الفلك

ما الذي يقرر شكل المجرة؟

ما الذي يقرر شكل المجرة؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

كما أعلم ، فإن معظم المجرات حلزونية ، وبعضها بيضاوي الشكل ، ونوع نادر على شكل حلقة.

ما الذي يجعل المجرة تصبح شكلًا معينًا (أي حلقة مقابل حلزونية)؟


تصنف الشوكة الرنانة لتلسكوب هابل المجرات بناءً على ما إذا كانت إهليلجية أم ذات أذرع لولبية ، وما إذا كان هناك قضيب أم لا.

جانب تاريخي

اعتقد إدوين هابل أن المجرات بدأت في شكل قطع ناقص وتطورت إلى مجرات حلزونية. هذا هو السبب في أن المجرات الإهليلجية تسمى أيضًا مجرات من النوع المبكر ، أما الحلزونات فتسمى مجرات من النوع المتأخر.

عندما درسنا المجرات أكثر ، اكتشفنا أن هابل كان مخطئًا في تلك النقطة ، لأن المجرات الإهليلجية عادةً ما تحتوي على نجوم أقدم وما زالت المجرات الحلزونية بها نجوم جديدة تتشكل فيها.

المجرات البيضاوية

في المجرات الإهليلجية ، تشتت النجوم بسرعة عالية: النجوم لها مدارات عشوائية حول مركز كتلة المجرة. يعتبر هذا دليلاً على حقيقة أن المجرات الإهليلجية هي نتيجة تصادمات واندماجات بين العديد من المجرات.

عندما تندمج مجرتان غير إهليلجيتان ، نادرًا ما يتم محاذاة مستويهما. لذلك عندما تندمج العديد من المجرات معًا ، كما حدث في بدايات الكون ، ينتهي بك الأمر بنجوم تتحرك في العديد من الاتجاهات المختلفة. هذه هي الطريقة التي يمكن أن تصبح بها المجرة بيضاوية الشكل.

المجرات الحلزونية

قد تكون الأذرع الحلزونية للمجرة من خلال آليتين مختلفتين. من الممكن أن تكون بعض الأذرع الحلزونية ناتجة عن الآلية الأولى ، والبعض الآخر بسبب الآلية الثانية.

الآلية الأولى: أذرع المجرة عبارة عن موجات كثافة.

تخيل ازدحامًا مروريًا: يتم إبطاء جميع السيارات على جزء من الطريق السريع ، لكن السيارات الموجودة في الازدحام ليست هي نفسها دائمًا. تصل كل سيارة إلى الازدحام المروري ، وتبطئ سرعتها ، وتصل إلى نهاية الازدحام وتعزز سرعتها. هذا ما تفعله النجوم في الأذرع الحلزونية: يصل النجم إلى الذراع ، ويتباطأ بسبب الكثافة الأعلى ، ويصل إلى نهاية الذراع ، ويستأنف سرعته الطبيعية. نتيجة لذلك ، تدور الأذرع بشكل أبطأ من النجوم الفردية.

الآلية الثانية: تظهر الأذرع أثناء انتشار تشكل النجوم عبر المجرة.

الحافة الأمامية للذراع هي المكان الذي يحدث فيه تشكل النجوم. الحافة الخلفية هي المكان الذي تموت فيه النجوم (لذلك لم تعد مرئية). في هذه الحالة ، ليس هناك المزيد من المادة في الذراعين ، فهي ببساطة أكثر وضوحًا.

عندما تتشكل النجوم في منطقة واحدة ، تتسبب أكبرها في انتشار موجات الصدمة عبر الوسط البينجمي ، مما يؤدي إلى تكوين نجوم جديدة. يؤدي هذا إلى انتشار منطقة تشكل النجوم عبر المجرة. بالاقتران مع الدوران التفاضلي للمجرة ، فإن هذا يجعل الأذرع الحلزونية تظهر.

أشكال أخرى

لقد ذكرت المجرات الحلقية في سؤالك. من المحتمل أن تكون هذه بسبب مجرة ​​واحدة مرت عبر مجرة ​​أخرى.

العديد من المجرات لها أشكال غريبة (مثل مجرات الهوائي) التي تسببها التفاعلات بين المجرات.


ما الذي يقرر شكل المجرة؟ - الفلك

المجرات الإهليلجية لها شكل دائري أو إهليلجي (مثل كرة القدم الأمريكية) ، بمظهر ناعم ، ولا تحتوي على غاز لتغذية تشكل النجوم الجديدة ، وتظهر القليل من إشارات الغبار أو أي سمات مميزة أو لا تظهر على الإطلاق. النجوم التي تشكل المجرات الإهليلجية قديمة وحمراء ، وليست شديدة السطوع ، وتوجد مزدحمة معًا في كرة مركزية عملاقة (انتفاخ المجرة). توقفت معظم المجسمات الإهليلجية عن تكوين النجوم منذ أكثر من 10 مليارات سنة ، بعد أن استهلكت إمداداتها من الغاز في حقبة واحدة من تشكل النجوم. وهي مدعومة ضد الجاذبية الذاتية ، مما يؤدي إلى تقلص حجمها ، من خلال السرعات العشوائية للنجوم ، مثل الجزيئات في الغاز الساخن. يحدد توزيع الحركة النجمية الشكل النهائي للمجرة (كروية ، مفلطحة ، أو مسطحة للغاية). في تسلسل هابل E0 ، E1 ، E2 ،. E7 ، الرقم هو دالة لكيفية ظهور القطع الناقص بالارض ، حيث تتوافق E0 مع عدم وجود تسطيح و E7 إلى شكل بيضاوي ممدود للغاية. هذا يعتمد على واضح الاهليلجيه ، لذا فهي تشير إلى إسقاط شكل المجرة على الكرة السماوية ، وليس شكلها الفعلي (سواء كانت تواجهنا وجهاً لوجه أو جنبًا إلى جنب).

تغطي كتل المجرات الإهليلجية نطاقًا كبيرًا: من حوالي 10 إلى 10 كتل شمسية. النطاق المقابل للأقطار هو حوالي 1/10 كيلو فرسخ إلى حوالي 100 كيلو فرسخ ، ويختلف الحجم الأزرق المطلق على نطاق كبير مماثل من -8 إلى -23 (المجرة البيضاوية الأكثر سطوعًا هي مليون مرة أكثر سطوعًا من أضعفها). قد تكون أصغر المجرات الإهليلجية ، والتي تسمى المجرات الإهليلجية القزمة ، أكبر بقليل من العناقيد الكروية ، في حين أن المجرات الإهليلجية العملاقة مثل M87 هي من بين أكبر المجرات في الكون.

يُعتقد أن العديد من المجرات الإهليلجية ناتجة عن تصادم بين مجرتين حلزونيتين متساويتين في الضخامة. تعمل عملية الاصطدام على اضطراب شكل قرص الحلزونات ، والنتيجة النهائية هي دوامة من النجوم تدور في جميع الاتجاهات. تعمل المجرات الإهليلجية الكبيرة مثل أكلة لحوم البشر ، وتستهلك أي مجرات مرافقة أصغر بالقرب منها. تغرق المواد المتراكمة ببطء في قلب المجرة ، مما يؤدي أحيانًا إلى تكوين أجيال جديدة من النجوم الضخمة والمضيئة. على مدار ملايين السنين ، يصل الغاز إلى مركز المجرة ، حيث قد تنتظر الثقوب السوداء الهائلة إمدادات الوقود الجديدة.


لماذا المجرات مختلفة الأشكال؟

انظر إلى سماء الليل وستلمح النجوم من مئات المليارات من المجرات. بعض المجرات تدور حول أقراص زرقاء مثل مجرتنا درب التبانة ، والبعض الآخر عبارة عن كرات حمراء أو مشوهة ، أو عبث متكتل أو شيء ما بينهما. لماذا التكوينات المختلفة؟ اتضح أن شكل المجرة يخبرنا شيئًا عن الأحداث التي حدثت في حياة تلك المجرة الطويلة جدًا.

في المستوى الأساسي للغاية ، يوجد تصنيفان لأشكال المجرات: قرصي وبيضاوي الشكل. قال كاميرون هاملز ، عالم الفيزياء الفلكية النظرية في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ، إن مجرة ​​القرص ، والتي تسمى أيضًا المجرة الحلزونية ، تشبه البيضة المقلية. هذه المجرات لها مركز كروي أكثر ، مثل صفار البيض ، محاط بقرص من الغاز والنجوم و mdash بياض البيض. تقع مجرة ​​درب التبانة وأقرب مجرة ​​مجرة ​​مجرة ​​أندروميدا ضمن هذه الفئة.

