الفلك

الانزياح الأحمر الكوني ومقارنة أحجام المجرات الماضية

الانزياح الأحمر الكوني ومقارنة أحجام المجرات الماضية



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.

إذا كنت ستقسم الكون الحالي إلى مكعبات يبلغ طول جوانبها 10 ملايين سنة ضوئية ، فسيحتوي كل مكعب ، في المتوسط ​​، على مجرة ​​واحدة مماثلة في الحجم لمجرة درب التبانة. لنفترض الآن أنك تسافر بالزمن إلى الوراء ، إلى عصر يكون فيه متوسط ​​المسافة بين المجرات ربع قيمتها الحالية ، وهو ما يقابل انزياحًا أحمر كونيًا لـ z = 3. كم عدد المجرات المماثلة في الحجم لمجرة درب التبانة التي تتوقع أن تجدها ، في المتوسط ​​، بمكعبات من نفس الحجم؟ من أجل تبسيط المشكلة ، افترض أن العدد الإجمالي للمجرات من كل نوع لم يتغير بين ذلك الحين والآن. بناءً على إجابتك ، هل تتوقع أن تكون الاصطدامات أكثر تكرارًا في ذلك الوقت أم أنها أكثر تواترًا بشكل معتدل؟

أنا في حيرة من أمري مع هذا السؤال. من حدسي ، أعتبر أن الحجم يساوي المسافة ^ 3. لقد أعطونا أن المسافة الماضية ستكون 1/4 من التيار. لذلك ، هل يمكنني مكعب 1/4 المسافة؟ أيضًا كيف يلعب الانزياح الأحمر لـ 3 دورًا في الحل. شكرا على اي مساعدة! لست بحاجة إلى إجابة ، فقط كيف أبدأ.


تأتي الفواصل مع عامل القياس. مقياس الأحجام القادمة $ (1 + z) ^ {- 3} $.

عند $ z = 3 $ ، كان هذا الحجم أصغر 64 مرة.


الانزياح الأحمر الكوني ومقارنة أحجام المجرات الماضية - علم الفلك



حاسبة علم الكونيات من نيد رايت ، الإصدار المتقدم ، وإصدار آخر يحسب z لوقت السفر الخفيف (لعلماء الفلك الذين `` سمعوا عنه أولاً '' من بيان صحفي)
iCosmo: أدوات كونية تفاعلية وآلة حاسبة أخرى لعلم الكونيات بكميات قياس ضوئي.


دروس علم الكونيات في نيد رايت
يجيب نيد رايت على الأسئلة المتداولة التي يتخذها نيد رايت حول "فرضية" بديلة مشكوك فيها مؤخرًا للانفجار الكبير يتخذ نيد رايت نموذجًا بديلًا مشكوكًا فيه لإشعاع الخلفية الكونية
اقرأ لماذا يتعب الضوء المرهق ولماذا لا يمكن أن تكون الخلفية الكونية الميكروية ضوء النجوم (أو حتى مجموع الأجسام السوداء) يأخذ نيد رايت "فرضيات" بديلة أخرى مشكوك فيها إلى قائمة Big Bang Ned Wright لمواقع علم الكونيات الجيدة الأخرى هل الكون أصغر من أقدم نجومها؟ مقالات Sten Odenwald في علم الكونيات
هذه صفحة تناقش ما يسمى بجدل الانزياح الأحمر في كوازار

يناقش شون كارول (عالم الفيزياء الفلكية) وجون هورغان (كاتب العلوم) (بالفيديو) طبيعة علم الكون ، وما إذا كانت نماذج مثل "سيناريو التضخم" علمية. مضيئة بشكل رائع! هنا 3 آخرين مع شون كارول وآخرين: 1 ، 2 ، 3. يوصى به خصيصًا للمبتدئين.

فهم الكون المتوسع ومسافاته المتعددة. هل يوجد مركز للكون؟ تمت الإجابة عن الكثير من الأسئلة حول علم الكونيات (الانفجار العظيم ، الكون المتوسع) من الروابط الموجودة على صفحة الويب هذه بعد مراجعة النماذج المقترحة سابقًا للكون ، يسرد Sten Odenwald 16 حقيقة رصدية تدعم نظرية الانفجار العظيم وإليك بعضًا من الحقائق الأخرى من Ned Wright. مناقشة مستفيضة لنظرية الانفجار العظيم وأدلة المراقبة عليها.
مقال من مجلة العلوم الشعبية ، Scientific American ، يناقش العديد من المفاهيم الخاطئة الشائعة حول نظرية الانفجار العظيم.
تحتوي ويكيبيديا على مجموعة لطيفة من الصفحات وروابط لموضوعات حول الانزياح الأحمر ، وعلم الكونيات الفيزيائية ، والكون ، والانفجار العظيم ، والكون المرئي ، ومعادلة الحالة ، والتوسع المتري للفضاء ، ومقياس FLRW ، ومعادلات فريدمان ، والمسافة. المقاييس في علم الكونيات.
ما هو المقصود ب "توسيع الكون"؟ انظر أيضًا هنا وهنا (الأخير والمراجع فيه أكثر تقنية قليلاً). يمكن العثور على مناقشة لهذه القضايا في مدونة Cosmic Variance (اقرأ أيضًا التعليقات الشاملة التالية).
يعالج التباين الكوني حالة المادة المظلمة في العديد من مقالات المدونة لشون كارول: 1 ، 2 ، 3 ، 4 ، 5.

أسئلة مفتوحة في الفيزياء - مناقشة جيدة حقًا لبعض الأسئلة الرائعة حقًا ، بما في ذلك بعض الأسئلة في علم الكونيات.

The Cosmology Primer - نظرة عامة غير تقنية على ما نعرفه عن كوننا (شون كارول)


معهد كافلي لتعليم الفيزياء الكونية والتوعية
قاعدة المعرفة لعلم الفلك خارج المجرة وعلم الكونيات
عرض شرائح HTML لطيف حول الدراسات الحديثة لعلم الكونيات
صفحة WMAP حول مقدمة إلى علم الكونيات برنامج تعليمي لعلم الكونيات من جامعة كاليفورنيا في بيركلي روابط إلى المجموعة الكاملة من سلسلة محاضرات جامعة شيكاغو كومبتون العامة العديد منها حول موضوعات الفيزياء الفلكية

مقدمة في علم الكونيات ومازال هناك برنامج تعليمي آخر - مستوى عالٍ إلى حد ما ، هذه الدروس التعليمية لمجموعة جامعة كامبريدج لعلم الكونيات
الفصل الأول من كتاب الطاووس في علم الكونيات
مبادئ إيريك ف.ليندر الأولى لعلم الكونيات
صفحات الويب الخاصة بتعليم علم الكونيات بجامعة بيركلي
برنامج تعليمي حول البنية الكبيرة للكون بعض علم الكونيات هنا أيضًا.
دروس متقدمة على مستوى طلاب البكالوريوس والدراسات العليا في النسبية العامة وعلم الكونيات (شون كارول)
برنامج تعليمي لطيف على المستوى الجامعي في علم الكونيات وهذا شيء آخر.

مسبار Wilkinson Microwave Anisotropy Probe: قياس ضوء صفحات Big Bang Max Tegmark على Precision Cosmology ، وخلفية الميكروويف الكونية (أفلامه رائعة) مجموعة رائعة من الروابط على الخلفية الكونية الميكروويف - على الرغم من أنها تقنية بعض الشيء مقدمة عن الخلفية الكونية الميكروية - للمبتدئين مقدمة موجزة ولكن ممتازة لتشكيل التذبذبات الصوتية التي أدت إلى تكوين هيكل واسع النطاق
برنامج تعليمي عن الثابت الكوني "علم الكونيات: موجز بحثي" صفحات مشروع علم الكونيات بمستعر أعظم / سوبرنوفا انزياح أحمر عالي
صفحة جافا: اعتماد التخليق النووي لعنصر الضوء على نسبة الباريون / الفوتون برنامج تعليمي حول مشكلة المادة المظلمة صفحة لطيفة حقًا توضح دليلًا قويًا على المادة المظلمة الباردة كما لوحظ في مجموعة المجرات "الرصاصة"
Cosmos in a Computer Galaxy Gallery الصفحة الرابعة: أفلام صور وأفلام لمحاكاة تكوين البنية في الكون
صفحات مركز الفيزياء الكونية لمحاكاة التركيب وتشكيل المجرات
محاكاة أب ابتدائية لتشكيل النجم الأول في الكون (توم أبيل)
محاكاة النجوم والمجرات الأولى في نهاية العصور المظلمة حل تشكيل المجرات الأولية: هنا وهنا (جون إتش وايز وآخرون)

سيناريو افتراضي لدمج مجرة ​​درب التبانة ومجرات أندروميدا بعد 3 مليارات سنة
محاكاة (أفلام منها) لتصادم المجرات ، وتطور المجرات ، وتشكيل الهياكل بواسطة جون دوبينسكي وجوش بارنز.
صفحة John Dubinski Gravitas: A Universe in Motion - الكثير من محاكاة اصطدام المجرات والبنية الكونية ، تم ضبطها على الموسيقى! جهاز محاكاة اصطدام مجرة ​​مزدوج أنيق يعمل بنفسك (دقة منخفضة ، جافا سكريبت).
GALMER: جهاز محاكاة تصادم المجرة المزدوجة المفصل بنفسك
جالفورم: نموذج تشكيل المجرة من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا / جامعة دورهام.

