الفلك

ما هي العوامل التي تحدد حجم المجرة؟

ما هي العوامل التي تحدد حجم 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.

لقد رأيت مؤخرًا منشورًا يقارن أحجام المجرات المختلفة بمجرة درب التبانة. أكبرها هو Ic 1011 ، ما الذي يجعل هذه المجرة كبيرة جدًا؟ ما هي العوامل التي تحدد حجم المجرة؟


توجد المجرات في هالات المادة المظلمة ، ويتناسب حجم المجرة إلى حد ما مع حجم هالتها. يتم إعطاء توزيع أحجام الهالات بواسطة دالة كتلة الهالة (HMF) ، وهي دالة تنازلية مع الكتلة - أي كلما كانت الكتلة أصغر ، زاد العدد. في الكتل المنخفضة ، يسقط HMF كقانون قوة ، بينما في الجماهير الأعلى يوجد قطع أسي.

وبالتالي ، فإن مجرة ​​مثل IC 1011 هي أندر بكثير من مجرة ​​مثل M87 ، والتي بدورها أندر من مجرة ​​أندروميدا ودرب التبانة.

القياس هو توزيع حجم البلدات والمدن. العواصم نادرة ، والمدن شائعة ، والقرى أكثر شيوعًا.

ال السبب يتم إعطاء كتل المجرات التي تتبع هذا التوزيع أولاً من خلال كيفية تقسيم المادة المظلمة في بداية الكون إلى كتل ، ثم تبدأ في الانهيار وبالتالي تنفصل عن تدفق هابل. أول محاولة تحليلية لحل مشكلة تكوين البنية افترضت الانهيار الكروي ، وقدمها Press & Schechter (1974). لاحقًا ، بافتراض الانهيار البيضاوي ، أعطى Sheth & Tormen (1999) حلاً محسنًا. لا يمكن حساب النماذج الأكثر واقعية بشكل تحليلي ، ولكن يجب تقديرها باستخدام عمليات محاكاة على نطاق واسع $ N $ -body (على سبيل المثال Tinker et al. 2008 ، Klypin et al. 2011).

مع تطور الكون ، تندمج المجرات لتشكل مجرات أكبر. وبالتالي ، فإن التوزيع يعتمد على الوقت الذي يعتبره المرء. يوضح الشكل أدناه (من Klypin وآخرون 2011) كيف تطور HMF من الأوقات المبكرة ($ z = 10 $) إلى الآن ($ z = 0 $). سترى أن الاتساع يزداد مع الوقت ، لأنه يتم تكوين المزيد من المجرات. من $ z = 2.5 $ إلى $ z = 0 $ يمكنك أيضًا أن ترى أن كثافة عدد الهالات الصغيرة في الواقع ديتجعد قليلا ، لأن المجرات الصغيرة "تأكل" من قبل المجرات الكبيرة.

دالة كتلة الهالة ، أي كثافة عدد هالات المادة المظلمة كدالة للكتلة. النقاط مأخوذة من محاكاة للجسم $ N $ ، بينما تظهر المنحنيات تقريب Sheth-Tormen ، والذي يوفر توافقًا دقيقًا للغاية عند $ z = 0 $ ، لكنه يتنبأ بشكل مبالغ فيه بعدد الهالات عند الانزياحات الحمراء الأعلى.


ما هي العوامل التي تحدد حجم المجرة؟ - الفلك

وصف السمات المميزة الرئيسية للمجرات الحلزونية والإهليلجية وغير المنتظمة.

لماذا استغرق إنشاء المجرات الأخرى وقتًا طويلاً؟

اشرح ما هي نسبة الكتلة إلى الضوء ولماذا تكون أصغر في المجرات الحلزونية ذات مناطق تكوين النجوم عنها في المجرات الإهليلجية.

إذا أدركنا الآن أن المجرات الإهليلجية القزمية هي أكثر أنواع المجرات شيوعًا ، فلماذا هربت من ملاحظتنا لفترة طويلة؟

ما هي أفضل طريقتين لقياس المسافة إلى مجرة ​​حلزونية قريبة ، وكيف يمكن قياسها؟

ما هي أفضل طريقتين لقياس المسافة إلى مجرة ​​حلزونية بعيدة ومعزولة ، وكيف يمكن قياسها؟

لماذا يعتبر قانون هابل من أهم الاكتشافات في تاريخ علم الفلك؟

ماذا يعني أن نقول إن الكون يتمدد؟ ما هو التوسع؟ على سبيل المثال ، هل يتسع فصلك الدراسي في علم الفلك؟ هل النظام الشمسي؟ لما و لما لا؟

هل كان تقدير هابل الأصلي للمسافة إلى مجرة ​​المرأة المسلسلة صحيحًا؟ يشرح.

هل تدور المجرة البيضاوية مثل المجرة الحلزونية؟ يشرح.

لماذا يظهر قرص المجرة الحلزونية معتمًا عند عرضه على الحافة؟

ما الذي يسبب أكبر نسبة كتلة إلى ضوء: الغاز والغبار ، المادة المظلمة ، أم النجوم التي احترقت؟

ما هي أكثر طريقة لمبة قياسية مفيدة لتحديد المسافات إلى المجرات؟

عند مقارنة مجرتين حلزونيتين منفصلتين لهما نفس السطوع الظاهري ، لكنهما تدوران بمعدلات مختلفة ، ماذا يمكنك أن تقول عن لمعانهما النسبي؟

إذا كانت كل المجرات البعيدة تتوسع بعيدًا عنا ، فهل هذا يعني أننا في مركز الكون؟

هل ثابت هابل ثابت بالفعل؟

أسئلة الفكر

من أين يأتي الغاز والغبار (إن وجد) في مجرة ​​إهليلجية؟

لماذا لا يمكننا تحديد المسافات إلى المجرات بنفس الطريقة المستخدمة لقياس مناظر النجوم؟

أيهما أكثر احمرارًا - مجرة ​​حلزونية أم مجرة ​​إهليلجية؟

لنفترض أن النجوم في مجرة ​​إهليلجية تشكلت جميعها في غضون بضعة ملايين من السنين بعد وقت قصير من بدء الكون. لنفترض أن لهذه النجوم مجموعة من الكتل ، تمامًا كما تفعل النجوم في مجرتنا. كيف سيتغير لون الشكل البيضاوي خلال عدة مليارات من السنين القادمة؟ كيف سيتغير لمعانها؟ لماذا ا؟

بدءًا من تحديد حجم الأرض ، حدد سلسلة من الخطوات الضرورية للحصول على المسافة إلى مجموعة مجرات بعيدة. (تلميح: راجع الفصل الخاص بالمسافات السماوية.)

لنفترض أن مجرة ​​درب التبانة كانت معزولة حقًا وأنه لا توجد مجرات أخرى في غضون 100 مليون سنة ضوئية. افترض أن المجرات قد لوحظت بأعداد أكبر على مسافات تزيد عن 100 مليون سنة ضوئية. لماذا يكون تحديد مسافات دقيقة لتلك المجرات أكثر صعوبة مما لو كانت هناك أيضًا مجرات قريبة نسبيًا؟

لنفترض أنك كنت هابل وهيوماسون تعملان على مسافات وتحولات دوبلر للمجرات. ما أنواع الأشياء التي يجب عليك القيام بها لإقناع نفسك (والآخرين) بأن العلاقة التي كنت تراها بين الكميتين كانت سمة حقيقية لسلوك الكون؟ (على سبيل المثال ، هل ستكون البيانات الواردة من مجرتين كافية لإثبات قانون هابل؟ هل تكفي البيانات من أقرب مجرات - في ما يسميه علماء الفلك & # 8220 المجموعة المحلية & # 8221؟)

ماذا يعني أن مجرة ​​بيضاوية واحدة لديها خطوط طيف أوسع من مجرة ​​إهليلجية أخرى؟

استنادًا إلى تحليلك للمجرات في الجدول 1 لخصائص المجرات ، هل هناك ارتباط بين تعداد النجوم وكمية الغاز أو الغبار؟ اشرح لماذا قد يكون هذا.

هل يمكن أن تعني نسبة الكتلة إلى الضوء الأعلى وجود غاز وغبار في النظام الذي يتم تحليله؟

التفكير بنفسك

وفقًا لقانون هابل ، ما السرعة الانعكاسية لمجرة تبعد عنا 10 8 سنوات ضوئية؟ (افترض أن ثابت هابل 22 كم / ث لكل مليون سنة ضوئية.)

