천문학

암흑 물질 후광에 대한 은하의 별과 가스 모양의 의존성

암흑 물질 후광에 대한 은하의 별과 가스 모양의 의존성



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.

모양이 다른 은하에 대해 공부했습니다. 그러나 은하계의 별과 가스는 서로 다른 기하학적 모양을 가지고 있습니까? 이것을 결정하는 요인은 무엇입니까?

암흑 물질 후광의 덩어리가 이러한 모양에 영향을 미친다고 생각합니다. 하지만 어떻게? 이 둘을 연결하는 관계가 있습니까?


암흑 물질 헤일로에 대한 은하의 별과 가스 모양 의존성 - 천문학

이 연구에서 우리는 은하의 항성 및 중성 (별과 차가운 가스) 질량 함수 (SMF 및 BMF)와 두 개의 부피 제한 데이터 세트에 대한 후광 질량 의존성을 제시합니다. 첫 번째 RESOLVE-B는 Stripe 82 풋 프린트와 일치하며 중압 질량 M bary ∼ 10 9.1 M ⊙까지 극도로 완전하며 M bary ∼ 10 10 M ⊙ 아래의 가스가 풍부한 왜성 체제를 조사합니다. 두 번째 ECO는 ∼40 배 더 큰 부피 (RESOLVE-A 포함)를 커버하며 M bary ∼ 10 9.4 M ⊙까지 완성됩니다. SMF와 BMF를 구성하기 위해 우리는 항성 또는 중입자 질량의 전체 가능성 분포에서 몬테카를로 샘플링을 사용하여 새로운 "교차 빈 샘플링" 기술을 구현합니다. 우리의 SMF는 이전 작업에서 설명한 M star ~ 10 10 M ⊙ 아래에서 시작하는 "plateau" 기능을 나타냅니다. 그러나 BMF는 이 기능을 채우고 가스가 지배하는 은하가 인구의 대다수가 됨에 따라 ~10 10 M ⊙ 아래의 직선 멱법칙으로 상승합니다. 그럼에도 불구하고 BMF의 낮은 질량 기울기는 이론적인 암흑 물질 헤일로 MF의 기울기만큼 가파르지 않습니다. 더욱이, 우리는 풍부한 매칭에 의해 그룹 후광 질량을 할당하고, SMF와 BMF가 물리적으로 동기 부여 된 4 개의 후광 질량 체제로 분리되어 전체 MF의 단순한 모양에 기초한 복잡한 구조를 드러낸다는 것을 발견했습니다. 특히, 위성 MF는 질량이 <10 13.5 M ⊙ 인 그룹으로 중심 은하 MF "혹"아래로 눌려 있지만 클러스터에서 가파르게 상승합니다. 우리의 결과는 초기 그룹 형성 시점부터 위성 파괴 및 스트립핑이 활발함을 시사합니다. MF를 형성하는 그룹의 핵심 역할은 그룹 후광 질량 분포를 기반으로 특정 설문 조사의 SMF 또는 BMF를 재구성 할 수 있음을 보여줍니다.


갤럭시 퍼즐

천문학의 대부분은 중력과의 전쟁에 대한 연구입니다. 별은 자체 무게로 중력 붕괴에 굴복하지 않도록 빛납니다. 은하수는 중력에 대항하여 스스로를 지탱하는 수단으로 회전합니다. 더 거대한 은하 중 일부는 일관된 회전이 적거나 전혀 나타나지 않지만 중력의 균형을 맞추기 위해 무작위 운동을합니다. 이것이 은하의 움직임을 측정하는 것이 중력의 양 또는 특정 공간 영역 내에 존재하는 총 질량을 결정하는 효율적인 방법인 이유입니다.

올해는 은하 역학의 선구자 중 한 명인 Vera Rubin이 세상을 떠났습니다. 그녀는 근처 나선은하의 바깥쪽 영역이 중심 근처 영역만큼 빠르게 회전한다는 것을 발견했습니다. 이것은 우주의 암흑 물질에 대한 현대의 그림에 크게 기여했습니다. 회전 속도가 대부분의 별이 거주하는 인근 나선은하의 중심 영역에서 멀리 떨어져 있을 때 암흑 물질이 있다는 직접적인 단서를 제공합니다. 사실, 과학자들은 각 은하가 원반을 둘러싸고 있는 "암흑 물질 후광"을 가지고 있다고 믿습니다.

암흑 물질은 우리 은하계에 숨어 있는 것 같습니다. 브루노 길리/ESO -, CC BY-SA

40 년이 지난 지금, 유럽 초대형 망원경의 강력한 도구를 사용하여 이제는 100 억년 전 은하 형성의 정점에있는 매우 먼 은하를 탐사 할 수 있습니다. 뿐만 아니라 깊은 노출을 통해 은하의 바깥 쪽 원반 영역까지 가스의 움직임을 조사 할 수 있습니다.

Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics의 동료들과 저는 6개의 고대 은하의 개별 회전 곡선을 추출할 수 있었습니다. 또 다른 100 개의 은하에 대해 측정 값을 평균 곡선으로 결합했습니다. 두 접근법 모두 똑같은 놀라운 결과를 낳았습니다. 초기 디스크 은하에서 바깥 쪽 부분의 회전은 꾸준히 감소합니다. 즉, 속도를 높이기위한 암흑 물질이 거의 없거나 전혀 없다는 것을 암시합니다.


