الفلك

كيف يقدر علماء الفلك الكتلة الكلية للغبار في السحب والمجرات؟

كيف يقدر علماء الفلك الكتلة الكلية للغبار في السحب والمجرات؟

كما أفهمها ، يقدر علماء الفلك كتلة النجوم من خلال دراسة مدارات رفاقهم (نجوم أو كواكب أخرى). هذا يساعدهم على استنباط العلاقات بين لمعان وكتل النجوم. هذا يسمح لهم باستنتاج كتلة النجوم ذات اللمعان المعروف.

ولكن كيف يقدر علماء الفلك كتلة الغبار الكوني في سحب معينة أو في مجرات بأكملها؟


يمتص الغبار الضوء النجمي (بشكل أساسي في الأشعة فوق البنفسجية) ، ويتم تسخينه. بعد ذلك يبرد عن طريق انبعاث الأشعة تحت الحمراء "الحرارية". بافتراض تكوين الغبار وتوزيع حجم الحبوب ، يمكن حساب كمية ضوء الأشعة تحت الحمراء المنبعثة لكل وحدة كتلة غبار كدالة لدرجة الحرارة. من خلال مراقبة الكائن عند عدة أطوال موجية مختلفة للأشعة تحت الحمراء ، يمكن تركيب منحنى بلانك على نقاط البيانات ، مما ينتج عنه درجة حرارة الغبار. كلما زاد ضوء الأشعة فوق البنفسجية على الغبار ، ارتفعت درجة الحرارة.

تكون النتيجة حساسة إلى حد ما للافتراضات ، وبالتالي تكون أوجه عدم اليقين كبيرة جدًا في بعض الأحيان. كلما تم الحصول على المزيد من نقاط بيانات IR ، كان ذلك أفضل. في حالة توفر نقطة IR واحدة فقط ، لا يمكن حساب درجة الحرارة. ثم هناك انحلال بين ضوء الأشعة فوق البنفسجية الساقط وكمية الغبار ، ولا يمكن تقدير الكتلة إلا في حدود بعض المقدار (على ما أظن).

إذا شوهدت أيضًا خطوط من انتقالات ذرية أو جزيئية مختلفة ، فيمكن تقييد التركيب بشكل أفضل. يمكن تحديد توزيع الحجم من خلال ملاءمة الطيف النظري لتوزيع معين لأطياف الغبار المرصودة. غالبًا ما تكون هذه المعلومات غير متوفرة في مجرة ​​ذات انزياح أحمر مرتفع ، لذلك يمكننا هنا أن نفترض أن الغبار مشابه في طبيعته للغبار "المحلي" ، أي في مجرة ​​درب التبانة وأقرب جيراننا.

إذا كنت مهتمًا بالمعادلات ذات الصلة ، فيمكن العثور عليها في العديد من الأماكن ، على سبيل المثال هنا.

هناك طريقة أخرى لتقدير كتلة الغبار وهي قياس فلزية الغاز الذي يختلط به الغبار ، إما من خطوط الانبعاث أو خطوط الامتصاص إذا كان مصدر الخلفية متاحًا. يتم بعد ذلك العثور على كتلة الغبار من نسبة الغبار إلى المعادن المفترضة ، وهي راسخة جيدًا في الكون المحلي ، وتمتد أيضًا إلى حد ما عند الانزياحات الحمراء الأعلى.


حتى لو كانت الإجابة المقبولة واضحة وواضحة ، سأذكر طريقة أخرى لقياس الغبار. يمكن أن تساعد أطياف الأشعة السينية أيضًا في استنتاج كمية الغبار ، وتحليل الامتصاص عند الطاقة المنخفضة للأطياف المرصودة.

في الواقع ، كثافة عمود الهيدروجين المحايد $ N_H $ والانقراض $ A (V) $ الناجم عن الغبار موجودان في مجرتنا (Guver & Ozel، 2009):

$ N_H = 2.2 مرات 10 ^ {21} A (V) ، $ mag

من الانقراض يمكن للمرء الحصول على عمق الغبار البصري (انظر هنا) ، ومن ذلك كثافة الغبار الحجمي.

يوجد مثال جيد لكيفية الحصول على $ N_H $ في الرسم البياني التالي (S. Ikeda et al. 2009، ApJ 692608):

كما يمكن رؤيته ، يتم تعديل الأطياف بشكل مختلف بكميات مختلفة من كثافة عمود الهيدروجين المحايد $ N_H $. هذا ، بالطبع ، يمكن أن يكون مرتبطًا بكثرة مختلفة ، لتناسب الأطياف بشكل أفضل والعثور على كميات المعادن.

أيضًا ، ترتبط هذه الطريقة ارتباطًا وثيقًا بخط الحديد K $ alpha $ عند $ 6.4 ، $ keV ، وهو قياس آخر لكمية المعادن (Fabian et al. 2000):

للتمييز بين حالات التأين المختلفة ، فإن التحليل الطيفي عالي الدقة شائع جدًا.


كيف يقدر علماء الفلك الكتلة الكلية للغبار في السحب والمجرات؟ - الفلك

المصادر: William Keel (205 / 348-1641) و Raymond White (205 / 348-1640). الصور المصاحبة لهذا الإصدار متاحة على شبكة الويب العالمية على http://www.astr.ua.edu/keel/research/dust.html

تعطي الصور الظلية الكونية لمحات نادرة من غبار المجرات

للإصدار: 9:20 صباحًا بتوقيت شرق الولايات المتحدة ، الجمعة 9 يناير 1998

(واشنطن العاصمة) - تقدم الصور الجديدة المعروضة اليوم من زوج من تلسكوبات الأقمار الصناعية منظرًا فريدًا للغبار المحجوب في المجرات ، مستفيدة من الصور الظلية الكونية النادرة للمساعدة في حل الجدل حول كمية هذا الغبار الموجود في المجرات ، حيث يوجد هو ومدى أهميته.

قدم عالما الفلك ويليام كيل وريموند وايت الثالث ، من جامعة ألاباما في توسكالوسا ، النتائج في اجتماع واشنطن للجمعية الفلكية الأمريكية ، باستخدام بيانات من وكالة ناسا. تلسكوب هابل الفضائي (HST) ووكالة الفضاء الأوروبية مرصد الفضاء بالأشعة تحت الحمراء (ISO) لتوفير أوضح خرائط حتى الآن للغبار في المجرات البعيدة.

كانت كمية الغبار في المجرات النموذجية ، وتأثيرها على ما نراه ، موضوعًا مثيرًا للجدل منذ أن تحدى بحث إدوين فالنتينجن عام 1990 وجهة النظر السائدة بأن المجرات شفافة أساسًا. استخدم فالنتينج أدلة إحصائية من كتالوجات المجرات للإشارة إلى أن معظم المجرات غير شفافة تقريبًا. أظهرت التحليلات الإحصائية اللاحقة أن مثل هذه الاستنتاجات يمكن أن تكون متحيزة بالطرق التي تم بها اختيار المجرات للدراسة ، أو اختيارها للدخول في الفهارس الموجودة في المقام الأول. لتجنب مثل هذا الغموض ، اتخذ Keel and White نهجًا أكثر مباشرة من خلال فحص الحالات النادرة التي تغطي فيها مجرة ​​في المقدمة جزئيًا مجرة ​​خلفية أبعد. باستخدام التلسكوبات الأرضية ، قاموا بإعدام الآلاف من أزواج المجرات للعثور على تلك القليلة المتماثلة بما فيه الكفاية والتي يتم عرضها بالطريقة الصحيحة فقط لإظهار غبارها مقابل ضوء بقعة رفيق في الخلفية. توفر البيانات الجديدة من مرصدين دائريين وجهات نظر لعدد قليل من هذه الأجسام بتفاصيل غير مسبوقة.

قدم المحققون صورًا تم التقاطها بكاميرا هابل ذات المجال الواسع 2 (WFPC2) ، لزوجين مذهلين من المجرات ، كل منهما به مجرة ​​حلزونية أمام رفيق بيضاوي أملس. كلاهما باهت للغاية بحيث لا يظهران في كتالوج NGC المألوف ، وقد تم إدراجهما لأول مرة في كتالوج Arp-Madore (AM) للسماء الجنوبية. يقع AM1316-241 على بعد حوالي 400 مليون سنة ضوئية (الانزياح الأحمر z = 0.033) في Hydra ، بينما يقع AM0500-620 في كوكبة Dorado الجنوبية العميقة ، على بعد حوالي 350 مليون سنة ضوئية (الانزياح الأحمر z = 0.028). الصور تحدد الهياكل في هذه المجرات الصغيرة بحجم 175-200 سنة ضوئية ، مما يحسن أكثر من عشرة أضعاف تمييز التفاصيل في أفضل الصور السابقة.