لوحظ أن مجموعة من المجرات لها سرعة ارتدادية تبلغ 60.000 كم / ثانية. أوجد المسافة إلى الكتلة. (افترض أن ثابت هابل 22 كم / ث لكل مليون سنة ضوئية.)

لنفترض أنه يمكننا قياس المسافة إلى مجرة ​​باستخدام إحدى تقنيات المسافة المدرجة في الجدول 1 من مقياس المسافة خارج المجرة واتضح أنها 200 مليون سنة ضوئية. يخبرنا الانزياح الأحمر للمجرة أن سرعتها الانعكاسية 5000 كم / ثانية. ما هو ثابت هابل؟

احسب نسبة الكتلة إلى الضوء لمجموعة كروية ذات لمعان 10 6 إلشمس و 10 5 نجوم. (افترض أن متوسط ​​كتلة النجم في مثل هذا التجمع هو 1 مشمس.)

احسب نسبة الكتلة إلى الضوء لنجم مضيء قدره 100 مشمس لها لمعان 10 6 إلشمس.


منظور حول حجم الكون

تخيل أنك تمشي عبر غابة جميلة في يوم جميل ، يوم رائع للتنزه. كيف تحدد مكان المركز؟

"كيف تحب الغابة؟". "أي غابة؟ كل ما أراه هو الأشجار!".

سماء صافية واستمر في البحث!

# 27 ستارمان

لا ، لا يقوم على "سوء فهم النسبية". لديّ درجات علمية في الفيزياء والفيزياء الفلكية ، وأفهم كيف تعمل النسبية.

لم أقل أو ألمح أبدًا إلى وجود عالم الآن. ما يهمني ، وما يفترض أن يهتم به معظم الأشخاص الآخرين في معظم السياقات ، هو المسافة في إطارنا المرجعي (وسيكون هذا هو المعنى ما لم ينص صراحة على خلاف ذلك). في إطارنا المرجعي ، هناك كلمة واحدة معرّفة بشكل فريد "الآن".

وفي إطارنا المرجعي ، تبلغ المسافة الحالية إلى الجسم الذي يسافر منه الضوء لـ 14 Gyr حوالي 46 GLy. لا يتم تحديد المسافة عن طريق ضرب وقت انتقال الضوء في سرعة الضوء ، لأن ذلك سيتجاهل تمدد الكون.

من ويكيبيديا: "وفقًا للحسابات ، مسافة الانتقال الحالية - المسافة المناسبة ، والتي تأخذ في الاعتبار أن الكون قد تمدد منذ انبعاث الضوء - إلى الجسيمات التي انبعث منها إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف (CMBR) ، والذي يمثل نصف القطر من الكون المرئي ، حوالي 14.0 مليار فرسخ فلكي (حوالي 45.7 مليار سنة ضوئية) ، بينما تبلغ مسافة الانتقال إلى حافة الكون المرئي حوالي 14.3 مليار فرسخ فلكي (حوالي 46.6 مليار سنة ضوئية) ، [11] حوالي 2٪ أكبر. "

حقيقة أننا لا نستطيع ملاحظة ما يحدث حاليًا مع مثل هذا الكائن لا يغير حقيقة أننا نعرف كيفية حساب المسافة الحالية له. على الأقل هذا ما سيقوله الفيزيائيون ، لا يمكنني التحدث باسم الفلاسفة.

في إطارنا المرجعي ، يبلغ نصف قطر الكون 14 مليار سنة ضوئية. أي شيء أكبر سيكون خارج الكون.

أن نقول أن نصف القطر هو 46 قطعة يعني أن هناك وجودًا خارج الكون وليس هناك.

لا توجد "مسافة حالية" لأن هذا يعني ضمناً وجود عالم الآن غير موجود.

أن الكون يتوسع أمر مرئي وقابل للقياس. كونه أكبر مما يمكن رؤيته أو قياسه هو تمرين فكري بحت.

# 28 ستارمان

بحكم التعريف ، الأرض هي مركز الكون المرئي ، وليس الكون ككل.

https: //apod.nasa.go. د / ap180508.html

من وجهة نظر كل نقطة في الكون ، الكون متساوي في الحجم في كل اتجاه على الإطلاق.

لذا فإن كل نقطة هي مركز الكون لتلك النقطة.

لذلك ليس من المنطقي التحدث عن مركز ليس في المركز. من موقعنا مركز الكون ،

لأن زمان الكون وفضائه مرتبطان بالراصد. يعود الكون المرئي في الزمن إلى البداية ، لكن ليس أبعد من ذلك.

أنت تفرق بين الكون المرئي والكون الأكبر مما يمكننا ملاحظته.

المشكلة في ذلك هي أنه بسبب السرعة المحدودة للانحسار بين كائنين مكونين من مادة ، فإن أي شيء خارج الكون المرئي لا يمكن أن يكون له أي تأثير علينا بأي شكل

ببساطة لأن الكون ليس قديمًا بما يكفي لحدوث ذلك بعد.

منطقيا ، الكون المرئي هو كل ما هو موجود. أي شيء خارج ذلك هو بناء فكري ، ولا يختلف عن التخيل.

# 29 إيريكسي

لكن حقيقة أننا لا نستطيع فهم البيانات الحالية تعني بالفعل أننا لا تستطيع احسب المسافة إلى حافة الكون المرئي (من خلال CMBR بطريقة ما). كل ما يمكننا قياسه هو الانزياح نحو الأحمر. يُستدل على المسافة من خلال ثابت هابل ، من بين أشياء أخرى. في الوقت الحاضر ، البيانات غير متسقة فيما يتعلق بهذا المعيار الأساسي.

يتفق كل من الفيزيائيين والفلاسفة على أن أي استنتاج استنتاجي مبني على قياس يكون صالحًا فقط مثل الاستنتاجات. إذن ما هو حجم الكون؟ سنكتشف ذلك قريبًا ، أو لن نفعل ذلك. في الوقت الحالي ، لسنا متأكدين ، لكنها على الأقل بحجم هذه الغرفة.

نعم ، هناك عدم يقين في قيمة ثابت هابل. هناك دائما عدم يقين في القياس. لكن هذا يختلف تمامًا عن الخطأ الأساسي المتمثل في تجاهل تمدد الكون تمامًا.

# 30 csrlice12

عندما نحل مشكلة "الآن" العالمية ، سنكون قد حللنا إجابة السفر الفوري إلى أي مكان. إنه موجود ، لكننا لا نعرفه بعد.

# 31 جريف 678

لا أحد يعلم ، وما الفرق الذي يحدثه ذلك على أي حال.

# 32 كين 1 @

تخيل ترك الأرض الآن في سفينة فضائية تتحرك بسرعة الضوء نحو أقرب وأقرب مجرة ​​أندروميدا مرئية للعيني المجردة. تخيل أن الأشخاص على متن السفينة يمكنهم العيش حتى سن 100. حسنًا ، سوف يستغرق الأمر 25000 جيل من أفراد الطاقم قبل الوصول إلى أندروميدا.

# 33 bortle2

في إطارنا المرجعي ، يبلغ نصف قطر الكون 14 مليار سنة ضوئية.

سيكون له هذا الشعاع إذا لم يكن يتوسع.

الأشياء التي استغرق ضوءها 13+ bly للوصول إلينا هي حاليًا

46 بلي بعيدا. هذا هو نصف القطر الحالي للكون المرئي.

بدلاً من مجرد إخباري بأنني مخطئ ، يرجى الإجابة على السؤال التالي: إذا توقف توسع الكون [بطريقة سحرية] ، كم من الوقت سيستغرق الضوء الذي تبعثه شمسنا الآن للوصول إلى تلك الأشياء المذكورة في الفقرة السابقة ؟ اجابتي هي

# 34 bortle2

حسنًا ، سيستغرق الأمر 25000 جيل من أفراد الطاقم هؤلاء قبل الوصول إلى أندروميدا.

أوه ، هذا ليس بهذا السوء ، 24991 جيلًا فقط! الشيء هو أن M31 تطير نحونا (أو بالأحرى نحن نحوها) بسرعة 110 كم / ثانية ، مما يساعد بالتأكيد

# 35 ديف ميتسكي

من وجهة نظر كل نقطة في الكون ، الكون متساوي في الحجم في كل اتجاه على الإطلاق.

لذا فإن كل نقطة هي مركز الكون لتلك النقطة.

لذلك ليس من المنطقي التحدث عن مركز ليس في المركز. من موقعنا مركز الكون ،

لأن زمان الكون وفضائه مرتبطان بالراصد. يعود الكون المرئي بالزمن إلى البداية ، لكن ليس أبعد من ذلك.