제목 : RESOLVE 및 ECO : 은하계 및 배 요성 질량 함수의 헤일로 질량 의존형 모양

이 연구에서 우리는 은하의 항성 및 중력 (별과 차가운 가스) 질량 함수 (SMF 및 BMF)와 두 개의 부피 제한 데이터 세트에 대한 후광 질량 의존성을 제시합니다. 첫 번째 RESOLVE-B는 Stripe 82 풋 프린트와 일치하며 baryonic 질량 M까지 매우 완벽합니다. ∼ 10 미디엄 , 가스가 풍부한 난쟁이 정권을 M 이하로 조사 ∼ 10 미디엄 . 두 번째 ECO는 ~40배 더 큰 볼륨(RESOLVE-A 포함)을 포함하고 M까지 완료됩니다. ∼ 10 미디엄 . SMF와 BMF를 구성하기 위해 우리는 항성 또는 중입자 질량의 전체 가능성 분포에서 몬테카를로 샘플링을 사용하여 새로운 "교차 빈 샘플링" 기술을 구현합니다. 우리의 SMF는 M 이하에서 시작하는 "고원"기능을 보여줍니다. ∼ 10 미디엄 이전 작업에서 설명한 것입니다. 그러나 BMF는이 기능을 채우고 ~ 10 이하의 직선 멱 법칙으로 상승합니다. 미디엄 , 가스가 지배하는 은하가 인구의 대다수가됨에 따라. 그럼에도 불구하고 BMF의 저 질량 기울기는 이론적 인 암흑 물질 헤일로 MF만큼 가파르지는 않습니다. 더욱이, 우리는 더 많은 & raquo 매칭에 의해 그룹 후광 질량을 할당합니다. SMF와 BMF는 물리적으로 동기 부여 된 4 개의 후광 질량 체계로 분리되어 전체 MF의 단순한 모양에 기초한 복잡한 구조를 나타냅니다. 특히, 위성 MF는 질량이 & lt10 인 그룹으로 중앙 은하 MF "혹"아래로 눌려 있습니다. 미디엄 그러나 클러스터에서 가파르게 상승합니다. 우리의 결과는 위성 파괴와 스트리핑이 초기 그룹 형성 시점부터 활성화되었음을 시사합니다. 우리는 MF를 형성하는 그룹의 핵심 역할이 그룹 후광 질량 분포를 기반으로 주어진 조사의 SMF 또는 BMF를 재구성할 수 있음을 보여줍니다. « 덜


"알 수없고 보이지 않는 것"& # 8211 광범위한 암흑 물질이 근처의 별을 사라지게 함

우리 태양에 가장 가까운 성단의 거대한 조석 꼬리에있는 별들이 알려지지 않고 보이지 않는 '암흑 물질 하위 후광'의 인구가 의심되는 것으로 ESA는보고합니다. 이 얇고 길쭉한 별과 성간 가스 영역은 은하수 너머의 공간으로 확장되며 상호 작용하는 은하 사이의 조력에 의해 생성되었습니다. ESA의 가이아 항성 지도 작성 위성의 데이터는 Hyades 성단이 우리 은하의 거대하지만 보이지 않는 구조의 중력 영향으로 교란되고 있다는 증거를 보여주었습니다.

가이아 우주 천문대의 세 번째 초기 데이터 공개에서는 수천 광년 떨어져있는 수억 개의 물체의 거리를 2,000km 이상의 거리에서 머리카락의 두께를 측정하는 것과 동일한 정확도로 측정했습니다. 이 데이터를 통해 천문학자들은 우리 은하수 이웃을 법의학적으로 분석하고 우리 은하의 기원과 미래에 대한 중요한 질문을 다룰 수 있습니다.

우주에서 가장 오래된 별들 중

우리에게 생명을 주는 1번 개체군, 주계열성 태양을 포함한 우주의 대부분의 별은 큰 분자 구름 영역 내 물질의 격렬한 중력 붕괴로 인해 생성된 거대한 성단으로 형성되었습니다. 이 성단은 은하의 구성 요소이지만 실제 형성은 미스터리로 남아 있습니다. 우주에서 가장 오래된 별 중 일부는 우리 은하 주위를 도는 고대 구상 성단에서 발견됩니다. 우리 은하는 수십만, 때로는 수백만 개의 별을 품고 있는 150개 이상의 구상 성단으로 둘러싸여 있습니다. 구상 성단은 빅뱅 이후 약 23 억년 후, 우리 은하가 납작 해져 나선 원반을 형성하기 전인 배아 은하수를 둘러싼 광대 한 후광에서 매우 일찍 형성되었습니다.

가상의 암흑 물질 하위 후광은 우주 팽창과 분리 된 영역이며 은하수 형성의 유물로 생각되는 보이지 않는 입자 구름을 포함하는 중력 결합 물질을 포함합니다. 그들은 이제 은하수 은하 전체에 퍼져서 너무 가까이 표류하는 모든 것에 눈에 띄는 중력 영향을 미치는 보이지 않는 하부 구조를 구성합니다. ESA에 따르면 이들의 존재는 은하에서 별과 가스의 움직임에 미치는 영향과 중력 렌즈에 대한 관찰을 통해 감지됩니다.

ESA 연구 펠로우인 테레자 제라브코바(Tereza Jerabkova)와 ESA 및 유럽 남방 천문대(European Southern Observatory)의 동료들은 근처의 성단이 우리 은하에 있는 별의 일반적인 배경으로 합쳐지는 방식을 연구하는 동안 발견했습니다. 이 발견은 Gaia의 초기 세 번째 데이터 릴리스(EDR3)와 두 번째 릴리스의 데이터를 기반으로 했습니다.

팀은 Hyades가 153 광년 거리에있는 태양에 가장 가까운 성단이기 때문에 목표물로 Hyades를 선택했습니다. 황소 자리에서 황소의 머리를 표시하는 밝은 별의 눈에 띄는 'V'모양으로 북반구와 남반구 모두에서 하늘을 보는 사람들이 쉽게 볼 수 있습니다. 쉽게 볼 수 있는 밝은 별 너머에 망원경은 약 60광년 너비의 구형 공간에 포함된 100개 정도의 희미한 별을 보여줍니다.

성단은 별들이 성단 내에서 움직일 때 중력으로 서로를 잡아당기기 때문에 자연스럽게 별을 잃게 됩니다. 이 일정한 잡아 당기는 별의 속도를 약간 변경하여 일부를 성단의 가장자리로 이동합니다. 거기에서 별들은 은하의 중력에 의해 휩쓸려 두 개의 긴 꼬리를 형성할 수 있습니다.

