الفلك

هل من الممكن أن تتفاعل العناقيد المجرية؟

هل من الممكن أن تتفاعل العناقيد المجرية؟

عادة ما تتفاعل المجرات وتصطدم بالمجرات الأخرى. هل من الممكن أن تتفاعل وتتصادم حشود المجرات بالمثل؟ هل حاول الناس دراسة هذه الظاهرة من قبل؟ لم أجد أي شيء محدد في الأدب.


نعم.

من الناحية النظرية ، من المتوقع أن تتشكل البنية أولاً على المقاييس الصغيرة (النجوم والعناقيد النجمية) ، وبعد ذلك على نطاقات أكبر بشكل متزايد - المجرات ، والمجموعات ، وفي النهاية عناقيد المجرات (انظر على سبيل المثال Longair 2006). هذا مؤكد ، على الأقل إلى حد ما ، من خلال الملاحظة. على سبيل المثال ، تم اكتشاف المجرات في انزياح أحمر بقيمة $ z = 11.2 $ (400 مليون سنة بعد Big Bang ؛ Oesch وآخرون. 2016) ، بينما تم اكتشاف المجموعة فقط عند $ z = 2.5 $ (2.6 $) مليار بعد سنوات من الانفجار الكبير ؛ وانغ وآخرون. 2016).

وهكذا ، عندما تشكلت العناقيد ، كان الكون قد توسع بالفعل لدرجة أن التفاعل بينها نادر إلى حد ما.

هذا يحدث ، مع ذلك. أحد أهم الأمثلة هو Bullet Cluster ، والذي يتكون من مجموعتين من المجرات المتصادمة. السبب في أنني ذكرت هذا هو أنه أكد بشكل جميل حقًا وجود المادة المظلمة. تُظهر الصورة أدناه (من صورة اليوم الفلكية لوكالة ناسا) المجموعتين بعد الاصطدام. النجوم والمجرات متباعدة للغاية لدرجة أن الاصطدام بين المجرات نادر الحدوث ، كما أن الاصطدامات بين النجوم لا تحدث أبدًا. وبالتالي ، فقد مروا للتو من خلال بعضهم البعض ، كما هو موضح في الصورة. ومع ذلك ، فإن الغاز بين المجرات يصطدم ويبطئ وينفصل عن المجرات. يؤدي هذا إلى تسخين الغاز إلى ملايين الدرجات ، مما يؤدي إلى إصدار أشعة سينية (تظهر باللون الأحمر). ال أزرق الأشياء عبارة عن خريطة لتوزيع الكتلة ، مصنوعة باستخدام عدسة الجاذبية. هذه الكتلة منفصلة بوضوح عن الغاز ، لكنها تتزامن مع المجرات ، وتعطي كتلة أكبر بكثير من الكتلة المرئية ، حوالي 5.5 مرة أكثر ، وهو بالضبط ما وجد بالنسبة للنسبة بين المادة المظلمة والعادية باستخدام طرق أخرى.


شاهد هذا الفيديو ، أعتقد أنه سيعطيك إجابة ، أحيانًا يكون من الأفضل رؤيته مرة واحدة ، ثم قراءة 10 مرات: Laniakea: فريقنا المتميز في المنزل


يرى علماء الفلك أن درب التبانة تأكل واحدة من مجرة ​​درب التبانة

الكتلة الكروية M92 هي مثال رائع من نوعه. كرة كروية تقريبًا مكونة من مئات الآلاف من النجوم مرتبطة ببعضها البعض بفعل جاذبيتها المتبادلة ، وهي واحدة من حوالي 160 كرة تدور حول درب التبانة.

حسنًا ، في الوقت الحالي. اتضح أن مجرتنا تأكله.

المزيد من علم الفلك السيئ

اكتشف علماء الفلك تيارًا من النجوم أمام الكتلة وخلفها أثناء دورانها ، جُردت مواطنين نجميين من جاذبية مجرة ​​درب التبانة. هذا أمر مثير للدهشة ، بالنظر إلى العمر العظيم لـ M92 - حوالي 11 مليار سنة - مما يعني أن شيئًا ما حدث مؤخرًا * لتغيير الأشياء.

تم العثور على الكثير من هذه التيارات النجمية خلال العقدين الماضيين. بعضها من مجرات صغيرة مرت بالقرب من مجرة ​​درب التبانة (وهي مجرة ​​كبيرة) ، وبعضها من عناقيد كروية. البعض لسنا متأكدين. نصف دزينة أو نحو ذلك لها مجرات كروية مرتبطة بها ، وأكثر من المجرات القزمية ، بينما لا يبدو أن لدى البعض أي مصدر معين ، فمن المحتمل أنها أتت من كائنات مزقتها مجرة ​​درب التبانة تمامًا.

بشكل أساسي ، عندما يقترب جسم صغير مثل العنقود أو المجرة القزمة ، تشعر النجوم الموجودة على حوافها الخارجية بجاذبية أكبر من مجرة ​​درب التبانة أكثر من الجسم الأصلي ، ويتم سحبها. إنها تشبه إلى حد ما سحابة من الغبار جردت من على شاحنة مليئة بالأوساخ ، مع تدفق السحابة خلف الشاحنة. في هذه الحالة ، بسبب المد والجزر ، تسحب جاذبية المجرة هذه النجوم إلى الأمام وخلف الضحية. والنتيجة هي عبارة عن شعيرية رقيقة من النجوم منتشرة عبر السماء.

تم اكتشاف النجوم في بعض التيارات النجمية مؤخرًا باستخدام بيانات Gaia الموضوعة على خريطة للمجرة. الائتمان: ESA / Gaia / DPAC

لقد أفلتت هذه التيارات من الانتباه لعدة قرون لأنه من الصعب للغاية رصدها مقابل مليارات النجوم الأخرى في المجرة. لكن مسوحات السماء الكبيرة التي تبحث في ملايين أو مليارات النجوم تجعل من الممكن اكتشافها. تتمثل إحدى الطرق في النظر إلى حركات النجوم التي يبدو أنهم جميعًا يتحركون معًا في اتجاه واحد. إذا تم العثور على مسافات ، فإنها تقع جميعها على طول قوس واحد ، مدار مسار الكائن الأصل.

في حالة M92 ، نظر علماء الفلك لأول مرة إلى زوج من المسوحات الضخمة للنجوم التي تم إجراؤها باستخدام تلسكوب كندا-فرنسا-هاواي و Pan-STARRS. أخذوا مساحة من السماء حول M92 وبحثوا عن النجوم ذات الألوان التي تطابق تلك الموجودة في العنقود - مع معرفة عمر العنقود ، وأن لون النجم يعتمد على كتلته وعمره ، يمكنهم إجراء تصفية مقطوعة النجوم التي لا تتطابق مع الكتلة. لقد بحثوا أيضًا عن النجوم على نفس المسافة تقريبًا من الكتلة أيضًا ، لأن التيار سيكون حول تلك المسافة.

عندما رسم علماء الفلك مواقع النجوم المطابقة لألوان M92 ، يمكن رؤية التيار في بياناتهم (الأسهم). الائتمان: توماس وآخرون.

عندما فعلوا ذلك ، خرج الدفق مباشرة من بياناتهم. يشير العدد الإجمالي للنجوم إلى أن التيار يحتوي على حوالي 30 ألف ضعف كتلة الشمس فيه ، أي حوالي 10٪ من النجوم في العنقود الآن! لذا فإن هذه المجموعة هي مجرد نجوم تتساقط.

الآن بعد أن أصبح لديهم قائمة بالنجوم في الدفق ، تحولوا إلى Gaia ، وهو قمر صناعي قام على مدار السنوات القليلة الماضية بقياس المواقع واللون والمسافة والحركة وأكثر من ذلك لأكثر من مليار نجم (نعم ، مليار). سمح لهم ذلك بتتبع مدار العنقود إلى الوراء في الوقت المناسب ، ووجدوا أنه يمر عبر الانتفاخ المجري ، الكرة المسطحة للنجوم المحيطة بمركز المجرة. كما أنه يمر مباشرة عبر شريط المجرة ، وهو هيكل ممدود أكثر تعقيدًا في مركز المجرة.

هيكل مجرة ​​درب التبانة: قرص مفلطح بأذرع لولبية (يُرى وجهًا لوجه ، ويسارًا ، وحافة ، يمينًا) ، مع انتفاخ مركزي ، وهالة ، وأكثر من 150 مجموعة كروية. يشار إلى موقع الشمس في منتصف الطريق تقريبًا. الائتمان: اليسار: NASA / JPL-Caltech يمينًا: تخطيط ESA: ESA / ATG medialab

هذا مثير للاهتمام ، لأنهم يستطيعون أيضًا قياس حركة هذه النجوم بعيدًا عن الكتلة ، مما أعطاهم مؤشرًا على كيفية تغير التيار بمرور الوقت.

بالنظر إلى مسافة النجوم وسرعتها في التيار ، وجدوا أن هذه النجوم قد جُردت من M92 منذ حوالي 500 مليون سنة فقط ، وأغلبها أقل في 300 مليون سنة الماضية. هذا حديث جدًا ، مقارنةً بعمر 11 مليار سنة للعنقود.

إذا كان يمر عبر مركز المجرة في كل مدار ، إذن ، بالنظر إلى معدل فقدان النجم ، يجب أن يكون قد اختفى منذ فترة طويلة. وهذا بدوره يعني أن المدار تغير مؤخرًا. وإلا فإن الكتلة لا ينبغي أن تكون موجودة.

M92 ، كتلة كروية تبعد حوالي 27000 سنة ضوئية عن الأرض. الائتمان: وكالة الفضاء الأوروبية / هابل واعتراف وكالة ناسا: جيل تشابديلين

من الممكن أن تكون هذه المرة الأخيرة التي مرت عبر المجرة قد غيرت المدار ، لأن مجال الجاذبية في مركز المجرة معقد. إذا كان هناك شيء آخر يمكن أن يحدث هذا التغيير المداري الكبير ، فأنا في حيرة من أمره. كان من الممكن أن يكون قد تجاوز عنقود آخر ، وتفاعل جاذبيتهما يؤثر عليهما معًا ، لكن الفضاء المحيط بالمجرة فسيح جدًا ، ومجموعات قليلة جدًا. احتمالات الاصطدام القريب صغيرة للغاية.

يخطط علماء الفلك للبحث عن المزيد من النجوم من الكتلة ، ربما تلك التي ابتعدت عن بعضها البعض ، مما يخلق هالة حول التيار. يمكن أن يساعدهم ذلك في معرفة ما يحدث. ومع ذلك ، فإن العمل شاق ، لذا قد يستغرق الأمر بعض الوقت قبل أن يحصلوا على أي معلومات إضافية.

برسم عدد النجوم في منطقة معينة من السماء (الأغمق هو المزيد من النجوم) ، يكون تيار M92 واضحًا ، حيث تقود النجوم المجموعة في مدارها (يمينًا) وتلك التي تتخلف خلفها (يسارًا). المحاور X و Y عبارة عن درجات في السماء. الائتمان: توماس وآخرون.

هذه التيارات رائعة بالنسبة لي. يخبروننا عن الماضي البعيد للمجرة ، وكذلك عن بنائها الآن. أثناء تدفق هذه التدفقات ، قد تتغير كثافة النجوم في أي جزء معين بسبب اختلاف مجال الجاذبية في المجرة على سبيل المثال ، إذا مرت بالقرب من سحابة جزيئية عملاقة ضخمة من الغاز والغبار ، أو إذا كانت هالة من المادة المظلمة حول مجرتنا ليس سلسًا بل متكتلًا. يخبروننا أيضًا عن الطريقة التي تتصرف بها العناقيد الكروية الآن ، وكيف تفقد النجوم ، وكيف يؤثر ذلك على بنيتها.

مذهل جدًا ، مع الأخذ في الاعتبار أننا لم نكن نعرف حتى عن هذه التدفقات قبل عقدين من الزمن. لقد منحنا التقدم التكنولوجي هذه الفرصة للنظر في ماضي مجرتنا ، وكالعادة ، الأمور أكثر تعقيدًا بكثير وأكثر إثارة للاهتمام مما كنا نعتقد.

* بالطبع ، "مؤخرًا" بالنسبة لعالم الفلك يختلف عنك ، على الأرجح. أعني في وقت ما خلال الـ 500 مليون سنة الماضية ، لم يمض وقت طويل بعد أن اخترعت الحيوانات قطعًا صلبة من الجسم بدلاً من السباحة في المحيطات.


