Astronomia

Densità dell'idrogeno tra le galassie

Densità dell'idrogeno tra le galassie


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Guardando un video su youtube, si afferma che la materia oscura è 6 volte più abbondante della materia conosciuta. Mi chiedevo se fosse possibile avere nubi di idrogeno tra i due universi galassie. La densità dovrebbe essere inferiore a quella interna universi galassie (poiché la formazione stellare sarebbe possibile).

È possibile che le nuvole di idrogeno siano una componente importante della materia oscura?


Le nuvole di idrogeno non costituiscono nemmeno una piccola componente della materia oscura, perché l'idrogeno non è scuro. L'immagine sotto mostra lo spettro di emissione dell'idrogeno nel regime visibile (a.k.a., la serie Balmer).

Lo spettro di emissione della materia oscura invece sarebbe completamente nero.

La materia oscura prende il nome dal fatto che non assorbe né emette luce, cioè radiazione elettromagnetica. Dal punto di vista delle particelle elementari, ciò significa che le particelle di materia oscura non possono affatto interagire con i fotoni tramite la forza elettromagnetica, quindi le particelle di materia oscura devono essere elettricamente neutre, cosa che certamente non sono gli elettroni e i protoni. Nessun elettrone è protone significa nessun atomo di idrogeno.


La ‘densità critica’ è la densità media della materia richiesta all'Universo per appena arrestare la sua espansione, ma solo dopo un tempo infinito. Un Universo con densità critica si dice piatto.
Nella sua teoria della relatività generale, Einstein dimostrò che l'effetto gravitazionale della materia è di curvare lo spazio circostante. In un Universo pieno di materia, sia la sua geometria complessiva che il suo destino sono controllati dalla densità della materia al suo interno.

  • Se la densità della materia nell'Universo è alta (un Universo chiuso), l'autogravità rallenta l'espansione fino a quando non si arresta e infine collassa nuovamente. In un Universo chiuso, raggi di luce localmente paralleli convergere in un punto estremamente lontano. Questa è definita geometria sferica.
  • Se la densità della materia nell'Universo è bassa (un Universo aperto), l'autogravità è insufficiente per fermare l'espansione e l'Universo continua ad espandersi per sempre (anche se a un ritmo sempre decrescente). In un universo aperto, alla fine i raggi di luce localmente paralleli divergere. Si parla di geometria iperbolica.
  • In bilico tra universi ad alta e bassa densità di materia, esiste un universo in cui i raggi di luce paralleli rimanere parallelo. Questa è definita geometria piatta e la densità è chiamata ‘densità critica’. In un Universo a densità critica, l'espansione viene interrotta solo dopo un infinito tempo.

La densità critica per l'Universo è di circa 10-26 kg/m 3 (o 10 atomi di idrogeno per metro cubo) ed è data da:

dove H è la costante di Hubble e G è la costante gravitazionale di Newton.
I tentativi di misurare la densità effettiva dell'Universo hanno sostanzialmente seguito uno dei due metodi:

  1. L'approccio contabile in cui si tenta di stimare la massa di un dato (grande) volume dell'Universo misurando le masse degli oggetti all'interno del volume. Le masse possono essere stimate direttamente (ad esempio mediante la misurazione delle proprietà cinematiche come i moti delle galassie all'interno degli ammassi) o indirettamente assumendo una relazione tra le luminosità e le masse delle singole galassie all'interno del volume. Questo metodo indiretto soffre della nostra mancanza di conoscenza della frazione di materia oscura presente all'interno e intorno alle galassie. Tuttavia, la tecnica può ancora essere utilizzata, con un'assunzione appropriata sul rapporto tra luce e materia oscura, per stimare la massa totale nel volume.
  2. L'approccio geometrico che sfrutta l'idea delle rette parallele convergenti/divergenti. Ad esempio, se l'Universo è chiuso e le linee parallele convergono, la densità osservata delle galassie lontane dovrebbe essere inferiore a quella attesa estrapolando la densità locale delle galassie a ritroso nel tempo. D'altra parte, in un Universo aperto, le linee parallele divergenti farebbero sì che la densità osservata di galassie lontane sia maggiore del previsto.
    Ad oggi, entrambe queste tecniche restituiscono valori per la densità dell'Universo del tutto coerenti con la densità critica. Un po' sorprendentemente, questo suggerisce che in realtà siamo in equilibrio sul filo del rasoio e viviamo in un universo piatto.

