندسية الدورانية المستنبطة سابقًا ، بما في ذلك غاز SMC H < small I> ومن تحليلات RG RV-only ، وتحليلات SMC PM الجديدة التي خلصت إلى أن الدوران التوقيع غير قابل للكشف. يؤكد هذا معًا على الحاجة إلى معاملة SMC كسلسلة من مجموعات سكانية مختلفة ذات حركيات متميزة.

أوراق بحثية

التاريخ المداري لأقمار ماجلان باستخدام حركات Gaia DR2 المناسبة

مع إطلاق Gaia DR2 ، أصبح من الممكن الآن قياس الحركات المناسبة (PMs) للأقمار الصناعية الأقل كتلة وخافتة للغاية في هالة درب التبانة (MW) لأول مرة. يُفترض أن العديد من هذه الأقمار الصناعية الباهتة قد تراكمت كأقمار صناعية لسحب ماجلان (MCs). في باتيل ، كاليفاياليل ، جارافيتو كامارجو ، وآخرون. 2020 ، باستخدام معلومات فضاء المرحلة 6D الخاصة بهم ، نحسب التواريخ المدارية لـ 13 قمراً صناعياً خافتاً للغاية وخمسة أقمار صناعية كلاسيكية في إمكانات MW + LMC + SMC مجتمعة لتحديد المجرات المرتبطة ديناميكيًا بـ LMC / SMC. نحدد ثلاث فئات من المجرات التي تفاعلت مؤخرًا مع MCs: i.) الأقمار الصناعية MW على مدارات عالية السرعة التي اقتربت عن كثب (& lt 100 kpc) من MCs & lt 1 Gyr ago (Sculptor 1، Tucana 3، Segue 1 ) ii.) أقمار Magellanic قصيرة المدى التي أكملت ممرًا حديثًا قريبًا من المركز (Reticulum 2 ، Phoenix 2) و iii.) أقمار Magellanic طويلة المدى التي أكملت مقطعين متتاليين قريبين (كارينا 2 ، كارينا 3 ، Horologium 1 ، Hydrus 1). تم الإبلاغ عن النتائج لمجموعة من كتل MW و LMC. على عكس العمل السابق ، لم نجد أي ارتباط ديناميكي بين Carina و Fornax و MCs. وجدنا أن Aquarius 2 و Canes Venatici 2 و Crater 2 و Draco 1 و Draco 2 و Hydra 2 و Ursa Minor ليسوا أعضاء في نظام Magellanic. أخيرًا ، قررنا أن إضافة إمكانات الجاذبية لـ SMC تؤثر على طول عمر الأقمار الصناعية كأعضاء في نظام Magellanic (الأقمار الصناعية قصيرة المدى مقابل الأقمار طويلة المدى) ، ولكنها لا تغير إجمالي عدد سكان أقمار Magellanic.

أوراق بحثية

مجال الحركة المناسب على طول جسر ماجلان: مسبار جديد لتفاعل LMC-SMC

في زيفيك ، كاليفاياليل ، بيسلا ، وآخرون. نقدم عام 2019 أول تحليل حركي مفصل للحركات المناسبة (PMs) للنجوم في جسر ماجلانيك ، من كلا جايا كتالوج إصدار البيانات 2 ومن تلسكوب هابل الفضائي كاميرا متقدمة لبيانات الاستطلاعات. بالنسبة إلى جايا البيانات ، نحدد ونختار مجموعتين من النجوم في منطقة الجسر ، التسلسل الرئيسي الشاب (MS) والنجوم العملاقة الحمراء. تتم مقارنة المواقع المكانية للنجوم بهيكل غاز H المعروف ، وإيجاد ارتباط بين نجوم MS وغاز HI. في ال تلسكوب هابل الفضائي المجالات التي تأتي إشاراتنا بشكل أساسي من MS أقدم ومجموعة متقطعة ، وتتراوح خطوط الأساس المناسبة للحركة بين ∼4 و 13 عامًا. تم العثور على PMs لهذه المجموعات المختلفة لتكون متسقة مع بعضها البعض ، وكذلك عبر التلسكوبات. عندما يتم طرح الحركة المطلقة لسحابة ماجلان الصغيرة ، تعرض حركات الجسر المتبقية نمطًا عامًا للإشارة بعيدًا عن سحابة ماجلان الصغيرة باتجاه سحابة ماجلان الكبيرة. نقارن بالتفصيل الحركية للعينات النجمية مقابل المحاكاة العددية للتفاعلات بين سحابة ماجلان الصغيرة والكبيرة ، ونجد اتفاقًا عامًا بين حركيات المجموعات السكانية المرصودة والمحاكاة التي خضعت فيها السحب لتصادم مباشر حديث.

