Astronomía

¿Momento angular primordial?

¿Momento angular primordial?


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.

El momento angular, y en particular la conservación del momento angular, es por supuesto muy relevante en muchos procesos en astrofísica, como p. Ej. formación de estrellas y planetas, y formación de discos en galaxias.

El concepto de objetos que giran al colapsar es bastante sencillo de entender, pero esto plantea la pregunta: ¿de dónde proviene el momento angular primordial?

Interacciones de marea entre halos, supongo.


Tu hipótesis es correcta: es la interacción de las mareas entre vecinos que genera espín.

Piense en su protohalo (galaxia, disco estelar, etc.) como un elipsoide (establecido por su tensor de inercia). Si la materia a su alrededor no se distribuye de manera esférica, aplicará un par de torsión sobre ese elipsoide y lo hará girar. La suposición en cosmología es que aunque el momento angular primordial que mencionas puede ser nulo, la interacción de marea entre protoestructuras vecinas es suficiente para permitir luego intercambiar (por lo tanto, adquirir individualmente) el momento angular, mientras se conserva una suma cero.

En este documento se ofrece una referencia sobre este tema.

Este diagrama puede aclarar el problema: representa la torsión de las mareas del elipsoide azul por las mareas representadas por el elipsoide rosa.

PD: la expresión spin up es desafortunada, parece porque de hecho es spin conservación en la última etapa de colapso del protohalo que lo hace girar más rápido mientras se conserva el giro (= momento angular interno total).


Digamos que estoy flotando en el espacio con dos peonzas de juguete. Los hago girar en direcciones opuestas a la misma velocidad. Cada uno de ellos tiene momento angular, pero el momento angular total del sistema es cero.

A mayor escala, podría suceder lo mismo en todo el universo. A medida que se formaran las estrellas y las galaxias, terminarían girando en todas direcciones, pero el momento angular total no cambiaría.


Los científicos descubren las estructuras giratorias más grandes del universo

Impresión artística de los filamentos cósmicos: enormes puentes de galaxias y materia oscura conectan cúmulos de galaxias entre sí. Las galaxias se canalizan en órbitas en forma de sacacorchos hacia y en grandes cúmulos que se encuentran en sus extremos. Su luz aparece cambiada al azul cuando se mueven hacia nosotros y al rojo cuando se alejan. (Crédito: AIP / A. Khalatyan / J. Fohlmeister) Fotografía :( Otros)

Destacados de la historia

Los resultados publicados en Nature Astronomy significan que el momento angular se puede generar a escalas sin precedentes.

Los astrónomos han descubierto las estructuras giratorias más grandes del Universo mapeando el movimiento de las galaxias en enormes filamentos que conectan la red cósmica.

Estos largos zarcillos de galaxias giran a una escala de cientos de millones de años luz. Nunca antes se había visto una rotación a escalas tan enormes, según los astrónomos del Instituto Leibniz de Astrofísica de Potsdam (AIP).

Los resultados publicados en Nature Astronomy significan que el momento angular se puede generar a escalas sin precedentes.

Tal flujo potencial es irritacional o libre de rizos: no hay rotación primordial en el Universo temprano y el momento angular debe generarse a medida que se forman las estructuras.

Los filamentos cósmicos son enormes puentes de galaxias y materia oscura que conectan cúmulos de galaxias entre sí. Canalizan las galaxias hacia y en grandes cúmulos que se encuentran en sus extremos.

Según Peng Wang, autor del estudio y astrónomo de la AIP, “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 ".

"A pesar de ser cilindros delgados, de dimensión similar a los lápices, de cientos de millones de años luz de largo, pero de unos pocos millones de años luz de diámetro, estos fantásticos zarcillos de materia giran", añade Noam Libeskind, iniciador del proyecto en el AIP.

“En estas escalas, las galaxias dentro de ellas son en sí mismas solo muestras de polvo. Se mueven en hélices o en órbitas en forma de sacacorchos, dando vueltas alrededor del centro del filamento mientras viajan con 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 ".