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Tutto il materiale è © Swinburne University of Technology eccetto dove indicato.


Le vicine galassie ospitano più idrogeno di quanto si pensasse

L'astronomo Dr Robert Braun del CSIRO Astronomy and Space Science in Australia ha scoperto che l'Universo di oggi contiene più gas idrogeno atomico di quanto si pensasse in precedenza. Un nuovo studio fornisce la prima misurazione accurata di questo gas nelle galassie vicine alla nostra.

Il dottor Braun ha analizzato i dati per le galassie M31, M33, LMC, ottenuti con i telescopi Parkes e Australia Telescope Compact Array del CSIRO nel Nuovo Galles del Sud e altri radiotelescopi negli Stati Uniti e nei Paesi Bassi. L'immagine mostra M31, o la Galassia di Andromeda, il più grande vicino galattico della nostra Via Lattea (NASA/JPL-Caltech)

Subito dopo il Big Bang, la materia dell'Universo era quasi interamente costituita da atomi di idrogeno. Nel corso del tempo questo gas di atomi si è unito e ha generato galassie, stelle e pianeti, e il processo è ancora in corso. Gli astronomi vogliono capire dove, quando e come si trasforma il gas atomico per comprendere meglio l'Universo in cui viviamo.

L'immagine mostra la densità dell'idrogeno neutro nel disco interno della Galassia di Andromeda (R. Braun)

Dando una nuova occhiata ad alcuni dati d'archivio, il dottor Braun ha scoperto che le galassie intorno a noi nascondono circa un terzo in più di idrogeno atomico rispetto a quanto calcolato in precedenza. Il risultato apparirà nel in Giornale Astrofisico.

La ricerca mostra anche che il gas è distribuito in modo molto diverso da come era in passato, con molto meno nei sobborghi esterni delle galassie, rispetto a miliardi di anni fa.

"Ciò significa che è molto più difficile per le galassie attirare il gas e formare nuove stelle", ha detto il dottor Braun. “È per questo che le stelle si stanno formando 20 volte più lentamente rispetto al passato.”

La nuova scoperta non aiuta a risolvere il problema della massa di “materia oscura” –, rilevabile dalla sua gravità, che non è stata ancora identificata.

"Anche se c'è più idrogeno atomico di quanto pensassimo, non è una percentuale abbastanza grande per risolvere il problema della materia oscura. Se quello che ci manca avesse il peso di un grande canguro, quello che abbiamo trovato avrebbe il peso di una piccola echidna,” ha spiegato il dottor Braun.

Tuttavia, il lavoro continuerà ad alimentare la nostra comprensione di come le galassie si evolvono nel tempo.

Informazioni bibliografiche: Braun, R. 2012. Evoluzione cosmologica del gas atomico e implicazioni per l'assorbimento di 21 cm H I. Manoscritto accettato per la pubblicazione nel Giornale Astrofisico. ArXiv:1202.1840v1


Densità critica del nostro universo

dove H0 è la costante di Hubble , v è la velocità di recessione e r è la distanza tra la galassia e noi.

Nell'universo, la forza gravitazionale è la forza principale che esiste su questa larga scala. Dalla Meccanica Newtoniana sappiamo che la forza gravitazionale è solo una forza attrattiva ma può anche essere repulsiva. Questo fenomeno è descritto dalla teoria dell'inflazione che non è ancora stata dimostrata. È naturale pensare che in un universo in espansione, l'attrazione gravitazionale tra le galassie potrebbe in qualche modo rallentare l'espansione iniziale. Se queste attrazioni sono abbastanza forti da rallentare l'espansione lentamente e lentamente da poter fermare l'espansione e iniziare a contrarsi in futuro, il che porta a un altro big bang, questo fenomeno è noto come Big Crunch. Un altro fenomeno sarebbe "L'universo si espande indefinitamente per sempre".

I fenomeni sopra menzionati si verificheranno o meno dipende dalla densità media della materia. Se la materia è relativamente densa, allora l'attrazione gravitazionale è sufficiente per rallentare e fermare l'espansione dell'universo e far contrarre nuovamente l'universo. Se ciò accade, allora possiamo calcolare la densità critica fino a cui l'universo può raggiungere dalla Meccanica Newtoniana. Poiché si basa sulla meccanica newtoniana, non è relativisticamente corretto. Il processo per trovare la densità critica dell'universo è abbastanza analogo a trovare la velocità di fuga di un proiettile lanciato dalla terra.