한쪽 꼬리는 성단을 따라가고 다른 쪽 꼬리는 성단 앞으로 빠져나와 조석 꼬리로 알려져 있으며 충돌하는 은하에 대해 널리 연구되어 왔지만 가까운 산개 성단에서 본 사람은 아무도 없었습니다. 최근에.

Gaia는 우리 은하에있는 10 억 개 이상의 별들의 거리와 움직임을 정확하게 측정하기 때문에 하늘에서 어떤 별이 성단과 유사한 방식으로 움직이는 지 쉽게 감지 할 수있게 해줍니다. Tereza는“이는 은하수 성단에서 조석 꼬리를 찾는 데 필요한 가장 중요한 두 가지 양입니다.

다른 팀의 이전 시도는 연구자들이 성단의 움직임과 밀접하게 일치하는 별만을 찾았 기 때문에 제한적인 성공을 거두었다고 Tezera는 설명합니다. 이것은 6억-7억 년의 역사에서 더 일찍 떠났고 이제 다른 궤도를 여행하고 있는 구성원을 제외했습니다.

Hyades 조수 꼬리의 실제 범위

찾을 궤도의 범위를 이해하기 위해 Tereza는 성단에서 탈출하는 별이 우주에서 수억 년 동안 느낄 수있는 다양한 섭동을 시뮬레이션하는 컴퓨터 모델을 만들었습니다. 이 코드를 실행하고 시뮬레이션을 실제 데이터와 비교한 후 Hyades 조석 꼬리의 진정한 범위가 드러났습니다. Tereza와 동료들은 Gaia 데이터에서 수천 명의 이전 회원을 발견했습니다. 이 별들은 이제 두 개의 거대한 조석 꼬리로 은하계를 가로질러 수천 광년 동안 뻗어 있습니다.

그러나 진짜 놀라움은 뒤 따르는 조석 꼬리에 별이없는 것 같았다. 이것은 성단이 부드럽게 '해산'되는 것보다 훨씬 더 잔인한 일이 일어나고 있음을 나타냅니다.

Hyades 성단의 진화

시뮬레이션을 다시 실행하면서 테레자는 꼬리가 약 1천만 개의 태양 질량을 포함하는 물질 구름과 충돌하면 데이터를 재현할 수 있음을 보여주었습니다. 그녀는 "이 엄청난 덩어리와 긴밀한 상호 작용이 있었음에 틀림없었고 Hyades는 막 박살났습니다."라고 말합니다.

하지만 그 덩어리는 무엇일까요? 근처에 거대한 가스 구름이나 성단의 관측은 없습니다. 향후 표적 수색에서도 가시적인 구조가 감지되지 않는다면, 테레자는 그 물체가 암흑 물질의 아후광일 수 있다고 제안합니다. 이들은 자연적으로 발생하는 암흑 물질 덩어리로 은하가 형성되는 동안 은하를 형성하는 데 도움이된다고 생각됩니다. 이 새로운 작업은 가이아가 천문학자들이 은하계의 보이지 않는 암흑 물질 구조를 매핑하는 데 어떻게 도움이 되는지 보여줍니다.

“Gaia와 함께 우리는 은하수를 보는 방식이 완전히 바뀌 었습니다. 그리고 이러한 발견으로 우리는 은하수의 하부 구조를 그 어느 때보다 훨씬 더 잘 매핑할 수 있을 것입니다.”라고 Tereza가 말했습니다. 그리고 Hyades와 함께 기술을 증명 한 Tereza와 동료들은 이제 더 먼 다른 성단에서 조석 꼬리를 찾아 작업을 확장하고 있습니다.

데일리 갤럭시와 함께 맥스웰 모에, 천체 물리학자, NASA Einstein Fellow, University of Arizona, ESA를 통해


활성은하핵

NGC 5128 Centaurus A의 합성 이미지, 활성 은하핵의 돌출부와 제트를 광학, X선 및 밀리미터 미만 파장에서 보여줍니다(ESO/WFI(Optical) MPIfR/ESO/APEX/A.Weiss et al.(Sub밀리미터) NASA 제공). /CXC/CfA/R.Kraft 등(X선))
& # 8211 클릭하면 확대됩니다.

일부 은하들은 활동 은하 핵으로 알려진 것을 가지고 있으며, 빛의 속도에 가까운 은하의 평면 위와 아래에 입자 제트를 방출합니다. 이 제트는 물질이 은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀로 떨어지는 결과라고 믿어집니다.

우리 은하수와 같은 많은 비활성 은하들은 중앙에 '휴면'초 거대 블랙홀을 품고있는 것으로 의심됩니다.

퀘이사는 초기 우주에서 형성된 은하의 활성 은하 핵에서 나온 것으로 믿어지는 고도로 적색 편이 된 전자기 복사의 극도로 먼 에너지 원입니다.

지구 방향을 향하고있는 제트가있는 활동 은하를 Blazar라고합니다.


천문학자들은 암흑 물질에서 수영하는 원시 은하를 발견했습니다.

더 크게 봅니다. | 아주 초기 우주에있는 한 쌍의 거대한 은하 인 SPT0311-58에 대한 예술가의 개념. 연구원들은 이 시대의 은하는 우리가 가까운 우주에서 보는 것보다 "더 지저분"하다고 말합니다. 그들의 더 뒤죽박죽 된 모양은 그들에게 쏟아지는 방대한 가스 저장량과 그들의 지속적인 상호 작용 및 이웃과의 합병 때문입니다. 이미지 제공 : NRAO / AUI / NSF D. Berry.

