Astronomía

¿Precesa la rotación de las galaxias?

¿Precesa la rotación de las galaxias?


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¿El eje de una galaxia en su conjunto "se bambolea" de la misma manera que lo hace la Tierra? Si es así, ¿tenemos alguna idea de cuánto o qué tan rápido lo está haciendo la Vía Láctea?


La precesión es una propiedad general de los sistemas rotativos sometidos a fuerzas de fuentes externas. Por ejemplo, la precesión de la Tierra se debe a la fuerza gravitacional del Sol y la Luna. Dado que la galaxia está muy lejos de cualquier otra fuente gravitacional, no veo una razón para su precesión.

Editar: como se señala en el comentario a continuación (@RobJeffries), si no está lo suficientemente lejos del sistema masivo, entonces posiblemente precesará ...


Todo el disco galáctico está formado por muchas estrellas individuales y el gas interestelar entre ellas. El conjunto no se inclina ni se tambalea como lo haría un objeto sólido.

Sin embargo, otras partes del Galaxy precesan. El agujero negro supermasivo central podría y, por lo tanto, la broma que sale de él podría moverse como lo hace el eje de rotación de la Tierra.

Además, los discos galácticos se bambolean pero no como un disco sólido, más como una serie de anillos: las órbitas son diferentes a diferentes distancias del centro. Estos pueden cambiar muy lentamente y partes del disco pueden tener un ángulo diferente al de otras partes.

Esto generalmente no se comprende bien porque no podemos ver muy bien los discos, al estar tan lejos, cambiarían muy lentamente.


Para ampliar un poco la respuesta de FJC: los discos galácticos no son cuerpos rígidos, por lo que no deberíamos esperar que precesen rígidamente.

La mayoría de las galaxias de disco hacer muestran deformaciones en radios grandes (incluido el nuestro), tanto en el gas interestelar como en las estrellas. A partir de observaciones de deformaciones en discos de gas, sabemos que el ángulo azimutal de la deformación a menudo cambia con el radio: es decir, la inclinación del disco cambia en función del radio. [*] Dado que el angular La velocidad de rotación cambia en función del radio, [**] esto sugiere que la inclinación podría precesar a diferentes velocidades para diferentes radios.

Desafortunadamente, dado que no existe realmente un consenso sobre qué causa o mantiene las deformaciones, es muy difícil pasar de observar una deformación a predecir cuáles podrían ser o no las tasas de precesión subyacentes. (Aunque se puede argumentar que la tasa de precesión no puede variar también mucho con el radio, de lo contrario, la urdimbre se "enrollaría" rápidamente y perdería su forma deformada coherente, y no veríamos deformaciones con tanta frecuencia como lo hacemos).

Vea aquí una discusión sobre las cuestiones teóricas.

[*] Esto es un amable de precesión, aunque es un cambio en la orientación del eje de rotación con el radio en lugar de un cambio con el tiempo (como en la precesión de la Tierra).

[**] Incluso si la circular velocidad es aproximadamente constante, como ocurre a menudo en las regiones exteriores de las galaxias, el aumento de la circunferencia en función del aumento del radio significa que la velocidad angular disminuye.


Los astrónomos detectan la rotación más grande del universo

Concepto artístico de un filamento cósmico & # 8211 una hebra en la red cósmica, que contiene galaxias y materia oscura & # 8211 que se extiende de un cúmulo de galaxias a otro. Fantásticamente, los astrónomos ahora dicen que estos vastos filamentos girar en el espacio. Imagen vía AIP / A. Khalatyan / J. Fohlmeister.

Filamentos de la red cósmica

Los astrónomos del Instituto Leibniz de Astrofísica de Potsdam, en colaboración con científicos de China y Estonia, dijeron el 14 de junio de 2021 que habían descubierto una rotación y un giro a una escala enorme nunca antes vista. Hicieron el descubrimiento mapeando el movimiento de las galaxias en enormes filamentos o hebras de lo que & # 8217s llamó la red cósmica. Miraban el universo a la escala más grandiosa, en el que hay grandes filamentos hechos de galaxias, separados por vacíos gigantes. Y encontraron que estos largos zarcillos de galaxias y materia, que forman los vastos filamentos cósmicos de la red cósmica, girar en la escala de cientos de millones de años luz.

Es la rotación más grande del universo, dijeron estos astrónomos.

¿Sabes cómo los patinadores sobre hielo giran más rápido cuando tiran de sus brazos? Los científicos describen ese giro más rápido debido a la conservación del momento angular. Estos astrónomos dijeron sus resultados:

& # 8230 significa que el momento angular se puede generar en escalas sin precedentes.

El estudio fue publicado el 14 de junio de 2021 en la revista revisada por pares Astronomía de la naturaleza.

La rotación más grande del universo

Entonces, los filamentos cósmicos son esencialmente puentes llenos de galaxias. Y podrías preguntar, ¿de dónde a dónde? Los astrónomos dicen que vastas racimos de las galaxias se encuentran en los nodos, o puntos de conexión, de la red cósmica. Un filamento cósmico hecho de galaxias & # 8211 ahora se sabe que está girando & # 8211 se extiende por la vasta distancia entre racimos de galaxias.

Noam Libeskind del Instituto Leibniz de Astrofísica de Potsdam, iniciador del proyecto, dijo que las galaxias:

& # 8230 se mueven en hélices o como órbitas en forma de sacacorchos, dando vueltas alrededor del centro del filamento mientras viajan a lo largo de él. Nunca antes se había visto un giro de este tipo a escalas tan enormes, y la implicación es que debe haber un mecanismo físico aún desconocido responsable de apretar estos objetos.

También describió los propios filamentos como & # 8220 cilindros delgados: & # 8221

& # 8230 similar en dimensión a los lápices, cientos de millones de años luz de largo, pero solo unos pocos millones de años luz de diámetro.

Estos fantásticos zarcillos de materia giran. En estas escalas, las galaxias dentro de ellas son en sí mismas solo motas de polvo.

Aquí & # 8217 hay una imagen real de una hebra en la red cósmica, lanzada en abril de 2021. Esta imagen mira en la dirección de nuestra constelación Fornax the Furnace, a un tiempo 2 mil millones de años después del Big Bang. Cada punto de luz es una galaxia. Puedes ver un filamento entre las galaxias, trazando el camino de la red cósmica. Leer más sobre esta imagen. Imagen (c) ESO / NASA / Roland Bacon et al.

¿Como sabemos?

Como dijo Noam Libeskind anteriormente, las galaxias en los filamentos se canalizan en caminos de sacacorchos hacia los cúmulos en sus extremos. Por lo tanto, para nosotros en la Tierra, la luz de las galaxias en embudo parece desplazada hacia el rojo cuando se aleja de nosotros y hacia el azul cuando se mueve hacia nosotros. Los astrónomos pueden medir un cambio como ese.

Estos astrónomos midieron los cambios de rojo y azul utilizando datos existentes en el Sloan Digital Sky Survey, que comenzó a recopilar datos en 2000. Peng Wang, del Instituto Leibniz de Astrofísica de Potsdam, explicó:

Al mapear el movimiento de las galaxias en estas enormes superautopistas cósmicas utilizando el estudio Sloan Digital Sky, un estudio de cientos de miles de galaxias, encontramos una propiedad notable de estos filamentos: giran.