أوراق بحثية

مقالات إخبارية

أقمار غيوم ماجلان المفقودة؟ حركات Gaia المناسبة للمجرات فائقة الخفة المكتشفة مؤخرًا

في Kallivayalil ، Sales ، Zivick ، ​​Fritz et al. قدمنا ​​2018 قياسات الحركة المناسبة لـ 13 من 32 مجرة ​​قزمة تم اكتشافها حديثًا باستخدام إصدار بيانات Gaia 2. جميع 13 لها أيضًا قياسات السرعة الشعاعية. قارنا السرعات ثلاثية الأبعاد المقاسة لهذه الأقزام بتلك المتوقعة على المسافة والموقع المقابل لحطام تناظرية LMC في محاكاة عددية. نستنتج أن 4 من هذه المجرات (Hor1 و Car2 و Car3 و Hyd1) قد أتت مع نظام Magellanic Cloud ، مما يشكل أول تأكيد لنوع معصوم القمر الصناعي الذي تنبأت به LCDM. تحتوي Ret2 و Tuc2 و Gru1 على بعض مكونات السرعة التي لا تتوافق مع 3 سيغما من توقعاتنا وبالتالي فهي أقل تفضيلاً. يمكن ربط Hyd2 و Dra2 مع LMC ويستحقان مزيدًا من الاهتمام. نستبعد Tuc3 و Cra2 و Tri2 و Aqu2 كأعضاء محتملين. من بين الأقزام التي لم يتم قياسها PMs ، 6 منها تعتبر غير مرجحة على أساس مواقعها ومسافاتها وحدها مما يجعلها بعيدة جدًا عن المستوى المداري المتوقع لحطام LMC (Eri2 و Ind2 و Cet2 و Tri2 و Cet3 و Vir1). بالنسبة للعينة المتبقية ، نستخدم المحاكاة للتنبؤ بالحركات المناسبة والسرعات الشعاعية ، ووجدنا أن Phx2 لديه كثافة زائدة من النجوم في DR2 بما يتفق مع تنبؤ PM. إذا تم تأكيد سرعته الشعاعية عند ∼ − 15 km s -1 ، فمن المحتمل أيضًا أن يكون عضوًا.

أوراق بحثية

مجال الحركة المناسبة لسحابة ماجلان الصغيرة: دليل حركي لاضطراب المد والجزر

في زيفيك ، كاليفاياليل ، فان دير ماريل وآخرون. نقدم 2018 قياسًا جديدًا للحركة النظامية المناسبة لسحابة ماجلان الصغيرة (SMC) ، استنادًا إلى مجموعة موسعة من 30 حقلاً تحتوي على كوازارات خلفية وتمتد على خط أساس لمدة 3 سنوات ، باستخدام تلسكوب هابل الفضائي كاميرا واسعة المجال 3 (HST WFC3). دمج هذه البيانات مع 5 السابقة لدينا HST الحقول ، وقياسات 8 إضافية من جايا-كتالوج الحلول الفلكية الفلكية ، يقودنا إلى إجمالي 43 حقل SMC. نقيس الحركة النظامية لـ μW = 0.82 ± 0.02 (عشوائي) ± 0.10 (نظامي) ماس سنة -1 و μN = −1.21 ± 0.01 (عشوائي) ± 0.03 (منهجية) ماس سنة -1. بعد طرح الحركة النظامية ، نجد القليل من الأدلة على الدوران ، لكننا نجد متوسط ​​الحركة المنظمة شعاعيًا بعيدًا عن SMC في المناطق الخارجية من المجرة ، مما يشير إلى أن SMC في طور اضطراب المد والجزر. نقوم بنمذجة التفاعلات السابقة للسحب مع بعضنا البعض بناءً على السرعة النسبية المقاسة في الوقت الحاضر بينهما والتي تبلغ 103 ± 26 كم ثانية -1. وجدنا أنه في 97٪ من الحالات المدروسة ، تعرضت السحابة لتصادم مباشر قبل 147 ± 33 Myr ، بمتوسط ​​تأثير يبلغ 7.5 ± 2.5 kpc.

أوراق بحثية

مدار وأصل المجرة القزمة الخافتة للغاية Segue 1

في فريتز ، لوكين ، كاليفاياليل وآخرون. في 2018 ، قدمنا ​​أول قياس مناسب للحركة لمجرة كروية قزمية خافتة للغاية ، Segue 1 ، باستخدام بيانات SDSS و LBC كعهدتين أولى وثانية مفصولة بخط أساس of10 سنوات. نحصل على حركة μαcos (δ) = - 0.37 ± 0.57 mas yr -1 و μδ = −3.39 ± 0.58 mas yr -1. بدمج هذا مع سرعة خط البصر المعروفة ، هذا يتوافق مع Galactocentric Vrad = 84 ± 9 و Vtan = 164 +66 −55 كم ثانية -1. تطبيق هالة درب التبانة بين 0.8 إلى 1.6 × 1012 م النتائج في apocenter عند 33.9 +21.7 −7.4 kpc و pericenter عند 15.4 +10.1 −9.0 kpc من مركز المجرة ، مما يشير إلى Segue

1 مرتبط بإحكام بدرب التبانة. نظرًا لأن القطب المداري لـ Segue 1 ولا بعده عن درب التبانة لا يشبه الأقزام الكلاسيكية الأكثر ضخامة ، فمن غير المرجح أن يكون Segue 1 قمرًا صناعيًا لمجرة ضخمة معروفة. باستخدام محاكاة التكبير الكونية لمجرات مجرة ​​درب التبانة ، نحدد سوبهالوس في مدارات مماثلة مثل Segue 1 ، مما يشير إلى الخصائص المدارية التالية: خطأ أول متوسط ​​8.1 +3.6 −4.3 قبل Gyrs ، كان متوسط ​​4 ممرات محيطية منذ ذلك الحين ونحو 22.8 +4.7 −4.8 kpc. هذا أكبر قليلاً من محيط المركز المشتق مباشرةً من بارامترات Segue 1 و Milky Way ، لأن المجرات ذات محيط صغير من المرجح أن يتم تدميرها. من بين نظائر subhalo الباقية كان 27 ٪ فقط قمرًا صناعيًا لمجرة قزمة أكثر ضخامة (التي تم تدميرها الآن) ، وبالتالي من المرجح أن يكون Segue 1 قد تراكم من تلقاء نفسه.

