الفلك

لماذا يستخدم الحرف * z * عادة للإشارة إلى الانزياح الأحمر؟

لماذا يستخدم الحرف * z * عادة للإشارة إلى الانزياح الأحمر؟


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.

ما هي الأحداث التي أدت إلى القبول العالمي تقريبًا للرسالة "ض"كدلالة على الانزياح الأحمر؟ ما الذي ترمز إليه الرسالة أصلاً؟


من المحتمل أن يأتي شخص ما بإجابة أفضل ، ولكن المثال الأول الذي يمكنني العثور عليه لاستخدام حرف "z" بشكل صريح للانزياح نحو الأحمر هو مقالة William de Sitter لعام 1934.

إنني أميل إلى الاعتقاد بأن هذا هو أحد الاستخدامات المبكرة إن لم يكن الاستخدام الأول ، وبالتأكيد بالنظر إلى كتاب دي سيتر لعام 1933 حيث لمس هذا لفترة وجيزة ، فهو لا يستخدم الحرف "z". ومع ذلك ، فقد استخدم حرف "z" في ورقة بحثية عام 1930 لتمثيل النسبة بين نصف قطر الكون ونصف القطر الأولي ، والتي في هذا السياق هي في الواقع نفس الكمية مثل 1 + z ولهذا السبب كان يستخدم "z" في ورقته المنشورة عام 1934.

إذا اضطررت إلى المخاطرة بتخمين ، فلا يوجد سبب محدد لاختيار "z" للانزياح الأحمر ، فقد كان مجرد حرف مناسب لاستخدامه للمتغير.


Big-Bang Bunk (والثقوب السوداء)

باختصار ، فكرة الانفجار العظيم لديه التاريخ التالي:

منذ بداية الحضارة الإنسانية ، لطالما تساءل الناس عن أصل وجودهم وخلق الكون. من أين أتى كل هذا؟ كيف تم إنشاؤها؟ هذه هي الأسئلة التي ابتليت بها المجتمعات القديمة ، وما زالت تحير العلماء حتى يومنا هذا. علم الكونيات ، وهو دراسة بنية الكون وتطوره على نطاق واسع ، هو فرع العلم الذي تطور من هذه الأسئلة.
& hellip
تفترض نظرية الانفجار العظيم في علم الكونيات أن الكون بدأ من حالة فريدة من الكثافة اللانهائية. كما يعرّف جوزيف سيلك نظرية الانفجار العظيم ، فهي نموذج للكون بدأ فيه الزمكان بتفرد مبدئي ، ثم يتوسع لاحقًا. تم تضمينه لأول مرة في حل Alexander Friedmann & rsquos الكامل لمعادلات ألبرت أينشتاين ورسكووس ، في عام 1922 [بالإشارة إلى نظرية أينشتاين ورسكووس للنسبية العامة ، التي نُشرت حوالي عام 1915 ، والتي تدعي أن الفضاء منحني]. في عام 1927 ، استخدم جورج لوميتر المعادلات لابتكار نظرية كونية تضم مفهوم أن الكون كان يتوسع من لحظة انفجارية للخلق.
& hellip
صاغ عالم الفيزياء النووية الأمريكي جورج جامو مصطلح & lsquo Big Bang & rsquo لهذه النظريات في عام 1946.
& hellip
وفقًا لنظرية الانفجار العظيم ، بدأ الكون بانفجار كبير واحد حدث منذ حوالي 15 إلى 20 مليار سنة. نشير الآن إلى هذا الانفجار الذي بدأ الكون ، باسم الانفجار العظيم ، ومن هذه النظرية يمكننا دراسة تطور الكون ، من أجزاء من الثانية من الخلق ، إلى تكوين المجرات ، ومن التكوين. من الكواكب ، لوجود الحياة على الأرض. نظرًا لأنه يمكن تفسير جميع الظواهر الفلكية تقريبًا بالكامل في سياق الانفجار العظيم ، أو إن لم يكن بالكامل ، يمكن تفسيرها بدرجة أكبر من أي نموذج آخر ، فقد أصبح هذا النموذج للكون الأكثر قبولًا على نطاق واسع حتى هذه النقطة. [1]

الجملة الأخيرة في الاقتباس أعلاه مثيرة للاهتمام ، كمثال على مدى سهولة خداع المرء للاعتقاد بميثولوجيا التأسيس و rsquos. لفهم الافتراضات غير المعلنة في الجملة الأخيرة ، أضفت بعض الملاحظات: & ldquo لأن معظم الظواهر الفلكية [التي تم إخبارنا عنها في مصادر المعلومات المتوفرة لدينا] يمكن شرحها بالكامل في سياق الانفجار العظيم [وفقًا لتلك مصادر المعلومات نفسها ، لأننا ، مثل معظم الناس ، لسنا في وضع يسمح لنا بتناقض أي من هذه الادعاءات ، بخلاف الاستشهاد بالسلطات المخالفة ، إن وجدت] ، أو إذا لم يكن الأمر كذلك تمامًا ، فيمكن تفسيرها بدرجة أكبر من أي شيء آخر نموذج [مرة أخرى ، وفقًا لمصادر المعلومات نفسها] ، أصبح هذا النموذج للكون هو الأكثر قبولًا على نطاق واسع حتى هذه النقطة [نفترض أن الانفجار العظيم صحيح ، كما تعلمنا ، لذلك نفترض أن صحته هي السبب لقبوله على نطاق واسع]. & rdquo
إليكم مشكلة المعرفة الأساسية التي يواجهها جميع الناس:

أنت لا تعرف ما لا تعرفه

إن مفتاح تضليل الناس بشأن معتقد معين هو التحكم في تدفق بيانات المراقبة ذات الصلة بهذا الاعتقاد. لتعزيز اعتقاد معين ، قم بفحص أي بيانات رصدية تتعارض مع هذا الاعتقاد ، وفي الوقت نفسه ، قدم فقط بيانات الملاحظة التي تدعم هذا الاعتقاد (إذا كان الاعتقاد خاطئًا ، فقم بتلفيق أو تشويه أو تحريف بيانات الملاحظة ، حسب الحاجة. ). طالما أن الشخص على دراية فقط ببيانات الملاحظة التي تدعم الاعتقاد المعطى ، فإن ذلك الشخص وعقله ، من خلال قدراته التحليلية ، سيجد أن هذا الاعتقاد مدعوم ومعقول.
فيما يتعلق بعقيدة الانفجار العظيم ، هل تم حجب أي بيانات رصدية ذات صلة عن الجمهور الذي يعيش في أمريكا ، وفي المقاطعات الإمبراطورية الأمريكية حول العالم؟ الجواب مؤكد نعم. سلطتي في هذا الموضوع هي هالتون آرب (مواليد 1927) ، وهو عالم فلك محترف منذ حصوله على درجة الدكتوراه في عام 1953 (كان يعمل في مرصد جبل بالومار لمدة 29 عامًا ، ومنذ عام 1983 ، يعمل في فريق ماكس بلانك معهد الفيزياء والفيزياء الفلكية بألمانيا). [2]


تعمل "عدسات" الجاذبية العملاقة على تكبير المجرات البعيدة

يوضح هذا الرسم البياني ظاهرة كونية تُعرف باسم عدسة الجاذبية ، حيث تتشوه مجرة ​​قريبة ، ولكنها أيضًا تكبر مجرة ​​ثانية أبعد في الخلفية ، مما يجعلها تبدو أكثر إشراقًا وأسهل في الدراسة. الائتمان: زينة ديريتسكي ، مؤسسة العلوم الوطنية

تقدم فرصة اصطفاف المجرات ، الذي تم رصده مؤخرًا بواسطة مرصد فضائي ، فرصة مثالية لدراسة مجرات تشكل النجوم على بعد مليارات السنين الضوئية.

لعقود من الزمان ، استخدم علماء الفلك مفهوم أينشتاين لـ "عدسة الجاذبية" لدراسة الصور المكبرة للأجسام البعيدة. يحدث تأثير العدسة عندما يقع جسم ضخم ، مثل المجرة ، بالضبط بين كائن آخر ومراقب.