اتحاد حجم Virgo و Hubble: (المملكة المتحدة ، ألمانيا): 10 ميجا جسيمات و 1 جيجا محاكاة لتشكيل الهياكل تم العثور على المزيد من المحاكاة العددية لهيكل واسع النطاق وتشكيل المجرات هنا وهنا وهنا وهنا. مشروع محاكاة الألفية. الألفية الثانية ومحاكاة الفئران.


صفحة أخرى تحتوي على محاكاة لتفاعل المجرة وتشكيل بنية على نطاق واسع عبر Lactea - محاكاة تطور هالة للمادة المظلمة في درب التبانة
معرض Nick Gnedin للمحاكاة العددية لتشكيل بنية واسعة النطاق
الصفحة الرئيسية لـ Hubble Deep Fields ، والمواقع التي تتيح لك النقر فوق مجرة ​​والحصول على انزياحها الأحمر في HDF North and South انظر أيضًا هذا الموقع. يمكن العثور على صور ونصوص حقل هابل فائق العمق (سبتمبر 2003 - يناير 2004) هنا وهنا. يسمح لك موقع Ned Wright الإلكتروني بنقل صور ACS و NICMOS ذهابًا وإيابًا. يتيح هذا الموقع للمستخدم النقر على دائرة خضراء وسحبها لتكبير حقل Hubble Ultra Deep.
أحدث الأبحاث بحثًا عن المجرات الأولى

خريطة للعناقيد المجرية العملاقة المعروفة خلال 2 مليار سنة ضوئية. صفحات التواصل العام الأنيقة الخاصة بالعالم الفلكي برنت تولي حول بنية الكون على نطاق واسع.
مجموعتي من الروابط إلى البرامج التعليمية المتعلقة بنظريات النسبية الخاصة والعامة.


قياس الانزياحات الحمراء

يتطلب قياس الانزياح الأحمر أو التحول الأزرق أربع خطوات:

  1. الحصول على الطيف لشيء ما (دعنا نقول مجرة) التي تظهر خطوط طيفية
  2. من نمط الخطوط ، حدد الخط الذي يتوافق مع أي ذرة أو أيون أو جزيء
  3. قياس انزياح أي من هذه الخطوط فيما يتعلق بطول الموجة المتوقع ، كما تم قياسه في مختبر على الأرض
  4. قم بتطبيق صيغة تربط التحول الملحوظ بالسرعة على طول خط البصر

مثال سيساعد في إظهار كيف يعمل هذا. الهيدروجين هو العنصر الأكثر وفرة في الكون ، وغالبًا ما يُرى في المجرات حيث يتأين الغاز ويتألق. يُظهر طيف هذه المنطقة نمطًا يسمى سلسلة Balmer للخطوط في الانبعاث. من السهل إعادة إنتاج خطوط Balmer الخاصة بالانبعاثات في الفصل الدراسي باستخدام أنبوب تفريغ الهيدروجين. إن عامل التنشيط الذي يجعل الغاز يتوهج ليس هو نفسه الموجود في المجرات ، لكن الطيف & # 8211 نمط الخطوط & # 8211 هو نفسه. إما من القياسات الخاصة بك في الفصل الدراسي ، أو من المعلومات المجدولة مسبقًا ، فإن الأطوال الموجية المتبقية لخطوط Balmer هي كما يلي:

راحة الأطوال الموجية للهيدروجين & # 8211 Balmer Series
اسم اللون الطول الموجي (أنجسترومس)
ألفا (أ) أحمر 6562.8
بيتا (ب) أزرق أخضر 4861.3
جاما (غ) البنفسجي 4340.5
دلتا (د) ديب فيوليت 4101.7

يأتي هذا الطيف من مجرة ​​، ومثل العديد من المجرات الأخرى ، فإنه يظهر خطوط انبعاث قوية. تم تحديد خطوط الهيدروجين بالفعل بالنسبة لك: أعلى قمة هي الخط ، والقمة الطويلة إلى اليسار هي الخط ب. بمجرد أن يصبح النمط مألوفًا لك ، يجب أن تكون قادرًا على التعرف على هذه الخطوط حتى في الأطياف غير المميزة.

اقرأ الأطوال الموجية لخطوط Balmer على المحور السيني للطيف للتحقق من الإدخالات في هذا الجدول:

الأطوال الموجية للهيدروجين وسلسلة Balmer # 8211 لـ
رقم العقار # 1237666407379828976
اسم اللون الطول الموجي (أنجسترومس)
ألفا (أ) أحمر 7220
بيتا (ب) أزرق أخضر 5360
جاما (غ) البنفسجي 4780
دلتا (د) ديب فيوليت 4500

يتم تعريف الانزياح الأحمر ، الذي يرمز إليه بـ z ، على النحو التالي:

على سبيل المثال ، باستخدام خط Balmer gamma ،

لاحظ أنه إذا كان الطول الموجي المرصود أقل من الطول الموجي الباقي ، فستكون قيمة z سالبة & # 8211 مما سيخبرنا أن لدينا تغيرًا في اللون الأزرق ، وأن المجرة تقترب منا. اتضح أن كل مجرة ​​تقريبًا في السماء لديها انزياح أحمر في طيفها.

سيؤدي اختيار خطوط ألفا أو بيتا أو دلتا أيضًا إلى إنتاج z = 0.1 & # 8211 ، ولا يعتمد الانزياح الأحمر المقاس على الخط الذي تختاره. إذا تم العثور على هذه العبارة غير صحيحة (ضمن أخطاء القياس ، بالطبع) ، فعلى الأرجح أنك لم تقم بالتعريف الصحيح لواحد على الأقل من الخطوط.


الانزياح الأحمر الكوني ومقارنة أحجام المجرات الماضية - علم الفلك

على مقاييس حجم بلايين السنين الضوئية ، يُفترض أن يكون الكون متجانسًا. هذا يجعل نماذج الكون أبسط و `` أكثر منطقية '' - إذا عشنا في جزء غير عادي من الكون ، فسيكون من المستحيل تقريبًا فهم الكون ككل من خلال مراقبة محيطنا. قد يبدو أن اكتشاف التجمعات العملاقة الطويلة يعرض هذا الافتراض للخطر. لكن على نطاقات كبيرة بما يكفي ، يحتوي الكون على العديد من التجمعات العملاقة في جميع الاتجاهات. إنه مثل وعاء كبير من بودنغ التابيوكا ، ملعقة واحدة من البودنج تبدو مثل أي ملعقة أخرى ، على الرغم من وجود قطع التابيوكا الصغيرة.

  • الكون متجانس. هذا يعني أنه لا يوجد موقع مراقبة مفضل في الكون.
  • الكون أيضا متماثل. هذا يعني أنك لا ترى أي اختلاف في بنية الكون وأنت تنظر في اتجاهات مختلفة.

المبدأ الكوني هو فكرة كوبرنيكية. هذا يعني أننا لسنا في مكانة خاصة. كل مراقب في معين الوقت الكوني سيشاهد نفس الشيء ، مثل نفس قانون هابل-ليما & icirctre. يعني `` الزمن الكوني '' في هذا السياق الوقت المقاس من حدث مشترك مثل خلق الكون. سيقيس كل شخص في نفس الوقت الكوني نفس عمر الكون. يسمح المبدأ الكوني للكون أن يتغير أو يتطور بمرور الوقت.

