Astronomia

Possiamo imparare qualcosa osservando le galassie di taglio, come la Galassia del Fuso?

Possiamo imparare qualcosa osservando le galassie di taglio, come la Galassia del Fuso?

Stavo leggendo di NGC 5866, a volte indicato come la Galassia del Fuso. È notevole per la sua inclinazione rispetto alla Terra; vediamo il disco di lato, piuttosto che di fronte. La differenza è simile a vedere la testa di una persona di profilo, invece di guardare il viso di fronte.

Perdiamo alcune informazioni sulla morfologia di NGC 5866 a causa dell'orientamento insolito, poiché è difficile vedere braccia, barre o altre strutture a spirale. Detto questo, mi chiedo se possiamo ancora imparare di più sulla galassia che se la vedessimo di fronte. Ad esempio, possiamo ottenere informazioni sulla distribuzione della densità della galassia a varie distanze dal piano galattico, o forse sulla struttura del suo rigonfiamento centrale (se ce n'è uno)?


Sì, possiamo certamente imparare cose dalle galassie di taglio. Le cose più facili da imparare, come suggerisci, hanno a che fare con la struttura verticale delle stelle (e dei gas). Ad esempio, la nostra conoscenza di quanto siano spessi i dischi stellari e di gas delle galassie - e se questo spessore varia con la distanza dal centro della galassia - deriva quasi esclusivamente dallo studio delle galassie di bordo. In molti casi è anche più facile studiare deboli aloni stellari e gassosi nelle galassie di taglio, perché nelle galassie frontali, queste cose sarebbero sovrapposte - e in gran parte perse nel bagliore - del disco frontale.

Tradizionalmente, era anche più facile studiare il radiale struttura dei dischi nei sistemi di taglio, perché il fatto che la linea di vista attraverso un disco interseca più stelle quando la galassia è di taglio rispetto a quando è di fronte significava che si potevano fare osservazioni con segnale/rumore più alto a grandi raggi . Pertanto, il rilevamento che molti dischi sono "troncati" (cioè che esiste un raggio oltre il quale la loro luminosità diminuisce più rapidamente di quanto non avvenga all'interno di quel raggio) è stato inizialmente effettuato utilizzando dati fotografici di spirali di taglio.

Alcuni elementi della struttura del rigonfiamento sono stati tradizionalmente più facili da studiare nelle galassie di taglio. La realizzazione che alcune galassie avevano rigonfiamenti "squadrati" o "a forma di arachidi" - insieme all'esistenza di una rotazione stellare fuori piano "cilindrica" ​​in tali rigonfiamenti e la loro probabile natura come le parti interne ispessite verticalmente delle barre - è nata da osservazioni di galassie di bordo. (Anche se ora sappiamo come identificare tali strutture anche in galassie moderatamente inclinate e persino frontali.)

(Si noti che la nostra visione della Via Lattea è essenzialmente quella di una galassia di bordo, anche se vista dall'interno.)


Per scoprire come crescono le galassie, stiamo ingrandendo il cielo notturno e catturando esplosioni cosmiche

Gli autori non lavorano per, consultano, possiedono azioni o ricevono finanziamenti da qualsiasi azienda o organizzazione che trarrebbe beneficio da questo articolo e non hanno rivelato affiliazioni rilevanti oltre il loro incarico accademico.

Partner

La Swinburne University of Technology fornisce finanziamenti come membro di The Conversation AU.

The Conversation UK riceve finanziamenti da queste organizzazioni

Gli scienziati vedono flora, fauna e fenomeni che il resto di noi raramente vede. In questa serie, li abbiamo invitati a condividere le loro foto uniche.

In tutta l'Australia, gli astronomi stanno utilizzando tecnologie all'avanguardia per catturare il cielo notturno, sperando di affrontare alla fine alcune delle nostre più grandi domande sull'universo.

Mentre noi e i nostri colleghi approfondiamo il cosmo, alla ricerca di esplosioni cosmiche, le nostre osservazioni stanno aiutando a far luce su misteri di vecchia data e aprendo la strada a percorsi di indagine completamente nuovi.


Come vedere i bracci a spirale? osservazione generale della galassia.

Non sono riuscito a vedere la struttura a spirale delle galassie.

Riesco spesso a vedere qualche forma in una galassia, un po' di struttura esterna, come quella M51 è a forma di coppia e NGC 891 è un fuso, e M33 è una specie di mango, M82 è un bar con una piccola corsia, ma per il resto, Posso solo determinare l'orientamento della galassia, come viene ruotata e così via.

o questo in M33 http://www.deepskywa. laxy-Sketch.jpg (ovviamente questo è fatto da qualche deserto in Israele, quindi ho capito che ha meno LP)

riproverò quando M51 sarà più alto tra qualche mese.

e poi ci sono persone che vedono queste minuscole galassie e vedono la struttura a spirale lì.

Ti ho sentito dire da qualche parte che ti piace usare piccole pupille di uscita per ingrandire di più, ok, capisco. Lo provo ovviamente su galassie luminose, diciamo leccate di cervo NGC 7331. Ho beneficiato di una pupilla di uscita di 2 mm / 1,8 mm usando i miei 10 e 9 millimetri.

ma per le galassie si vedono a malapena? che sono piccoli E abbastanza deboli?

#2 Tony Flanders

I cieli bui sono essenziali, anche se alcune galassie con caratteristiche particolarmente audaci (come M51) li rivelano anche da buoni siti suburbani se visti attraverso telescopi con 500 mm o più di apertura.

Oltre a questo, usa la visione distolta e cerca prima non le braccia stesse ma le aree scure tra le braccia.

#3 Astrojensen

Puoi vedere i bracci a spirale solo nelle galassie più luminose, come le luminose Messier e le luminose NGC, anche con telescopi abbastanza grandi. Un 12" mostrerà solo braccia in forse 20 galassie dispari e la maggior parte di quelle solo con il massimo sforzo. Per vedere le braccia in galassie più deboli, come la 12a magnitudine e più deboli, ci vuole un telescopio gigantesco. E questo è da cieli bui. Le galassie sono ESTREMAMENTE sensibili all'inquinamento luminoso e alla trasparenza e i filtri non funzionano su di loro L'UNICA soluzione per vederli bene sono cieli bui E un grande telescopio.

E anche da cieli bui, spesso devi aspettare le migliori condizioni. Vedo i bracci a spirale in M33, M51, M101 e M81 molto bene nel mio dobson da 12" dal mio sito Dark Sky (NELM 6.5) forse due o tre volte l'anno. Questo è tutto. La maggior parte delle volte, sono solo sottilmente accennati a debole, pallido e spettrale, niente di più.Ovviamente devi aspettare che siano posizionati in modo ottimale, il più in alto possibile sull'orizzonte.

Cieli limpidi!
Thomas, Danimarca

#4 Asbytec

Caspita, domanda difficile. Credo che tu debba avere almeno cieli suburbani, qualcosa di meglio di 19 MPSAS, per avere una possibilità. Più scuro è, meglio è. L'apertura aiuta sicuramente. Così come fa la pupilla di uscita giusta per l'oggetto. Ad esempio, lo schizzo M51 che hai collegato era un 10" operante con pupilla di uscita di 1,3 mm. Considerando che M33 è un cannocchiale da 8" che opera con una pupilla di uscita di 5 mm (a causa della bassa luminosità della superficie). Quindi, cieli ragionevolmente scuri e trasparenti e il migliore pupilla di uscita data la dimensione angolare dell'oggetto e la sua luminosità superficiale.