우리의 태양계 – 우리의 태양과 행성 가족–은 서로 달라붙는 우주 물질 덩어리로 만들어진 것으로 생각됩니다. 마찬가지로, 천문학 자들은 빅뱅 직후에 형성된 최초의 은하 인 '8211'이 오늘날 우리가 보는 작은 왜소 은하와 닮아서 나중에 오는 더 큰 은하의 빌딩 블록 역할을 할 것으로 예상했습니다. 그래서 자연은 다음의 예를 보여줌으로써 우리를 놀라게 했습니다. 거대한, 우주가 10 억년 미만이었을 때 관측 된 별이 가득한 은하. 이제 칠레의 아타 카마 대형 밀리미터 / 서브 밀리미터 배열 (ALMA)에 대한 새로운 관측에 따르면 훨씬 더 멀리, 그리고 더 오래 전에 우주가 겨우 7 억 8 천만년 또는 현재 나이의 약 5 %였던 두 개의 거대한 은하가 발견되었습니다. SPT0311-58 –로 통칭되는 이 거대한 초기 은하는 우리 태양 질량의 몇 조 배를 포함하는 훨씬 더 거대한 암흑 물질 헤일로 내부에 자리 잡고 있는 것으로 보입니다.

연구원들은 동료 심사 저널에 연구 결과를 보고했습니다. 자연 2017 년 12 월 6 일

그들은이 두 개의 거대한 초기 은하가 서로 가깝고 지구에서 우리 은하의 중심까지의 거리보다 적다고 말했습니다. 그래서 그들은 은하들이 곧 합쳐져 우주 역사상 그 기간에 관측 된 가장 큰 은하를 형성 할 것이라고 생각합니다. 투손에있는 애리조나 대학의 천문학 부교수이자이 논문의 주 저자 인 댄 마론은 성명에서 다음과 같이 말했습니다.

이러한 절묘한 ALMA 관측을 통해 천문학 자들은 자체 조립 과정에서 우주의 처음 10 억년 동안 알려진 가장 거대한 은하를보고 있습니다.

SPT0311-58의 두 은하에 대한 ALMA 데이터(빨간색)를 보여주는 합성 이미지. 이 은하들은 허블 우주 망원경 (파란색과 녹색)의 배경 위에 표시됩니다. ALMA 데이터는 두 개의 은하와 먼지 투성이의 빛을 보여줍니다. 오른쪽 은하의 이미지는 중력 렌즈에 의해 왜곡됩니다. 더 가까운 전경 렌즈은하는 ALMA가 촬영 한 두 은하 사이의 녹색 물체입니다. ALMA (ESO / NAOJ / NRAO), Marrone 등을 통한 이미지 B. 색스턴(NRAO/AUI/NSF) NASA/ESA 허블.

칠레 북부의 아타 카마 사막에 위치한 ALMA는 천문 관측을위한 세계에서 가장 진보 된 도구 중 하나입니다. 2013년 3월부터 본격 가동된 전파 망원경 간섭계입니다. 유럽, 미국, 캐나다, 일본, 한국, 대만, 칠레 간의 국제 파트너십을 통해 가능했습니다. 그러나 ALMA조차도 도움 없이는 시간과 공간으로 먼 과거를 볼 수 없었습니다.

이 경우, 은하나 은하단과 같은 중간에 있는 거대한 물체가 더 먼 은하의 빛을 굴절시킬 때마다 중력 렌즈라고 불리는 것을 생성하는 자연 자체의 도움이 도움이 되었습니다. 적어도 천억 개 이상의 은하가있는 우주에서는 이런 일이 자주 발생하지만 관찰하기가 까다로울 수 있습니다. 우리와 SPT0311-58 사이의 은하는 빛을 휘고 확대했지만, SPT0311-58의 이미지를 재구성하려면 이 은하들이 변경되지 않은 상태로 나타날 것이기 때문에 정교한 컴퓨터 모델이 필요했습니다.

그러나 관측에서이 데이터를 추출하는 과정은 다음 천문학 자에 따르면 더 많은 정보를 얻었습니다.

이 '렌즈 제거 (de-lensing)'과정은 은하에 대한 흥미로운 세부 사항을 제공하여 두 은하 중 더 큰 은하가 매년 2,900 개의 태양 질량의 속도로 별을 형성하고 있음을 보여줍니다. 또한 가스에있는 우리 태양 질량의 약 2700 억 배, 먼지에있는 우리 태양 질량의 거의 30 억 배를 포함합니다.

이 연구의 공동 저자 인 텍사스 대학교 오스틴의 Justin Spilker는 다음과 같이 말했습니다.

시스템의 어린 나이를 감안하면 엄청난 양의 먼지다.

천문학 자들은 더 큰 은하의 별 형성 속도가 이미 약 350 억 개의 태양 질량을 보유하고 있으며 매년 약 540 태양 질량의 속도로 별을 형성하고있는 약간 작은 동반자와의 밀접한 만남에 의해 촉발되었을 것이라고 믿습니다.

새로운 관측을 통해 연구자들은 두 은하를 둘러싼 정말로 거대한 암흑 물질 후광의 존재를 추론 할 수있었습니다. 암흑 물질은 우주를 은하, 은하단, 은하단 등과 같은 구조로 붕괴시키는 중력을 제공하는 것으로 생각됩니다. 그들의 계산을 현재의 우주 론적 예측과 비교함으로써 연구자들은이 후광이 당시 존재해야 할 가장 거대한 헤일로 중 하나라는 것을 발견했습니다.

알버트 아인슈타인(Albert Einstein)이 일반 상대성 이론에서 설명했듯이 중력 렌즈 효과는 질량이 빛을 휘게 합니다. 먼 은하 또는 은하단의 중력장은 빛이 그 주위를 휘게합니다. 지구에서 우리는 빛이 그렇지 않은 곳에서 옮겨진 것으로 봅니다. SpaceTelescope.org를 통한 이미지.

천문학 자들은 재 이온화 시대 (Epoch of Reionization)로 알려진 우주 역사의 기간 동안이 은하들을보고 있다고 말했습니다.

은하계 공간의 대부분이 차가운 수소 가스의 흐릿한 안개로 가득 찼을 때. 더 많은 별과 은하가 형성됨에 따라 그들의 에너지는 결국 은하 사이의 수소를 이온화하여 오늘날 우리가 보는 우주를 드러냈습니다.