يقول كيل: "نظرة سريعة على هذه الصور المذهلة تبرز نفس النقاط التي قضيناها سنوات نصل إليها من خلال تحليل مفصل ونمذجة من البيانات الأرضية". "إنها مثيرة للاهتمام لما لم نتوقع رؤيته كما هي مثيرة للاهتمام لما فعلناه."

في الواقع ، رأى علماء الفلك ما توقعوا العثور عليه ، وهو أن الغبار غير مكتمل ومتكتل ، ومحاذاة إلى حد كبير على طول الأذرع الحلزونية. يقول وايت: "إن وجود معظم الغبار الممتص في الأذرع الحلزونية ، حيث ينشأ معظم الضوء ، هو ما جعل الدراسات الإحصائية تستنتج خطأً أن اللوالب غير شفافة". كانت هذه الحقيقة ضمنية مقارنة بنتائجهم السابقة من خلال مرشحات مختلفة في الضوء المرئي والأشعة تحت الحمراء القريبة ، ولكن من الأرض فقط يمكن رؤية أكبر بقع الغبار هذه ، التي تمتد على مدى آلاف السنين الضوئية ، بوضوح. على الرغم من أنه ليس مفاجئًا تمامًا - هذا النوع من التوزيع واضح من الصور الأكثر تفصيلاً للمجرات الحلزونية - إلا أن هذه التقنية التي تستخدم المجرات المتداخلة تتجنب العديد من الالتباسات التي تظهر عند محاولة قياس محتوى الغبار لمجرة فردية.

تكشف البيانات الجديدة أيضًا عن مفاجآت. البقع الأكثر غبارًا التي تظهر في صور HST ليست مظلمة جدًا ، حيث يأتي ما لا يقل عن 20 ٪ من الضوء الأزرق ، وحتى المزيد من ضوء الأشعة تحت الحمراء القريبة. يبدو أن هذا ينتهك التوقعات القائمة على النظر إلى الجانبين من خلال أذرع مجرتنا. بالإضافة إلى ذلك ، فإن الأذرع الحلزونية المغبرة لا تظهر هيكلًا دقيقًا كما توقع الباحثون. تنعم بقع الغبار بأحجام تصل إلى 500 سنة ضوئية أو نحو ذلك ، بدلاً من النطاق الكامل للأحجام ، وتنخفض بقدر ما يمكن قياسه ، كما هو مقترح بواسطة النماذج الكسورية للمواد البينجمية. تختلف المجرتان اللتان رصدهما HST أيضًا في عرض وملمس الغبار داخل الأذرع الحلزونية ، على الرغم من كونهما مجرتين حلزونيتين من نفس النوع الإجمالي.

تكمل عمليات رصد الأشعة تحت الحمراء ISO تصوير هابل الرائع ، في قدرتها على النظر في المناطق المتربة لتتبع آثار تشكل النجوم وفي قياس الكمية الإجمالية للغبار ، بناءً على انبعاثها من الأشعة تحت الحمراء البعيدة. لقد أظهروا أنه لا يوجد تشكيل نجمي مهم في المناطق المغبرة مع HST ، مما يعطي حدودًا إضافية لمقدار الحركة في هذه المجرات التي تحدث حيث يصعب رؤيتها.

تعتبر معرفة كمية الغبار الموجودة في المجرات أمرًا مهمًا في مجموعة واسعة من الأسئلة في الفيزياء الفلكية. تشير هذه النتائج ، على سبيل المثال ، إلى أن الامتصاص بواسطة الغبار في المجرات المتداخلة من غير المرجح أن يفسر حقيقة أننا لا نرى العديد من الكوازارات ذات الانزياح الأحمر الكبير على الأرجح ، فنحن نتطلع إلى ما بعد الوقت الذي تشكلت فيه. أقرب إلى المنزل ، فإن محاولات تحقيق التوازن بين الكتب المتعلقة بتدفق الطاقة في المجرات ، سواء ما تنبعث من النجوم أو تلك التي يمتصها الغبار ثم تشع في أعماق الأشعة تحت الحمراء ، قد أعاقت بسبب افتقارنا إلى المعرفة بمكان تواجد الغبار. وكيف تقع فيما يتعلق بألمع النجوم وأكثرها سخونة.

Keel and White يسارعون إلى الإشارة إلى المناطق لمزيد من العمل في هذا الاتجاه. تخبرنا أزواج المجرات هذه فقط عن مناطقها الخارجية ، حيث تكون الإضاءة الخلفية هي الأقوى ، يصعب استكشاف الأجزاء الداخلية من المجرات ، الأغنى بالعناصر الكيميائية الثقيلة وربما في الغبار. من المرجح أن تعمل ملاحظات HST المقرر إجراؤها في العام المقبل ، سواء من تراكب المجرة المباشر الذي يوسع برنامجها الخاص أو بواسطة عدة مجموعات بحثية أخرى تستخدم أداة الأشعة تحت الحمراء الجديدة NICMOS على متن HST ، على تحسين هذا الوضع. مع استمرار تحليل بيانات ISO في الأشعة تحت الحمراء البعيدة ، حيث كل ما نراه هو مكون الغبار في المجرات ، يتحسن أيضًا الفهم العام لحبيبات الغبار الأكثر شيوعًا. هذا النوع من القياس هو الذي يمكن أن يخبرنا عن الكمية الإجمالية للغبار ، وهو أمر مهم في تقييم كيفية تجميعه معًا على مقاييس تتجاوز قدرة تلسكوب هابل على التمييز مباشرة.

تم تمويل هذا البحث من قبل وكالة ناسا ، في منحة بحث HST من خلال معهد علوم تلسكوب الفضاء ومن خلال دعم مشاركة الولايات المتحدة في مهمة ISO.

الخلفية: الغبار في المجرات

لقد تعلم الفلكيون ، بالطريقة الصعبة عادة ، أن "ما تراه ليس دائمًا ما تحصل عليه" على نطاق كوني. في السنوات الأخيرة ، توصل العديد من علماء الفلك إلى هذا الإدراك في سياق شيء اعتقد الكثيرون منذ فترة طويلة أنه قضية محسومة - هل يمكننا رؤيته من خلال المجرات؟ كان واضحًا من الصور الأولى للمجرات الحلزونية أن هناك مادة ماصة أمام بعض ضوء النجوم. في الواقع ، أنتج جيمس كيلر في مرصد ليك مقارنة مفصلة لظهور هياكل الغبار في المجرات الحلزونية قبل سنوات من قيام إدوين هابل بتأسيس طبيعتها كمجرات مستقلة مثل مجرتنا درب التبانة. ومع ذلك ، كان معظم علماء الفلك مقتنعين بنتائج إريك هولمبيرج منذ أكثر من 40 عامًا بأن الفقد الكلي للضوء من الغبار ضئيل ، وبالتالي فإن الغبار ليس عاملاً مهمًا في قياساتنا للمجرات العادية. قارن هولمبيرج متوسط ​​سطوع سطح المجرات بميلها في إشارة إلى خط الرؤية لدينا ، معتبرًا أنه إذا لم يكن الغبار مهمًا ، فإن المجرات ذات الحافة العلوية ستتمتع بسطوع سطح أعلى مع نفس كمية الضوء المكدسة في منطقة أقل حجماً.

جاء هذا الاستنتاج المريح موضع تساؤل حول عام 1990 ، مع مجموعة من الدراسات النظرية التي أجراها علماء الفلك في جامعة ويلز في كارديف والتحليل الإحصائي الذي أجراه إدوين فالنتيجن من المرصد الأوروبي الجنوبي ، والذي أظهر معًا أن البيانات المتاحة كانت متسقة بشكل متساوٍ مع فكرة أن كانت المجرات الحلزونية مغبرة للغاية ، وربما نشهد أقل من نصف ضوء نجومها حيث تمتصه حبيبات الغبار. أثارت هذه التقارير موجة من الأبحاث الإضافية ، نظرًا لوجود استثمار فلكي كبير في معرفة عدد النجوم الموجودة في المجرات مقابل مقدار ضوء النجوم الذي نراه بالفعل. سواء كانت المجرات الحلزونية شفافة أو غير شفافة إلى حد كبير ، فإن لها تداعيات على طبيعة المادة المظلمة ، ومعدلات تشكل النجوم في المجرات ، وإمكانية ملاحظة الكوازارات ، من بين الأشياء الأبعد في الكون.

يقدر علماء الفلك الكتل المرئية للمجرات الحلزونية عن طريق إضافة الضوء من نجومهم ومعرفة الكتل النموذجية لهذه النجوم من القياسات في مجرتنا درب التبانة. لكن المجرات الحلزونية تحتوي على كتلة أكبر بكثير مما لوحظ في النجوم والغازات المرئية. تُعزى هذه الكتلة الإضافية ، التي تم اكتشافها فقط من خلال تأثيرات الجاذبية على المجرات ، إلى ما يسمى بـ "المادة المظلمة" ، والتي تعد طبيعتها واحدة من أهم المشكلات التي لم يتم حلها في علم الفلك. إذا كانت المجرات الحلزونية معتمّة لضوءها المرئي ، فقد يستخف علماء الفلك بكمية المادة النجمية العادية التي تحتويها ويعزون كتلة كبيرة جدًا إلى "المادة المظلمة".