Successivamente, immagino sia l'elemento umano. Vale la pena, ovviamente, raggiungere e rimanere adattati all'oscurità. Ciò significa evitare qualsiasi illuminazione diretta e indiretta se presente nelle vicinanze. Uso un panno scuro sopra la testa e ci resto sotto per la maggior parte del tempo. Ciò mi consente di raggiungere e rimanere adattato abbastanza bene al buio. Parlando di tempo, questo è un altro fattore. Se vuoi vedere i bracci a spirale, devi davvero dedicare del tempo a studiare l'oggetto. Non arrenderti, molto occasionalmente (come dice Thomas) qualcosa di spettrale, pallido e debole ti alluderà brevemente. Per vedere il braccio a spirale che ti suggerisce, devi fidarti della tua percezione. (Vedi la mia firma.) Spesso avrai ragione. Con l'esperienza e la pazienza, imparerai a fidarti della tua immaginazione (sic.) Voglio dire, è così che possono essere difficili.

Mi piace respirare profondamente e rilassarmi. A volte prendi un caffè e rilassati un po' quando insegui un duro. Respira per far scorrere un po' di ossigeno nelle vene (dicono). Lo faccio. Molto spesso durante un'osservazione scivolerò via dalla pupilla di uscita e mi rilasserò e respirerò con gli occhi aperti sotto il cappuccio oscurato. Rilassati, quindi scivola indietro sulla pupilla di uscita per un altro sguardo. Ci vogliono sempre più di qualche ciclo per ottenere almeno un indizio spettrale a cui ci stiamo impegnando. Non sono facili, devi davvero accovacciarti, rilassarti e lasciarlo venire. E questa è un'altra cosa, cerco di non affaticare l'occhio per vedere nulla. Mi rilasso e lascio che venga da me.

Un aspetto molto importante è il livello di rumore dei tuoi occhi. Vedere un braccio a spirale è, in realtà, tutto basato sul rapporto segnale/rumore. Presta attenzione a quanto lo sfondo è granuloso per i tuoi occhi. Il mio occhio non osservante dominante (sinistro) è in realtà più rumoroso del mio occhio osservatore non dominante (destro). E posso notare una differenza, vedo quasi sempre (se non sempre) più braccia a spirale, o parti e accenni di esse, con il mio occhio destro osservatore meno rumoroso. A volte mi stupisco di quanto sia più pulito (e potrebbe essere dovuto al fatto che strizzo l'occhio sinistro, anche se cerco di non farlo).

L'elemento umano, oltre al cielo notturno, dovrebbe offrire un certo successo se gli dai abbastanza tempo. Saprai quando o se hai passato troppo tempo a provare. Forse mezz'ora va bene, più o meno. Se non ricevo alcun suggerimento promettente dopo circa mezz'ora, mi rendo conto che non posso decifrare quella galassia quella notte.

Oh, un altro modo per dedurre la presenza di un braccio a spirale è notare cosa sta succedendo intorno ad esso. Ad esempio, potresti vedere un calo di luminosità molto, terribilmente debole, che indica la presenza di una corsia di polvere o lo spazio buio che definisce un braccio a spirale. A volte vedrai il braccio stesso, ma altre volte potresti semplicemente notare un calo della luminosità della superficie o del livello di rumore già molto bassi. Questi sono sempre discutibili perché rasentano i limiti della nostra percezione e iniziano a sconfinare nella nostra immaginazione. Ma a volte lo fai bene, a prescindere. (A volte mi chiedo se possiamo osservare fino al nostro livello di rumore. È interessante pensare che possiamo farlo.)

Eccone uno di cui sono un po' orgoglioso. Non è un braccio a spirale completo, ma è comunque un avvistamento. Notare la leggera torsione del mandrino. Quello sotto è M33 con una pupilla di uscita di 2 mm troppo piccola per il compito. Ci è voluto molto tempo per iniziare a discernere a malapena dove fossero le braccia. Non è che si sono presentati come nello schizzo, lo schizzo è reso più facile per lo spettatore. Ma è stato interessante, perché erano così deboli che erano proprio al limite della mia capacità di avere anche un indizio su dove fossero. Eppure, quando tutto è stato detto e fatto, ho capito bene. In qualche modo, li ho percepiti senza nemmeno saperlo, davvero. Ho semplicemente fissato e guardato l'M33 per così tanto tempo che sapevo dove fossero senza alcuna immagine mentale residua di averli visti chiaramente.


Comprendere le "tecniche" dell'osservazione galattica

Prima di tutto, questo è un post lungo, un po' geek. Se come me, nonostante i miei limiti, sei interessato ai dettagli e al lato tecnico di questo hobby, potresti trovarlo interessante e potrebbe innescare una conversazione produttiva. Altrimenti, potresti voler smettere di leggere ora.

Avendo avuto un coprifuoco legato al COVID (non permesso dopo le 22:00) per molti, molti mesi, sono bloccato in città, sognando solo di poter finalmente andare al mio buio cieli (MQ 21,1, 75 min in auto). Come sostituto "triste", ho intrapreso un viaggio di apprendimento e comprensione, cercando di afferrare ciò che realmente accade nell'osservare le ambite cose davvero deboli.

Sono interessato all'osservazione visiva principalmente di galassie, globulari, PN e tutte le cose deboli e sfuggenti. Ho acquistato (e mi sto davvero divertendo) "Le galassie e come osservarle", di Steinicke e Jackiel. Che libro meraviglioso, specialmente il capitolo su "Teoria dell'osservazione visiva", altamente raccomandato. Sono arrivato a capire che molte delle cose che pensavo di sapere sull'osservazione erano sbagliate e che tutte le mie idee sbagliate mi facevano inseguire le galassie nel modo sbagliato (da qui i miei scarsi risultati finora).

Ci sono un paio di argomenti che sto cercando di capire, però. Nel capitolo citato, gli autori vanno a dire:

"L'occhio è molto efficace nel rilevare oggetti deboli in condizioni di basso contrasto. Il contrasto è definito da C = Is/In. -dove "Is" sta per intensità dell'oggetto, o "segnale" e "In" per intensità del cielo notturno o "rumore" "- Un valore alto è necessario per la visibilità, ma non sufficiente. La stessa quantità si chiama “riserva di contrasto” ∆C. E' la differenza tra il contrasto dovuto all'oggetto ( C ) e un “contrasto di soglia” (CT), che è il contrasto minimo, necessario affinché l'occhio percepisca un'area luminosa in determinate condizioni del cielo.

Ora entra in scena l'ingrandimento. Cosa succede con una galassia grande, debole (cioè con bassa luminosità superficiale) a un ingrandimento maggiore? Seguendo le regole descritte in precedenza, la pupilla di uscita diminuisce e quindi la luminosità apparente (A) sia dell'oggetto che dello sfondo si riduce. Quindi il contrasto rimane costante. Potremmo non aver vinto nulla, in teoria. Fortunatamente, questa (di nuovo) non è l'intera storia.