어쨌든, 우리의 다음 ALMA 관측은 이 은하들이 얼마나 빨리 모이는지 이해하고 재이온화 동안의 거대한 은하 형성에 대한 이해를 높이는 데 도움이 될 것입니다.

이 은하에서 중력 렌즈 효과를 수정하기 위해 ALMA 데이터 (왼쪽 패널)를 렌즈 왜곡 모델 이미지 (왼쪽에서 두 번째 패널)와 비교합니다. 차이점은 왼쪽에서 세 번째 패널에 표시됩니다. 렌즈 효과를 제거한 은하의 구조는 오른쪽과 같습니다. 이 이미지는 은하 내의 다른 속도 범위를 반복하며, 도플러 효과로 인해 ALMA에 다른 주파수로 나타납니다. ALMA(ESO/NAOJ/NRAO)를 통한 이미지 D. Marrone et al.

결론: 천문학자들은 초기 우주의 은하가 작을 것이라고 생각했습니다. 그러나 그들은 우주의 나이가 현재 나이의 약 5%인 7억 8천만 년에 불과한 시기에 SPT0311-58로 통칭되는 2개의 거대한 은하를 방금 발견했습니다.


암흑 물질의 문제는 무엇입니까? 관찰 결과 우리가 무언가를 놓치고 있음을 보여줍니다.

허블과 초대형 망원경으로 은하단을 관찰 한 결과 수집 된 새로운 결과는 우주가-그리고 이것은 지속적으로 자극적 인 특성입니다-우리 물리학이 생각하는대로 작동하지 않는다는 것을 보여주었습니다.

이 경우 초점은 암흑 물질에 있습니다. 우주의 모든 물질을 볼 때 전자, 중성자, 양성자 등으로 구성된 "정상적인" 물질이라고 생각하는 것은 극소수입니다. 모든 물질의 약 6분의 1만이 정상이고 나머지는 암흑 물질입니다.

더 나쁜 천문학

우리는 암흑 물질이 빛을 내지 않고(따라서 이름) 중력을 통하지 않고는 정상적인 물질과 상호 작용하지 않는다는 점을 제외하고는 암흑 물질에 대해 많이 알지 못합니다. 그러나 우리는 그것이 존재한다는 것을 압니다. 예를 들어 우리는 은하가 모양과 정상적인 물질의 양을 고려할 때 예상과 다르게 회전하는 것을 봅니다. 이것이 가능할 수있는 유일한 방법은 중력이 은하의 별과 가스를 추가로 잡아 당겨 별이 움직이는 방식에 영향을 미치는 암흑 물질의 후광에 둘러싸여있는 경우입니다.

은하단 S1063은 수백 개의 은하로 이루어진 집합체이며 암흑 물질로 가득 차 있습니다. 이것은 중력 렌즈 역할을 하여 더 먼 은하에서 빛을 왜곡하여 이 허블 이미지의 중앙 전체에서 볼 수 있는 호로 만듭니다. 출처: NASA, ESA 및 J. Lotz(STScI)

우리는 다른 곳에서도 그 효과를 봅니다. 은하는 천 개 이상의 개별 구성원이 있는 거대한 은하 도시와 같이 거대한 클러스터로 함께 존재하는 경향이 있습니다. 이 성단은 암흑 물질로 흩어져 있으며, 특히 중력 렌즈를 통해 성단 동작이 어떻게 변화하는지 실제로 감지 할 수 있습니다.

이것은 거대한 물체 (렌즈라고 함)의 중력이 더 먼 다른 물체의 빛을 굴절시키는 경우입니다. 우리가 보는 더 먼 물체의 이미지는 이상한 방식으로 왜곡됩니다. 빛은 긴 원호, 링 또는 렌즈 은하를 둘러싼 여러 방울로 구부러 질 수 있습니다.

렌즈 효과를 매핑하면 천문학자들이 관측을 뒤집고 암흑 물질을 포함하여 성단의 물질이 어디에 있는지 파악할 수 있습니다.

그리고 그것이 새로운 결과가 나오는 곳입니다. 천문학 자들은 질량과 거리가 서로 다른 11 개의 서로 다른 성단을 살펴보고 배경 은하를 어떻게 렌즈에 넣었는지 살펴 보았습니다. 클러스터의 전체 질량으로 인한 렌즈 링은 분명했으며 어떤 경우에는 수년간 잘 측정되었습니다.

그러나 그들이주의 깊게 살펴 보았을 때 그들은 개별 은하들이 렌즈 역할을하고있는 3 개의 성단에서이 렌즈의 작은 예를 발견했습니다. 이것은 놀라운 일이었습니다!

은하단 MACS J1206에는 놀랍게도 은하단의 일부 개별 은하(표시됨)를 포함하여 중력 렌즈가 산재해 있습니다. 출처: NASA, ESA, G. Caminha(그로닝언 대학), M. Meneghetti(볼로냐 천체 물리학 및 우주 과학 천문대), P. Natarajan(예일 대학) 및 CLASH 팀.

그들이 이해할 수 있는지 알아보기 위해 그들은 물리학으로 눈을 돌 렸습니다. 성단이 어떻게 구성되는지, 은하가 어떻게 행동하는지, 암흑 물질 후광이 어떻게 작동하는지를 알고 있는 그들은 관찰된 것과 유사한 성단 무리를 시뮬레이션한 다음 개별 은하가 렌즈를 만드는 빈도를 측정했습니다.

그들이 발견한 것은 놀랍습니다. 실제 클러스터는 이러한 종류의 이벤트를 시뮬레이션보다 10배나 더 자주 발생시킵니다. 그것은 꽤 큰 잉여이고 그들은 그것을 설명 할 수 없습니다. 시뮬레이션이 올바르게 작동하는 것처럼 보이므로 기본 물리학에 대한 우리의 이해가 불완전하다고 의심합니다.