من الناحية النظرية ، تتشكل المجرات القرصية في البداية من سحب الهيدروجين. الجاذبية يجمع جزيئات الغاز معًا. مثل هيدروجين تقترب الذرات ، وتبدأ السحابة في الدوران وتزداد كتلتها الجماعية ، مما يؤدي إلى ارتفاع قوة الجاذبية أيضًا. في النهاية ، تتسبب الجاذبية في انهيار الغاز في قرص دائري. يوجد معظم الغاز في الحافة ، حيث يغذي تكوين النجوم. إدوين هابل ، الذي أكد وجود مجرات خارج مجراتنا منذ قرن واحد فقط ، أطلق على مجرات القرص المجرات من النوع المتأخر لأنه اشتبه في أن شكلها يعني أنها تشكلت لاحقًا في تاريخ الكون ، وفقًا لوكالة ناسا.

بدلاً من ذلك ، يبدو أن المجرات الإهليلجية و [مدش] ما أسماه هابل بالمجرات من النوع المبكر و [مدش] أقدم. بدلاً من الدوران ، مثل المجرات القرصية ، تتمتع النجوم في المجرات الإهليلجية بحركة عشوائية أكثر ، وفقًا لروبرت باسيت ، عالم الفيزياء الفلكية القائم على الملاحظة الذي يدرس تطور المجرات في جامعة سوينبرن في ملبورن ، أستراليا. يُعتقد أن المجرات الإهليلجية هي نتاج اندماج المجرات. قال باسيت إنه عندما تندمج مجرتان متساويتان في الكتلة ، تبدأ نجومهما في التجاذب مع بعضها البعض بالجاذبية ، مما يعطل دوران النجوم ويخلق مدارًا أكثر عشوائية.

لا ينتج عن كل اندماج مجرة ​​إهليلجية. مجرة درب التبانة قديمة وكبيرة جدًا ، لكنها تحافظ على شكل قرصها. لقد كانت تضيف إلى كتلتها ببساطة عن طريق رسم المجرات القزمة ، والتي هي أصغر بكثير من مجرتنا ، وجمع الغازات الحرة من الكون. ومع ذلك ، فإن أندروميدا ، المجرة الشقيقة على شكل قرص ، تتجه في الواقع مباشرة نحو درب التبانة ، كما قال باسيت لـ Live Science. إذن ، بعد مليارات السنين من الآن ، يمكن أن تندمج المجرتان اللولبيتان ، وكل قرص من الأقراص المرصعة بالنجوم للثنائي سيعوض دوران الآخر ، مما يخلق مجرة ​​إهليلجية أكثر عشوائية.

هذه الاندماجات بعيدة عن أن تكون فورية. إنها تستغرق مئات الملايين ، بل مليارات السنين. في الواقع ، هناك عمليات اندماج مستمرة تتحرك ببطء شديد و [مدش] من منظورنا و [مدش] أنها تبدو ثابتة. قال باسيت: "لقد كانوا في الأساس في نفس الحالة بالضبط ، ولم يتغيروا بالنسبة لكل الحضارة الإنسانية". أعطى هابل هذه المجرات تصنيفها الخاص و [مدش] المجرات غير المنتظمة. قال هاميلز ، للنظر إليها ، "عادة ما تكون في حالة من الفوضى مع مكونات متعددة". وأضاف باسيت: "تبدو المجرات غير المنتظمة وكأنها حطام قطار كبير".

أخيرًا ، الشكل الأقل شيوعًا ، يبدو أن المجرات العدسية هي مزيج بين مجرة ​​إهليلجية ومجرة قرصية. قال باسيت إنه قد يكون الأمر كذلك عندما تستهلك مجرة ​​قرصية كل غازها ولا تستطيع تكوين أي نجوم جديدة تبدأ النجوم الموجودة في التفاعل. تخلق شدتها الجاذبية على بعضها البعض شكلًا يشبه العدس و [مدش] نوعًا بيضاوي الشكل ولكن لا يزال قرصًا دوارًا.

قال باسيت إن ما اكتشفه العلماء حتى الآن عن المجرات وأشكالها ثلاثية الأبعاد تم استنتاجه باستخدام آلاف الصور ثنائية الأبعاد والاعتماد على خصائص أخرى ، مثل لون المجرة وحركتها ، لملء الفراغات.

على سبيل المثال ، العمر الأصغر للمجرات القرصية يدعمه لونها الأزرق. النجوم الزرقاء أكبر بشكل عام ، وهي تحترق بشكل أسرع وأكثر سخونة (الضوء الأزرق له تردد أعلى وبالتالي يكون أكثر نشاطًا من الضوء الأحمر). وفي الوقت نفسه ، تمتلئ المجرات الإهليلجية بالنجوم القديمة و [مدش] يسمى الأقزام الحمراء & [مدش] التي لا تحترق تمامًا مثل السخونة أو السرعة.

ومع ذلك ، على الرغم من كل ما تعلمناه عن الهياكل السماوية الضخمة من حولنا ، لا يزال هناك الكثير مما لا نعرفه ، كما قال هوملز.

قال هوملز: "تشكل المجرات وتطورها أحد أكبر الأسئلة المفتوحة في مجال علم الفلك والفيزياء الفلكية".

نُشر في الأصل على Live Science.

لا أعتقد أن هذه هي الرسالة الرئيسية هنا لأن المقالة تتحدث عن علامات العمليات المشتركة.


اختناق المجرات الحلزونية: & lsquo تم اكتشاف الرابط المفقود & rsquo

اكتشف علماء الفلك في تعاونين دوليين بقيادة المملكة المتحدة ، بشكل منفصل ، نوعًا من المجرات يمثل الحلقة المفقودة في فهمنا لتطور المجرات.

Galaxy Zoo ، التي تستخدم متطوعين من عامة الناس لتصنيف المجرات ، وقد استخدمت مشاريع Space Telescope A901 / 902 Galaxy Evolution Survey (STAGES) مجموعات بياناتها الواسعة لفصل دور "الطبيعة" و "التنشئة" في تغيير المجرات من واحدة متنوعة لآخر.

حددت كلتا الدراستين مجموعة من المجرات الحلزونية الحمراء غير العادية التي بدأت في طريقها إلى التقاعد بعد عمر من تشكل النجوم. بشكل حاسم ، يبدو أن الطبيعة والتنشئة تلعب دورًا في هذا التحول: كل من كتلة المجرة وكذلك بيئتها المحلية مهمان في تحديد متى وكيف يتم إيقاف تشكيل نجمها. يظهر عمل العلماء معًا في إصدار قادم من الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية.

يضع علماء الفلك معظم المجرات العادية في معسكرين وفقًا لمظهرها المرئي: إما أنظمة تشبه القرص مثل مجرتنا درب التبانة ، أو مجموعات دائرية من النجوم على شكل كرة رجبي تُعرف باسم المجرات الإهليلجية. في معظم الحالات ، يتطابق شكل المجرة مع لونها: تظهر المجرات الحلزونية باللون الأزرق لأنها لا تزال تشكل نجومًا فتية ساخنة بقوة. من ناحية أخرى ، فإن المجرات الإهليلجية هي في الغالب قديمة وميتة وحمراء ، وتميل إلى التجمع معًا في مناطق مزدحمة من الفضاء.

قام فريق Galaxy Zoo بفحص العلاقة بين الأشكال والألوان لأكثر من مليون مجرة ​​باستخدام صور من أكبر مسح على الإطلاق للكون المحلي ، ومسح Sloan Digital Sky ومساعدة مئات الآلاف من المتطوعين من عامة الناس. كان أحد المكونات الرئيسية لنجاحهم هو تصنيف مظهر المجرات بشكل موثوق من خلال النظر إليها فعليًا ، بدلاً من الاعتماد على قياسات الكمبيوتر المعرضة للخطأ.

والمثير للدهشة أنهم وجدوا أن العديد من المجرات الحمراء في المناطق المزدحمة هي في الواقع مجرات حلزونية ، مما يخالف اتجاه المجرات الحمراء لتكون بيضاوية الشكل. قد تكون هذه المجرات الحلزونية الحمراء هي مصدر التدخين الذي كان علماء الفلك يبحثون عنه.