Ricorda, che l'occhio premia un ingrandimento maggiore in caso di visione distolta! Non è importante solo la quantità di luce rilevata da un singolo bastoncino, ma anche il numero di bastoncelli coinvolti, cioè la corrispondente area della retina coperta dalla luce. Con l'aiuto delle cellule gangliari, il sistema occhio-cervello è in grado di combinare molti bastoncelli per intensificare il segnale. Quindi la percezione dipende dall'"angolo di visione" sotto il quale l'oggetto appare sulla retina. Idealmente questo angolo è 1°–2°. La maggior parte degli oggetti non è così grande. Per tutti quelli più piccoli, basta aumentare l'ingrandimento! Prendiamo ad esempio un debole dettaglio in una galassia, che misura 1′ sulla sfera. Un ingrandimento di 60 –120 × è sufficiente per gonfiarlo fino alla dimensione apparente richiesta. Aumentando la magnitudo, alcune parti della galassia scompaiono, mentre altre escono dal buio.

Non solo l'area dell'oggetto nell'oculare è importante, ma anche il resto, cioè lo sfondo. La sua rilevazione dipende anche dal rapporto di area. Se l'ingrandimento è troppo basso (oggetto piccolo, sfondo grande), il rapporto dell'area risultante ("differenza di segnale") è insufficiente per il cervello. L'oggetto si perde nel rumore di fondo. Un ingrandimento maggiore oscura sia l'oggetto che lo sfondo (contrasto costante), ma il rapporto delle loro dimensioni individuali sulla retina aumenta, l'oggetto appare. Se l'ingrandimento diventa troppo alto, l'oggetto riempie la maggior parte del campo visivo e la differenza di segnale diminuisce di nuovo. Quindi ci deve essere un "ingrandimento di rilevamento ottimale" (ODM) per oggetti estesi".

Roba affascinante! Ora, è l'"angolo di visione" della retina che sto cercando di capire. Se ho capito bene tutto questo, avere un'area più grande della retina coperta dall'oggetto osservato potrebbe migliorare il "segnale" e quindi c'è qualcosa da guadagnare aumentando l'ingrandimento (entro i limiti della raccolta della luce e della pupilla di uscita), e è questo sottile equilibrio tra pupilla d'uscita e ingrandimento che può darci i migliori risultati.

Ora, nel tentativo di capire l'angolo apparente di un oggetto nell'occhio/oculare, gli autori citano come ideale un angolo di 1º-2º. Il citato Mel Bartels, nel suo calcolatore di contrasto online, afferma quanto segue:

"Oggetti molto deboli inferiori a una dimensione apparente di cinque gradi possono essere impossibili da vedere quanto maggiore è la dimensione apparente, meglio è purché la dimensione apparente non superi il campo visivo apparente dell'oculare."

Sto cercando di capire quali sono le implicazioni pratiche di tutto questo quando sono davanti all'oculare e mi piacerebbe avere tue notizie. Se ho un obiettivo desiderato di, ad esempio, 2º dimensione apparente per l'oggetto nella retina, come faccio a calcolarlo? Moltiplicare semplicemente la dimensione dell'oggetto (in minuti d'arco) per l'ingrandimento per conoscere la dimensione apparente? inoltre, cosa ne pensi delle differenze citate (1º-2º contro 5º nel caso del signor Bartels)?

Il capitolo su "Teoria dell'osservazione visiva", prosegue dicendo:

Per quanto riguarda l'"ingrandimento di rilevamento ottimale" (ODM) dobbiamo distinguere due casi, uno dei quali introduce infine la quantità "apertura". Per galassie deboli e piccole (luminosità superficiale moderata) l'ODM è alto, quindi abbiamo bisogno di un'apertura sufficiente. Per galassie deboli e grandi (bassa luminosità superficiale) l'ODM è inferiore. Non abbiamo bisogno di grandi telescopi in questo caso! Quindi un piccolo telescopio può facilmente rilevare grandi galassie a bassa luminosità superficiale del Gruppo Locale, mentre una grande apertura spesso non rivela nulla.

Per calcolare la differenza di contrasto (∆C) e l'ODM devono essere note le seguenti grandezze: luminosità superficiale del cielo notturno e dell'oggetto (valore nominale), e l'apertura del telescopio. Un valore positivo di ∆C promette visibilità. Un valore zero o negativo significa semplicemente: "prossimo obiettivo!" Mel Bartels ha sviluppato un simpatico strumento per calcolare le quantità rilevanti. Dimostra in modo impressionante che nella maggior parte dei casi l'oscurità del cielo notturno è più importante dell'apertura"

Il calcolatore online del signor Bartels può essere trovato qui: https://www.bbastrod. nCalculator.htm

Usandolo ho imparato una serie di cose:

Innanzitutto, almeno in teoria, c'è molto che è possibile ottenere con il mio oscilloscopio (C9.25) nei miei cieli dar locali (SQM 21.1-21.3). Mi piacerebbe avere un mirino più ampio, ma per ora sono determinato ad affinare le mie capacità e vedere cosa posso estrarre dalla mia configurazione attuale.

In secondo luogo, che gli ingrandimenti consigliati per l'osservazione di determinati oggetti (dove sei entro la soglia di osservabilità e all'ODM desiderato) sembrano essere un po' più alti di quanto pensassi o mi aspettassi.

Diamo un'occhiata a un paio di esempi specifici utilizzando tutte queste informazioni e i risultati dei parametri di osservazione consigliati dal calcolatore online di Mr. Bartels

Non è l'oggetto più impegnativo in circolazione, né il più semplice. Con una magnitudine apparente di 7,86 e una dimensione apparente di 28′,8 × 26′,9, risulterebbe (secondo i calcolatori citati) una luminosità della superficie dell'oggetto di 23,71. Inserendo tutti i dati dei miei cieli, dell'ottica e dell'oggetto, la calcolatrice sputa un risultato "ottimale" di:

Contrasto tra oggetto+cielo e cielo: 9,09% (o un contrasto logaritmico di 0,56).

Con una magnitudine apparente di 8,4 e una dimensione apparente di 11,2' × 6,9', risulterebbe in una luminosità della superficie dell'oggetto di 21,75. I valori consigliati dalla calcolatrice:

Ingrandimento: 279x
Pupilla di uscita: 1mm
Contrasto oggetto+cielo rispetto al cielo: 55,02% (o un contrasto log di 1,11).

Per citare un esempio un po' più impegnativo di M51. Con una magnitudine apparente di 10,2 e una dimensione apparente di 15' × 3,6', risulterebbe in una luminosità della superficie dell'oggetto di 23,16. I valori consigliati dalla calcolatrice:

Ingrandimento: 78x
Pupilla di uscita: 3mm
Contrasto dell'oggetto+cielo rispetto al cielo: 15% (o un contrasto logaritmico di 0,4).

Esaminiamo questi risultati. Ma prima diamo un'occhiata a cosa dice il signor Bartels riguardo all'interpretazione di questi risultati:

"Il grafico traccia la visibilità di oggetti estesi come nebulose e galassie. L'oggetto è visibile quando il contrasto percepito dall'occhio -(log)- è maggiore di zero. Tuttavia, a causa dell'imprecisione delle grandezze e delle dimensioni degli oggetti, è meglio dividere il contrasto del registro in zone. Contrasti del registro maggiori di 0,5 sono facili, sono visibili i contrasti fino a 0,25, i contrasti tra -.25 e 0,25 sono difficili e i contrasti del registro inferiori a -0,25 non sono visibili."

"Gli osservatori esperti non hanno problemi a visualizzare oggetti con un contrasto del 6% e possono osservare oggetti con difficoltà fino al 3% circa, purché l'oggetto abbia una dimensione apparente di almeno 3-5 gradi".