نظرًا لأن المجرة التي أمامها ضخمة جدًا ، فإن جاذبيتها القوية تعمل على انحناء الضوء القادم من خلفها ، مما يخلق صورًا مشوهة للمجرة الخلفية.

في بعض الأحيان ، تكون الصورة ملتوية لدرجة أنها تظهر كحلقة أو قوس حول المجرة الأمامية. وفي أحيان أخرى تكون النتيجة صورًا متكررة لمجرة الخلفية ، على غرار ما يحدث عند النظر في مرآة بيت المرح. ولكن في جميع الحالات ، يتم تكبير الصور المشوهة ، مما يجعل المجرات الخلفية تبدو أكثر إشراقًا وبالتالي يسهل دراستها.

يحتوي الكون على مليارات المجرات ، لكن الحصول على فرصة المحاذاة التي تنتج عدسة الجاذبية هو شيء مثل العثور على إبرة في كومة القش. يجب على العلماء فحص كميات كبيرة من البيانات لاكتشاف بعض الاحتمالات فقط ، ثم دراسة هذه الاحتمالات بشكل أكبر للتحقق من وقوع حدث العدسة.

قال أسانتا كوراي ، أستاذ الفيزياء وعلم الفلك في جامعة كاليفورنيا في إيرفين: "منذ عام 1978 تقريبًا ، اكتشف علماء الفلك حوالي 200 حدث عدسات جاذبية ، لكن ذلك تضمن بحثًا بطيئًا للغاية من خلال الكثير والكثير من البيانات". تعاون هو وعشرات العلماء الآخرين من جميع أنحاء العالم في مشروع حديث لتسريع العملية.

باستخدام البيانات التي تم جمعها بواسطة Herschel Astrophysical Terahertz Large Area Survey (Herschel & # 8209ATLAS) ، أظهر فريق الباحثين طريقة للعثور بسرعة وسهولة على أحداث عدسات جاذبية قوية بكفاءة تقترب من 100٪.

هيرشل هي بعثة تابعة لوكالة الفضاء الأوروبية (ESA) بمشاركة كبيرة من وكالة ناسا. تم إطلاقه في مايو من عام 2009 ، ويدور الآن على نقطة بعيدة على بعد 1.5 مليون كيلومتر (930.000 ميل) من الأرض على الجانب الآخر من كوكبنا من الشمس.

تُظهر هذه الصورة المركبة مجرة ​​مشوهة ومكبرة اكتشفها مرصد هيرشل الفضائي ، وهي واحدة من خمس مجرات من هذا القبيل اكتشفها تلسكوب الأشعة تحت الحمراء. الائتمان: ESA / NASA / JPL-Caltech / Keck / SMA

نظرًا لأن مرآة Herschel هي أكبر مرآة فلكية تم إطلاقها في الفضاء (3.5 متر ، أو حوالي 11.5 قدمًا) ، فيمكنها التقاط أدق الصور حتى الآن عند الأطوال الموجية التي تكتشفها.

قال كوراي ، وهو الآن الباحث الرئيسي في وكالة ناسا الأمريكية (ناسا) لهيرشل-أطلس: "يهدف هيرشل-أطلس إلى فهم كيفية تشكل النجوم داخل المجرات وإلقاء بعض الضوء على التاريخ الماضي لنمو المجرات". يتم دعم Cooray من خلال جائزة CAREER من مؤسسة العلوم الوطنية (NSF).

مصانع النجوم الباردة المغبرة

قال كوراي: "يعتقد علماء الفلك أن معظم المجرات تمر بمرحلة سريعة من تكون النجوم حيث تولد مئات إلى آلاف النجوم داخل مجرة ​​على مدار عام ، مع استمرار هذا النشاط على مدى فترة إجمالية تتراوح من بضعة ملايين إلى عدة ملايين من السنين".

وقال إن "هذه المرحلة تشمل النجوم التي تكونت في سحب يكسوها الغبار". "لسوء الحظ ، تغفل المراصد الأرضية والفضائية الموجودة معظم هذه الصورة لأنها تعمل بأطوال موجية بصرية ولا يمكن للضوء البصري اختراق سحب الغبار لرؤية النجوم الفتية في الداخل."

رؤية الضوء (تحت المليمتر)

على الرغم من أن المجرة الخلفية خلف عدسة الجاذبية لا يمكن رؤيتها في كثير من الأحيان بواسطة تلسكوبات الضوء المرئي ، إلا أن هذه الأجسام القديمة لا تزال تتوهج بطاقة مشعة في ما يسمى بمدى أطوال موجات ما دون المليمتر من الضوء من حوالي 0.3 مليمتر إلى 1 مليمتر. تم تصميم مرصد هيرشل خصيصًا لاكتشاف الطاقة في أطوال موجات ما دون المليمتر ، بين مناطق الموجات الدقيقة والأشعة تحت الحمراء البعيدة من الطيف الكهرومغناطيسي.

في مقال حديث في المجلة علموصف كوراي وبقية الفريق كيف استخدموا البيانات من مسح Herschel-ATLAS ، جنبًا إلى جنب مع الأدوات في العديد من المراصد الأرضية في جميع أنحاء العالم ، للبحث عن مصانع النجوم الخافتة هذه وتحديدها.

باستخدام الخرائط التي رسمها هيرشل ، اختار الباحثون خمسة عدسات جاذبية "مرشحة". كانت هذه أكثر النقاط سطوعًا التي يمكن أن يجدوها في صور الموجات دون المليمترية الملتقطة لجزء صغير واحد فقط من الكون.

"لإثبات أن هذه المجرات الساطعة هي بالفعل محاذاة عدسية لمجرة باهتة أكثر بعدًا مكبرة بواسطة مجرة ​​ضخمة متداخلة ، احتجنا إلى تحديد المسافات إلى كل من مجرة ​​الخلفية التي شوهدت في هيرشل والمجرة الأمامية التي شوهدت في الصور الضوئية على طول السماء نفسها الاتجاهات ، "قال كوراي.

لحساب هذه المسافات ، قاموا باختبار كل مرشح للانزياح الأحمر.

تحول في الاتجاه الأحمر

يحدث الانزياح الأحمر بسبب توسع الفضاء مع تقدم عمر الكون. كلما ابتعد الجسم ، زادت أطوال موجاته. نظرًا لأن الضوء الأحمر له أطوال موجية أطول من الضوء المرئي الآخر ، فإن هذه الظاهرة تسمى الانزياح الأحمر.

لقياس الانزياح الأحمر للمجرات ، ساهمت NSF في دعم اثنين من الأدوات الهامة: Z-Spec ، الموجود في مرصد Caltech لمقياس ما بعد المليمتر (CSO) ، على قمة Mauna Kea في هاواي ، و Zpectrometer ، في المرصد الراديوي الوطني لعلم الفلك الأخضر. تلسكوب البنك (GBT) في ولاية فرجينيا الغربية.

وفقًا لأندرو هاريس ، الأستاذ في قسم علم الفلك بجامعة ميريلاند ، تم تسمية الأداتين على اسم الحرف & # 145z ، "والذي يستخدم في الفيزياء الفلكية كرمز للانزياح الأحمر. هاريس هو الباحث الرئيسي في Zpectrometer ، في GBT .

قال هاريس: "كان الهدف من هذا المشروع هو بناء آلة الانزياح الأحمر رقم 145 التي يمكنها العثور على الانزياح الأحمر للمجرات البعيدة مع القليل جدًا من المعلومات الإضافية". ثم يمكننا استخدام المعلومات من الأطياف لفهم الوسائط البينجمية للمجرات.

بصمات المجرة

يقيس كل من Z-Spec و Zpectrometer الخطوط الطيفية للإشعاع الوارد. الخطوط الطيفية هي أنماط من الخطوط الفاتحة أو المظلمة تظهر عند أطوال موجية محددة لذرات أو جزيئات معينة. يمكن استخدام هذه الخطوط كتوقيع أو بصمة لتحديد أنواع الغازات الموجودة في المجرة التي يتم قياسها.