Prima di ciò diamo un'occhiata al principio cosmologico che dice che l'Universo sembra lo stesso da tutte le posizioni nello spazio a parte alcune irregolarità locali, il che significa che in un volume abbastanza grande, la densità media è costante.


Si considera una grande sfera di raggio R e massa totale M, contenente molte galassie. Supponiamo che la nostra galassia della Via Lattea con massa m, sia sulla superficie della sfera. La forza gravitazionale risultante che viene esercitata dalla distribuzione uniforme della massa fuori dalla sfera è zero che è una conseguenza del principio cosmologico.

Sappiamo tutti che la densità della materia è solo la massa divisa per il suo volume. Quindi la massa totale all'interno della sfera può essere calcolata come


Ora, l'energia totale della nostra galassia è,


Se E<0, allora ci stiamo dirigendo verso il centro della sfera che significa che l'universo si sta contraendo dove come se E>0 , allora siamo stati espulsi dalla sfera, il che significa che l'universo si sta espandendo indefinitamente. Ma alla condizione di densità critica dell'universo, non c'è né espansione né contrazione, quindi E=0. Poi,


Sostituendo il valore di v dalla legge di Hubble e M dalla definizione di densità otteniamo

Riorganizzando il termine otteniamo,

La relazione di cui sopra è per la densità critica del nostro Universo.

Misurare il valore accurato della costante di Hubble è il problema più impegnativo in Cosmologia fino ad ora, che è spesso considerato come una crisi in Cosmologia. Tuttavia, il miglior valore attuale di questa costante è 2,18 x 10 -18 s -1 .

Quindi, ponendo il valore di H0 e G otteniamo valore per la densità critica per il nostro universo,

La massa di un atomo di idrogeno è 1,67 x 10 -27 kg, quindi questa densità è equivalente a circa cinque atomi di idrogeno per metro cubo, è abbastanza incredibile, vero?


Gli astronomi hanno mappato il nostro universo adolescenziale in 3D

Un team internazionale guidato da Khee-Gan Lee del Max Planck Institute for Astronomy ha utilizzato una luce estremamente debole proveniente da galassie distanti 10,8 miliardi di luce per retroilluminare il gas idrogeno primordiale rimasto dal Big Bang. Mentre la luce stellare proveniente da galassie lontane (sullo sfondo) viaggia verso la Terra, le vaste nubi di gas idrogeno che esistono nel mezzo (in primo piano) lasceranno un'impronta caratteristica chiamata "firma di assorbimento" nello spettro di quelle galassie. La densità dell'idrogeno può quindi essere determinata in base a questo assorbimento di luce. 

Osservando 24 galassie di fondo in una piccola porzione di cielo utilizzando Keck I alle Hawaii, il team ha mappato la rete di gas idrogeno in un momento in cui l'universo conteneva una frazione della materia oscura che vediamo oggi. Questa mappa 3D della rete cosmica, la spina dorsale della struttura cosmica, a una distanza di quasi 11 miliardi di anni dalla Terra, è la prima volta che vengono mappate direttamente strutture su larga scala in una parte così lontana dell'universo. Qui, i colori più brillanti rappresentano densità di gas idrogeno più elevate:

Simile a come una scansione TC costruisce un'immagine 3D utilizzando i raggi X che passano attraverso un paziente, la tomografia Lyman-alpha utilizza la luce di fondo che passa attraverso il gas idrogeno. Fino a poco tempo fa, gli astronomi si affidavano alla brillante luce dei quasar. Ma questi sono sparsi e pochi, e la densità dell'idrogeno basata sull'assorbimento della luce del quasar fornisce solo informazioni sulla presenza di idrogeno lungo la linea di vista e non su un volume di spazio maggiore. "È una mappa piuttosto strana perché non è proprio 3D", spiega David Schlegel di Berkeley Lab in un comunicato stampa. “ITutti questi spiedini non abbiamo un'immagine di cosa c'è tra i quasar, solo cosa c'è lungo gli spiedini.”

Quindi, piuttosto che fare affidamento sulla luce di quasar sparsi, la nuova tecnica utilizza una debole luce proveniente da numerose galassie lontane. Prima di questo studio, nessuno sapeva se le galassie a più di 10 miliardi di anni luce di distanza potessero fornire abbastanza luce per essere utili. Dopotutto, quella luce è estremamente debole. Quindi il team ha dovuto prima sviluppare algoritmi per sottrarre la luce che altrimenti avrebbe soffocato i segnali galattici. 