Da tutto ciò ne consegue che esiste una gamma di ingrandimenti a cui funzionano oggetti diversi, che ogni oggetto particolare richiede un'impostazione diversa e che, in tal caso, fare i compiti prima di osservare potrebbe ripagare. Con tutto questo in mente, un oggetto come M51 dovrebbe essere "molto facile" da osservare.

Ora, ho osservato M51 alcune volte con successo, tuttavia, in una buona notte, se sono riposato e rilassato, riesco a malapena a vedere i dettagli nei bracci a spirale con difficoltà e non riesco a vedere chiaramente il ponte tra esso e il suo compagno, anche se ho sempre osservato a ingrandimenti molto più bassi, cercando di massimizzare la pupilla d'uscita, quindi non vedo l'ora di uscire sotto il cielo scuro e provare gli ingrandimenti più alti suggeriti per vedere se c'è un miglioramento. Devo ammettere che devo migliorare la mia tecnica quando si tratta di adattare completamente al buio anche i miei occhi.

Sarei felice di sentirti. Cosa ne pensi di tutto questo? Qual è la tua esperienza nell'osservare le galassie, quali sono i tuoi ingrandimenti "goto" e le pupille di uscita e cosa ne pensi di alcuni dei concetti qui menzionati. Speriamo di poter avere una conversazione in cui i membri meno esperti come me possono imparare una o due cose da alcuni dei membri più esperti qui.

Modificato da ERHAD, 02 aprile 2021 - 03:23.

#2 Starman1

Ti potrebbe piacere questo calcolatore di visibilità DSO:

#3 Redbetter

Non ho esaminato così da vicino l'ODM e i metodi di calcolo del contrasto e non ho il libro a cui fai riferimento da Steinicke e Jakiel. Ho visto varie cose utili presentate da loro e le ho usate come guida per alcune delle mie osservazioni. Tuttavia, non sono così innamorato dei concetti ODM e della loro applicazione nel mondo reale. Non credo affatto alla spiegazione del "rapporto di area". L'unica volta che prenderei in considerazione il rapporto dell'area è se l'oggetto era così grande nell'oculare che non c'era abbastanza spazio libero attorno ad esso per "inquadrarlo" e fornire il contrasto necessario con il proprio gradiente di intensità.

Preferisco l'approccio generale di Mel Bartels, anche se non ho approfondito l'aspetto del calcolo delle dimensioni oi suoi calcoli del contrasto. L'uso di "log contrast" lo rende più astratto, meno utile sul campo per me, dal momento che tendo comunque a farlo nella mia testa. Uso semplicemente la luminosità della superficie dell'oggetto rispetto alla luminosità del cielo come metrica di contrasto. molto più facile. Mi aspetto di essere in grado di rilevare oggetti che hanno una luminosità superficiale di 3 magnitudine più debole rispetto al cielo di sfondo (ad esempio 21,5 MPSAS + 3 MPSAS = 24,5 MPSAS.) Ho uno scatto a 3,5 MPSAS dimmer (

4%) e forse anche 4 (2,5%) ma quest'ultimo è così marginale che si tenderà ad avere molti dubbi sull'osservazione.

Ciò che Mel dice circa il 6% sulla luminosità che è visibile corrisponde alla mia impressione. Più in basso è più complicato e richiede una dimensione più apparente e uno studio più attento. Per le galassie, una dimensione apparente di 2 gradi è verso il Basso fine da quello che ho visto. I 5 gradi di Mel sono probabilmente più vicini, ma dipende anche dalla natura dell'oggetto.

Il calcolo per M101 sembra lontano rispetto alla luminosità della superficie. Lo hai elencato come 20.93. Sarebbe più vicino a 23,8.

Come valutazione generale della visibilità, la luminosità della superficie è molto utile. Tuttavia, temo che molti dei tentativi di identificare gli ingrandimenti ottimali forniranno risultati fuorvianti. Le luminosità della superficie sono entrambe utili concettualmente per spiegare ciò che vediamo o non vediamo, e sono anche piene di complicazioni.

  • Sono abbastanza approssimativi. Sono riviste visive o fotografiche/B? Sono per l'intera estensione dell'oggetto o per una parte di esso?
  • La maggior parte degli oggetti non è vicina alla luminosità uniforme della superficie. Quindi la luminosità media della superficie non si applica realmente ai gruppi luminosi (galaxy hub/core). Né si applica alle estensioni esterne di luminosità superficiale inferiore. E c'è molto "spazio vuoto" in alcune galassie. il che significa che le porzioni visibili hanno una luminosità superficiale più elevata, ma una scala più piccola.
  • È facile mescolare le basi. V mag con dimensioni isofote B 25 MPSAS. Alcune galassie hanno indici di colore (B-V) di 1 MPSAS. Quindi cosa significa questo per l'effettiva differenza di contrasto di una data dimensione.
  • E vari tipi di galassie si estendono oltre l'isofota 25 MPSAS.
  • Anche la magnitudine visiva di base di una galassia è oggetto di dibattito, che è fondamentale per determinare la luminosità della superficie.

Per l'esempio estremo della differenza tra la luminosità superficiale media e la visibilità di un oggetto, si considerino oggetti che hanno una luminosità superficiale pubblicata così bassa da essere nella migliore delle ipotesi marginali nel cielo incontaminato, ad esempio Ursa Minor Dwarf. Tuttavia, con una portata sufficientemente ampia, questo oggetto potrebbe essere rilevato tramite la risoluzione delle stelle nella galassia stessa, effettuando una panoramica per stabilire l'eccessiva luminosità delle stelle di campo. Alcuni globulari sono così a seconda del cielo da cui si sta osservando e dell'apertura. Palomar 4 e NGC 5053 sono esempi di diverse aperture.

Man mano che gli oggetti diventano più piccoli e più deboli (magnitudine maggiore), il vedere diventa un fattore crescente. Il principale bagliore visibile delle galassie soglia che sono solo 20 secondi d'arco (o meno) sul loro asse maggiore sono sfocate fino all'invisibilità, a meno che il seeing non sia relativamente stabile. Questa è la differenza tra l'essere bloccato a una potenza moderatamente elevata rispetto all'ingrandimento necessario per il rilevamento/conferma.

Modificato da Redbetter, 01 aprile 2021 - 18:54.

#4 Asbytec

I tecnicismi sono ottime informazioni di concetto. Poiché generalmente si applicano a una superficie uniformemente luminosa e convertire la luminosità intrinseca in luminosità superficiale è una scienza inesatta, trovo che le variazioni della luminosità superficiale rendano problematica l'applicazione della teoria nella pratica.

Sono d'accordo con Red e di solito tento di bersagli intorno a 3 MPSAS, o leggermente più, più scuri del cielo. Trovo che il valore del concetto risieda nell'idea che un grande allievo di uscita non è sempre il più produttivo. In effetti, tendo ad osservare galassie NGC più luminose tra 2 mm e 1 mm di pupille di uscita e talvolta inferiori a 1 mm. Spesso li osserverò con diverse pupille di uscita.