قاد الدكتور ستيفن بامفورد ، باحث ما بعد الدكتوراه في STFC في جامعة نوتنغهام ، دراسة Galaxy Zoo. "من أجل الحصول على أذرع لولبية ، يجب أن تكون مجرات طبيعية زرقاء حلزونية حتى وقت قريب إلى حد ما. ولكن لسبب ما توقف تكوين نجومها وتحولت إلى اللون الأحمر. أيا كان سبب توقفها عن تكوين النجوم لا يمكن كانت عنيفة بشكل خاص ، أو كانت ستدمر النمط اللولبي الدقيق ". خلص فريق Galaxy Zoo إلى أنه يجب أن تكون هناك عملية أكثر دقة ، عملية تقتل تكوين النجوم ولكنها لا تعطل الشكل العام للمجرة.

بينما نظرت Galaxy Zoo في الخصائص الإجمالية لملايين المجرات عبر جزء كبير من السماء ، اتخذ مشروع STAGES منهجًا تكميليًا من خلال الفحص التفصيلي فقط لنوع الأحياء التي يُتوقع حدوث هذه التحولات فيها. قام الدكتور كريستيان وولف ، زميل أبحاث متقدم في STFC بجامعة أكسفورد ، بتدريب تلسكوب هابل الفضائي على منطقة من الفضاء مزدحمة بالمجرات المعروفة باسم العنقود الفائق A901 / 902. مثل فريق Galaxy Zoo ، اكتشف الدكتور وولف أيضًا عددًا كبيرًا بشكل مفاجئ من المجرات الحلزونية في العنقود الفائق ذي اللون الأحمر.

إذن ، هل تم القضاء تمامًا على تشكل النجوم في هذه المجرات الحلزونية الحمراء؟ الجواب لا: على الرغم من لونها ، فإن اللوالب الحمراء تخفي في الواقع تشكل النجوم خلف كفن من الغبار. غير مرئي للعين (أو عين هابل) ، يمكن اكتشاف هذا التكوين النجمي فقط في جزء الأشعة تحت الحمراء من الطيف ، أي الإشعاع المنبعث من المجرات بأطوال موجية أطول من الضوء المرئي.

يقول الدكتور وولف: "بالنسبة لمجرات المراحل ، زودنا تلسكوب سبيتزر الفضائي بصور إضافية بأطوال موجات الأشعة تحت الحمراء. وبواسطة هذه المجرات ، تمكنا من الذهاب أبعد من ذلك والنظر عبر الغبار للعثور على القطعة المفقودة من اللغز". داخل العنقود الفائق ، اكتشف الدكتور وولف أن الحلزونات الحمراء تخفي مستويات منخفضة من تشكل النجوم المخفية ، على الرغم من ظهورها غير المرئي في الضوء المرئي.

من خلال وضع الملاحظات من كلا المشروعين معًا ، فإن الصورة التي تظهر هي صورة لطيفة: يتم إيقاف تكوين النجوم في المجرات الحلزونية الزرقاء تدريجيًا وإخفائها خلف الغبار ، قبل أن تتلاشى لتشكل مجرات حمراء "عدسية" ناعمة مع لا يوجد أثر للأذرع الحلزونية. للمضي قدمًا وتحويل المجرة إلى مجرة ​​إهليلجية ، سيتطلب آليات أكثر عنفًا ، مثل الاصطدام بالجملة للمجرات.

الموقع هو المفتاح: توجد الحلزونات الحمراء بشكل أساسي في ضواحي المناطق المزدحمة في الفضاء حيث تتجمع المجرات معًا. عندما يتم جذب مجرة ​​زرقاء عن طريق الجاذبية من المناطق الريفية إلى الضواحي ، يؤدي التفاعل مع بيئتها إلى تباطؤ في تكوين النجوم. كلما اقتربت المجرة ، كلما تأثرت أكثر.

ولكن إذا قررت البيئة مكان حدوث العملية ، فإن كتلة المجرة تقرر مدى سرعة حدوثها. نظرًا لأن كلا من STAGES و Galaxy Zoo نظروا إلى مثل هذه الأعداد الكبيرة من المجرات ، فقد تمكنوا من تقسيمها بشكل أكبر وفقًا لمقدار وزنها. من المؤكد أن كلا المجموعتين تجدان أن كتلة المجرة مهمة أيضًا. يوضح البروفيسور بوب نيكول من جامعة بورتسموث ، وهو عضو في فريق Galaxy Zoo: "مثلما يستطيع المقاتل ذو الوزن الثقيل أن يتحمل ضربة من شأنها أن تجعل شخصًا عاديًا يركع على ركبتيه ، فإن مجرة ​​كبيرة تكون أكثر مقاومة للتلاعب ببيئتها المحلية. لذلك ، المجرات الحمراء التي نراها تميل إلى أن تكون مجرات أكبر - ربما لأن المجرات الأصغر تتحول بسرعة أكبر. "

يشيد كريس لينتوت ، رئيس فريق Galaxy Zoo بجامعة أكسفورد ، بدور الجمهور العام في أبحاث Galaxy Zoo. "هذه النتائج ممكنة بفضل مساهمة علمية كبيرة من العديد من علماء الفلك المتطوعين على كرسي بذراعين. لم يكن بإمكان أي مجموعة من المحترفين تصنيف هذه المجرات العديدة وحدها."

تعلق ميغان جراي ، الزميل المتقدم في STFC في جامعة نوتنغهام وقائدة استبيان STAGES ، على اتفاق المشروعين بشأن دور البيئة والكتلة: "لقد تناول مشروعانا المشكلة من اتجاهات مختلفة جدًا ، وهي كذلك مما يثلج الصدر أن نرى أننا نقدم قطعًا مستقلة من اللغز تشير إلى نفس النتيجة. & rdquo

الخطوة التالية لكلا الفريقين هي اكتشاف بالضبط ما يوقف تشكل النجوم ، من خلال النظر داخل المجرات نفسها. أحد المشتبه بهم وراء الزوال البطيء للمجرات هو عملية تُعرف باسم الخنق ، حيث يتم تجريد إمدادات الوقود من المجرة بعيدًا أثناء مواجهتها للحشد. وبسبب تجويعه للمواد الخام اللازمة لتكوين نجوم جديدة ، سيتغير لونه ببطء من الأزرق إلى الأحمر مع تقدم عمر نجومه الحالية.


مجرة بارنارد: قرن من المراقبة

مجرة بارنارد أو NGC 6822 هي مجرة ​​صغيرة غير منتظمة على بعد 14 درجة فقط شرق مستوى المجرة في كوكبة القوس. وهي عضو في المجموعة المحلية من المجرات ، وهي تشبه إلى حد بعيد سحابة ماجلان الصغيرة من حيث التركيب والهيكل. على الرغم من أن سطوع سطحها منخفض نسبيًا ، إلا أن NGC 6822 هي واحدة من أسهل المجرات التي يمكن حلها. يمكن حل العديد من مناطق H II والنجوم العملاقة الساطعة باستخدام تلسكوب 20 سم فقط مزود بكاميرا CCD. يمكن رؤية العديد من مناطق H II الكبيرة والنجوم الأكثر سطوعًا في التلسكوبات ذات الفتحة الكبيرة تحت السماء المظلمة.

تخضع المجرة اليوم لتدقيق شديد وكانت موضوعًا للعديد من الأوراق البحثية على مدار الثلاثين عامًا الماضية. ومع ذلك ، كان تاريخ الرصد الماضي أكثر حيوية. أدى انخفاض سطوع سطح المجرة نفسها إلى جانب مناطق H II الساطعة نسبيًا إلى قدر كبير من الارتباك حول هويتها خلال أواخر القرن التاسع عشر إلى أوائل القرن العشرين. سيتم تغطية تاريخ المراقبة الفريد لمجرة بارنارد بمزيد من التفاصيل في القسم التالي من الورقة.