هل من الممكن أن تتفاعل العناقيد المجرية؟ - الفلك

جسرية متحركة
هيكل الخدمة الدوارة الشبيه بجسر الرافعة للتحرك حول ديسكفري لإحاطة المركبة المدارية قبل شروق الشمس مباشرة ، بعد ساعتين من وصول المكوك إلى اللوحة ، كما شوهد هو فيلم بفاصل زمني. (ملف 1 دقيقة و 26 ثانية)
شغل الفيديو

الوصول إلى المنصة
يعرض فيلم الفاصل الزمني هذا المكوك Discovery وهو يتدحرج على المنحدر ويصل إلى منصة الإطلاق 39B بعد رحلة استغرقت 10.5 ساعة من VAB. (ملف 3min 32sec)
شغل الفيديو

يتجه الاكتشاف إلى الشمال
يبدأ إطلاق ديسكفري في وقت مبكر من المساء حيث يتجه المكوك شمالًا نحو منصة الإطلاق 39B. (ملف 6 دقائق و 15 ثانية)
شغل الفيديو

بعد وسادة واحدة
كما يُرى من مبنى تجميع المركبات ، يتدحرج مكوك الفضاء ديسكفري شمالًا ومنصة الإطلاق 39A في الخلفية. (ملف 4 دقائق و 23 ثانية)
شغل الفيديو

انقسام الزاحف
يصل الناقل إلى النقطة التي ينقسم فيها مجرى الزاحف إلى مسارين إلى منصات المركب 39 ويجعل المنعطف للوسادة 39 ب. (ملف 7 دقائق و 11 ثانية)
شغل الفيديو

أسفل الزاحف
مكوك ديسكفري يشق طريقه أسفل الزاحف تحت سماء فلوريدا الجميلة. (ملف 5 دقائق 00 ثانية)
شغل الفيديو

طرح الاكتشاف
يبدأ مكوك الفضاء ديسكفري رحلته التي تبلغ 4.2 ميل من مبنى تجميع المركبات إلى منصة الإطلاق 39B فوق ناقلة الزاحف التي تعود إلى حقبة أبولو. (ملف 10 دقائق و 30 ثانية)
شغل الفيديو

مهمة ديسكفري
يتم تقديم معاينة لرحلة ديسكفري STS-114 في هذا الفيلم المروى حول عودة المكوك إلى مهمة الطيران. (ملف 10 دقائق و 15 ثانية)

العامين الماضيين للمحطة
تم فحص التأثير على محطة الفضاء الدولية من خلال هذا التأريض لمدة عامين لأسطول مكوك الفضاء في أعقاب كولومبيا في هذا الفيلم المروى. (ملف 6 دقائق و 46 ثانية)

رواد فضاء ديسكفري
ألق نظرة من وراء الكواليس على رواد الفضاء السبعة الذين سيطيرون على متن مكوك الفضاء مهمة العودة إلى الرحلة في هذا الفيلم الذي يعرض حياة طاقم STS-114. (ملف 10 دقائق و 04 ثانية)

تاريخ المكوك: STS-49
يتذكر هذا الفيديو الاستعادي الرحلة الأولى لمكوك الفضاء إنديفور. أبحرت الرحلة الأولى في مايو 1992 لإنقاذ مركبة الاتصالات الفضائية إنتلسات 603 ، التي كانت عالقة في مدار عديم الفائدة. قام رواد الفضاء بتوصيل معزز صاروخي بالقمر الصناعي من أجل التعزيز الحرج للارتفاع الصحيح.
تصفح مجموعة الفيديو

تاريخ المكوك: STS-109
يتذكر هذا الفيديو الاستعادي مهمة كولومبيا عام 2002 التي أجرت مكالمة خدمة بعيدة المدى إلى تلسكوب هابل الفضائي ، مما أعطى المرصد نظامًا جديدًا للطاقة ووسع نطاقه العلمي إلى الكون. أجرى رواد الفضاء خمس عمليات سير في الفضاء ناجحة للغاية خلال المهمة.
تصفح مجموعة الفيديو

تاريخ المكوك: STS-3
يتذكر هذا المعرض الاستعادي الرحلة الثالثة لمكوك الفضاء كولومبيا. كانت مهمة مارس 1982 بمثابة رحلة اختبار تطويرية أخرى للمركبة الفضائية القابلة لإعادة الاستخدام ، حيث تم فحص أداء أنظمتها مع إجراء أجندة علمية محدودة. يتميز STS-3 بالهبوط الأول في نورثروب ستريب في وايت ساندز ، نيو مكسيكو.
تصفح مجموعة الفيديو

تقدم الأبحاث الجارية من قبل فريق دولي من علماء الفلك رؤى جديدة للتصادمات الكونية الكارثية بين مجموعات المجرات.

باستخدام أقوى مرصد فضائي للأشعة السينية في العالم ، يقوم الفريق بكشف التفاعلات المعقدة التي تحدث في "تراكم حركة المرور" التي تحدث عندما تتفاعل وتندمج مجموعات تحتوي على مئات المجرات وتريليونات الكتل الشمسية من الغاز والمادة المظلمة .

تحدثت الدكتورة إيلينا بيلسول (جامعة بريستول) يوم الجمعة في اجتماع RAS الوطني لعلم الفلك في برمنغهام ، وستقدم النتائج الجديدة التي تم الحصول عليها من مرصد XMM-Newton المداري التابع لوكالة الفضاء الأوروبية. تكشف الصور والبيانات الأخرى عن بيئة مليئة بموجات الصدمة العنيفة التي تضغط وتضغط الغاز داخل الكتلة ، مما يرفع درجة حرارته إلى عدة ملايين من الدرجات.

عناقيد المجرات ، التي يصل قطرها إلى 6 ملايين سنة ضوئية ، هي أكبر الأجسام التي يمكن لعلماء الفلك قياس كتلتها. من خلال ملاحظات العديد من المجموعات ، من الممكن تقدير توزيع الكتلة في الكون ككل. يوفر هذا معلومات مهمة حول ما يتكون الكون وكيف بدأ وكيف سينتهي.

ومع ذلك ، فإن 5٪ فقط من كتلة العناقيد المجرية تقع في النجوم والمجرات. الفضاء بين المجرات مليء بالغاز شديد الحرارة (10 - 100 مليون درجة مئوية) بحيث لا يمكن رؤيته إلا عند أطوال موجات الأشعة السينية.

كيف أصبح الغاز بين المجرات ساخنًا جدًا؟ تنمو مجموعات المجرات من خلال حركة الجاذبية ، وتسحب باستمرار أنظمة المجرات الأصغر وتتعرض لتصادم عنيف عرضي مع جسم مماثل الحجم.

في مثل هذه الأحداث ، تبدأ المجموعات في الشعور بجاذبية بعضها البعض: تتفاعل ، وبعد فترة طويلة ، تندمج أخيرًا. عمليات الاندماج هذه هي أكثر الأحداث نشاطًا التي حدثت في الكون منذ الانفجار العظيم. تعمل الطاقة المنبعثة من الاصطدامات العنقودية على تعديل الظروف الفيزيائية داخل العنقود بشكل لا رجعة فيه من خلال موجات الانضغاط والصدمات التي تسخن الغاز إلى درجات حرارة تبلغ 10000 ضعف تلك الموجودة على سطح الشمس.

باستخدام أدوات فضائية قادرة على الرؤية في أطوال موجات الأشعة السينية ، تمكن فريق بيلسول من قياس أصول وطاقة الأشعة السينية من مجموعات المجرات. من المعلومات الموضعية ، كانوا قادرين على رسم خريطة لتوزيع الغاز في العناقيد. من طاقة الأشعة السينية ، تمكنوا من قياس درجة حرارة الغاز. من خلال الجمع بين الاثنين ، يمكنهم رسم خريطة لبنية درجة حرارة الغاز العنقودي.

درجة الحرارة هي الكمية الأساسية التي تسمح للعلماء بالتمييز بين العناقيد التي تتعرض لتصادمات دراماتيكية وتلك التي لا تتعرض للتصادم. تظهر درجة الحرارة بشكل مباشر تحويل كميات هائلة من الطاقة الحركية إلى طاقة حرارية تسخن الغاز.

قال بيلسول: "بفضل الملاحظات التي تم الحصول عليها باستخدام XMM-Newton ، أقوى كاشف للأشعة السينية تم بناؤه على الإطلاق ، يمكننا الآن وصف الغاز في مجموعات المجرات بشكل كامل".

"من درجة الحرارة ، نحسب أن العناقيد يمكن أن تصطدم بسرعات أكبر من 2000 كم / ثانية. نلاحظ أن المجموعات فريدة من نوعها في شكلها وتوزيع درجات الحرارة ، ومن خلال هذه الاختلافات يمكننا القول ما إذا كانت الكتلة صغيرة أم قديمة . "

قام فريق بيلسول مؤخرًا بالتحقيق في ثلاث مجموعات مختلفة مدمجة تتكون كل منها من مئات المجرات. أحدها ، المعروف باسم Abell 1750 (A1750) ، هو اندماج شاب يقع على بعد 1.1 مليار سنة ضوئية من الأرض. إنها تتضمن مجموعتين ، مفصولة بأكثر من 3 ملايين سنة ضوئية ، والتي بدأت للتو في التفاعل.

تبلغ كتلة كل من هذه العناقيد المتصادمة حوالي 500 تريليون مرة كتلة الشمس وتتحرك بسرعة حوالي 1400 كم / ثانية. يتسبب التفاعل العنيف بينهما في حدوث صدمات وانضغاط للغاز داخل الكتلة ، مما ينتج عنه منطقة تشبه القوس من الغاز بين الاثنين بدرجة حرارة 70 مليون درجة مئوية. سيصل الاصطدام إلى ذروته خلال 1-2 مليار سنة ، عندما تتصادم النوى ويكون إطلاق الطاقة في أقصى درجاته.

مثال أكثر تعقيدًا هو A3266 ، الذي يقع على بعد 800 مليون سنة ضوئية من الأرض. تظهر مجموعتان من الكتلة غير المتكافئة بعد نقطة التقاء الأقرب مباشرة. هذا يخلق منطقة ساخنة على شكل ذراع الرافعة حيث تنتشر موجة الصدمة في اتجاه حركة الكتلة الأصغر المتساقطة. سيبدو A1750 بهذا الشكل خلال 1-2 مليار سنة.

مثال أقدم هو A3921 ، يقع على بعد 1.2 مليار سنة ضوئية من الأرض. في هذه الحالة ، يكشف التشكل غير المتماثل للغاية وتوزيع درجة الحرارة أن مجموعتين ، مرة أخرى ذات الكتلة غير المتكافئة ، قد واجهتا بالفعل أول لقاء بينهما. تم تدمير الكتلة الأصغر ، التي تقل كتلتها بثلاث مرات عن الكتلة الرئيسية ، بشكل شبه كامل من خلال المواجهة. أدى الاصطدام إلى تمزيق الكتلة الأصغر ، وفي نفس الوقت أنتج منطقة ساخنة من الغاز الصادم تمتد من مركز الكتلة الرئيسية.

قال بيلسول: "يُظهر هذا البحث الطريقة العنيفة التي تتشكل بها أكبر الهياكل في الكون ، وأن هذا التكوين حدث في الماضي القريب". "العملية لا تزال تحدث اليوم. في عدة مليارات من السنين ، المجموعة التي تنتمي إليها مجرتنا ، درب التبانة ، سيتم تمزيقها لأنها تندمج مع مجموعة برج العذراء القريبة."

تم وصف البحث الجاري في عدة أوراق. سيتم نشر دراسات عن A3266 في عدد قادم من مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية.


علم الكونيات

شهد العقد الماضي تقدمًا مذهلاً في استكشافنا التجريبي للكون. لقد أدت أرصاد WMAP ودراسة المستعرات الأعظمية البعيدة إلى دخول حقبة جديدة من علم الكونيات الدقيق ، بما في ذلك الاكتشافات في هندسة الكون ، وحركية توسع هابل ، ومحتوى الطاقة الكونية الكتلي. ومع ذلك ، لا يزال تكوين البنية بعيد المنال بسبب عدم القدرة على قياس الخصائص الرئيسية للمجرات دون أخطاء منهجية كبيرة وعدم الدقة في التنبؤ بتفاصيل حول تكوين النجوم. دفعت المسوحات الكونية أقوى المنشآت الأرضية والفضائية إلى حدودها لتكشف جزئيًا عن تطور بعض أنواع المجرات ، ومع ذلك ، أصبح عددًا من القيود الأساسية واضحًا بشكل متزايد. بسبب التحيزات في طرق اختيار المجرات البصرية والقريبة من الأشعة تحت الحمراء وعدم القدرة على قياس النتائج في الانزياح الأحمر الطيفي للمجرات عند الانزياح الأحمر z & gt 6.5. وبالتالي ، هناك حاجة إلى نهج تكميلي مختلف للحصول على الصورة الكاملة لتاريخ تشكل النجوم الكونية وتطور المجرات.

مجموعات المجرة

تقدم مجموعات المجرات ، بعد أن وصلت تقريبًا إلى التوازن الديناميكي ، مختبرًا مثيرًا للإعجاب لاختبار نماذج لتشكيل الهياكل على نطاق واسع والاعتماد على بيئة تكوين المجرات وتطورها. من الناحية التاريخية ، ركزت ملاحظات الطول الموجي للكتل على سطوع الانزياح الأحمر المستقل لتأثير Sunyaev-Zel'dovich (SZE) ، ولكن مع الدقة العالية وحساسية سطوع السطح الرائعة ، يقدم LMT نافذة مراقبة جديدة بشكل أساسي في الدراسة عناقيد المجرات ، والمجموعات ، وغيرها من البيئات المتحيزة الكتلي. سيقوم مستخدمو LMT بتعيين توزيع الوسط داخل العنقود (ICM) بدقة زاويّة أعلى بـ 6-10 مرات من الدراسات السابقة. وهذا بدوره سيمكننا من التحقيق في عملية تكوين العناقيد. باستخدام جهاز استقبال البحث Redshift ، سيقوم مستخدمو LMT بدراسة مجرات الانفجار النجمي من أجل فهم أفضل لمعدلات تكون النجوم داخل عناقيد المجرات.

إلى اليسار: خريطة أولية لتأثير Sunyaev-Zel'dovich وخلفية مجرة ​​أقل من المليمتر في Bullet Cluster بواسطة AzTEC بطول موجة 1.1 مم. مصدر النقطة المضيئة في الشرق هو مجرة ​​مضيئة بالأشعة تحت الحمراء في الخلفية عند z

2.7 يتم العدسة بواسطة إمكانات الكتلة. إلى اليمين: ملامح AzTEC متراكبة على صورة الأشعة السينية لمجموعة الرصاصة.

يوفر LMT أيضًا فرصة لدراسة تدفقات التبريد في مجموعات. من المفهوم منذ فترة طويلة أن الكثافة العالية ووقت التبريد القصير في مراكز الكتلة يجب أن يؤدي إلى تدفق التبريد ، ما لم يتم إيقاف تدفق التبريد بواسطة مصدر إضافي للطاقة. سيتمكن مستخدمو LMT من التحقيق في طبيعة تدفقات التبريد وآليات إعادة التسخين المحتملة من خلال رسم خرائط تفصيلية لتوزيع الغاز والغبار في مجموعات التبريد القريبة.

المادة المظلمة وبنية المجرات

وفقًا للنظرية الحالية لتكوين البنية ، تهيمن المادة المظلمة الباردة (CDM) على محتوى المادة في الكون. بسبب عدم استقرار الجاذبية ، فإن الاضطرابات في توزيع كثافة آلية التنمية النظيفة تزداد بمرور الوقت وتشكل كتل شبه ثابتة تسمى هالات المادة المظلمة. يُفترض أن الأجسام المضيئة ، مثل المجرات وعناقيد المجرات ، تتشكل في آبار الجاذبية المحتملة لهالات آلية التنمية النظيفة. وبالتالي ، فإن الخطوة الأولى في فهم توزيع المجرات في الكون هي فهم كيفية توزيع هالات آلية التنمية النظيفة في الفضاء وكيف تتفاعل المجرات معها.