تقيس الأدوات الانزياح الأحمر عن طريق قياس التغير في الطول الموجي لهذه الخطوط الطيفية الناتجة عن تمدد الكون. مسافة أكبر تعني انزياحًا أحمر أكبر.

قال جيمس أغيري ، الأستاذ في جامعة بنسلفانيا والمحقق الأساسي في Z-Spec في CSO: "بالطبع ، لقياس التغير في الطول الموجي ، يجب أن تعرف أولاً الطول الموجي الأصلي". "هذا يساعد بشكل كبير إذا تمكنا من تحديد خط انبعاث معروف هويته ، والذي نعرف طول موجة الانبعاث عند الراحة من القياسات المختبرية."

نظرًا لوفرة أول أكسيد الكربون (CO) في المجرات البعيدة ، يستخدمه العلماء كـ "بصمة" لحساب الانزياح الأحمر للمجرة.

قال أغيري: "يمكنك التفكير في الخطوط الطيفية لثاني أكسيد الكربون على أنها علامة على مسطرة تمتد اعتمادًا على مسافة المجرة". "قياس مقدار التمدد يعطي انزياح أحمر."

قال كوراي: "كلما زاد الانزياح نحو الأحمر كلما ابتعدت المجرة". "المجرات التي وجدناها في انزياح أحمر حوالي 3 ، وهو ما يتوافق تقريبًا مع عمر الكون حوالي 2 إلى 3 مليارات سنة - أي حوالي 11 مليار سنة من الماضي من اليوم."

لاحظ Aguirre وفريق Z-Spec في مرصد Caltech للمقاييس الفرعية ثلاثة من العدسات الخمسة المرشحة واكتشفوا انزياحات حمراء كانت أعلى من الانزياحات الحمراء وغير متسقة مع الانزياح الأحمر المشتق من التحليل الطيفي البصري للمجرة المرئية الأمامية.

قال أغيري: "لقد أظهرت Z-Spec تحديدًا أن مجرات Herschel-ATLAS الثلاث في انزياح أحمر مرتفع". "مع هذه الحقيقة ، تمكن باحثون آخرون من تأكيد أن المجرات الأكثر سطوعًا في المسح يتم عرضها بعدسة الجاذبية."

في غضون ذلك ، تمكن فريق Zpectrometer في Green Bank Telescope من تأكيد مسافة إحدى المجرات الخمس بشكل مستقل ، وقياس مسافة مجرة ​​أخرى.

قال كوراي: "لقد أظهرنا أن المجرات الخمس الساطعة التي رآها هيرشل مُعَدَّسة ، وهذا ليس صحيحًا على سبيل المثال عندما ننظر إلى الصور البصرية للسماء". بدون هيرشل ، كانت أحداث العدسة هذه قد ضاعت تمامًا.

فهم النجوم

وقال كوراي: "بالنظر إلى أننا وجدنا خمس مجرات ذات عدسة عدسة بسهولة مع تغطية 2٪ فقط من خريطتنا النهائية ، فإن التوقعات هي أننا سنجد مئات الأحداث المماثلة مع هيرشل".

ومع هذه العدسات المتعددة ، يأمل العلماء في التعمق أكثر في الماضي ، من أجل فهم أفضل لتاريخ الكون المبكر.

قال هاريس: "المجرات الكبيرة في هذه الحقبة المبكرة غير متوقعة بسبب نموذجنا الحالي للتجمع الكتلي في الكون ، لذا فإن إيجاد وشرح وجود مجرات شابة ضخمة جدًا يوفر قيودًا صارمة على النماذج التي تدفعنا إلى فهمنا."


انفجار شعاع جاما وتأثيرات اختيار الانزياح الأحمر: تأثير منحنى التعلم في العمل

  • APA
  • مؤلف
  • BIBTEX
  • هارفارد
  • اساسي
  • RIS
  • فانكوفر

مخرجات البحث: مساهمة في المجلة ›مقال

T1 - تأثيرات التوهج البصري لانفجار أشعة جاما والانزياح الأحمر: تأثير منحنى التعلم في العمل

N2 - أظهرنا كيف تتغير توزيعات الشفق البصري (OA) والانزياح الأحمر في انفجار أشعة غاما المرصودة (GRB) بمرور الوقت من تأثيرات الاختيار. بالنسبة لمجموعة فرعية من Swift التي أطلقت رشقات نارية طويلة الأمد ، نظهر أن متوسط ​​الوقت المستغرق لاكتساب انزياح أحمر طيفي لـ GRB OA قد تطور إلى أوقات أقصر. نحدد ارتباطًا قويًا بين متوسط ​​الوقت المستغرق للحصول على انزياح أحمر طيفي والانزياح الأحمر المقاس. يكشف هذا الارتباط أن أوقات الاستجابة الأقصر تفضل رشقات الانزياح الأحمر الأصغر. هذا دليل مقنع على تأثير الاختيار الذي يحيز أوقات الاستجابة الأطول مع رشقات الانزياح الأحمر العالية السطوع نسبيًا. على العكس من ذلك ، بالنسبة لأوقات الاستجابة الأقصر ، فإن الدفقات الخافتة بصريًا الأقرب نسبيًا تكون ساطعة بدرجة كافية للحصول على الانزياح الأحمر الطيفي. يمكن أن يفسر تأثير الاختيار هذا سبب تطور متوسط ​​الانزياح نحو الأحمر ، 〈z〉 ≈ 2.8 الذي تم قياسه في عام 2005 ، إلى 〈z〉 ≈ 2 بحلول منتصف عام 2008. يوفر فهم تأثيرات الاختيار هذه أداة مهمة لفصل مساهمات الدفقات الخافتة جوهريًا ، تلك تحجبه غبار المجرة المضيفة ورشقات نارية لم تُرى في البصريات لأن مناطقها OAs تُلاحظ في أوقات متأخرة. تسلط الدراسة الضوء على أهمية تلسكوبات الاستجابة السريعة القادرة على التحليل الطيفي ، وتحدد تأثيرًا جديدًا لاختيار الانزياح الأحمر لم يتم اعتباره سابقًا ، وهو وقت الاستجابة لقياس الانزياح الأحمر.

AB - أظهرنا كيف أن توهج الشفق البصري (OA) والانزياح الأحمر للانفجار المرصود لأشعة غاما تتغير بمرور الوقت من تأثيرات الاختيار. بالنسبة لمجموعة فرعية من Swift التي أطلقت رشقات نارية طويلة الأمد ، نظهر أن متوسط ​​الوقت المستغرق لاكتساب انزياح أحمر طيفي لـ GRB OA قد تطور إلى أوقات أقصر. نحدد ارتباطًا قويًا بين متوسط ​​الوقت المستغرق للحصول على انزياح أحمر طيفي والانزياح الأحمر المقاس. يكشف هذا الارتباط أن أوقات الاستجابة الأقصر تفضل رشقات الانزياح الأحمر الأصغر. هذا دليل مقنع على تأثير الاختيار الذي يحيز أوقات الاستجابة الأطول مع رشقات الانزياح الأحمر العالية السطوع نسبيًا. على العكس من ذلك ، بالنسبة لأوقات الاستجابة الأقصر ، فإن الدفقات الخافتة بصريًا الأقرب نسبيًا تكون ساطعة بدرجة كافية للحصول على الانزياح الأحمر الطيفي. يمكن أن يفسر تأثير الاختيار هذا سبب تطور متوسط ​​الانزياح نحو الأحمر ، 〈z〉 ≈ 2.8 الذي تم قياسه في عام 2005 ، إلى 〈z〉 ≈ 2 بحلول منتصف عام 2008. يوفر فهم تأثيرات الاختيار هذه أداة مهمة لفصل مساهمات الدفقات الخافتة جوهريًا ، تلك تحجبه غبار المجرة المضيفة ورشقات نارية لم تُرى في البصريات لأن مناطقها OAs تُلاحظ في أوقات متأخرة. تسلط الدراسة الضوء على أهمية تلسكوبات الاستجابة السريعة القادرة على التحليل الطيفي ، وتحدد تأثيرًا جديدًا لاختيار الانزياح الأحمر لم يتم اعتباره سابقًا ، وهو وقت الاستجابة لقياس الانزياح الأحمر.