تلسكوبات الأشعة تحت الحمراء ، مثل ساتل فلكي يعمل بالأشعة تحت الحمراء، وجدت العديد من المجرات التي تعد بواعث قوية للأشعة تحت الحمراء البعيدة ، ويعتقد أنها علامة على اندفاعات كثيفة لتكوين النجوم. نظرًا لأن معظم النجوم تتشكل في أعماق غيوم مغبرة من الغاز البينجمي ، فإن ضوء النجوم الخاص بها لا يكون مرئيًا بشكل مباشر في البصريات ، لكن الضوء الصادر عن النجوم الفتية يسخن الغبار المحيط ، والذي بدوره يشع عند أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء التي يمكنها الهروب من السحب المغبرة. ومع ذلك ، إذا كان الغبار منتشرًا للغاية وسميكًا في جميع أنحاء المجرات ، فإن النجوم التي تسخن الغبار المحيط بها قد لا تكون مجرد نجوم فتية ، لذا فإن الأشعة تحت الحمراء المرصودة لن تكون مقياسًا جيدًا لمعدلات تكون النجوم كما يُفترض عادةً. من المهم توضيح محتوى الغبار في المجرات النموذجية لفهم كيفية تطورها بمرور الوقت ، حيث يتحول الغاز بين النجوم إلى نجوم.

قد تحد شفافية أو عتامة المجرات الحلزونية أيضًا من مدى عمق رؤيتنا في الفضاء. أبعد الأجسام المعروفة هي الكوازارات ، وهي نوى مجرة ​​نشطة للغاية ، والتي تُرى بأعداد أكبر وأكبر كلما ابتعد الفلكيون عن سبرهم. ولكن بعيدًا عن مسافة معينة ، حوالي 85٪ من الطريق إلى حافة الكون المرئي ، لم تعد النجوم الزائفة تُرصد. يقترح بعض علماء الفلك أن هذا الانقطاع يرجع إلى النظر من خلال المجرات المتداخلة في طريقها إلى الكوازارات البعيدة ، حيث تحجب هذه المجرات ضوءها. ومع ذلك ، إذا كانت المجرات الحلزونية شفافة إلى حد كبير ، فإنها لا يمكن أن تسبب قطع الكوازار.

الحبيبات الموجودة في الفضاء بين النجوم ، والتي يتم إنتاجها في الغلاف الجوي الخارجي للنجوم بالقرب من المراحل الأخيرة من حياتها وفي الانفجارات النجمية ، صغيرة جدًا ، يبلغ حجمها جزء من الألف من المليمتر أو أقل. مثل الغبار الموجود في الغلاف الجوي للأرض ، فإنها تسمح بمرور الضوء الأحمر أكثر من الضوء الأزرق ، مما يؤدي إلى احمرار كائنات الخلفية. بكميات كافية ، يمكن لهذه الحبيبات أن تحجب كل الضوء المرئي تقريبًا من الأشياء البعيدة.


اكتشف علماء الفلك مجرة ​​ضخمة مغطاة بالغبار من الكون المبكر

أحد الأسئلة الرئيسية التي لم تتم الإجابة عنها في علم الفلك هو كيف تطور نظام المجرات الحديث لدينا إلى شكله الحالي في المقام الأول. الآن ، وجد الباحثون دليلاً على وجود مجرة ​​ضخمة تشكلت عندما كان الكون أصغر بكثير مما هو عليه اليوم ، بتكوين مختلف تمامًا عن المجرات التي نراها في العصر الحديث.

كانت عالمة الفلك كريستينا ويليامز ، التي قامت بتأليف الدراسة ، تعمل مع مصفوفة أتاكاما الكبيرة المليمترية (ALMA) عندما لاحظت مجرة ​​باهتة للغاية في منطقة لم يكن معروفًا بوجود مجرة ​​فيها من قبل.

& # 8220 لقد كان غامضًا للغاية لأن الضوء لم يكن مرتبطًا بأي مجرة ​​معروفة على الإطلاق ، & # 8221 قال ويليامز ، زميل ما بعد الدكتوراه في مؤسسة العلوم الوطنية في مرصد ستيوارد. & # 8220 عندما رأيت هذه المجرة غير مرئية بأي طول موجي آخر ، شعرت بالحماس الشديد لأن ذلك يعني أنها ربما كانت بعيدة جدًا ومخبأة بواسطة سحب من الغبار. & # 8221

هكذا كان. وقد يساعد اكتشافه علماء الفلك في حل مشكلة طويلة الأمد تتعلق بالنظريات الحالية لتشكيل المجرات. نظرًا لأنه من الواضح أنه من المستحيل على علماء الفلك إنشاء عالم زجاجة ثم المشاهدة لمعرفة كيفية تشكل المجرات ، يتعين علينا الاعتماد على نماذج الكمبيوتر التي تولد النتائج بناءً على الشروط الأولية. إذا لم ينتج النموذج & # 8217t كونًا يشبه الكون الذي نعيش فيه ، فأنت تعلم أن النموذج غير صحيح في بعض الموضة.

مجرات الهوائي NGC 4038 & amp 4039 اندماج متوسط. المناطق الزرقاء هي مناطق تكون النجوم. صورة من ويكيبيديا

في الوقت الحاضر ، تشير النظريات إلى أن تكوين النجوم بلغ ذروته حوالي 3.5 مليار سنة بعد الانفجار العظيم ، عند قيمة انزياح أحمر (معبرًا عنها من حيث ض) من 1.9. لا تتدرج قيم الانزياح الأحمر خطيًا بل تزداد بسرعة مع اقترابنا من بداية الكون. إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف ، والذي يعود تاريخه إلى

بعد 389000 سنة من الانفجار العظيم ، يوجد ض بقيمة 1089. أعلى مجرة ​​انزياح للأحمر تم اكتشافها حتى الآن هي GN-z11 ، والتي لوحظ أنها كانت موجودة منذ حوالي 13.4 مليار سنة ، بعد 400 مليون سنة من الانفجار العظيم ، ولها انزياح أحمر 11.09. سافر الضوء المنبعث من هذه المجرة المكتشفة حديثًا (التي لم يتم تسميتها بعد) حوالي 12.5 مليار سنة للوصول إلينا وله قيمة انزياح أحمر ملحوظة تبلغ ض = 5.5 بنطاق +/- 1.1.

أحد التحديات التي تواجه النظريات الحالية لتشكيل المجرات المبكر هو أن المجرات المبكرة تبدو كبيرة جدًا وسريعة جدًا. هناك مجموعة من الأدلة التي تشير إلى أنه عند قيم الانزياح الأحمر التي تبلغ 3 أو أقل ، فإن هذه المجرات النادرة ولكن الضخمة قد تمثل نصف كثافة معدل تشكل النجوم الكونية (CSFRD). تمثل المجرات البصرية والأشعة تحت الحمراء القريبة النصف الآخر من النجوم المرصودة. وراء ض & GT 3 ، ومع ذلك ، فإن الوضع غير واضح. بينما لوحظ وجود حفنة من هذه المجرات الكبيرة المحجوبة بالغبار على مسافات أكبر من الانزياح الأحمر ، كتب المؤلفون أنهم يتتبعون الجزء الأول فقط من توزيع معدل تشكل النجوم (SFR) في الأوقات المبكرة & # 8230 المساهمة الإجمالية لـ حجب الغبار عن تكوين النجوم ، وبالتالي فإن إحصاء تكوين النجوم في بدايات الكون غير معروف. & # 8221

من المحتمل أن يكون سبب الضوء & # 8212 الذي يصل إلينا & # 8212 هو تسخين النجوم لسحب الغاز الموجودة بيننا وبين المجرة البعيدة. يحجب هذا الضباب المجرة نفسها تمامًا ، على الرغم من أن علماء الفلك يقدرونها & # 8217s الحجم التقريبي لمجرة درب التبانة. ومع ذلك ، فهو أكثر نشاطًا بكثير من منزلنا. قد تكون معدلات تكون النجوم أعلى بمقدار 100 مرة مما تشهده مجرة ​​درب التبانة حاليًا.

يمكن أن تفسر معدلات تشكل النجوم المرتفعة هذه كيف أصبح الكون المبكر كبيرًا جدًا وبسرعة كبيرة ، لكننا بحاجة إلى العثور على المزيد من المجرات مثل هذه لتفسير المعدلات الضمنية لتكوين النجوم في الكون المبكر بشكل كامل.