يمكن دراسة خصائص مجتمع الهالة المظلمة بتفصيل كبير من خلال المحاكاة العددية والنمذجة التحليلية. تعتمد إحدى طرق استكشاف تفاعل هالة CDM مع المجرات على نموذج دالة اللمعان الشرطي ، الذي يربط بين المجرات وهالات المادة المظلمة من خلال مطابقة كثافة العدد وخصائص التجمع للمجرات مع خصائص هالات المادة المظلمة في نموذج CDM الحالي. طريقة أخرى تستخدم أنظمة المجرات التي تم تحديدها من مسوحات الانزياح الأحمر الكبيرة للمجرات.


تجمع كروي حيث تصطدم النجوم

مرصد الجوزاء صورة قريبة من الأشعة تحت الحمراء للمجموعة الكروية Liller 1 تم الحصول عليها باستخدام نظام البصريات التكيفية GeMS على تلسكوب Gemini South في تشيلي. رصيد الصورة: مرصد الجوزاء / أورا. قام العلماء بتصوير مجموعة من النجوم ، محجوبة بشدة بالمواد الموجودة في مجرتنا ، حيث تكون النجوم مكتظة للغاية لدرجة أنها على الأرجح بيئة نادرة يمكن أن تتصادم فيها النجوم. & # 8220It & # 8217s يشبه إلى حد ما طاولة بلياردو نجمية حيث يعتمد احتمال الاصطدام على حجم الطاولة وعدد كرات البلياردو الموجودة عليها ، & # 8221 قال فرانشيسكو آر فيرارو من جامعة بولونيا (إيطاليا) أحد أعضاء الفريق الذين استخدموا مرصد الجوزاء لعمل الملاحظات.

يعد عنقود النجوم ، المعروف باسم Liller 1 ، هدفًا يصعب دراسته نظرًا لبعده وأيضًا لأنه يقع بالقرب من مركز درب التبانة (حوالي 3200 سنة ضوئية منه) ، حيث يحجبه الغبار. انه عالي جدا. يكشف المشهد الفائق الحدة للعنقود عن مدينة شاسعة من النجوم قدر الفريق أنها تحتوي على كتلة إجمالية لا تقل عن 1.5 مليون شمس ، تشبه إلى حد بعيد أكثر العناقيد الكروية الضخمة في مجرتنا: أوميغا قنطورس وتيرزان 5.

& # 8220 على الرغم من أن مجرتنا تحتوي على ما يزيد عن 200 مليار نجم ، إلا أن هناك الكثير من الفراغات بين النجوم حيث يوجد عدد قليل جدًا من الأماكن التي تتصادم فيها الشموس بالفعل ، & # 8221 قال دوجلاس جيزلر ، الباحث الرئيسي في اقتراح الرصد الأصلي ، من جامعة كونسيبسيون ( تشيلي). & # 8220 المناطق الوسطى المزدحمة من التجمعات الكروية هي واحدة من هذه الأماكن. أكدت ملاحظاتنا أنه من بين العناقيد الكروية ، تعد Liller 1 واحدة من أفضل البيئات في مجرتنا للتصادمات النجمية. & # 8221

يتخصص فريق Geisler & # 8217s في دراسة العناقيد الكروية بالقرب من مركز درب التبانة ، في حين أن فريق Ferraro & # 8217s بارع في تقليل بيانات الأشعة تحت الحمراء على العناقيد الكروية. عملت كلتا المجموعتين معًا للحصول على الملاحظات الجميلة والمفصلة لـ Liller 1 مع الجوزاء.

ليلر 1 هو مجال ضيق من النجوم يعرف بالعنقود الكروي. تدور العناقيد الكروية في هالة كبيرة حول مركز ، أو نواة ، مجرتنا ، والعديد من العناقيد الكروية الأقرب هي نماذج مذهلة ، حتى في التلسكوبات الصغيرة أو المناظير. & # 8220 هذه ليست واحدة من هذه التحف الفنية ، فهي محجوبة للغاية بسبب المواد الموجودة في الانتفاخ المركزي لمجرتنا والتي تكاد تكون غير مرئية تمامًا في الضوء المرئي ، & # 8221 لاحظت سارة ساراسينو ، الكاتبة الرئيسية على الورقة ، من جامعة بولونيا. في الواقع ، يقع Liller 1 على بعد 30000 سنة ضوئية تقريبًا من الأرض ، في واحدة من أكثر المناطق التي يتعذر الوصول إليها في مجرتنا ، حيث تمنع سحب كثيفة من الغبار الضوء البصري من الظهور. & # 8220 فقط الأشعة تحت الحمراء يمكنها السفر عبر هذه الغيوم وتزويدنا بمعلومات مباشرة عن نجومها ، وعلق إيمانويل داليساندرو من جامعة بولونيا.

استخدمت ملاحظات الكتلة المكدسة بإحكام نظام Gemini Observatory & # 8217s القوي للبصريات التكيفية في تلسكوب Gemini South في تشيلي.

جوهرة تقنية تسمى GeMS (مشتقة من & # 8220Gemini Multi-conjugate Ad optics System & # 8221) ، إلى جانب الكاميرا القوية التي تعمل بالأشعة تحت الحمراء Gemini South Adaptive Optics Imager (GSAOI) ، تمكنت من اختراق الضباب الكثيف المحيط بـ Liller 1 وتوفيرها علماء الفلك بهذه النظرة غير المسبوقة لنجومها. أصبح هذا ممكنًا بفضل الجمع بين خاصيتين محددتين لـ GeMS: أولاً ، القدرة على العمل في الأطوال الموجية القريبة من الأشعة تحت الحمراء (خاصة في نطاق التمرير K) ثانيًا ، طريقة مبتكرة وثورية لإزالة التشوهات (التشويش) أن الغلاف الجوي المضطرب للأرض يؤثر على الصور الفلكية. للتعويض عن تأثيرات تدهور الغلاف الجوي للأرض ، يستخدم نظام GeMS ثلاثة نجوم توجيهية طبيعية ، وكوكبة من خمسة نجوم توجيهية بالليزر ، ومرايا متعددة قابلة للتشوه. التصحيح جيد جدًا لدرجة أن علماء الفلك يزودون بصور غير مسبوقة من الحدة. في أفضل حالات التعريض للنطاق K لـ Liller 1 ، تتمتع الصور النجمية بدقة زاوية تبلغ 75 مللي ثانية فقط ، وهي أكبر قليلاً من الحد النظري لمرآة الجوزاء التي يبلغ ارتفاعها 8 أمتار (المعروفة باسم حد الانعراج). هذا يعني أن أداء GeMS مع تصحيحات شبه كاملة للتشوهات الجوية.

هذه الصور قابلة للمقارنة في حدتها مع تلك الموجودة في تلسكوب هابل الفضائي (HST) بأطوال موجات الأشعة تحت الحمراء ، مع ميزة إضافية واحدة كبيرة: منطقة تجميع أكبر بكثير (مرآة قطرها 8 أمتار في تلسكوب Gemini South في تشيلي ، مقارنة مع a. مرآة قطرها 2.4 متر على تلسكوب هابل الفضائي).

تضمنت ملاحظات هذا المشروع أيضًا العديد من العناقيد الكروية الأخرى. شجعت النتائج التي تم تحقيقها في هدفهم الأول ، Liller 1 ، الفريق على توسيع تعاونهم ويعملون الآن على المجموعات الأخرى التي تعد بتقديم علوم أكثر إثارة.

الخلفية: الاصطدامات النجمية
تعتبر الاصطدامات النجمية مهمة لأنها يمكن أن توفر المفتاح لفهم أصل الأشياء الغريبة التي لا يمكن تفسيرها من حيث التطور السلبي للنجوم الفردية. يُقترح أن تكون التصادمات المباشرة تقريبًا التي تندمج فيها النجوم فعليًا ، وتخلط وقودها النووي وتعيد إشعال نار الاندماج النووي ، أصل (على الأقل جزء) مما يسمى Blue Straggler Stars. ولكن يمكن أن تشمل الاصطدامات أيضًا أنظمة ثنائية ، مع تأثير تقليص الحجم الأولي للنظام وبالتالي تعزيز المكونين للتفاعل وإنتاج مجموعة متنوعة من الكائنات مثل ثنائيات الأشعة السينية منخفضة الكتلة ، والنجوم النابضة بالمللي ثانية ، وما إلى ذلك. هي النجوم النيوترونية القديمة المعاد تسريعها إلى فترة دوران ملي ثانية عن طريق تراكم الكتلة من رفيق في نظام ثنائي. في الواقع ، يُشتبه في أن Liller 1 يحتوي على عدد كبير من هذه الأشياء الغريبة. على الرغم من عدم ملاحظة أي نجم نابض ملي ثانية بشكل مباشر حتى الآن ، فقد تم اقتراح عدد كبير من السكان المخفيين بسبب اكتشاف انبعاث شديد لأشعة غاما (الأكثر كثافة تم اكتشافه حتى الآن من مجموعة كروية). تؤكد ملاحظات الجوزاء بالفعل أن هذا ممكن.

& # 8220 في الواقع تؤكد ملاحظاتنا أن Liller 1 هو أحد أفضل & # 8216 مختبر & # 8217 حيث يمكن دراسة تأثير ديناميكيات العنقود النجمية على التطور النجمي: إنه يفتح النافذة لنوع من دراسة علم الاجتماع النجمي ، التي تهدف إلى قياس تأثير التأثير المتبادل للنجوم عندما يجبرون على العيش في ظروف من الازدحام الشديد والإجهاد & # 8221 يخلص فيرارو.


مجموعة من العناقيد: الكرات الكروية للغيبوبة

البراغيث الكبيرة لديها براغيث صغيرة على ظهورها لتعضها ،
والبراغيث الصغيرة بها براغيث أقل ، وهكذا.
لا نهاية.
والبراغيث الكبيرة ، بدورها ، لديها براغيث أكبر لتستمر
في حين أن هذه مرة أخرى لديها أكبر من ذلك ، وأكبر لا يزال ، وهلم جرا.

من الأشياء المفضلة لدي في علم الفلك أن بعضًا من أكبر الهياكل في الكون مصنوعة من أصغرها.

الهياكل الكبيرة التي أتحدث عنها هنا هي مجموعات المجرات ، ومجموعات ضخمة من مئات المجرات أو أكثر ، حيث كل مجرة ​​عبارة عن مجموعة من مليارات النجوم ، وكميات ضخمة من الغاز والغبار ، وقليلًا من المادة المظلمة.

الهيكل الذي أفكر فيه على وجه التحديد هو مجموعة Coma Cluster ، وقد سميت بهذا الاسم لأنها تقع في جزء من السماء تم تحديده بواسطة كوكبة Coma Berenices (والتي تعني "شعر Berenice’s" باللغة اللاتينية). إنه شيء ضخم ، مجموعة مترامية الأطراف من أكثر من ألف كل المجرات تتحرك ، متماسكة معًا في العنقود بفعل جاذبيتها المتبادلة. لها كتلة إجمالية مذهلة 700 تريليون ضعف كتلة الشمس ، ورؤيتنا لها جيدة جدًا حتى من على بُعد أكثر من 300 مليون سنة ضوئية.

الجزء الداخلي من مجموعة مجرات كوما الضخمة ، حيث تتجمع آلاف المجرات. الائتمان: NASA و ESA و J. Mack (STScI) و J. Madrid (مرفق التلسكوب الوطني الأسترالي)

يوزا! انظر إلى كل تلك المجرات! وهذا ليس النطاق الكامل للعنقود ، إنه في الحقيقة المنطقة الوسطى فقط. التفاصيل ساحقة ، خاصة إذا حصلت على الدقة الكاملة 28750 × 16.550 بكسل 620 ميجابايت من PNG. يستحق الأمر تمامًا تدمير النطاق الترددي الخاص بك لفترة من الوقت للحصول عليه.

تقريبًا كل ما تراه في تلك الصورة هو مجرة ​​، يحدث التجمع ليكون مستقيماً تقريبًا بمعنى المجرة فيما يتعلق بقرص مجرتنا ، وبالتالي فإن عدد النجوم التي تراها في درب التبانة هنا هو الحد الأدنى.

هذا هو الشيء ، بالرغم من ذلك: يوجد الكثير من النقاط الصغيرة جدًا المخفية في تلك الصورة. بالكاد يمكنك رؤيتهم ، لكنهم موجودون هناك. هذه مجموعات كروية. هذه مثل عناقيد المجرات ولكن بدلاً من كونها مجموعات من المجرات ، فهي مجموعات أصغر بكثير من النجوم ، من عشرات الآلاف إلى مليون أو اثنين. إنها شديدة التركيز وكروية تقريبًا (ومن هنا جاءت تسميتها) ، وتبدو مثل خلايا نحل لامعة في الفضاء.

أوميغا قنطورس الأقوياء ، أكبر تجمع كروي يدور حول مجرة ​​درب التبانة. الائتمان: ESO / INAF-VST / OmegaCAM. شكر وتقدير: A. Grado، L. Limatola / INAF-Capodimonte Observatory

بلى. إنها واحدة من أهدافي المفضلة عندما أكون خارج نطاق عملي الخاص. يدور درب التبانة حوالي 150 من هذه المجرات حولها ، بشكل عام على بعد بضع عشرات الآلاف من السنين الضوئية ، تقريبًا نفس المسافة مثل حجم المجرة نفسها.

نراهم حول الكثير من المجرات ، لذلك فمن المنطقي أن تحتوي مجرات Coma Cluster على هذه المجرات أيضًا. من الصعب رصدها من 300 مليون سنة ضوئية ، لكن هابل على مستوى المهمة.

من المفيد القيام بذلك. عندما ننظر إلى هذا العنقود يمكننا رؤية المجرات والحصول على فكرة عن كيفية تفاعلها ، لكن الرؤية محدودة. في مجموعات أخرى (مثل Virgo و Fornax) أظهرت الاستطلاعات العميقة أنه عندما تنظر إلى الضوء الخافت من عنقود ، فإنه يمنحك فكرة أفضل عن كيفية تصرف تلك المجرات. عندما يمر اثنان من بعضهما البعض ، فإنهما يتفاعلان جاذبيًا ، مما يؤدي إلى إحداث كل أنواع الفوضى ، والتي يمكن رؤيتها في الغاز الخافت جدًا في العنقود ، أو النجوم المنبعثة من المجرات. من الممكن أن تقدم لنا العناقيد الكروية أدلة حول كيفية حدوث ذلك.