اكتشف علماء الفلك 16 كوازارًا جديدًا عالي الانزياح إلى الأحمر

المسار اللوني للكوازار عند z = 5 إلى 6 (النقاط والخط الأحمر) بخطوة ∆z = 0.1 ، تم إنشاؤها عن طريق حساب الألوان المتوسطة للكوازارات المحاكاة في كل صندوق انزياح أحمر. تُظهِر المخططات موضع الأقزام M ، من النوع المبكر إلى النوع المتأخر. تشير ملامح السماوي إلى أقزام M1-M3 ، وتشير الخطوط البرتقالية إلى أقزام M4-M6 بينما تشير الخطوط الأرجوانية إلى أقزام M7-M9. من الواضح أن الكوازارات z ∼ 5.5 ملوثة بشكل خطير بأقزام من النوع M. الائتمان: Yang et al. ، 2017.

(Phys.org) - باستخدام تقنية جديدة لاختيار اللون ، اكتشف علماء الفلك 16 كوازارًا جديدًا مضيئًا عالي الانزياح إلى الأحمر. قد يكون الاكتشاف مهمًا جدًا لفهم الكون المبكر ، حيث توفر الأجسام شبه النجمية ذات الانزياح الأحمر العالي أدلة أساسية على تطور الوسط بين المجرات وتطور الكوازارات والنمو المبكر للثقب الأسود فائق الكتلة. تم عرض النتائج في ورقة نُشرت في 10 مارس في مستودع arXiv قبل الطباعة.

من الصعب جدًا العثور على الكوازارات ذات الانزياح الأحمر العالي (عند انزياح أحمر أعلى من 5.0) باستخدام تحديدات الألوان التقليدية. هذا بسبب كثافتها المكانية المنخفضة والملوثات العالية من الأقزام الباردة. من بين أكثر من 300000 من الكوازارات التي تم اكتشافها حتى الآن ، 290 منها فقط في انزياح أحمر أعلى من 5.0. يهتم المجتمع العلمي بشكل خاص بالكوازارات ذات الانزياح الأحمر العالي عند انزياح أحمر بين 5.3 و 5.7 ، نظرًا لألوانها البصرية ، والتي تشبه ألوان النجوم المتأخرة. تم العثور على حوالي 30 قطعة فقط من هذا القبيل حتى الآن.

بهدف سد هذه الفجوة في الكوازارات المعروفة عند الانزياح الأحمر والتي تتراوح من 5.3 إلى 5.7 ، طور فريق من علماء الفلك بقيادة جيني يانغ من جامعة بكين في بكين ، الصين ، تقنية جديدة لاختيار الألوان البصرية / بالأشعة تحت الحمراء. تعتمد الطريقة على البيانات الضوئية الضوئية والأشعة تحت الحمراء القريبة والمتوسطة من الأشعة تحت الحمراء من Sloan Digital Sky Survey (SDSS) ومسوحات UKIRT InfraRed Deep Sky - مسح مساحة كبيرة (ULAS) ومسح VISTA لنصف الكرة (VHS) ومسح الأشعة تحت الحمراء واسع النطاق التابع لناسا إكسبلورر (وايز).

أثبتت هذه الطريقة قيمتها حيث تمكن الباحثون من العثور على 16 كوازارًا جديدًا مضيئًا عالي الانزياح نحو الأحمر عند انزياح أحمر ضمن النطاق المطلوب. تم تنفيذ الملاحظات بين أكتوبر 2014 ونوفمبر 2015.

"في هذه الورقة ، نُبلغ عن النتائج الأولية من بحث جديد يركز على اختيار z

5.5 كوازارات ".

من بين الأجسام شبه النجمية المكتشفة حديثًا ، فإن J113414.23 + 082853.3 هو الأكثر انزياحًا باللون الأحمر - عند 5.69. يُظهر هذا الكوازار أيضًا انبعاث ألفا ليمان القوي ومزود امتصاص متوسط ​​قوي بين المجرات لخط ليمان ألفا.

وجد الباحثون كوازارًا جديدًا مثيرًا للاهتمام وهو J152712.86 + 064121.9 (عند 5.57). إنه كوازار ذو خط ضعيف مع خط انبعاث ليمان ألفا ضعيف للغاية ولا توجد ميزات انبعاث واضحة أخرى. ومع ذلك ، كشف الفريق أن انزياحها الأحمر قد تم قياسه من خلال مطابقة الاستمرارية مع القالب ، وبالتالي ، فإن عدم اليقين في الانزياح الأحمر أكبر قليلاً من غيره.

يؤكد العلماء على أهمية أبحاثهم ، مشيرين إلى أنه يمكن أن يساعدنا على فهم أفضل لتطور الكوازارات عند الانزياح الأحمر من 5.0 إلى 6.0 ، خلال حقبة ما بعد إعادة التأين.

"الظروف المادية للوسط بين المجرات بعد إعادة التأين ، في z

يوفر الشكل 5-6 الشروط الحدودية الأساسية لنماذج إعادة التأين ، مثل تطور درجة الحرارة بين المجرات ، والفوتون يعني المسار الحر ، والمعدنية وتأثير إعادة تأين الهيليوم. إنهم يضعون قيودًا قوية على طوبولوجيا إعادة التأين وكذلك على مصادر إعادة التأين والتغذية المرتدة الكيميائية من قبل سكان المجرات في وقت مبكر "، تقرأ الورقة.

يخطط الفريق الآن لنشر ورقة أخرى يتم فيها تقديم عينة أوسع من الكوازارات ذات الانزياح الأحمر العالي. ستشمل هذه الدراسة أيضًا بيانات من UKIRT Hemisphere Survey (UHS) و Pan-STARRS PS1 Survey و VLT Survey Telescope (VST) ATLAS.

5.5 الكوازارات: ملء فجوة الانزياح الأحمر لاختيار ألوان الكوازار ، arXiv: 1703.03526 [astro-ph.GA] arxiv.org/abs/1703.03526

الملخص
نقدم النتائج الأولية من المسح المنهجي الأول للكوازارات المضيئة z∼5.5. النجوم الزائفة عند z∼ 5.5 ، حقبة ما بعد إعادة التأين ، هي أدوات حاسمة لاستكشاف تطور الوسط بين المجرات وتطور الكوازارات والنمو المبكر للثقب الأسود الهائل. ومع ذلك ، فقد كان من الصعب للغاية اختيار الكوازارات عند الانزياح الأحمر 5.3 ≤z≤ 5.7 باستخدام اختيارات الألوان التقليدية ، نظرًا لتشابه ألوانها البصرية مع النجوم المتأخرة ، وخاصة الأقزام M ، مما أدى إلى فجوة انزياح حمراء صارخة في توزيعات الانزياح الأحمر للكوازارات. نقوم بتطوير تقنية اختيار جديدة للكوازارات z∼ 5.5 استنادًا إلى البيانات الضوئية الضوئية ، بالقرب من الأشعة تحت الحمراء والمتوسطة من الأشعة تحت الحمراء من Sloan Digital Sky Survey (SDSS) و UKIRT InfraRed Deep Sky Surveys - مسح المساحة الكبيرة (ULAS) ، مسح نصف الكرة VISTA ( VHS) ومستكشف مسح الأشعة تحت الحمراء واسع المجال (WISE). من ملاحظاتنا التجريبية في منطقة SDSS-ULAS / VHS ، اكتشفنا 15 كوازارًا جديدًا عند 5.3 ≤z≤ 5.7 و 6 كوازارات جديدة منخفضة الانزياح الأحمر ، مع حجم نطاق SDSS z أكثر سطوعًا من 20.5. بما في ذلك كوازارين آخرين من نوع z∼ 5.5 تم نشرهما بالفعل في عملنا السابق ، فإننا نقوم الآن ببناء عينة كوازار موحدة عند 5.3 ≤z with 5.7 مع 17 كوازارًا في منطقة مسح ∼ 4800 درجة مربعة. لمزيد من التطبيق في منطقة مسح أكبر ، نطبق خط أنابيب التحديد الخاص بنا للقيام باختيار اختبار باستخدام بيانات القياس الضوئي الجديدة ذات النطاق J النطاق الواسع من نسخة أولية من UKIRT Hemisphere Survey (UHS). نجحنا في اكتشاف أول كوازار z∼ 5.5 تم تحديده من قبل UHS.