& # 8220 تحتوي مجرتنا الوحشية المخفية على المكونات الصحيحة بالضبط لتكون ذلك الرابط المفقود ، & # 8221 يوضح ويليامز ، & # 8220 لأنها ربما تكون أكثر شيوعًا. & # 8221 يجب أن يساعد إطلاق تلسكوب جيمس ويب الفضائي في عام 2021 في التألق مزيد من الضوء على مدى انتشار هذه المجرات الكبيرة.


20.1: المتوسط ​​النجمي

  • بمساهمة من Andrew Fraknoi و David Morrison و amp Wolff et al.
  • مصدره OpenStax

بنهاية هذا القسم ، ستكون قادرًا على:

  • اشرح مقدار المادة البينجمية الموجودة في مجرة ​​درب التبانة ، وما هي كثافتها النموذجية
  • صف كيف ينقسم الوسط النجمي إلى مكونات غازية وصلبة

يشير علماء الفلك إلى جميع المواد الموجودة بين النجوم على أنها واقع بين النجوم بغض النظر عن المجموعة الكاملة للمادة البينجمية تسمى وسط بين نجمي (ISM). تتركز بعض المواد البينجمية في سحب عملاقة ، يُعرف كل منها باسم a سديم (الجمع & ldquonebulae ، & rdquo اللاتينية لـ & ldquoclouds & rdquo). السدم الأكثر شهرة هي تلك التي يمكننا رؤيتها متوهجة أو تعكس الضوء المرئي ، وهناك العديد من الصور لهذه السدم في هذا الفصل.

الغيوم البينجمية لا تدوم طوال عمر الكون. بدلاً من ذلك ، هم مثل الغيوم على الأرض ، تتغير باستمرار ، أو تندمج مع بعضها البعض ، أو تنمو ، أو تشتت. يصبح بعضها كثيفًا وضخمًا بدرجة كافية لينهار تحت جاذبيته ، مكونًا نجومًا جديدة. عندما تموت النجوم ، فإنها بدورها تقذف بعض موادها في الفضاء بين النجوم. يمكن أن تشكل هذه المادة بعد ذلك غيومًا جديدة وتبدأ الدورة مرة أخرى.

حوالي 99٪ من المواد بين النجوم في شكل a غاز& [مدش] أي أنه يتكون من ذرات أو جزيئات فردية. أكثر العناصر وفرة في هذا الغاز هي الهيدروجين والهيليوم (والتي رأيناها أيضًا أكثر العناصر وفرة في النجوم) ، لكن الغاز يشمل أيضًا عناصر أخرى. بعض الغازات في شكل جزيئات و [مدش] من الذرات. نسبة 1٪ المتبقية من المادة البينجمية عبارة عن جسيمات صلبة ومجمدة تتكون من العديد من الذرات والجزيئات التي تسمى حبيبات بين النجوم أو الغبار بين النجوم (الشكل ( فهرس الصفحة <1> )). تتكون حبيبات الغبار النموذجية من نواة من مادة شبيهة بالصخور (السيليكات) أو الجرافيت المحاط بغطاء من الجليد المائي والميثان والأمونيا وهي على الأرجح أكثر أنواع الجليد وفرة.

الشكل ( PageIndex <1> ) أنواع مختلفة من المادة بين النجوم. تتوهج السدم المحمر في هذه الصورة المذهلة بالضوء المنبعث من ذرات الهيدروجين. أحلك المناطق هي سحب من الغبار تحجب الضوء من النجوم التي تقع خلفها. الجزء العلوي من الصورة مليء بالوهج المزرق للضوء المنعكس من النجوم الساخنة المغمورة في ضواحي سحابة ضخمة باردة من الغبار والغاز. يمكن رؤية النجم العملاق الرائع Antares على أنه بقعة كبيرة ضاربة إلى الحمرة في الجزء السفلي الأيسر من الصورة. يقوم النجم بإلقاء بعض غلافه الجوي الخارجي وتحيط به سحابة من صنعه تعكس الضوء الأحمر للنجم. السديم الأحمر في المنتصف الأيمن يحيط جزئيًا بالنجم سيجما سكوربي. (على يمين قلب العقرب ، يمكنك رؤية M4 ، مجموعة أبعد بكثير من النجوم القديمة للغاية.)

إذا تم توزيع كل الغازات البينجمية داخل المجرة بسلاسة ، فلن يكون هناك سوى ذرة واحدة من الغاز لكل سم 3 في الفضاء بين النجوم. (في المقابل ، يحتوي الهواء في الغرفة التي تقرأ فيها هذا الكتاب على 1019 ذرة تقريبًا لكل سم 3). بل إن حبيبات الغبار أكثر ندرة. سيحتوي الكيلومتر 3 من الفضاء على بضع مئات إلى بضعة آلاف من الحبيبات الصغيرة ، ويقل قطر كل منها عادةً عن واحد من عشرة آلاف من المليمتر. هذه الأرقام هي مجرد متوسطات ، لأن الغاز والغبار يتم توزيعهما بطريقة غير منتظمة وغير منتظمة ، مثل بخار الماء في الغلاف الجوي للأرض وغالبًا ما يتركز في السحب.

في بعض الغيوم البينجمية ، قد تتجاوز كثافة الغاز والغبار المتوسط ​​بما يصل إلى ألف مرة أو أكثر ، ولكن حتى هذه الكثافة هي تقريبًا فراغ أكثر من أي فراغ يمكننا صنعه على الأرض. لإظهار ما نعنيه ، دعنا نتخيل أنبوبًا عموديًا من الهواء يصل من الأرض إلى قمة الغلاف الجوي للأرض و rsquos بمقطع عرضي يبلغ 1 متر مربع. الآن دعونا نمد الأنبوب بالحجم نفسه من أعلى الغلاف الجوي وصولاً إلى حافة الكون المرئي و mdash على مسافة 10 مليارات سنة ضوئية. على الرغم من ذلك ، فإن الأنبوب الثاني سيظل يحتوي على ذرات أقل من تلك الموجودة في كوكبنا وجو rsquos.

بينما ال كثافة من المادة بين النجمية منخفض جدًا ، وحجم الفضاء الذي توجد فيه هذه المادة ضخم ، وبالتالي فهو مجموع كتلةجوهري. لمعرفة السبب ، يجب أن نضع في اعتبارنا أن النجوم تشغل جزءًا صغيرًا فقط من حجم مجرة ​​درب التبانة. على سبيل المثال ، يستغرق الضوء حوالي أربع ثوانٍ فقط لقطع مسافة مساوية لقطر الشمس ، ولكن أكثر من أربع سنوات للسفر من الشمس إلى أقرب نجم. على الرغم من أن المساحات بين النجوم قليلة السكان ، إلا أن هناك مساحة كبيرة هناك!

يقدر علماء الفلك أن الكتلة الإجمالية للغاز والغبار في مجرة ​​درب التبانة تساوي حوالي 15٪ من الكتلة الموجودة في النجوم. هذا يعني أن كتلة المادة بين النجمية في مجرتنا تبلغ حوالي 10 مليارات ضعف كتلة الشمس. هناك الكثير من المواد الخام في المجرة لتكوين أجيال من النجوم والكواكب الجديدة (وربما حتى طلاب علم الفلك).

مثال ( PageIndex <1> ): تقدير الكتلة بين النجوم

يمكنك عمل تقدير تقريبي لمقدار الكتلة بين النجوم التي تحتويها مجرتنا وكذلك عدد النجوم الجديدة التي يمكن تكوينها من هذه المادة البينجمية. كل ما تحتاج إلى معرفته هو حجم المجرة ومتوسط ​​الكثافة باستخدام هذه الصيغة:

عليك أن تتذكر استخدام وحدات متسقة و [مدش] مثل الأمتار والكيلوغرام. سنفترض أن مجرتنا على شكل أسطوانة حجم الأسطوانة يساوي مساحة قاعدتها مضروبة في ارتفاعها

حيث (R ) هو نصف قطر الاسطوانة و (ح ) ارتفاعها.

افترض أن متوسط ​​كثافة غاز الهيدروجين في مجرتنا يساوي ذرة واحدة لكل سم 3. كتلة كل ذرة هيدروجين 1.7 × 10 & ناقص 27 كجم. إذا كانت المجرة عبارة عن أسطوانة يبلغ قطرها 100000 سنة ضوئية وارتفاعها 300 سنة ضوئية ، فما كتلة هذا الغاز؟ كم عدد النجوم ذات الكتلة الشمسية (2.0 × 10 30 كجم) التي يمكن إنتاجها من هذه الكتلة من الغاز إذا تحولت جميعها إلى نجوم؟

تذكر أن 1 سنة ضوئية = 9.5 × 10 12 كم = 9.5 × 10 17 سم ، لذا فإن حجم المجرة هو

[V = pi R ^ 2 h = pi left (50000 times 9.5 times 10 ^ <17> text right) ^ 2 left (300 times 9.5 times 10 ^ <17 > text right) = 2.0 & times10 ^ <66> text ^ 3 nonumber ]

وبالتالي فإن الكتلة الكلية

[2.0 times 10 ^ <66> text ^ 3 times left (1 text ^ 3 right) times 1.7 times 10 ^ <& ndash27> text = 3.5 مرات 10 ^ <39> نص <كجم> عدد غير رقم ]

هذا يكفي لجعله

النجوم تساوي كتلة الشمس. هذا & rsquos ما يقرب من 2 مليار نجم.