La forma en que se genera el momento angular responsable de la rotación en un contexto cosmológico es uno de los problemas clave sin resolver de la cosmología. En el modelo estándar de formación de estructuras, las pequeñas sobredensidades presentes en el universo temprano crecen a través de la inestabilidad gravitacional a medida que la materia fluye desde las regiones inferiores a las sobredensas.

Tal flujo potencial es irritacional o libre de rizos: no hay rotación primordial en el universo primitivo. Como tal, cualquier rotación debe generarse a medida que se forman las estructuras. La red cósmica en general y los filamentos en particular están íntimamente conectados con la formación y evolución de las galaxias. También tienen un fuerte efecto en el giro de las galaxias, a menudo regulando la dirección en la que giran las galaxias y sus halos de materia oscura. Sin embargo, no se sabe si la comprensión actual de la formación de estructuras predice que los propios filamentos, al ser objetos cuasi lineales no colapsados, deberían girar.

“Motivados por la sugerencia del teórico Dr. Mark Neyrinck de que los filamentos pueden girar, examinamos la distribución de galaxias observada, buscando la rotación de los filamentos”, dice Noam Libeskind. "Es fantástico ver esta confirmación de que los filamentos intergalácticos giran en el Universo real, así como en la simulación por computadora".

Mediante el uso de un método de mapeo sofisticado, la distribución de galaxias observada se segmentó en filamentos. Cada filamento fue aproximado por un cilindro. Las galaxias dentro de él se dividieron en dos regiones a cada lado de la columna del filamento (en proyección) y se midió cuidadosamente la diferencia de corrimiento al rojo medio entre las dos regiones.

La diferencia de corrimiento al rojo medio es un proxy de la diferencia de velocidad (el corrimiento Doppler) entre las galaxias en el lado que se aleja y se acerca del tubo de filamento. Por tanto, puede medir la rotación del filamento. El estudio implica que, dependiendo del ángulo de visión y la masa del punto final, los filamentos del universo muestran una señal clara consistente con la rotación.


Pérdida de momento angular del gas primordial en el campo de radiación Lyα

  • APA
  • Autor
  • BIBTEX
  • Harvard
  • Estándar
  • RIS
  • Vancouver

Resultado de la investigación: Contribución a la revista ›Artículo› revisión por pares

T1 - Pérdida de momento angular del gas primordial en el campo de radiación Lyα

N2 - Presentamos resultados sobre el arrastre de radiación ejercido por un fondo isotrópico y homogéneo de fotones Lyα en nubes de gas neutro que orbitan dentro de las regiones H II alrededor de estrellas de la Población III de diferentes masas. El desplazamiento Doppler causa una diferencia de frecuencia entre los fotones que se mueven en la dirección de la nube y en dirección opuesta a ella, lo que resulta en una pérdida neta de impulso de la nube en la dirección del movimiento. Encontramos que la mitad del momento angular del gas con vθ ≲ 20 km s-1 cerca (r ≲ 3 kpc) de una estrella de población III de 120 M⊙ en z = 20 se pierde dentro de ˜106 años. El arrastre de radiación es una función importante de la velocidad de la nube que alcanza un máximo a v ~ 20 km s-1, lo que refleja la dependencia de la frecuencia de la sección transversal del fotón. Las nubes que se mueven con velocidades superiores a ~ 100 km s-1 pierden su momento angular en escalas de tiempo de ~ 108 años. Con corrimientos al rojo más bajos, el arrastre de radiación se vuelve ineficaz a medida que la densidad de fotones Lyα en las regiones H II disminuye en un factor (1 + z) 3 y el momento angular se pierde en escalas de tiempo ≳ 108 años incluso para nubes de baja velocidad. Nuestros resultados sugieren que existe un punto óptimo para la pérdida de momento angular por arrastre de radiación para nubes de gas en z & gt 10 y con v ˜ 20 km s-1. La comparación con las fuerzas de fricción dinámicas que actúan sobre las nubes de gas típicas sugiere que el arrastre de radiación es el efecto dominante que impacta la órbita. Proponemos que este efecto puede suprimir la formación de discos de gas extendidos en las primeras galaxias y ayudar a la acumulación de gas cerca de los centros galácticos y los agujeros negros centrales.