그들이 현실과 시뮬레이션 사이에서 발견한 한 가지 차이점은 개별 은하 주변의 암흑 물질의 후광에 있습니다. 그들은 별이 얼마나 빠르게 움직이는지를 추적함으로써이 개별 은하의 질량의 양을 측정했습니다. 은하의 질량이 클수록 중력이 강할수록 별의 궤도가 더 빨라집니다. 그리고이 은하의 암흑 물질 후광이 더 콤팩트하다는 것을 발견했습니다. 그런 다음 시뮬레이션에서 예상됩니다.

그것도 예상치 못한 일이다. 헤일로가 이전에 생각했던 것보다 밀도가 더 높은 이유는 분명하지 않지만, 생각했던 것과 다소 다르게 상호작용하는 물질과 암흑물질을 가리키거나, 헤일로를 압축하는 것일 수도 있고, 일반적으로 암흑물질이 어떻게 행동하는지에 대한 우리의 지식이 그렇지 않다는 것을 나타낼 수도 있습니다. 완전한. 공평하게 말하자면, 관찰 및/또는 시뮬레이션의 해석이 잘못되었을 수도 있음을 의미할 수 있지만 이러한 종류의 작업은 이전에(그러나 이 수준까지는 아님) 잘 작동하는 것 같습니다.

이 중 하나라도 가능한 한 나를 공격합니다. 암흑 물질이 무엇인지는 아직 확실하지 않지만, 거의 확실히 우리가 아직 감지하지 못한 일종의 아원자 입자입니다(예를 들어, 액시온은 좋은 후보인 이론적인 입자입니다). 그 효과를 관찰하는 것은 꽤 어렵습니다. 그리고 이것은 천문학적 관찰의 시간 척도에서 몇십 년 동안만 자세히 연구되었습니다.

다른 비교적 젊은 과학 분야와 마찬가지로 아이러니하게도 놀라움이 예상됩니다. 어떤 놀라움이 기다리고 있는지 알지 못할 수도 있습니다. 단지 그들이 공개되기를 기다리고 있다는 것뿐입니다.

우리는 항상 암흑 물질에 대해 더 많이 배웁니다. 더 많은 과학자들이이 불일치 클러스터 결과를 조사함에 따라 우리의 지식이 다시 뛰어 오를 것입니다. 암흑 물질이 우주에서 가장 풍부한 종류의 물질이라는 점을 감안할 때, 그것을 이해하는 것은 꽤 좋은 생각처럼 보입니다.


암흑 물질의 광활한 바다에서 헤엄치는 거대한 원시 은하가 발견되다

천문학자들은 최초의 은하는 빅뱅 빅뱅 이후 불과 몇 억 년 전에 형성된 은하로, 약 138억 년 전 우주 전체가 놀라울 정도로 작고 뜨겁고 밀도가 높았다는 잘 뒷받침되는 이론이 있을 것으로 예상합니다. 순식간에 우주는 팽창했고 오늘날까지 계속 팽창하고 있습니다. , 일반 은하에 비해 크기가 상당히 작은 왜소 은하 A 은하의 일부 왜소 은하와 많은 유사점을 공유합니다. 왜소은하는 광도가 낮고 모양이 불규칙하거나 타원형 인 경우가 많다. 우리는 오늘날 가까운 우주에서 봅니다. 수십억 개의 별이 초기에 뭉쳐진 것은 최초의 수십억 년 후에 우주를 지배하게 된 더 큰 은하계의 빌딩 블록이 될 것입니다.

Atacama Large Millimeter/submillimeter Array를 통한 지속적인 관측 미국 국립과학재단(National Science Foundation)과 그 국제 파트너(NRAO/ESO/NAOJ)가 자금을 지원하는 Atacama ALMA(Large Millimeter/submillimeter Array) ALMA는 지구상에서 가장 복잡하고 강력한 천문대 중 하나입니다. 또는 우주에서. 망원경은 칠레 북부에 있는 66개의 고정밀 접시 안테나 어레이입니다. 그러나 (ALMA)는 우주의 나이가 10 억년 미만일 때 볼 수있는 거대한 별이 가득 찬 은하의 놀라운 예를 발견했습니다. 이것은 더 작은 은하계 빌딩 블록이 큰 은하계로 매우 빠르게 조립될 수 있음을 시사합니다.

최근 ALMA 관측은 우주가 겨우 7 억 8 천만년, 즉 현재 나이의 약 5 %에 ​​불과했던 두 개의 거대한 은하를 확인함으로써이 거대한 은하 형성 시대를 더욱 밀어 붙입니다. ALMA는 또한이 드물게 큰 은하들이 훨씬 더 거대한 우주 구조, 암흑 물질의 후광 내부에 자리 잡고 있음을 밝혔습니다. 암흑 물질 가시 광선이나 다른 형태의 전자기 복사와 상호 작용하거나 방출하지 않는 물질 유형 우린 알아. 그것의 존재는 명백한 중력 효과에 의해 유추됩니다. 태양보다 몇 조 배나 더 무겁다.

두 은하는 지구에서 우리 은하의 중심까지의 거리보다 짧고 매우 가깝기 때문에 곧 합쳐져 우주 역사상 그 시기에 관측된 가장 큰 은하가 될 것입니다. 이 발견은 거대한 은하의 출현과 우주에서 가장 거대한 구조를 조립하는 데 암흑 물질이하는 역할에 대한 새로운 세부 사항을 제공합니다.

연구자들은 자신의 연구 결과를 저널에보고합니다. 자연.

“이 절묘한 ALMA 관측을 통해 천문학 자들은 스스로 조립하는 과정에서 우주의 처음 10 억년 동안 알려진 가장 거대한 은하를보고 있습니다.”라고 투손에있는 애리조나 대학의 천문학 부교수이자 수석 저자 인 Dan Marrone은 말했습니다. 종이.

천문학자들은 재이온화 시대(Epoch of Reionization)로 알려진 우주 역사의 기간 동안 이 은하들을 보고 있습니다. 이 시기는 은하계 공간의 대부분이 차가운 수소 가스의 안개로 뒤덮였습니다. 더 많은 별과 은하가 형성됨에 따라 그들의 에너지는 결국 은하 사이의 수소를 이온화하여 오늘날 우리가 보는 우주를 드러냈습니다.