يمكنك استخدام نفس الطريقة لتقدير كتلة الغاز بين النجوم حول الشمس. المسافة من الشمس إلى أقرب نجم آخر ، Proxima Centauri ، هي 4.2 سنة ضوئية. سنرى في المادة بين النجوم حول الشمس أن الغاز الموجود في الجوار المباشر للشمس أقل كثافة من المتوسط ​​، حوالي 0.1 ذرة لكل سم 3. ما هي الكتلة الكلية للهيدروجين بين النجوم في كرة تتمحور حول الشمس وتمتد إلى بروكسيما سنتوري؟ كيف يقارن هذا بكتلة الشمس؟ من المفيد أن تتذكر أن حجم الكرة مرتبط بنصف قطرها:

حجم الكرة الممتدة من الشمس إلى Proxima Centauri هو:

[V = (4/3) pi R ^ 3 = (4/3) pi left (4.2 times 9.5 times 10 ^ <17> text right) ^ 3 = 2.7 & times10 ^ <56> text ^ 3 nonumber ]

لذلك ، فإن كتلة الهيدروجين في هذا المجال هي:

[M = V times left (0.1 text ^ 3 right) times 1.7 times 10 ^ <& ndash27> text = 4.5 times 10 ^ <28> text < كجم> عدد ]

هذا فقط ( left (4.5 times 10 ^ <28> text right) / left (2.0 times 10 ^ <30> text right) = 2.2 /٪ ) كتلة الشمس.

عندما تنظر إلى التسميات التوضيحية لبعض الصور المذهلة في هذا الفصل وولادة النجوم واكتشاف الكواكب خارج النظام الشمسي ، ستلاحظ تنوع الأسماء المعطاة للسدم. القليل منها ، والذي يبدو في التلسكوبات الصغيرة كشيء يمكن التعرف عليه ، يتم تسميته أحيانًا على اسم الكائنات أو الأشياء التي تشبهها. ومن الأمثلة على ذلك سرطان البحر ، الرتيلاء ، وسدم ثقب المفتاح. لكن معظمها يحتوي فقط على أرقام هي إدخالات في كتالوج للأجسام الفلكية.

ربما قام عالم الفلك الفرنسي تشارلز ميسيير (1730 & ndash1817) بتجميع أشهر كتالوج للسدم (بالإضافة إلى عناقيد النجوم والمجرات). كان شغف Messier & rsquos هو اكتشاف المذنبات ، وقد أكسبه تفانيه في هذه القضية لقب "The Comet Ferret & rdquo من الملك لويس الخامس عشر". عندما تُرى المذنبات لأول مرة قادمة نحو الشمس ، فإنها تبدو مثل بقع ضبابية صغيرة من الضوء في التلسكوبات الصغيرة ، ومن السهل الخلط بينها وبين السدم أو مع مجموعات من العديد من النجوم البعيدة بحيث يختلط ضوءها معًا. مرارًا وتكرارًا ، قفز قلب Messier & rsquos لأنه اعتقد أنه اكتشف أحد مذنباته العزيزة ، فقط ليجد أنه لاحظ سديمًا أو كتلة.

في حالة إحباط ، شرع ميسييه في فهرسة موقع ومظهر أكثر من 100 جسم يمكن اعتبارها مذنبات. بالنسبة له ، كانت هذه القائمة مجرد أداة في العمل الأكثر أهمية في صيد المذنبات. سيكون مندهشًا جدًا إذا عاد اليوم ليكتشف أن لا أحد يتذكر مذنباته بعد الآن ، لكن كتالوج & ldquofuzzy الأشياء التي ليست مذنبات & rdquo لا يزال مستخدمًا على نطاق واسع. عندما يشير الشكل ( PageIndex <1> ) إلى M4 ، فإنه يشير إلى الإدخال الرابع في قائمة Messier & rsquos.

تم تجميع قائمة أكثر شمولاً تحت عنوان كتالوج عام جديد (NGC) عناقيد السدم والنجوم في عام 1888 من قبل جون دريير ، الذي كان يعمل في المرصد في أرماغ ، أيرلندا. استند في تجميعه إلى أعمال ويليام هيرشل وابنه جون ، بالإضافة إلى العديد من المراقبين الآخرين الذين تبعوهما. مع إضافة قائمتين أخريين (تسمى كتالوجات الفهرس) ، تضمن تجميع Dreyer & rsquos في النهاية 13000 كائن. لا يزال علماء الفلك اليوم يستخدمون أرقام NGC الخاصة بهم عند الإشارة إلى معظم السدم ومجموعات النجوم.


عذرًا ، علماء الفلك: عمليا كل مادة الكون ما زالت مفقودة

عندما ننظر إلى الهاوية العظيمة للكون ، فإننا نرحب بمجموعة هائلة من النجوم والمجرات والسدم التي تنبعث منها وتمتص الضوء. بناءً على كل ما نلاحظه ونكتشفه ، يمكننا جمع كل ما نكتشفه من خلال علم الفلك ، ومعرفة مقدار وزنه جميعًا. هذا يعطينا رقمًا: مقدار المادة الموجودة في الكون والتي نفهمها حاليًا.

لكن لدينا طريقة أخرى يمكننا استخدامها بدلاً من ذلك وهي مستقلة تمامًا. من خلال مراقبة كيفية تحرك المادة والضوء أو تغيرهما بتأثير الجاذبية ، يمكننا قياس المقدار الإجمالي للكتلة في الكون. إذا تمكنا من جعل هذه الأرقام متطابقة ، فسوف نفهم أخيرًا من أين تأتي كل المادة في الكون. ليس فقط لا نستطيع ، ولكن 85٪ منها ما زال مجهول المصير. على الرغم من التقارير الأخيرة التي تشير إلى أننا وجدنا المادة المفقودة في الكون ، إلا أنها كانت مجرد جزء ضئيل مما نحتاجه. ها هي القصة كاملة.

تعود فكرة فقدان المادة إلى الثلاثينيات. عند هذه النقطة ، فهمنا كيف تعمل النجوم (مثل شمسنا) بشكل جيد بما يكفي لدرجة أنه إذا تمكنا من قياس الضوء القادم منها ، فيمكننا استنتاج مدى كتلتها. هذا لم ينجح فقط مع النجوم الفردية ، ولكن لمجموعات النجوم الكبيرة أيضًا. من خلال تطبيق ما نعرفه عن النجوم على الضوء من المجرات البعيدة ، يمكننا الحصول على تقدير لمقدار المادة الموجودة في نوع واحد من الأجسام المفهومة جيدًا: النجوم.

يمكننا أيضًا قياس كيفية تحرك هذه المجرات داخل الهيكل الأكبر الذي يمثلون جميعًا جزءًا منه: عنقود مجرات. نظرًا لأننا نعرف كيف تعمل الجاذبية ، فإن قياس حركات هذه المجرات يعلمنا ما يجب أن تكون عليه الكتلة الإجمالية للعنقود لمنحهم مدارات مستقرة.

المشكلة الكبيرة؟ لم يكن الرقم الثاني أكبر من الأول فحسب ، بل كان أكبر بـ 160 ضعفًا!

لفترة طويلة ، رفض علماء الفلك قبول هذا باعتباره اكتشافًا ذا مغزى. كانت هناك العديد من الاعتراضات التي أثيرت ، بعضها صحيح والبعض الآخر غير صحيح.

  • Maybe you’re only seeing the brightest stars, but the fainter ones have most of the mass.
  • Maybe most of the matter isn’t in stars, but consists of smaller, non-luminous clumps: planets, gas, dust, and perhaps even black holes.
  • Or maybe we don’t understand stars and solar systems as well as we think we do, and we’ve simply calculated the “mass in stars” incorrectly.

As the years and decades went by, we learned a lot about what we both were and weren’t seeing. The stars we see in other galaxies aren’t dominated by stars like our Sun, but rather by more massive, luminous, and (generally) bluer stars: the mismatch was more like 50-to-1 than 160-to-1. In addition, there really was a lot of dust and gas in these galaxies, which X-ray emitting galaxies and clusters truly helped reveal.

In addition to that, there’s also evidence for matter — normal matter, made of protons, neutrons and electrons — existing in the space between galaxies and galaxy clusters: the warm-hot intergalactic medium. This ionized plasma has been very difficult to detect, but has long been thought to exist in large quantities, making up significantly more mass than all the stars in the Universe combined.