¿Qué significa?

En retrospectiva, es lógico pensar que los filamentos haría girar. Después de todo, debe haber habido un período durante el cual & # 8211 cuando el universo primitivo se expandió hacia afuera desde el Big Bang, y cuando las galaxias comenzaron a formarse & # 8211, las galaxias, por alguna razón, se metieron en estos vastos filamentos, creando la red cósmica. en primer lugar. Y, mientras lo hacían, es fácil pensar en los filamentos girando, como patinadores sobre hielo tirando de sus brazos.

De hecho, fue un trabajo anterior del teórico Mark Neyrinck lo que hizo que estos astrónomos analizaran los datos de Sloan Digital Sky Survey. Libeskind dijo:

Es fantástico ver esta confirmación de que los filamentos intergalácticos giran en el universo real, así como en la simulación por computadora.

Los científicos todavía se preguntan, sin embargo, por qué ellos giran? O tal vez sea mejor hacer la pregunta como cómo. ¿Cómo se genera el momento angular? ¿Qué hizo que las galaxias se juntaran en filamentos? ¿Por qué el universo aparece como una red cósmica?

Ver más grande. | Esta imagen & # 8211 de un estudio de 2020 & # 8211 está generada por computadora. Sugiere que la distribución de la materia oscura en el universo, junto con la materia ordinaria, toma la forma de una red cósmica. Leer más sobre esta imagen. Imagen a través de J. Wang / S. Bose / CfA.

En pocas palabras: los astrónomos han encontrado la mayor rotación del universo al analizar los cambios de rojo y azul en las galaxias. Las galaxias componen hebras o filamentos en la red cósmica. Ahora se cree que esos filamentos están girando.


Rotación de galaxias

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Mire a través del Universo y verá que casi todo está girando. La Tierra gira sobre su eje mientras orbita alrededor del Sol. Y el sol mismo está girando. Como probablemente puedas adivinar, incluso tenemos rotación de galaxias con nuestra galaxia Vía Láctea.

Sin embargo, nuestra galaxia está rotando increíblemente lentamente. Al Sol le toma 220 millones de años completar una sola órbita alrededor de la galaxia. En los 4.600 millones de años que el Sol y los planetas han estado aquí, solo han girado alrededor del centro de la galaxia unas 20 veces.

Sabemos que la rotación de galaxias ocurre porque la Vía Láctea es un disco aplanado, de la misma manera que el Sistema Solar es un disco aplanado. La fuerza centrífuga de la rotación aplana el disco galáctico. Todas las estrellas del disco galáctico siguen órbitas aproximadamente circulares alrededor del centro de la galaxia. Las estrellas en el halo pueden tener órbitas y velocidades muy diferentes.

El cálculo de la alta velocidad de rotación de la galaxia condujo al descubrimiento de la materia oscura. Si nuestra galaxia contuviera solo la materia, podemos ver & # 8211 planetas, gas, etc. & # 8211, la rotación de la galaxia debería hacer que se separe. En cambio, hay mucha más masa que mantiene unida a la galaxia. De hecho, los astrónomos han calculado que la masa total de la galaxia es probablemente 10 veces mayor que la suma de todas las estrellas que contiene. El 90% de esto es materia oscura invisible, que mantiene unida la rotación de la galaxia. Y solo el 10% es la materia regular que podemos ver. Nuestra galaxia tiene realmente una masa de más de 1 billón de soles y se extiende más de 600.000 años luz, un tercio de la distancia a la cercana galaxia de Andrómeda.

Todas las galaxias que podemos ver están girando. Es esta fuerza de rotación la que contrarresta la atracción hacia adentro de la gravedad de todas las galaxias. Si las galaxias no rotaran, colapsarían hacia adentro y simplemente se unirían a los agujeros negros supermasivos en el corazón de las galaxias.

Hemos escrito muchos artículos sobre galaxias para Universe Today. Aquí & # 8217s otro artículo sobre la rotación de la Vía Láctea.

También hemos grabado un episodio de Astronomy Cast sobre galaxias & # 8211 Episodio 97: Galaxias.


Círculo de corotación

La círculo de corotación es el círculo alrededor del centro galáctico de una galaxia espiral, donde las estrellas se mueven a la misma velocidad que los brazos espirales. El radio de este círculo se llama radio de corotación. Dentro del círculo, las estrellas se mueven más rápido y afuera se mueven más lento que los brazos espirales.

El Sol se encuentra cerca del círculo de rotación de la Vía Láctea. [1] [2]

El círculo de rotación se puede utilizar para sondear la materia oscura en una galaxia. En las galaxias espirales barradas, como la Vía Láctea, las estrellas en la barra giran más rápido que las estrellas en los brazos espirales, ya que están más cerca del centro de la galaxia. Los cálculos han demostrado que los halos de materia oscura suficientemente masivos ralentizan la rotación, lo que hace que el radio de rotación sea superior a 1,4 veces la longitud de la barra. [3]

La mayoría de las medidas [ cita necesaria ] han descubierto que el radio de rotación es siempre inferior a 1,4 veces la longitud de la barra, lo que lleva a la conclusión de que la materia oscura no influye significativamente en la rotación galáctica.

Sin embargo, un estudio de 2017 descubrió que los brazos de las galaxias giran más lentamente de lo que se pensaba, lo que implica que la materia oscura a veces influye en la rotación de una galaxia incluso cuando el radio de rotación es inferior a 1,4 veces la longitud de la barra. [4] [5]


Masas de galaxias

Los astrónomos pueden medir la velocidad de rotación en galaxias espirales obteniendo espectros de estrellas o gas y buscando cambios de longitud de onda producidos por el efecto Doppler. Recuerde que cuanto más rápido algo se acerca o se aleja de nosotros, mayor es el desplazamiento de las líneas en su espectro. La ley de Kepler, junto con tales observaciones de la parte de la galaxia de Andrómeda que es brillante en luz visible, por ejemplo, muestran que tiene una masa galáctica de aproximadamente 4 × 10 11. METROsol (material suficiente para hacer 400 mil millones de estrellas como el Sol).

Sin embargo, la masa total de la galaxia de Andrómeda es mayor porque no hemos incluido la masa del material que se encuentra más allá de su borde visible. Afortunadamente, hay un puñado de objetos, como estrellas aisladas, cúmulos de estrellas y galaxias satélites, más allá del borde visible que permite a los astrónomos estimar cuánta materia adicional se esconde allí. Estudios recientes muestran que la cantidad de materia oscura más allá del borde visible de Andrómeda puede ser tan grande como la masa de la parte brillante de la galaxia. De hecho, utilizando la tercera ley de Kepler y las velocidades de sus galaxias satélite, se estima que la galaxia de Andrómeda tiene una masa cercana a 1,4 × 10 12. METROsol. Se estima que la masa de la Vía Láctea es de 8.5 × 10 11 METROsol, por lo que nuestra Vía Láctea está resultando ser algo más pequeña que Andrómeda.