Questo assaggio della prima formazione della struttura cosmica durante un periodo in cui le galassie stavano attraversando un periodo di grande crescita ci aiuterà a capire come è cambiato l'universo dal Big Bang 13 miliardi di anni fa. I risultati saranno pubblicati in Lettere per riviste astrofisiche


Densità dell'idrogeno tra le galassie - Astronomia

Questa recensione riassume studi recenti sul gas idrogeno neutro freddo associato alle galassie sondato tramite la linea di assorbimento HI 21 cm. L'assorbimento di HI 21 cm contro quasar radio-rumori di fondo è un potente strumento per studiare la distribuzione e la cinematica del gas neutro nelle galassie in primo piano da scale kilo-parsec a scale parsec. A bassi redshift (z<0.4), è stato utilizzato per caratterizzare la distribuzione del gas neutro ad alta densità di colonna attorno alle galassie e studiare la connessione di questo gas con le proprietà ottiche della galassia. È stato scoperto che il gas neutro attorno alle galassie ha una distribuzione irregolare, con variazioni della profondità ottica osservate sia su scala kilo-parsec che su scala parsec. Ad alti redshift (z>0.5), l'assorbimento di HI 21 cm è stato utilizzato per studiare il gas neutro in galassie selezionate per assorbimento di metalli o Lyman-α. È stato scoperto che è strettamente legato al contenuto di metallo e polvere del gas. Sono state studiate le tendenze di varie proprietà come l'incidenza, la temperatura di spin e l'ampiezza della velocità dell'assorbimento di HI 21 cm con redshift, che implicano l'evoluzione delle proprietà del gas freddo nelle galassie con il tempo cosmico. Si prevede che le prossime indagini in grande cieco sull'assorbimento di HI 21 cm con radiotelescopi di prossima generazione determineranno con precisione l'evoluzione del redshift della densità numerica degli assorbitori di HI 21 cm per unità di redshift e quindi capiranno cosa guida l'evoluzione globale della densità del tasso di formazione stellare.


Densità dell'idrogeno tra le galassie - Astronomia

Vengono presentate le osservazioni di sintesi di Very Large Array e WSTR H I di sette galassie irregolari. Le immagini H I totali di quattro galassie irregolari nane del Gruppo Locale e di tre galassie irregolari più grandi e più distanti sono costruite alla risoluzione identica di 500 pc. Rispetto alle distribuzioni della regione H II derivate dalle immagini H alfa, tutte le galassie studiate mostrano un'eccellente correlazione tra la densità superficiale H I e la presenza di regioni H II. Questa correlazione è più facilmente interpretabile in termini di una densità superficiale H I di soglia richiesta per la formazione di stelle massicce. Questa soglia è 1 x 10 alla 21a potenza H I atomi/cmq per una risoluzione di 500 pz. Le regioni giganti extragalattiche H II si trovano solo vicino a densità superficiali H I di un fattore da 3 a 5 volte questo livello di soglia. La soglia osservata implica una lunghezza Jeans di 150 pc, che è la stessa della scala dimensionale in cui la struttura nei complessi H I si correla bene con la distribuzione della regione H II. Questo, unito al fatto che in nessuna delle galassie osservate vi è H I al di sopra del livello di soglia con concomitanti regioni H II, implica un'origine esclusivamente gravitazionale per gli eventi di formazione stellare. Cioè, non c'è bisogno di coinvolgere un innesco come nella teoria SSPSF (Seiden 1983) o un feedback come in Dopita (1985).


Gli astronomi osservano una galassia lontana alimentata dall'idrogeno primordiale

immagine di una galassia (al centro) con un flusso di gas freddo in ingresso, prodotta riproducendo la distribuzione del gas in una simulazione al supercomputer di una galassia in formazione. Un flusso di gas primordiale in entrata è illuminato da dietro da un lontano quasar di sfondo (quasar in basso a sinistra aggiunto da un artista, insieme allo sfondo stellato). Utilizzando i dati raccolti dai più grandi telescopi ottici del mondo, i ricercatori guidati da Neil Crighton (MPIA e Swinburne University of Technology) hanno ora effettuato la prima rilevazione inequivocabile di questo accrescimento di gas incontaminato su una galassia in formazione stellare, che in precedenza era stato teorizzato per esistono sulla base di simulazioni cosmologiche della formazione delle galassie. Questa simulazione mostrata qui è stata eseguita dal progetto Making Galaxies in a Cosmological Context (MaGICC) nel gruppo di teoria dell'MPIA.