امتداد للمبدأ الكوني يسمى المبدأ الكوني المثالي يقول أن الكون أيضًا لا يتغير بمرور الوقت لا يوجد تطور. لذلك ، في عالم آخذ في الاتساع ، الجديد يجب إنشاء المسألة باستمرار. هذا ينتهك القاعدة المركزية للطبيعة المعروفة باسم قانون الحفاظ على الكتلة. ينص هذا القانون على أن المقدار الإجمالي للكتلة لا يتغير - فالكتلة لا تنشأ من لا شيء أو تتلف. ومع ذلك ، فإن كمية المادة الجديدة التي يجب تكوينها لكي يكون المبدأ الكوني المثالي صحيحًا صغيرة جدًا - ذرة هيدروجين واحدة فقط لكل سنتيمتر مكعب كل 10 15 عامًا. هذا ما يقرب من ذرة هيدروجين واحدة / Houston Astrodome كل عام - كمية صغيرة جدًا! كما تم وصفه في الفصل السابق ، فإن الزيادة في عدد الكوازارات على مسافات بعيدة منا ، هي دليل قوي على كون الكون يتغير أو يتطور. أدلة أخرى لكون متغير معطاة لاحقًا في هذا الفصل.

لا يوجد مركز للتوسع في الفضاء ثلاثي الأبعاد

لمساعدتك على فهم معنى الزمكان المنحني ، دعنا نستخدم تشبيه العالم ثنائي الأبعاد الذي ينحني إلى البعد الثالث. افترض أنك محصور على سطح بالون ولا تعرف سوى `` الأمام '' و `` الخلف '' و `` اليسار '' و `` اليمين '' ، ولكن ليس `` لأعلى '' و `` تحت''. في عالمك ثنائي الأبعاد لا يمكنك رؤية البعد الثالث. يبدو كونك مسطحًا. ومع ذلك ، فأنت تعلم أن كونك ثنائي الأبعاد يجب أن يكون منحنيًا لأنك إذا مشيت في خط مستقيم ، فإنك في النهاية ستعود إلى حيث بدأت! الكون البالون له حجم محدود ولكن لا حافة. أنت تعلم أيضًا أن زوايا المثلثات الكبيرة تصل إلى عدد أكبر من 180 درجة! على سبيل المثال ، على البالون ، تعترض خطوط الطول التي تمتد من الشمال إلى الجنوب خط الاستواء بزاوية 90 درجة وتتقارب عند القطبين. لذا ، فإن المثلث المكون من نقطة واحدة على خط الاستواء + القطب الشمالي + نقطة أخرى على خط الاستواء ستجمع زواياه أكثر من 180 درجة في الكون المسطح حقًا ، ستجمع الزوايا حتى 180 درجة بالضبط. ستكون قادرًا على استنتاج أن كونك موجود بشكل ايجابي منحن.

على المقاييس الصغيرة بشكل كافٍ ، يبدو السطح مسطحًا لذا يتم تطبيق قواعد الهندسة العادية. مجموع الزوايا في مثلث صغير يصل إلى 180 درجة. هنا على سطح الأرض ، تبدو الأرض مسطحة بالنسبة لنا لأن انحناء الأرض أكبر بكثير مما نحن عليه. لا يتعين على الكون أن ينحني مرة أخرى على نفسه كما هو موضح في الرسوم التوضيحية أعلاه. هذا النوع من منحني بشكل إيجابي عادة ما يكون تصور الكون أسهل ، لكن الانحناء قد يكون عكس ذلك. في منحني بشكل سلبي الكون ، ينحني الكون بعيدًا عن نفسه. قد يبدو التشبيه ثنائي الأبعاد مثل السرج. الزوايا في المثلثات الكبيرة يصل مجموعها إلى أقل من 180 درجة. مثل الكون الموجب الانحناء ، لن يكون هناك مركز على السطح و لا حافة.

بدلاً من إنشاء مثلثات كبيرة في الكون ، يمكن لعلماء الفلك استخدام كيفية زيادة عدد المجرات مع زيادة المسافة. إذا كان للكون انحناء صفري وكانت المجرات منتشرة بشكل موحد تقريبًا في الكون ، فيجب أن يزداد عدد المجرات خطيًا مع زيادة الحجم. تنتشر الخطوط التي تحدد الزاوية في خطوط مستقيمة. إذا كان للكون انحناء إيجابي ، فإن عدد المجرات يزداد مع زيادة الحجم ثم يتناقص مع الأحجام الكبيرة جدًا. تنتشر الخطوط التي تحدد الزاوية في البداية ثم تتقارب على مسافات كبيرة. إذا كان للكون انحناء سلبي ، فإن عدد المجرات يزداد بسرعة أكبر مع حجم أكبر من الكون المسطح. تتباعد الخطوط التي تحدد الزاوية بزوايا متزايدة حيث تنحرف الخطوط بعيدًا عن بعضها البعض. بسيطة من حيث المبدأ ولكن في الواقع ، من الصعب القيام بذلك.

نظرًا لأن الانحناء صغير جدًا ، سنحتاج إلى النظر إلى مسافات كبيرة جدًا لرؤية التغيير من حالة الكون المسطح والأجسام البعيدة باهتة جدًا ويصعب قياسها بدقة. إذا حاولنا النظر في كيفية تغير أحجام المجرات مع المسافة ، فسنواجه أكثر من مجرد عدم يقين في القياس. على سبيل المثال ، في كون منحني إيجابيًا ، تظهر المجرات البعيدة جدًا (المجرات ذات الانزياح الأحمر العالي) أكبر من الكون المسطح ولكن في كوننا ، لا يوجد حجم قياسي للمجرات ونعلم أن المجرات قد تغيرت بمرور الوقت من خلال الجميع. أنواع التفاعلات. قد يعمل استخدام كيفية تغيير السطوع الظاهري لكائنات معينة مع المسافة إذا كان بإمكانك العثور على كائنات ذات لمعان قياسي (الشموع القياسية). في كون منحني إيجابيًا ، ستظهر الشموع القياسية أكثر سطوعًا لأن أشعة الضوء ستتباعد بشكل أبطأ من الكون المسطح. قد تنجح المستعرات الأعظمية من النوع Ia ، لكن المسافات الكبيرة اللازمة لكون به انحناء طفيف جدًا ، تعني أنه حتى هذه المستعرات الأعظمية ستكون باهتة جدًا ويصعب قياسها بدقة.

تشرح فكرة السطح المنحني أيضًا سبب رؤية علماء الفلك في كل مجرة ​​المجرات الأخرى تبتعد عنها ، وبالتالي يستمدون نفس قانون هابل-ليما والجليد. ارجع إلى تشبيه البالون ، تخيل أن هناك منازل مسطحة عليها. مع تمدد البالون ، تحرك المادة المرنة المنازل بعيدًا عن بعضها البعض. شخص يجلس في الشرفة الأمامية يرى الجميع يبتعدون عنها ويبدو أنها مركز التوسع.

أضف الآن بعدًا آخر وسيكون لديك وضعنا. تمامًا مثل عدم وجود مادة بالون جديدة يتم إنشاؤها في القياس ثنائي الأبعاد ، لا يتم إنشاء مساحة ثلاثية الأبعاد جديدة في التوسع. مثل أي تشبيه ، فإن تشبيه البالون له حدوده. في القياس ، يتمدد البالون في المنطقة المحيطة به - هناك مساحة خارج البالون. ومع ذلك ، مع الكون المتوسع ، الفضاء بحد ذاتها يتوسع في ثلاثة أبعاد - يتوسع نظام الإحداثيات بأكمله. كوننا لا يتوسع `` إلى '' أي شيء `` وراء ''.