Las galaxias elípticas no giran de manera sistemática, por lo que no podemos determinar una velocidad de rotación, por lo tanto, debemos usar una técnica ligeramente diferente para medir su masa. Sus estrellas todavía están orbitando el centro galáctico, pero no de la forma organizada que caracteriza a las espirales. Dado que las galaxias elípticas contienen estrellas que tienen miles de millones de años, podemos suponer que las galaxias en sí mismas no se están separando. Por lo tanto, si podemos medir las distintas velocidades con las que las estrellas se mueven en sus órbitas alrededor del centro de la galaxia, podemos calcular cuánta masa debe contener la galaxia para contener las estrellas en su interior.

En la práctica, el espectro de una galaxia es un compuesto de los espectros de sus muchas estrellas, cuyos diferentes movimientos producen diferentes cambios Doppler (algunos rojos, algunos azules). El resultado es que las líneas que observamos de toda la galaxia contienen la combinación de muchos cambios Doppler. Cuando algunas estrellas proporcionan cambios al azul y otras al rojo, crean una característica de absorción o emisión más amplia o más amplia que las mismas líneas en una galaxia hipotética en la que las estrellas no tuvieran movimiento orbital. Los astrónomos llaman a este fenómeno ensanchamiento de la línea. La cantidad en que se ensancha cada línea indica el rango de velocidades a las que las estrellas se mueven con respecto al centro de la galaxia. El rango de velocidades depende, a su vez, de la fuerza de gravedad que mantiene a las estrellas dentro de las galaxias. Con información sobre las velocidades, es posible calcular la masa de una galaxia elíptica.

La Tabla 1 resume el rango de masas (y otras propiedades) de los distintos tipos de galaxias. Curiosamente, las galaxias más y menos masivas son elípticas. En promedio, las galaxias irregulares tienen menos masa que las espirales.

Tabla 1: Características de los diferentes tipos de galaxias
Característica Espirales Elípticas Irregulares
Masa (METROsol) 10 9 hasta 10 12 10 5 hasta 10 13 10 8 hasta 10 11
Diámetro (miles de años luz) 15 hasta 150 3 a & gt700 3 hasta 30
Luminosidad (Lsol) 10 8 hasta 10 11 10 6 hasta 10 11 10 7 hasta 2 × 10 9
Poblaciones de estrellas Viejo y joven Viejo Viejo y joven
Materia interestelar Gas y polvo Casi sin polvo, poco gas Mucho gas, algunos tienen poco polvo, algunos mucho polvo
Relación masa / luz en la parte visible 2 hasta 10 10 hasta 20 1 hasta 10
Relación masa / luz para la galaxia total 100 100 ?


OBSERVANDO CURVAS DE ROTACIÓN DE GALAXIAS DE DISCO

Para empezar, consideraremos las galaxias espirales. Las galaxias espirales (como la Vía Láctea) son sistemas grandes que típicamente tienen tres componentes distintos (ver Figura 8.8): El primero es el disco plano que contiene estrellas, gas y polvo, y que es más prominente cuando miramos estas galaxias. en luz visible. No le sorprenderá saber que esto se llama el componente de disco. El segundo componente es una colección de estrellas en forma de esfera cerca del centro de la galaxia. Se llama el bulto, oa veces el bulto central. Finalmente, hay una colección de estrellas y cúmulos estelares en forma de esfera mucho más grande que se extiende al menos hasta el disco, llamado el aureola. El halo es mucho más grande en extensión que la protuberancia, pero no hay muchas estrellas en él en comparación con la cantidad de estrellas en la protuberancia o el disco. De hecho, el número de estrellas es tan bajo que los halos de galaxias son casi invisibles. Tendemos a mirar a través de ellos.

Todo este material se mantiene unido por la atracción gravitacional mutua de todo el material dentro de la galaxia.

Figura 8.8: Ilustración de una galaxia en espiral o & ldquodisk & rdquo. Tenga en cuenta el bulto, el disco y el halo de la galaxia. Crédito: NASA / SSU / Aurore Simonnet

¿Cómo medimos las velocidades orbitales de las estrellas y el gas dentro de una galaxia espiral? En primer lugar, tenga en cuenta que debido a que las protuberancias y los discos de las galaxias espirales son mucho más brillantes que sus halos, nos concentramos principalmente en medir las velocidades orbitales de las estrellas y el gas en esos componentes de las galaxias espirales.

Las estrellas y el gas en los discos de las galaxias espirales tienden a girar alrededor del centro de la galaxia. Si la galaxia está & ldquoface-on & rdquo desde nuestro punto de vista, no podremos observar su rotación. Por otro lado, si la galaxia está "en el borde", podemos medir la rotación a través del desplazamiento al rojo y al azul. En el caso de una galaxia espiral giratoria de canto, observaremos un corrimiento al rojo en el lado de la galaxia que gira en dirección opuesta a nosotros (la luz parecerá estar & ldquostretched, & rdquo y parecerá tener longitudes de onda más largas y rojas). Observaremos un desplazamiento hacia el azul en el lado de la galaxia que gira hacia nosotros (la luz aparecerá & ldquoscrunched & rdquo y parecerá tener longitudes de onda más cortas y azules). Consulte las Figuras 8.9 y 8.10 para obtener más información sobre cómo observamos la rotación en las galaxias.

Figura 8.9: (arriba) No podemos medir la rotación en galaxias espirales que se ven de frente. (abajo) Podemos medir la rotación en galaxias espirales que se ven de canto. Un lado de la galaxia aparecerá desplazado al rojo y el otro lado aparecerá desplazado al azul. Tenga en cuenta que el cambio de color en esta imagen ha sido exagerado. El corrimiento al rojo y al azul real que observamos en una galaxia en rotación es muy pequeño y solo se puede medir tomando un espectro. Crédito: NASA / SSU / Aurore Simonnet

Uno podría pensar que los astrónomos estudiarían las estrellas en las galaxias para aprender sobre el movimiento dentro de las galaxias. Las estrellas son brillantes y hay muchas en toda la galaxia. Para galaxias muy cercanas, podemos medir los movimientos de las estrellas. Sin embargo, el gas también se esparce por todo el disco de una galaxia espiral. Este gas proporciona un espectro de emisión brillante en longitudes de onda ópticas específicas, así como una emisión brillante en una longitud de onda de radio particular (21 cm). En estas longitudes de onda, el gas dentro de una galaxia espiral en realidad emite más luz que las estrellas. Además, si tomamos espectros a diferentes distancias desde el centro de la galaxia, tendremos mediciones que pueden informarnos sobre los movimientos del gas en diferentes radios desde el centro de la galaxia y rsquos. Podemos hacer esto colocando una hendidura sobre la galaxia que bloquee toda la luz, excepto una delgada franja a lo largo de la galaxia. De esta manera, podemos medir los movimientos solo de la luz que atraviesa la rendija, como se muestra en la Figura 8.10.