Ho ridotto il concetto a partire da un ingrandimento più basso, non avendo paura di sacrificare una preziosa luminosità superficiale per ottenere una scala dell'immagine e provando ingrandimenti più alti fino a quando l'oggetto non diventa meno produttivo. In quest'ultimo caso, abbasso di una tacca per trovare il mio ODM. Ciò richiede un po' di tempo ad ogni ingrandimento per avere un'idea se un dettaglio dell'oggetto sta diventando più o meno visibile. Risparmia anche tempo facendo ginnastica mentale sul campo o durante la pianificazione.

L'osservazione richiede anche alcune tecniche efficaci, come usare un cappuccio e rinfrescare l'occhio, così come una preparazione mentale, come applicare la nostra acutezza e prestare attenzione all'immagine oscura. Credo che prestare molta attenzione, fidarsi di ciò che si vede in un contesto sensato, riconoscere ciò che può essere spurio e conoscere la differenza (viene con l'esperienza) è importante. Non so quasi mai cosa aspettarmi di vedere davvero. Ad esempio, un braccio a spirale prominente nelle immagini è spesso più difficile di quanto sembri (NGC 772), ma a volte rileveremo alcuni dettagli che potremmo non aspettarci di vedere. E, soprattutto, impara a riconoscere i dettagli quando li vedi, quindi verifica la tua osservazione per vedere se qualcosa era effettivamente lì per essere visto.

Osservare le galassie, IMO, infatti osservare se stesso non è facile. Richiede che mettiamo tempo e impegno, applichiamo le "tecniche" di cui sopra dell'alunno di uscita e usiamo tecniche che funzionano per noi. Ho praticamente rinunciato alle galassie finché non ho (noi) imparato ad osservarle. Ogni volta che mi siedo per osservare un debole sfocato, mi chiedo come farà a vedere qualcosa, ma dopo un'ora finisco con una pagina piena di note. Smetto di osservare solo quando sono sicuro che non vedrò nient'altro. Tutto ciò è divertente e gratificante perché possiamo effettivamente creare qualcosa di quegli oggetti deboli così lontani. Diamine, un nucleo stellare è qualcosa. Un nucleo allungato o screziato è qualcosa. Un debole alone è qualcosa. A volte un'area scura a basso contrasto o un bordo nitido è qualcosa. Tutto quanto sopra è un'altra cosa.

Interessante (per me) è l'idea di porre meno enfasi sull'attrezzatura e più enfasi sull'osservatore. Dopotutto, il telescopio non osserva nulla. Noi facciamo. Le mie firme derivano da quell'esperienza.

Modificato da Asbytec, 01 aprile 2021 - 18:39.

#5 Redbetter

Il problema che ho con l'ODM e il tentativo di scegliere un ingrandimento "ottimale" per il rilevamento è che è ancora in gran parte un'ipotesi. E mentre un calcolo potrebbe essere corretto sull'ingrandimento per il rilevamento dell'oggetto nel suo insieme, sospetto che potrebbe non essere la scelta giusta per vedere varie caratteristiche all'interno. Invece, c'è qualche motivo per esaminare oggetti con più di un singolo ingrandimento per rivelare aspetti diversi. Uso la pupilla di uscita moderata per vedere l'estensione delle galassie diffuse, ma la pupilla di uscita più piccola o la più piccola possibile per il seeing per vedere altre strutture all'interno (nucleo, nodi luminosi, ecc.)

Acquisisci esperienza esaminando un oggetto con diversi ingrandimenti. Ciò consente a una persona di scoprire cosa serve per fare un'osservazione della soglia, nonché come i vari aspetti rispondono alla scala rispetto all'uscita dell'alunno a seconda delle caratteristiche.

Ad esempio, per grandi oggetti diffusi con poco contrasto intrinseco, inizierò dall'estremità della pupilla di uscita grande, da 6 mm in su, specialmente con le nebulose che utilizzano filtri, ma anche con alcune galassie (come le galassie nane con luminosità superficiale molto o molto bassa .) Poi mi alzo in incrementi a seconda di ciò che vedo o di ciò che cerco.

Per ammassi di galassie da molto piccole e da molto deboli a estremamente piccole/estremamente deboli con il 20" potrei iniziare con un ingrandimento moderato e la pupilla di uscita (3,2 mm a 156x) per osservare l'area circostante e identificare i membri più importanti. Da lì Salto spesso a 278x con pupilla da 1,8 mm se il seeing lo supporta [A volte inizio i miei starhop a 278x, ma in genere è perché ho una buona idea di quali saranno le dimensioni e la luminosità e dove trovarla qualcosa.] Questo potrebbe non essere l'ottimale, ma fornisce una scala sufficiente per identificare i membri molto piccoli prontamente rilevati e consente di identificare le caratteristiche chiave. Se il seeing è buono allora andrò a 357x con pupilla di 1,4 mm cercando di più membri, o alla ricerca di ulteriori dettagli. Se la visione è particolarmente buona o se sto cercando qualche dettaglio specifico, potrei usare 500x (1 mm di pupilla) o oltre. La chiave qui: una visione migliore consente un maggiore ingrandimento e una pupilla di uscita più piccola per rilevare oggetti più fiochi a contro lo sfondo.

#6 Redbetter

Non voglio scoraggiare l'OP dal perseguire questo tipo di strumenti e usarli per una migliore comprensione personale. (Dopo tutto, sono spesso uno che batte sul tamburo sul contrasto degli oggetti rispetto al cielo notturno o al cielo inquinato dalla luce.) Sto solo cercando di sottolineare alcuni dei fattori non detti e del mondo reale che influiscono sui calcoli e sulla loro utilità.

Il livello di ingrandimento stesso è uno degli ultimi fattori che considero. Invece io uso tutto ciò che sembra più produttivo per l'ambito nelle condizioni di seeing e con le dimensioni dell'obiettivo in mente.

Per schermo se un oggetto è probabilmente visibile per un dato ambito ho bisogno di un'idea approssimativa di quanto segue: grandezza dell'oggetto, luminosità della superficie, dimensione/profilo complessivi e quanto è scuro il cielo da cui osserverò/sto guardando.

    Se sto proiettando per i 20" nel cielo scuro (

Questo ci porta all'aspetto più importante: una volta che qualcosa è considerato come un probabile obiettivo di soglia osservabile, la difficoltà sta nel trovarlo effettivamente. Comprendere e identificare il campo è di primaria importanza, in particolare per i target a bassa luminosità superficiale. Conoscere le dimensioni approssimative e la luminosità della superficie aiuta nell'identificazione/conferma.

Finalmente siamo all'ingrandimento. Once I know for certain I am in the right field, I will start progressing through magnifications looking for indications of the target. If it is something small, I will go to high power as soon as I know that I am searching the correct area. If it is somewhat bigger but more tenuous, I will ramp up more slowly, looking for that optimum the ODM calculations are about.

#7 ERHAD

You might like this DSO visibility calculator:

https://www.cloudyni. isibility-chart

Don, Thanks for taking the time to reply, and thanks so much for the resource, really interesting and helpful.

#8 ERHAD

I haven't looked that closely at the ODM and contrast calculation methods and I don't have the book you reference by Steinicke and Jakiel. I have seen various helpful things presented by them and have used such as a guide for some of my observations. However, I am not that enamored of the ODM concepts and their real world application. I don't buy the "area ratio" explanation at all. About the only time I would consider area ratio is if the object was so large in the eyepiece that there was not enough free area around it to "frame it" and provide the necessary contrast with its own intensity gradient.