يمكن أن يكون لتوسيع الفضاء بعض الآثار المدهشة بالنسبة لمحترفي علم الفلك والطلاب على حد سواء لأن وجهة نظرنا النيوتونية لشبكة إحداثيات ثابتة في الفضاء هي جزء كبير من تجربتنا اليومية على الأرض. كتب تشارلز لينيفير وتامارا ديفيس مقالًا مصورًا بشكل جيد في عدد مارس 2005 من Scientific American حول المفاهيم الخاطئة الشائعة حول توسع الكون مثل: المجرات تتحرك عبر الفضاء الموجود بالفعل (هم ليسوا كذلك) ، المجرات لا يمكن أن تبتعد عنها نحن أسرع من الضوء (يستطيعون) ، وحجم الكون المرئي هو سرعة الضوء مضروبة في زمن التوسع (الكون المرئي أكبر بكثير من ذلك) ، وغيرها. (نسخة PDF محلية متوفرة هنا)


الانزياح الأحمر الكوني ومقارنة أحجام المجرات الماضية - علم الفلك

يعد قياس المسافات في علم الفلك أمرًا صعبًا: لا يمكننا ببساطة أن نأخذ عصا متر ونقطع المسافة إلى نجم أو مجرة. بدلاً من ذلك ، علينا أن نجد طرقًا غير مباشرة لتقدير المسافة ، من الكميات الأخرى تستطيع تقاس مباشرة. طريقة فعالة لتقدير المسافات هي فكرة أ شمعة قياسية- أي نوع معين من النجوم يُعرف سطوعه الداخلي ، مثل معرفة القوة الكهربائية لمصباح كهربائي منزلي. بمقارنة السطوع الجوهري (أو لمعان) بمدى سطوع النجم يبدو ليكون ، يمكن للمرء أن يقدر المسافة. هناك مثالان على الشموع القياسية التي يشيع استخدامها من قبل علماء الكونيات لقياس المسافات سيفيدس و المستعرات الأعظمية مع قياسات المجرة الحمراء، تخبرنا تقديرات المسافة هذه بالكثير عن توزع وحركات المجرات - وديناميكيات الكون نفسه.

Cepheids هي نجوم متغيرة تنبض بانتظام ، وتغير حجمها وسطوعها الداخلي على مدى فترة تتراوح من بضعة أيام إلى بضعة أسابيع. في أوائل القرن العشرين ، درست Henrietta Leavitt Cepheids في سحابة Magellanic الكبيرة (المجرة الصغيرة التابعة لمجرة درب التبانة) ووجدت علاقة بين فترتها واللمعان. هذا يعني أنه ببساطة عن طريق قياس فترة Cepheid الأبعد ، يمكن لعلماء الفلك تحديد لمعانه على الفور - ومن ثم بعده. الآن ، بعد ما يقرب من قرن من الزمان ، تظل السيفيد العمود الفقري لمقياس المسافة الكوني. يمكن لتلسكوب هابل الفضائي أن يرصد القيفيات في المجرات التي تبعد عشرات الملايين من السنين الضوئية ، مثل المجرة الحلزونية العملاقة M100 في كتلة العذراء. (الصور أدناه تظهر بعض Cepheids في M100). خلال العقد الماضي ، استخدم مشروع مفتاح مقياس المسافة HST Cepheids لرسم خريطة "الجوار المحلي" للكون.

حتى مع تلسكوب هابل الفضائي ، من الممكن فقط مراقبة القيفائيين على مسافة حوالي 100 مليون سنة ضوئية. بعد هذه النقطة ، يحتاج علماء الكونيات إلى إيجاد طرق بديلة لتقدير مسافات المجرات. إحدى هذه الطرق هي شمعة قياسية أخرى: أ سوبرنوفا. المستعرات الأعظمية هي نجوم ضخمة تتعرض لانفجار كارثي مع وصولها إلى نهاية حياتها، مما يجعلها مشرقة مثل المجرة بأكملها تقريبًا. يمكن لعلماء الكونيات الآن أن يرصدوا المستعرات الأعظمية في المجرات على مسافات تبلغ بلايين السنين الضوئية التي نشاهدها هذه النجوم المتفجرة في وقت كان فيه الكون أقل من نصف عمره الحالي. ساعدنا قياس مسافات المجرات باستخدام المستعرات الأعظمية على فهم التطور السابق - وحتى المصير المستقبلي - للكون (انظر أدناه).



قانون هابل والانزياح الأحمر

في عشرينيات القرن الماضي ، قاس عالم الكونيات الأمريكي إدوين هابل (الذي يظهر في الصورة الثانية من اليسار) مسافات وسرعات العديد من المجرات القريبة باستخدام عاكس هوكر 100 بوصة على جبل ويلسون ، وأدرك أن المجرات بشكل عام تبدو وكأنها تبتعد عنا. تسببت سرعة ركودهم في حدوث تحول في طيف الضوء نحو الألوان الأكثر احمرارًا - على غرار تحول دوبلر في نغمة صفارة الإنذار لسيارة الإسعاف أثناء مرورها - ويُعرف باسم الانزياح الأحمر. اقترح علماء الكونيات أن الانزياح الأحمر للمجرات لم يكن بسبب حركاتها عبر الفضاء ، ولكن بالأحرى إلى توسع الفضاء نفسه - نتيجة دراماتيكية ، لكنها مع ذلك تتفق مع تنبؤات نظرية `` الانفجار العظيم '' لأصل الكون ، ونظرية أينشتاين (في الصورة الثالثة من اليمين أعلاه). نظرية النسبية.

ينص قانون هابل على أن سرعة الركود (أو ما يعادله من الانزياح الأحمر) للمجرة تتناسب مع المسافة ، وثابت التناسب - المعروف اليوم باسم ثابت هابل - يقيس معدل التوسع الحالي للكون. اليوم ، بعد أكثر من سبعين عامًا على عمل هابل الأصلي ، لا يزال علماء الكونيات يناقشون القيمة الدقيقة لثابت هابل - على الرغم من أن إطلاق تلسكوب هابل الفضائي ، وعمل مشروع مفتاح مقياس المسافة HST ، قد أدى إلى درجة كبيرة من الإجماع. . يمكن الآن أيضًا قياس ثابت هابل من البيانات الموجودة على نطاقات أكبر ، من خلال دراسة الخلفية الميكروية وعدسات الجاذبية ، مما يؤدي إلى نتائج تتفق مع طرق "الشمعة القياسية" التقليدية.


الكون الجامح

في الآونة الأخيرة ، حوّل علماء الكونيات تركيزهم من قياس معدل التمدد الحالي للكون إلى تحديد معدل التمدد في الماضي البعيد جدًا. يمكن أن تخبرنا هذه الملاحظات ما إذا كان الكون يتسارع أو يتباطأ - وهو سؤال وثيق الصلة به انحناء الفضاء - وبالتالي توقع ما إذا كان توسع الكون سيستمر إلى الأبد أم لا. يمكننا تحديد معدل التوسع عندما كان الكون يقارب نصف عمره الحالي عن طريق قياس مسافات المستعرات الأعظمية التي لوحظت عند الانزياح الأحمر العالي ، ومقارنة المسافة المقدرة مع المسافة المتوقعة في نموذج الأكوان ذات الانحناءات المختلفة. توصلت مجموعتان بحثيتان (مشروع علم الكونيات المستعر الأعظم وفريق SN High-z) إلى استنتاج مذهل مفاده أن الكون يتسارع ، وبالتالي فإن التوسع سيستمر بالفعل. إلى الأبد. يبدو أن الطاقة التي تحرك التسارع تأتي من التقلبات في فراغ الفضاء نفسه - والتي تحيي إلى حد ما فكرة "الثابت الكوني" التي اقترحها أينشتاين نفسه ، ولكن تم رفضها لاحقًا. تؤكد دراسات الخلفية الميكروية وجود طاقة الفراغ هذه ، وتشير إلى أن الكون ليس له انحناء صفري - مما يعني أن هندسته هي في الأساس نفس قطعة الورق المسطحة. يعمل علماء الكونيات الآن بجد لفهم أكثر وضوحًا الطبيعة الدقيقة لطاقة الفراغ التي تدفع تسارع الكون.



هل تحدى أكبر مسح للمجرات علم الكونيات كما نعرفه؟

طائرة CCD الخاصة بـ Dark Energy Survey (L) ومجال الرؤية (R). مع ست سنوات من البيانات تحت الحزام. [+] وبعد اكتمال إصدار بيانات العام الثالث وتحليلها ، إنها فرصة رائعة لمقارنة هذه الملاحظات الجديدة بأفضل نظرياتنا الكونية والبيانات من مصادر أخرى.