أنت تفرق بين الكون المرئي والكون الأكبر مما يمكننا ملاحظته.

المشكلة في ذلك هي أنه بسبب السرعة المحدودة للانحسار بين كائنين مكونين من مادة ، فإن أي شيء خارج الكون المرئي لا يمكن أن يكون له أي تأثير علينا بأي شكل من الأشكال.

ببساطة لأن الكون ليس قديمًا بما يكفي لحدوث ذلك بعد.

منطقيا ، الكون المرئي هو كل ما هو موجود. أي شيء خارج ذلك هو بناء فكري ، ولا يختلف عن التخيل.

أعطيت التعريف القياسي للكون المرئي.

من وجهة نظرنا ، تقع الأرض في مركز الكون ، وهذا صحيح إلى حد ما. الكون المرئي هو منطقة كروية للكون بأسره يمكن ملاحظتها من الأرض.

ستناقش هذه النقاط الفلسفية مع علماء الكونيات المحترفين ، دون ، مثل نيد رايت.

إذا كان عمر الكون 14 مليار سنة فقط ، فكيف يمكننا رؤية الأشياء التي تبعد الآن 47 مليار سنة ضوئية؟

عند الحديث عن مسافة جسم متحرك ، فإننا نعني الفصل المكاني الآن ، مع تحديد مواضع كلا الجسمين في الوقت الحالي. في كون موسع ، تكون هذه المسافة الآن أكبر من سرعة الضوء أضعاف زمن انتقال الضوء بسبب زيادة الفواصل بين الكائنات مع توسع الكون. لا يرجع هذا إلى أي تغيير في وحدات المكان والزمان ، ولكنه ناتج فقط عن تباعد الأشياء عن بعضها الآن أكثر مما كانت عليه من قبل.

ما هي المسافة الآن إلى أبعد شيء يمكننا رؤيته؟ لنأخذ عمر الكون ليكون 14 مليار سنة. في ذلك الوقت يسافر الضوء 14 مليار سنة ضوئية ، وبعض الناس يتوقفون هنا. لكن المسافة ازدادت منذ أن قطع الضوء. كان متوسط ​​الوقت الذي كان يسير فيه الضوء قبل 7 مليارات سنة. بالنسبة لحالة الكثافة الحرجة ، فإن عامل التدرج للكون يشبه القوة 2/3 للوقت منذ الانفجار العظيم ، لذلك نما الكون بمعامل 22/3 = 1.59 منذ منتصف رحلة الضوء. لكن حجم الكون يتغير باستمرار ، لذلك يجب أن نقسم رحلة الضوء إلى فترات قصيرة. أولاً ، خذ فترتين: 7 مليارات سنة بمتوسط ​​زمن 10.5 مليار سنة بعد الانفجار العظيم ، والذي يعطي 7 مليارات سنة ضوئية نمت بمعامل 1 / (0.75) 2/3 = 1.21 ، بالإضافة إلى 7 مليارات سنة ضوئية أخرى في المتوسط ​​3.5 مليار سنة بعد الانفجار العظيم ، والذي نما بمعامل 42/3 = 2.52. وهكذا مع فاصل واحد حصلنا على 1.59 * 14 = 22.3 مليار سنة ضوئية ، بينما نحصل على فترتين 7 * (1.21 + 2.52) = 26.1 مليار سنة ضوئية. مع فترات 8192 نحصل على 41 مليار سنة ضوئية. في حدود فترات زمنية كثيرة جدًا ، نحصل على 42 مليار سنة ضوئية. مع حساب التفاضل والتكامل ، يتم تقليل هذه الفقرة بأكملها إلى هذا.

طريقة أخرى لرؤية هذا هو النظر إلى الفوتون والمجرة على بعد 42 مليار سنة ضوئية منا الآن ، 14 مليار سنة بعد الانفجار العظيم. تحقق مسافة هذا الفوتون D = 3ct. إذا انتظرنا 0.1 مليار سنة ، سينمو الكون بمعامل (14.1 / 14) 2/3 = 1.0048 ، لذا ستكون المجرة على بعد 1.0048 * 42 = 42.2 مليار سنة ضوئية. لكن الضوء سيكون قد قطع 0.1 مليار سنة ضوئية أبعد من المجرة لأنه يتحرك بسرعة الضوء بالنسبة للمادة الموجودة في جوارها ، وبالتالي سيكون عند D = 42.3 مليار سنة ضوئية ، لذلك D = 3 قيراط لا يزال راضيًا.

إذا لم يكن للكون الكثافة الحرجة ، فستختلف المسافة ، وبالنسبة للكثافات المنخفضة التي يُرجح أن تكون المسافة الآن إلى أبعد جسم يمكننا رؤيته أكبر بثلاث مرات من سرعة الضوء مضروبة في عمر الكون. . أفضل نموذج ملائم حاليًا والذي يتميز بالتوسع المتسارع يعطي أقصى مسافة يمكننا رؤيتها تبلغ 47 مليار سنة ضوئية.

هل الكون لانهائي حقًا أم أنه كبير حقًا؟

لدينا ملاحظات تقول أن نصف قطر انحناء الكون أكبر من 70 مليار سنة ضوئية. لكن الملاحظات تسمح إما بانحناء موجب أو سالب ، وهذا النطاق يشمل الكون المسطح مع نصف قطر لانهائي من الانحناء. المساحة المنحنية بشكل سلبي هي أيضًا لانهائية من حيث الحجم على الرغم من أنها منحنية. لذلك نحن نعلم تجريبياً أن حجم الكون أكبر بعشرين مرة من حجم الكون المرئي. نظرًا لأنه لا يمكننا النظر إلا إلى قطعة صغيرة من جسم لها نصف قطر انحناء كبير ، فإنها تبدو مسطحة. إن أبسط نموذج رياضي لحساب الخصائص المرصودة للكون هو الفضاء الإقليدي المسطح. هذا النموذج لا نهائي ، لكن ما نعرفه عن الكون هو أنه كبير حقًا.

# 36 StarAlert

أعتقد أنه من المضحك أن يعتقد الجميع أنهم مركز الكون. يبدو كثيرًا مثل طلاب المدارس الثانوية.

# 37 ستارمان

أعطيت التعريف القياسي للكون المرئي.

https: // universeexpl. ntire- الكون /

من وجهة نظرنا ، تقع الأرض في مركز الكون ، وهذا صحيح إلى حد ما. الكون المرئي هو منطقة كروية للكون بأسره يمكن ملاحظتها من الأرض.

ستناقش هذه النقاط الفلسفية مع علماء الكونيات المحترفين ، دون ، مثل نيد رايت.

إذا كان عمر الكون 14 مليار سنة فقط ، فكيف يمكننا رؤية الأشياء التي تبعد الآن 47 مليار سنة ضوئية؟

عند الحديث عن مسافة جسم متحرك ، فإننا نعني الفصل المكاني الآن ، مع تحديد مواضع كلا الجسمين في الوقت الحالي. في كون موسع ، تكون هذه المسافة الآن أكبر من سرعة الضوء أضعاف زمن انتقال الضوء بسبب زيادة الفواصل بين الكائنات مع توسع الكون. لا يرجع هذا إلى أي تغيير في وحدات المكان والزمان ، ولكنه ناتج فقط عن تباعد الأشياء عن بعضها الآن أكثر مما كانت عليه من قبل.

ما هي المسافة الآن إلى أبعد شيء يمكننا رؤيته؟ لنأخذ عمر الكون ليكون 14 مليار سنة. في ذلك الوقت يسافر الضوء 14 مليار سنة ضوئية ، وبعض الناس يتوقفون هنا. لكن المسافة ازدادت منذ أن قطع الضوء. كان متوسط ​​الوقت الذي كان يسير فيه الضوء قبل 7 مليارات سنة. بالنسبة لحالة الكثافة الحرجة ، فإن عامل التدرج للكون يشبه القوة 2/3 للوقت منذ الانفجار العظيم ، لذلك نما الكون بمعامل 22/3 = 1.59 منذ منتصف رحلة الضوء. لكن حجم الكون يتغير باستمرار ، لذلك يجب أن نقسم رحلة الضوء إلى فترات قصيرة. أولاً ، خذ فترتين: 7 مليارات سنة في المتوسط ​​، 10.5 مليار سنة بعد الانفجار العظيم ، والذي يعطي 7 مليارات سنة ضوئية نمت بمعامل 1 / (0.75) 2/3 = 1.21 ، بالإضافة إلى 7 مليارات سنة ضوئية أخرى في المتوسط ​​3.5 مليار سنة بعد الانفجار العظيم ، والذي نما بمعامل 42/3 = 2.52. وهكذا مع فاصل واحد حصلنا على 1.59 * 14 = 22.3 مليار سنة ضوئية ، بينما نحصل على فترتين 7 * (1.21 + 2.52) = 26.1 مليار سنة ضوئية. مع فترات 8192 نحصل على 41 مليار سنة ضوئية. في حدود فترات زمنية كثيرة جدًا ، نحصل على 42 مليار سنة ضوئية. مع حساب التفاضل والتكامل ، يتم تقليل هذه الفقرة بأكملها إلى هذا.