AB - Presentamos resultados sobre el arrastre de radiación ejercido por un fondo isotrópico y homogéneo de fotones Lyα en nubes de gas neutro que orbitan dentro de las regiones H II alrededor de estrellas de la Población III de diferentes masas. El desplazamiento Doppler causa una diferencia de frecuencia entre los fotones que se mueven en la dirección de la nube y en dirección opuesta a ella, lo que resulta en una pérdida neta de impulso de la nube en la dirección del movimiento. Encontramos que la mitad del momento angular del gas con vθ ≲ 20 km s-1 cerca (r ≲ 3 kpc) de una estrella de población III de 120 M⊙ en z = 20 se pierde dentro de ˜106 años. El arrastre de radiación es una función importante de la velocidad de la nube que alcanza un máximo a v ~ 20 km s-1, lo que refleja la dependencia de la frecuencia de la sección transversal del fotón. Las nubes que se mueven con velocidades superiores a ~ 100 km s-1 pierden su momento angular en escalas de tiempo de ~ 108 años. Con corrimientos al rojo más bajos, el arrastre de radiación se vuelve ineficaz a medida que la densidad de fotones Lyα en las regiones H II disminuye en un factor (1 + z) 3 y el momento angular se pierde en escalas de tiempo ≳ 108 años incluso para nubes de baja velocidad. Nuestros resultados sugieren que existe un punto óptimo para la pérdida de momento angular por arrastre de radiación para nubes de gas en z & gt 10 y con v ˜ 20 km s-1. La comparación con las fuerzas de fricción dinámicas que actúan sobre las nubes de gas típicas sugiere que el arrastre de radiación es el efecto dominante que impacta la órbita. Proponemos que este efecto puede suprimir la formación de discos de gas extendidos en las primeras galaxias y ayudar a la acumulación de gas cerca de los centros galácticos y los agujeros negros centrales.


Orden cósmico a partir del caos primordial: un tributo a Nikos Voglis

Caos en astronomía: Actas de astrofísica y ciencia espacial. ed. / G. Contopoulos G. P. Patsis. Berlín: Springer, 2008. p. 467-483 (Actas de astrofísica y ciencia espacial).

Resultado de la investigación: Capítulo del libro / Informe / Actas de la conferencia ›Capítulo› Académico ›Revisión por pares

T1 - Orden cósmico a partir del caos primordial

T2 - Un homenaje a Nikos Voglis

AU - van de Weijgaert, Marinus

N1 - Relación: http://www.rug.nl/ date_submitted: 2008 Derechos: Universidad de Groningen

N2 - Nikos Voglis tenía muchos intereses astronómicos, entre ellos la cuestión del origen del momento angular galáctico. En este breve homenaje revisamos cómo ha cambiado este tema desde la década de 1970 y cómo ahora se ha hecho evidente que las fuerzas de marea gravitacionales no solo han causado que las galaxias roten, sino que también han actuado para dar forma a la estructura cósmica en la que se encuentran esas galaxias. Presentamos evidencia reciente de esto basada en técnicas de análisis de datos que proporcionan catálogos objetivos de grupos, filamentos y vacíos.

AB - Nikos Voglis tenía muchos intereses astronómicos, entre ellos la cuestión del origen del momento angular galáctico. En este breve homenaje revisamos cómo ha cambiado este tema desde la década de 1970 y cómo ahora se ha hecho evidente que las fuerzas de marea gravitacionales no solo han causado que las galaxias roten, sino que también han actuado para dar forma a la estructura cósmica en la que se encuentran esas galaxias. Presentamos evidencia reciente de esto basada en técnicas de análisis de datos que proporcionan catálogos objetivos de grupos, filamentos y vacíos.


Ya. B. Zel'dovich e I. D. Novikov, Astron. Z h. 43, 758 (1966) Astronomía soviética 10, 602 (1967).