أوراق بحثية

الحركة الصحيحة لـ Pyxis: أول استخدام للبصريات التكيفية جنبًا إلى جنب مع HST على جسم هالة خافت:

في فريتز ، ليندن ، زيفيك ، كاليفاياليل وآخرون. نقدم في عام 2017 قياسًا مناسبًا للحركة لمجموعة Pyxis الكروية الهالة ، باستخدام بيانات HST / ACS كعهد أول ، وبيانات GeMS / GSAOI Adaptive Optics باعتبارها الثانية ، مفصولة بخط أساس of 5 سنوات. يتكون إطارنا المرجعي بالقصور الذاتي من مجرات في الخلفية. هذا هو أول قياس للحركة الصحيحة لـ Pyxis ، بالإضافة إلى المعايرة الأولى واستخدام بيانات البصريات التكيفية المتعددة المقترنة لقياس الحركة المناسبة المطلقة لجسم هالة خافت وبعيد. نحن نستخدم السرعة ثلاثية الأبعاد التي تم الحصول عليها من Pyxis والنمذجة الديناميكية لإظهار أن Pyxis ليس سلفًا لتيار ATLAS. نحن نستخدم محاكاة عددية كونية لمجرة درب التبانة مع نظير LMC لإظهار أن Pyxis من غير المرجح أن تكون مرتبطة بنظام Magellanic. المدار غريب الأطوار يقوي حالة الأصل خارج المجرة لـ Pyxis. تشير معدنية وعمر Pyxis إلى أصل من مضيف سابق ضخم نوعًا ما ، على الأقل كتلة Leo II. تم تسليط الضوء على هذا العمل في بيان صحفي الجوزاء.

أوراق بحثية

مقالات إخبارية

شكل هالة درب التبانة الداخلية من ملاحظات Pal 5 و GD-1 التيارات النجمية:

في Bovy و Bahmanyar و Fritz & amp Kallivayalil 2016 ، قمنا بتقييد شكل هالة درب التبانة من خلال النمذجة الديناميكية لمسارات فضاء الطور المرصودة لتيارات المد والجزر Pal 5 و GD-1. نجد أن المعلومات الوحيدة حول الإمكانات المستقاة من مسارات هذه التيارات هي قياسات دقيقة لشكل جهد الجاذبية - نسبة التسارع الرأسي إلى الشعاعي - في موقع التيارات ، مع قيود أضعف على التسارع الشعاعي والرأسي بشكل منفصل. سوف يتحسن الأخير بشكل كبير مع قياسات دقيقة للحركة المناسبة من Gaia. نقيس أن التسطيح الإجمالي المحتمل هو 0.95 +/- 0.04 في موقع GD-1 ([R ، z]

[12.5،6.7] كيلوبتامين (kpc) و 0.94 +/- 0.05 في موضع Pal 5 ([R ، z]

[8.4،16.8] كبك). بالاقتران مع القيود المفروضة على مجال القوة بالقرب من قرص المجرة ، نحدد أن نسبة المحور لتوزيع كثافة هالة المادة المظلمة هي 1.05 +/- 0.14 داخل 20 كيلوبت في الثانية الداخلية ، مع إشارة إلى أن الهالة تصبح أكثر تسطيحًا بالقرب من الحافة من هذا الحجم. كتلة الهالة في حدود 20 كيلو بايت هي 1.1 +/- 0.1 × 10 ^ <11> M_sun. تتعارض هالة المادة المظلمة التي تقترب من الشكل الكروي مع تنبؤات المحاكاة العددية لتشكيل هالات المادة المظلمة.

أوراق بحثية

تحديد الأقمار الصناعية الحقيقية لغيوم ماجلان:

في Sales و Navarro و Kallivayalil & amp Frenk 2016 ، نستكشف أيًا من الأقمار الصناعية منخفضة الكتلة المكتشفة حديثًا ربما تم إحضارها بواسطة نظام Magellanic. تشير الطبيعة الهرمية للـ LCDM إلى أن غيوم ماجلان يجب أن تكون محاطة بعدد من الأقمار الصناعية قبل دخولها مجرة ​​درب التبانة.يجب أن يظل العديد من هذه الأقمار الصناعية على مقربة من الغيوم ، لكن بعضها قد يتشتت أمام / خلف الغيوم على طول مدارها المجري. في كلتا الحالتين ، يؤدي الارتباط المسبق بالغيوم إلى قيود شديدة على المواقع الحالية وسرعات أقمار ماجلان الصناعية المرشحة: يجب أن تكون قريبة من المستوى المداري شبه القطبي لتيار ماجلان ، ويجب أن تتبع مسافاتها وسرعاتها الشعاعية توقع الاعتماد على خط العرض لتيار مد وجزر مع السحب في محيط المركز. نستخدم محاكاة رقمية كونية لاضطراب سوبهالو هائل في هالة LCDM بحجم مجرة ​​درب التبانة لاختبار ما إذا كان أي من الأقمار الصناعية ذات الكتلة المنخفضة العشرين التي تم اكتشافها مؤخرًا في استطلاعات DES و SMASH و Pan-STARRS و ATLAS مرتبطة حقًا مع الغيوم. من بين الأنظمة الستة ذات البيانات الحركية ، فقط Hydra II و Hor 1 لهما مسافات وسرعات شعاعية متوافقة مع أصل Magellanic. من بين الأقمار الصناعية منخفضة الكتلة المتبقية ، ستة (Hor 2 و Eri 3 و Ret 3 و Tuc 4 و Tuc 5 و Phx 2) لها مواقع ومسافات متوافقة مع أصل ماجلاني ، ولكن البيانات الحركية مطلوبة لإثبات هذا الاحتمال. سيتطلب الدليل القاطع للارتباط حركات مناسبة لتقييد اتجاه الزخم الزاوي المداري ، والذي ، بالنسبة لسواتل ماجلان الحقيقية ، يجب أن يتطابق مع الغيوم. نستخدم هذه النتيجة للتنبؤ بالسرعات الشعاعية والحركات المناسبة لجميع الأقمار الصناعية الجديدة منخفضة الكتلة. نتائجنا غير حساسة نسبيًا لافتراض المركز الأول أو الثاني للسحب.

أوراق بحثية

قياس الفلك باستخدام MCAO في Gemini وفي ELTs:

في فريتز وآخرون. نقدم 2016 أول تحليل لميزانية الخطأ الفلكي للقياس الفلكي المطلق بالنسبة إلى المجرات الخلفية باستخدام البصريات التكيفية. نستخدم في هذا التحليل صور بصريات تكيفية متعددة المقترنة (MCAO) تم الحصول عليها باستخدام GeMS / GSAOI في Gemini South. وجدنا أنه من الممكن الحصول على دقة مرجعية 0.3 mas في حقل عشوائي مع ساعة واحدة من المصدر باستخدام مجرات خلفية باهتة. يمكن تصحيح الأخطاء المنهجية تحت هذا المستوى ، بحيث يبلغ الخطأ الإجمالي حوالي 0.4 mas. نظرًا لتوسيع المصادر المرجعية ، نجد أنه من الضروري تصحيح تبعية النقطه الوسطى PSF على حجم الفتحة المستخدمة ، والذي قد يتسبب بخلاف ذلك في انحياز مهم. يجب أيضًا مراعاة هذا التأثير في التلسكوبات الكبيرة جدًا (ELTs). عندما يتم تصحيح هذا التأثير ، فإن ELTs لديها القدرة على قياس الحركات المناسبة للمجرات القزمية حول M31 بدقة 10 كم / ثانية على مدى 5 سنوات.

أوراق بحثية

الحركة الصحيحة لبالومار 5:

استخدمنا التلسكوب ذو العينين الكبير من UVa جنبًا إلى جنب مع مسح Sloan الرقمي للسماء لقياس أول CCD (جهاز مقترن بالشحن) يعتمد على الحركة المناسبة للعنقود الكروي Palomar 5 الذي تم تعطيله تدريجيًا بواسطة درب التبانة. تُظهِر النمذجة اللاحقة لهذا الاضطراب دليلًا مفاجئًا على أن هالة درب التبانة المظلمة موصوفة بشكل مناسب من خلال إمكانات كروية ، بدلاً من ثلاثية المحاور.

أوراق بحثية

استكشاف الهالة المظلمة لمجرة درب التبانة باستخدام GeMS / GSAOI

نحن نعمل على تطوير استخدام طرق البصريات التكيفية (AO) لقياس الحركات المناسبة (PMs) لمجموعة متنوعة من أدوات التتبع في المجموعة المحلية ، وهي باهتة جدًا بالنسبة للقياس الفلكي GAIA. تتمثل الأهداف العلمية الرئيسية لهذا البرنامج في تقييد شكل الهالة الداكنة والتوجيه والمظهر الشعاعي والكتلة الإجمالية لدرب التبانة بشكل نهائي. من الصعب قياس PMs. إن حجم الحركة المقابلة في مستوى السماء عند مسافات الهالة النموذجية (50 كيلو باسكال) صغير جدًا مقارنة بالدقة التي يمكن تحقيقها باستخدام التلسكوبات الأرضية العادية. باستخدام تقنيات تلسكوب هابل الفضائي (HST) ، تم تحقيق دقة تبلغ 10 كم / ثانية في مثل هذه المسافات. ومع ذلك ، من الواضح أن الاستخدام المستمر لـ HST محدود بسبب عمره الافتراضي ، ولم يتم التحقيق إلا في جزء صغير من البنية التحتية للمجموعة المحلية. تقنيات AO هي أكثر الطرق الواعدة على المدى الطويل. الهدف هنا هو تطوير طرق AO متعددة الاقتران لقياس PMs عالية الدقة في سياق برنامج الجوزاء الطويل / الكبير المعتمد مؤخرًا. سيعمل هذا أيضًا كنقطة ربط لـ HST البصري لـ K-band AO ، والتي يمكن تطبيقها على الكثير من أرشيف HST الكبير ، بما في ذلك الهياكل الأساسية M31 ، مع إمكانية الحصول على دقة عالية جدًا عند توسيعها باستخدام تلسكوبات كبيرة للغاية في المستقبل.