Figura 8.10: Colocar la rendija de un espectrógrafo de modo que solo permita la luz de una región particular de una galaxia es una forma de limitar las mediciones a una región de interés. En la parte superior, se muestra una ilustración de artista y rsquos de una galaxia, con una región rectangular resaltada. Esta región rectangular muestra la porción de luz de una galaxia y rsquos que se observaría a través de una rendija. Esta luz luego se dispersaría en diferentes longitudes de onda para mostrar el espectro de galaxias y rsquos. La mitad del diagrama muestra cómo se vería el espectro resultante de la galaxia. La parte superior del espectro muestra la luz de longitud de onda más corta (más azul) de la galaxia, y la parte inferior del espectro muestra la luz de longitud de onda más larga (más roja) de la galaxia. La franja vertical en el medio es la luz de las estrellas en la galaxia, las estrellas emiten luz en todas las longitudes de onda medidas aquí. Las onduladas líneas horizontales son la luz del gas de la galaxia. Si la galaxia no se estuviera moviendo, estas líneas de emisión de gas serían perfectamente horizontales, brillando solo en una longitud de onda. Sin embargo, debido a que la galaxia está girando, las líneas de emisión se desplazan al azul a la izquierda y al rojo a la derecha, lo que da como resultado una apariencia ondulada. Estos desplazamientos al azul y al rojo observados se pueden convertir en una curva de rotación medida para la galaxia, que se ve en la parte inferior de la figura. Crédito: NASA / SSU / Aurore Simonnet

Para las galaxias cercanas, los astrónomos deben tomar muchas medidas individuales si quieren hacer una curva de rotación completa o un gráfico de velocidad-distancia. Las galaxias cercanas son bastante grandes en el cielo, a menudo más grandes que el campo de visión de un telescopio. Debido a su gran tamaño aparente, no es posible visualizarlos en su totalidad con una sola exposición. En cambio, se deben realizar observaciones separadas a lo largo de la galaxia, cada una a una distancia diferente de su centro. Este es un proceso que requiere mucho tiempo.

Quizás paradójicamente, los movimientos son más fáciles de medir en galaxias distantes. Cuando una galaxia está lo suficientemente distante como para estar completamente dentro del campo de visión del telescopio / cámara, entonces se puede colocar una rendija del espectrógrafo para que coincida con el eje largo de la galaxia, lo que permite un mapa completo de velocidades para toda la longitud del sistema. ser recogido de una vez.

Cualquiera que sea el método que utilicen los astrónomos, el resultado final es el tipo de espectro que se muestra en la Figura 8.10 anterior. Muestra la velocidad de rotación de una galaxia de disco versus la distancia desde el centro de la galaxia. Estos gráficos son curvas de rotación, al igual que las curvas de rotación que graficó y estudió anteriormente en este capítulo.

CURVA DE ROTACIÓN DE UNA GALAXIA ESPIRAL

En esta actividad, obtendrás una curva de rotación para una galaxia espiral moviendo un control deslizante sobre la imagen de la galaxia.

Para mover el control deslizante, haga clic y arrastre la línea debajo del botón rojo & ldquo. & Rdquo Mueva el control deslizante a cada ubicación donde le gustaría realizar una medición, luego haga clic en el botón rojo. (Alternativamente, puede arrastrar el control deslizante con el botón y, cuando suelte el botón, activará una medición).

Elija al menos cinco puntos a cada lado del centro de la galaxia y rsquos. En cada punto, se realizan los cálculos para encontrar la velocidad de rotación del gas en la galaxia. Esto se hace comparando el valor medido de la línea de emisión H-alfa con su valor de laboratorio y aplicando la relación Doppler al cambio.

ACTIVIDAD DE COINCIDENCIA DE CURVA DE ROTACIÓN

Haga coincidir las imágenes de las galaxias de la izquierda con las curvas de rotación que se muestran a la derecha.

Para cada imagen de galaxia, las velocidades relativas en tres ubicaciones diferentes se indican mediante la longitud de las flechas.

Haga clic y arrastre cada imagen al cuadrado junto a la curva de rotación que proporcione la mejor coincidencia. Cuando haya hecho una coincidencia correcta, verá una marca de verificación verde en la esquina superior derecha de la imagen de la galaxia.


Formación y evolución de galaxias

Desde el trabajo de Hubble sobre las galaxias en la década de 1920, los astrónomos han seguido observando más y más galaxias a distancias cada vez mayores de nosotros. El objetivo de gran parte de este trabajo ha sido determinar el mecanismo por el cual se forman las galaxias y cómo evolucionan. Por ejemplo, una de las principales empresas de la comunidad astronómica en los últimos años ha sido el Sloan Digital Sky Survey. Si lees "El legado científico de SDSS", dicen que su equipo era responsable de:

Caracterización sistemática de la población de galaxias: al proporcionar imágenes de alta calidad, distancias y masas estelares y edades de cientos de miles de galaxias, el SDSS transformó el estudio de las propiedades de las galaxias y las correlaciones entre ellas en una ciencia estadística precisa, produciendo poderosos conocimientos sobre los procesos físicos que gobiernan la formación de galaxias.

Cuando estudiamos las estrellas, vimos que utilizando cúmulos de estrellas, que contienen estrellas en varias etapas de evolución pero todas de la misma edad, los astrónomos pudieron construir y verificar un modelo para la evolución de las estrellas. Para hacer lo mismo con las galaxias, le gustaría el mismo conjunto de información. Le gustaría encontrar galaxias de diferentes edades para que podamos ver cómo cambian las galaxias con el tiempo. Ciertamente podemos usar nuestra propia Vía Láctea y las galaxias del Grupo Local como ejemplos de galaxias antiguas, pero necesitamos una muestra de galaxias jóvenes para comparar. Para encontrar galaxias jóvenes, lo que tenemos que hacer es identificar galaxias muy distantes. La razón por la que galaxias distantes = galaxias jóvenes es la velocidad finita de la luz. Si observa un objeto a 1 millón de años luz de distancia, no lo está viendo como es hoy. La luz que ves hoy dejó el objeto hace 1 millón de años. Este fenómeno se llama tiempo de retrospectiva. Entonces, si desea encontrar una galaxia 5 mil millones de años más joven que la Vía Láctea, debe buscar galaxias a 5 mil millones de años luz de distancia. Luego, puede comparar esas galaxias con las que encuentra a 10 mil millones de años luz de distancia, porque aparecerán como eran hace 10 mil millones de años.

El fenómeno del tiempo retrospectivo es crucial para el estudio de la formación y evolución de las galaxias. Podemos observar directamente cómo aparecieron las galaxias cuando se estaban formando si podemos encontrar galaxias en tiempos retrospectivos muy grandes. En los últimos años, los astrónomos han estado utilizando la técnica de observación de campos profundos (como el campo profundo del Hubble que ha visto anteriormente y, más recientemente, el campo ultraprofundo del Hubble) para buscar las galaxias más distantes del universo. La pregunta que estos campos profundos han ayudado a responder es: "¿Cómo se veían las galaxias hace miles de millones de años?" La respuesta parece ser que cuando las galaxias eran jóvenes, se veían muy irregulares. Las galaxias con brazos espirales como la Vía Láctea no aparecieron hasta hace unos 10 mil millones de años. Creemos que las galaxias aparentemente se formaron de abajo hacia arriba, es decir, hace más de 10 mil millones de años, las pequeñas subgalaxias de forma irregular parecen haber chocado y fusionado, lo que llevó a la formación de las grandes galaxias espirales y espirales barradas que vemos hoy. . Aunque la Vía Láctea continúa formando nuevas estrellas hoy, las tasas de formación de estrellas en estas subgalaxias fueron mucho más altas. Las observaciones sugieren que el pico de formación estelar ocurrió hace unos 8 mil millones de años. A continuación se muestra una imagen de varias galaxias muy distantes y, por lo tanto, muy jóvenes observadas en el campo ultraprofundo del Hubble. Compárelas con las imágenes de galaxias cercanas que ha visto anteriormente.