قرر فريق من علماء الفلك إلقاء نظرة. لقد بدؤوا باستخدام الكاميرا المتقدمة للاستطلاعات (ACS) مسح الخزانة العنقودي للغيبوبة ، والذي تم إعداده خصيصًا لرسم خريطة للعنقود. لسوء الحظ ، اختصر البنادق ذاتية الدفع قبل اكتمال المسح (على الرغم من أنه تم إصلاحه لاحقًا بواسطة رواد الفضاء في المدار) ، لذلك استخدم علماء الفلك الصور المؤرشفة التي تم التقاطها لمشاريع أخرى لملء الفجوات.

ثم كتبوا برنامجًا لاختيار الكرات الكروية فقط. يوجد ما يقرب من 100000 كائن فردي في الصورة (.) ، وقد علموا الكمبيوتر أن يبحث عن الأشياء الصغيرة (ولكن ليست صغيرة مثل النجوم) ، والسطوع المناسب ، واللون المناسب لتكون عناقيد كروية.

وجدوا 22426 كرة كروية مرشحة.

بقرة مقدسة. حسنًا ، لقد كتبت برنامجًا كهذا من قبل ، وهذا صعب ولكن يمكنك تعديله ليعمل بشكل جيد. المشكلة هي معرفة كيف نحن سوف. هل يعثر على مجرات خلفية بعيدة للغاية ويفكر في أنها مجرات كروية؟

حسنًا ، كنت أتساءل عن ذلك عندما صادفت هذا في ورقة البحث:

من خلال التحليل المرئي التفصيلي لخصائص المرشحين ، أنتجنا قائمة نهائية من الحشود الكروية الخالية فعليًا من الملوثات مثل المجرات الخلفية والتحف. نؤكد أنه تم التحقق من صحة جميع المجموعات الكروية في القائمة النهائية للمرشحين من خلال الفحص البصري عن طريق عرض الاكتشافات على الشاشة ومسحها ضوئيًا على كل صورة وفي كلا المرشحات.

ام. إذا كنت أقرأ ذلك بشكل صحيح ، فإنهم قاموا بفحص كل مرشح على حدة بالعين. قف.

في هذه المرحلة ، سألاحظ أيضًا أن الفريق يتألف من عدد غير قليل من الطلاب الجامعيين الذين لم يكن لديهم بالضرورة خبرة كبيرة في البحث الفلكي. ولكن من السهل ، حتى بالنسبة للمبتدئين ، أن يتم تعليمهم كيفية التعرف على أشياء معينة في البيانات - البشر بارعون بشكل مخيف في التعرف على الأنماط - وهم أفضل بشكل عام في ذلك حتى من البرامج المعقدة. ويحصلون على أسمائهم على ورقة! صفقة جيدة. حتى لو كان ذلك يعني فحص أكثر من 22000 نقطة ضوئية.

إذن ماذا وجدوا؟ آه ، نعم ، هذا مثير للاهتمام حقًا.

تُظهر "خريطة الحرارة" كثافة مواقع التجمعات الكروية في كتلة الغيبوبة. يمكنك رؤية ثلاث كتل رئيسية ، في حين أن بعض المجرات لديها عدد قليل جدًا من الكرات الكروية القريبة. الائتمان: مدريد وآخرون.

عندما حددوا موقع الكرات الكروية ، وجدوا ثلاثة تراكيز رئيسية ، حوالي ثلاثة من أكبر المجرات وأكثرها سطوعًا في العنقود: NGC 4874 ، 4889 ، و IC 4051. قد تتوقع ذلك ، ولكن عندما تنظر عن كثب ، لا تظهر الأشياء " ر تماما كما هو متوقع.

لسبب واحد ، تنطفئ هالة الكرات الكروية حول كل مجرة كثير أبعد مما هو الحال بالنسبة لمجرة درب التبانة ، ما يصل إلى 5-6 أضعاف الحجم المادي للمجرة نفسها. كما أن عدد المجرات الكروية حول تلك المجرات الثلاث أكثف بـ 10-30 مرة من كثافة حول المجرات الأخرى في العنقود! من الواضح أن هذه المجرات تحاصرهم.

حسنا نوعا ما. من الواضح أن بعض المجرات تتقاسم الكرات الكروية بينها. وانظر إلى أكبر تركيزين: هناك جسر صغير بينهما أيضًا. يبدو أنه كانت هناك تفاعلات متعددة بين المجرات ، حيث سرقت المجرات الأكبر منها المجرات الكروية من الآخرين. يمكنك أيضًا رؤية مناطق في الكتلة حيث يوجد عدد قليل جدًا من الكرات الكروية ، ومن المحتمل أن تكون مسرحًا لبعض تلك الجرائم.

هناك المزيد. تحتوي بعض الكرات الكروية على نجوم أكثر زرقة قليلاً فيها ثم البعض الآخر ، والتي تكون أكثر احمرارًا. اتضح أن الكرات الكروية الأكثر احمرارًا تتركز بشكل كبير حول المجرات ، في حين أن المجرات الزرقاء أكثر انتشارًا.

التفكير هو أن المجرات الأكثر زرقة تتكون على الأرجح في مجرات قزمة أصغر ، بينما المجرات الأكثر احمرارًا تتكون كجزء من المجرات الأكبر نفسها. هذا الأخير يسرقها من الأولى ، لذا فهي تميل إلى الاستلقاء في ضواحي هذه المجرات ، في حين تتجمع العناقيد الحمراء المحلية بالقرب منها.

لذلك فقط من خلال النظر إلى موقع وألوان تلك الكرات الكروية ، يمكننا التعرف على تاريخ هذه المدينة الضخمة التي تبعث على السخرية من المجرات.

وبالحديث عن التاريخ ، هذا ما يحدث لي: عندما غادر الضوء الذي ترونه هنا تلك المجرات ، لم يكن للديناصورات أن تتطور بعد على الأرض ، ومات عدد لا يحصى من النباتات وشكل لاحقًا طبقة في الأرض نحن الآن (على الرغم من الأمل في ذلك) ليس أطول من ذلك بكثير) منجم للفحم.


الحدود والخلافات في الفيزياء الفلكية

الفصل الأول. مراجعة قضايا في علم الكونيات [00:00:00]

البروفيسور تشارلز بيلين: حسنًا ، نحن نتحدث عن أصل الكون ومصيره. واسمحوا لي أن أذكركم بالقصة حتى الآن. هناك مجموعتان أساسيتان من الملاحظات المهمة هنا. أحدهما هو وجود مخطط هابل وقانون هابل ، وهو علاقة المراقبة بين المسافة والسرعة للمجرات. وهذا يقودك إلى فكرة التوسع الشامل. والآخر هو ما ناقشناه في المرة الأخيرة: إذا نظرت إلى الماضي ، إذا لاحظت من مسافة كبيرة & # 8211 ، وهذا يعني ، وقت مراجعة كبير & # 8211 ما تكتشفه هو أن الأشياء كانت مختلفة في الماضي. أن الكون ككل بدا مختلفًا نوعًا ما ، وعلى وجه الخصوص ، كان أكثر كثافة بشكل ملحوظ ، وهو بالضبط ما كنت تتوقعه إذا كان الكون يتوسع.

وهذان الشيئان & # 8211 ، هاتان حقيقتا المراقبة مجتمعتان معًا هما في الحقيقة ما يؤديان إلى فكرة الكون مع علم الكونيات الانفجار العظيم. وهذا شيء عظيم لأنه يمكنك بعد ذلك استخدام هذا الافتراض بأن كل شيء محكوم بمعامل مقياس الكون. ويبدأ عامل القياس إما عند الصفر أو قريبًا جدًا من الصفر ، ويزداد مع مرور الوقت.

ويمكنك استخدام هذا المفهوم للقيام بكل أنواع الأشياء الرائعة. يمكنك وصف الماضي.وعلى وجه الخصوص ، كان أحد الأشياء التي فعلناها في المرة الأخيرة هو حساب عمر الكون من ملاحظات ثابت هابل. ويمكنك التنبؤ بالمستقبل. ويعتمد المستقبل على كيفية تغير توسع عامل القياس. إذا استمر عامل القياس في التوسع بمعدله الحالي ، فسيستمر الكون في التوسع وسيصبح تدريجيًا أكثر تناثرًا وتناثرًا ، وأبرد وأبرد ، ومملًا أكثر فأكثر.

لكن لا يتوقع أن يظل معدل التوسع كما هو. توقعت & # 8217s أن يتغير معدل التوسع. وعلى وجه الخصوص ، توقعت & # 8217 أن يتباطأ معدل التوسع. لماذا ا؟ لأن هناك & # 8217s مادة في الكون ، والمادة تمارس الجاذبية ، وتميل الجاذبية إلى إعادة الأشياء معًا مرة أخرى.

وهكذا ، هذا هو المكان الذي انتهى به الأمر في المرة الأخيرة. إذا افترضت أن الجاذبية هي القوة المهيمنة & # 8211 ، وهذا يعني أن أي تغييرات في معدل تمدد الكون ستكون بسبب الجاذبية ، إذن ، يمكنك اشتقاق هذه الكثافة الحرجة ، والتي فعلناها في المرة السابقة ، وهي كمية متساوية ل 3ح 2/8 جي. ح، أنت تقيس. الأشياء الأخرى هي مجرد ثوابت ، ويمكنك حساب ماهية هذه الكمية. الآن ، في هذه المرحلة ، اسمحوا لي أن أكتب قطعة من المصطلحات الفلكية ، والتي لم أفعلها في المرة السابقة.

تُعطى الكثافة الفعلية للكون ، مقسومة على هذه الكثافة الحرجة ، حرفًا خاصًا بها. هذا مكتوب على أنه أوميغا العاصمة. إذن Ω هي الكثافة الحقيقية للكون & # 8211 ، مهما كان ذلك ، مقسومة على الكثافة الحرجة. وبعد ذلك ، يمكنك وصف مستقبل الكون ، اعتمادًا على ماهية Ω. إذا كانت أكبر من 1 ، فهذا يعني أن الكثافة & # 8217s أكبر من الكثافة الحرجة. وهذا يؤدي إلى إعادة الانهيار و "الأزمة الكبرى" & # 8211 ، بينما إذا كانت أقل من 1 ، فإن الكون يتمدد إلى الأبد.

سأل أحدهم ، ماذا يحدث إذا كانت تساوي 1 بالضبط؟ في هذه الحالة ، لا توجد أزمة كبيرة. يتوسع الكون إلى الأبد ، لكن معدل التوسع يقترب من الصفر. ولكن ، بالطبع ، في الحياة الواقعية ، من الصعب جدًا الحصول على شيء & # 8217s بالضبط بعض & # 8211 أي كمية مادية لتكون مساوية تمامًا لأي قيمة نظرية.

وهكذا ، مع وضع هذا في الاعتبار ، يصبح من المهم جدًا الخروج وقياس متوسط ​​كثافة الكون لأنه ، بعد ذلك ، يمكنك تقسيمه على هذه الكثافة الحرجة. لقد قمنا بقياس & # 8217 بالفعل ح، لذلك نحن نعرف ما هي هذه الكمية. وبعد ذلك ، يمكنك معرفة ما سيحدث & # 8217. لذا ، الهدف هنا هو تحديد كثافة الكون.

ومن الناحية المفاهيمية ، هذا ليس بالأمر الصعب القيام به. تخرج وتقيس كتلة كل شيء يمكنك رؤيته. أنت تحاول القيام بذلك على حجم كبير ، لأن ما تريد تجنبه & # 8211 الخطأ الذي تريد تجنبه هو قياس كثافة قطعة من الكون لا تمثل المتوسط ​​العام. إذا قمنا بقياس كثافة المواد في هذه الغرفة ، فستكون أكبر بمقدار 27 مرة من الكثافة الحرجة. وإذا افترضنا أن الكون كان مثل هذه الغرفة ، فمن الواضح أنه سينهار مرة أخرى. في الواقع ، كان من الممكن أن ينهار مرة أخرى منذ فترة طويلة. لكننا لا نفعل ذلك لأن معظم الكون بالطبع ليس مثل هذه الغرفة. معظم الكون فارغ.

لذلك ، تقول ، حسنًا ، من الأفضل تضمين الكثير من النجوم والمسافات الفارغة بينها. ولكن حتى هذا & # 8217s خطأ ، لأنك & # 8217re تقيس النجوم في مجرتنا. لذلك ، تقول ، حسنًا ، من الأفضل تضمين الكثير من المجرات والمسافات الفارغة بينها. هذا لا يزال لا يعمل لبعض الوقت ، لأن هناك عناقيد من المجرات. هناك عناقيد من مجموعات المجرات. وهكذا ، عليك أن تذهب بعيدًا حقًا ، قبل أن تحصل على عينة عادلة لما تبدو عليه الظروف المتوسطة في الكون. ولكن ، من حيث المبدأ ، من الممكن بالتأكيد القيام بذلك & # 8217s. ما عليك سوى الاستمرار في قياس الأشياء أبعد وأبعد ، حتى تصل إلى نقطة حيث ، إذا قمت بزيادة المسافة & # 8211 حيث ، كلما زادت المسافة ، لن تتغير هذه الكثافة بعد الآن. لذا ، أنت & # 8217 خرجت إلى الجزء الذي حققت فيه بالفعل المتوسط. كيف تعرف أنك & # 8217 قد حققت المتوسط؟ حسنًا ، لقد نظرت ضعف المسافة وتحصل على نفس الإجابة.

وهكذا ، من حيث المبدأ ، الطريقة التي تفعل بها هذا هي أنك تضيف كل الكتلة في جزء كبير من الكون & # 8211 في جزء كبير بما فيه الكفاية من الكون ، حيث يكون الحجم كبيرًا بما يكفي ليكون متوسطًا على أي اضطرابات محلية. إذن ، تجمع كل الكتلة وتقسم على الحجم. أنت تقسم على الحجم الذي تشغله تلك الكتلة. ولذا ، من الواضح ، عليك أن تحدد كل الأنواع المختلفة للكتلة. وعليك التأكد من أنه مهما كان الحجم الذي التقطته ، فإنك & # 8217 قد وجدت كل الكتلة فيه. أنت تضيفها كلها. أنت تقسم على الحجم. أنت تحدد & # 8211 الذي يمنحك قيمة للكثافة. تقسم على الكثافة الحرجة وتعرف ماذا سيحدث للكون.