طريقة أخرى لرؤية هذا هو النظر إلى الفوتون والمجرة على بعد 42 مليار سنة ضوئية منا الآن ، 14 مليار سنة بعد الانفجار العظيم. تحقق مسافة هذا الفوتون D = 3ct. إذا انتظرنا 0.1 مليار سنة ، سينمو الكون بمعامل (14.1 / 14) 2/3 = 1.0048 ، لذا ستكون المجرة على بعد 1.0048 * 42 = 42.2 مليار سنة ضوئية. لكن الضوء سيكون قد قطع 0.1 مليار سنة ضوئية أبعد من المجرة لأنه يتحرك بسرعة الضوء بالنسبة للمادة الموجودة في جوارها ، وبالتالي سيكون عند D = 42.3 مليار سنة ضوئية ، لذلك D = 3 قيراط لا يزال راضيًا.

إذا لم يكن للكون الكثافة الحرجة ، فإن المسافة مختلفة ، وبالنسبة للكثافات المنخفضة التي يُرجح أن تكون المسافة الآن إلى أبعد جسم يمكننا رؤيته أكبر بثلاث مرات من سرعة الضوء مضروبة في عمر الكون . أفضل نموذج ملائم حاليًا والذي يتميز بالتوسع المتسارع يعطي مسافة قصوى يمكننا رؤيتها تبلغ 47 مليار سنة ضوئية.

هل الكون لانهائي حقًا أم أنه كبير حقًا؟

لدينا ملاحظات تقول أن نصف قطر انحناء الكون أكبر من 70 مليار سنة ضوئية. لكن الملاحظات تسمح إما بانحناء موجب أو سالب ، وهذا النطاق يشمل الكون المسطح مع نصف قطر لانهائي من الانحناء. المساحة المنحنية بشكل سلبي هي أيضًا لانهائية من حيث الحجم على الرغم من أنها منحنية. لذلك نحن نعلم تجريبياً أن حجم الكون أكبر بعشرين مرة من حجم الكون المرئي. نظرًا لأنه لا يمكننا النظر إلا إلى قطعة صغيرة من جسم لها نصف قطر انحناء كبير ، فإنها تبدو مسطحة. إن أبسط نموذج رياضي لحساب الخصائص المرصودة للكون هو الفضاء الإقليدي المسطح. هذا النموذج لا نهائي ، لكن ما نعرفه عن الكون هو أنه كبير حقًا.

http: //www.astro.ucl. gy_faq.html # ct2

أنت تتبع نفس المغالطة - أن هناك الآن ثابتًا في كل مكان في الكون. إن الحديث عن الكون كما لو أن له واقعًا آخر غير الواقع كما يراه المراقب هو ببساطة ليس نسبيًا.

تلك المجرة التي تشكلت على بعد 13.8 مليار سنة ضوئية تبعد عنا 13.8 مليار سنة ضوئية في واقعنا. تؤثر جاذبيتها وإشعاعاتها وكتلتها علينا وكأننا على بعد 13.8 مليار سنة ضوئية ، وليس 46 مليار سنة ضوئية.

المفتاح هنا هو أن الكون المرئي هو كوننا. إن كون نوعًا ما من الواقع أكبر هو ببساطة غير ذي صلة لأنه لا يؤثر علينا بأي شكل من الأشكال ولا يمكننا ملاحظته أو اكتشافه.

تلك النقطة التي نراها عند 13.8 مليار لاي منا سترى نفسها في مركز نفس الحجم الكروي وستنظر إلى الوراء في الوقت المناسب بنفس المقدار عندما تنظر إلينا. لن نكون على بعد 46 مليار سنة ضوئية لأن الكون في نفس العمر في كل نقطة فيه. إذن ما هو نصف قطر الكون؟ إلى كل نقطة فيه ، إنه 14bly. إنها ليست سلسلة لانهائية من المجالات التي تلامس الحافة إلى الحافة. لا توجد نقطة على الحافة ترى ما وراء الحافة لأن الحافة هي المكان الذي نحن فيه بالضبط.

كل نقطة في الفضاء ترى نفس الوقت عندما ننظر إلى الوراء إلى CMB على نفس المسافة.

تكمن مشكلة وجهة نظر الاقتباس في أنها تفترض وجود المكان والزمان خارج الكون وأن الكون يتوسع فيه ، لذا فهو يمتلك مركزًا وحجمًا وحافة.

نحن لا نلاحظ كرة صغيرة في كون أكبر ، نحن نراقب الكون.


تشكيل مجموعات المجرات ، والعناقيد الفائقة ، والفراغات ، والشعيرات

إذا بدا أن المجرات الفردية تنمو في الغالب عن طريق تجميع قطع أصغر معًا جاذبيًا عبر الزمن الكوني ، فماذا عن مجموعات المجرات والهياكل الأكبر مثل تلك التي تظهر في الشكل 9 من توزيع المجرات في الفضاء؟ كيف نفسر الخرائط واسعة النطاق التي تظهر المجرات موزعة على جدران هياكل ضخمة تشبه الإسفنج أو الفقاعات تمتد مئات الملايين من السنين الضوئية؟

كما رأينا ، وجدت الملاحظات أدلة متزايدة على التركيزات والخيوط والعناقيد والعناقيد المجرية الفائقة عندما كان عمر الكون أقل من 3 مليارات سنة (الشكل 2). هذا يعني أن تركيزات كبيرة من المجرات قد اجتمعت بالفعل عندما كان عمر الكون أقل من ربع عمره الحالي.

الشكل 2: دمج المجرات في عنقود بعيد. تُظهر صورة هابل هذه قلب واحدة من أبعد مجموعات المجرات التي تم اكتشافها حتى الآن ، وهي SpARCS 1049 + 56 التي نراها كما كانت منذ ما يقرب من 10 مليارات سنة. كانت المفاجأة التي قدمتها الصورة هي & # 8220 حطام القطار & # 8221 من أشكال المجرات الفوضوية وذيول المد والجزر الزرقاء: من الواضح أن هناك العديد من المجرات الموجودة في القلب والتي تندمج معًا ، وهو السبب المحتمل لانفجار هائل من تشكل النجوم والأشعة تحت الحمراء الساطعة الانبعاث من الكتلة. (الائتمان: تعديل العمل بواسطة NASA / STScI / ESA / JPL-Caltech / McGill)

تحكي جميع النماذج المفضلة حاليًا لكيفية تشكل البنية الكبيرة الحجم في الكون قصة مشابهة لتلك الخاصة بالمجرات الفردية: المادة المظلمة الصغيرة & # 8220 بذور & # 8221 في الحساء الكوني الساخن بعد أن نما الانفجار العظيم عن طريق الجاذبية إلى أكبر وأكبر الهياكل مثل الوقت الكوني موقوتة على (الشكل 3). يجب أن تكون النماذج النهائية التي نبنيها قادرة على شرح الحجم والشكل والعمر والعدد والتوزيع المكاني للمجرات والعناقيد والخيوط — ليس فقط اليوم ، ولكن أيضًا في الماضي البعيد. لذلك ، يعمل علماء الفلك بجد لقياس ومن ثم نمذجة تلك السمات ذات الهيكل الكبير بأكبر قدر ممكن من الدقة. حتى الآن ، يبدو أن مزيجًا من 5٪ ذرات عادية ، و 27٪ مادة مظلمة باردة ، و 68٪ من الطاقة المظلمة هو أفضل طريقة لشرح كل الأدلة المتاحة حاليًا (انظر الانفجار العظيم).