ملاحظات تاريخية

الملاحظات المبكرة لـ NGC 6822 مثيرة للاهتمام ومربكة إلى حد ما ، وتمثل الظروف التي تم فيها ملاحظة الكائن. NGC 6822 هو جسم كبير منخفض السطوع ويتم عرضه بشكل أفضل عند التكبير المنخفض للحصول على أقصى تباين في المجال. تعكس ملاحظات برنارد المبكرة بالتأكيد الطبيعة الصعبة لهذا الكائن. لاحظ بارنارد المجرة لأول مرة في 17 أغسطس 1884 بمنكسر 5 بوصات. وقد وصف الكائن بأنه .. & quotان السديم الخافت بشكل مفرط & quot و & quotit يبلغ قطره حوالي 2 بوصة ، وهو منتشر للغاية وحتى في ضوءه & quot (بارنارد ، 1884). في وقت لاحق حدد موقعه بخط استوائي 6 بوصات وأشار إلى أنه & quot؛ مرئي بصعوبة & quot؛ بينما في 5 بوصات عند 30x كان & quot؛ متميزًا & quot؛. في عام 1885 ، قام بفحصها مرة أخرى باستخدام منكسر قياس 6 بوصات و & quot؛ عدسة & quot؛ عزز المجال الواسع من رؤية المجرة ، وقام بارنارد بعمل ملاحظة غير عادية (هابل ، 1925):

من المؤكد أنها تبدو أكبر بكثير وأكثر كثافة من العام الماضي وأعتقد بالتأكيد أنها زادت من حيث الكثافة والحجم منذ ذلك الوقت. إذا كانت دائمًا كبيرة ومشرقة كما هي الآن ، فلا يمكنني أن أتخيل كيف يمكن أن يفوتها المراقبون عند فحص GC. 4510 (السديم الكوكبي اللامع NGC 6818 ، والذي يسبقه بحوالي 40 قدمًا شمالًا). ربما يكون هذا سديمًا متغيرًا.

المشاكل المرتبطة بملاحظة NGC 6822 ستصيب العديد من المراقبين خلال الأربعين سنة القادمة. كتب هابل في عام 1925: NGC 6822 واضح إلى حد ما في مكتشف قصير 4 بوصات. ولكن بالكاد يمكن تمييزه عند التركيز الأساسي لـ 100 بوصة (Hubble ، 1925 Burnham ، 1977). كانت المنكسرات الكبيرة ذات مجال الرؤية المقيد غير مناسبة بشكل خاص لدراسة هذا الكائن منخفض التباين. أخطأ مرصد ليندر ماكورميك الذي يبلغ قطره 26 بوصة المجرة تمامًا ، وبدلاً من ذلك لوحظت منطقتان لامعتان تقعان في الطرف الشمالي من المجرة. تم افتراض أن السديم الأكثر إشراقًا هو NGC 6822 ، بينما حصل الخافت على التصنيف IC 1308 (هابل ، 1925).

حتى التصوير الفوتوغرافي لم يحل بسرعة التناقضات بين ملاحظات برنارد الأصلية وتلك التي تم إجراؤها باستخدام التلسكوبات الأكبر بكثير. صور ماكس وولف في مرصد هايدلبرغ المنطقة في عامي 1906 و 1907. حدد وولف ، باستخدام كاميرا بروس مقاس 16 بوصة وعاكس فالز مقاس 28.5 بوصة ، أكبر سدمين منتشرين وهما NGC 6822 و IC 1308. لاحظ وولف أيضًا منطقة كثيفة من العناقيد الصغيرة والسدم (وولف ، 1907 هابل ، 1925). كان الكائن & quotnew & quot هو في الواقع الشريط الرئيسي للمجرة ، وقد تم حله الآن بشكل جيد في النجوم والسدم. تلقت تسمية IC 4895 ، ومرة ​​أخرى تم التغاضي عن ملاحظات برنارد الأصلية. استغرق الأمر 15 عامًا قبل أن يقوم بيرين (1922) من مرصد قرطبة بالأرجنتين بحل التناقضات في التحديد والتفسير. حدد بيرين بشكل صحيح أن السدم المنتشرة ومجموعة العناقيد الصغيرة التي ينتمي إليها وولف كانت جميعها جزءًا من نفس النظام. كان أول من أدرك طبيعته الحقيقية كنظام خارج المجرة. صنفت Perrine بشكل صحيح NGC 6822 ككائن من نوع Magellenic Cloud. ساعد هذا في تمهيد الطريق لعمل إدوين هابل الرائد في عام 1925.

ورقة إدوين هابل عام 1925: N.G.C. 6822 ، لا يزال نظام النجوم البعيد أحد الدراسات الكلاسيكية العظيمة في أوائل القرن العشرين. أدى تشابه المجرة مع غيوم ماجيلينك إلى دراسة مكثفة بواسطة العاكسات الكبيرة في ذلك الوقت. أجرى مسحًا تفصيليًا للبنية والسكان النجميين لهذا النظام. اكتشف هابل 15 نجمًا متغيرًا (11 سيفيدًا) ، وقاس توزيع النجوم وصولًا إلى حجم 19.4 ، ووصف خمسة & quot؛ سدم منتشرة & quot (مناطق H II العملاقة) بالإضافة إلى تحديد الحجم المطلق للنظام بأكمله.

كان اكتشاف هابل لأحد عشر متغيرًا من نوع Cepheid أحد أهم المعالم في علم الفلك المجري. باستخدام علاقة Cepheid Period-Luminosity ، أصبحت مجرة ​​Barnard أول نظام بعد سحابة Magellenic يتم تحديد المسافة (سيتبع Hubble قريبًا حذوه مع M31 و M33). لقد اشتق مسافة 214000 فرسخ فلكي ، أو أكثر من 700000 سنة ضوئية ، أبعد بكثير من 300000 سنة ضوئية من Harlow Shapley بحجم الكون المعروف. في ورقة واحدة ، حل هابل & quot؛ المناقشة الكبرى & quot في عام 1920 بين كورتيس وشابلي حول حجم الكون وطبيعة السدم اللولبية & quot؛ & quot. سرعان ما أصبح واضحًا أن جميع السدم الحلزونية كانت مجرات أبعد من مجراتنا.

مراقبة مجرة ​​برنارد

1) الهيكل - الدراسات الحديثة

بعد بحث هابل عام 1925 ، بقي البحث التفصيلي حول NGC 6822 في حالة ركود لما يقرب من 50 عامًا. بدءًا من أواخر الستينيات وحتى الوقت الحاضر ، تم إجراء بحث كبير حول بنية ومحتوى هذه المجرة. تم تلخيص بعض أهم خصائص NGC 6822 في الجدول الأول.

الجدول 1: الخصائص العامة لـ NGC 6822

الموضع (وسط الشريط) (2000) 19 ساعة و 44.9 دقيقة

(2000) -14 س 48 '

هيرشفيلد وسينوت (1985)
نوع المجرةIB (s) mلوجينبول وسكيف (1989)
بحجمالإجمالي: 10.2 × 9.5

الشريط المركزي: 8 × 3

لوجينبول وسكيف (1989)

هابل (1925)

الحجمإجمالي V = 8.18 B إجمالي = 8.97

لوجينبول وسكيف (1989)

القدر المطلق م الخامس = -16.4 هودج (1994)
مسافة540 كيلو فرسخ

(1.7 × 10 6 سنوات ضوئية)

هودج (1994)
عدد جمعيات OB16 هودج (1977)
عدد مناطق H II157 هودج وآخرون (1988)
النجوم أكثر إشراقًا من المجلة الثامنة عشر.363 م ضد - 6.5 هودج وآخرون. (1991)
التعيين البديلDDO 209 هودج (1994)

الهيكل العام: يتكون مجرة ​​بارنارد من شريط مركزي & quotbright & quot مضمن في هالة بيضاوية عريضة ذات سطوع أقل للسطح. تبلغ زاوية موضع العمود 10 o 3 o ومتوسط ​​إهليلجيه يبلغ 0.47 0.18 (Hodge، 1977). هناك نوعان من الامتدادات الرئيسية للسطوع من نهايات الشريط المركزي. يمتد ألمعها باتجاه الغرب من الطرف الشمالي. وهي تشمل واحدة من ألمع مناطق H II (= Hubble V) بالإضافة إلى جمعيتين OB ساطعتين (Hodge ، 1977). الامتداد الآخر يمتد إلى الجنوب الشرقي قبالة الجزء الجنوبي من الشريط. إنها أكبر بكثير ، على الرغم من خفوتها وتفتقر إلى مناطق H II الكبيرة والمشرقة المرتبطة بالنهاية الشمالية للمجرة. توجد رابطة نجمية كبيرة بالقرب من المحطة الجنوبية الشرقية. الشريط محاط بهالة خارجية واسعة. استنادًا إلى القياس الضوئي للتصوير الفوتوغرافي ، تكون الهالة أكبر بكثير من معظم الأبعاد المنشورة ، والقياس على الأقل

15 × 10. توجد العديد من روابط OB ومناطق H II الساطعة في Hubble I + III و II في القسم الشمالي الغربي من الهالة.