الفصل 2. تحديد الكتلة [00:08:28]

تمام. الآن ، كيف تجد كتلة الأشياء؟ تحديد الكتلة. حسنًا ، إحدى الطرق التي يمكنك من خلالها القيام بذلك هي أنه يمكنك فقط الخروج وقياس مدى السطوع - نعم ، تفضل.

طالب علم: هل يمكنك وضع الشريحة الأخرى؟

البروفيسور تشارلز بيلين: أوه ، ضع هذا مرة أخرى لمدة ثانية. الجزء العلوي؟ الجزء السفلي؟ ما يفعله لك-

طالب علم: [غير مسموع] إذا كنت لا تمانع في وضعه.

البروفيسور تشارلز بيلين: نعم نعم. لذلك ، حددت كثافة الكون عن طريق جمع الكتلة. قسّمها على الحجم. وبعد ذلك ، يصبح السؤال ، "كيف تحدد الكتلة؟"

وإحدى الطرق التي يمكنك من خلالها القيام بذلك هي أن تنظر إلى مدى سطوع الأشياء. أضف الضوء الذي تراه. وبعد ذلك ، تفترض بعض القيمة لمقدار الكتلة اللازمة لتكوين قدر معين من الضوء. لذلك ، هذا & # 8217s بافتراض ما يسمى & # 8217s نسبة الكتلة إلى الضوء. وهكذا ، يمكنك فعل ذلك ، كما تعلم. إذا كانت الشمس ، فإن كتلة شمسية واحدة تنتج لمعانًا شمسيًا واحدًا. إذا كانت جميع النجوم & # 8211 إذا كانت جميع الكائنات تشبه الشمس تمامًا ، فسيكون كل شيء على هذا النحو. اتضح أن هذا ليس هو الحال ، ولكن يمكنك أخذ عينات محلية من النجوم ومعرفة متوسط ​​نسبة الكتلة إلى الضوء. وإذا كان لديك بعض القيمة التي تسعد بها ، وهي نسبة الكتلة إلى الضوء ، فإنك تضرب كمية الضوء في نسبة الكتلة إلى الضوء ، وهذا يمنحك كتلة.

طالب علم: هل تحتاج إلى ضبط المسافة؟

البروفيسور تشارلز بيلين: آسف.

طالب علم: هل تحتاج إلى ضبط المسافة؟

البروفيسور تشارلز بيلين: حسنًا ، ما تقصده بالضوء هو & # 8211 هل تحتاج إلى ضبط المسافة؟ ما تعنيه بالضوء هو الضوء الجوهري. أنت تقصد ما يعادل المقدار المطلق ، والذي يأخذ المسافة في الاعتبار. لذا ، ما عليك أن تسأل عنه ليس مدى سطوعه ، ولكن سطوعه الجوهري في هذه الحالة بالذات. نعم. لذا ، أنت بحاجة إلى حساب المسافة ، وبالتالي ، عليك التفكير في المقدار المطلق بدلاً من الحجم الظاهري ، نعم.

وهذه & # 8217s واحدة من المشاكل. هذا & # 8217s من الصعب القيام به. المشكلة الأخرى ، بالطبع ، هي هذه الكلمة المحرجة ، هنا ["تفترض"] ، وهي نوع من الأشياء التي تجعل الناس متوترين ، لأنك قد تفهم ذلك بشكل خاطئ. إذا كنت & # 8217re تنظر إلى نوع واحد من النجوم وكان في الواقع نوعًا آخر من النجوم ، والذي يحدث أنه أكثر ضخامة ولكنه باهت ، مثل الأقزام البيضاء أو شيء من هذا القبيل ، فأنت & # 8217 ستفعل هذا الأمر. .

لذا ، هناك طريقة بديلة ، ربما تكون قد فكرت فيها بالفعل ، لأننا قمنا بذلك في كلا الجزأين السابقين من هذه الفئة ، أي أنك تقيس المدارات. وأنت تفعل نفس الشيء الذي فعلناه مع & # 8211 في الجزء الأول والجزء الثاني من الفصل. تجد بعض النجوم في الجزء البعيد من المجرة ، تدور حول المجرة. أنت تكتشف مدى السرعة التي يسير بها الشيء. أنت تعرف إلى أي مدى يذهب هذا الشيء. أنت تستخدم قوانين Kepler & # 8217s. وتحدد الكتلة من النظرية المدارية ، من قوانين Kepler & # 8217s ، بشكل أساسي.

وعلى وجه الخصوص ، كما تعلم ، الخامس 2 = GM/أ. وهكذا ، يمكنك قياس هذا من خلال إزاحة دوبلر. يمكنك تحديد ذلك بشكل أساسي ، في حالة المجرات ، المجرات هي أجسام كبيرة. يمكنك قياس المسافة الزاوية في السماء جسديًا. استخدم صيغة الزاوية الصغيرة ، إذا كنت تعرف المسافة ، لتحديد ذلك. لذلك ، يمكن قياس ذلك أيضًا ، وبالتالي يمكن حسابه.

وهكذا ، تذهب وتفعل ذلك لمجموعة كاملة من المجرات. وقد تم ذلك. واسمحوا لي أن أقدم لكم هنا بعض الأمثلة. اسمحوا لي في الواقع أن أكتب بعض الأرقام وأجري بعض الحسابات. لنفترض أن لديك مجرة ​​على مسافة 20 ميغا فرسخ [Mpc]. وبافتراض أن حجمها ظاهر ، شيء مثل ، 14. هذه هي نوع من الأرقام النموذجية لعناقيد المجرات القريبة. هناك & # 8217s أقرب مجموعة مجرات كبيرة بالنسبة لنا هو كتلة في كوكبة العذراء ، والمعروفة باسم كتلة العذراء. إذا كنت تريد أن تعرف عن مجموعة العذراء ، فاسأل هيو كروول [مساعد تدريس متخرج للدورة] الذي يكرس حياته لدراسة هذا الكائن والمجرات الموجودة فيه. ولكن هذه أرقام شبه نموذجية ، تم تعديلها بشكل طفيف لأنها في الواقع 17 Mpc ، وهو نوع من الألم.

حسنا. لذا ، ماذا تعرف عن الكتلة؟ ماذا يمكنك تحديد كتلة هذه المجرة؟ حسنًا & # 8211oh ، ودعني أحذرك حتى قبل أن نبدأ في ذلك ، بالطبع ، لعب لك علماء الفلك خدعة قذرة & # 8211 أي أن الرمز الذي نستخدمه للحجم هو م. الرمز الذي نستخدمه للكتلة هو أيضًا م. لذا ، عليك & # 8217 أن تجعل تلك الأمور واضحة في ذهنك.

حسنا. لذا ، ماذا نعرف عن هذا؟ نحن نعرف العلاقة بين المقدار الظاهر والمطلق. وكما قلت قبل دقيقة واحدة فقط ، فإن الحجم المطلق الذي نحتاج إلى معرفته من أجل تحديد أي شيء فعليًا.

م - م = 5 سجل (د / 10 فرسخ). لذا ، دعونا نكتشف الجانب الأيمن أولاً. هذا & # 8217s 5 سجل (2 × 10 7). هذا & # 8217s 20 ميجا بكسل. 1 Mpc هو 10 6.

أكثر من 10. هذا & # 8217s 5 سجل (2 × 10 6). الآن ، ماذا أفعل حيال ذلك؟ دعونا نرى & # 8217s. هذا & # 8217s 5 مرات لوغاريتم 10 6 ، وهذا & # 8217s بسيط جدًا ، بالإضافة إلى سجل 2. لأنه ، إذا أضفت سجلات ، فستضرب الشيء الموجود داخل الأقواس. لذلك ، سجل (2) + سجل (10 6) = سجل (2 × 10 6).

تسجيل (2) = .3. إنه & # 8217s مجرد رقم مفيد يجب معرفته. سجل 2 يقع حول 0.3. سجل 3 يقع حول 0.5. سجل 5 حوالي .7. يمكنك ان تبحث عنها.

إذن ، هذا يساوي 5 × 6.3.

دعني أحذرك في هذه المرحلة. لذا ، اسمحوا لي أن أقدم لكم ملاحظة جانبية صغيرة هنا. لا تقترب من المقادير. لما لا؟ أعني ، نحن نقترب من كل شيء آخر في هذه الدورة. المقادير كمية لوغاريتمية ، أليس كذلك؟ وهكذا ، فأنت لا & # 8217t المقادير التقريبية لنفس سبب عدم تقريب الأسس. يمكنك & # 8217 أن تقول ، 10 7 يساوي 10 6. يمكنك القول أن 7 يساوي 6 ، لكن يمكنك & # 8217t أن تقول 10 7 يساوي 10 6 ، لأن ذلك & # 8217s عامل فرق 10 ، في حين أن الفرق بين 7 و 6 يزيد قليلاً عن 10٪. وبالمثل ، هذا .3. كنت ستميل للتخلص منه ، أليس كذلك؟ لأن من يهتم بالفرق بين 6 و 6.3؟ ولكن ، في الواقع ، يأتي من هذا اللوغاريتم 2. وهكذا ، فإن .3 في السجل هو في الواقع عامل من 2. ولذا ، عليك عدم تقريب الأسس. هذا مهم. نعم؟

طالب علم: هل هذا يعني أننا يجب أن نحاول أن نكون أكثر دقة عندما نتعامل مع المقادير؟

البروفيسور تشارلز بيلين: نعم. هذا & # 8217s يقول & # 8211 أعتقد أن & # 8217s يقول نفس الشيء. يجب أن تكون أكثر دقة. هذا يعني أنه لا يجب عليك & # 8217t تقريبي. نعم ، لذا أعتقد. لكن ، & # 8217s لنفس السبب الذي يجعلك & # 8217t تقارب الأس. وصحيح أيضًا أن التعامل مع الأرقام أسهل ، لأنه اتضح أنك تقوم بإضافتها بدلاً من مضاعفتها في معظم الأوقات ، لذلك ، لا يعد هذا أمرًا سيئًا. على أي حال ، نحن هنا في 31.5 ، فما الذي لدينا؟ نحن & # 8217veم - م = 31.5. هذا م تم ذكره في المشكلة ليكون 14. لذا ، 14 - 31.5 = م.

وبالتالي، م = -17.5. تمام. هذا & # 8217s ليس رقمًا سيئًا. يمكننا العمل مع ذلك.

إذن ، نعرف الآن المقدار المطلق. نحن نعلم كم هو مشرق هذا الشيء. لذا ، يمكننا الآن معرفة عدد المرات التي تكون أكثر سطوعًا من الشمس. لماذا هذا شيء مفيد؟ لأنه إذا افترضت أن نسبة الكتلة إلى الضوء هي نفسها الشمس ، وأن هذه المجرة تتكون بالكامل من نجوم شبيهة بالشمس ، عندها يمكنك تحديد مقدار كتلتها. لذا ، دعونا نفعل ذلك & # 8217s.

كم عدد الشموس & # 8211 وهذه هي معادلة الحجم الأخرى. هذا ، كما تعلم ، م1م2 يساوي & # 8211 لكائنين مختلفين ، يساوي - 5 ⁄2 سجل سطوع 1 على سطوع الآخر.

لكني أعتقد أنني أريده في الشكل الآخر. أعتقد أنني أريده على شكل 10 -0.4 ، أو 10-2/5 (M1-M2) = ب1 / ب2. هذه هي المعادلة نفسها تمامًا ، كما تتذكر & # 8217ll ، بعد & # 8211 التخلص من السجل ، وأخذ كل شيء ، ووضعه في 10 إلى قوة الشيء.

سبب رغبتي بهذا الشكل هو أن هذه هي الإجابة التي أريدها. أريد ب1 / ب2. اريد واحد ليكون المجرة. أريد أن يكون اثنان هما الشمس. إذن ، لقد حصلت على 10 -2/5 ، ثم المجرة -17.5 ، وهذا هو الحجم المطلق. تبلغ الشمس 5 ، وقوتها المطلقة 5. وهذا & # 8217s سيعطيني سطوع المجرة فوق سطوع الشمس. هذا & # 8217s 10-2/5 (22.5). دعونا نرى & # 8217s. تُلغى النواقص ، بحيث & # 8217s زائد ، في الواقع.

2 ⁄5 × 22.5 - حسنًا ، دع & # 8217s نرى. 2 × 22.5 = 45. خمس 45 هو 9. إذن ، هذا يساوي 10 9.

إذن ، هذه المجرة أكثر إشراقًا من الشمس بمليار مرة ، وألمع من الشمس بمقدار 10 9 مرات لذا ، إذا كانت مصنوعة من نجوم شبيهة بالشمس ، فستكون كتلتها مليار كتلة شمسية. إذن ، الكتلة تساوي 10 9 أضعاف كتلة الشمس ، إذا كانت جميع النجوم شبيهة بالشمس.

لكن اتضح أن المجرات تميل إلى أن تكون أغمق إلى حد ما من الشمس ، لكل وحدة كتلة. معظم النجوم أقل كتلة بقليل من الشمس ، لكنها أقل سطوعًا. هذه هي الطريقة التي تظهر بها النجوم. وهكذا ، فإن النسب النموذجية لمجموعات النجوم من الكتلة إلى الضوء تميل إلى أن تكون في حدود 10 ، أو شيء من هذا القبيل ، مضروبًا في الشمس. لذا ، ربما يجب أن تكون أكثر ضخامة ، لأن النجوم النموذجية أضعف من الشمس. عادة ، تكون النجوم أكثر خفوتًا. لذا ، يمكنكم التخمين والقول ، الكتلة ، ربما ، يجب أن تكون ، لا أعرف ، 10 مرات أكبر من ذلك ، 10 10 كتل شمسية.