“우리는 보통 작은 은하들이 중성 은하 간 매질을 씹기 위해 열심히 일하는 시간이라고 생각합니다.”라고 Marrone이 말했다. "그러나 ALMA로 관측 증거를 탑재함으로써 그 이야기를 재구성하는 데 도움이 되었고 진정으로 거대한 은하가 우주에서 처음 등장한 시간을 계속 뒤로 미루고 있습니다."

Marrone과 그의 팀이 연구한 SPT0311-58로 알려진 은하는 원래 남극 망원경에 의해 단일 소스로 식별되었습니다. 이 첫 번째 관측은 이 물체가 매우 멀리 떨어져 있고 적외선으로 밝게 빛나고 있음을 나타냈으며, 이는 그것이 극도로 먼지가 많고 별이 폭발적으로 생성될 가능성이 있음을 의미합니다. 이후 ALMA로 관찰 한 결과, 물체의 거리와 이중 특성이 밝혀져 상호 작용하는 은하 쌍이 명확하게 해결되었습니다.

이를 관찰하기 위해 ALMA는 중력 렌즈의 도움을 받았습니다. 중력 렌즈 은하와 같은 먼 물체의 빛이 지구에 도달하기 전에 다른 은하와 같은 거대한 물체의 중력에 의해 구부러지는 효과. 두 물체가 완벽하게 정렬되면 먼 물체의 빛이 지구상의 관찰자에게 고리처럼 보입니다. 이 현상을 아인슈타인 고리라고 하는 이유는 아인슈타인이 일반 상대성 이론에서 그 존재를 예견했기 때문입니다. (위의 정의 참조) 이것은 망원경에 관찰력을 높였습니다. 중력 렌즈는 은하나 은하단과 같은 중간에 있는 거대한 물체가 더 먼 은하의 빛을 굴절시킬 때 형성됩니다. 그러나 그들은 연구중인 물체의 모양을 왜곡하여 이미지가 변경되지 않은 상태로 나타나는 것처럼 이미지를 재구성하기 위해 정교한 컴퓨터 모델이 필요합니다.

이“렌즈 제거”과정은 은하들 중 더 큰 은하가 2,900 태양 질량의 속도로 별을 형성하고 있음을 보여줍니다. 태양 질량 태양 질량, 계산 된 태양 질량 (지구 질량의 332,946 배) ). 매우 거대한 우주 물체에 대한 표준 측정 단위입니다. es/년. 또한 태양 질량의 약 2700억 배에 달하는 가스와 태양 질량의 거의 30억 배에 달하는 먼지를 포함하고 있습니다. “That’s a whopping large quantity of dust, considering the young age of the system,” noted Justin Spilker, a recent graduate of the University of Arizona and now a postdoctoral fellow at the University of Texas at Austin.

The astronomers determined that this galaxy’s rapid star formation was likely triggered by a close encounter with its slightly smaller companion, which already hosts about 35 billion solar masses of stars and is increasing its rate of starburst at the breakneck pace of 540 solar masses per year.

The researchers note that galaxies of this era are “messier” than the ones we see in the nearby universe. Their more jumbled shapes would be due to the vast stores of gas raining down on them and their ongoing interactions and mergers with their neighbors.

The new observations also allowed the researchers to infer the presence of a truly massive dark matter halo surrounding both galaxies. Dark matter provides the pull of gravity that causes the universe to collapse into structures (galaxies, groups and clusters of galaxies, etc.).

“If you want to see if a galaxy makes sense in our current understanding of cosmology, you want to look at the dark matter halo — the collapsed dark matter structure — in which it resides,” said Chris Hayward, associate research scientist at the Center for Computational Astrophysics at the Flatiron Institute in New York City. “Fortunately, we know very well the ratio between dark matter and normal matter in the universe, so we can estimate what the dark matter halo mass must be.”

By comparing their calculations with current cosmological predictions, the researchers found that this halo is one of the most massive that should exist at that time.

“There are more galaxies discovered with the South Pole Telescope that we’re following up on,” said Joaquin Vieira of the University of Illinois at Urbana-Champaign, “and there is a lot more survey data that we are just starting to analyze. Our hope is to find more objects like this, possibly even more distant ones, to better understand this population of extreme dusty galaxies and especially their relation to the bulk population of galaxies at this epoch.”

“In any case, our next round of ALMA observations should help us understand how quickly these galaxies came together and improve our understanding of massive galaxy formation during reionization,” added Marrone.

The National Radio Astronomy Observatory is a facility of the National Science Foundation, operated under cooperative agreement by Associated Universities, Inc.

This research is presented in a paper titled “’Galaxy growth in a massive halo in the first billion years of cosmic history,” by D. Marrone, et al., which appears in Advance Online Publication for 자연. [http://www.nature.com/nature].

국제 천문학 시설 인 아타 카마 대형 밀리미터 / 서브 밀리미터 어레이 (ALMA)는 남반구 천문 연구를위한 유럽기구 (ESO), 미국 국립 과학 재단 (NSF) 및 국립 자연 과학 연구소 ( NINS)는 칠레 공화국과 협력합니다. ALMA is funded by ESO on behalf of its Member States, by NSF in cooperation with the National Research Council of Canada (NRC) and the Ministry of Science and Technology (MOST) in Taiwan and by NINS in cooperation with the Academia Sinica (AS) in Taiwan and the Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI).

ALMA 건설 및 운영은 NAO (National Radio Astronomy Observatory), AUI (Associated Universities, Inc.)가 관리하는 NRAO (National Radio Astronomy Observatory), 북미를 대신하여 NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan)가 주도합니다. ) 동아시아를 대표합니다. JAO (Joint ALMA Observatory)는 ALMA의 건설, 시운전 및 운영에 대한 통합 리더십 및 관리를 제공합니다.