3. مطابقة مُقَدِّرات ثراء الفلتر

3.1. اشتقاق مُقدِّر ثراء المرشح المطابق

يترك x يكون متجهًا يميز الخصائص التي يمكن ملاحظتها لمجرة (على سبيل المثال ، لون المجرة وحجمها). نقوم بنمذجة توزيع المجرات المسقط حول العناقيد كمجموع س(bfx) = λش(bfx| λ) + ب(bfx) أين λ هو عدد المجرات العنقودية ، ش(x| λ) هو المظهر الجانبي لكثافة المجرة المعياري للوحدة ، و ب(x) هي كثافة المجرات الخلفية (أي غير الأعضاء). يتم إعطاء احتمال أن المجرة الموجودة بالقرب من العنقود هي في الواقع عضو عنقود

وبالتالي ، فإن العدد الإجمالي للمجرات العنقودية يجب أن يفي بمعادلة القيد

حيث يكون المجموع فوق كل المجرات في مجال الكتلة. إذا كانت المرشحات ش(x| λ) و ب(x) معروفة ، ثم بالنظر إلى توزيع المجرات المرصود <x1, . xن> حول الكتلة يمكننا تحديد مقدر الثراء كحل للمعادلة (2). كما اتضح ، يمكن للمرء أيضًا اشتقاق هذا التعبير باستخدام نهج الاحتمال الأقصى (ML) ، وبالفعل ، هذه هي الطريقة التي نشأ بها المقدر لأول مرة (Postman et al. 1996). 23 تتم إحالة القراء المهتمين إلى الملحق أ للحصول على التفاصيل. من الآن فصاعدًا ، يجب أن يشير الحرف دائمًا إلى تقدير ثراء المرشح المتطابق الذي تم الحصول عليه باستخدام المعادلة (2).

3.2 مجموعة أنصاف الأقطار وتقديرات ثراء الفلتر المتطابقة

ضع في اعتبارك مرة أخرى المعادلة (2). كما ذكرنا من قبل ، يجب أن يمتد المجموع المستخدم في المعادلة (2) ليشمل جميع المجرات. من الناحية العملية ، بالطبع ، يحتاج المرء إلى إضافة جميع المجرات داخل نصف قطر قطع صج. من الناحية التشغيلية ، هذا يعادل الإعداد ش = 0 لجميع المجرات ذات أنصاف الأقطار ص & GT صج، لذلك من الطبيعي تفسير نصف قطر القطع صج كنصف قطر الكتلة. في ضوء ذلك ، يبدو من الواضح أنه يجب توخي الحذر الشديد لاختيار نصف قطر الكتلة الصحيح عند تقدير الثراء ، ولكن كيفية القيام بذلك هو سؤال أقل وضوحًا (Popesso et al. 2004 Lopes et al. 2006).

في هذا العمل ، نقترح أن يتم اختيار نصف قطر الكتلة على أساس علاقة نموذجية بين نصف القطر والثراء. على وجه التحديد ، نفترض أن حجم مجموعة الثراء λ مقياس كقانون قوة ،

بسذاجة ، نتوقع ص0 ≈ 1 Mpc ، حيث أن هذا هو الحجم المميز للكتل ، و β ≈ 1/3 بافتراض ذلك صم 1/3 ∝ λ 1/3. نحن نؤجل مناقشة كيف نقوم بالاختيار ص0 و β في القسم 4. في الوقت الحالي ، سنفترض ذلك ببساطة ص0 و β معروفة. في هذه الحالة ، تصبح المعادلة (2)

لاحظ أننا قمنا بتضمين نصف قطر القطع بشكل صريح صج في المجموع أعلاه ، وأن نصف قطر القطع هذا يعتمد الآن على λ. نؤكد أنه في المعادلة أعلاه ، ثراء الكتلة λ هو المجهول الوحيد، حتى نتمكن من إيجاد قيمة λ عدديًا. وهذا يعني أن مقدر الثراء الخاص بنا λ يعرف بأنه الحل لـ F(λ) = 0 حيث 24

لاحظ ذلك بسبب صج(λ) يعتمد على كليهما ص0 و β الحل F(λ) = 0 نفسها تعتمد على ص0 و β. أي أن أي قيمتين لهاتين المعلمتين تحدد مقدر ثراء فريد ومميز.

يوضح الشكل 1 الوظيفة F(λ |ص0، β) للكتلة SDSS J082026.8 + 073650.1 لقيمتين مختلفتين من ص0 و β: هؤلاء هم ص0 = 1.27 ح −1 Mpc و β = 1/3 و ص0 = 1 ح −1 Mpc و β = 0.0. نلاحظ أنه في كلتا الحالتين يوجد تقاطع صفري فريد للدالة F(λ) ، مما يعني أن مقدر الثراء لدينا محدد جيدًا ، لكن قيمة هذا التقاطع الصفري تعتمد على ص0 و β. نناقش أدناه كيف نبدأ في الاختيار الأمثل ص0 و β القيم.

شكل 1. دور F(λ |ص0، β) المعرفة في المعادلة (5) لقيمتين مختلفتين لـ ص0 و β للكتلة SDSS J082026.8 + 073650.1. قيم ص0 و β هي ص0 = 1.27 ح −1 Mpc و β = 1/3 (صلب) و ص0 = 0.9 ح −1 Mpc و β = 0 (متقطع). يُعرَّف مقدر الثراء لدينا بأنه حل المعادلة F(λ |ص0، β) = 0. كل زوج من القيم (ص0، β) مقدر فريد. حقيقة أن المنحنيين أعلاه يؤديان إلى تقديرات ثراء مماثلة حسب التصميم. يصف القسم 4 كيفية الشروع في تحسين قيم ص0 و β.

قبل أن ننتقل ، ربما يكون من المفيد توضيح الشكلية المذكورة أعلاه بنموذج لعبة بسيط. النظر في نموذج بسيط فيه الاحتمال ص كون المجرة عضوًا في الكتلة هو قبعة بسيطة: احتمالية العضوية هي ببساطة

كما نفترض ذلك ص0 = 1 ح −1 Mpc و β = 0. الوظيفة F(λ) إذن

أين ن(ص) هو عدد المجرات المرصود بداخله ص من مركز الكتلة. مقدر الثراء لدينا معطى من قبل F(λ) = 0 ، أو حل λ ، λ = ن(1 ح −1 مليون قطعة). هذا كما هو متوقع: إذا كان نموذج الكتلة لدينا هو أن جميع المجرات داخل نصف قطر ص = 1 ح pc1 Mpc من مركز الكتلة هي مجرات عنقودية ، ثم تقدير ثراء العنقود هو ببساطة العدد الإجمالي للمجرات داخل نصف القطر المذكور. الاختلاف الوحيد بين هذا المثال البسيط ومقدر الثراء المقترح لدينا هو الطريقة التي نقدر بها احتمالات العضوية ، وقيم ص0 و تستخدم لتقدير ثراء الكتلة.