جمعيات النجوم والنجوم: يتيح الهيكل المفتوح والقرب النسبي لـ NGC 6822 حلًا سهلًا للنجوم. هودج وآخرون. (1991) أجرى مسحًا لألواح شميدت العميقة بأربعة ألوان لتحديد عدد النجوم في المجرة. بعد إزالة النجوم الأمامية من مجرتنا ، وجدوا أكثر من 360 نجمًا أكثر سطوعًا من M v = - 6.5 ، أو 18.0 درجة. أكثر من مائة نجم لها مقادير في المدى من 13.5 إلى 16.5 ، ضمن نطاق التلسكوبات الأكبر للهواة.

تتركز معظم النجوم الأكثر سطوعًا في الجزء الشمالي من الشريط وفي تجمعات OB الكبيرة. وصف Hodge (1977) 16 جمعية OB منفصلة. تقع هذه على طول الشريط والامتدادين الرئيسيين ، بالإضافة إلى المناطق الأخرى ذات الكثافة النجمية الأعلى. تم توضيح خصائص جمعيات OB الأكثر إشراقًا في الجدول 2. كما تم دمج العديد من الجمعيات الأكبر في مناطق H II العملاقة. تشتمل جميع مناطق Hubble H II الخمس على ارتباط OB كبير (الجدول 2).

الجدول 2: أكبر جمعيات OB لـ NGC 6822

14.5 1

14.0 3

14.0 3

_ 1 تقدير بصري من قبل المؤلف

_ 2 تقدير تقريبي بناءً على تدفق H من Hodge (1977) ، تدفق هابل 2 مقارنةً بتدفق Hubble V و X.

_ 3 تقديرات بصرية للمؤلف وستيف جوتليب

الجدول 4: مناطق H II الأخرى في NGC 6822
(بعد كيلن ودوفور ، 1982)

رقم هودج الأبعاد (& quot) منطقة H II
345 × 32هودج 4

(هابل الثالث)

599 × 64
835 × 22هودج 9،11

(هابل الخامس)

980 × 67
1164 × 25
1296 × 80
1338 × 32هودج 14

مناطق H II: ربما تكون مناطق H II أكثر مكونات المجرة التي تمت دراستها بدقة. درس هابل (1925) المناطق الخمسة الأكثر سطوعًا ، تم اكتشاف اثنتين منها قبل أكثر من 30 عامًا وتم تصنيفها بشكل خاطئ على أنها IC 1308 و NGC 6822. كان أول من حدد خصائصها الطيفية ، والإضاءة والأبعاد. في عام 1977 ، زاد هودج عدد مناطق H II المعروفة إلى 16. اليوم تم فهرسة أكثر من 150 منطقة. معظم هذه الأجسام صغيرة جدًا وخافتة ولا يمكن ملاحظتها في تلسكوبات الهواة. يلخص الجدول 3 الأشياء الخمسة الأكثر سطوعًا والتي يمكن رؤيتها من خلال تلسكوبات هواة ذات فتحة كبيرة. جدول آخر (جدول 4) يلخص خصائص بعض السدم الباهتة من Killen و Dufour (1982) يمكن العثور عليها في الملحق 2.

الجدول 3: ألمع مناطق H II من NGC 6822
(بيانات من Hubble 1925 Hodge 1977 Hodge et al. ، 1988)

15.0 1

هابل رقم.ماج (الخامس)الحجم (& quot) RA (2000)ديسمبر (2000)هودج لا.
أنا
48 × 32 19 ساعة 44.5 '- 14 o 42.1 ' 2
ثانيًا 16.0 2 29 19 ساعة 44.6 '- 14 × 44.1 ' 3
ثالثا53 19 ساعة 44.6 '- 14 o 41.7 ' 4
الخامس32 × 22 19 ساعة 44.9 '- 14 o 43.3 ' 9
س (= IC 1308)2219 ساعة 45.1 '- 14 o 43.0 ' 14
منطقة H II رقم هودج RA (2000) ديسمبر (2000) الحجم (& quot)
د 10 ح 6 19 ساعة 44.81 ' - 14 × 44.3 بوصة 16 × 12
د 13 19 ساعة 44.83 ' - 14 o 53.0 ' 5 × 4
د 16 + د 17 ح 8 19 ساعة 44.86 ' - 14 o 52.8 ' 10 × 6
د 18 ح 10 19 ساعة 44.87 ' - 14 o 52.0 ' 6 × 6
د 23 ح 12 19 ساعة 44.95 ' - 14 o 48.5 ' 7 × 7

2) عمل ملاحظات مرئية لمجرة بارنارد

تدريجيًا على مدار الثلاثين عامًا الماضية ، ظهرت مجرة ​​بارنارد من الغموض النسبي لتصبح هدفًا لمقاريب الهواة. على الرغم من عدم وجودها في أي قائمة شائعة لأجسام أعماق السماء ، إلا أن العديد من كتيبات المراقبة الجيدة تحتوي على أوصاف مفصلة إلى حد ما للمجرة. يحتوي كتيبان من Webb Society Deep-Sky Observer (DSOH): المجرات (المجلد 4) والسماء الجنوبية (المجلد 7) على ملاحظات للمجرة ، بينما تحتوي المجرات على مخطط تفصيلي في الملحق. يمكن العثور على أوصاف جيدة أخرى في كتاب هارتونج الكلاسيكي لعام 1968: الأجسام الفلكية للتلسكوبات الجنوبية و Luginbuhl and Skiff (1989) كتيب المراقبة وكتالوج أجسام أعماق السماء. تقدم هذه الأوصاف العامة الجيدة للمجرة وأبرز معالمها.

في القسم الأخير من هذه الورقة ، سأراجع بعضًا من أفضل الملاحظات من هذه الكتيبات الإرشادية ، بالإضافة إلى التقارير المقدمة من العديد من المراقبين ذوي الخبرة في Webb Society. سأدرج أيضًا بعض ملاحظاتي الخاصة كلما كان ذلك مناسبًا. تتراوح الأدوات المستخدمة من المنظار المتواضع إلى التلسكوبات الكبيرة من فئة 50 سم.

واحدة من أكبر المفاجآت التي اكتشفتها هي أن Barnard's Galaxy عبارة عن كائن & quotbinocular & quot وهو سهل إلى حد ما في ذلك. جاي رينولدز فريمان ، وهو مراقب متمرس من & quotBay Area & quot في كاليفورنيا بالولايات المتحدة الأمريكية ، كان يصف ملاحظاته عن المجرة في منتدى Usenet sci.astro.amateur. كان يستخدم مناظير مقاس 11 × 80 مم و 10 × 50 مم. لقد اندهشت ، حيث لم يخطر ببالي مطلقًا أن NGC 6822 كانت مرئية في أي شيء أصغر من تلسكوب richfield مقاس 4 بوصات.

ثم اتصلت ببراين سكيف للاستفسار عما إذا كان قد أبدى ملاحظات مماثلة. كتب أنه كان قادرًا على اكتشاف المجرة بمنظار 7 × 35 مم فقط ، بينما كشف نموذج أكبر 10 × 50 مم بسهولة لطخة خافتة ممدودة بين الشمال والجنوب. تم إجراء هذه الملاحظات في ظل الظلام إلى حد ما (الحجم المرئي

6.5) السماء. يجعل الحجم المرئي اللامع نسبيًا والحجم الكبير هذه المجرة تحديًا جيدًا للمناظير. أدت الصورة الحادة عالية التباين في المناظير عالية الجودة إلى توسيع قائمة & quot & quot لأجسام السماء العميقة القابلة للعرض.