ويمكنك أن ترى لماذا يبدأ هذا المنطق في أن يصبح مشكوكًا فيه إلى حد كبير ، لأنني اخترت هذا الرقم تمامًا من الهواء. هناك & # 8217s في الواقع بعض الأسس المتواضعة لذلك ، ولكن يمكنك اختيار أرقام أخرى. يمكنك الجدل حول هذا الأمر إلى ما لا نهاية ولن & # 8217t تذهب بعيدا جدا. لماذا يجب أن تكون 10 أضعاف الشمس؟ ربما هو & # 8217s 100. ربما & # 8217s 1000. ربما & # 8217s أقل من الشمس. كيف تعرف حقا؟

وهكذا ، دع & # 8217s نعود ونفّذ النهج الآخر & # 8211 أي ، اكتشف كتلته من مدارات الأشياء من حوله. لذا ، دع & # 8217s ننظر إلى & # 8211 تقديمه & # 8217s مجرة ​​الحافة. هنا & # 8217s مركز المجرة ، أو & # 8211 ، وفي الواقع ، دعونا ننظر إليها من الأعلى. إذن ، هنا & # 8217s مجرة ​​حلزونية لطيفة من نوع ما. هنا & # 8217s مركز المجرة الحلزونية. هنا & # 8217s بعض النجوم على الحافة. هذا النجم يتحرك حول مركز المجرة. يجب أن تكون كذلك ، وإلا ستسقط فيها. لذا ، فهي تدور حول مركز المجرة ، ويفترض أنها تدور في مدار دائري. أنت & # 8217 هنا ، تنظر إلى هذا الشيء.

وبالطبع ، يمكنك قياس سرعة ذلك النجم من خلال انزياح دوبلر ، لأنه يتحرك بعيدًا عنك. وهكذا ، يمكن قياس هذه السرعة. يمكنك قياس هذه المسافة. هذا من شأنه أن يعادل أ في الصيغ الخاصة بنا ، لأنها المسافة بين الجسم المداري والمركز. النجوم أقل كتلة بكثير من المجرات ، لذلك لا داعي للقلق بشأن حركة المجرة. ويمكنك استخدام معادلة مألوفة & # 8211 ، الخامس 2 = GM / أ.

لذا ، دعنا الآن & # 8217s نعطي هذه بعض الأرقام. تبين أن السرعات النموذجية للأشياء التي تدور حول المجرة تساوي 200 كيلومتر في الثانية ، أو 2 × 10 5 أمتار في الثانية. وحجم المجرة النموذجية ، كما تعلمون ، إلى حيث تتوقف سهولة رؤية النجوم هو ، أوه ، لا أعرف ، ما هو الرقم الذي أخذته هنا؟ بلى. لنسميها & # 8217s 20 كيلو فرسخ ، أي 2 × 10 4 فرسخ فلكي. والفرسخ هو 3 × 10 16 مترًا. إذن ، هذا 6 × 10 20 مترًا. لذا ، الآن ، دعونا & # 8217s نحسب م.

[(2 × 10 5) 2 (6 × 10 20)] / (7 × 10-11). تخلص من تلك & # 8211let & # 8217s انظر ، تلك & # 8217s (4 × 10 30) / 10-11.

4 × 10 41 ، هذا بالكيلوجرام.

تتذكر كتلة شمسية واحدة هي 2 × 10 30. إذن ، هذه الكتلة ، بوحدة الشمس ، (4 × 10 41) / (2 × 10 30) ، وهي ما يعادل 2 × 10 11 كتلة شمسية.

والآن لدينا مشكلة ، أليس كذلك؟ ربما لا تتذكر الإجابة على الإصدار السابق من هذه المشكلة ، حيث فعلناها بالضوء. وصل هذا إلى درجة & # 8211 ، كان السطوع حوالي 10 9 مرات من الشمس. ربما تكون الكتلة 10 أضعاف كتلة الشمس. لكننا الآن & # 8217 قمنا بحسابها بهذه الطريقة الأخرى الأكثر موثوقية ، وهي & # 8217s 2 × 10 11. & # 8217s أكبر بمقدار 20 مرة مما كنت تعتقد أنه سيكون ، نظرًا لمدى سطوع الضوء من هذا الشيء. نعم سؤال؟

طالب علم: [غير مسموع] كتلة المجرة؟

البروفيسور تشارلز بيلين: هذه هي كتلة المجرة ، نعم.

الآن ، قبل أن أستمر ، اسمحوا لي أن أشير إلى & # 8211 أولئك الذين ألقوا نظرة على مجموعة المشكلات & # 8211 ما فعلته للتو هنا ، هذا الحساب الذي قمت به للتو ، هو مشكلة واحدة من مجموعة المشكلات ، باستثناء تم القيام به إلى الوراء. في مجموعة المسائل ، ما فعلته هو ، أخبرتك ما كانت الكثافة ، وما هي الكثافة الحرجة ، وبعد ذلك ، كان عليك اشتقاق خصائص المجرات من ذلك.

أخبرتك هنا كيف تبدو المجرات. اكتشفنا مدى ضخامة & # 8211 كيف هم. إذا قسمنا على الحجم ، فسنحصل على كثافة & # 8217. لذلك ، نحن نقوم بنفس المشكلة بالعكس. يجب أن أقول ، الأرقام التي اخترتها هنا مختلفة ، لذلك ، لا يمكنك معرفة الإجابة على المشكلة المحددة من خلال النظر إلى أماكن هذه الأشياء المعينة. ولكن ، ما أفعله هو نفس مجموعة الحسابات بالضبط ، والتي تم إجراؤها بشكل عكسي فقط. لذلك ، قد يكون هذا مفيدًا وقد لا يكون كذلك.

الفصل 3.المادة المظلمة: WIMPs؟ [00:26:39]

ولكن دعونا & # 8217s نتوقف هنا للحظة ، لأن هذا الآن & # 8211 & # 8217 نحن الآن حتى & # 8211 & # 8217 نحقق تقدمًا. لقد وصلنا الآن إلى "الحدود والخلافات" حوالي عام 1985. ستتذكرون ، في عام 1920 ، أنهم كانوا قلقين بشأن ما إذا كانت السدم الحلزونية عبارة عن مجرات بالفعل. في عام 1950 كانوا قلقين بشأن ذلك ، ربما كانت "الحالة المستقرة" هي الاستجابة الصحيحة. وبحلول عام 1985 ، كانت القضية الكبرى هي أن الكتلة تتحدد بالدوران المداري. لذا ، ما يمكن أن نطلق عليه الكتل الديناميكية & # 8211 ، أي تحددها مدارات الأشياء حول المجرات. يدور حول المجرات. وأيضًا ، يجب أن أقول ، عناقيد المجرات. يمكن أن يكون لديك مجرات تدور حول بعضها البعض ومجرات تدور حول مجموعات كاملة من المجرات ، والشيء نفسه صحيح. وهكذا ، حول المجرات وحشود المجرات & # 8211 هي أكبر بكثير مما تتوقعه من الضوء الذي تنبعث منه. وبالتالي & # 8211by حول عامل 10 تقريبًا بمعامل 10 تقريبًا.

لذلك ، هناك & # 8217s كتلة أكبر 10 مرات مما يمكنك حسابه عن طريق جمع كل النجوم. الآن ، هناك & # 8217 كتلة في أشكال أخرى غير النجوم. هناك غبار & # 8217s. هناك & # 8217s أيضا الغاز. هذه أشياء يمكنك اكتشافها بطرق أخرى. إذا قمت بجمعها جميعًا ، وما زلت & # 8217re بعيدًا عن العامل بمقدار 10. لذا ، هناك & # 8217s كتلة أكبر بـ 10 أضعاف مما لديك بأي طريقة لحسابها. هذه هي ما يسمى بمشكلة المادة المظلمة. إذن ، هذه هي الحدود والخلافات عام 1985. هناك كل هذه المادة المظلمة. معظم المادة في المجرات في شكل ما يمكننا اكتشافه & # 8217t. هي & # 8217s المادة المظلمة ، وما هي؟

الآن ، على عكس Frontiers and Controversies في عامي 1920 و 1950 ، هذا واحد لم نحلّه حتى الآن ، لذلك لا أعرف الإجابة. لمدة ربع قرن ، كان الناس مشغولين بمحاولة اكتشاف ذلك. هناك & # 8217s حتى الآن لا توجد إجابة جيدة. وقبل عشر سنوات ، عندما قمت بتدريس هذه الدورة ، كان هذا السؤال عن ماهية المادة المظلمة محورًا كبيرًا لهذا الجزء من الدورة. الآن ، سأتحدث عنه في هذا الفصل فقط ، في محاضرة واحدة فقط ، لأن لدينا مشاكل أكبر بكثير من هذه. هذا & # 8217s يقول الكثير. لقد أخبرتك للتو أننا لا نعرف ما هو 90٪ من الكتلة في الكون ، ومن ثم ، لدينا مشاكل أكبر من ذلك. لذا ، تصبح الأمور ضبابية بعض الشيء ، هنا ، ليس فقط لأن المادة مظلمة.

تمام. لكن ، اسمحوا لي أن أتوقف قليلاً عن المادة المظلمة ، لأنها مشكلة مثيرة للاهتمام. وكما أقول ، ليس لدينا أي فكرة عن ماهية هذه الأشياء. ما هي الاحتمالات؟ إذن ، هنا & # 8217s فرضية. الفرضية رقم 1 هي أن ماهية هذه الأشياء ، هي نوع من الجسيمات دون الذرية غير المعروفة. ويجب أن يكون له خاصيتان ، هذا الجسيم دون الذري ، حتى ينجح. يجب أن يكون لها كتلة. هذا & # 8217s أساسي جدًا. إذا كنت & # 8217re تستخدمه لشرح الكتلة ، يمكنك & # 8217t الحصول على فوتونات ، أليس كذلك؟ لا تحمل الفوتونات أي كتلة.

يجب أن يكون لها كتلة ، لكن يجب ألا تتفاعل مع الضوء. لا يوجد تفاعل مع الضوء. إذا كان يمتص الضوء ، فسيكون معتمًا ، وسنعرف أنه كان موجودًا ، لأن المجرات خلف هذه المادة ستبدو قاتمة. بدلاً من ذلك ، إذا كان يعطي ضوءًا ، فسنراه & # 8217d. وبالتالي ، يجب ألا تتفاعل مع الضوء ، أو تتفاعل مع الضوء بشكل ضعيف جدًا. وهكذا ، يتم إعطاء هذه الاسم ، بشكل عام ، الجسيمات الضخمة التفاعلية الضعيفة ، أو WIMPs.

إذن ، هنا & # 8217s الفرضية: الكون 90٪ WIMPs. هذه ليست فكرة مجنونة كما قد تبدو للوهلة الأولى. هناك جسيمات ذرية فرعية معروفة لها هذه الخصائص. هناك & # 8217s ما يسمى بالنيوترينو. هناك تريليونات منهم يمرون بهذه الغرفة كل ثانية. لديهم كتلة ولا يتفاعلون كثيرًا مع أي شيء. من المعروف أنها موجودة من تجارب معجلات الجسيمات ، وقد تم اكتشافها من المصادر السماوية.

الآن ، نعلم أن & # 8211 لأسباب مختلفة ، أن المادة المظلمة لا تتكون من نيوترينوات. ولكن ، يمكن أن يكون هناك العديد من الأنواع الأخرى من الجسيمات التي لها هذه الأنواع من الخصائص ، وفي الواقع ، بعضها تنبأ به نظريات الجسيمات الحالية. كما قلت ، تم اكتشاف WIMPs & # 8211I & # 8217m آسف ، لم يتم اكتشاف WIMPs ، ولكن تم اكتشاف النيوترينوات.

هنا & # 8217s كيف يفعلون ذلك. إنها تجربة رائعة. أخذوا منجمًا في ولاية ساوث داكوتا وملأوه بسائل التنظيف. والسبب في ذلك هو أنه في كثير من الأحيان & # 8211neutrinos لا تتفاعل مع الضوء ، لكنها تتفاعل ، أحيانًا ، مع ذرات الكلور. وتأثير ارتطام النيوترينو بذرة الكلور هو تحويلها إلى أرجون. وهكذا ، يحدث هذا & # 8211 هناك & # 8211 كما أقول ، تريليونات النيوترينوات تتدفق هذا المنجم كل ثانية. مرة واحدة في اليوم أو نحو ذلك ، سيضرب أحدهم ذرة الكلور تمامًا ، مما يؤدي إلى تكوين ذرة أرجون.

لذا ، إليك & # 8217s ما تفعله. أنت تملأ عمود المنجم بسائل التنظيف ، جزء كبير منه عبارة عن الكلور ، وتحسب ذرات الأرجون التي تنفجر من الأعلى. وقد كان هذا ناجحًا. اكتشفوا النيوترينوات المنبعثة من الشمس. الشمس هي & # 8211 جميع النجوم التي لديها تفاعلات نووية تحدث فيها ، وتصدر نيوترينوات كجزء من ناتج هذه التفاعلات النووية. وبعد ذلك ، كانت لديهم مشكلة ، لأنهم توقعوا عدد النيوترينوات التي يجب أن تراها من الشمس في تجربة من هذا النوع ، ولم يروا ما يكفي منها. لقد رأوا ثلثهم فقط.

واتضح & # 8211 وبعد ذلك ، كان هناك نقاش كبير لفترة طويلة. هذه هي الحدود والخلافات حوالي عام 1975. كان هناك نقاش كبير لفترة من الوقت. أين كل النيوترينوات الشمسية؟ هل من الممكن ألا نفهم التفاعلات النووية في الشمس؟ هل من الممكن ألا نفهم كيمياء الكلور أو الأرجون؟ بعد كل شيء ، أنت & # 8217re تعدّ ذرات الأرجون الفردية ، بحيث تكون مهمة صعبة نوعًا ما.

لا ، اتضح أن ما كان يحدث هو أننا لم نفهم النيوترينوات. واتضح أن هناك ثلاثة أنواع من النيوترينوات. وتتنقل النيوترينوات ذهابًا وإيابًا بين هذه الأنواع المختلفة ، ويمكنك فقط اكتشاف نوع واحد بواسطة الكلور. وهكذا ، فقد انبعثت جميعها من الشمس كما لو كانت في الشكل الذي كنت ستتمكن من اكتشافها. لكن أثناء انتقالهم من الشمس إلينا ، انقلب جزء منهم ذهابًا وإيابًا بين كل هذه الأنواع الأخرى ، وانتهى بك الأمر مع حوالي ثلثهم فقط. لذلك ، تم اكتشاف جزء كبير من فيزياء الجسيمات.

لقد اكتشفنا أيضًا ، حتى الآن ، نيوترينوات قادمة من انفجارات سوبرنوفا. لذلك ، هناك & # 821111 منهم ، على ما أعتقد ، تم اكتشافهم ، دفعة واحدة. وإذا كنت & # 8217re تكتشف أشياء ، نوعًا ما ، مرة واحدة يوميًا ، ثم اكتشفت فجأة 11 منها على مدار بضع دقائق ، فقد رأيت & # 8217 شيئًا مثيرًا يحدث. ومن المعروف الآن أن هذا انفجار سوبرنوفا حدث في مجرة ​​مجاورة.