الشكل 3: نمو البنية واسعة النطاق كما تم حسابها بواسطة أجهزة الكمبيوتر العملاقة. توضح المربعات كيف تنمو الخيوط والعناقيد المجرية الفائقة بمرور الوقت ، بدءًا من التوزيع السلس نسبيًا للمادة المظلمة والغاز ، مع تكوين عدد قليل من المجرات في أول 2 مليار سنة بعد الانفجار العظيم ، إلى سلاسل المجرات المتكتلة للغاية ذات الفراغات الكبيرة اليوم. . قارن الصورة الأخيرة في هذا التسلسل بالتوزيع الفعلي للمجرات القريبة الموضحة في الشكل 9 من توزيع المجرات في الفضاء. (الائتمان: تعديل العمل بواسطة CXC / MPE / V.Springel)

المربع الموجود على اليسار مُسمى & # 8220Big Bang & # 8221 المربع الموجود في المنتصف غير مُسمى والمربع الموجود على اليمين & # 8220Present & # 8221. يشير سهم أبيض من اليسار إلى اليمين يمثل اتجاه الوقت.

حتى أن العلماء لديهم نموذج لشرح كيف اكتسبت جزيئات وطاقة متجانسة تقريبًا وساخنة في بداية الوقت بنية شبيهة بالجبن السويسري التي نراها الآن على المقاييس الأكبر. كما سنرى في الانفجار العظيم ، عندما كان عمر الكون بضع مئات الآلاف من السنين ، كل شىء كانت عند درجة حرارة بضعة آلاف من الدرجات. يقترح المنظرون أنه في ذلك الوقت المبكر ، كان كل الغاز الساخن يهتز ، مثلما تهتز الموجات الصوتية بهواء ملهى ليلي بفرقة صاخبة بشكل خاص. يمكن أن يؤدي هذا الاهتزاز إلى تركيز المادة في قمم عالية الكثافة وخلق مساحات فارغة بينها. عندما برد الكون ، تجمدت تركيزات المادة & # 8220 في ، & # 8221 وتشكلت المجرات في النهاية من المادة في هذه المناطق عالية الكثافة.


محتويات

يتم تعريف مجرات الانفجار النجمي من خلال هذه العوامل الثلاثة المترابطة:

  1. المعدل الذي تقوم به المجرة حاليًا بتحويل الغاز إلى نجوم (معدل تشكل النجوم أو SFR).
  2. الكمية المتاحة من الغاز التي يمكن أن تتكون منها النجوم.
  3. مقارنة بين النطاق الزمني الذي سيستهلك فيه تشكل النجوم الغاز المتاح مع عمر المجرة أو فترة دورانها.

تشمل التعريفات شائعة الاستخدام ما يلي:

  • استمرار تشكل النجوم حيث تستنفد SFR الحالية خزان الغاز المتاح في وقت أقل بكثير من عمر الكون (زمن هابل).
  • استمرار تشكل النجوم حيث يستنفد SFR الحالي خزان الغاز المتاح في أقل بكثير من النطاق الزمني الديناميكي للمجرة (ربما فترة دوران واحدة في مجرة ​​من نوع القرص).
  • إن SFR الحالي ، الذي تم تطبيعه بواسطة SFR المتوسط ​​الماضي ، أكبر بكثير من الوحدة. يشار إلى هذه النسبة باسم "معامل معدل المواليد".

تفعيل آليات التحرير

تلعب عمليات الاندماج وتفاعلات المد والجزر بين المجرات الغنية بالغازات دورًا كبيرًا في قيادة الانفجارات النجمية. تظهر المجرات في وسط انفجار نجمي في كثير من الأحيان ذيول المد والجزر ، وهو مؤشر على مواجهة قريبة مع مجرة ​​أخرى ، أو أنها في خضم اندماج. التفاعلات بين المجرات التي لا تندمج يمكن أن تؤدي إلى أوضاع دوران غير مستقرة ، مثل عدم استقرار الشريط ، الذي يتسبب في توجيه الغاز نحو النواة ويؤدي إلى اندفاعات من تشكل النجوم بالقرب من نواة المجرة. لقد ثبت أن هناك علاقة قوية بين عدم توازن المجرة وشباب سكانها النجميين ، مع وجود عدد أكبر من المجرات غير المتوازنة التي تحتوي على مجموعات نجمية مركزية أصغر سنا. [3] نظرًا لأن عدم التوازن يمكن أن يكون ناتجًا عن تفاعلات المد والاندماج بين المجرات ، فإن هذه النتيجة تعطي دليلًا إضافيًا على أن الاندماجات وتفاعلات المد والجزر يمكن أن تؤدي إلى تكوين نجم مركزي في المجرة وتسبب انفجار نجمي.

أنواع تحرير

يصعب تصنيف أنواع مجرات الانفجار النجمي لأن مجرات الانفجار النجمي لا تمثل نوعًا محددًا في حد ذاتها. يمكن أن تحدث الانفجارات النجمية في المجرات القرصية ، وغالبًا ما تظهر المجرات غير المنتظمة عقدًا من الانفجار النجمي المنتشر في جميع أنحاء المجرة غير المنتظمة. ومع ذلك ، يصنف علماء الفلك عادةً مجرات الانفجار النجمي بناءً على خصائصها الرصدية الأكثر تميزًا. تشمل بعض التصنيفات ما يلي:

    المجرات الزرقاء المدمجة (BCGs). غالبًا ما تكون هذه المجرات أجسامًا منخفضة الكتلة ، ومعدنية منخفضة ، وخالية من الغبار. نظرًا لكونها خالية من الغبار وتحتوي على عدد كبير من النجوم الشابة الساخنة ، فإنها غالبًا ما تكون زرقاء بألوان بصرية وفوق بنفسجية. كان يعتقد في البداية أن BCGs كانت مجرات فتيّة حقًا في عملية تكوين جيلها الأول من النجوم ، مما يفسر محتواها المعدني المنخفض. ومع ذلك ، تم العثور على مجموعات نجمية قديمة في معظم BCGs ، ويعتقد أن الخلط الفعال قد يفسر النقص الواضح في الغبار والمعادن. تظهر معظم BCGs علامات على عمليات اندماج حديثة و / أو تفاعلات وثيقة. تتضمن BCGs المدروسة جيدًا IZw18 (أكثر المجرات فقيرة بالمعادن المعروفة) و ESO338-IG04 و Haro11.
      (مجرات BCD) هي مجرات صغيرة مدمجة. (GPs) هي مجرات صغيرة مدمجة تشبه الانفجارات النجمية البدائية. تم العثور عليها من قبل علماء المواطنين المشاركين في مشروع Galaxy Zoo.
      ULIRGs). هذه المجرات بشكل عام أجسام مغبرة للغاية. يمتص الغبار الأشعة فوق البنفسجية الناتجة عن تكوين النجوم المحجوب ويعاد إشعاعها في طيف الأشعة تحت الحمراء بأطوال موجية تبلغ حوالي 100 ميكرومتر. هذا ما يفسر الألوان الحمراء الشديدة المرتبطة بـ ULIRGs. من غير المعروف على وجه اليقين أن الأشعة فوق البنفسجية تنتج فقط عن تشكل النجوم ، ويعتقد بعض علماء الفلك أن ULIRGs يتم تشغيلها (جزئيًا على الأقل) بواسطة نوى مجرية نشطة (AGN). X-ray observations of many ULIRGs that penetrate the dust suggest that many starburst galaxies are double-cored systems, lending support to the hypothesis that ULIRGs are powered by star-formation triggered by major mergers. Well-studied ULIRGs include Arp 220. (HLIRGs), sometimes called Submillimeter galaxies.
    • Wolf–Rayet galaxies (WR galaxies), galaxies where a large portion of the bright stars are Wolf–Rayet stars. The Wolf–Rayet phase is a relatively short-lived phase in the life of massive stars, typically 10% of the total life-time of these stars [6] and as such any galaxy is likely to contain few of these. However, because the stars are both very luminous and have very distinctive spectral features, it is possible to identify these stars in the spectra of entire galaxies and doing so allows good constraints to be placed on the properties of the starbursts in these galaxies.

    Ingredients Edit

    Firstly, a starburst galaxy must have a large supply of gas available to form stars. The burst itself may be triggered by a close encounter with another galaxy (such as M81/M82), a collision with another galaxy (such as the Antennae), or by another process which forces material into the centre of the galaxy (such as a stellar bar).

    The inside of the starburst is quite an extreme environment. The large amounts of gas mean that very massive stars are formed. Young, hot stars ionize the gas (mainly hydrogen) around them, creating H II regions. Groups of very hot stars are known as OB associations. These stars burn very bright and very fast, and are quite likely to explode at the end of their lives as supernovae.