غالبًا ما تكون التلسكوبات الصغيرة ذات البعد البؤري القصير & quotrichfield & quot هي الأداة المفضلة للدراسة العامة للمجرة. تعد الحقول الواسعة منخفضة الطاقة جنبًا إلى جنب مع البصريات الحادة مثالية في الكشف عن شريط التباين المنخفض واتجاهه. مع عاكس 15 سم f / 5 عند 29x و 43x (L · m (بصري)

5.5 في المنطقة ، 6.5 في ذروة) ، كان بإمكاني أن أرى بسهولة توهجًا بيضاويًا واسعًا ومنتشرًا يتألق تدريجياً في منطقة الشريط المركزي. تم محاذاة المجرة بين الشمال والجنوب تقريبًا ، وتقع في حقل نجمي غني نسبيًا. كان بعض التبقع الطفيف مرئيًا ، لكن لم تظهر أي تفاصيل هيكلية أخرى. الملاحظات ذات 8 1/2 بوصة في DSOH # 4 و # 7 تكشف عن تفاصيل قليلة بخلاف. لا يزال خافتًا جدًا ولكن يبدو أنه يتكون من 3 مناطق متميزة ولكنها متصلة. تتطلب عمليات رصد الهياكل المختلفة في المجرة NGC 6822 فتحة أكبر وتكبير أعلى بكثير.

التلسكوبات ذات الفتحة المتوسطة إلى الكبيرة:

لتقدير كل التنوع الهيكلي الذي يقدمه Barnard's Galaxy ، من الأفضل استخدام تلسكوبات متوسطة إلى كبيرة الحجم (GT 30 سم) تحت السماء المظلمة. لقد جمعت ملاحظات من العديد من مراقبي السماء العميقة المعروفين وقمت بتضمين بعض ملاحظاتي الخاصة. قدم جيف كوردر وستيف جوتليب وتوم بولاكيس وبريان سكيف ملاحظات مفصلة عن مناطق H II و & quotbar & quot للمجرة. ملاحظاتي مع نادي أتلانتا الفلكي مقاس 50 سم f / 4.5 ، وتتضمن ملاحظات للشريط ومناطق H II واثنين من جمعيات OB. من بين جميع الهياكل في المجرة ، فإن مناطق H II هي الأكثر سطوعًا ويمكن رؤيتها بسهولة.

ملاحظات لأكبر مناطق H II:

50 سم: 175x مع مرشح UHC. A very faint, diffuse patch about 30" in diameter located just NW of larger Hubble 3. Estimated visual magnitude

Hubble II (= Hodge 3) Not yet observed.

33cm: ..a round, 30" diffuse patch around a tiny clump of stars, not responding at all to the O III filter.
Tom Polakis (1991).

50cm: 175,260x. The largest H II region appears as a low surface brightness object nearly 1' in diameter. In the center lies a small group of faint stars (

16 mag), this is the OB association Hodge 3.
Richard Jakiel

30cm ..very faint and slightly oblate. north edge the brightest
J. Corder (1987), in DSOH #7 .. The Southern Sky

33cm ..is brighter than Hubble X, and shows some brightening in the center.
Tom Polakis (1991).

44cm ..At 82x and O III filter appears as a very small knot, round approximately mag 14. A mag 12 star lies 2' SE. Not seen unfiltered.
Steve Gottlieb (personal communication)

50cm..At 175, 260x. An irregular oval,

20" by 15" that is brightest in the core. The moderate surface brightness of the nebula is greater than the galaxy itself and allows for observation without filtration. The UHC filter increased the contrast and delineated the shape more distinctly.
Richard Jakiel

Hubble X (= IC 1308, Hodge 14).

33cm ..blinks well with the O III filter and showed a round, uniform disk 15" across at 310x.
Tom Polakis (1992)

44cm ..At 82x and O III filter appears as a very small but clearly nebulous round knot. Estimated magnitude is 14.
Steve Gottlieb

50cm ..At 175, 260x. a diffuse oval patch

20" in diameter, somewhat fainter than Hubble V. Responds well to the UHC filter. A modest elongation in P.A.

30 degrees.
Richard Jakiel

The central bar of the galaxy is easy to observe, but descriptions of structural details have been elusive. Broad, low contrast variations have been noted but little else have been recorded. Most of the galaxy's brightest stars are concentrated along the bar and there have been several convincing observations of partial resolution. Of the probable +100 hundred galaxy member stars brighter than magnitude 16.5, most are concentrated in the northern end of the bar (Hodge et al., 1991). Some interesting observations of resolution are given here:

25cm. "Many field stars are superimposed on an indefinite haze of faint stellarings near the threshold of vision.".
Luginbuhl and Skiff (1989)

30cm " The field is rich with faint stars particularly to the north"
Luginbuhl and Skiff (1989)

50cm At 175, 260x. Partial resolution into a swarm of faint stars of

15 magnitude and fainter these are mostly concentrated in the northern end of the central bar. Some obvious clumping visible, including OB Association Hodge 9 was visible as a diffuse patch with a few scattered

16 mag. stars.
Richard Jakiel

Concluding Remarks

Obviously, the key to detailed study of this elusive object is to maximize light gathering efficiency and higher magnification. Low magnification is all too often stressed and although it will reveal the general shape of the galaxy, small structures as the H II regions may be overlooked. Don't be afraid to use higher magnification on the order of 3 to 5x /cm or more! The galaxy may actually fade from view at higher magnifications. Generally, the small, higher surface brightness features will be better seen. Suggested minimum size for detailed study is at least 30 cm, and 40cm or more is recommended for partial resolution of the bar and OB associations.

Many of the fainter H II regions have yet to be observed (Table 4) along with the brighter OB associations. There are also four open clusters discovered by Hubble that have photometric magnitudes brighter than 17.5 (Hodge, 1977). These objects would make an interesting challenge for owners of very large telescopes, or those equipped with CCD setups. Even a modest telescope equipped with a good CCD can easily resolve this galaxy into stars making it practical for nova patrols to be conducted. So after hundred years of observation, Barnard's Galaxy remains an interesting challenge for amateurs and professionals alike.


Our Milky Way is warped

عرض أكبر. | Artist’s concept – said to be “slightly exaggerated” – of the real shape of our warped and twisted Milky Way galaxy. Image via Xiaodian Chen (NAO, CAS)/Science in Public .

We think of spiral galaxies as being flat. You often hear the disk of our galaxy described as “flat as a pancake.” The large spiral galaxy next door – the Andromeda galaxy – تبدو flat through a telescope. But nature can be intricate, and, this week (February 4, 2019), astronomers made a surprising announcement. They said our home galaxy, the Milky Way, isn’t flat. Instead it’s warped and twisted.

Astronomers from Macquarie University and the Chinese Academy of Sciences used 1,339 classical Cepheid variable stars for this study. They are stars that brighten and dim in a way that changes according to the stars’ true luminosities. Thus these stars have been used as classic distance indicators. The astronomers used data on these stars from the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). The work led them to create a 3D map of what they said is the “real” shape of our Milky Way. A paper describing this study was published February 4 in the peer-reviewed journal علم الفلك الطبيعي. The astronomers’ statement said:

They found the Milky Way’s disk of stars becomes increasingly ‘warped’ and twisted the further away the stars are from the galaxy’s center.

Astronomers don’t like to think of our Milky Way as being in any way “special.” But – from what’s known today – its twisted shape does give it a specialness, although not a uniqueness. Astronomers have observed a dozen other galaxies that showed similarly twisted spiral patterns in their outer regions.

So our Milky Way’s twists are rare, but not unobserved elsewhere in the universe.

Our Milky Way isn’t the only warped galaxy. This galaxy – labeled ESO 510-G13 – is an edge-on warped spiral galaxy. Similar to the Milky Way it has a pronounced warp in its gaseous disk and a less pronounced warp in its disk of stars. Image via NASA/Space Telescope Science Institute.

Finding out the Milky Way’s shape was not easy, these astronomers said. Their statement explained:

Trying to determine the real shape of our galaxy is like standing in a Sydney garden and trying to determine the shape of Australia. But, for the past 50 years there have been indications that the hydrogen clouds in the Milky Way are warped. The new map shows that the warped Milky Way disk also contains young stars. It confirms that the warped spiral pattern is caused by torque from the spinning of the Milky Way’s massive inner disk of stars.

Their statement also said:

From a great distance, our spiral galaxy would look like a thin disk of stars that orbits once every few hundred million years around its central region, where hundreds of billions of stars provide the gravitational ‘glue’ to hold it all together.

But this pull of gravity is much weaker in the galaxy’s far outer disk. There, the hydrogen atoms making up most of the Milky Way’s gas disk are no longer confined to a thin plane, instead they give the disk an S-like, or warped, appearance.

The researchers were able to determine our galaxy’s twisted appearance after they developed the first accurate three-dimensional picture of the Milky Way out to its far outer regions.

All of this raises a question. If, as these scientists believe, our galaxy’s massive inner disk is what likely causes the torque that creates the Milky Way’s warped spiral pattern – why aren’t most other spiral galaxies similarly torqued and warped?