Recently, to the highest precision ever, this sought-after matter has been detected as pulses of light known as fast radio bursts travel through them on their way to Earth. This is the “missing matter” that’s finally been discovered, as reported in numerous outlets over the past week or two. It’s an extremely important discovery for astrophysics, but it doesn’t come close to solving the problem of what or where the actual “missing mass” in the Universe actually is.

When you add up all the sources of matter that we have, know, and can identify, we find that:

  • black holes, planets, and dust make up significantly less that 1% of the total mass,
  • stars contribute about 1–2% of the total mass,
  • neutral gas, including gas found within galaxies, makes up about 5–6% of the total mass,
  • and the ionized plasma in the warm-hot intergalactic medium makes up about another 7–8% of the total mass.

Add up everything we understand, and we finally come out to about 15% of the total. That’s great, but it’s nowhere close to 100%.

And we knew it couldn’t be. All of this “missing matter” is normal, regular, proton/neutron/electron-based matter: the same building blocks that we’re made out of. But even before we discovered it, we already knew, without a doubt, how much normal matter needed to be out there.

That’s because one of the things we’ve been able to do is measure, from very pristine clouds of gas that have never (or only rarely) formed stars, which elements were present (and in what ratios) in the aftermath of the Big Bang. These “primordial abundances” teach us how protons and neutrons fused together to make the lightest elements in the Universe at extremely early times: before any stars had ever formed.

Because nuclear physics is now very well-understood, and we know about the presence of both radiation and neutrinos in the early Universe, measuring the abundances of these light elements teaches us how many baryons — i.e., how much total normal matter — there is in the Universe. We’ve measured our Universe’s hydrogen, helium-4, helium-3, deuterium, and lithium-7, all to incredible precision. And when we look at what they teach us, it’s the answer we fully expect: about 15% of all the matter in the Universe is normal matter.

4–5% of the critical density is in the form of normal matter. With another

25–28% in the form of dark matter, only about 15% of the total matter in the Universe can be normal, with 85% in the form of dark matter. (NASA / WMAP SCIENCE TEAM)

So it’s great that we found the missing baryons, or the missing normal matter, but that doesn’t teach us where the remaining 85% of the Universe’s mass is. That’s the heart of the real dark matter problem. It’s not, “where are the dark baryons, or the normal matter that we don’t directly see?”

Instead, the real question is, “what is responsible for the majority of mass in the Universe?” That’s the key to unlocking our big cosmic mystery: working to understand what dark matter is, and why it has the effects on the Universe that it does.

And we see the evidence for dark matter everywhere, which is to say, wherever we’re capable of making measurements of gravitational mass.

We see it when we look at the patterns of temperature fluctuations in the cosmic microwave background. If we didn’t have dark matter of any type, the heights, ratios, and number of “bumps” in the cosmic microwave background would be all wrong they don’t align with what we observe. (And definitively haven’t, by the way, since the first WMAP results came back in 2003. Once the third peak was discovered, scenarios without dark matter were altogether ruled out.)

When we look at systems of gravitational lenses, we can not only measure the total mass of the lens, but the distribution of various mass clumps in between ourselves and the objects we’re looking at. They help teach us that dark matter is not only real, but that it must have been moving quite slowly at relatively early times: a necessary condition to form the tiny clumps of mass that agree with our observations.

We have other means of measuring dark matter’s presence, too. The cosmic web wouldn’t have the shape or structure that it has with normal matter alone adding in 85% dark matter and just 15% normal matter leads to an agreement between theoretical predictions and our observed Universe. The absorption features of gas clouds along the line-of-sight from quasars — known as the Lyman-alpha forest — agrees with cold dark matter scenarios only.

And, perhaps most spectacularly, we’ve observed more than a dozen galaxy groups and clusters in various stages of mergers. Wherever we do, we can identify where the normal matter is from the presence of light, X-ray, and radio emissions. But we can also reconstruct where the mass is from weak gravitational lensing. The fact that the majority of the mass doesn’t line up with where the normal matter is may be the most important clue we have that dark matter, and not just normal matter alone, is required to explain our Universe.

It’s an amazing detective story to finally acquire the observational evidence needed to identify where the normal matter in the Universe has been hiding, and a very clever result to get it from an unexpected and poorly-understood phenomenon: fast radio bursts. While some of the normal matter is in the form of stars, a little less than half of it is in the form of gas, while the remaining half is an ionized plasma residing in the space between the Universe’s galaxies. Everything else — dust, planets, stars, asteroids, etc. — is completely negligible.

But the overwhelming majority of the total matter in the Universe, the remaining 85%, is still missing. We call it dark matter we know it can’t be made out of the stuff normal matter is made of about 1% (or slightly less) of it is neutrinos the remaining 99%+ is still unknown. That’s the great mystery of our time, and this new research doesn’t put a dent in it. Practically all of the Universe’s matter is still missing, and that’s a mystery still waiting to be solved.


محتويات

Large surveys with sensitive, but low resolution radio telescopes like Arecibo or the Parkes Telescope look for 21 cm emission from atomic hydrogen in galaxies. These surveys are then matched to optical surveys to identify any objects with no optical counterpart, i.e. sources with no stars.

Another way astronomers search for dark galaxies is to look for hydrogen absorption lines in the spectra of background quasars. This technique has revealed many intergalactic clouds of hydrogen, but following up candidate dark galaxies is difficult, since these sources tend to be too far away, and are often optically drowned out by the bright light from the quasar.

Origin Edit

In 2005, astronomers found gas cloud VIRGOHI21 and attempted to determine what it was and why it caused such a gravitational pull on galaxy NGC 4254. After years of running out of other explanations, some have concluded that VIRGOHI21 is a dark galaxy, due to the massive effect it had on NGC 4254. [9]

Size Edit

The actual size of dark galaxies is unknown because they cannot be observed with normal telescopes. There have been various estimations, ranging from double the size of the Milky Way [10] to the size of a small quasar.

Structure Edit

Dark galaxies are composed of dark matter. Furthermore, dark galaxies are theoretically composed of hydrogen and dust. [9] Some scientists support the idea that dark galaxies may contain stars. [11] Yet the exact composition of dark galaxies is unknown because there is no conclusive way to spot them so far. However, astronomers estimate that the mass of the gas in these galaxies is approximately 1 billion times that of the Sun. [12]

Methodology to observe dark bodies Edit

Dark galaxies contain no visible stars, and are not visible using optical telescopes. The Arecibo Galaxy Environment Survey (AGES) is a current study using the Arecibo radio telescope to search for dark galaxies, which are predicted to contain detectable amounts of neutral hydrogen. The Arecibo radio telescope is useful where others are not because of its ability to detect the emission from this neutral hydrogen, specifically the 21 cm line. [13] Unfortunately, the decommissioning and subsequent catastrophic collapse of the Arecibo Radio Telescope on December 1st, 2020 has somewhat limited its efficacy in facilitating further data collection.

Alternative theories Edit

Scientists say that the galaxies we see today only began to create stars after dark galaxies. Based on numerous scientific assertions, dark galaxies played a big role in many of the galaxies astronomers and scientists see today. Martin Haehnel, from Kavli Institute for Cosmology at the University of Cambridge, claims that the precursor to the Milky Way galaxy was actually a much smaller bright galaxy that had merged with dark galaxies nearby to form the Milky Way we currently see. Multiple scientists agree that dark galaxies are building blocks of modern galaxies. Sebastian Cantalupo of the University of California, Santa Cruz, agrees with this theory. He goes on to say, "In our current theory of galaxy formation, we believe that big galaxies form from the merger of smaller galaxies. Dark galaxies bring to big galaxies a lot of gas, which then accelerates star formation in the bigger galaxies." Scientists have specific techniques they use to locate these dark galaxies. These techniques have the capability of teaching us more about other special events that occur in the universe for instance, the “cosmic web”. This “web” is made of invisible filaments of gas and dark matter believed to permeate the universe, as well as “feeding and building galaxies and galaxy clusters where the filaments intersect.” [12]

HE0450-2958 Edit

HE0450-2958 is a quasar at redshift z=0.285. Hubble Space Telescope images showed that the quasar is located at the edge of a large cloud of gas, but no host galaxy was detected for the quasar. The authors of the Hubble study suggested that one possible scenario was that the quasar is located in a dark galaxy. [14] However, subsequent analysis by other groups found no evidence that the host galaxy is anomalously dark, and demonstrated that a normal host galaxy is probably present, [15] [16] so the observations do not support the dark galaxy interpretation.