Al comparar galaxias locales con galaxias distantes y complementar estas observaciones con simulaciones numéricas del universo temprano, los astrónomos creen que las galaxias se forman aproximadamente de la siguiente manera:

  1. Los primeros objetos son "piezas" del tamaño de una sub-galaxia.
  2. Varias de estas piezas se fusionan para formar un objeto de masa más grande.
  3. El gas en la galaxia más grande puede colapsar, aumentando la velocidad de rotación de la galaxia.
  4. Las estrellas se formarán rápidamente dentro de este disco y sus órbitas se clasificarán en la conocida estructura en espiral.
  5. Las galaxias de disco continuarán evolucionando mediante los diversos procesos de interacción que vimos anteriormente, y las fusiones importantes crearán galaxias elípticas.

En esta receta general para la evolución de las galaxias, no encajamos AGN en el escenario. La fase AGN parece ser una fase corta en la vida total de una galaxia, y ocurre cuando el SMBH en el núcleo de esa galaxia tiene suficiente combustible para alimentar las enormes luminosidades que emiten estos objetos. Una vez más, utilizando el tiempo retroactivo, vemos que los cuásares son más numerosos hace unos 10 mil millones de años. Entonces, la fase de cuásar parece ser una fase temprana por la que quizás pasaron la mayoría de las galaxias antes de establecerse como galaxias normales.


28.3 La distribución de las galaxias en el espacio

En la sección anterior, enfatizamos el papel de las fusiones en la configuración de la evolución de las galaxias. Para colisionar, las galaxias deben estar bastante juntas. Para estimar con qué frecuencia ocurren las colisiones y cómo afectan la evolución de las galaxias, los astrónomos necesitan saber cómo se distribuyen las galaxias en el espacio y en el tiempo cósmico. ¿La mayoría de ellos están aislados unos de otros o se congregan en grupos? Si se congregan, ¿qué tan grandes son los grupos y cómo y cuándo se formaron? ¿Y cómo, en general, se organizan las galaxias y sus grupos en el cosmos? ¿Hay tantos en una dirección del cielo como en cualquier otra, por ejemplo? ¿Cómo llegaron a organizarse las galaxias de la forma en que las encontramos hoy?

Edwin Hubble encontró respuestas a algunas de estas preguntas solo unos años después de que mostró por primera vez que las nebulosas espirales eran galaxias y no parte de nuestra Vía Láctea. Mientras examinaba las galaxias por todo el cielo, Hubble hizo dos descubrimientos que resultaron ser cruciales para los estudios de la evolución del universo.

El principio cosmológico

Hubble hizo sus observaciones con los que entonces eran los telescopios más grandes del mundo: los reflectores de 100 y 60 pulgadas del Monte Wilson. Estos telescopios tienen campos de visión pequeños: solo pueden ver una pequeña parte del cielo a la vez. Fotografiar todo el cielo con el telescopio de 100 pulgadas, por ejemplo, habría llevado más tiempo que una vida humana. Entonces, en cambio, Hubble muestreó el cielo en muchas regiones, al igual que Herschel hizo con su medición de estrellas (ver La Arquitectura de la Galaxia). En la década de 1930, Hubble fotografió 1283 áreas de muestra y, en cada impresión, contó cuidadosamente el número de imágenes de galaxias (Figura 28.13).

El primer descubrimiento que hizo Hubble a partir de su estudio fue que el número de galaxias visibles en cada área del cielo es aproximadamente el mismo. (Estrictamente hablando, esto es cierto solo si la luz de las galaxias distantes no es absorbida por el polvo en nuestra propia galaxia, pero Hubble hizo correcciones para esta absorción). También encontró que el número de galaxias aumenta con la desmayo, como esperaríamos si la densidad de las galaxias es aproximadamente la misma en todas las distancias de nosotros.

Para entender lo que queremos decir, imagina que estás tomando instantáneas en un estadio lleno de gente durante un concierto con entradas agotadas. Las personas que se sientan cerca de usted se ven grandes, por lo que solo algunas de ellas caben en una foto. Pero si te enfocas en las personas sentadas en los asientos al otro lado del estadio, se ven tan pequeñas que muchas más encajarán en tu imagen. Si todas las partes del estadio tienen la misma disposición de asientos, a medida que mires más y más lejos, tu foto se llenará cada vez más de gente. De la misma manera, cuando Hubble miró las galaxias cada vez más débiles, vio más y más.

Los hallazgos de Hubble son enormemente importantes, ya que indican que el universo es isotrópico y homogéneo: se ve igual en todas las direcciones, y un gran volumen de espacio en cualquier corrimiento al rojo o distancia dados es muy parecido a cualquier otro volumen en ese corrimiento al rojo. Si es así, no importa qué sección del universo observemos (siempre que sea una porción considerable): cualquier sección tendrá el mismo aspecto que cualquier otra.

Los resultados de Hubble, y muchos más que han seguido en los casi 100 años desde entonces, implican no solo que el universo es casi el mismo en todas partes (aparte de los cambios con el tiempo) sino también que, aparte de las diferencias locales a pequeña escala, la parte que podemos ver a nuestro alrededor es representativo del todo. The idea that the universe is the same everywhere is called the cosmological principle and is the starting assumption for nearly all theories that describe the entire universe (see The Big Bang).

Without the cosmological principle, we could make no progress at all in studying the universe. Suppose our own local neighborhood were unusual in some way. Then we could no more understand what the universe is like than if we were marooned on a warm south-sea island without outside communication and were trying to understand the geography of Earth. From our limited island vantage point, we could not know that some parts of the planet are covered with snow and ice, or that large continents exist with a much greater variety of terrain than that found on our island.

Hubble merely counted the numbers of galaxies in various directions without knowing how far away most of them were. With modern instruments, astronomers have measured the velocities and distances of hundreds of thousands of galaxies, and so built up a meaningful picture of the large-scale structure of the universe. In the rest of this section, we describe what we know about the distribution of galaxies, beginning with those that are nearby.

The Local Group

The region of the universe for which we have the most detailed information is, as you would expect, our own local neighborhood. It turns out that the Milky Way Galaxy is a member of a small group of galaxies called, not too imaginatively, the Local Group . It is spread over about 3 million light-years and contains 60 or so members. There are three large spiral galaxies (our own, the Andromeda galaxy, and M33), two intermediate ellipticals, and many dwarf ellipticals and irregular galaxies.

New members of the Local Group are still being discovered. We mentioned in The Milky Way Galaxy a dwarf galaxy only about 80,000 light-years from Earth and about 50,000 light-years from the center of the galaxy that was discovered in 1994 in the constellation of Sagittarius. (This dwarf is actually venturing too close to the much larger Milky Way and will eventually be consumed by it.)

Many of the recent discoveries have been made possible by the new generation of automated, sensitive, wide-field surveys, such as the Sloan Digital Sky Survey, that map the positions of millions of stars across most of the visible sky. By digging into the data with sophisticated computer programs, astronomers have turned up numerous tiny, faint dwarf galaxies that are all but invisible to the eye even in those deep telescopic images. These new findings may help solve a long-standing problem: the prevailing theories of how galaxies form predicted that there should be more dwarf galaxies around big galaxies like the Milky Way than had been observed—and only now do we have the tools to find these faint and tiny galaxies and begin to compare the numbers of them with theoretical predictions.