أوراق بحثية

تم التقاط صور Pyxis (على اليسار) و Carina (على اليمين) باستخدام نظام GeMS / GSAOI في Gemini South.

* إذا كنت مهتمًا باستخدام هذه البيانات في عملك ، فيرجى الاتصال بـ Nitya Kallivayalil على [email protected]


حساب المنظر

قد يقيس عالم الفلك زاوية 2 قوس ثانية للنجم الذي يراقبه ، ويريد حساب المسافة إلى النجم. المنظر صغير جدًا ، يتم قياسه بالثواني من القوس ، يساوي واحدًا على ستين من دقيقة واحدة من القوس ، والتي بدورها تساوي واحدًا على ستين درجة من الدوران.

يعرف الفلكي أيضًا أن الأرض تحركت بمقدار 2 وحدة فلكية بين الملاحظات. بعبارة أخرى ، يبلغ طول المثلث القائم الزاوية المكون من الأرض والشمس والنجم 1 AU للجانب بين الأرض والشمس ، بينما الزاوية عند النجم ، داخل المثلث القائم الزاوية ، هي نصف الزاوية المقاسة أو ثانية قوسية. بعد ذلك ، المسافة إلى النجم تساوي 1 AU مقسومة على ظل 1 قوس ثانية أو 206،265 AU.

لتسهيل التعامل مع وحدات قياس المنظر ، يُعرَّف الفرس الفلكي على أنه المسافة إلى نجم بزاوية اختلاف المنظر بمقدار ثانية قوسية واحدة ، أو 206،265 وحدة فلكية. لإعطاء فكرة عن المسافات المعنية ، يبلغ طول وحدة فلكية واحدة حوالي 93 مليون ميل ، وفرسخ واحد يبلغ حوالي 3.3 سنة ضوئية ، والسنة الضوئية تبلغ حوالي 6 تريليون ميل. تقع أقرب النجوم على بعد عدة سنوات ضوئية.


وفاة المنافس الأول للعبة Dark Matter

"التناقض بين ما كان متوقعًا وما لوحظ قد نما على مر السنين ، ونحن نجتهد أكثر فأكثر لسد الفجوة." -إرميا ب. أوستريكر

إذا كان لديك أي نوع من الاهتمام بالفضاء الخارجي والكون وما يتكون منه هذا الوجود بالكامل ، فمن المحتمل أنك سمعت عن المادة المظلمة - أو على الأقل المادة المظلمة مشكلة - قبل. باختصار ، دعنا نلقي نظرة على ما قد تراه إذا نظرت إلى الكون بأعظم تقنية تلسكوب طورناها كنوع على الإطلاق.

ليست هذه الصورة بالطبع. هذا ما ستراه بشكل ملحوظ ساعد عين الإنسان: منطقة صغيرة من الفضاء تحتوي على عدد قليل من النجوم الخافتة الخافتة الموجودة داخل مجرتنا ، وعلى ما يبدو لا شيئ أبعد من ذلك.

ما قمنا به ليس فقط النظر إلى هذه المنطقة على وجه الخصوص ، ولكن العديد من المناطق الأخرى مثلها ، بأدوات حساسة بشكل لا يصدق. حتى في منطقة كهذه ، خالية من النجوم الساطعة ، أو المجرات ، أو العناقيد أو المجموعات المعروفة ، كل ما علينا فعله هو توجيه كاميراتنا إليها لفترات زمنية طويلة بشكل عشوائي. إذا تركنا ما يكفي من الوقت يمر ، نبدأ في جمع الفوتونات من مصادر بعيدة خافتة بشكل لا يصدق. هذا الصندوق الصغير الذي يحمل علامة "XDF" أعلاه هو موقع حقل هابل العميق العميق ، وهي منطقة صغيرة جدًا تتطلب 32,000,000 منهم لتغطية سماء الليل بأكملها. ومع ذلك ، هذا ما رآه هابل.

يوجد 5,500 تم تحديد المجرات الفريدة في هذه الصورة ، مما يعني وجود على الاكثر 200 مليار مجرة ​​في الكون كله. ولكن على الرغم من أن هذا الرقم مثير للإعجاب ، فإنه ليس حتى الشيء الأكثر إثارة للإعجاب الذي تعلمناه عن الكون من خلال دراسة العدد الهائل والتنوع للمجرات والمجموعات والعناقيد بداخله.

فكر في سبب تألق هذه المجرات ، سواء كان ذلك بجوارنا مباشرة أو على بعد عشرات المليارات من السنين الضوئية.

إنها النجوم الساطعة بداخلهم! على مدار الـ 150 عامًا الماضية أو نحو ذلك ، كان أحد أعظم إنجازات علم الفلك والفيزياء الفلكية هو فهمنا لكيفية تشكل النجوم وحياتها وموتها وتألقها أثناء وجودها على قيد الحياة. عندما نقيس ضوء النجوم القادم من أي واحدة من هذه المجرات ، يمكننا على الفور أن نستنتج بالضبط كيف توجد أنواع النجوم بداخلها ، وما هو المجموع كتلة من النجوم بالداخل.