3.3 المرشحات

في هذا العمل ، نأخذ في الاعتبار ثلاث خصائص يمكن ملاحظتها للمجرات: ص، المسافة المسقطة من مجرة ​​إلى مركز العنقود المحدد ، موحجم المجرة و جالمجرات زص اللون. نعتمد وظيفة مرشح قابلة للفصل

أين Σ (ص) هو ملف تعريف كثافة المجرة العنقودية ثنائي الأبعاد ، (م) هي دالة لمعان الكتلة (معبر عنها بالمقادير الظاهرة) ، و جي(ج) هو التوزيع اللوني للمجرات العنقودية. العامل الأولي 2πص أمام Σ (ص) يفسر حقيقة أن (ص) ، توزيع كثافة الاحتمال الشعاعي مقداره 2πصΣ (ص). لاحظ أيضًا أن شرط قابلية الفصل يجعل الافتراض الضمني أن هذه الكميات الثلاث مستقلة تمامًا عن بعضها البعض ، وهذا ليس صحيحًا بالتفصيل (لمناقشة سكان المجرات من عناقيد maxBCG ، انظر Hansen et al.2007). على سبيل المثال ، يشير ميل خط القمم إلى أن اللون المتوسط ​​لمجرة عنقود ذات تسلسل أحمر يختلف قليلاً بدلالة الحجم. قمنا بتأجيل التحقيق حول كيفية تأثير الارتباط بين هذه الملاحظات المختلفة على استنتاجاتنا للعمل المستقبلي (B.P. Koester وآخرون ، 2009 ، قيد الإعداد). نصف الآن كل من المرشحات الثلاثة بالتفصيل. نلاحظ أن تحديد المرشحات المذكورة يتطلب منا تحديد المعلمات التي تحكم شكل المرشحات (على سبيل المثال ، صس للمرشح الشعاعي ، α لمرشح السطوع ، إلخ). سيتم تقديم دراسة مفصلة حول اعتماد تقديرات ثراء الفلتر المتطابقة على شكل المرشحات الخاصة بنا في العمل المستقبلي.

3.3.1. المرشح الشعاعي

نتُظهر عمليات محاكاة الجسم أن توزيع المادة للهالات الضخمة يمكن وصفه جيدًا من خلال ما يسمى بملف تعريف Navarro و Frenk و amp White (NFW) (انظر ، على سبيل المثال ، Navarro et al. 1995 ، 1997) ،

أين صس هو نصف قطر المقياس المميز الذي يكون عنده الميل اللوغاريتمي لملف تعريف الكثافة مساويًا لـ 2. ملف تعريف كثافة السطح ثنائي الأبعاد المقابل (Bartelmann 1996) هو

تفترض هذه الصيغة x & GT 1. للحصول على x & lt 1 ، يستخدم المرء الهوية tan −1 (التاسع) = أناتانه (x).

هنا ، نفترض أن ملف تعريف NFW يمكن أيضًا أن يصف بشكل معقول توزيع كثافة المجرات في العناقيد (Lin & amp Mohr 2004 Hansen et al. 2005 Popesso et al.2007) ، ونتابع Koester et al. (2007 أ) في الإعداد صس = 150 ح − 1 كبك. من حيث المبدأ ، يمكن للمرء تحسين قيمة هذه المعلمة ، لكننا لا نتوقع أن تكون نتائجنا النهائية شديدة الحساسية للقيمة التي اخترناها (انظر ، على سبيل المثال ، Dong et al.2008). أيضًا ، من أجل تجنب التفرد في ص = 0 في التعبير أعلاه ، قمنا بتعيين Σ على ثابت لـ ص & # x2264 صالنواة = 100 ح − 1 كبك. يتم اختيار كثافة اللب هذه بحيث يتم توزيع الكتلة Σ (ص) مستمر. نتائجنا غير حساسة للاختيار الخاص لنصف القطر الأساسي لـ صالنواة & # x2264 200 ح − 1 كبك. أخيرًا ، الملف الشخصي Σ (ص) في نصف قطر الكتلة صج(λ) ، ويتم تطبيعها من هذا القبيل

نؤكد أن هذا الشرط يعني أن ثابت التطبيع لملف تعريف الكثافة يعتمد على الثراء ، ويجب إعادة حسابه لكل قيمة عند حل for في المعادلة (4).

3.3.2. مرشح اللمعان

في ض 0.3, the luminosity distribution of satellite cluster galaxies is well represented by a Schechter function (e.g., Hansen et al. 2007) which we write as

We take α = 0.8 independent of the redshift. The characteristic magnitude, م*, is corrected for the distance modulus, ك-corrected, and passively evolved using stellar population synthesis models described in Koester et al. (2007b). When applying the luminosity filter, م* is chosen from these models, appropriate to the redshift of the cluster under consideration, and the filter is normalized by integrating down to a magnitude corresponding to 0.4إل* at the cluster redshift, or an absolute magnitude مi = −20.25. The latter is simply a luminosity cut bright enough to make the maxBCG sample volume-limited.

3.3.3. The Color Filter

Early-type galaxies are known to dominate the inner regions of low-redshift galaxy clusters (see, e.g., Dressler 1984 Kormendy & Djorgovski 1989 Hansen et al. 2007). The rest-frame spectra of these galaxies typically exhibit a significant drop at about 4000 Å, that gives early-type galaxies at the same redshift nearly uniformly red colors when observed through filters that encompass this break. In the SDSS survey, the corresponding filters for galaxies at ض 0.35 are ز و ص, and we find that the زص colors of early-type galaxies are found to be Gaussianly distributed with a small intrinsic dispersion of about 0.05 mag. Consequently, we take the color filter جي(ج) to be

أين ج = زص is the color of interest, 〈ج|ض〉 is the mean of the Gaussian color distribution of early-type galaxies at redshift ض, and σ is the width of the distribution. The mean color 〈ج|ض〉 = 0.625 + 3.149ض was determined by matching maxBCG cluster members to the SDSS LRG (Eisenstein et al. 2001) and MAIN (Strauss et al. 2002) spectroscopic galaxy samples. The net dispersion σ is taken to be the sum in quadrature of the intrinsic color dispersion σint, set to σint = 0.05, and the estimated photometric error σم. In زص, the typical photometric error on the red-sequence cluster galaxies brighter than 0.4إل* is σم ≈ 0.01 mag for ض = 0.1, but can be as large as σم ≈ 0.05 mag for ض = 0.3.

3.3.4. Background Estimation

To fully specify our filters, we also need to describe our background model. We assume that the background galaxy density is constant in space, so that where is the galaxy density as a function of galaxy i-band magnitude and زص color. is estimated by distributing 10 6 random points throughout the same SDSS photometric survey footprint that defines our galaxy sample. All galaxies within an angular separation of 0.05 deg of the random points (about 1ح −1 Mpc at ض = 0.25) are used to empirically determine the mean galaxy density using a top hat cloud-in-cells (CIC) algorithm (e.g., Hockney & Eastwood 1981). For our cells, we used 60 evenly spaced bins in زص ∈ [0, 2] and 40 bins in i ∈ [14, 20]. In each two-dimensional bin, the number density of galaxies is normalized by the total number of random points, the width of each color and magnitude bin (0.05 mag and 0.1 mag, respectively), and area searched (0.05 2 π degrees).

This process creates an estimate of the global background, i.e., the number density of galaxies as a function of color and magnitude in the full SDSS survey. Not surprisingly, a similar result is obtained by binning the whole galaxy catalog in color and magnitude with CIC and dividing by the survey area. However, the procedure we employ above can readily be adapted to returning alternative background estimates, e.g., the local cluster density as a function of redshift, by replacing random points with clusters.


4. COSMIC CARTOGRAPHY

Some initial qualitative results from this survey are shown below via two visualization techniques: Hockey Pucks and Onion Skins.

4.1 Hockey Pucks

An all-sky survey allows us to make plots of the nearby galaxy distribution that are more representative than simple strip surveys (de Lapparent et al. 1986). The angular nature of strips around the sky, when projected onto a plane, are somewhat deceptive of real structure. They are thin at the center and thick at the edge. While this partially makes up for the normal decrease in the selection efficiency as a function of redshift in a flux-limited sample, it provides a representation of structure that varies quite strongly from the center to edge. With full-sky coverage, it is possible to project actual cylinders of redshift space. Given the long-term association of redshift surveys with the Harvard-Smithsonian CfA, we naturally call these "Hockey Puck" plots. Code to generate these plots is available as part of the 2MRS data release.