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You can read more about the Sloan survey and its dramatic results. And check out this brief animation of a flight through the arrangement of the galaxies as revealed by the survey.

Several new dwarf galaxies have also been found near the Andromeda galaxy. Such dwarf galaxies are difficult to find because they typically contain relatively few stars, and it is hard to distinguish them from the foreground stars in our own Milky Way.

Figure 28.14 is a rough sketch showing where the brighter members of the Local Group are located. The average of the motions of all the galaxies in the Local Group indicates that its total mass is about 4 × 10 12 METROsol, and at least half of this mass is contained in the two giant spirals—the Andromeda galaxy and the Milky Way Galaxy . And bear in mind that a substantial amount of the mass in the Local Group is in the form of dark matter.

Neighboring Groups and Clusters

Small galaxy groups like ours are hard to notice at larger distances. However, there are much more substantial groups called galaxy clusters that are easier to spot even many millions of light-years away. Such clusters are described as poor o rich depending on how many galaxies they contain. Rich clusters have thousands or even tens of thousands of galaxies, although many of the galaxies are quite faint and hard to detect.

The nearest moderately rich galaxy cluster is called the Virgo Cluster , after the constellation in which it is seen. It is about 50 million light-years away and contains thousands of members, of which a few are shown in Figure 28.15. The giant elliptical (and very active) galaxy M87, which you came to know and love in the chapter on Active Galaxies, Quasars, and Supermassive Black Holes, belongs to the Virgo Cluster.

A good example of a cluster that is much larger than the Virgo complex is the Coma cluster , with a diameter of at least 10 million light-years (Figure 28.16). A little over 300 million light-years distant, this cluster is centered on two giant ellipticals whose luminosities equal about 400 billion Suns each. Thousands of galaxies have been observed in Coma, but the galaxies we see are almost certainly only part of what is really there. Dwarf galaxies are too faint to be seen at the distance of Coma, but we expect they are part of this cluster just as they are part of nearer ones. If so, then Coma likely contains tens of thousands of galaxies. The total mass of this cluster is about 4 × 10 15 METROsol (enough mass to make 4 million billion stars like the Sun).

Let’s pause here for a moment of perspective. We are now discussing numbers by which even astronomers sometimes feel overwhelmed. The Coma cluster may have 10, 20, or 30 thousand galaxies, and each galaxy has billions and billions of stars. If you were traveling at the speed of light, it would still take you more than 10 million years (longer than the history of the human species) to cross this giant swarm of galaxies. And if you lived on a planet on the outskirts of one of these galaxies, many other members of the cluster would be close enough to be noteworthy sights in your nighttime sky.

Really rich clusters such as Coma usually have a high concentration of galaxies near the center. We can see giant elliptical galaxies in these central regions but few, if any, spiral galaxies. The spirals that do exist generally occur on the outskirts of clusters.

We might say that ellipticals are highly “social”: they are often found in groups and very much enjoy “hanging out” with other ellipticals in crowded situations. It is precisely in such crowds that collisions are most likely and, as we discussed earlier, we think that most large ellipticals are built through mergers of smaller galaxies.

Spirals, on the other hand, are more “shy”: they are more likely to be found in poor clusters or on the edges of rich clusters where collisions are less likely to disrupt the spiral arms or strip out the gas needed for continued star formation.

Astronomy Basics

Gravitational Lensing

As we saw in Black Holes and Curved Spacetime, spacetime is more strongly curved in regions where the gravitational field is strong. Light passing very near a concentration of matter appears to follow a curved path. In the case of starlight passing close to the Sun, we measure the position of the distant star to be slightly different from its true position.

Now let’s consider the case of light from a distant galaxy or quasar that passes near a concentration of matter such as a cluster of galaxies on its journey to our telescopes. According to general relativity, the light path may be bent in a variety of ways as a result we can observe distorted and even multiple images (Figure 28.17).

Gravitational lenses can produce not only double images, as shown in Figure 28.17, but also multiple images, arcs, or rings. The first gravitational lens discovered, in 1979, showed two images of the same distant object. Eventually, astronomers used the Hubble Space Telescope to capture remarkable images of the effects of gravitational lenses. One example is shown in Figure 28.18.

General relativity predicts that the light from a distant object may also be amplified by the lensing effect, thereby making otherwise invisible objects bright enough to detect. This is particularly useful for probing the earliest stages of galaxy formation, when the universe was young. Figure 28.19 shows an example of a very distant faint galaxy that we can study in detail only because its light path passes through a large concentration of massive galaxies and we now see a brighter image of it.

We should note that the visible mass in a galaxy is not the only possible gravitational lens. Dark matter can also reveal itself by producing this effect. Astronomers are using lensed images from all over the sky to learn more about where dark matter is located and how much of it exists.

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You can use the Gravitational Lensing Simulator to explore how the distance and mass of a cluster of galaxies affects the offset of lensed images of a very distant galaxy. Instructions are available by clicking on Help.

Superclusters and Voids

After astronomers discovered clusters of galaxies, they naturally wondered whether there were still larger structures in the universe. Do clusters of galaxies gather together? To answer this question, we must be able to map large parts of the universe in three dimensions. We must know not only the position of each galaxy on the sky (that’s two dimensions) but also its distance from us (the third dimension).

This means we must be able to measure the redshift of each galaxy in our map. Taking a spectrum of each individual galaxy to do this is a much more time-consuming task than simply counting galaxies seen in different directions on the sky, as Hubble did. Today, astronomers have found ways to get the spectra of many galaxies in the same field of view (sometimes hundreds or even thousands at a time) to cut down the time it takes to finish their three-dimensional maps. Larger telescopes are also able to measure the redshifts—and therefore the distances—of much more distant galaxies and (again) to do so much more quickly than previously possible.

Another challenge astronomers faced in deciding how to go about constructing a map of the universe is similar to that confronted by the first team of explorers in a huge, uncharted territory on Earth. Since there is only one band of explorers and an enormous amount of land, they have to make choices about where to go first. One strategy might be to strike out in a straight line in order to get a sense of the terrain. They might, for example, cross some mostly empty prairies and then hit a dense forest. As they make their way through the forest, they learn how thick it is in the direction they are traveling, but not its width to their left or right. Then a river crosses their path as they wade across, they can measure its width but learn nothing about its length. Still, as they go on in their straight line, they begin to get some sense of what the landscape is like and can make at least part of a map. Other explorers, striking out in other directions, will someday help fill in the remaining parts of that map.

Astronomers have traditionally had to make the same sort of choices. We cannot explore the universe in every direction to infinite “depth” or sensitivity: there are far too many galaxies and far too few telescopes to do the job. But we can pick a single direction or a small slice of the sky and start mapping the galaxies. Margaret Geller, the late John Huchra, and their students at the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics pioneered this technique, and several other groups have extended their work to cover larger volumes of space.

Voyagers in Astronomy

Margaret Geller: Cosmic Surveyor

Born in 1947, Margaret Geller is the daughter of a chemist who encouraged her interest in science and helped her visualize the three-dimensional structure of molecules as a child. (It was a skill that would later come in very handy for visualizing the three-dimensional structure of the universe.) She remembers being bored in elementary school, but she was encouraged to read on her own by her parents. Her recollections also include subtle messages from teachers that mathematics (her strong early interest) was not a field for girls, but she did not allow herself to be deterred.