ضع هذا في ذهنك ونحن نمضي قدمًا: يخبرنا الضوء الذي نلاحظه من المجرات والمجموعات والعناقيد التي نراها عن مقدار الكتلة الموجودة في نجوم تلك المجرة أو المجموعة أو المجموعة العنقودية. لكن ضوء النجوم ليس هو فقط شيء يمكننا قياسه!

يمكننا أيضًا قياس كيف تكون هذه المجرات متحرك، ومدى سرعة دورانها ، وما هي سرعاتها بالنسبة لبعضها البعض ، وما إلى ذلك. هذا قوي بشكل لا يصدق ، لأنه بناءً على قوانين الجاذبية ، إذا كنا قياس السرعات من هذه الأشياء ، يمكننا أن نستنتج كم الكتلة والمادة يجب أن يكون هناك بداخلهم!

فكر في ذلك للحظة: قانون الجاذبية عالمي ، مما يعني أنه هو نفسه في كل مكان في الكون. يجب أن يكون القانون الذي يحكم النظام الشمسي هو نفسه القانون الذي يحكم المجرات. وهكذا لدينا هنا اثنين طرق مختلفة لقياس كتلة أكبر الهياكل في الكون:

  1. يمكننا قياس ضوء النجوم المنبعث منها ، ولأننا نعرف كيف تعمل النجوم ، يمكننا استنتاج مقدار الكتلة الموجودة في النجوم في هذه الأجسام.
  2. يمكننا قياس كيفية تحركهم ، ومعرفة ما إذا كانوا مرتبطين بالجاذبية ، وكيف. من الجاذبية يمكننا أن نستنتج المقدار مجموع الكتلة الموجودة في هذه الأشياء.

إذن الآن نطرح السؤال الحاسم: هل هذين الرقمين متطابقان؟

ليس فقط أنها غير متطابقة ، فهي ليست كذلك قريب! إذا قمت بحساب مقدار الكتلة الموجودة في النجوم ، فستحصل على رقم ، وإذا قمت بحساب مقدار الكتلة التي يخبرنا بها الجاذبية يجب كن هناك تحصل على رقم هذا أكبر بخمسين مرة. هذا صحيح بغض النظر عما إذا كنت تنظر إلى مجرات صغيرة أو مجرات كبيرة أو مجموعات أو عناقيد من المجرات.

حسنًا ، هذا يخبرنا بشيء مهم: إما أيًا كان ما يشكل 98٪ من كتلة الكون ليس كذلك النجوم أو فهمنا للجاذبية خاطئ. دعونا نلقي نظرة على الخيار الأول ، لأن لدينا كثيرا من البيانات هناك.

يمكن أن يكون هناك الكثير من الأشياء الأخرى هناك بجانب النجوم التي تشكل كتلة المجرات والعناقيد ، وتشمل:

  • كتل من المواد غير المضيئة مثل الكواكب والأقمار والقمر الصغيرة والكويكبات وكرات الجليد وما إلى ذلك ،
  • الغازات بين النجوم المتعادلة والمتأينة والغبار والبلازما ،
  • الثقوب السوداء،
  • بقايا نجمية مثل الأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية
  • ونجوم قاتمة جدا أو نجوم قزمة.

الشيء هو أننا قمنا بقياس وفرة هذه الأشياء و- في الواقع- مجموع كمية المادة العادية (أي المصنوعة من البروتونات والنيوترونات والإلكترونات) في الكون من مجموعة متنوعة من الخطوط المستقلة ، بما في ذلك وفرة العناصر الضوئية ، وخلفية الموجات الكونية الميكروية ، والهيكل الواسع النطاق للكون ، ومن المسوحات الفيزيائية الفلكية . لقد قيدنا بشدة مساهمة النيوترينوات ، وهذا ما تعلمناه.

يتكون حوالي 15-16 ٪ من إجمالي كمية المادة في الكون من البروتونات والنيوترونات والإلكترونات ، ومعظمها موجود في الغاز والبلازما بين النجوم (أو بين المجرات). ربما يكون هناك حوالي 1٪ أخرى على شكل نيوترينوات ، والباقي يجب أن يكون كذلك نوع من الكتلة لا يتكون من أي جسيمات موجودة في النموذج القياسي.

هذا مشكلة المادة المظلمة. ولكنها ممكن التي تفترض شكلاً جديدًا غير مرئي من المادة ليس كذلك الحل ، لكن قوانين الجاذبية على المقاييس الأكبر خاطئة ببساطة. دعني أطلعك على تاريخ موجز لمشكلة المادة المظلمة ، وما تعلمناه عنها مع مرور الوقت.

لم يكن تكوين الهيكل واسع النطاق - على الأقل في البداية - مفهومًا جيدًا. لكن ابتداءً من ثلاثينيات القرن الماضي ، بدأ فريتز زويكي بقياس ضوء النجوم القادم من المجرات الموجودة في عناقيد ، وكذلك مدى سرعة تحرك المجرات الفردية بالنسبة إلى بعضها البعض. وأشار إلى التناقض الهائل المذكور أعلاه بين الكتلة الموجودة في النجوم والكتلة التي يجب كن حاضرًا للحفاظ على هذه المجموعات الكبيرة مرتبطة ببعضها البعض.