وهكذا ، هناك مجموعة من & # 8211 ، وبالمقارنة مع ذلك ، يبحث الناس عن WIMPs التي تشكل المادة المظلمة. إذا كانت كل هذه المادة المظلمة موجودة في WIMPs ، فهناك الكثير والكثير والكثير من هذه الأشياء ، وهي & # 8217 تمر بنا كل ثانية.

إذن ، هناك مجموعة كاملة من التجارب بنفس الخصائص الأساسية. لديك وعاء ضخم لشيء ما ، ومن المفترض أن يحدث شيء ما ، في بعض الأحيان ، عندما يضرب أحد هؤلاء WIMPs أي شيء & # 8217s في ضريبة القيمة المضافة. إذن ، لدى اليابانيين نوعًا ما ميل مكعب من الماء المقطر ، وهم يبحثون عن ومضات ضوئية صغيرة عندما يصطدم النيوترينو بجزيء الماء. لقد اخترقوا جميع أجهزة الكشف الخاصة بهم مؤخرًا ، وكان لديهم نوع من الزلزال ، وكان ذلك سيئًا لأجهزة الكشف عن الضوء الصغيرة التي وضعوها داخل هذه الأشياء.

لكن هناك الكثير من هذه التجارب. دان ماكينزي ، هنا في قسم الفيزياء ، لاعب كبير في إحداها. والأمل هو أن ترى التفاعل بين أحد هذه WIMPs ، والتي يجب أن يكون هناك عدد كبير بشكل لا يصدق ، بشيء ما. وقد فشل هذا حتى الآن. لذلك ، لا يوجد دليل مباشر من WIMPs.

الأمل الآخر ، يجب أن أقول ، هو أنه في كل مرة تقوم فيها ببناء مصادم أكبر ، فإنك تصنع أنواعًا جديدة من الجسيمات دون الذرية ، وأنهم في النهاية يصنعون شيئًا يبدو وكأنه WIMP. وهذا لم يحدث & # 8217t & # 8211 أيضا. لذلك ، لا توجد اكتشافات حتى الآن. لا اكتشافات مباشرة. بجهد كبير ، كما تعلم ، سيصبح 90٪ من الكتلة في الكون. لذا ، ترغب في اكتشافه لأنه إذا قمت بذلك ، فسوف يمنحك جائزة نوبل.

حسنًا ، هذه فرضية واحدة. هناك فرضية أخرى. إذن ، هنا & # 8217s الفرضية رقم 2. إنه & # 8217s فقط ، كما تعلمون ، أجزاء مظلمة من شيء لا يتوهج & # 8217t. المادة العادية & # 8211 قطعة.

طالب علم: هل هذه الفرضيات موجودة اليوم أم [غير مسموع]

البروفيسور تشارلز بيلين: نعم ، نعم ، نعم ، كل & # 8211 لا نعرف ما هو ، وبالتالي ، لم يتم استبعاد أي شيء حتى الآن. ما يحدث هو أنهم & # 8211 ، كما تعلم ، يواصلون إجراء هذه التجارب ، لذلك ، يمكنك استبعاد WIMPs مع أنواع معينة من الخصائص ، لأنك كنت ستكتشفها. وبالمثل ، يمكنك استبعاد بعض هذه الأشياء الأخرى بخصائص معينة ، لأنك كنت ستلاحظ وجودها هناك. لكن كلا الفرضيتين لا تزال قابلة للتطبيق إلى حد ما.

الفصل 4. مادة مظلمة: ماتشو؟ [00:37:30]

أجزاء من المادة العادية التي لا تتوهج فقط ، ولا ينبعث منها الضوء. الآن ، هناك & # 8217s بعض القيود. يمكن أن تكون هذه القطع & # 8217t صغيرة جدًا ، لأنه إذا كان ما لديك & # 8217 هو جزيئات صغيرة ، كما تعلمون ، بحجم ميكرون ، فإننا نسمي ذلك الغبار. وبشكل أساسي ، هذا ما هو عليه. سيكون مجرد غبار.

مشكلة الغبار هي أن الغبار بكميات كبيرة معتم ، ولا يمكنك الرؤية من خلاله. وبالتالي ، ستعرف أنه كان هناك ، لأنه يحجب نور الأشياء من ورائه. وبالفعل ، نرى الغبار الكوني بهذه الطريقة طوال الوقت. إنه & # 8217s فقط ، لا يوجد ما يكفي منه تقريبًا لحساب أي جزء كبير من المادة المظلمة. لذلك ، يمكن ملاحظة الغبار لأنه & # 8211 من خلال حجب الضوء. كما أنه يميل إلى التوهج في الأشعة تحت الحمراء. وهكذا ، نعلم أن الغبار موجود ولكن يمكننا حساب الكمية الموجودة منه ، لأنه يحجب الضوء ويجعل وجوده معروفًا بطرق أخرى.

& # 8217s صحيح أيضًا أن هذه الأجزاء من المادة العادية يمكن & # 8217t أن تكون كبيرة جدًا. يمكن & # 8217t أن تكون بحجم مجرات كاملة ، أو حتى جزء كبير من مجرة. يمكنك & # 8217t أن تأخذ كل المادة المظلمة الخاصة بك وتضعها في كتلة واحدة لكل مجرة ​​، أو حتى 100 كتلة لكل مجرة ​​لأنها إذا كانت كتل كبيرة جدًا ، فستراها ، لأنها ستعطل مدارات النجوم حول المجرة. لذا ، إذا كان هناك كتلة ضخمة غير معروفة ، فسترى أشياء تدور حولها. وفي الواقع ، نحن نفعل ذلك. نرى هذه الثقوب السوداء الهائلة في مراكز المجرات ونعلم أنها هناك ، لأننا نرى نجومًا تدور حولها ، تمامًا مثل المشكلة في منتصف المدة الأخيرة.

وهكذا ، يمكن & # 8217t أن تكون صغيرة جدًا. لا يمكن أن يكون & # 8217t كبيرًا جدًا. ولكن ، ربما ، ربما ، نوعًا ما ، حفنة من النجوم متجمعة ، لذلك ، يمكن أن يكون لديك نوعًا ما مجموعة من النجوم المتجمعة ، أو الكوكب الذي يحشد الأشياء المظلمة في & # 8211 يجب أن يكون ، لأسباب فنية مختلفة فزت بها # 8217t يجب أن يكون في الأجزاء الخارجية من المجرات ، في هالات المجرات. لذلك ، هذا ، من حيث المبدأ ، ممكن. لن يكون لدينا أي طريقة مباشرة لاكتشافها. تسمى هذه الأشياء بأجسام هالة مدمجة في الفيزياء الفلكية الضخمة. [ضحك] بعض الناس يفهمونه. ضخمة ، لأنها يجب أن تحمل كتلة. الفيزياء الفلكية ، لأنها ليست جسيمات. مضغوط ، لأنهم إذا كانوا كبارًا & # 8217d & # 8211 كما تعلم ، فإنهم & # 8217d يحجبون الضوء وأنت & # 8217d تراهم. هالو ، لأن هذا الجزء من المجرة هم & # 8217re فيه. هذه هي MACHOs ، أليس كذلك؟

وهكذا ، فإن البديل عن WIMPs هو MACHOs. وهكذا ، فإن التفسير البديل هو أن 90٪ من الكون عبارة عن MACHO. تم إجراء تجربة ذكية للغاية لمحاولة العثور على هذه الأشياء. هنا & # 8217s كيف تفعل ذلك. يمكنك القيام بذلك باستخدام عدسة الجاذبية.

عمليات البحث Lensing MACHO تذكر العدسة الجاذبية؟ هذا هو العمل الذي ينحني الضوء بشكل جماعي. لذا ، ها أنت ذا. أنت & # 8217re تنظر إلى بعض النجوم. وبينك وبين النجم يوجد MACHO من نوع ما. لذلك ، هنا & # 8217s MACHO. يمكنك & # 8217t رؤية MACHO ، لكن وجود MACHO يغير اتجاه الضوء. لذلك ، يأتي إليك هكذا ، ويعمل بشكل أساسي كعدسة. وعلى وجه الخصوص ، الطريقة التي تعمل بها مثل العدسة ، في حالة النجوم ذات العدسة MACHOs ، هي أنها تجعلها أكثر إشراقًا & # 8211 تجعل النجم أكثر إشراقًا.

الآن ، لكي يعمل هذا ، يجب أن تكون المحاذاة مثالية بشكل أساسي. كل هذه الأشياء تتحرك. هم & # 8217re يدورون حول المجرة والأشياء. لذلك ، تستمر المحاذاة لبضعة أسابيع ، عادةً. لذا ، ما ستراه & # 8217ll هو أنك & # 8217 سترى هذا النجم يصبح أكثر إشراقًا. ويمكن أن يصبح أكثر إشراقًا حقًا & # 8211 & # 8217re نتحدث عشرات إلى مئات المرات أكثر سطوعًا مما كان عليه في العادة. يستمر هذا لبضعة أسابيع ثم يختفي. وقد لوحظت هذه. وقد لوحظت هذه الأحداث العدسة. لوحظت أحداث Lensing. لكن هناك القليل منهم لتفسير المادة المظلمة.

الآن ، لا تزال هناك طرق للخروج. دعونا نرى & # 8217s. إذا كان لديك MACHOs منخفضة الكتلة بشكل خاص ، لذا فإن تقديم الكون بأكمله مليء بأشياء تتعلق بكتلة الأرض ، فإن ذلك يتسبب في أحداث عدسية قد تكون أصغر من أن تُرى. بدلاً من ذلك ، لنفترض أن لديك أشياء تساوي آلاف المرات من كتلة نجم ، ولكنها ليست كبيرة بما يكفي لتعطيل مدارات المجرة تمامًا ، إذن ، هناك عدد أقل منها بكمية معينة من الكتلة ، وهناك & # 8217t ما يكفي من MACHO الأحداث التي كنت تتوقع أن ترى أي عدد كبير منها.

لذلك ، لا تزال هناك & # 8217s طريقة للتغلب على نتيجة هذه التجارب ، إذا كنت تريد أن تؤمن بـ MACHOs. لكنها أصبحت صعبة للغاية. لذلك ، لم يتم الكشف عن أي WIMPs حتى الآن. لا يوجد MACHOs. لا يزال بإمكانك افتراض أنواع من WIMPs وأنواع MACHOs التي قد تفسر المادة المظلمة ، لكنها أصبحت صعبة نوعًا ما.

أعتقد أن معظم الناس يؤمنون بـ WIMPs. يميل معظم الناس إلى الإيمان بهذا. ولكن ، وبقدر ما أستطيع أن أقول ، هذا & # 8217s لأن علماء فيزياء الجسيمات يواصلون ابتكار WIMPs مرشح جديد قد يكون موجودًا ، لكننا لم نتمكن من رؤيته ، حتى الآن. وهكذا ، هناك & # 8217 أساسًا نظريًا لوجود هذه الأشياء ، بينما ، مع هذه MACHOs ، إذا سألت علماء الفلك - حسنًا ، حسنًا. لذا ، تريد أن يكون 90٪ من الكون في أشياء صغيرة شبيهة بالأرض تطفو للتو بدون نجم ، كيف حدث ذلك & # 8211؟ كيف نشأت هذه؟ حقا ليس لدينا إجابة على الإطلاق عن ذلك. لذلك ، لا يوجد & # 8217s أي أساس نظري لأي من فئات MACHO التي لا تزال مسموحًا بها. وهكذا ، في الوقت الحالي ، يميل الناس إلى تصديق WIMPs أكثر من MACHO ، على الرغم من عدم وجود دليل مباشر على أي منهما. نعم؟

طالب علم: إذا كانت 90٪ من مادة الكون مصنوعة من أجسام صغيرة شبيهة بالأرض ، ألن يكون 90٪ من الكون مصنوعًا من المعدن؟

البروفيسور تشارلز بيلين: أوه ، الأرض. أجسام كتلة الأرض هي ما قصدته. لا أهتم بما صنعته & # 8217s. نعم ، ربما توجد كرات هيدروجين صغيرة بحجم الأرض. سيكون ذلك جيدًا أيضًا. إلا كيف تحصل عليهم؟ نحن نعلم شيئًا عن كيفية تشكل كرات الهيدروجين وكيف تصبح. يتحولون إلى نجوم. هذا معروف. وكان أحد الأنواع الشائعة من MACHOs مجرد نجوم قاتمة للغاية. وهذا أحد الأشياء التي ساعد التلسكوب الفضائي في استبعادها ، لأنه يمكنه رؤية أشياء باهتة حقًا ، ولم تكن هناك & # 8217t.

وهكذا ، لا WIMPs. لا يوجد MACHOs. وهكذا ، لا نعرف ما الذي يحدث & # 8217s.

كان هذا استطرادا. وما استنتجته هو حقيقة أن هذه المجرة التي قمنا بقياس كتلتها تبين أنها 2 × 10 11 كتلة شمسية ، أو حوالي 4 × 10 41 كجم. إذا كانت لديك هذه الأشياء ، فإن واحدة من هذه المجرات لا تعرف كل & # 8211I & # 8217t ، 2 Mpc ، أو نحو ذلك ، ما هي كثافة الكون؟ تذكر أن & # 8217s حيث بدأنا & # 8211 من الكون. الآن ، دع & # 8217s ننهي هذه العملية الحسابية. لنرى & # 8217s الكثافة تساوي م / ف.

4 × 10 41 ، من مراقبة هذه المدارات. والحجم ، بالأسفل هنا ، سيصل إلى 2 مليون قطعة مكعب. هذا & # 8217s 2 × 10 6 ، ضرب 2 & # 8211 آسف ، ضرب 3 × 1016. هذا & # 8217s 1 فرسخ فلكي. إذن ، هذا 6 × 10 22. أريد أن أقوم بتقطيعها.

6 × 6 = 36 ، ضرب 6 أخرى ، يساوي 200.

إذن ، هذا & # 8217s 200 × 10 66 ، أو 2 × 10 68.

إذن ، كثافة الكون.

(4 × 10 41) / (2 × 10 68) ، ذلك & # 8217s يساوي 2 × 10-27 كجم لكل متر مكعب.