Two "Hockey Puck" diagrams shown in Figures 7 and 8 highlight the vast improvement in coverage through the galactic plane afforded by 2MRS as compared to even CfA2, the densest survey of the nearby universe (Huchra et al. 1995, 1999). Plotted are top-down views of cylindrical volumes with a radius of 15,000 km s −1 and thickness of 8000 km s −1 , yielding an aspect ratio of about 3.5–1. The pucks show the galaxies in the northern and southern celestial hemispheres, respectively—i.e., all galaxies above and below the celestial equator with redshifts placing them in the cylinder and with كs ≤ 11.75 mag. Many of our favorite structures and several prominent voids are easily seen in these plots.

Figure 7. Hockey Puck plot—a full cylinder section—of 2MRS in the north celestial cap. The view is looking downward from the NCP, the thickness of the "puck" is 8000 km s −1 , and its radius is 15,000 km s −1 .

Figure 8. Same as Figure 7 but for the south celestial cap.

The northern puck is dominated by the LSC at the center, the Great Wall (now straight in this cylindrical projection) at 10–14.5 hr, and Pisces-Perseus at 0–5 hr. In addition, there are several new but smaller structures such as the one at 19 hr and 4000 km s −1 , probably best associated with the Cygnus Cluster (Huchra et al. 1977).

The southern celestial hemisphere is more amorphous. There is the well-known Cetus Wall (Fairall et al. 1998) between 0 and 4 hr, the southern part of the LSC at the center, and the Hydra-Centaurus region, but also a large and diffuse overdensity between 19 and 22 hr, a region hitherto not mapped because of its proximity to the galactic plane. This structure appears to be both large and rich and should have a large effect on the local velocity field.

4.2 Onion Skins

Another projection that can highlight the properties of nearby structures are surface maps of the galaxy distribution as a function of redshift. Since these are conceptually like peeling an onion, they are best called "Onion Skins." Figures 9–11 show three sets of these skins, moving progressively outward in redshift, while Figure 12 shows the entire 2MRS catalog with the major structures of the Local Universe labeled. These figures use Galactic coordinate projections the corresponding equatorial coordinate projections are shown in Figures 15–18.

Figure 9. 2MASS galaxies inside the 3000 km s −1 sphere in Galactic coordinates (centered at ل = 0° and following the convention of ل increasing to the left). Heliocentric velocities are color coded with red, blue, and green representing bins of increasing redshift/distance. Red for الخامسح < 1000 km s −1 , blue for 1000 < الخامسح < 2000 km s −1 , and green for 2000 < الخامسح < 3000 km s −1 .

الشكل 10. Same as Figure 9, but for velocities between 3000 and 6000 km s −1 .

الشكل 11. Same as Figure 9, but for velocities between 6000 and 9000 km s −1 .

الشكل 12. Same as Figure 9 but for all 2MRS galaxies, spanning the entire redshift range covered by the survey (from ض = 0 in purple to ض = 0.08 in red).

Figure 9 shows the distribution on the sky of all galaxies in the survey inside 3000 km s −1 color coded by redshift in 1000 km s −1 skins. The plane of the LSC dominates the map, but there is also a diffuse component between 2000 and 3000 km s −1 and 6–13 hr in the south. The next two figures again show some familiar structures but with a few surprises. The Great Wall, Pisces-Perseus, and the Great Attractor dominate the mid ranges. The overdensity of galaxies in the direction of A3627 is high, and the comparison of Figure 10 with 11 clearly shows why we are moving with respect to the CMB toward a point around ل = 270° and b = 30°.


Why is the letter *z* customarily used to denote redshift? - الفلك

This lab involves determining the current expansion rate of the Universe, and then a little investigation of whether this has changed over time.

The Universe is filled with huge clusters of stars called galaxies with big nearly empty spaces in between. Our Sun is an ordinary star in an ordinary galaxy. Looking through a telescope we see sharp points of light which are stars in our own galaxy and other galaxies as faint "smudges" - they are too far away for us to see their individual stars.

Light exists in a range of color. Turns out that light is "waves" traveling through space. The color of a given ray of light is related to the distance between two consecutive peaks (or troughs) in the "wavetrain" - we call this distance the "wavelength". We call the range of wavelengths the "spectrum" of light ranging from short wavelength blue light to long wavelength red light.

Hot material in objects (stars for instance) emits light preferentially at a fixed set of wavelengths. If the object is moving towards us or away from us the wavetrain gets squashed or stretched as it is being emitted. So the ray of light we receive has a shorter or longer wavelength than it would have done if the object was stationary. Click on the image below to see an animation which illustrates this.

The spectrum of light from a galaxy is just the sum of the light from a bunch of stars - the same preferential wavelengths show up in the spectrum. In the early 1900's the spectrum of light from a bunch of galaxies was measured - strangely they nearly all seemed to be redshifted. Nobody understood this though - at that time it was not even generally agreed that the smudges of light seen through telescopes were further away than the stars!

To measure how far away an object is we normally compare it's apparent size to the known size of that type of object. We do this all the time - when driving for instance. But there are two problems with this in astronomy. First most distant objects just look like a point of light even through the most powerful telescopes. Galaxies are big enough to be an exception, but they come in a huge range of sizes and types with no way to tell just from appearance which is which size.

In the sequence below each image shows a candle as it would look twice as far away. Imagine that we can only measure the total amount of light coming to us from the flame in each case - the total number of yellow pixels in this example. Notice that for each doubling of the distance there about one quarter as many yellow pixels.

The brightness of an object gets fainter the further away it is because the light is" diluted" by spreading out onto bigger and bigger spheres around the source. The diagram below illustrates this. Since the surface area of a sphere goes up as the radius squared the brightness goes down as the radius squared - the famous "inverse square law".


Taken from Universe book

So if we know the total amount of light an object is putting out, and we measure how bright it appears to be, we can easily calculate how far away it is. However, it's very hard to know how much light an object which we see far away in space is actually pumping out. We call a type of object which has a known light output a "standard candle".

The ultimate standard candle is a type Ia supernova. These come about when a special type of star dies in a cataclysmic explosion. They have two key features: the peak light output is always the same and it is super bright. So bright in fact that they outshine their entire host galaxy for a period of a few weeks. To find them astronomers take pictures of the same region of sky repeatedly and subtract the pictures looking for something that's changed. When they find one they then measure the redshift, and track the brightness as it increases and then falls to get the peak brightness. The picture below shows a supernova in a nearby galaxy.


Taken from Universe book

In this lab we are going to use some supernova data published in this research paper which came out a few years ago. Below I give the numbers from Table 2 of that paper in a form which is a little easier to understand. To measure redshift we divide the wavelength shift of the received light by the wavelength of the light as emitted. We refer to this ratio using the letter "z". The speed at which an object is moving away from us is just z times the speed of light (300,000 kilometers per second).

Try to figure out how to translate the brightness numbers into distances using the inverse square law - ask your TA if you need help. Then you need to rescale the resulting distance numbers using the additional fact that the first supernova in the list was at a distance of 47 mega parsecs (million parsecs). A parsec is a special unit of distance used in astronomy equivalent to 30 trillion kilometers. Now plot a scatter graph with distance on the x-axis and velocity on the y-axis. The points should lie on a nice straight line sloping up to the right. This is telling us that the further away a supernova is the faster it is moving away from us. Considering that the supernova we are plotting are located in all directions this is a very strange result. Are we located in the most unpopular place in the Universe? Was the Universe created in a huge explosion that just happened to be located where the Earth is today?

Fit a trend-line to your graph - the slope of this line is kilometers per second per megaparsec. This number is called Hubble's constant after Edwin Hubble who first plotted such a graph and noticed the relationship in 1929. The correct interpretation of this result required a major shift in thinking for scientists at that time. It turns out that the only satisfying explanation of these facts is quite mind-bending. We have to give up the idea that the redshift of the light from faraway galaxies results from their motion through space away from us. Instead imagine that space itself is stretching and the galaxies are being carried along on this flow like boats in a tide. Click in the image below to see an animation which illustrates this.

With a little thought you should be able to see that we don't have to be in any special place for this result to be true. Astronomers in another galaxies would see the same thing - all the other galaxies moving away them. It is also easy to see that if the Universe has always been expanding then at some time in the past everything was on top of everything else and there must have been a beginning - a big bang!