    After the supernova explosion, the ejected material expands and becomes a supernova remnant. These remnants interact with the surrounding environment within the starburst (the interstellar medium) and can be the site of naturally occurring masers.

    Studying nearby starburst galaxies can help us determine the history of galaxy formation and evolution. Large numbers of the very distant galaxies seen, for example, in the Hubble Deep Field are known to be starbursts, but they are too far away to be studied in any detail. Observing nearby examples and exploring their characteristics can give us an idea of what was happening in the early universe as the light we see from these distant galaxies left them when the universe was much younger (see redshift). However, starburst galaxies seem to be quite rare in our local universe, and are more common further away – indicating that there were more of them billions of years ago. All galaxies were closer together then, and therefore more likely to be influenced by each other's gravity. More frequent encounters produced more starbursts as galactic forms evolved with the expanding universe.

    M82 is the archetypal starburst galaxy. Its high level of star formation is due to a close encounter with the nearby spiral M81. Maps of the regions made with radio telescopes show large streams of neutral hydrogen connecting the two galaxies, also as a result of the encounter. Radio images of the central regions of M82 also show a large number of young supernova remnants, left behind when the more massive stars created in the starburst came to the end of their lives. The Antennae is another starburst system, detailed by a Hubble picture, released in 1997.


    What Determines the Diameter of a Radio Telescope?

    I’m teaching a course on multi-wavelength astronomy for members of the NYC Amateur Astronomers Association.
    A question arose about the size of radio dishes. The is simplest answer was that the diameter is primarily of function of the wavelength the radio telescope was designed to center on. A number of wikipedia and internet sources seem to concur, without much analysis. For many it’s “obvious” that longer wavelengths dictate a larger antenna diameter. I’m not so sure! I’m always dubious about public, popular sources of information.

    I’ve had courses on radio astronomy online for my Masters from Swinburne University, Melbourne. My understanding is as follows:
    1) The large diameters are dictated by the need for very large collecting surfaces since radio signals and radio photons are remarkably weak. A bigger bucket is needed to catch mist droplets!
    2) The area (or effective area for an array) is also a prime determinant of the resolution of a radio dish. I believe resolution is a function of the ratio of area and wavelength being monitored, but I have no access to my books now.
    3) I’m willing to concede there may be an optimal diameter for a particular wavelength but this is not the primary factor. Any dish of any size can capture a portion of any radio signal of any wavelength. Is this to extreme a formulation?

    I promised the class I’d get to the bottom of this question on radio dish size. If you can help, great.

    Answer:

    You basically have the correct answer. The considerations used when setting the size of a radio telescope are:


    04 Observational Techniques

    A light collector whose main function is to capture as many photons as possible from a given region of the sky and concantrate them into a focused beam for analysis.

    Optical Telescope: It is the one designed to collect wavelengths of radiation that are visible to human eye.

    Refracting: أ lens focuses the light

    Reflecting: أ mirror focuses the light

    Measures " light ". It measures the total amount of light received in all or part of the image.

    Measures " نطاق ". It distributes the total energy into its wavelengths creating a spectrum.

    Large lenses cannot be constructed

    the lens in a refracting telescope focuses Red and Blue light differently. This deficiency is known as chromatic aberration.

    You can correct but cannot eliminate

    As light passes through the lens some of it is absorbed by the glass. This is important for IR and UV observations.

    No such effect occurs for mirrors

    Both sides of lenses have to be processed but for mirrors only one side has to be managed.

    Effect of Refraction. Red/Blue light focuses at different points after it is refracted. This is called chormatic aberration.

    Single reflection from the primary mirror. Difficult to orient and observe

    Double reflection. The light beam is directed outside of the tube, just before it is focused using a secondary mirror.

    Double reflection. The same as Newtonian however the light beam is reflected back to the primary which passes through the hole at the center of the primary.

    Triple reflection. The same as Cassegrain however the light beam is deflected outside the tube before it reaches to the primary.

    A coma (bright central object having a tailed structure) appears as we move away from the center of the field of view. Its size increases further away from the center.

    To correct the coma a correcting lens introduced right before the beam enters to the tube: Schmidt Telescopes.

    Their constructions are expensive (mirror + lens). However, produced image quality is high. They are mostly used in surveys and astro-photography.

    Faster Collection: Mirror is said to be collecting light fast if its mirror size is large

    Size Comparison. (b) Taken with a mirror size twice as (a)

    The ability of any optical device to form distinct , separate images of objects lying close together in field of view.

    ➤ Better distinguishing the objects

    Angular Resolution: It is the factor that determines our ability to see the fine structure.

    ➤ Objects are separated by "a small angle"

    is proportional with wavelength و

    is inversely proportional with to mirror size

    Effect of Improving Resolution. Resolutions of 10', 1', 5", 1" from (a) to (d), respectively.

    Resolving Power. From (a) to (c) resolving power of the telescope increases.

    Diffraction (bending of light around corners) causes parallel beam of light to spread out slightly

    ➤ beam is not focused to a sharp point

    مثل wavelength increases (ie. observing the objects in red part of the spectrum)

    ➤ diffraction increases

    ➤ angular resolution (as a value) increases

    therefore resolving the objects gets worse

    Mirrors are made from quartz blocks

    One needs years of engineering to construct just the mirror of the telescope.

    The largest single mirror telescope is BTA-6 (6 meters) in Zelenchukskaya, Caucasus build in 1976. Next largest is Hale Telescope (5 meters) in Palomar Observatory, California constructed in 1948!

    Use smaller sized mirrors as segments

    Combine them in an hexagonal (like a honeycomb) construction and align them to focus like a single mirror.

    This type of telescopes are called segmented mirror telescopes .

    Using this type of construction mirror size can be increased tens of meters. أمثلة:

    twin Keck telescopes (Mauna Kea, Hawaii - 36 x 1.8 m = 10 m) - constructed in 1992/1996

    GTC (Canary Island, Spain - 36 segments = 10 m) - constructed in 2009

    In theory you can reach 0.02" with a 5 meter telescope. But in reality you cannot do better than 1".

    Reason: Earth's turbulent atmosphere which blurs the image even before the light reaches our instrument.

    Blurring: The light from the star is refracted slightly in the atmosphere.

    ➤ the stellar image dances around on the detector (or on our retina)

    ➤ creating twinkling of stars.

    at the best observing site

    the best angular resolution is slightly < 1"

    This creates what is called seeing :

    If you take the photo of this twinkling (see the Figure):

    The disk where the star's light is spread over is called seeing disk .

    So, to achieve the best possible seeing, telescopes are sited

    in regions of the world where atmosphere is known to be fairly stable and

    away from the light pollution from cities.

    Hubble Space Telescope - 2.4 meter - 0.05"

    NTT (Chile) - 3.5 meter - 0.5" (active optics)

    Keck Telescopes - 10.0 meter - 0.25"

    Control mirrors based on temperature and orientation

    Track atmospheric changes with laser adjust mirrors in real time.

    Adaptive Optics in Action (a) The improvement in image quality produced by such systems can be seen in these images acquired by the 8-m Gemini telescope atop Mauna Kea in Hawaii. The uncorrected visible-light image (left) of the star cluster NGC 6934 is resolved to a little less than 1”. With adaptive optics applied (right), the resolution in the infrared is improved by nearly a factor of 10, allowing more stars to be seen more clearly. (b) These visible-light images were acquired at a military observatory atop Mount Haleakala

    in Maui, Hawaii. The uncorrected image (left) of the double star Castor is a blur spread over several arc seconds, giving only a hint of its binary nature. With adaptive compensation applied (right), the resolution is improved to a mere 0.1”, and the two stars are clearly separated.

    Radio Telescopes collects photons at radio frequencies:

    Jansky discovered (in 1931) a faint static "hiss" that had no apparent terrestrial source.

    It is then identified as a space source which is now known that it was the Galactic Center.

    Their working principles are the same as reflecting telescopes

    Radio telescopes use prime focus.

    However to change the frequency you have to re-tune the instrument.

    However, since radio wavelengths are longer than visible they are less sensitive to imperfections and therefore they can be made very large:


    Of Pixel Size and Focal Reducers

    By: Dennis Di Cicco July 18, 2006 0

    Get Articles like this sent to your inbox

    Digital cameras are not well known for their wide-field imaging abilities. Nevertheless, when a chip’s pixel size is properly matched to a telescope’s focal length, some of today’s CCDs can cover a considerable amount of sky. David Hanon of Ringgold, Georgia, captured this 11/4°-tall view of the eastern Veil Nebula with an SBIG ST-8 camera equipped with a KAF-1600 CCD. His 20-minute exposure was with a 7-inch Astro-Physics refractor operating at f/6 with a focal reducer.