Uno studio appena pubblicato descrive in dettaglio come gli astronomi hanno rilevato correnti fredde di idrogeno primordiale, materiale residuo rimasto dal Big Bang, che alimenta una lontana galassia formatrice di stelle nell'Universo primordiale.

Kamuela, Hawaii — Gli astronomi hanno rilevato correnti fredde di idrogeno primordiale, materiale residuo del Big Bang, che alimenta una lontana galassia formatrice di stelle nell'Universo primordiale. Si ritiene che flussi abbondanti di gas sulle galassie siano cruciali per spiegare un'era 10 miliardi di anni fa, quando le galassie stavano formando copiosamente le stelle. Per fare questa scoperta, gli astronomi – guidati da Neil Crighton del Max Planck Institute for Astronomy e della Swinburne University – hanno fatto uso di una coincidenza cosmica: un quasar luminoso e distante che funge da “faro cosmico” illumina il flusso di gas da dietro . I risultati sono stati pubblicati il ​​2 ottobre su Astrophysical Journal Letters.

Il rilevamento sistematico dei sistemi di assorbimento comprende osservazioni con il Large Binocular Telescope e dai dati acquisiti con lo spettrografo echelle HIRES del W. M. Keck Observatory installato sul telescopio Keck I di 10 metri sulla vetta del Mauna Kea, Hawaii. La galassia in primo piano è stata scoperta da Charles Steidel, Gwen Rudie (California Institute of Technology) e collaboratori utilizzando lo spettrografo LRIS dell'Osservatorio Keck sullo stesso telescopio.

Nella narrativa attuale di come si sono formate le galassie come la nostra Via Lattea, i cosmologi postulano che una volta fossero alimentate da un vasto serbatoio di idrogeno incontaminato nel mezzo intergalattico, che permea le vaste distese tra le galassie.

Circa dieci miliardi di anni fa, quando l'Universo aveva un quinto della sua età attuale, le prime proto-galassie erano in uno stato di estrema attività, formando nuove stelle quasi cento volte la loro velocità attuale. Poiché le stelle si formano dal gas, questa fecondità richiede una fonte costante di combustibile cosmico. Nell'ultimo decennio, le simulazioni supercomputer della formazione delle galassie sono diventate così sofisticate da poter effettivamente prevedere come si formano e vengono alimentate le galassie: imbuti di gas sulle galassie lungo sottili “flussi freddi” che, come flussi di neve che si sciolgono alimentando un lago di montagna, incanalare il gas freddo dal mezzo intergalattico circostante sulle galassie, continuando a rifornirsi di materia prima per la formazione stellare.

Tuttavia, testare queste previsioni si è rivelato estremamente impegnativo, perché tale gas ai bordi delle galassie è così rarefatto da emettere pochissima luce. Invece, il team di astronomi ha cercato sistematicamente esempi di un tipo molto specifico di coincidenza cosmica. I quasar costituiscono una breve fase del ciclo di vita galattico, durante la quale brillano come gli oggetti più luminosi dell'Universo, alimentati dalla caduta di materia su un buco nero supermassiccio. Dal nostro punto di vista sulla Terra, ci saranno rari casi in cui un lontano quasar sullo sfondo e un flusso di gas primordiale vicino a una galassia in primo piano sono esattamente allineati nel cielo notturno. Quando la luce del quasar viaggia verso la Terra, passa dalla galassia e attraverso il gas primordiale, prima di raggiungere i nostri telescopi. Il gas cosmico assorbe selettivamente la luce a frequenze molto specifiche che gli astronomi chiamano “linee di assorbimento”. Il modello e la forma di queste linee forniscono un codice a barre cosmico, che gli astronomi possono decodificare per determinare la composizione chimica, la densità e la temperatura del gas.