Geller obtained a BA in physics from the University of California at Berkeley and became the second woman to receive a PhD in physics from Princeton. There, while working with James Peebles, one of the world’s leading cosmologists, she became interested in problems relating to the large-scale structure of the universe. In 1980, she accepted a research position at the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, one of the nation’s most dynamic institutions for astronomy research. She saw that to make progress in understanding how galaxies and clusters are organized, a far more intensive series of surveys was required. Although it would not bear fruit for many years, Geller and her collaborators began the long, arduous task of mapping the galaxies (Figure 28.20).

Her team was fortunate to be given access to a telescope that could be dedicated to their project, the 60-inch reflector on Mount Hopkins, near Tucson, Arizona, where they and their assistants took spectra to determine galaxy distances. To get a slice of the universe, they pointed their telescope at a predetermined position in the sky and then let the rotation of Earth bring new galaxies into their field of view. In this way, they measured the positions and redshifts of over 18,000 galaxies and made a wide range of interesting maps to display their data. Their surveys now include “slices” in both the Northern and Southern Hemispheres.

As news of her important work spread beyond the community of astronomers, Geller received a MacArthur Foundation Fellowship in 1990. These fellowships, popularly called “genius awards,” are designed to recognize truly creative work in a wide range of fields. Geller continues to have a strong interest in visualization and has (with filmmaker Boyd Estus) made several award-winning videos explaining her work to nonscientists (one is titled So Many Galaxies . . . So Little Time). She has appeared on a variety of national news and documentary programs, including the MacNeil/Lehrer NewsHour, The Astronomers, y The Infinite Voyage. Energetic and outspoken, she has given talks on her work to many audiences around the country, and works hard to find ways to explain the significance of her pioneering surveys to the public.

“It’s exciting to discover something that nobody’s seen before. [To be] one of the first three people to ever see that slice of the universe [was] sort of being like Columbus. . . . Nobody expected such a striking pattern!”—Margaret Geller

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Find out more about Geller and Huchra’s work (including interviews with Geller) in this 4-minute NOVA video. You can also learn more about their conclusions and additional research it led to.

The largest universe mapping project to date is the Sloan Digital Sky Survey (see the Making Connections feature box Astronomy and Technology: The Sloan Digital Sky Survey at the end of this section). A plot of the distribution of galaxies mapped by the Sloan survey is shown in Figure 28.21. To the surprise of astronomers, maps like the one in the figure showed that clusters of galaxies are not arranged uniformly throughout the universe, but are found in huge filamentary superclusters that look like great arcs of inkblots splattered across a page. The Local Group is part of a supercluster we call the Virgo Supercluster because it also includes the giant Virgo cluster of galaxies. The superclusters resemble an irregularly torn sheet of paper or a pancake in shape—they can extend for hundreds of millions of light-years in two dimensions, but are only 10 to 20 million light-years thick in the third dimension. Detailed study of some of these structures shows that their masses are a few times 10 16 METROsol, which is 10,000 times more massive than the Milky Way Galaxy.

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Check out this animated visualization of large-scale structure from the Sloan survey.

Separating the filaments and sheets in a supercluster are voids , which look like huge empty bubbles walled in by the great arcs of galaxies. They have typical diameters of 150 million light-years, with the clusters of galaxies concentrated along their walls. The whole arrangement of filaments and voids reminds us of a sponge, the inside of a honeycomb, or a hunk of Swiss cheese with very large holes. If you take a good slice or cross-section through any of these, you will see something that looks roughly like Figure 28.21.

Before these voids were discovered, most astronomers would probably have predicted that the regions between giant clusters of galaxies were filled with many small groups of galaxies, or even with isolated individual galaxies. Careful searches within these voids have found few galaxies of any kind. Apparently, 90 percent of the galaxies occupy less than 10 percent of the volume of space.

Example 28.1

Galaxy Distribution

Let’s do a quick calculation to see why this is so.

Suppose that you have completed a survey of all the galaxies within 30 million light-years and you now want to survey to 60 million light-years. What volume of space is covered by your second survey? How much larger is this volume than the volume of your first survey? Remember that the volume of a sphere, V, is given by the formula V = 4/3πR 3 , where R is the radius of the sphere.

Solución

Compruebe su aprendizaje

Answer:

The total volume covered is (4/3)π × (90 million light-years) 3 = 3.05 × 10 24 light-years 3 . The survey reaches 3 times as far in distance, so it will cover a volume that is 3 3 = 27 times larger.

Even larger, more sensitive telescopes and surveys are currently being designed and built to peer farther and farther out in space and back in time. The new 50-meter Large Millimeter Telescope in Mexico and the Atacama Large Millimeter Array in Chile can detect far-infrared and millimeter-wave radiation from massive starbursting galaxies at redshifts and thus distances more than 90% of the way back to the Big Bang. These cannot be observed with visible light because their star formation regions are wrapped in clouds of thick dust. And in 2021, the 6.5-meter-diameter James Webb Space Telescope is scheduled to launch. It will be the first new major visible light and near-infrared telescope in space since Hubble was launched more than 25 years earlier. One of the major goals of this telescope is to observe directly the light of the first galaxies and even the first stars to shine, less than half a billion years after the Big Bang.

At this point, if you have been thinking about our discussions of the expanding universe in Galaxies, you may be wondering what exactly in Figure 28.21 is expanding. We know that the galaxies and clusters of galaxies are held together by their gravity and do not expand as the universe does. However, the voids do grow larger and the filaments move farther apart as space stretches (see The Big Bang).

Making Connections

Astronomy and Technology: The Sloan Digital Sky Survey

In Edwin Hubble’s day, spectra of galaxies had to be taken one at a time. The faint light of a distant galaxy gathered by a large telescope was put through a slit, and then a spectrometer (also called a spectrograph) was used to separate the colors and record the spectrum. This was a laborious process, ill suited to the demands of making large-scale maps that require the redshifts of many thousands of galaxies.

But new technology has come to the rescue of astronomers who seek three-dimensional maps of the universe of galaxies. One ambitious survey of the sky was produced using a special telescope, camera, and spectrograph atop the Sacramento Mountains of New Mexico. Called the Sloan Digital Sky Survey (SDSS), after the foundation that provided a large part of the funding, the program used a 2.5-meter telescope (about the same aperture as the Hubble) as a wide-angle astronomical camera. During a mapping program lasting more than ten years, astronomers used the SDSS’s 30 charge-coupled devices (CCDs)—sensitive electronic light detectors similar to those used in many digital cameras and cell phones—to take images of over 500 million objects and spectra of over 3 million, covering more than one-quarter of the celestial sphere. Like many large projects in modern science, the Sloan Survey involved scientists and engineers from many different institutions, ranging from universities to national laboratories.

Every clear night for more than a decade, astronomers used the instrument to make images recording the position and brightness of celestial objects in long strips of the sky. The information in each strip was digitally recorded and preserved for future generations. When the seeing (recall this term from Astronomical Instruments) was only adequate, the telescope was used for taking spectra of galaxies and quasars—but it did so for up to 640 objects at a time.