I prefer Mel Bartels' general approach although I have not dug into the size calculation aspect or his contrast calculations in detail. Using "log contrast" makes it more abstract, less useful in the field to me, since I tend to do this in my head anyway. I just use the object surface brightness versus the sky brightness as my contrast metric. much easier. I expect to be able to detect objects that have a surface brightness 3 magnitude dimmer than the background sky (e.g. 21.5 MPSAS + 3 MPSAS = 24.5 MPSAS.) I have a shot at 3.5 MPSAS dimmer (

4%) and perhaps even much as 4 (2.5%) but this latter is so marginal that one will tend to have a lot of self doubt about the observation.

What Mel says about 6% over brightening being visible matches my impression. Lower than that is trickier and requires more apparent size and more careful study. For galaxies, an apparent size of 2 degrees is toward the Basso end from what I have seen. Mel's 5 degrees is probably closer, but it also depends on the nature of the object.

The calculation for M101 looks way off with respect to surface brightness. You have it listed as 20.93. It would be closer to 23.8.

Redbetter, thanks so much for taking the time to read my post and for the detailed response. This are all fairly new concepts for me and I am trying to slowly wrap my head around them. The whole size and ODM concept, while may not be gospel, has been an eye-opener for me with regards to not being afraid to try higher mags and explore the possibilities with smaller exit pupils. I have been mislead and believed that a bigger exit pupil is nearly always desired clearly wrong. I have observed M51 several times, but at mags of about 50 to 70x. Also, the concept of using magnification to try to isolate/bring out certain parts of the object has been a revelation, as a newcomer you tend to go for the "big-picture", I really want to try new things the next time I'm under the sky.

Indeed, my calculation for M101, was wrong, I am correcting the original post, thanks for pointing that out.

The problem I have with ODM and such trying to pick an "optimum" magnification for detection is that it still largely a guess. And while a calculation might be right about magnification for detection of the object as a whole, I suspect it might not be the right choice to see various features within. Instead, there is some reason to examine objects with more than a single magnification to reveal different aspects. I use moderate exit pupil to see the extent of diffuse galaxies, but smaller or the smallest feasible exit pupil for the seeing in order to see other structures within (core, bright knots, etc.)

You gain experience by examining an object at several different magnifications. This allows a person to discover what it takes to make a threshold observation, as well as how various aspects respond to scale vs. exit pupil depending on the characteristics.

For example, for large diffuse objects with little inherent contrast, I will start in the large exit pupil end, 6mm and up, especially with nebulae using filters, but also with some galaxies (such as the large very or ultra low surface brightness dwarf galaxies.) Then I sill move up in increments depending on what I see or what I am after.

For clusters of very small and very faint to extremely small/extremely faint galaxies with the 20" I might start with moderate magnification and exit pupil (3.2mm at 156x) to take in the surrounding area, and identify the more prominent members. From there I often jump right to 278x w/ 1.8mm pupil if the seeing will support it. [Sometimes I start my starhops at 278x, but that is typically because I have a good idea of what the size and brightness will be, and where to find something.] This might not be the optimum, but it provides enough scale to identify the readily detected very small members and allows key characteristics to be identified. If the seeing is good I will then go to 357x w/1.4mm pupil looking for more members, or seeking additional detail. If the seeing is particularly good or if I am looking for some specific detail I might use 500x (1mm pupil) or beyond. The key here: better seeing allows more magnification and smaller exit pupil to detect smaller and dimmer objects against the background.

Fully understood, I clearly ned to send time under the stars and gain experience, see what works and what doesn't, but you insight has been extremely helpful. As previously mentioned, all of this has been a huge eye-opener.


Touring the galactic zoo

Below, I have prepared a table with a representative for each main class of galaxy. Although not necessarily the best and brightest example in each case, I have ensured that the galaxies are observable from mid-northern latitudes in the spring evening sky.

It's essential that you seek out a dark sky for viewing the galactic zoo. For best results, choose any clear, moonless night between the last quarter and a day after the new moon. Many of the brighter galaxies can be seen in binoculars under a very dark sky away from urban-light pollution, but a telescope will be needed to see the shape and structures that define each class of galaxy.

In your astronomy app, the brightness of the galaxies will be expressed by their visual-magnitude value the lower the number, the brighter the object. Amateur-grade telescopes in the 4- to 8-inch aperture range will be able to show you galaxies with visual magnitudes of around 8 to 10. Note that telescopes of that size will not collect enough light for you to see the fainter portions of the galaxies, nor trigger the color receptors in your eye. Watch for astronomy clubs who might be holding dark-sky observing parties in your area. There will likely be some much larger aperture telescopes at those events.

The following table provides an example of each main type of galaxy. To find one using your app, search using the New General Catalog (NGCnnnn) designation or the Messier Catalog number (Mnnn), when given. I have also provided common names, the abbreviation of the home constellation's name, the visual magnitude (remember &mdash a lower value means it is brighter), the dimensions expressed in arc-minutes, and the distance from the sun in millions of light-years. Note that a full moon is 30 arc-minutes across, so a galaxy with the dimensions of M81 is nearly as wide as the moon!

If you are using the SkySafari 6 app, enter the galaxy's designation into the search bar and then tap the Center icon. Referencing the app's display, you can try to navigate to the galaxy by hopping from nearby visible stars, or enable the compass mode in the app and hold your device up to the sky.

For the objects you can't manage to glimpse, tap the Info icon in the app to see high-resolution color images of the galaxies and read about their physical characteristics, such as their supermassive black- hole centers. In the SkySafari app, if an object's information screen doesn't include an image, tap the More icon and select Show DSS Image. The app will retrieve a black-and-white image from the Sloan Digital Sky Survey.

Ellipticals
E0NGC4486 (M87)Virgo A GalaxyVir9.598x754.2
E1NGC3379 (M105) Leo9.765x532.0
E2NGC4649 (M60) Vir9.807x654.8
E3NGC4406 (M86)in Markarian''s ChainVir8.909x651.9
E4NGC4889Coma B GalaxyCom11.33x2341.6
E5NGC4621 (M59) Vir10.65x459.7
E6NGC2768 UMa9.875x377.3
Lenticulars
S0NGC5866 (M102)Spindle GalaxyDra9.896.5x357.7
SBNGC3945 UMa11.62.5x270.5
Ordinary Spirals
SAaNGC3031 (M81)Bode''s NebulaUMa6.9427x1411.8
SAbNGC4594 (M104)Sombrero GalaxyVir8.179x3.529.3
SAcNGC4254 (M99)Coma Pinwheel GalaxyCom9.875x550.2
Barred Spirals
SBaNGC4394 Com11.93.5x1.554.8
SBbNGC3351 (M95) Leo9.73x332.6
SBcNGC3992 (M109)Vacuum Cleaner GalaxyUMa10.67.5x583.5
SBdNGC4519 Vir11.92.5x2120.4
Intermediate Spirals
SABaNGC3623 (M65)in Leo TripletLeo10.29x342.0
SABbNGC3627 (M66)in Leo TripletLeo8.929x435.9
SABcNGC4258 (M106) CVn8.4118.5x722.8
SABdNGC2403 Cam8.922x1210.4
Irregulars
ioNGC4656Crowbar / Hockey StickCVn10.51.5x123.5
IBNGC4449 CVn9.46x4.513.9

(If you would like to receive a SkySafari Observing List containing these galaxies, contact me by email.)