Usando questa tecnica, un team di astronomi guidato da Neil Crighton (Max Planck Institute for Astronomy ora presso la Swinburne University of Technology, Melbourne) ha trovato le migliori prove fino ad oggi per un flusso di gas intergalattico incontaminato su una galassia. La galassia, denominata Q1442-MD50, è così lontana che ci sono voluti 11 miliardi di anni perché la sua luce ci raggiungesse. Il gas primordiale in caduta risiede a soli 190.000 anni luce dalla galassia – relativamente vicino su scale di lunghezza galattiche – e si rivela in sagoma nello spettro di assorbimento del quasar di fondo più distante QSO J1444535+291905.

Un elemento cruciale della loro scoperta è la rilevazione della firma spettrale del deuterio cosmico, un isotopo stabile dell'idrogeno (con una neutronina in più nel nucleo). I cosmologi hanno dimostrato che l'idrogeno e l'elio ei loro isotopi stabili come il deuterio sono stati tutti sintetizzati pochi minuti dopo il Big Bang, quando l'Universo era abbastanza caldo da alimentare le reazioni nucleari. Tutti gli elementi più pesanti come il carbonio, l'azoto e l'ossigeno furono creati molto più tardi nelle calde fornaci nucleari delle stelle. Poiché le condizioni fisiche ostili nei centri delle stelle distruggerebbero il fragile isotopo del deuterio, la scoperta del deuterio nel gas conferma che il gas che cade sulla galassia è effettivamente materiale incontaminato rimasto dal Big Bang.

“Questa non è la prima volta che gli astronomi trovano una galassia con gas nelle vicinanze, rivelata da un quasar. Ma è la prima volta che tutto combacia,” Crighton. “La galassia sta formando vigorosamente stelle e le proprietà del gas mostrano chiaramente che si tratta di materiale incontaminato, rimasto dall'universo primordiale poco dopo il big bang.

Questa scoperta di questo sistema fa parte di un'ampia indagine per le linee di vista dei quasar che passano vicino alle galassie, coordinata da Joseph Hennawi, il leader del gruppo di ricerca ENIGMA presso il Max Planck Institute for Astronomy.

"Poiché questa scoperta è il risultato di una ricerca sistematica, ora possiamo dedurre che tali flussi freddi sono abbastanza comuni", ha detto Hennawi. “Abbiamo dovuto cercare solo 12 coppie quasar-galaxy per scoprire questo esempio. Questo tasso è in grosso accordo con le previsioni delle simulazioni al supercomputer, che fornisce un voto di fiducia per le nostre attuali teorie su come si sono formate le galassie.”

L'obiettivo a lungo termine degli astronomi è trovare una decina di esempi simili di questi flussi freddi, che permetterebbero un confronto molto più dettagliato delle loro osservazioni con le previsioni dei modelli numerici.

"Studi precedenti su queste galassie avevano mostrato prove di gas che fuoriesce da esse, qualcosa di cui vediamo anche prove", ha affermato J. Xavier Prochaska (Università della California a Santa Cruz), un collaboratore del sondaggio. Tuttavia, con l'analisi molto più precisa di Neil, possiamo anche rilevare la materia prima che alimenta le galassie e quindi tracciare quanto gas assorbono e quando. Questo è un pezzo chiave nel puzzle della formazione delle galassie”.

Avishai Dekel (Università Ebraica, Gerusalemme) è stato determinante nello stabilire teoricamente e numericamente l'attuale modello di accrescimento del flusso freddo sulle galassie. Pur non essendo coinvolto in questa ricerca, ha commentato i risultati. "Questa è una scoperta molto interessante", ha detto Dekel. “È coerente con la previsione teorica, basata sia sull'analisi fisica che su simulazioni cosmologiche, per l'alimentazione delle galassie ad alto redshift da parte di correnti fredde provenienti dalla rete cosmica. La bassa metallicità rende questo caso di afflusso più convincente rispetto ai rilevamenti precedenti

L'Osservatorio W. M. Keck gestisce i telescopi più grandi e scientificamente più produttivi sulla Terra. I due telescopi ottici/infrarossi da 10 metri sulla vetta del Mauna Kea sull'isola delle Hawaii dispongono di una suite di strumenti avanzati tra cui imager, spettrografi multioggetto, spettrografi ad alta risoluzione, spettroscopia a campo integrale e un laser leader mondiale sistema di ottica adattiva della stella guida. L'Osservatorio è un'organizzazione privata 501(c) 3 senza scopo di lucro e una partnership scientifica del California Institute of Technology, dell'Università della California e della NASA.