HVC 127-41-330 Edit

HVC 127-41-330 is a cloud rotating at high speed between Andromeda and the Triangulum Galaxy. Astronomer Josh Simon considers this cloud to be a dark galaxy because of the speed of its rotation and its predicted mass. [17] [18]

Smith's Cloud Edit

Smith's Cloud is a candidate to be a dark galaxy, due to its projected mass and survival of encounters with the Milky Way. [19]

VIRGOHI21 Edit

Initially discovered in 2000, VIRGOHI21 was announced in February 2005 as a good candidate to be a true dark galaxy. [11] [20] [21] [22] It was detected in 21-cm surveys, and was suspected to be a possible cosmic partner to the galaxy NGC 4254. This unusual-looking galaxy appears to be one partner in a cosmic collision, and appeared to show dynamics consistent with a dark galaxy (and apparently inconsistent with the predictions of the Modified Newtonian Dynamics (MOND) theory). [23] However, further observations revealed that VIRGOHI21 was an intergalactic gas cloud, stripped from NGC4254 by a high speed collision. [24] [25] [26] The high speed interaction was caused by infall into the Virgo cluster.


How do you weigh a galaxy? Especially the one you're in?

Pinning down the mass of a galaxy may seem like an esoteric undertaking, but scientists think it holds the key to unraveling the nature of the elusive, yet-to-be-seen dark matter, and the fabric of our cosmos.

A new technique for estimating the mass of galaxies promises more reliable results, especially when applied to large datasets generated by current and future surveys, according to a research team led by Ekta Patel at the University of Arizona. نشرت في مجلة الفيزياء الفلكية, the study is the first to combine the observed full three-dimensional motions of several of the Milky Way's satellite galaxies with extensive computer simulations to obtain a high-accuracy estimate for the mass of our home galaxy.

Determining the mass of galaxies plays a crucial part in unraveling fundamental mysteries about the architecture of the universe. According to current cosmological models, a galaxy's visible matter, such as stars, gas and dust, accounts for a mere 15 percent of its mass. The remaining 85 percent is believed to reside in dark matter, a mysterious component that never has been observed and whose physical properties remain largely unknown. The vast majority of a galaxy's mass (mostly dark matter) is located in its halo, a vast, surrounding region containing few, if any, stars and whose shape is largely unknown.

In a widely accepted cosmological model, dark-matter filaments span the entire universe, drawing luminous ("regular") matter with them. Where they intersect, gas and dust accumulate and coalesce into galaxies. Over billions of years, small galaxies merge to form into larger ones, and as those grow in size and their gravitational pull reaches farther and farther into space, they attract a zoo of other small galaxies, which then become satellite galaxies. Their orbits are determined by their host galaxy, much like the sun's gravitational pull directs the movement of planets and bodies in the solar system.

"We now know that the universe is expanding," says Patel, a fourth-year graduate student in the UA's Department of Astronomy and Steward Observatory. "But when two galaxies come close enough, their mutual attraction is greater than the influence of the expanding universe, so they begin to orbit each other around a common center, like our Milky Way and our closest neighbor, the Andromeda Galaxy."

Although Andromeda is approaching the Milky Way at 110 kilometers per second, the two won't merge until about 4.5 billion years from now. According to Patel, tracking Andromeda's motion is "equivalent to watching a human hair grow at the distance of the moon."

Because it's impossible to "weigh" a galaxy simply by looking at it -- much less when the observer happens to be inside of it, as is the case with our Milky Way -- researchers deduce a galaxy's mass by studying the motions of celestial objects as they dance around the host galaxy, led by its gravitational pull. Such objects -- also called tracers, because they trace the mass of their host galaxy -- can be satellite galaxies or streams of stars created from the scattering of former galaxies that came too close to remain intact.

Unlike previous methods commonly used to estimate a galaxy's mass, such as measuring its tracers' velocities and positions, the approach developed by Patel and her co-authors uses their angular momentum, which yields more reliable results because it doesn't change over time. The angular momentum of a body in space depends on both its distance and speed. Since satellite galaxies tend to move around the Milky Way in elliptical orbits, their speeds increase as they get closer to our galaxy and decrease as they get farther away. Because the angular momentum is the product of both position and speed, there is no net change regardless of whether the tracer is at its closest or farthest position in its orbit.

"Think of a figure skater doing a pirouette," Patel says. "As she draws in her arms, she spins faster. In other words, her velocity changes, but her angular momentum stays the same over the whole duration of her act."

The study, which Patel presents on Thursday, June 7, at the 232nd meeting of the of the American Astronomical Society in Denver, is the first to look at the full three-dimensional motions of nine of the Milky Way's 50 known satellite galaxies at once and compare their angular momentum measurements to a simulated universe containing a total of 20,000 host galaxies that resemble our own galaxy. Together those simulated galaxies host about 90,000 satellite galaxies.

Patel's team pinned down the Milky Way's mass at 0.96 trillion solar masses. Previous estimates had placed our galaxy's mass between 700 billion and 2 trillion solar masses. The results also reinforce estimates suggesting that the Andromeda Galaxy (M31) is more massive than our Milky Way.

The authors hope to apply their method to the ever-growing data as they become available by current and future galactic surveys such as the Gaia space observatory and LSST, the Large Synoptic Survey Telescope. According to co-author Gurtina Besla, an assistant professor of astronomy at the UA, constraints on the mass of the Milky Way will improve as new observations are obtained that clock the speed of more satellite galaxies, and as next-generation simulations will provide higher resolution, allowing scientists to get better statistics for the smallest mass tracers, the so-called ultra-faint galaxies.

"Our method allows us to take advantage of measurements of the speed of multiple satellite galaxies simultaneously to get an answer for what cold dark matter theory would predict for the mass of the Milky Way's halo in a robust way," Besla says. "It is perfectly suited to take advantage of the current rapid growth in both observational datasets and numerical capabilities."


How do astronomers estimate the total mass of dust in clouds and galaxies? - الفلك

Based on tons of scientific data and decades of research, here is an artist s impression of the Milky Way Galaxy, as seen from above the galactic North pole . الائتمان: ناسا. All of the basic elements have been established including its spiral arm pattern and the shape of its central bulge of stars. To directly answer this question, however, is a difficult, if not impossible, task. The problem is that we cannot directly see every star in the Milky Way because most are located behind interstellar clouds from our vantage point in the Milky Way. The best we can do is to figure out the total mass of the Milky Way, subtract the portion that is contributed by interstellar gas and dust clouds ( about 1 - 5 percent or so), and then divide the remaining mass by the average mass of a single star.

From a number of studies, the mass of the Milky Way inside the orbit of our sun can be estimated to an accuracy of perhaps 20 percent as 140 billion times the mass of the Sun, if you use the Sun's speed around the core of the galaxy. Radio astronomers have detected much more material outside the orbit of the Sun, so the above number is probably an underestimate by a factor of 2 to 5 times in mass alone.

Now, to find out how many stars this represents, you have to divide by the average mass of a star. If you like the sun, then use 'one solar mass' and you then get about 140 billion sun-like stars for what's inside the sun's orbit. But astronomers have known for a long time that stars like the sun in mass are not that common. Far more plentiful are stars with half the mass of the sun, and even one tenth the mass of the sun. The problem is that we don't know exactly how much of the Milky Way is in the form of these low-mass stars. In text books, you will therefore get answers that range anywhere between a few hundred billion and as high as a trillion stars depending on what the author used as a typical mass for the most abundant type of star. This is a pretty embarrasing uncertainty, but then again, why would you need to know this number exactly?

The best estimates come from looking at the motions of nearby galaxies such as a recent study by G. R. Bell (Harvey Mudd/USNO Flagstaff), S. E. Levine (USNO Flagstaff):

Using radial velocities and the recently determined proper motions for the Magellanic Clouds and the dwarf spheroidal galaxies in Sculptor and Ursa Minor, we have modeled the satellite galaxies' orbits around the Milky Way. Assuming the orbits of the dwarf spheroidals are bound, have apogalacticon less than 300 kpc, and are of low eccentricity, then the minimum mass of our galaxy contained within a radius of 100 kpc is 590 billion solar masses, and the most likely mass is 700 billion. These mass estimates and the orbit models were used to place limits on the possible maximum tangential velocities and proper motions of the other known dwarf spheroidal galaxies and to assess the likelihood of membership of the dwarf galaxies in various streams.

Again, you have to divide this by the average mass of a star. say 0.3 solar masses, to get an estimate for the number of stars which is well into the trillions!

Another factor that confuses the prpoblem is that our Milky Way contains a lot of dark matter that also produces its own gravity and upsets the estimates for actual stellar masses. Our galaxy is embedded in a roughly spherical cloud of dark matter (shown in the artists rendering above courtesy ESO) that is strongly concentrated towards the galactic center regions. By using the motions of distant galaxies astronomers have 'weighed' the entire Milky Way and deduce that the dark matter halo is likely to include around 3 trillion solar masses of dark matter.