These represent just a fraction of the galaxies you can hunt down with your app. You'll have better luck with the brightest ones. However, if you have access to a large telescope and a dark-sky site, sweep the sky in the region between the Leo's tail, marked by the star, Denebola, and the next major star below it, Vindemiatrix in Virgo. This region is home to the Virgo Supercluster of galaxies. There are countless galaxies here. Switch your astronomy app to the Red Night Mode (to save your dark adaptation), and use it at the eyepiece to see if you can identify individual galaxies. It's a challenge. The Virgo cluster extends north (toward the Big Dipper) into Coma Berenices.


How to see spiral arms? general galaxy observing.

Seeing spiral arms requires dark skies. Aperture can only do so much, which is why I drag the 20" up a mountain when I can. The skies are about 0.4 to 0.5 MPSAS darker up there than a dark site down here and this is apparent in the eyepiece when trying to detect the contrast difference that defines spiral arms.

#27 Arcticpaddler

I don't even bother hunting galaxies unless my skies are in the mag 6.3-6.5 range, which is a typical good night from my house.

#28 Asbytec

#29 Philler

I have not been successful in seeing spiral structure of galaxies.

I can often see some shape in a galaxy, some little bit of outer structure, like that M51 is pair shaped and NGC 891 is a spindle, and M33 is sort of mango shaped, M82 is a bar with a little lane, but else, I can only determine the orientation of the galaxy, how is it rotated and so on.

or this one in M33 http://www.deepskywa. laxy-Sketch.jpg (of couse this is done from some desert in izrael, so I get he has less LP)

ill try again when M51 is higher in a few months.

and then there are people seeing these tiny little galaxies, and see spiral structure there.

I heard you saying somewhere you like to use little exit pupils to magnify more, ok, i see. I try that of course on bright galaxies, lets say deer lick NGC 7331. I benefited from a 2mm / 1.8 mm exit pupil using my 10 and 9 millimeters.

but for galaxies you can barely see? that are little AND fairly dim?

Hi Czech, you say you can see some shape and outer structure, but you have not been successful in seeing spiral structure. But, the sketches you show above, (if those are your sketches?), clearly shows spiral structure. They show a spiral pattern of circling traces and streaks. If this is what you are seeing in the sketches you provided above, then you are indeed seeing spiral arms, but they are not going to look like a photo. I think we have been mislead to believe that spiral arms have to look like some photo or Hubble image where the arms jump out at you in detail.
You sig. says you have a 10" Dobsonian which you should see spiral structure in quite a few spirals under the right dark sky conditions, not just brighter Messier and brighter NGC spirals. Again, with practice and averted vision, you should see evidence of spiral patterns which can take the form of knots, intensity patches, concentric streaks/traces. Sometimes they will only appear momentarily from time to time and sometimes they will be obvious.

A few tips: Try to look for spiraling in the galaxy's halo and also outside its halo for delicate spiral traces.
Try progressively higher powers. Sometimes higher powers will reveal what low and medium power won't like when arms may be close to the galaxy's core. I always start with about 70x and go higher from there. Most of the time my best views of detail in galaxies is at about 130x and more.
And lastly, and maybe more important, don't listen to those who say you can't see details like spiral structure in galaxies with just a 10" Dob like you have that you need a bigger scope. They base their misinformation solely on what they read or heard somewhere. How the h*** would they know what you can or cannot see? You need to find out for yourself what you can and cannot see.

Edited by Philler, 10 January 2017 - 03:08 AM.

#30 JayinUT

Here are my thoughts based on experience.

1. Dark Skies, Dark Skies, Dark Skies. I can see structure spiral arms from what I consider a moderate dark sky at SQM-L 21.5 - 21.6. From my favorite dark sky site, 21.7 to 21.8 I can see structure on the eye candy galaxies and on the fainter ones that allow it.

2. Experience. After dark skies nothing compares to experience. The more one observes under dark skies, the more you train your eye to see detail.

3. Take your time observing the object. Some fly in and fly out when observing an object in five minutes. I can take 15 to 30 minutes simply observing an object using a series of observing techniques and using a variety of eyepieces. Often on a galaxy I maximize my magnification based on the sky conditions. I observe the galaxy with several eyepieces getting varying magnifications. Sometimes I 7mm Pentax XW is better than my 10mm Pentax XW. Sometimes I have to use my 14mm Pentax XW or my 22mm T4 Nagler. It really depends on sky conditions, the object etc.

4. Get dark adapted and stay dark adapted.

5. It takes time. Related to experience you have to just observe galaxies to see the detail. In addition on fainter ones, you have to learn how to observe for details on them. I believe it is partly science, but also an art. Switching from a Delos or Pentax XW to a good Ortho at high power can reveal details if your experience enough to see it.

I know that on what I call the eye candy galaxies and the fainter ones in the Herschel 400, 2500 and in the NGC/IC, ARP etc. you can see detail once you work at this. Best analogy perhaps I can give is losing weight. I have lost 60lbs and am working on my final 60lbs now. I can tell you it takes eating correctly, avoiding bad foods and drinks, drinking water as my primary source of fluid and exercise. Doing that consistently over time ensures I lose weight. It is similar I believe for observing structure in galaxies. You have to pay a price to see it and that is being consistent in observing (getting out at least several times a month) getting to dark skies as often as you can get dark adapted gaining experience from those activities and using a variety of eyepieces to observe with and taking your time observing. Pay the price and in time, even on fainter galaxies that have structure and detail, you'll detect it. In bocca al lupo.


Dok-Ondar, Star Wars' favorite black market trader, setting up shop in Tales from the Galaxy’s Edge

The first part of the Oculus Quest game, Star Wars: Tales from the Galaxy’s Edge, came out last November, letting Star Wars fans visit the planet of Batuu without leaving the comfort (and safety) of their own living rooms.

In the initial installment of the game, where fans play a droid repair technician who crash lands on Batuu after a pirate attack, players can throw darts at Seezelslak’s Cantina, blast bad guys in the wilds surrounding Black Spire Outpost, or even travel back to The High Republic and pretend to be Ady Sun’Zee, a Jedi who got to hang with Yoda.

More Star Wars

While there are already many fun things to do in Part I of the VR game, director Jose Perez III shared back in November that a Part II would be coming in 2021. Well, it’s now 2021, and — on the heels of Oculus announcing another Star Wars VR game, Star Wars Pinball — Lucasfilm’s ILMxLAB has revealed some concept art of a new character entering the Oculus Quest world of Black Spire.

That new character is none other than Dok-Ondar, the notorious black market dealer who runs the Den of Antiquities in Disneyland’s and Walt Disney World’s Black Spire Outpost. If you need a refresher on what Dok looks like, take a closer look at the image above, which shows ILMxLAB's concept art for the character.

“Dok-Ondar is as legendary as the antiquities he has collected from across the galaxy,” Scott Trowbridge, Walt Disney Imagineering Portfolio Creative Executive, said in a statement. “From the first time we heard about him in Solo: A Star Wars Story, we knew that there was something mysterious about this infamous Ithorian. And although we’ve been able to learn more about him in the comics or even visit him in person at Star Wars: Galaxy’s Edge, I’m thrilled that fans can now further connect and step even deeper inside his hidden past in Part II of Star Wars: Tales from the Galaxy’s Edge.”

What hidden past could Dok-Ondar have? The possibilities are intriguing, in part because we know so little about him so far. Granted, he did get a name-drop in Solo, and millions have visited his store in the Disney theme parks, but one of the things Perez mentioned back in November was how the VR game can delve deeper into some of Galaxy’s Edge's characters.