لطالما كان البشر يدرسون الكون ، كنا نتوق لمعرفة إجابات أكبر الأسئلة على الإطلاق. ما هو بالضبط هناك في هاوية الفضاء السحيق؟ من أين أتى كل هذا؟ ما هو مصنوع ، وكيف أصبح على هذا النحو؟ وعلاوة على ذلك ، ماذا سيكون مصيرها النهائي؟ بدءًا من عشرينيات القرن الماضي ، بدأنا في تجميع أدلة كافية لبدء استخلاص استنتاجات قوية حول طبيعة الكون وسلوكه ، وتحديد المجرات خارج مجرتنا درب التبانة ، وقياس مسافاتها وانزياحاتها الحمراء ، وتحديد أن الكون كان يتوسع.

لقد مر ما يقرب من قرن كامل منذ ذلك الحين ، وزاد مستوى الدقة الذي نقيس به الكون بشكل كبير. في عام 2018 ، على سبيل المثال ، أصدر تعاون بلانك نتائجه النهائية من معظم القياسات الرائعة التي أجريت في جميع أنحاء السماء لتقلبات درجات الحرارة في الخلفية الكونية الميكروية: التوهج المتبقي من الانفجار العظيم. أخبرتنا نتائجه عن ماهية الكون ، وما هو تاريخ توسعه ، وما هو مصيره النهائي على الأرجح. لكن الإشارات التي تخبرنا بتكوين الكون وتاريخ توسعه يجب أن تُطبع أيضًا في المجرات في جميع أنحاء الكون ، وأكبر مسح تم إجراؤه على الإطلاق هو مسح الطاقة المظلمة ، الذي أصدر للتو نتائجه الأخيرة.

ما مدى تطابقها مع الصورة التي وضعناها معًا حتى الآن؟ دعنا نتعمق ونكتشف.

يمكن تقسيم المجرات التي تم تحديدها في صورة المجال العميق المتطرف إلى مجرات قريبة وبعيدة و. [+] مكونات بعيدة جدًا ، حيث يكشف هابل فقط عن المجرات التي يمكنه رؤيتها في نطاقات الطول الموجي وفي حدوده البصرية. قد يشير الانخفاض في عدد المجرات المرئية على مسافات كبيرة جدًا إلى قيود مراصدنا ، بدلاً من عدم وجود مجرات خافتة صغيرة منخفضة السطوع على مسافات بعيدة.

ناسا و ESA و Z. LEVAY و F. SUMMERS (STSCI)

عندما ننظر إلى الكون ، إلى مسافات أكبر وأكبر ، فإننا في الواقع ننظر بعيدًا إلى الوراء أيضًا. كلما كان الجسم بعيدًا ، كلما استغرق الضوء الذي ينبعث منه وقتًا أطول للانتقال إلى أعيننا. مع توسع الكون ، تزداد المسافات بين الأجسام ، ويتمدد الضوء نفسه: ينتقل إلى أطوال موجية أطول وأطول. معًا ، مع توسع الكون ، يحدث عدد من الأشياء:

  • تضعف كثافة الطاقة ، حيث يصبح الإشعاع والمادة (الطبيعية والداكنة) أقل كثافة مع زيادة الحجم ،
  • معدل التمدد ، الذي تحدده كثافة الطاقة الإجمالية ، يتغير أيضًا (بالتناقص) بمرور الوقت ،
  • تنمو كتل ضخمة من المادة عن طريق الجاذبية ، وتغير الطريقة التي ينحني بها الفضاء في تلك المنطقة المجاورة لضوء الخلفية ،
  • وعندما نلاحظ فوتونًا انبعث من مسافة بعيدة ، فإن الضوء الذي ننتهي من قياسه قد طبع عليه آثار الجاذبية التراكمية في اللعب ، بما في ذلك تمدد الكون ، وعدسة الجاذبية ، والتغيرات في جهد الجاذبية من الأجسام واجهته طوال رحلتها إلينا.

يقول العلماء إنه لا يوجد سوى كوكب آخر في مجرتنا يمكن أن يكون شبيهًا بالأرض

يقول العلماء إن 29 من الحضارات الغريبة الذكية ربما تكون قد رصدتنا بالفعل

Super Solstice Strawberry Moon: شاهد أكبر وألمع وأفضل طلوع قمر في الصيف هذا الأسبوع

بعبارة أخرى ، يروي الضوء الذي نلاحظه قصة ما حدث في الكون منذ انبعاث هذا الضوء.

تم تصوير نفس مجال الفضاء بعمق بثلاثة أطوال موجية مختلفة. من اليسار إلى اليمين ، r-band. [+] (اللون الأحمر) ، i-band (قريب جدًا من الأشعة تحت الحمراء) ، والنطاق z (الطول الموجي الأطول بالقرب من الأشعة تحت الحمراء) يتم عرضها أسفل الصورة

حجم 25 من مسح الطاقة المظلمة. هذا النوع من المسح العميق ضروري للكشف عن المجرات البعيدة الخافتة.

دبليو جي هارتلي وآخرون. (2021) للتعاون في مسح الطاقة المظلمة

هذه هي الفكرة الكبرى وراء استخدام استطلاعات المجرات للمساعدة في استنتاج ما هو موجود في الكون. بدلاً من استخدام إشارة من "لقطة" واحدة في ماضي الكون - وهو ما تقدمه لنا الخلفية الكونية الميكروية ، على سبيل المثال - يمكننا أن ننظر إلى الوراء إلى مجموعة متنوعة من "اللقطات" في الوقت المناسب من خلال النظر في سلوك وخصائص المجرات على مسافات مختلفة عنا.

المفتاح هو أن نفهم أنه على المقاييس الأكبر ، تصبح الفيزياء التي تحكم الكون في الواقع بسيطة نسبيًا مقارنة بما نستخلصه من خلال النظر إلى الهياكل الفردية الصغيرة الحجم. على مقياس مجرة ​​واحدة ، على سبيل المثال ، هناك تعقيدات هائلة يجب وضعها في الاعتبار. يتفاعل الغاز والغبار مع ضوء النجوم فوق البنفسجي يمكن أن يؤين المادة في الغيوم الغازية المتوسطة بين النجمية ، مما يؤدي إلى تكوين نجم جديد مع تسخين المادة ، ويؤثر على المادة المظلمة في قلب المجرة إذا أصبح تكوين النجوم شديدًا جدًا ، ويمكن للمادة الطبيعية في الداخل يتم طردهم. ومع ذلك ، على الرغم من كل تلك الفوضى ، والتفاعل المعقد للمادة المظلمة مع فيزياء المادة العادية ، لا يزال بإمكان المجرات الفردية أن تخبرك بشيء عن الطاقة المظلمة.

عندما تنظر إلى كيفية تجمع المجرات معًا على مقاييس كونية كبيرة ، على أية حال ، يوجد في الواقع عدد أقل بكثير من التعقيدات غير المفهومة جيدًا التي تعترض طريقها.

تطور الهيكل واسع النطاق في الكون ، من حالة مبكرة وموحدة إلى. [+] الكون العنقودي الذي نعرفه اليوم. (تم تصغير الامتداد الذي نعرفه). بينما نتحرك من الأزمنة المبكرة (على اليسار) إلى الأزمنة المتأخرة (على اليمين) ، يمكنك أن ترى كيف يشكل الانهيار الثقالي الكون.

أنجولو وآخرون. (2008) جامعة دورهام

على المقاييس الأكبر - على سبيل المثال ، مقاييس بضع عشرات من ملايين السنين الضوئية أو أكثر - يمكنك نمذجة الكون بشكل مبسط إلى حد ما مع الاستمرار في الحصول على بعض التنبؤات القوية جدًا لمشاكلك. يمكنك التعامل مع المادة المظلمة على أنها سائل غير تصادم ، جاذب ولكن لا يستجيب لأية قوى أخرى. يمكنك نمذجة المادة العادية على أنها ضخمة ولكن مع تفاعلات ذاتية ومع اقتران بالفوتونات. يمكنك التعامل مع الفوتونات على أنها حمام من الإشعاع الذي يمارس الضغط ويشتت المادة العادية ، ولكن ليس المادة المظلمة. ويمكنك أيضًا طي الطاقة المظلمة ، ثم تشغيل عمليات المحاكاة الخاصة بك من الأوقات المبكرة وحتى يومنا هذا.

الفكرة هي أنه من خلال عمل مجموعة كبيرة من "الفهارس الصورية" للمجرات بناءً على اختلافات طفيفة في البارامترات الكونية. يمكنك بعد ذلك تقييمها بناءً على المعايير التي يمكن ملاحظتها التي تختارها. كيف تتجمع المجرات معًا؟ إلى أي مدى يؤدي وجود الكتلة إلى تشويه متوسط ​​الأشكال الظاهرية للمجرات؟ And what happens when we try to cross-correlate the sources of lensing with the actual positions of galaxies in our catalogue? The answers are highly sensitive to the composition of the Universe we choose to consider.