Shape of a Halo Around a Galaxy Hints at Dark Matter

GIVEN that stars, gas and dust almost surely account for only a small fraction of the total mass of the universe, astronomers are desperately seeking the rest of the universe, the invisible missing mass known as dark matter. Their search has so far brought a fitful mix of contradictory findings.

True to form, in recent weeks the widening search for dark matter has taken one tentative step forward, and perhaps one backward.

The step forward, reported last week, is the intriguing discovery of a faint glow of light around a spiral galaxy in the constellation Draco. Many galaxies are surrounded by luminous halos, but this appears to be the first one with the shape expected for a halo composed of dark matter. Astronomers think they are seeing stars distributed in such a way that they trace the presence of the galaxy's dark matter, or else they might actually be glimpsing light from the dark matter itself.

Dr. Penny D. Sackett, an astrophysicist at the Institute for Advanced Study in Princeton, N.J., said that these observations of light appeared to be the first that could reveal the distribution of the dark matter supposed to exist in such abundance and to form halos around galaxies.

The existence of such dark matter has long been inferred from theory and observations of galactic shapes and rotational patterns, which must be influenced by the gravity of an unseen mass. Indeed, computer simulations show that galaxies remain stable only if they are surrounded by spherical halos of considerable unseen material. Astronomers estimate that at least 90 percent of the mass in the universe has yet to be observed directly. Knowing the nature, amount and location of this mass could explain the present structure and ultimate fate of the universe.

Reporting the new findings in the journal Nature, Dr. Sackett's team of astronomers wrote: "While searching for faint starlight away from the plane of the edge-on spiral galaxy NGC5907, we have found that the galaxy is surrounded by a faint luminous halo. The intensity of light from this halo falls less steeply than any known luminous component of spiral galaxies, but is consistent with the distribution of dark mass inferred from the galaxy's rotation curve." Possible Cosmological Clue

The scientists speculated that perhaps this halo formed very early in the universe's history.

The observations were made by Dr. Heather L. Morrison, an astronomer at the National Optical Astronomy Observatories in Tucson, Ariz., in collaboration with Dr. Todd A. Boroson of the same organization and Paul Harding of the University of Arizona's Steward Observatory in Tucson. For the observations they used an advanced electronic camera, called a charge-coupled device, mounted on a relatively small 35-inch telescope at the Kitt Peak National Observatory in Arizona.

Because the halo is approximately one two-hundredths as bright as the background brightness of the night sky, the astronomers had to be extremely careful in their analysis of light detected from the galaxy. They produced computer models of the bright part of the galaxy, subtracted this light from the total light and what remained was the halo.

"We were right at the limit of what was possible," Dr. Sackett said in an interview.

Other astronomers said the research was an interesting and potentially significant contribution to the dark-matter quest. They questioned whether the light could be from the actual dark matter itself, but agreed that it could be starlight tracing the presence of the invisible mass.

Dr. Morrison is conducting further observations of the galaxy, which is 35 million light-years away, to measure the color, or wavelength distribution, of the halo light. This could help determine whether the dark matter is made up of extremely low-mass stars, perhaps with one-tenth the mass of the Sun, and whether they are responsible for the faint halo. WIMP or Macho?

One of the most vigorous debates in astrophysics concerns the identification of dark matter. Some of the cosmic dark matter, supplying the gravitational force that presumably holds the universe together, may include neutrinos, known particles that may have some mass, and hypothesized elementary particles called WIMPs, for weakly interacting massive particles. Other dark matter, especially that thought to be in galactic halos, may be dim objects made of the same kind of matter as the atoms that make up the stars, planets and people. These objects are called Machos, for massive compact halo objects.

Many of the Machos are presumed to be dead stars and substellar objects, those with masses too small to ignite the fusion that makes stars shine. By their nature, these objects would be too dim to be seen from Earth.

But three groups of astronomers announced last year that they had detected signatures of what they took to be massive compact objects in the halo surrounding the Milky Way, Earth's home galaxy. Their cautious reports were hailed as the first identification of the long-sought dark matter.

Following a proposal by Dr. Bohdan Paczynski, a Princeton University astrophysicist, these teams searched for Machos in the Milky Way by looking for their predicted gravitational effects on the light from a distant star. If the starlight passed near a Macho on its way to Earth, the otherwise invisible object would reveal its presence by bending the light gravitationally and focusing it, a phenomenon known as microlensing.

Two teams, an American-Australian group led by Dr. Charles Alcock of Lawrence Livermore National Laboratory in California and a French team led by Dr. Michel Spiro of the National Center for Scientific Research near Paris, detected several microlensing events involving stars in the Large Magellanic Cloud, a nearby galaxy, and Machos in the Milky Way halo. A third team of Polish and American scientists, headed by Dr. Paczynski, made similar detections by looking in toward the central bulge of the Milky Way. The bulge rises so high above the plane of the galactic disk where the solar system is that a direct line to bulge stars runs through some of the galaxy's halo.

But, in what may be a step backward in the dark-matter mystery, doubt has been cast on these reported observations. Unanswered Questions

In Nature two weeks ago, Dr. Kailash Sahu of the Astrophysics Institute of the Canary Islands suggested that the reported microlensing events could be explained by ordinary stars, not Machos. The observed event rate, he pointed out, was well below the expected rate, if the microlensing was caused by Machos in the Milky Way halo.

Dr. Paczynski acknowledged, in an article in the July issue of Physics Today, that Dr. Sahu's analysis "makes it not unreasonable to imagine that all the events seen in the direction of the Magellanic Cloud also are due to faint stars, and that no one has seen any Machos yet."

Dr. Alcock cautioned that it is premature to write off a spherical halo around the Milky Way dominated by Machos. His team, re-examining their data and Dr. Sahu's argument, has made calculations showing that for intervening stars to be the cause of the microlensing they would probably have to be 10 times as massive as the Sun, and so should be easily visible.

"We think that he is probably incorrect," said Dr. Tim Axelrod, a Lawrence Livermore astrophysicist on the team, referring to Dr. Sahu. "But there are some uncertainties still to be dealt with."