ويمكن حساب الحرجة الحقيقية & # 8211 يتحول إلى أن تكون ، كما تكتشف & # 8217ll في مجموعة المشكلات ، 6 × 10 -27 في هذه الوحدات.

ρ أكثر منحرج يساوي حوالي ⅓.

لذا ، إذا اشتريت ذلك ، فسيستمر الكون في التمدد ، لأن Ω ، نسبة الكثافة إلى الكثافة الحرجة هي حوالي فقط.

لكن المشكلة هي أننا حصلنا على كل هذه المادة المظلمة وما نقوم به هو أننا نقوم بإضافة المجرات. كيف تعرف أنه لا توجد مجموعة كاملة من المادة المظلمة حيث لا توجد & # 8217t مجرات؟ وحيث لا يوجد شيء تراه يدور حوله ، ليس لديك أي فكرة عن ماهية هذه الأشياء. وبالفعل ، فإن معظم أنواع أفكار WIMP ، نوعًا ما ، تفترض نوعًا من المادة المظلمة التي ، نوعًا ما ، تسود الكون. وهكذا ، تتوقع & # 8217d وجود المزيد منه إلى حد ما أكثر مما تراه في أي مجرة ​​معينة.

حسنًا ، أكثر من 1/3 إلى حد ما ينقلك إلى منطقة خطرة ، أي بالقرب من واحدة ، وهو الشيء الذي نحاول تمييزه & # 8211 ما إذا كان هذا الرقم أكبر من 1 أم لا. وهكذا ، أنت بحاجة إلى نهج جديد. هذا ليس & # 8217t سوف تحصل على الجواب. وهكذا ، هناك نهج مختلف. وهذا ما سنتحدث عنه في المرة القادمة. وهذا سيقودنا أخيرًا إلى "الحدود والخلافات في القرن الحادي والعشرين"


تنتج المجرات المتفاعلة على شكل عين & # 8220tsunami & # 8221 من النجوم

مجرتان IC 2163 (يسار) و NGC 2207 (يمين) تلاشت مؤخرًا بعضهما البعض ، مما تسبب في حدوث تسونامي من النجوم والغاز في IC 2163 وإنتاج ميزات تشبه الجفن المبهر هناك. تظهر صورة ALMA لأول أكسيد الكربون (البرتقالي) ، والتي كشفت عن حركة الغاز في هذه الميزات ، أعلى صورة هابل (الزرقاء) لزوج المجرة. حقوق الصورة: M. Kaufman B. Saxton (NRAO / AUI / NSF) ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) NASA / ESA Hubble Space Telescope.اكتشف علماء الفلك الذين يستخدمون مصفوفة أتاكاما كبيرة المليمتر / المليمترات الصغيرة (ALMA) تسونامي من النجوم والغازات التي تحطمت في منتصف الطريق عبر قرص مجرة ​​حلزونية تعرف باسم IC 2163. هذه الموجة الهائلة من المواد و [مدش] والتي تم تشغيلها عندما تم مسح جانبية IC 2163 مؤخرًا أنتجت مجرة ​​حلزونية أخرى أُطلق عليها اسم NGC 2207 & [مدش] أقواسًا مبهرة من تكوين نجمي مكثف يشبه زوجًا من الجفون.

& # 8220 على الرغم من أن تصادمات المجرات من هذا النوع ليست غير شائعة ، إلا أنه من المعروف وجود عدد قليل من المجرات ذات الهياكل الشبيهة بالعين أو العين ، & # 8221 قالت ميشيل كوفمان ، عالمة الفلك سابقًا في جامعة ولاية أوهايو في كولومبوس والمؤلفة الرئيسية على ورقة نشرت للتو في مجلة الفيزياء الفلكية.

لاحظت كوفمان وزملاؤها أن ندرة الميزات المماثلة في الكون المرئي من المحتمل أن يكون بسبب طبيعتها سريعة الزوال. & # 8220 جفون المجرة تدوم فقط بضع عشرات الملايين من السنين ، وهي قصيرة بشكل لا يصدق في عمر المجرة. إن العثور على واحدة في مثل هذه الحالة حديثة التكوين يمنحنا فرصة استثنائية لدراسة ما يحدث عندما ترعى مجرة ​​أخرى ، & # 8221 قال كوفمان.

يقع الزوج المتفاعل من المجرات على بعد حوالي 114 مليون سنة ضوئية من الأرض في اتجاه كوكبة Canis Major. تجاوزت هذه المجرات بعضها البعض و [مدش] كشط حواف أذرعها الحلزونية الخارجية و [مدش] في ما يُرجح أنه أول مواجهة اندماج نهائي.

باستخدام حساسية ودقة ALMA & # 8217s الرائعة ، أجرى علماء الفلك القياسات الأكثر تفصيلاً على الإطلاق لحركة غاز أول أكسيد الكربون في ميزات الجفن الضيق للمجرة. أول أكسيد الكربون هو مادة تتبع للغاز الجزيئي ، وهو وقود تكون النجوم.

تكشف البيانات أن الغاز الموجود في الجزء الخارجي من جفون IC 2163 & # 8217s يتسابق نحو الداخل بسرعات تزيد عن 100 كيلومتر في الثانية. ومع ذلك ، فإن هذا الغاز يتباطأ بسرعة وتصبح حركته أكثر فوضوية ، ويغير مساره في النهاية ويصطف مع دوران المجرة بدلاً من الاستمرار في اندفاعه نحو المركز. ملامح مبهرة تشبه الجفن تنفجر مع النجوم في المجرة IC 2163 تكونت من تسونامي من النجوم والغازات الناجمة عن اصطدام خاطفة مع المجرة NGC 2207 (يظهر جزء من ذراعها الحلزوني على الجانب الأيمن من الصورة). تظهر صورة ALMA لأول أكسيد الكربون (البرتقالي) ، والتي كشفت عن حركة الغاز في هذه الميزات ، أعلى صورة هابل (الزرقاء) للمجرة. حقوق الصورة: M. Kaufman B. Saxton (NRAO / AUI / NSF) ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) NASA / ESA Hubble Space Telescope. & # 8220 ما نلاحظه في هذه المجرة يشبه إلى حد كبير موجة المحيط الهائلة التي تتجه نحو الشاطئ حتى تتفاعل مع المياه الضحلة ، مما يتسبب في فقد الزخم وإلقاء كل مياهها ورمالها على الشاطئ ، & # 8221 قال Bruce Elmegreen ، عالم مع IBM & # 8217s TJ مركز أبحاث واطسون في يوركتاون هايتس ، نيويورك ، ومؤلف مشارك في الورقة.

& # 8220 لا نجد فقط تباطؤًا سريعًا للغاز أثناء انتقاله من الخارج إلى الحافة الداخلية للجفون ، ولكننا نقيس أيضًا أنه كلما تباطأ بسرعة أكبر ، أصبح الغاز الجزيئي أكثر كثافة ، & # 8221 قال كوفمان . & # 8220 هذا القياس المباشر للضغط يوضح كيف أن المواجهة بين المجرتين تدفع الغاز لتتراكم ، وتفرخ عناقيد نجمية جديدة وتشكل ميزات الجفن المبهرة. & # 8221

تتنبأ نماذج الكمبيوتر بأن مثل هذه الميزات الشبيهة بالجفن يمكن أن تتطور إذا تفاعلت المجرات بطريقة محددة للغاية. & # 8220 هذا دليل رائع على حدوث صدمة قوية في الجفون. قال كيرتس ستروك ، أستاذ الفيزياء الفلكية في جامعة ولاية أيوا في أميس والمؤلف المشارك في الورقة ، إنه من الجيد جدًا أن يكون لديك نظرية ومحاكاة تشير إلى أنه يجب أن يكون صحيحًا ، لكن دليل الرصد الحقيقي رائع.

& # 8220ALMA أوضح لنا أن سرعات الغاز الجزيئي في الجفون تسير على المسار الصحيح مع التنبؤات التي نحصل عليها من نماذج الكمبيوتر ، & # 8221 قال كوفمان. & # 8220 هذا الاختبار الحاسم لمحاكاة المواجهة لم يكن ممكنًا من قبل. & # 8221

يعتقد علماء الفلك أن مثل هذه الاصطدامات بين المجرات كانت شائعة في بدايات الكون عندما كانت المجرات أقرب من بعضها البعض. ومع ذلك ، في ذلك الوقت ، كانت أقراص المجرة بشكل عام متكتلة وغير منتظمة ، لذلك من المحتمل أن تكون العمليات الأخرى قد طغت على تكوين ميزات جفن مماثلة.


هل من الممكن أن تتفاعل العناقيد المجرية؟ - الفلك

أخيرًا ، يسمح لنا تراكب جميع البيانات بإلقاء نظرة على الأزمة التي تعاني منها هذه المجموعة المندمجة. لاحظ أن الصورة الضوئية تظل في لونها الأصلي ، والغاز باللون الوردي ، والكتلة باللون الأزرق. تُعرف الصورة أدناه باسم Musket Ball Cluster. حدث الاصطدام الفعلي للمجرات منذ حوالي 700 مليون سنة. يمكننا إرجاع الاصطدامات في رؤوسنا وتصور أن المجموعة الزرقاء / الضوئية على يمين الصورة كانت مرة واحدة على اليسار ، وبالتالي فإن المجموعة الزرقاء / الضوئية على يسار الصورة كانت مرة واحدة على اليمين حيث تصطدمت المجموعات مباشرة و توقف الغاز ميتًا في المركز ، لكن المجرات والمادة المظلمة بالكاد توقفت. هناك العديد من الصور الأخرى أدناه لعمليات اندماج المجموعات الانفصالية الأخرى بنفس نظام الألوان. لاحظ الأشكال المختلفة وتوزيعات الكتلة والنجوم والغاز. الاصطدامات ليست دائما بشكل مستقيم للأمام.

إن الشيء الرائع في هذه الاندماجات الكونية هو كيف يمكنها تقييد المقطع العرضي للتفاعل الذاتي للمادة المظلمة. هذا هو بالضبط من تتفاعل المادة المظلمة مع نفسها؟ تفسير هذه الاصطدامات ليس دائمًا بسيطًا كما هو الحال في Train Wreck Cluster (كما هو موضح أعلاه) حيث يبدو أن هناك نواة إضافية للمادة المظلمة غير مرتبطة بأي مجرة ​​ساطعة في مركز الصورة ، ولكن مع ذلك يمكن التفكير في عمليات الدمج هذه كمختبرات فيزيائية فلكية للمادة المظلمة. سيكون من المثير للاهتمام اكتشاف أن المادة المظلمة تتفاعل مع ذاتها على الإطلاق ، لكن العناقيد المنفصلة ستكون جزءًا واحدًا فقط من الدليل الاستثنائي الضروري لتقديم هذا الادعاء.

داوسون ، دبليو ، ويتمان ، دي ، جي ، إم ، جي ، بي ، هيوز ، جيه ، تايسون ، جيه ، شميت ، س ، ثورمان ، ب ، برادا ، م ، ميازاكي ، س ، Lemaux ، B. ، Utsumi ، Y. ، & amp Margoniner ، V. (2012). اكتشاف جهاز GALAXY CLUSTER MERGER مع فصل فيزيائي كبير The Astrophysical Journal ، 747 (2) DOI: 10.1088 / 2041-8205 / 747/2 / L42

Jee، M.، Mahdavi، A.، Hoekstra، H.، Babul، A.، Dalcanton، J.، Carroll، P.، & amp Capak، P. (2012). دراسة عن اللب المظلم في A520: تعميق الغموض The Astrophysical Journal، 747 (2) DOI: 10.1088 / 0004-637X / 747/2/96

ماركيفيتش ، إم ، غونزاليس ، إيه ، كلو ، دي ، فيكلينين ، إيه ، فورمان ، دبليو ، جونز ، سي ، موراي ، إس ، آند تاكر ، دبليو (2004). القيود المباشرة على المادة المظلمة ذاتي & # 8208 مقطع عرضي للتفاعل من دمج مجموعة المجرات 1E 0657 & # 872256 The Astrophysical Journal، 606 (2)، 819-824 DOI: 10.1086 / 383178


هل يصح القول. (فصل الأنظمة الشمسية وتوسع الكون)

لا ، فالمسافات بين المجرات البعيدة تنمو كما تقول ، لكن المجرات القريبة مرتبطة بجاذبيتها ولا تنفصل. كما أن الأنظمة الشمسية لا تتفكك ، لأنها مرتبطة ببعضها البعض بالمثل.

على ما أذكر ، فإن النظام الأقرب في الواقع يتحرك قليلاً نحونا ، ولكن ليس بأي معدل معنوي مقارنة بالمسافة بيننا.

هذه المقاييس الزمنية ليست شيئًا مثيرًا مقارنةً بالمقياس الزمني الكوني. كان الكون متشابهًا تقريبًا.

هناك عوامل أخرى تؤثر على رؤية الأجسام النجمية القاتمة من الأرض. خلال فترة حياتي في ظل ظروف صافية في الليالي المظلمة ، صنعت مجرة ​​درب التبانة رقعة مضيئة عبر السماء فوق وادينا. يخفي تلوث الهواء والضوء الآن جميع الأجسام النجمية القريبة من المدن باستثناء ألمعها.

في حين أن المسافات الفلكية لم تتغير بشكل ملحوظ في بضعة آلاف من السنين ، إلا أن الحضارة قد غيرت الرؤية.

معدل التمدد مشتق من معادلة فريدمان ، ويستخدم متوسط ​​كتلة / كثافة طاقة عالمية. لا يمكن تطبيق معادلة فريدمان على مجرتنا ، لذلك لا يتسع الفضاء في مجرتنا بأي حال من الأحوال.

على سبيل المثال ، لا يتغير سلوك المجرة بمرور الوقت. بغض النظر عن حجم التوسع الكوني ، فلن يؤثر أبدًا على ديناميكيات المجرة نفسها. في النهاية ، قد يكون معدل التوسع العالمي ضخمًا ، لكن هذا لن يؤثر على الأنظمة المرتبطة مثل المجرة. المعادلة التي تحكم التمدد الكلي ، بناءً على متوسط ​​كثافة الكتلة / الطاقة للكون ، لا تنطبق ببساطة على المجرة.


شاهد الفيديو: عجائب الكون. لانياكيا المجرة الفائقة. المادة المظلمة. العناقيد المجرية. اعجاز مذهل (شهر اكتوبر 2021).