    Even a glance reveals the dramatic difference in physical size between the Kodak KAF-1600 (left) and KAF-1000 chips. But, as explained in the text, at a given resolution the KAF-1600’s 1.6 million pixels can cover 60 percent more sky despite having only about one-fifth the area of the KAF-1000.

    Sky & Telescope / Chuck Baker

    Image scale, not pixel size, controls the resolution of digital images. To illustrate this point, the author made these pairs of 3-minute exposures of the edge-on spiral galaxy NGC 981 in Andromeda with a Meade 16-inch LX200 Schmidt-Cassegrain telescope and SBIG ST-7 camera equipped with a KAF-0400 CCD. By changing focal reducers and binning pixels, roughly similar pixel scales were obtained at focal lengths of 1,303 and 2,365 millimeters (f/3.21 and f/5.85, respectively). Note that the resolution at a given scale is independent of pixel size. The shorter focal length covered about four times more sky than the longer one. Insets: A 5x enlargement of the double star to the lower right (southwest) of the galaxy’s nucleus. The magnitude-161/2 components are separated by 5.8'.

    Sky & Telescope / Dennis di Cicco

    You might think that these parameters would be fixed for a given telescope and CCD camera. However, it is usually possible to vary both the focal length and pixel size within some limits.

    Most cameras sold today offer what are called binning modes -- the ability to electronically combine the signal collected by several adjacent pixels such that it appears to come from a single, larger pixel. There are several advantages of binning, including faster image readout, smaller file sizes, and greater CCD sensitivity for a given optical system. This technique is often used with long-focal-length systems, which deliver generous images scales. Unfortunately, binning also reduces a CCD’s effective number of pixels.

    Roger W. Sinnott developed this nomogram to show the relationship between image scale, effective focal length, and pixel size. A straight line connecting any two values passes through the third. For example, in order to have a 9- micron pixel cover 11/2' of sky requires a focal length of about 50 inches. While experience ultimately dictates the best image scale for given conditions, conventional wisdom suggests that scales of 11/2' to 2' are good for general deep-sky imaging, while lunar and planetary work can benefit from scales as small as 1/2' with apertures large enough to allow short exposures that "freeze" the astronomical seeing.

    Focal reducers come in all shapes and sizes. The author feels they are one of the most important accessories for digital imaging since they are ideal for adjusting a telescope’s effective focal length to a CCD’s pixel size.

    Sky & Telescope / Chuck Baker

    During the past 20 years numerous focal reducers have appeared on the market. Most observers think of these in terms of decreasing a telescope’s f/number to make it "faster" photographically. But, as the name implies, these accessories work by reducing a telescope’s effective focal length. They are excellent for helping match image scale and pixel size. This is especially useful for Schmidt-Cassegrain telescopes.

    In the past the challenge was to design a system with high-quality images across a large field. But since CCDs are relatively small this tolerance can be relaxed, and many focal reducers suitable for digital imaging can be made from simple achromatic lenses such as those scavenged from a old pair of binoculars. (An excellent source of information about the design and function of focal reducers is an article by the late Alan Gee on page 367 of this magazine’s April 1984 issue.)

    Today, however, designing a custom focal reducer is necessary only in unusual situations. Commercial units, particularly those for Schmidt-Cassegrain telescopes, offer many options -- especially when the resulting focal length is tweaked by adjusting the spacing between the reducer and CCD.

    The compression factor of popular focal reducers can be varied somewhat by adjusting the spacing between the reducer’s back mounting surface and the CCD. The author derived this graph using Celestron and Meade f/6.3 reducers, which are designed for a spacing of 105 mm.

    Small telescopes can deliver big performance when properly coupled to today’s CCDs with small pixels. This 10-minute exposure of the spiral galaxy NGC 2903 in Leo was made with a Celestron 5-inch Schmidt-Cassegrain and a focal reducer, yielding a effective focal length of 898 mm (about 35 inches). The camera’s 9-micron pixels each covered 2.1' of sky, and the field is nearly 1/2° wide with north up.

    Sky & Telescope / Dennis di Cicco

    The previous discussion only highlights ways to maximize the field of view for deep-sky imaging with today’s popular CCDs. There are many other considerations when it comes to matching telescopes and detectors. First, nowhere is it chiseled into stone that you must have an image scale of 2" per pixel. Anyone doing lunar and planetary imaging will get superior results with scales of 1/2" or less per pixel. Even for deep-sky imaging, any site with good seeing will benefit from scales of less than 2". Some image-processing techniques, especially those involving resolution-enhancing algorithms like maximum-entropy deconvolution, work better with images that have large image scales (so-called oversampled images).

    Conversely, excellent deep-sky imaging has also been obtained with pixel scales of 4" or more, especially in the case of large, bright objects. Indeed, many stunning images are produced with conventional camera lenses attached to CCDs. The resulting image scales (tens or even hundreds of arcseconds per pixel) may not yield the best-looking stars, but they can render remarkable views of huge nebulae.

    Another consideration is that some desirable features are found only on large-pixel chips. Take, for example, the back-illuminated SITe CCDs that are currently available in cameras manufactured by companies such as Apogee Instruments. Having 24-micron-square pixels in arrays with 512 and 1,024 pixels on a side, these chips have exceptional sensitivity, especially to blue light, compared to their front-illuminated cousins. The blue sensitivity alone makes these detectors very attractive to people who are interested in photometry and tricolor imaging.

    The number and size of pixels in a detector are only two considerations when you are planning the purchase of a CCD camera. In the coming months we’ll look at other important issues involved with getting the best performance from today’s state-of-the art digital-imaging equipment.

    Specifications for Popular CCDs
    Manufacturer CCD Imaging area
    (millimeters)
    Array format
    (pixels)
    Pixel size
    (microns)
    Total pixels
    Kodak KAF-0400 6.9 x 4.6 768 x 512 9 x 9 390,000
    Kodak KAF-1000 24.6 x 24.6 1,024 x 1,024 24 x 24 1,000,000
    Kodak KAF-1300 20.5 x 16.4 1,280 x 1,024 16 x 16 1,310,000
    Kodak KAF-1600 14.0 x 9.3 1,552 x 1,032 9 x 9 1,600,000
    Phillips FT-12 7.7 x 7.7 512 x 512 15 x 15 260,000
    SITe SI502A 12.3 x 12.3 512 x 512 24 x 24 260,000
    SITe SI003A 24.6 x 24.6 1,024 x 1,024 24 x 24 1,000,000
    Sony ICX027BLA* 6.4 x 4.3 500 x 256 12.7 x 16.6 13,000
    Sony ICX055AL* 4.9 x 3.6 500 x 256 9.8 x 12.6 145,000
    Texas Instruments TC-211 2.5 x 2.5 192 x 165 13.75 x 16 32,000
    Texas Instruments TC-215 12.3 x 12.3 1,024 x 1,024 12x12 1,000,000
    Texas Instruments TC-241* 8.6 x 6.5 375 x 242 23x27 91,000
    Texas Instruments TC-245* 6.4 x 4.8 378 x 242 17x19.75 91,000
    Texas Instruments TC-255 3.2 x 2.4 320 x 240 10x10 77,000

    *An asterisk indicates the size and number of pixels as generally configured for astronomical use, since these chips actually have smaller, highly rectangular pixels originally intended for video applications.


    History of Observation:

    The first Cepheid variable to be discovered was Eta Aquilae, which was observed on September 10th, 1784, by English astronomer Edward Pigott. Delta Cephei, for which this class of star is named, was discovered a few months later by amateur English astronomer John Goodricke.

    Hubble image of variable star RS Puppis, one of the brightest known Cepheid variable stars in the Milky Way galaxy. Credit: NASA/ ESA/Hubble Heritage Team

    In 1908, during an investigation of variable stars in the Magellanic Clouds, American astronomer Henrietta Swan Leavitt discovered the relationship between the period and luminosity of Classical Cepheids. After recording the periods of 25 different variables stars, she published her findings in 1912.

    In the following years, several more astronomers would conduct research on Cepheids. By 1925, Edwin Hubble was able to establish the distance between the Milky Way and the Andromeda Galaxy based on Cepheid variables within the latter. These findings were pivotal, in that they settled the Great Debate, where astronomers sought to established whether or not the Milky Way was unique, or one of many galaxies in the Universe.