D. Carr y S. L. Hawking, Mon. No. R. Astron. Soc. 168, 399 (1974).

Ya. B. Zel’dovich e I. D. Novikov, Astrofísica relativista (Nauka, Moscú, 1967) (en ruso).

Ya. B. Zel’dovich e I. D. Novikov, Teoría de la gravitación y evolución estelar (Nauka, Moscú, 1971) (en ruso) A. G. Polnarev y M. Yu. Khlopov, Uspekhi Fiz. Nauk 145369 (1985) M. Yu. Khlopov, R. V. Konoplich, S. G. Rubin y A. S. Sakharov, Grav. Cosmol. 6, 153 (2000).

D. K. Nadezhin, I. D. Novikov y A. G. Polnarev, Astron. Z h. 55, 216 (1978) Astronomía soviética 22, 129 (1978).

A. G. Doroshkevich, Astron. Z h. 43, 105 (1966) Astronomía soviética 10, 83 (1966).

P. J. Young, Phys. Rev. D 14, 3281 (1976).

P. J. Young, Astroph. J. 212, 227 (1977).

G. S. Bisnovatyi-Kogan y O. Yu. Tsupko, Astrofizika 50, 653 (2007).

V. P. Frolov e I. D. Novikov, Física del agujero negro: conceptos básicos y nuevos desarrollos (Académico, Dordrecht, 1998).

G. S. Bisnovatyi-Kogan y V. N. Rudenko, Clase. Quantum Grav. 21, 3347 (2004).


¿Momento angular primordial? - Astronomía

100 hasta que se forme el primer minihalo. Una vez que el gas cae hacia el centro del minihalo y se condensa, implementamos el método de 'partícula hundida' para representar las regiones que formarán una estrella, y seguimos la evolución del gas formador de estrellas libre de metales durante muchos episodios de caída libre. veces. Se forma un disco alrededor de la estrella Pop III inicial y se fragmenta para formar estrellas secundarias con un rango de masas (1 - 50 [masa solar]). Esto es marcadamente diferente del paradigma anterior de una sola estrella masiva que se forma por minihalo. Utilizando una técnica de trazado de rayos, también examinamos el efecto de la retroalimentación radiativa sobre el crecimiento protoestelar y la fragmentación del disco. Esta retroalimentación no evitará la formación de estrellas secundarias dentro del disco, pero reducirá la masa final alcanzada por la estrella Pop III más grande. Midiendo el momento angular del gas que cae sobre las regiones de hundimiento, también encontramos que las estrellas Pop III más masivas acumulan suficiente momento angular para rotar a velocidades casi de ruptura, y potencialmente pueden terminar sus vidas como estallidos de rayos gamma colapsados ​​o hipernovas. Además, examinamos numéricamente los movimientos de flujo relativo recientemente descubiertos entre la materia oscura y los bariones, que se originan en la era de la recombinación. La transmisión relativa retrasará ligeramente el corrimiento al rojo en el que se forman las estrellas Pop III, pero por lo demás tendrá poco impacto en la formación de estrellas Pop III y la historia de la reionización. Finalmente evaluamos el posible efecto de un fondo de rayos cósmicos (CR) generado por las muertes de supernovas de estrellas masivas Pop III. Un fondo de CR suficientemente grande podría mejorar indirectamente el enfriamiento de H₂ dentro de los minihalos afectados. Las temperaturas más bajas resultantes conducirían a una masa estelar característica reducida (

10 [masa solar]), proporcionando otra posible vía para formar estrellas Pop III de baja masa.