Why don’t we see a lot of galaxies warped in this way?

3D distribution of the classical Cepheid variable stars in the Milky Way’s warped disk (red and blue points) centered on the location of the sun (shown as a large orange symbol). Image via Science in Public.

Bottom line: Astronomers from Macquarie University and the Chinese Academy of Sciences used 1,339 classical Cepheid variable stars to produce a 3D map of our galaxy. They say it’s the first accurate 3D map. It reveals our galaxy’s shape as warped and twisted.


Milky Way Galaxy is Slowly Increasing in Size, Study Suggests

Our Milky Way Galaxy, which is approximately 100,000 light-years in diameter, may be getting even bigger, according to a study by the Instituto de Astrofísica de Canarias and the Universidad de La Laguna.

This artist’s impression shows how the Milky Way Galaxy would look seen from almost edge on and from a very different perspective than we get from the Earth. The central bulge shows up as a peanut-shaped glowing ball of stars and the spiral arms and their associated dust clouds form a narrow band. Image credit: ESO / NASA / JPL-Caltech / M. Kornmesser / R. Hurt.

The Solar System is located in one of the arms in the disk of a barred spiral galaxy we call the Milky Way.

The Galaxy consists of several hundred billion stars, with huge amounts of gas and dust, all intermingled and interacting through the force of gravity.

The nature of this interaction determines the shape of a galaxy, which may be spiral, elliptical or irregular.

As a barred spiral galaxy, the Milky Way consists of a disk in which stars, dust, and gas lie mostly in a flat plane, with arms stretching out from a central bar.

In the Milky Way’s disk there are stars of many different ages.

Massive, hot, blue stars are very luminous and have a relatively short lifespan of millions of years, whereas lower mass stars eventually end up redder and much fainter and may live for hundreds of billions of years.

The younger short-lived stars are found in the disk of the Galaxy, where new stars continue to form, whereas older stars dominate in the bulge around the Galactic center and in the halo that surrounds the disk.

Some star-forming regions are found at the outer edge of the disk, and models of galaxy formation predict that the new stars will slowly increase the size of the Galaxy they reside in.

One problem in establishing the shape of the Milky Way is that we live inside it, so astronomers look at similar galaxies elsewhere as analogues for our own.

Astronomer Cristina Martínez-Lombilla and co-authors set out to establish whether Milky Way-like galaxies are really getting bigger, and if so what this means for our own Galaxy.

They used the ground-based SDSS telescope for optical data, and the two space telescopes GALEX and Spitzer for near-UV and near-IR data respectively, to look in detail at the colors and the motions of the stars at the end of the disk found in the other galaxies.

They measured the light in these regions, predominantly originating from young blue stars, and measured their vertical movement (up and down from the disk) of the stars to work out how long it will take them to move away from their birthplaces, and how their host galaxies were growing in size.

Based on this, they calculate that galaxies like the Milky Way are growing at around 500 m/sec.

“The Milky Way is pretty big already. But our work shows that at least the visible part of it is slowly increasing in size, as stars form on the galactic outskirts,” Martínez-Lombilla said.

“It won’t be quick, but if you could travel forward in time and look at the Galaxy in 3 billion years’ time it would be about 5% bigger than today.”

“This slow growth may be moot in the distant future. The Milky Way is predicted to collide with the neighboring Andromeda Galaxy in about 4 billion years, and the shape of both will then change radically as they merge.”

Martínez-Lombilla and colleagues presented their results yesterday at the European Week of Astronomy and Space Science (EWASS) in Liverpool, UK.

Cristina Martínez-Lombilla et al. Measuring disc growth in Milky Way-like galaxies. EWASS 2018, abstract # 982


الكون اليوم

REMINDER: – Universe Today will be hosting an interview with Dr. Dirk Schulze-Makuch, co-author of the research featured in this article, on Thursday October 15 th , 2020 at 8:30am PT. Click the video below to watch live or to see the recorded stream afterward

Out Earthing Earth

ج. NASA

If you said Hoth, that’s a good guess. But, it’s actually Earth depicted in one of two known “snowball” states. The entire planet’s surface was locked beneath glacial ice during the Cryogenian Period 650 million years ago and during the Huronian Glaciation 2 – 2.4 billion years ago.

How to See What’s on the Other Side of a Wormhole Without Actually Traveling Through it

Wormholes are incredibly fascinating objects, but also completely hypothetical. We simply don’t know if they can truly exist in our universe. But new theoretical insights are showing how we may be able to detect a wormhole – from a spray of high-energy particles emitted at the moment of its formation.

Black Holes Make Complex Gravitational-Wave Chirps as They Merge

Gravitational waves are produced by all moving masses, from the Earth’s wobble around the Sun to your motion as you go about your daily life. But at the moment, those gravitational waves are too small to be observed. Gravitational observatories such as LIGO and VIRGO can only see the strong gravitational waves produced by merging stellar-mass black holes.

The chirp of a gravitational merger is clear. Credit: LIGO/Caltech/MIT/University of Chicago (Ben Farr) Continue reading “Black Holes Make Complex Gravitational-Wave Chirps as They Merge”

The Moon is the Perfect Spot for SETI

In less than four years, NASA plans to land the first woman and the next man on the Moon as part of Project Artemis. This long-awaited return to the Moon is to be followed by the construction of the Lunar Gateway, the Artemis Base Camp, and a program of “sustainable lunar exploration.” The creation of an enduring human presence on the Moon will also create many opportunities for exciting scientific research.

For example, astronomers want to conduct radio astronomy on the far side of the Moon, where telescopes could probe the earliest period of the Universe free of terrestrial radio interference. Taking this a step further, a team of astronomers recently recommended that a radio telescope on the far side of the Moon (or in lunar orbit) could aid in another important area of research: the Search for Extraterrestrial Intelligence (SETI)!

Want the Fastest Solar Sail? Drop it Into the Sun First

In the coming decades, multiple space agencies plan to return astronauts to the Moon (or to send them there for the first time) and mount the first crewed missions to Mars. Between that and the explosive growth we are seeing in Low Earth Orbit (LEO), there is no doubt that we live in an era of renewed space exploration. It’s therefore understandable that old and new concepts for interstellar travel are also being considered these days.

Right now, a considerable focus is on light sails that generate their own propulsion by radiation pressure or are accelerated by lasers. These concepts present all kinds of technical and engineering challenges. Luckily, Coryn Bailer-Jones of the Max Planck Institute for Astronomy (MPIA) recently conducted a study where he argues for a “Sun Diver” light sail that will pick up all the speed it needs by diving close to the Sun.

Radio Astronomers are Worried About Mega-Constellations and the Square Kilometer Array

In the coming years, a number of next-generation observatories and arrays will become operational. These facilities will make major contributions to multiple fields of astronomy: exploring the mysteries of the early Universe, studying gravitational waves, determining the role of dark matter and dark energy in cosmic evolution, and directly image “Earth-like” exoplanets.

Unfortunately, this revolutionary development in astronomy may be going up against another major project: the creation of mega-constellations. Because of this, the SKA Organization (SKAO) – which oversees the international Square Kilometre Array (SKA) – is insisting that corrective measures be taken so satellites won’t interfere with its radio observations once it’s operational.

Just How Bad are Superflares to a Planet’s Habitability?

Star’s can be full of surprises some of them nasty. While our own Sun appears pretty placid, science has shown us that’s not the case. Coronal mass ejections and solar flares are the Sun’s angry side.

And the Sun has only a mild case of the flares, compared to some other stars.

Matter makes up exactly 31.5±1.3% of the Universe

Weighing the universe is a tricky task, but a team of astronomers have used a clever technique to measure how many galaxy clusters are in the cosmos, and from there come up with a total amount of matter. The answer: 31.5±1.3% of all the energy in the universe.

Simulation Helps Explain Saturn’s Mysterious Hexagon

A new study of the mysterious hexagon-shaped storm at Saturn’s north pole suggests this phenomenon is actually the result of activity occurring across the entire planet.

An Amazing Sky Mosaic Courtesy of Stellina…and a New Telescope from Vaonis

Check out this stunning new deep-sky panoramic, and a new light-weight ‘smartscope,’ courtesy of Vaonis.