It turns out that using large telescopes we can see supernova considerably further out than the ones listed above. They have been detected at redshifts beyond 1. It is a good job that we have given up on the idea of redshift being produced by motion of objects through space. Otherwise a redshift greater than 1 would imply an object moving away from us faster than the speed of light. And we know from Einstein that that is not possible. So from now on we will think in terms of the scale factor of the Universe. This is just the ratio of the emitted wavelength of the light to the received wavelength of light. If the light ray shows up stretched by a factor of two the Universe must have been half its current size when it was emitted.

The table below includes the same supernova as above plus the ones from Table 1 of the paper. The two columns give the scale factor of the Universe when the supernova went off and the brightness of the light reaching Earth when it recently got here (these events were recorded between 1992 and 1997). Calculate the "distance" to the supernova using the same rule as you used above and make a graph with distance on the x-axis and scale factor on the y-axis. You should get a curve which slopes down to the right. In general this seems OK - light that is being received now from more distant supernova has being traveling through space for longer, and thus since the Universe was smaller.

But why are the points on your last graph a curve rather than a straight line? Seems like we would expect a straight line for a Universe expanding at a constant rate. In such a Universe the scale factor is "proportional to" time - i.e. the scale factor is just some number multiplied by the elapsed time. It turns out that the sacred inverse square law of ordinary physics no longer correct in an expanding Universe. Think of the sphere of light rays expanding out from an exploding supernova. As time passes the sphere grows at a constant rate and the density of light rays on its surface is diluted as time squared. But in an expanding Universe the light rays are also stretched and loose energy. When we talk about the brightness of light we mean the amount of energy received in a given amount of time. So the brightness actually falls off closer to the cube of the scale factor - two powers for the expansion of the sphere and one power for the redshift dimming of the light.

If you modify your conversion from brightness to distance appropriately and re-plot the graph it should be close to a straight line.


Most Stars Form in Discs

Title:Geometry of Star-Forming Galaxies from SDSS, 3D-HST and CANDELS
Authors:
A. van der Wel et al.
مؤسسة المؤلف الأول:
Max-Planck Institut für Astronomie, Königstul 17, D-69117, Heidelberg, Germany
حالة:Published in Astrophysical Journal Letters

The shapes of galaxies provide the biggest clues into the process which shaped their formation but you cannot form a galaxy without forming some stars first. How, when and where stars form impacts greatly on the subsequent morphology of a galaxy and therefore the morphology we observe today. Such studies of the shapes of galaxies and the inference of past formation histories are abundant for local galaxies, however are scarce at high redshift, leaving us with an incomplete picture of galaxy formation.

What the authors attempt in this paper is to complete the first description of the full geometric shape of star forming galaxies over a large redshift range. They measure the projected axis ratios of galaxies (i.e. the shape the galaxy appears because of the line of sight angle we observe it at) in a mass range of from a large sample compiled from the CANDELS, 3D-HST and SDSS surveys. The authors use a modelling technique to convert this projected axis ratio into a 3 parameters describing the three dimensional shape of the galaxy by modelling it as an ellipsoid (a 3D ellipse with 3 axes lengths described by parameters A, B and C in order of decreasing length). These parameters then define the ellipticity, , and triaxiality, , of a galaxy and consequently whether a galaxy is disc (A

Figure 1: The ellipsoid modelled triaxiality and ellipticity of the sample of galaxies from van der Wel et al. (2014) in five redshift and four mass bins. The filled box shows the mean, the open box the standard deviation and the 1σ uncertainties on both the mean and standard deviation are shown by the error bars. A smaller value of T corresponds to a more disc dominated galaxy. A smaller value of E corresponds to a more spherical shaped galaxy (Figure 3 from van der Wel et al. 2014).

Figure 1 provides a visual summary of the conclusions of the work. Firstly, for local galaxies in the lowest redshift bin the low values of T and large values of E suggest most of the galaxies are very thin and oblate, i.e. disc-like in nature. We can see that this is also does not change significantly with increasing mass. Toward higher redshifts however, galaxies become less disc-like. This is especially apparent in the lower mass bins in Figure 1, which can be seen to increase the value of their T with increasing redshift. A population of spheroidal galaxies is therefore increasingly prominent amongst galaxies at z > 2. We can also see that the ellipticity has little to no dependance on mass or redshift, which is viewed as an oddity by the authors – why should the ratio of short-to-long axis hardly evolve? The authors suggest further analysis is necessary to fully understand this.

The authors therefore conclude that star formation in the local universe currently takes place in the disc components of galaxies. However the authors suggest that due to the high value of T of low mass galaxies at z > 1 this implies the shape of a galaxy is not disc-like but elongated at early stages in it’s evolution. In other words, star forming disc galaxies in the present day universe don’t necessarily start out life as a disc. This suggests that the Milky Way may also have had such a morphological history, therefore using the previous estimates of the mass evolution of Milky Way-like galaxies as a function of redshift and the above results, the authors estimate that the Milky Way gained a substantial stellar disc at .

This investigation provides the very first geometric evidence of mass dependent redshift evolution of galactic structure.


I Can’t Obtain a Spectrum! What to do?

If you do not have a spectrum, are there other ways to estimate the redshift and distance to a galaxy? Yes! Just take a look at the galaxy’s colors.

All Hubble images are taken with filters. Blue filters allow Hubble’s instruments to capture only blue light, red filters allow Hubble’s instruments to capture only red light, and so on. By comparing a galaxy’s brightnesses in these different colors, astronomers can estimate the distance to the galaxy. The redder the color, the more likely the galaxy is to be redshifted, and thus, farther away.

This technique of using color to estimate redshift is called photometric redshift. The following two primary methods are used for estimating a photometric redshift:

  1. compare the colors of your high-redshift galaxy candidate to a set of typical galaxy color templates at various redshifts, or
  2. compare the colors of your high-redshift galaxy candidate to a set of galaxies with measured spectroscopic redshifts and, utilizing specialized software, compute the most likely redshift for your galaxy.

In the first case, the photometric redshift comes from the best match between the observed high-redshift candidate colors and the colors of the template galaxies. The template galaxy colors stem from observations of galaxies that tend to be relatively close but are then mathematically reddened over a range of redshift values.

In the second case, astronomers use a set of observed galaxies whose redshifts have been measured spectroscopically, as explained in the prior section. This set contains galaxies at various redshifts. They then use machine-learning algorithms to compare the colors of this set of galaxies with the colors of the target high-redshift galaxy candidate. The software selects the most likely redshift.

Whichever method is used, astronomers are careful to give confidence levels in their calculations. For the computation of photometric redshift, there is typically an uncertainty of around a few percent for high-quality data. In addition, there is the lingering issue of whether the high-redshift galaxy candidate is truly redshifted, or if it is a nearer galaxy that is intrinsically redder. It is not uncommon to read results where astronomers find a galaxy with a probable high photometric redshift and a less probable low photometric redshift, or vice versa.

Credit: Adapted from Adi Zitrin, et al., ApJ, 793 (2014). Shown is a high-redshift galaxy candidate in Hubble’s observations of Abell 2744, discovered using filters. Dark regions represent light in these images. Notice how the galaxy drops out of the image in the bluest filters. This is a hint that the galaxy may be significantly redshifted.

Many of the first results for the Frontier Fields utilize photometric redshifts. In the absence of spectra, photometric redshifts are the next best thing to obtaining estimates of distances for large samples of galaxies. They are readily computed from the current Frontier Fields data.


شاهد الفيديو: ما معنى الرموز التجاريه و و TM #حقائق (سبتمبر 2022).


تعليقات:

  1. Faolan

    نعم انت موهوب

  2. Corwine

    أنا نهائي ، أنا آسف ، لكنه لا يقترب مني. سأبحث أكثر.

  3. Frazer

    وهو دافئ في شبه جزيرة القرم الآن) وأنت؟

  4. Jules

    لا أتفق مع ما هو مكتوب في فقرتك الأولى. من أين حصلت على هذه المعلومات؟

  5. Vito

    كبديل ، نعم

  6. Amycus

    معلومات رائعة ومفيدة للغاية



اكتب رسالة