¿Momento angular primordial? - Astronomía

La simetría quiral se viola al máximo en interacciones débiles [1], y tales asimetrías microscópicas en el Universo temprano podrían dejar huellas observables en escalas astrofísicas sin violar el principio cosmológico. En esta Carta, proponemos una medida de helicidad para detectar violación quiral primordial. Señalamos que las observaciones de las direcciones del momento angular de las halo-galaxias (espines), que se congelan durante el proceso de formación de las galaxias, proporcionan un observable quiral fósil. A partir del modo de agrupamiento de la estructura a gran escala del Universo, construimos un modo de giro en el espacio lagrangiano y mostramos en simulaciones que es una buena sonda de giros de halo-galaxias. En el modelo estándar, se espera una fuerte correlación simétrica entre los componentes helicoidales izquierdo y derecho de este modo de giro y los giros de la galaxia. Las mediciones de estas correlaciones serán sensibles a la ruptura quiral, proporcionando una prueba directa de la ruptura de la simetría quiral en el Universo temprano.

© 2020 Sociedad Estadounidense de Física

Encabezados de asignaturas de física (PhySH)

Autores y afiliaciones de amp

  • 1 Departamento de Astronomía, Universidad de Xiamen, Xiamen, Fujian 361005, China
  • 2 Instituto Canadiense de Astrofísica Teórica, Universidad de Toronto, M5S 3H8, Ontario, Canadá
  • 3 Instituto Tsung-Dao Lee, Universidad Jiao Tong de Shanghai, Shanghai, 200240, China
  • 4 Instituto Dunlap de Astronomía y Astrofísica, Universidad de Toronto, M5S 3H4, Ontario, Canadá
  • 5 Instituto Canadiense de Investigación Avanzada, Programa CIFAR en Gravitación y Cosmología, Toronto, M5G 1Z8, Ontario, Canadá
  • 6 Instituto Perimetral de Física Teórica, Waterloo, N2L 2Y5, Ontario, Canadá
  • 7 Departamento de Astronomía, Universidad Jiao Tong de Shanghai, Shanghai, 200240, China
  • 8 Laboratorio clave para la investigación en galaxias y cosmología, Departamento de Astronomía, Universidad de Ciencia y Tecnología de China, Hefei, Anhui 230026, China
  • 9 Centro de Astrofísica y Departamento de Física de Tsinghua, Universidad de Tsinghua, Beijing, 100084, China
  • 10 Departamento de Astronomía, Universidad de Massachusetts Amherst, Massachusetts 01003, EE. UU.

Texto del artículo (se requiere suscripción)

Material complementario (se requiere suscripción)

Referencias (se requiere suscripción)

Asunto
Opciones de acceso

COVID-19 ha afectado a muchas instituciones y organizaciones de todo el mundo, interrumpiendo el progreso de la investigación. A través de este difícil momento APS y el Revisión física La oficina editorial está completamente equipada y trabaja activamente para apoyar a los investigadores al continuar llevando a cabo todas las funciones editoriales y de revisión por pares y publicando investigaciones en las revistas, así como minimizando las interrupciones en el acceso a las revistas.

Agradecemos su continuo esfuerzo y compromiso para ayudar al avance de la ciencia y permitirnos publicar las mejores revistas de física del mundo. Y esperamos que usted y sus seres queridos estén sanos y salvos.

Muchos investigadores ahora se encuentran trabajando fuera de sus instituciones y, por lo tanto, pueden tener problemas para acceder a las revistas de Physical Review. Para abordar esto, hemos estado mejorando el acceso a través de varios mecanismos diferentes. Ver Acceso fuera del campus a Revisión física para obtener más instrucciones.


Distribución del momento angular durante el colapso de las nubes primordiales formadoras de estrellas

En general, se cree que el momento angular se distribuye durante el colapso gravitacional de la nube de formación de estrellas primordial. Sin embargo, hasta ahora ha habido poca comprensión de los detalles exactos de la distribución. Usamos la versión modificada del código Gadget-2, una simulación hidrodinámica tridimensional de partículas suavizadas, para seguir la evolución del gas que colapsa tanto en minihalos idealizados como en más realistas. Encontramos que, a pesar de la falta de turbulencia inicial y campos magnéticos en las nubes, el perfil del momento angular sigue la misma ley de potencia característica que se ha informado en estudios que emplearon condiciones iniciales cosmológicas totalmente autoconsistentes. El ajuste de la ley de potencia parece ser aproximadamente constante independientemente de la rotación inicial de la nube. Concluimos que el momento angular específico del gas giratorio autogravitante en los minihalos primordiales mantiene una relación de escala con la masa del gas como (L propto M ^ <1.125> ). También discutimos los mecanismos plausibles para la distribución de la ley de potencias.