Any configuration of background points of light -- stars, galaxies or clusters -- will be distorted . [+] due to the effects of foreground mass via weak gravitational lensing. Even with random shape noise, the signature is unmistakeable. The quantification of both the clustering amplitude and the lensing amplitude are important for cosmology.

Wikimedia Commons user TallJimbo

That’s all on the theory side. You run simulations, you evaluate them, and you extract what sets of observables correspond to being consistent or inconsistent with each one.

But astrophysics is a little bit different than physics. Whereas physics is an experimental science, astrophysics is an observational one. You can only put the Universe to the test insofar as you can observe it. Unless your observations are comprehensive and flawless — meaning you can see everything exactly as it is — you have a large number of effects you need to account for.

For example, your observations:

  • are limited by resolution, as objects too close together will appear as a single source,
  • are limited by brightness, as objects that are too faint won’t appear,
  • are limited by redshift, as an object that’s too severely redshifted will no longer fall within your telescope’s sensitivity range,
  • have confounding factors at play, such as not being able to distinguish, for individual objects, how much of the redshift is due to a galaxy’s motion versus how much is due to the expansion of the Universe,

and a number of other factors. Still, the key to connecting theory and observation is to account for all of these issues to the best of your ability, and then compare your observed-and-analyzed data set with your theoretically generated/simulated ones, and see what you can learn about the Universe.

The real year-3 data from the Dark Energy Survey (L) versus a simulation (R). By examining the joint . [+] distributions of how galaxies are shaped, how much light comes from them, and what the colors of these galaxies are allows scientists to detail the impact of blending on the calibration of shear (shape distortion) and the observed/effective redshift distribution of galaxies.

N. MacCrann et al. (2021) for the Dark Energy Survey collaboration

On May 27, 2021, the Dark Energy Survey collaboration released a series of papers — 26 in total (of a planned 30, so 4 more are still to come) — detailing the results from the largest galaxy survey of all-time. In total, they surveyed 5,000 square degrees of area, or the equivalent of about ⅛ of the entire sky. They obtained data on some

226 million galaxies, including

100 million of which were useful for understanding cosmic shear (the shape distortion of galaxies).

Perhaps most importantly, they were able to place constraints, based on this data, on a number of important cosmological parameters. These include:

  • what is the total amount of matter (normal and dark, combined) in the Universe?
  • what is the equation-of-state of dark energy, and is it consistent with a cosmological constant?
  • is there strong evidence supporting either a higher (

After all, if we want to make the claim that we understand what the Universe is made of and what it’s fate must be, the different lines of evidence that we collect should all point to the same overall, self-consistent picture.

Three different types of measurements, distant stars and galaxies, the large scale structure of the . [+] Universe, and the fluctuations in the CMB, enable us to reconstruct the expansion history of our Universe. All three types of measurements point to a consistent cosmic picture, full of dark energy and dark matter, but not every aspect of every method is in agreement with one another.

ESA/Hubble and NASA, Sloan Digital Sky Survey, ESA and the Planck Collaboration

To be clear, the Dark Energy Survey team really did their homework. There are papers specifically on a variety of important aspects to address, including blinding procedures when multiple cosmic probes are used, internal consistency tests with posterior predictive distributions, and how to quantify tensions between Dark Energy Survey (galaxy survey) and Planck (CMB) data. There are also papers on how to address systematics, on how to properly calibrate their data for each of the three indicators they’re using, and how to account for various forms of bias.

When all is said and done, this team of hundreds of scientists synthesized together the largest galactic data set ever for these cosmological purposes, and obtained some spectacular results. In particular, some highlights are:

    the total matter density is between 31% and 37% of critical density, whereas Planck gave

The Dark Energy Survey data (grey) lines up with results from all other sources. When you look at . [+] various parameters, including the matter density (x-axis), the clustering amplitude (S_8), the dark energy equation of state (w), and other cosmological parameters, everything is consistent at a very reasonable significance between the various data sets.

Dark Energy Survey Collaboration et al. (2021)

If you were to ask me — a theoretical cosmologist who isn’t part of the Dark Energy Survey collaboration — what this all means, I would likely sum up the results in three points.

  1. The Dark Energy Survey data, the largest galaxy survey ever conducted so far, has, through three independent methods, confirmed and refined the standard cosmological model.
  2. When Planck and Dark Energy Survey are taken together, we get a picture that’s essentially unchanged from the Planck data alone: similar matter density, similar support for dark energy being a cosmological constant, similar expansion rate, and a very, very slight shift to what we call the clustering amplitude.
  3. And the developments that have been made on how to handle such an enormous amount of data of this type will be useful as we look to the future of large galaxy surveys, including ESA’s Euclid, NSF’s Vera Rubin Observatory, and NASA’s Nancy Roman Telescope.

In fact, the biggest surprise they encountered was that the clustering amplitude and the lensing amplitudes, which should match, appeared to disagree. Although this was discussed at length in Section V of the main results paper, further investigation into what could be causing or explaining this issue is needed.

The large 'discrepancy' between the majority of the data and the one unexplained result. If it . [+] weren't for the orange contour plot, a clear outlier, the only significant tension between the Dark Energy Survey team's results and the standard cosmological model would disappear. It is, perhaps, not compelling enough to claim 'Einstein was wrong' based on this alone.

Dark Energy Survey Collaboration et al. (2021)

But this is no justification for the absurd headlines that have ensued, with many touting a cosmic mystery that, as Dr. Niall Jeffrey from the Dark Energy Survey team put it, “if this disparity is true then maybe Einstein was wrong.” Carlos Frenk, a cosmologist not associated with the Dark Energy Survey, has also been quoted, stating, “I spent my life working on this theory and my heart tells me I don't want to see it collapse. But my brain tells me that the measurements were correct, and we have to look at the possibility of new physics.”

These assertions, based on experience, are unlikely to pan out for a variety of reasons. First off, this is the first time we’ve ever compiled or extracted data from a catalogue this large, and a large number of new methods and techniques are being trialed for the first time. Second off, the sample of galaxies used to calculate the discrepant components was only a small fraction of the total number of galaxies can we be certain that the right sample was selected? Third, there are an enormous number of properties found to be in spectacular agreement with the concordance model why would we put all the focus on the one part — with questionable significance on the systematic end — that doesn’t match? And fourth, even if it doesn’t match, would you really bet against Einstein with less than 3-σ significance (when you take Planck + Dark Energy Survey data, versus Planck data alone), rather than betting against this one aspect of the data release?

The Dark Energy Survey has found

226 million galaxies over

5000 square degrees. This is the . [+] largest galaxy survey in history, and it has given us unprecedented information about the cosmos. Overwhelmingly, it agrees with and refines the current consensus cosmological picture. It also allowed us to infer the most accurate dark matter map in history.

N. Jeffrey Dark Energy Survey Collaboration

If you want to get headlines, eyeballs, and attention, just say those three magic words, “Einstein was wrong.” You won’t be right, of course no one has been thus far. Relativity, both the special and general forms, have passed every test we’ve thrown at them for more than a century, and scientists have arguably tried harder to prove Einstein wrong than any other scientist in history. Now, within the framework of General Relativity and in the face of the largest galaxy survey ever, we’re going to claim “Einstein was wrong” instead of looking at the far more likely possibility: that we haven’t handled this unprecedented deluge of data properly in the one instance where a small but significant discrepancy manifests itself?

The truth is we have an enormous new set of valuable data, and we can extract a fantastic amount of information about the Universe from it. The nature and amount of dark matter and dark energy have been confirmed the Universe’s expansion rate lines up with precisely what previous studies have said and the clustering amplitude is slightly smaller than we expected it would be. It’s doubtful, however, that this is a sign of new physics if anything, it’s an issue to investigate further and cross-check with other galaxy surveys. If it turns out to be something that’s actually worth a second look, more and better data will show us the way.