The key to the success of the project was a series of optical fibers, thin tubes of flexible glass that can transmit light from a source to the CCD that then records the spectrum. After taking images of a part of the sky and identifying which objects are galaxies, project scientists drilled an aluminum plate with holes for attaching fibers at the location of each galaxy. The telescope was then pointed at the right section of the sky, and the fibers led the light of each galaxy to the spectrometer for individual recording (Figure 28.22).

About an hour was sufficient for each set of spectra, and the pre-drilled aluminum plates could be switched quickly. Thus, it was possible to take as many as 5000 spectra in one night (provided the weather was good enough).

The galaxy survey led to a more comprehensive map of the sky than has ever before been possible, allowing astronomers to test their ideas about large-scale structure and the evolution of galaxies against an impressive array of real data.

The information recorded by the Sloan Survey staggers the imagination. The data came in at 8 megabytes per second (this means 8 million individual numbers or characters every second). Over the course of the project, scientists recorded over 15 terabytes, or 15 thousand billion bytes, which they estimate is comparable to the information contained in the Library of Congress. Organizing and sorting this volume of data and extracting the useful scientific results it contains is a formidable challenge, even in our information age. Like many other fields, astronomy has now entered an era of “Big Data,” requiring supercomputers and advanced computer algorithms to sift through all those terabytes of data efficiently.

One very successful solution to the challenge of dealing with such large datasets is to turn to “citizen science,” or crowd-sourcing, an approach the SDSS helped pioneer. The human eye is very good at recognizing subtle differences among shapes, such as between two different spiral galaxies, while computers often fail at such tasks. When Sloan project astronomers wanted to catalog the shapes of some of the millions of galaxies in their new images, they launched the “Galaxy Zoo” project: volunteers around the world were given a short training course online, then were provided with a few dozen galaxy images to classify by eye. The project was wildly successful, resulting in over 40 million galaxy classifications by more than 100,000 volunteers and the discovery of whole new types of galaxies.

Link to Learning

Learn more about how you can be part of the project of classifying galaxies in this citizen science effort. This program is part of a whole series of “citizen science” projects that enable people in all walks of life to be part of the research that professional astronomers (and scholars in a growing number of fields) need help with.


ROTATION OF OUR GALAXY

The Sun, for instance, a fairly typical disk star, is orbiting with a speed
v = 220 km/sec = 0.000225 parsecs/year.
The radius of the Sun's orbit around the galactic center is
a = 8000 parsecs.
The circumference of the Sun's orbit is then
2 pi a = 50,300 parsecs.
The orbital period of the Sun thus turns out to be
P = 2 pi a / v = (50,300)/(0.000225) = 220,000,000 years.

It takes the sun 220 million years to circle once around the center of our galaxy. During the 4.6 billion years that the Sun has been in existence, it has gone around the center just over 20 times.

(2) The high orbital speed of stars shows that our galaxy contains dark matter.

Each star in the disk is on a very nearly circular orbit, anchored by todas the mass enclosed within its orbit, whether it's luminous or not. Thus, the amount of mass within a star's orbit can be determined from Kepler's Third Law:

where M = mass inside star's orbit (in solar masses)
METRO* = mass of the star (in solar masses)
a = radius of the star's orbit (in AU)
P = orbital period of star (in years)

A few clarifying words:
In the above equation, M is the total mass in a sphere of radius a, centered on the galactic center. (The mass outside the sphere doesn't have any net effect on the star's orbit).
Since the mass M includes the mass of the supermassive black hole at the galactic center, M is guaranteed to be much much greater than M*, the mass of a single star.

For the Sun's orbit:
a = 8000 parsecs = 1.65 billion A.U.
P = 220 million years

THEREFORE (get out your calculators if you want to check these numbers), the mass inside the Sun's orbit is M = a 3 / P 2 = 90 billion Msun.

Ninety billion solar masses is a lot of stuff, but this just represents the mass inside the Sun's orbit. What's the TOTAL mass of our galaxy, out to its very farthest edge? Most luminous matter (stars, gas, and dust) lies within 15,000 parsecs of the galactic center. Therefore, if luminous matter were the only matter present in our galaxy, the orbital speeds of stars and gas clouds would decrease beyond 15,000 parsecs, just as the orbital speeds of planets in the Solar System decrease as you go outward from Mercury to Pluto. BUT (and this is a big but!) orbital speeds of star are constant, or actually slightly rising, as you go more than 15,000 parsecs from the galactic center. Those few lonely stars stars and gas clouds at a distance of 25,000 parsecs are zipping around at 300 kilometers per second. There must be a great deal of dark matter in the outer regions of our galaxy in order to keep these high speed stars from escaping.

The exact extent of the dark halo around our galaxy is poorly known. The high orbital speeds of globular clusters indicate that the dark halo may extend as far as 200,000 parsecs from the center of our galaxy (that's nearly a third of the distance to our neighbor, the Andromeda Galaxy). The total mass of our galaxy, in that case, is 1 Trillion solar masses, of which 90 percent is dark rather than luminous.

What you see is more than what you get!

(3) The dark matter consists partly of MACHOs, partly of WIMPs.

Neutrinos are elementary particles. They snub other elementary particles such as electrons, neutrons, and protons, very rarely interacting with them. Neutrinos also snub photons, very rarely absorbing, scattering, or emitting them. In other words, since they rarely emit light, neutrinos are dark matter. The main drawback to neutrinos as dark matter is that an individual neutrino has very little mass. The exact mass of a neutrino is so tiny it hasn't yet been measured accurately. However, the upper limits on neutrino mass tell us that it takes at least 4 billion neutrinos to equal the mass of a single proton. Neutrinos partially make up for their low mass by the fact that they are extremely numerous in total, neutrinos may contribute a few percent of the dark matter. Candidate 2: the MACHO

MACHO is a (rather contrived) acronym for MAssive Compact Halo Object. MACHOs are dim, dense objects with masses comparable to, or somewhat smaller than, the Sun. For example, brown dwarfs, if they exist in the halo, would qualify as MACHOs, as would old cold white dwarfs, and isolated black holes. MACHOs can be detected because they act as gravitational lenses, briefly amplifying light from distant stars as they pass in front of them. Obsessive-compulsive astronomers have carefully monitored the apparent brightness of millions of stars in the Magellanic Clouds, waiting for MACHOs to pass in front of them. The result of their watching and waiting is an estimate of the number of MACHOs in the halo. The verdict: about half the dark matter in the halo is made of MACHOs. Candidate 3: the WIMP

WIMP is an acronym for Weakly Interacting METROassive PAGartículo. (The name MACHO was, in fact, first proposed as a humorous riposte to the name WIMP.) WIMPs are elementary particles proposed by the theory of particle physics. They have not, however, been seen yet in laboratory experiments, so their existence should still be regarded as hypothetical. WIMPs resemble neutrinos, in that they rarely interact with other particles, including photons. Their main difference from neutrinos is that, as their name implies, they are massive. One WIMP is equal in mass to as much as 10,000 protons (or 40 trillion neutrinos). WIMPs are thought to contribute about half the dark matter. (If the non-MACHO half of the dark matter doesn't consist of WIMPs, then it must be made of something even stranger!)

Thus, the question ``WIMP or MACHO?'' probably has the answer, ``Some of each''.


Ver el vídeo: Galaxies Dont Spin The Way You Think. 4K (Mayo 2022).