Esta es una vista previa del contenido de la suscripción, acceda a través de su institución.


WIMP contra MACHO

Comprender el impulso detrás de la búsqueda de PBH proviene de tratar de comprender si la materia oscura está hecha de WIMP (partículas masivas de interacción débil) o MACHO (objetos de halo compacto masivo), ambos conceptos no probados. Pero algo que ya tiene mucha evidencia a su favor son los agujeros negros, y tienen muchas características que tendrían los MACHO. Pero, y esto es clave, se necesitarían algunas propiedades más si fueran candidatos a MACHO, como una cierta distribución galáctica, patrones en la red cósmica y efectos de lentes gravitacionales, todos los cuales aún no hemos visto. Hasta ahora, nada ha producido la respuesta esperada de MACHO, por lo que ya no son un candidato importante para la materia oscura. Pero no confunda eso con que los científicos se den por vencidos. Han realizado una observación con lentes de microgravedad para intentar poner algunos límites a la masa de estos objetos. Después de tal búsqueda en la Pequeña Nube de Magallanes, no se detectaron candidatos de MACHO, por lo que los científicos sabían a partir de esos datos que el MACHO más grande podría tener 10 masas solares, pero se espera que sean mucho más pequeñas que eso. Naturalmente, los científicos siguieron adelante y buscaron WIMP, pero esa búsqueda ha ganado más atención y, sin embargo, no ha obtenido resultados como su contraparte. Algunos modelos predicen que los PBH podrían ser fábricas de WIMP a través de consideraciones de radiación de Hawking, ya que el tamaño está inversamente correlacionado con la temperatura. Por lo tanto, un objeto pequeño como un PBH debe estar muy caliente, por lo tanto radiante. Si existen WIMP, las colisiones entre ellos deberían crear un rayo gamma distintivo que aún no se ha visto. Así que ahora el centro de atención está una vez más en los MACHO, porque allí es un tipo de agujero negro que sería un candidato perfecto para MACHO: un PBH. Difícil de ver pero ofreciendo la atracción gravitacional necesaria, serían un gran objetivo (García 40, BEC, Rzetelny, Crane 40).


Un origen primordial para las desalineaciones entre los ejes de giro estelares y las órbitas planetarias.

La existencia de planetas gigantes gaseosos cuyas órbitas se encuentran cerca de sus estrellas anfitrionas ('Júpiter calientes') puede explicarse en gran medida por la migración planetaria asociada con la evolución viscosa de las nebulosas protoplanetarias. Recientemente, las observaciones del efecto Rossiter-McLaughlin durante los tránsitos planetarios han revelado que una fracción considerable de Júpiter calientes están en órbitas desalineadas con respecto a los ejes de giro de sus estrellas anfitrionas. Esta observación ha arrojado dudas sobre la importancia de la migración impulsada por disco como mecanismo para producir Júpiter calientes. Aquí muestro que las órbitas desalineadas pueden ser una consecuencia natural de la migración del disco en sistemas binarios cuyo plano orbital no está correlacionado con los ejes de giro de las estrellas individuales. Los pares gravitacionales que surgen de la evolución dinámica de los discos protoplanetarios idealizados bajo perturbaciones de cuerpos distantes masivos actúan para desalinear los planos orbitales de los discos en relación con los polos de giro de sus estrellas anfitrionas. Como resultado, sugiero que en ausencia de un fuerte acoplamiento entre el momento angular del disco y el de la estrella anfitriona, o de una disipación suficiente que actúe para realinear el eje de giro estelar y las órbitas planetarias, la fracción de sistemas planetarios ( incluidos los sistemas de 'Neptunos calientes' y 'súper-Tierras') cuyos vectores de momento angular están desalineados con respecto a sus estrellas anfitrionas, serán proporcionales a la tasa de multiplicidad estelar primordial.