Submillimeter Quasars


Len Cowie and his colleagues have been measuring submillimeter emission from high-redshift X-ray sources using SCUBA-2 and the Submillimeter Array (SMA) on Mauna Kea, and the Atacama Large Millimeter Array (ALMA) in Chile. They have turned up a wide variety of objects including two examples of a new type of celestial object that shows strong X-ray and submillimeter emission but no detectable infrared or visible light. They are probably high redshift quasars (z

4-5) surrounded by unusually thick layers of interstellar gas.

Submillimeter emission (contour lines) and visible radiation (color) from a z = 3.8 quasar. The visible light image was obtained from the Hubble Space Telescope.


Geometry of the Universe

The Geometry of the Universe is explained with the help of the following Curvatures, which include &minus

Let us understand each of these in detail.

Positive Curvature

If a tangent plane drawn at any point on the surface of the curvature does not intersect at any point on the surface, it is called surface with a positive curvature i.e. the surface stays on one side of the tangent plane at that point. The surface of the sphere has positive curvature.

Negative Curvature

If a tangent plane drawn at a point on the surface of the curvature intersects at any point on the surface, it is called as a surface with a negative curvature i.e., the surface curves away from the tangent plane in two different directions. A saddle-shaped surface has a negative curvature.

Now consider the surface of a sphere. If a triangle is constructed on the surface of the sphere by joining three points with geodesic (arc of great circles), the sum of the interior angles of the spherical triangle is greater than 180 o , i.e. &minus

Such spaces are called positively curved spaces. Also, the curvature is homogeneous and isotropic. In general, the angle at the vertices of the spherical triangle follows the relation &minus

$alpha + eta +gamma = pi + A/R^2$

أين أ is the area of the triangle and ص is the radius of the sphere. The following image depicts a positively curved space.

For a positive curvature, the parallel lines should meet. Consider the surface of the earth, which is a positively curved space. Take two starting points on the equator. The lines which cross the equator at right angles are known as the lines of longitude. Since these lines cross the equator at right angles, they can be referred to as parallel lines. Starting from the equator, they eventually intersect at the poles. This method was used by Carl Gauss and others to understand the topology of the earth.

Consider a negatively – curved space (a saddle shown in the following image), the sum of interior angles of the triangle is less than 180 o , i.e. &minus

The angle at the vertices follows the relation &minus

$alpha + eta + gamma = pi - A/R^2$

Zero Curvature

A plane surface has zero curvature. Now for a flat space, if a plane is taken and a triangle is constructed by joining three points with geodesic (straight lines), the interior sum of angles will be &minus

The following image is a flat 2-dimensional space.

If one wants a space to be homogeneous and isotropic, only three possibilities remain: the space can be uniformly flat or it can have a uniform positive curvature or it can have a uniform negative curvature.

The curvature constant can assume any of the following three values.


The impact of primordial magnetic fields on dwarf galaxies

The smallest galaxies in the Universe, called dwarf galaxies, hold the key to many mysteries regarding the properties of the Universe. They are generally cast as responsible for forcing it to come out of the ‘Dark Ages’, making it transparent to ionising photons a second time, one billion years after the Big Bang, at the end of an epoch called ‘re-ionisation’. They also feature density profiles in tension with those predicted by the standard Lambda Cold Dark Matter model, being cored instead of cuspy at their centres. However, a largely unexplored area is the importance of dwarf galaxies for the study of primordial magnetic fields (PMFs). If they were generated before recombination, PMFs can act on the ionized baryons and drive density perturbations via the Lorentz force which then couple to the dark matter (DM) via gravity. For high values of PMF strengths (still compatible with current observational constraints) , this effect alters the number of objects of a given mass (mass function) in the dwarf galaxy regime. In comparison to the standard one predicted by inflation alone, the PMF modified mass function yields an increased number of dwarfs.

The goal of this DPhil project is to study a statistical sample of dwarf galaxies with different PMF modified initial conditions, explicitly taking into account magnetic fields and cosmic rays. Comparison to local dwarfs will provide constraints on primordial magnetic fields, helping to elucidate which theoretical magneto-genesis models are favoured. Realistic mock observational data for the coming Square Kilometer Array instrument and its precursors (in interaction with the radio astronomy observational group at Oxford centred around Prof. Jarvis) will also be generated..

Although no prior knowledge of numerics is required to carry out the project, a strong taste for theoretical physics and the numerical implementation of physical problems is
mandatory.


Cosmological redshift and comparing past galaxy sizes - Astronomy

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS). AGN feedback in [NeV] emitters

Vergani, D., & VIPERS Team, 2018, Astronomy & Astrophysics, 620, A193

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS). Unbiased clustering estimate with VIPERS slit assignment

Mohammad, F.G., & VIPERS Team, 2018, Astronomy & Astrophysics, 619, A17

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS). An unbiased estimate of the growth rate of structure at z = 0.85 using the clustering of luminous blue galaxies

Mohammad, F.G., & VIPERS Team, 2018, Astronomy & Astrophysics, 610, A59

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS). Full spectroscopic data and auxiliary information release (PDR-2)

Scodeggio, M., & VIPERS Team, 2018, Astronomy & Astrophysics, 609, A845

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey: Measuring the growth rate of structure around cosmic voids

Hawken, A.J., & VIPERS Team, 2017, Astronomy & Astrophysics, 607, A54

VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS). The distinct build-up of dense and normal massive passive galaxies

Gargiulo, A., & VIPERS Team, 2017, Astronomy & Astrophysics, 606, A113

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS): Downsizing of the blue cloud and the influence of galaxy size on mass quenching over the last eight billion years

Haines, C., & VIPERS Team, 2017, Astronomy & Astrophysics, 605, A4

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS). Exploring the dependence of the three-point correlation function on stellar mass and luminosity at 0.5 < z < 1.1

Moresco, M., & VIPERS Team, 2017, Astronomy & Astrophysics, 604, A133

VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS). The decline of cosmic star formation: quenching, mass, and environment connections

Cucciati, O., & VIPERS Team, 2017, Astronomy & Astrophysics, 602, A15

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS). The matter density and baryon fraction from the galaxy power spectrum at redshift 0.6 < z < 1.1

Rota, S., & VIPERS Team, 2017, Astronomy & Astrophysics, 601, A144

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS): Galaxy segregation inside filaments at z = 0.7

Malavasi, N., & VIPERS Team, 2017, MNRAS, 465, 3817

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS): PCA-based automatic cleaning and reconstruction of survey spectra

Marchetti, A., & VIPERS Team, 2017, Astronomy & Astrophysics, 600, A54

VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS). The coevolution of galaxy morphology and colour to z

Krywult, J., & VIPERS Team, 2017, Astronomy & Astrophysics, 598, A120

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS): Star formation history of passive galaxies

Siudek, M., & VIPERS Team, 2017, Astronomy & Astrophysics, 597, A107

Clustering-based redshift estimation: application to VIPERS/CFHTLS

Scottez, V., et al., 2016, MNRAS, 462, 1683

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS): Measuring nonlinear galaxy bias at z

Di Porto, C., & VIPERS Team, 2016, Astronomy & Astrophysics, 594, A62

The VIPERS Multi-Lambda Survey. II. Diving with massive galaxies in 22 square degrees since z = 1.5

Moutard, T., et al., 2016, Astronomy & Astrophysics, 590, A103

The VIPERS Multi-Lambda Survey. I. UV and near-IR observations, multi-colour catalogues, and photometric redshifts

Moutard, T., et al., 2016, Astronomy & Astrophysics, 590, A102

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS). On the recovery of the count-in-cell probability distribution function

Bel, J., & VIPERS Team, 2016, Astronomy & Astrophysics, 588, A51

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS): Environmental effects shaping the galaxy stellar mass function

Davidzon, I., & VIPERS Team, 2016, Astronomy & Astrophysics, 586, A23

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey. Reconstruction of the redshift-space galaxy density field

Granett, B., & VIPERS Team, 2016, Astronomy & Astrophysics, 583, A61

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS): Hierarchical scaling and biasing

Cappi, A., & VIPERS Team, 2015, Astronomy & Astrophysics, 579, A70

The galaxy-halo connection from a joint lensing, clustering and abundance analysis in the CFHTLenS/VIPERS field

Coupon, J., et al., 2015, MNRAS, 449, 1352

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey. Searching for cosmic voids

Micheletti, d., & VIPERS Team, 2014, Astronomy & Astrophysics, 570, A106

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS): An unprecedented view of galaxies and large-scale structure at 0.5 < z < 1.2