تم تجاهل هذا العمل إلى حد كبير لمدة 40 عامًا تقريبًا.

عندما بدأنا في إجراء مسوحات كونية كبيرة في السبعينيات ، مثل PSCz ، بدأت نتائجهم تشير إلى أنه بالإضافة إلى مشاكل ديناميكيات الكتلة في Zwicky ، فإن الهيكل الذي كنا نراه على المقاييس الأكبر يتطلب مصدرًا غير مرئي وغير باريوني للكتلة. لإعادة إنتاج الهياكل الملاحظة. (تم تحسين هذا منذ ذلك الحين من خلال استطلاعات مثل 2dF أعلاه و SDSS.)

في السبعينيات أيضًا ، جذب عمل فيرا روبن الأصلي والمؤثر بشكل كبير انتباهًا جديدًا إلى المجرات الدوارة ، ومشكلة المادة المظلمة التي تم عرضها بدقة.

بناءً على ما كان معروفًا عن قانون الجاذبية وما لوحظ حول كثافة المادة الطبيعية في المجرات ، كنت تتوقع أنه كلما ابتعدت عن مركز مجرة ​​حلزونية تدور حولها ، ستتباطأ النجوم التي تدور حولها. . هذا ينبغي تكون مشابهة جدًا للظاهرة التي نراها في النظام الشمسي ، حيث يمتلك عطارد أعلى سرعة مدارية ، يليه كوكب الزهرة ، ثم الأرض ، ثم المريخ ، وما إلى ذلك. ولكن ما تظهره المجرات الدوارة في حين أن هي أن سرعة الدوران تبدو ثابتة وأنت تتحرك لمسافات أكبر وأكبر ، وهو ما يخبرنا بذلك إما هناك كتلة أكبر مما يمكن تفسيره بالمادة العادية ، أو أن قانون الجاذبية يحتاج إلى تعديل.

كانت المادة المظلمة هي الحل الرئيسي المقترح لهذه المشاكل ، لكن لم يعرف أحد ما إذا كانت كلها باريونية أم لا ، وما هي خصائص درجة حرارتها ، وما إذا كانت / كيف تتفاعل مع كل من المادة الطبيعية ومع نفسها. كانت لدينا بعض القيود والقيود على ما لا يمكنها فعله ، وبعض عمليات المحاكاة المبكرة التي بدت واعدة ، ولكن لا شيء مقنعًا بشكل ملموس. ثم جاء البديل الرئيسي الأول.

تم اقتراح MOND - اختصار لـ MOdified Newtonian Dynamics - في أوائل الثمانينيات من القرن الماضي كتوافق تجريبي ظاهري لشرح المجرات الدوارة. انها عملت جدا جيد بالنسبة للهيكل الصغير الحجم (مقياس المجرة) ، لكنه فشل على نطاق واسع في جميع النماذج. لا يمكن أن تفسر عناقيد المجرات ، ولا يمكن أن تفسر الهياكل واسعة النطاق ، ولا يمكن أن تفسر وفرة العناصر الضوئية ، من بين أمور أخرى.

بينما ديناميكيات المجرة تعلق الناس على MOND لأنها هو أكثر نجاحًا في التنبؤ بمنحنيات دوران المجرة من المادة المظلمة ، كان الجميع متشككًا للغاية ، ولسبب وجيه.

بالإضافة إلى إخفاقاتها على جميع المقاييس الأكبر من تلك الخاصة بالمجرات الفردية ، لم تكن نظرية الجاذبية قابلة للتطبيق. لم تكن نسبية ، بمعنى أنها لا تستطيع تفسير أشياء مثل انحناء ضوء النجوم بسبب الكتلة المتداخلة ، أو تمدد زمن الجاذبية أو الانزياح الأحمر ، أو سلوك النجوم النابضة الثنائية ، أو أي ظواهر نسبية جاذبية تم التحقق من حدوثها بالاتفاق مع تنبؤات أينشتاين. . كانت الكأس المقدسة لـ MOND - وما طالب به العديد من مؤيدي المادة المظلمة ، بمن فيهم أنا - نسخة نسبية يمكن أن تفسر منحنيات دوران المجرات جنبا إلى جنب مع كل النجاحات الأخرى لنظرية الجاذبية الحالية.

في غضون ذلك ، ومع مرور السنين ، بدأت المادة المظلمة في تحقيق عدد هائل من النجاحات الكونية. نظرًا لأن بنية الكون واسعة النطاق تحولت من مفهوم غير مفهوم جيدًا إلى مفهوم جيدًا ، وبما أن طيف طاقة المادة (أعلاه) والتقلبات في الخلفية الكونية الميكروية (أدناه) قد تم قياسها بدقة ، فقد وجد أن المادة المظلمة تعمل بشكل رائع على أكبر المقاييس.

بعبارة أخرى ، كانت هذه الملاحظات الجديدة - تمامًا مثل تلك الخاصة بالتخليق النووي للانفجار العظيم - متسقة مع كون يتكون من حوالي خمسة أضعاف كمية المادة المظلمة (غير الباريونية) مثل المادة العادية.