Smartscopes are coming into their own as a viable and exciting new facet of amateur astronomy. We’ve recently reviewed Unistellar’s evScope, and Vaonis’s Stellina telescope. Both are compact, smartphone-controlled telescopes that put simple deep-sky imaging within the user’s grasp.

Now, Vaonis is upping their game. The company recently released a sneak peek at a new upgrade to Stellina’s capabilities, and a new Kickstarter for a compact, lightweight version of the telescope, known as Vespera.



انضم إلى 836 مستفيدًا! لا تشاهد أي إعلانات على هذا الموقع ، شاهد مقاطع الفيديو الخاصة بنا مبكرًا ، ومواد المكافآت الخاصة ، وغير ذلك الكثير. انضم إلينا على patreon.com/universetoday


What decides the shape of a galaxy? - الفلك

I have read most of the popularizations of physics and astronomy Hawkings, Weinberg, ect. The big bang is often explained using the image of a two dimensional universe (surface of a balloon) expanding in three dimensions. I read once that our universe is a "three dimension surface of a four dimensional balloon" or maybe orange, I don't recall for sure. Is this correct? I realize that 4 and up dimensional spaces can be described mathematically although we can't really imagine them. To the extent possible, I would like to know the "shape" of the universe.

Most astronomers would like to know the shape of the universe too! There are three general possibilities. First, like your balloon, the universe might have what we call positive curvature, like a sphere. In this case, which we call a "closed" universe, the universe would be finite in size but without a boundary, just like the balloon. In a closed universe, you could, in principle, fly a spaceship far enough in one direction and get back to where you started from. Closed universes are also closed in time: they eventually stop expanding, then contract in a "Big Crunch." All the geometry that is true on a sphere is also true in a closed universe: parallel lines eventually converge (e.g. longitude lines are parallel at the equator, but converge at the poles), large triangles have more than 180 degrees, etc.

The second possibility is that the universe is flat. This kind of universe you can imagine by cutting out a piece of your balloon material and stretching it with your hands. The surface of the material is flat, not curved, but you can expand and contract it by tugging on either end. Flat universes are infinite in spatial extent, and have no boundaries. Parallel lines are always parallel and triangles always have 180 degrees. Flat universes expand forever, but the expansion rate approaches zero.

Finally, the universe might be "open," or have negative curvature. Such universes are sort of saddle-shaped. They are also infinite and unbounded. Parellel lines eventually diverge, and triangles have less than 180 degrees. Open universes expand forever, with the expansion rate never approaching zero.

What determines the shape of the universe is its density (and the Cosmological Constant, a sort of anti-gravity force allowed by General Relativity). It is difficult to figure out what the density of the universe actually is, but it seems that the universe is probably flat.

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

عن المؤلف

Dave Kornreich

Dave was the founder of Ask an Astronomer. He got his PhD from Cornell in 2001 and is now an assistant professor in the Department of Physics and Physical Science at Humboldt State University in California. There he runs his own version of Ask the Astronomer. He also helps us out with the odd cosmology question.


Does space have a shape?

The three main models of the universe are based on curvature: zero curvature, positive curvature و negative curvature.

A zero curvature would mean that the universe is a مستوي أو Euclidean universe (Euclidean geometry deals with non-curved surfaces). Imagine space as a two dimensional structure -- a Euclidian universe would look like a flat plane. Parallel lines are only possible on a flat plane. In a flat universe, there is just enough matter so that the universe expands indefinitely without reversing into a collapse, though the rate of expansion decreases over time.

If the universe has a positive curvature, it’s a closed universe. A two-dimensional model of such a universe would look like a sphere. It’s impossible to have parallel geodesics (straight lines on a curved surface) -- the two lines will cross at some point. In a closed universe, there is enough matter to reverse expansion. Eventually, such a universe will collapse on itself. A closed universe is a finite universe -- it will only expand to a certain size before collapsing.

Negative curvature is a little trickier to visualize. The most common description is a saddle. In a negative curvature model, two lines that would be parallel on a flat plane will extend away from each other. Cosmologists call negative curvature models of the universe open universes. In these universes, there’s not enough matter to reverse or slow expansion, and so the universe continues to expand indefinitely.

Does this mean space is shaped like a flat plane, a sphere or a saddle? ليس بالضرورة. Remember that space-time is measured in four dimensions, which reduces the usefulness of two-dimensional examples. And there are many competing theories about what the ultimate shape of the universe actually is.

One possible shape is the triple torus. At first glance, the triple torus appears to be an ordinary cube. But each face of the cube is glued to the face on the opposite side. Imagine that you’re in a spaceship that’s flying inside a large cube. You head toward the top of the cube. You wouldn’t smash yourself flat once you made contact. Instead, you’d appear in a corresponding spot at the base of the cube. In other words, you’ve gone up through the top and came back in through the bottom. If you traveled far enough in any direction, you’d eventually come back to where you started. This isn’t that foreign of a concept, since on Earth if you travel in a straight line, you’ll eventually come back to your starting point. You’ll just be very tired.

Another shape is the Poincaré dodecahedral spherical shape. A dodecahedron is a 12-sided object. The Poincaré variation has surfaces that curve outward slightly. What’s puzzling is that the projected size of this universe is smaller than the area we can actually observe. In other words, our visibility exceeds the boundaries of the universe. No problem, say the cosmologists. When you look at a distant galaxy that would seem to lie beyond the boundaries of space, you’re actually experiencing the wrap around effect described above. The galaxy in question would really be behind you, but you’re looking through one face of the dodecahedron as if it were a window. If you could see far enough, you’d be looking at the back of your own head.

Dizzy yet? There are many other theoretical shapes the universe could take, but most don’t fit the evidence we have so far. What is that evidence, and how do we gather it? Find out in the next section.

Think you know all there is to know about the universe? Test your knowledge with our Hole in the Universe Quiz.


Spiral Galaxies

The most common type of galaxy is called a "spiral galaxy." Not surprisingly, spiral galaxies look like spirals, with long arms winding toward a bright bulge at the center. But be careful - if you looked at a spiral galaxy from the side, you could mistake its shape for a circle, and so you'd have to use other criteria to learn it was a spiral.

If you can clearly see the spiral shape, the galaxy is called a "face-on spiral." If you instead see the galaxy from the side, it is called an "edge-on spiral." You can recognize edge-on spiral galaxies because you can see their bright central bulges. Face-on and edge-on spiral galaxies aren't really any different they only look different because of the angle from which you see them.

Some spiral galaxies have arms that are wound tightly, while other galaxies have very loosely-wound arms. The difference between tightly and loosely wound spirals is a genuine difference between the galaxies, and can be used to classify spirals.

About 77% of the observed galaxies in the universe are spiral galaxies. Our own galaxy, the Milky Way, is a typical spiral galaxy. The images below show three other good examples.

Three contrasting spiral galaxies:
a face-on spiral galaxy with tightly wound arms (left), a face-on spiral galaxy with very loose arms (center) and an edge-on spiral galaxy (right)

Some spiral galaxies have a bright line, or bar, running through them. These are called "barred spiral galaxies." The image below shows a barred spiral galaxy. Galaxies without a bar are simply called "spiral galaxies."

NGC 3559, a barred spiral
Image courtesy Steve Kent

Spiral galaxies are further classified by how tightly their spiral arms are wound. A galaxy with very tightly wound arms, such the left galaxy in the list above, would be called "type a." galaxy A "type b" galaxy has more loosely wound arms. A "type c" galaxy (such as the middle one above) has very loosely wound arms. What type do you think the barred spiral to the right would be?

The arms of a spiral galaxy have lots of gas and dust, and they are often areas where new stars are constantly forming. The bulge of a spiral galaxy is composed primarily of old, red stars. Very little star formation goes on in the bulge.

The table below shows the abbreviations that are used for spiral galaxy types.


شاهد الفيديو: SpongeBob. Nickelodeon Arabia. سبونج بوب. لعبة التقليد (سبتمبر 2022).


تعليقات:

  1. Amnon

    يا له من موضوع رائع

  2. Vudozragore

    ما هي الكلمات ... رائعة

  3. Andwyrdan

    لديك بالفعل ، وشهدت بالفعل انتظرت وقتا طويلا

  4. Cuuladh

    رايكم هذا رايكم

  5. Kazisho

    نعم إنه الخيال

  6. Manzo

    واحد ونفسه...

  7. Sahak

    عذرًا لذلك أتدخل ... لكن هذا الموضوع قريب جدًا مني. يمكنني المساعدة في الإجابة.



اكتب رسالة