Guzzo, L., & VIPERS Team, 2014, Astronomy & Astrophysics, 566, A108

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS): an unprecedented view of galaxies and large-scale structure halfway back in the life of the Universe

Guzzo, L., & VIPERS Team, 2013, The ESO Messenger, 151, 39

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS). Never mind the gaps: comparing techniques to restore homogeneous sky coverage

Cucciati, O., & VIPERS Team, 2014, Astronomy & Astrophysics, 565, A67

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS): Omega_m from the galaxy clustering ratio measured at z=1

Bel, J., & VIPERS Team, 2014, Astronomy & Astrophysics, 563, A37

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS): A quiescent formation of massive red-sequence galaxies over the past 9 Gyr

Fritz, A., & VIPERS Team, 2014, Astronomy & Astrophysics, 563, A92

The VIMOS Public Extragalactic Survey (VIPERS). First Data Release of 57204 spectroscopic measurements

Garilli, B., & VIPERS Team, 2014, Astronomy & Astrophysics, 562, A23

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS): Galaxy stellar mass functions at intermediate redshifts

Davidzon, I., & VIPERS Team, 2013, Astronomy & Astrophysics, 558, A23

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS): A Support Vector Machine classification of galaxies, stars and AGNs

Malek, K., & VIPERS Team, 2013, Astronomy & Astrophysics, 557, A16

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS): Luminosity and stellar mass dependence of galaxy clustering at 0.5<z<1.1

Marulli, F., & VIPERS Team, 2013, Astronomy & Astrophysics, 557, A17

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS): Galaxy clustering and redshift-space distortions at z ~ 0.8 in the first data release

de la Torre, S., & VIPERS Team, 2013, Astronomy & Astrophysics, 557, A54

The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS): spectral classification through Principal Component Analysis

Marchetti, A., & VIPERS Team, 2013, MNRAS, 428, 1424

Easylife: The Data Reduction and Survey Handling System for VIPERS

Garilli, B. Paioro, L. Scodeggio, M. Franzetti, P. Fumana, M. Guzzo, L., 2012, PASP, 124, 1232

The power spectrum from the angular distribution of galaxies in the CFHTLS-Wide fields at redshift Ӭ.7


Astronomy’s Most Exciting Puzzle Is About to Be Solved: Cosmic Flashes Come in All Different Sizes

On May 24, four European telescopes took part in the global effort to understand mysterious cosmic flashes. The telescopes captured flashes of radio waves from an extreme, magnetised star in our galaxy. All are shown in this illustration. Credit: Danielle Futselaar/artsource.nl

By studying the site of a spectacular stellar explosion seen in April 2020, a Chalmers-led team of scientists have used four European radio telescopes to confirm that astronomy’s most exciting puzzle is about to be solved. Fast radio bursts, unpredictable millisecond-long radio signals seen at huge distances across the universe, are generated by extreme stars called magnetars – and are astonishingly diverse in brightness.

For over a decade, the phenomenon known as fast radio bursts has excited and mystified astronomers. These extraordinarily bright but extremely brief flashes of radio waves – lasting only milliseconds – reach Earth from galaxies billions of light years away.

In April 2020, one of the bursts was for the first time detected from within our galaxy, the Milky Way, by radio telescopes CHIME and STARE2. The unexpected flare was traced to a previously-known source only 25,000 light years from Earth in the constellation of Vulpecula, the Fox, and scientists all over the world coordinated their efforts to follow up the discovery.

In May, a team of scientists led by Franz Kirsten (Chalmers) pointed four of Europe’s best radio telescopes towards the source, known as SGR 1935+2154. Their results are published today in a paper in the journal Nature Astronomy.

“We didn’t know what to expect. Our radio telescopes had only rarely been able to see fast radio bursts, and this source seemed to be doing something completely new. We were hoping to be surprised!” said Mark Snelders, team member from the Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam.

Onsala Space Observatory in western Sweden. Credit: Magnus Falck/Chalmers University of Technology

The radio telescopes, one dish each in the Netherlands and Poland and two at Onsala Space Observatory in Sweden, monitored the source every night for more than four weeks after the discovery of the first flash, a total of 522 hours of observation.

On the evening of May 24, the team got the surprise they were looking for. At 23:19 local time, the Westerbork telescope in the Netherlands, the only one of the group on duty, caught a dramatic and unexpected signal: two short bursts, each one millisecond long but 1.4 seconds apart.

Kenzie Nimmo, astronomer at Anton Pannekoek Institute for Astronomy and ASTRON, is a member of the team.

“We clearly saw two bursts, extremely close in time. Like the flash seen from the same source on April 28, this looked just like the fast radio bursts we’d been seeing from the distant universe, only dimmer. The two bursts we detected on May 24 were even fainter than that,” she said.

This was new, strong evidence connecting fast radio bursts with magnetars, the scientists thought. Like more distant sources of fast radio bursts, SGR 1935+2154 seemed to be producing bursts at random intervals, and over a huge brightness range.

“The brightest flashes from this magnetar are at least ten million times as bright as the faintest ones. We asked ourselves, could that also be true for fast radio burst sources outside our galaxy? If so, then the universe’s magnetars are creating beams of radio waves that could be criss-crossing the cosmos all the time – and many of these could be within the reach of modest-sized telescopes like ours,” said team member Jason Hessels (Anton Pannekoek Institute for Astronomy and ASTRON, Netherlands).

Neutron stars are the tiny, extremely dense remnants left behind when a short-lived star of more than eight times the mass of the Sun explodes as a supernova. For 50 years, astronomers have studied pulsars, neutron stars which with clock-like regularity send out pulses of radio waves and other radiation. All pulsars are believed to have strong magnetic fields, but the magnetars are the strongest known magnets in the universe, each with a magnetic field hundreds of trillions of times stronger than the Sun’s.

In the future, the team aims to keep the radio telescopes monitoring SGR 1935+2154 and other nearby magnetars, in the hope of pinning down how these extreme stars actually make their brief blasts of radiation.

Scientists have presented many ideas for how fast radio bursts are generated. Franz Kirsten, astronomer at Onsala Space Observatory, Chalmers, who led the project, expects the rapid pace in understanding the physics behind fast radio bursts to continue.

“The fireworks from this amazing, nearby magnetar have given us exciting clues about how fast radio bursts might be generated. The bursts we detected on May 24 could indicate a dramatic disturbance in the star’s magnetosphere, close to its surface. Other possible explanations, like shock waves further out from the magnetar, seem less likely, but I’d be delighted to be proved wrong. Whatever the answers, we can expect new measurements and new surprises in the months and years to come,” he said.

More about the research, the telescopes and Onsala Space Observatory

The research is published in a paper Detection of two bright radio bursts from magnetar SGR 1935+2154 in Nature Astronomy, by Franz Kirsten (Onsala Space Observatory, Chalmers), M. P. Snelders, M. Jenkins (Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam) K. Nimmo (Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam, and ASTRON, Netherlands Institute for Radio Astronomy, Netherlands), J. van den Eijnden (Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam and Department of Physics, Astrophysics, University of Oxford), J. W. T. Hessels (Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam, and ASTRON, Netherlands Institute for Radio Astronomy, Netherlands), M. P. Gawronski (Institute of Astronomy, Nicolaus Copernicus University, Torun, Poland) and Jun Yang (Onsala Space Observatory, Chalmers).

Reference: “Detection of two bright radio bursts from magnetar SGR 1935 + 2154” by F. Kirsten, M. P. Snelders, M. Jenkins, K. Nimmo, J. van den Eijnden, J. W. T. Hessels, M. P. Gawroński and J. Yang, 16 November 2020, علم الفلك الطبيعي.
DOI: 10.1038/s41550-020-01246-3
arXiv: 2007.05101

The observations were carried out using the 25-meter RT1 telescope at Westerbork, Netherlands, both the 25-metre and 20-metre telescopes at Onsala Space Observatory, and the 32-meter telescope in Torun, Poland.

Onsala Space Observatory is Sweden’s national facility for radio astronomy. The observatory provides researchers with equipment for the study of the earth and the rest of the universe. In Onsala, 45 km south of Gothenburg, it operates four radio telescopes and a station in the international telescope Lofar. It also participates in several international projects. The observatory is hosted by the Department of Space, Earth and Environment at Chalmers University of Technology, and is operated on behalf of the Swedish Research Council.


شاهد الفيديو: Universe Size Comparison 3D (أغسطس 2022).