وبعد ذلك ، في عام 2005 ، لوحظ "البندقية الدخانية". وقعنا على مجموعتين من المجرات في الحدث من الاصطدام ، مما يعني أنه إذا كانت المادة المظلمة صحيحة ، فسنرى المادة الباريونية - الغاز بين النجوم / بين المجرات - تصطدم وتسخن ، بينما المادة المظلمة، ومن ثم إشارة الجاذبية ، يجب أن تمر مباشرة من دون إبطاء. أدناه ، يمكنك رؤية بيانات الأشعة السينية لمجموعة الرصاصة باللون الوردي ، مع بيانات انعكاس الجاذبية متراكبة باللون الأزرق.

كان هذا تسربت انتصار المادة المظلمة ، وتحديًا كبيرًا بنفس القدر لجميع نماذج الجاذبية المعدلة. لكن المقاييس الصغيرة لا تزال تمثل مشكلة بالنسبة للمادة المظلمة ما يزال ليس جيدًا في شرح دوران المجرات الفردية مثل MOND. وبفضل TeVeS ، وهي نسخة نسبية من MOND صاغها Jacob Bekenstein ، بدا الأمر وكأن MOND سيحصل أخيرًا على لقطة عادلة.

يمكن تفسير عدسات الجاذبية وبعض الظواهر النسبية ، وكان هناك أخيرًا طريقة واضحة للتمييز بين الاثنين: العثور على اختبار رصد حيث تنبؤات TeVeS وتنبؤات النسبية العامة اختلف من بعضنا البعض! بشكل مثير للدهشة ، مثل هذا الإعداد موجود بالفعل في الطبيعة.

النجوم النيوترونية الدوارة - البقايا النجمية من النجوم فائقة الكتلة التي مرت بمستعر أعظم وتركت وراءها نواة ذرية ذات كتلة شمسية - هي أشياء صغيرة ، قطرها بضعة كيلومترات فقط. تخيل أنك إذا صح التعبير: كائن 300,000 أضعاف كتلة كوكبنا ، مضغوطة إلى حجم واحد فقط مائة مليون من حجم عالمنا! كما يمكنك أن تتخيل ، تحصل حقول الجاذبية بالقرب من هؤلاء الرجال حقا مكثفة ، مما يوفر بعضًا من أكثر اختبارات المجال القوية صرامة على الإطلاق للنسبية.

حسنًا ، هناك بعض الحالات التي تكون فيها النجوم النيوترونية "حزمها" المحورية موجهة إلينا مباشرة ، وبالتالي فإن "النبض" نحونا في كل مرة يكمل فيها النجم النيوتروني مدارًا ، وهو أمر يمكن أن يحدث حتى 766 مرة في الثانية بالنسبة للأجسام الصغيرة. ! (عندما يحدث هذا ، تُعرف النجوم النيوترونية بالنجوم النابضة.) ولكن في عام 2004 ، تم اكتشاف نظام أكثر ندرة: نجم نابض مزدوج!

على مدى العقد الماضي ، تمت ملاحظة هذا النظام في رقصة الجاذبية الضيقة للغاية ، وتم اختبار نظرية أينشتاين العامة للنسبية بشكل لم يسبق له مثيل. كما ترى ، بينما تدور الأجسام الضخمة حول بعضها البعض في مجالات جاذبية قوية جدًا ، يجب أن تصدر كمية محددة جدًا من إشعاع الجاذبية. على الرغم من أننا لا نمتلك التكنولوجيا لقياس هذه الموجات بشكل مباشر ، إلا أننا فعل لديها القدرة على قياس كيف تتحلل المدارات بسبب هذا الانبعاث! كان مايكل كرامر من معهد ماكس بلانك لعلم الفلك الراديوي أحد العلماء الذين عملوا على هذا ، وإليكم ما قاله حول مدارات هذا النظام (التركيز الخاص بي):

اكتشفنا أن هذا يتسبب في تقلص المدار 7.12 ملم في السنة، مع ال عدم اليقين بتسعة أجزاء من المليمتر.”

ماذا يقول تيفيس والنسبية العامة عن هذه الملاحظة؟

إنها تتفق مع نسبية أينشتاين عند مستوى 99.95٪ (مع عدم يقين بنسبة 0.1٪) ، و- هنا الأكبر- خارج القوانين الكل تجسيدات قابلة للحياة جسديًا لـ TeVeS من Bekenstein. كما قال العالم نوربرت ويكس بإيجاز لا مثيل له ،

"في رأينا ، هذا يدحض TeVeS."

في الواقع ، تم إطلاق أكثر محاكاة التاريخ دقة لتشكيل البنية (باستخدام النسبية العامة والمادة المظلمة) ، وهي تتفق مع جميع الملاحظات المتوافقة مع حدود قدراتنا التكنولوجية. شاهد الفيديو الرائع لمارك فوغيلسبيرجر وكن مندهشا!

ومع أخذ كل ذلك في الاعتبار ، لهذا السبب لم يعد المنافس الأول للمادة المظلمة أي منافسة على الإطلاق.


شاهد الفيديو: كيف تم حساب سرعة الضوء 3 محاولات (شهر اكتوبر 2021).