    By gauging the distance between the Milky Way and several other galaxies, and combining it with Vesto Slipher’s measurements of their redshift, Hubble and Milton L. Humason were able to formulate Hubble’s Law. In short, they were able to prove that the Universe is in a state of expansion, something that had been suggested years prior.

    Further developments during the 20th century included dividing Cepheids into different classes, which helped resolve issues in determining astronomical distances. This was done largely by Walter Baade, who in the 1940s recognized the difference between Classical and Type II Cepheids based on their size, age and luminosities.


    العناقيد الكروية

    More than 150 globular clusters were known in the Milky Way Galaxy by the early years of the 21st century. Most are widely scattered in galactic latitude, but about a third of them are concentrated around the galactic centre, as satellite systems in the rich Sagittarius-Scorpius star fields. Individual cluster masses include up to one million suns, and their linear diameters can be several hundred light-years their apparent diameters range from one degree for Omega Centauri down to knots of one minute of arc. In a cluster such as M3, 90 percent of the light is contained within a diameter of 100 light-years, but star counts and the study of RR Lyrae member stars (whose intrinsic brightness varies regularly within well-known limits) include a larger one of 325 light-years. The clusters differ markedly in the degree to which stars are concentrated at their centres. Most of them appear circular and are probably spherical, but a few (e.g., Omega Centauri) are noticeably elliptical. The most elliptical cluster is M19, its major axis being about double its minor axis.

    Globular clusters are composed of Population II objects (i.e., old stars). The brightest stars are the red giants, bright red stars with an absolute magnitude of −2, about 600 times the Sun’s brightness or luminosity. In relatively few globular clusters have stars as intrinsically faint as the Sun been measured, and in no such clusters have the faintest stars yet been recorded. The luminosity function for M3 shows that 90 percent of the visual light comes from stars at least twice as bright as the Sun, but more than 90 percent of the cluster mass is made up of fainter stars. The density near the centres of globular clusters is roughly two stars per cubic light-year, compared with one star per 300 cubic light-years in the solar neighbourhood. Studies of globular clusters have shown a difference in spectral properties from stars in the solar neighbourhood—a difference that proved to be due to a deficiency of metals in the clusters, which have been classified on the basis of increasing metal abundance. Globular cluster stars are between 2 and 300 times poorer in metals than stars like the Sun, with the metal abundance being higher for clusters near the galactic centre than for those in the halo (the outermost reaches of the Galaxy extending far above and below its plane). The amounts of other elements, such as helium, may also differ from cluster to cluster. The hydrogen in cluster stars is thought to amount to 70–75 percent by mass, helium 25–30 percent, and the heavier elements 0.01–0.1 percent. Radio astronomical studies have set a low upper limit on the amount of neutral hydrogen in globular clusters. Dark lanes of nebulous matter are puzzling features in some of these clusters. Though it is difficult to explain the presence of distinct, separate masses of unformed matter in old systems, the nebulosity cannot be foreground material between the cluster and the observer.

    About 2,000 variable stars are known in the 100 or more globular clusters that have been examined. Of these, perhaps 90 percent are members of the class called RR Lyrae variables. Other variables that occur in globular clusters are Population II Cepheids, RV Tauri, and U Geminorum stars, as well as Mira stars, eclipsing binaries, and novas.

    The colour of a star, as previously noted, has been found generally to correspond to its surface temperature, and in a somewhat similar way the type of spectrum shown by a star depends on the degree of excitation of the light-radiating atoms in it and therefore also on the temperature. All stars in a given globular cluster are, within a very small percentage of the total distance, at equal distances from Earth so that the effect of distance on brightness is common to all. Colour-magnitude and spectrum-magnitude diagrams can thus be plotted for the stars of a cluster, and the position of the stars in the array, except for a factor that is the same for all stars, will be independent of distance.

    In globular clusters all such arrays show a major grouping of stars along the lower main sequence, with a giant branch containing more-luminous stars curving from there upward to the red and with a horizontal branch starting about halfway up the giant branch and extending toward the blue.

    This basic picture was explained as owing to differences in the courses of evolutionary change that stars with similar compositions but different masses would follow after long intervals of time. The absolute magnitude at which the brighter main-sequence stars leave the main sequence (the turnoff point, or “knee”) is a measure of the age of the cluster, assuming that most of the stars formed at the same time. Globular clusters in the Milky Way Galaxy prove to be nearly as old as the universe, averaging perhaps 14 billion years in age and ranging between approximately 12 billion and 16 billion years, although these figures continue to be revised. RR Lyrae variables, when present, lie in a special region of the colour-magnitude diagram called the RR Lyrae gap, near the blue end of the horizontal branch in the diagram.

    Two features of globular cluster colour-magnitude diagrams remain enigmatic. The first is the so-called “blue straggler” problem. Blue stragglers are stars located near the lower main sequence, although their temperature and mass indicate that they already should have evolved off the main sequence, like the great majority of other such stars in the cluster. A possible explanation is that a blue straggler is the coalescence of two lower-mass stars in a “born-again” scenario that turned them into a single, more-massive, and seemingly younger star farther up the main sequence, although this does not fit all cases.

    The other enigma is referred to as the “second parameter” problem. Apart from the obvious effect of age, the shape and extent of the various sequences in a globular cluster’s colour-magnitude diagram are governed by the abundance of metals in the chemical makeup of the cluster’s members. This is the “first parameter.” Nevertheless, there are cases in which two clusters, seemingly almost identical in age and metal abundance, show horizontal branches that are quite different: one may be short and stubby, and the other may extend far toward the blue. There is thus evidently another, as-yet-unidentified parameter involved. Stellar rotation has been mooted as a possible second parameter, but that now seems unlikely.

    Integrated magnitudes (measurements of the total brightness of the cluster), cluster diameters, and the mean magnitude of the 25 brightest stars made possible the first distance determinations on the basis of the assumption that the apparent differences were due entirely to distance. However, the two best methods of determining a globular cluster’s distance are comparing the location of the main sequence on the colour-magnitude diagram with that of stars close to the globular cluster in the sky and using the apparent magnitudes of the globular cluster’s RR Lyrae variables. The correction factor for interstellar reddening, which is caused by the presence of intervening matter that absorbs and reddens stellar light, is substantial for many globular clusters but small for those in high galactic latitudes, away from the plane of the Milky Way. Distances range from about 7,200 light-years for M4 to an intergalactic distance of 400,000 light-years for the cluster called AM-1.

    The radial velocities (the speeds at which objects approach or recede from an observer, taken as positive when the distance is increasing) measured by the Doppler effect have been determined from integrated spectra for more than 140 globular clusters. The largest negative velocity is 411 km/sec (kilometres per second) for NGC 6934, while the largest positive velocity is 494 km/sec for NGC 3201. These velocities suggest that the globular clusters are moving around the galactic centre in highly elliptical orbits. The globular cluster system as a whole has a rotational velocity of about 180 km/sec relative to the Sun, or 30 km/sec on an absolute basis. For some clusters, motions of the individual stars around the massive centre have actually been observed and measured. Though proper motions of the clusters are very small, those for individual stars provide a useful criterion for cluster membership.

    The two globular clusters of highest absolute luminosity are in the Southern Hemisphere in the constellations Centaurus and Tucana. Omega Centauri, with an (integrated) absolute visual magnitude of −10.26, is the richest cluster in variables, with nearly 200 known in the early 21st century. From this large group, three types of RR Lyrae stars were first distinguished in 1902. Omega Centauri is relatively nearby, at a distance of 17,000 light-years, and it lacks a sharp nucleus. The cluster designated 47 Tucanae (NGC 104), with an absolute visual magnitude of −9.42 at a similar distance of 14,700 light-years, has a different appearance with strong central concentration. It is located near the Small Magellanic Cloud but is not connected with it. For an observer situated at the centre of this great cluster, the sky would have the brightness of twilight on Earth because of the light of the thousands of stars nearby. In the Northern Hemisphere, M13 in the constellation Hercules is the easiest to see and is the best known. At a distance of 23,000 light-years, it has been thoroughly investigated and is relatively poor in variables. M3 in Canes Venatici, 33,000 light-years away, is the cluster second richest in variables, with well more than 200 known. Investigation of these variables resulted in the placement of the RR Lyrae stars in a special region of the colour-magnitude diagram.


    شاهد الفيديو: Svemir ima 10x više galaksija nego što se do sad mislilo (شهر نوفمبر 2022).