Hunting in Total Darkness: The Search for Dust-Obscured Galaxies at Cosmic Dawn

Editor’s note: Astrobites is a graduate-student-run organization that digests astrophysical literature for undergraduate students. كجزء من الشراكة بين AAS و astrobites ، نقوم أحيانًا بإعادة نشر محتوى Astrobites هنا في AAS Nova. نأمل أن تستمتع بهذا المنشور من Astrobites ، ويمكن الاطلاع على النسخة الأصلية في astrobites.org.

لقب: Illuminating the dark side of cosmic star formation two billion years after the Big Bang
المؤلفون: M. Talia et al.
مؤسسة المؤلف الأول: University of Bologna & INAF, Italy
حالة: مقبول ل أبج

The modern terminology of galaxies is extraordinarily anthropomorphic blue, star-forming galaxies are “alive”, and red galaxies that have ceased star formation are “dead”. So then how do galaxies “live”? In other words, why do some galaxies form lots of stars while others do not? Are the dead galaxies older, or do they simply mature faster? What role do external forces such as galaxy mergers play in the lives of galaxies? How can their internal structures (bars, arms, and bulges) or internal forces (supernovae and active supermassive black holes) work to enhance or inhibit star formation? These details have been the focus of the past two decades of galaxy studies, trying to answer the question: How and when did galaxies assemble their mass of stars?

The highest-level diagnostic we can construct to help us understand the big picture of star formation in galaxies is the cosmic star formation rate density (SFRD) diagram. It maps the average rate at which stars are formed in the universe at a given time, per unit volume. The physics, then, is a matter of both supply and efficiency: how much gas is available to be formed into stars (supply), and how well did galaxies turn that gas into stars (efficiency)? Constructing the SFRD diagram can then help us to understand the interplay between gas and the processes that can act to enhance or inhibit star formation.

Figure 1: The star formation rate density diagram, including many literature measurements focusing on the early universe (ض > 3). The results from this paper indicate that a missing population of galaxies might account for a large portion of the SFRD at ض > 4. [Talia et al. 2021]

75% of the history of our universe by carefully constructing unbiased, representative samples of galaxies such that specific inferences of that sample also hold for the general, wider population of galaxies. As shown in Figure 1, the SFRD rises for the first 3 billion years before peaking at a redshift of ض

2, after which it declines for the remaining 10 billion years until today.

Observing star formation rates during the first 2 billion years of the universe (ض > 3) is incredibly difficult. Not only were the first galaxies intrinsically smaller and fainter than galaxies we see today, but starting at ض

6, the universe is pervaded by a dense fog of neutral hydrogen (from which galaxies formed!) that obscures their light. Given these difficulties, these incredibly early galaxies are only now being observed in large numbers.

The authors of today’s paper point out that the existing samples of ض > 3 galaxies are not at all representative. For the most part, and almost exclusively at ض > 6, these galaxies are discovered via their bright ultraviolet (UV) emission, which has been redshifted so that it is observed in the optical and infrared. Not only must these galaxies be incredibly bright to be found at such large distances, but their intensive UV emission translates directly to an enormous star formation rate. That is, the feature that makes them easy to find also makes their star formation rates high. This is a huge bias in our samples! To overcome this bias, the authors turn to radio wavelengths. They used a large radio survey VLA-COSMOS to find 197 radio sources that have no counterpart in near-infrared wavelengths. These, they argue, are heavily dust-obscured galaxies without any UV emission — the missing link.

Figure 2: Median galaxy template (top) fitted to stacked observations in many broadband filters (bottom). The derived average physical parameters, as well as the redshift distribution, are also shown. [Talia et al. 2021]

The authors’ first test was to stack the broadband brightness measurements of each galaxy together so that they can predict what the average total spectrum would look like for these galaxies, and hence their average properties. The lack of blue light on the left-hand side of the spectrum indicates that there is no luminous UV component as seen in the UV-bright galaxies of previous samples. Moreso, the authors estimate an incredibly high dust extinction of a whopping 4.2 magnitudes (nearly a factor of 50)! These galaxies are super dusty indeed.

Using a similar approach to the stacked analysis, the authors then estimate the redshift and star formation rate for each of the 98 galaxies for which they could reliably measure an infrared brightness. Due to their unique radio selection approach, the authors are able to compile a large sample of very high redshift galaxies at ض > 4.5. They estimate the redshifts and star formation rates for the remaining 99 sources as well, but with much greater uncertainty.

Lastly, the authors compute the SFRD using their sample, taking care to correct for any dusty galaxies they may have missed. This is a challenging correction to make, so the authors do so by adopting an agnostic approach, seeing how their SFRD looks depending on how complete their sample might be.

As shown by the red bars in Figure 1, it is precisely this population of highly dust-obscured galaxies at ض > 3, invisible to optical and infrared surveys, that may indeed constitute a بارز portion of the star formation rate density in the early universe compared to other less-dusty samples!

These findings highlight the surprising extent of our missing knowledge of the first galaxies, and they encourage investment in future radio surveys with ALMA and follow-up with JWST.

Original astrobite edited by William Saunders with Lukas Zalesky.

About the author, John Weaver:

I am a second year PhD student at the Cosmic Dawn Center at the University of Copenhagen, where I study the formation and evolution of galaxies across cosmic time with incredibly deep observations in the optical and infrared. I got my start at a little planetarium, and I’ve been doing lots of public outreach and citizen science ever since.


Astronomers observe how two suns collect matter in a binary system

Cosmic delivery room: This picture shows Barnard 59, part of a vast dark cloud of interstellar dust called the Pipe Nebula. The proto-binary systems [BHB2007] 11 studied with high-resolution images is embedded in dense clouds, but can be observed at longer wavelengths with the radio telescope ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array). الائتمان: ESO

Stars are born in the midst of large clouds of gas and dust. Local densifications first form "embryos," which then collect matter and grow. But how exactly does this accretion process work? And what happens when two stars form in a disk of matter? High-resolution images of a young stellar binary system for the first time reveal a complex network of accretion filaments nurturing two protostars at the center of the circumbinary disk. With these observations, an international team of astronomers led by the Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics was able to identify a two-level accretion process, circumbinary disk to circumstellar disk to stars, constraining the conditions leading to the formation and evolution of binary star systems.

Most stars in the universe come in the form of pairs—binaries—or even multiple star systems. Now, the formation of such a binary star system has been observed for the first time with high-resolution ALMA (Atacama Large Millimetre/submillimeter Array) images. An international team of astronomers led by the Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics targeted the system [BHB2007] 11, the youngest member of a small cluster of young stellar objects in the Barnard 59 core in the Pipe nebula molecular cloud. While previous observations showed an accretion envelope surrounding a circumbinary disk, the new observations now also reveal its inner structure.

"We see two compact sources, that we interpret as circumstellar disks around the two young stars," explains Felipe Alves from MPE, who led the study. "The size of each of these disks is similar to the asteroid belt in our Solar System, and their mutual distance is about 28 times the distance between the Earth and the Sun." Both protostars are surrounded by a circumbinary disk with a total mass of about 80 Jupiter masses, which shows a complex network of dust structures distributed in spiral shapes. The shape of the filaments suggest streamers of in-falling material, which is confirmed by the observation of molecular emission lines.

  • A zoom into the shared disk: this observation of ALMA shows that the proto-binary system [BHB2007] 11 is surrounded by dust filaments, where the southern (brighter) young star accretes more material. Credit: MPE
  • The Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) captured this unprecedented image of two circumstellar disks, in which baby stars are growing, feeding with material from their surrounding birth disk. The complex network of dust structures distributed in spiral shapes remind of the loops of a pretzel. These observations shed new light on the earliest phases of the lives of stars and help astronomers determine the conditions in which binary stars are born. Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Alves et al.

"This is a really important result," says Paola Caselli, director and MPE and head of the center of Astrochemical Studies. "We have finally imaged the complex structure of young binary stars, with their "feeding filaments" connecting them to the circumbinary disk. This provides important constraints for current models of star formation."

The astronomers interpret the filaments as inflow streamers from the extended circumbinary disk, where the circumstellar disk around the less massive of the two protostars receives more input, consistent with theoretical predictions. The estimated accretion rate is only about 0.01 Jupiter masses per year, which agrees with rates estimated for other protostellar systems. In a similar way as the circumbinary disk feeds the circumstellar disks, each circumstellar disk feeds the protostar in its center. At the disk-star level though, the accretion rate inferred from the observations is higher for the more massive object. The observation of emission from an extended radio jet for the northern object confirms this result, which is an independent indication that this protostar is indeed accreting more material.

"We expect this two-level accretion process to drive the dynamics of the binary system during its mass accretion phase," says Alves. "While the good agreement of these observations with theory is already very promising, we will need to study more young binary systems in detail to further constrain the conditions that lead to stellar multiplicity."


شاهد الفيديو: فلكي عربي يثير ضجة بتوقع مرعب جدا هل يصبح الخيال حقيقة الفلكي علي العيس (شهر اكتوبر 2021).