Pubblicazione: Neil HM Crighton, et al., “Metal-Poor, Cool Gas in the Circumgalactic Medium of az = 2.4 Star-Forming Galaxy: Direct Evidence for Cold Accretion?,” 2013, ApJ, 776, L18 doi:10.1088 /2041-8205/776/2/L18


Titolo: La distribuzione dell'idrogeno neutro nel piano colore-magnitudine delle galassie

RIASSUNTO Presentiamo la funzione di massa condizionale H i (idrogeno neutro) (HIMF) condizionata dalle proprietà ottiche osservate, Mr (magnitudine assoluta della banda r) e Cur (u - r colore), per un campione di 7709 galassie da Arecibo Legacy Fast ALFA (rilascio dati del 40% – α.40) che si sovrappone a un volume comune in SDSS DR7. Sulla base dell'HIMF condizionale, troviamo che le popolazioni di rosso luminoso, blu luminoso e blu debole dominano l'HIMF totale all'estremità ad alta massa, al ginocchio e all'estremità a bassa massa, rispettivamente. Usiamo l'HIMF condizionale per derivare la funzione di distribuzione sottostante di ΩH i (parametro di densità H i), p(ΩH i), nel piano colore-magnitudine delle galassie. La distribuzione, p(ΩH i), ha un picco nella nuvola blu a $mathit< M_<>>^< esto>=-19.25, mathit< C_<>>^< esto>=1.44$ ma è distorto. Ha una lunga coda verso deboli galassie blu e luminose galassie rosse. Sosteniamo che p(ΩH i) può essere utilizzato per rivelare la relazione sottostante tra gas freddo, massa stellare e tasso di formazione stellare in modo imparziale, ovvero, la relazione derivata non risente del rilevamento o della selezione del campione.


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Non è la stessa cosa della materia oscura e dell'energia oscura che si pensa costituiscano l'altro 95% del nostro universo e rimangono ancora sfuggenti.

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I lampi radio veloci sono di per sé un po' un mistero, poiché gli astronomi non sono sicuri di quale tipo di evento potrebbe rilasciare le colossali quantità di energia necessarie per crearli, equivalente a tutta l'energia rilasciata dal nostro Sole in otto decenni.

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LE ROTTURE RADIO VELOCI SONO BREVE EMISSIONI RADIO DALLO SPAZIO LA CUI ORIGINE È SCONOSCIUTA

I lampi radio veloci, o FRB, sono emissioni radio che appaiono temporaneamente e casualmente, rendendole non solo difficili da trovare, ma anche difficili da studiare.

Il mistero nasce dal fatto che non si sa cosa possa produrre una raffica così breve e tagliente.

Ciò ha portato alcuni a ipotizzare che potrebbero essere qualsiasi cosa, dalle stelle che si scontrano ai messaggi creati artificialmente.

Gli scienziati alla ricerca di raffiche radio veloci (FRB) che alcuni ritengono possano essere segnali inviati da alieni potrebbero verificarsi ogni secondo. I punti blu nell'impressione di questo artista della struttura filamentosa delle galassie sono segnali di FRBB

Il primo FRB è stato individuato, o meglio "sentito" dai radiotelescopi, nel 2001, ma non è stato scoperto fino al 2007, quando gli scienziati stavano analizzando i dati d'archivio.

Ma era così temporaneo e apparentemente casuale che ci sono voluti anni prima che gli astronomi concordassero che non si trattava di un problema tecnico in uno degli strumenti del telescopio.

I ricercatori dell'Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics sottolineano che gli FRB possono essere utilizzati per studiare la struttura e l'evoluzione dell'universo, indipendentemente dal fatto che la loro origine sia pienamente compresa o meno.

Una vasta popolazione di FRB lontani potrebbe fungere da sonde di materiale su distanze gigantesche.

Questo materiale interposto offusca il segnale del fondo cosmico a microonde (CMB), la radiazione residua del Big Bang.

Uno studio attento di questo materiale intermedio dovrebbe fornire una migliore comprensione dei costituenti cosmici di base, come le quantità relative di materia ordinaria, materia oscura ed energia oscura, che influenzano la velocità di espansione dell'universo.

Gli FRB possono anche essere usati per tracciare ciò che ha rotto la "nebbia" di atomi di idrogeno che ha pervaso l'universo primordiale in elettroni e protoni liberi, quando le temperature si sono raffreddate dopo il Big Bang.



Commenti:

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