“At ILMxLAB we are having a blast exploring more of [Dok-Ondar’s] story and building on the lore for one of Black Spire Outpost's most memorable characters,” Perez said in today's release. “Being next to Dok-Ondar in virtual reality for the first time is truly a magical moment and we can’t wait for fans to experience it.”

Part II of Star Wars: Tales from the Galaxy’s Edge is set to come out on the Oculus Quest platform in late 2021.


Dark Matter “Counterweight” Is Slowing the Spin of the Milky Way’s Galactic Bar

The spin of the Milky Way’s galactic bar, which is made up of billions of clustered stars, has slowed by about a quarter since its formation, according to a new study by researchers at University College London and the University of Oxford.

For 30 years, astrophysicists have predicted such a slowdown, but this is the first time it has been measured.

The researchers say it gives a new type of insight into the nature of dark matter, which acts like a counterweight slowing the spin.

In the study, published in the Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, researchers analyzed Gaia space telescope observations of a large group of stars, the Hercules stream, which are in resonance with the bar – that is, they revolve around the galaxy at the same rate as the bar’s spin.

These stars are gravitationally trapped by the spinning bar. The same phenomenon occurs with Jupiter’s Trojan and Greek asteroids, which orbit Jupiter’s Lagrange points (ahead and behind Jupiter). If the bar’s spin slows down, these stars would be expected to move further out in the galaxy, keeping their orbit al period matched to that of the bar’s spin.

The researchers found that the stars in the stream carry a chemical fingerprint – they are richer in heavier elements (called metals in astronomy), proving that they have traveled away from the galactic center, where stars and star-forming gas are about 10 times as rich in metals compared to the outer galaxy.

Using this data, the team inferred that the bar – made up of billions of stars and trillions of solar masses – had slowed down its spin by at least 24% since it first formed.

Co-author Dr. Ralph Schoenrich (UCL Mullard Space Science Laboratory) said: “Astrophysicists have long suspected that the spinning bar at the center of our galaxy is slowing down, but we have found the first evidence of this happening.

“The counterweight slowing this spin must be dark matter. Until now, we have only been able to infer dark matter by mapping the gravitational potential of galaxies and subtracting the contribution from visible matter.

“Our research provides a new type of measurement of dark matter – not of its gravitational energy, but of its inertial mass (the dynamical response), which slows the bar’s spin.”

Co-author and PhD student Rimpei Chiba, of the University of Oxford, said: “Our finding offers a fascinating perspective for constraining the nature of dark matter, as different models will change this inertial pull on the galactic bar.

“Our finding also poses a major problem for alternative gravity theories – as they lack dark matter in the halo, they predict no, or significantly too little slowing of the bar.”

The Milky Way, like other galaxies, is thought to be embedded in a ‘halo’ of dark matter that extends well beyond its visible edge.

Dark matter is invisible and its nature is unknown, but its existence is inferred from galaxies behaving as if they were shrouded in significantly more mass than we can see. There is thought to be about five times as much dark matter in the Universe as ordinary, visible matter.

Alternative gravity theories such as modified Newtonian dynamics reject the idea of dark matter, instead seeking to explain discrepancies by tweaking Einstein’s theory of general relativity.

The Milky Way is a barred spiral galaxy, with a thick bar of stars in the middle and spiral arms extending through the disc outside the bar. The bar rotates in the same direction as the galaxy.

Reference: “Tree-ring structure of Galactic bar resonance” by Rimpei Chiba and Ralph Schönrich, 19 April 2021, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
DOI: 10.1093/mnras/stab1094

The research received support from the Royal Society, the Takenaka Scholarship Foundation, and the DiRAC supercomputing facility of the Science and Technology Facilities Council (STFC).

More on SciTechDaily

Cosmic Mystery Deepens: Oddball “See-Through” Galaxy’s Missing Dark Matter

“Cold Dark Matter” Breakthrough As Hubble Detects Smallest Known Dark Matter Clumps

The Large Hadron Collider Is Breaking New Ground in the Search for Dark Matter

New All-Sky Map of Milky Way’s Outer Reaches Released – Could Offer a New Test of Dark Matter Theories

Is Dark Matter Warm, Cold, or ‘Fuzzy’? New Simulations Provide Intriguing Insights.

Hubble Uncovers an Unexpected Discrepancy: An Ingredient Missing From Current Dark Matter Theories?

Galactic Bar Paradox – A Mysterious and Long-Standing Cosmic Conundrum – Resolved in Cosmic Dance

Link Between Dark Matter Halos and Galaxy Formation Revealed With Help From the Milky Way’s Satellites

7 Comments on "Dark Matter “Counterweight” Is Slowing the Spin of the Milky Way’s Galactic Bar"

It seems a good proof of the existence of aether as the medium of light, filling up the entire visible space of the universe including the space between electrons and nuclei, which is a direct conclusion from the disproof of special relativity (https://www.researchgate.net/publication/297527784_Challenge_to_the_Special_Theory_of_Relativity ). Aether is a fluid with mass (i.e. inertia and gravitation), velocity, acceleration, temperature, pressure, viscosity, compressibility, like an ideal gas because its viscosity is very very very small. Its gravitation helps bind stars in galaxies. Its pressure pushes galaxies away from each other to create the illusion of “the expansion of space”. Its density change forms so called “gravitational lens”. It delivers all electromagnetic forces. Light and other electromagnetic waves are waves of aether. The wave in the particle-wave duality is also the wave of aether because every particle is bathed in aether and any motion of the particle disturbs its surrounding aether. Cherenkov radiation is the shock wave of aether. High speed motion in aether makes cesium atomic clock tick more slowly than a stationary one and leads muons to decay more slowly than those in a lab. Most so-called relativistic effects are actually the effects of aether.

Aether, huh? None of what you just rambled off even comes close to real science, here’s why. If this aether is the cause of gravitational lensing (using a large body of gravity to bend light around so you can magnify what’s behind said large body of gravity) then the less mass the more aether, thus the more the gravitational lensing effect would take place. We see the opposite, sorry.

The more mass a celestial body has, the stronger gravitation it has which compresses aether similar to that the earth compresses air.

Is aether the principal media/matter of the universe AND IS electromagnetic POLarity the principal motive force?

“Using this data, the team inferred that the bar – made up of billions of stars and trillions of solar masses – had slowed down its spin by at least 24% since it first formed”. They infer it, have no proof of it, but gain prestige and funds through this inference without evidence. Good job that. I infer that the positive way outweighs the ways out of science into politics. And that is a ways out of reality into fantasy.

Utter nonsense. They’ll look back on this time in astrophysics and laugh at the fact astronomers actually made up an “inferred” form of matter when the real answer was staring them in the face all along. The only force we know imperically is the electromagnetic force. Period.

Sigh, here’s the big problem they aren’t telling you. Gravitational time dilation. The closer you are to a black hole, or in this case a supermassive black hole, the slower time ticks for you compared to the relative universe. This has been proven countless times, therefore we come to a conundrum much like we always do in astronomy. Let’s pretend you have a spaceship orbiting a planet that orbits close to a black hole. This concept was played with by the movie interstellar, but this part never explained. You send people down to the planet where time slows for them but keeps going normal for you. Every 50 minutes on the planet is 6 years to the person in the spaceship orbiting said planet. So what would the person see if they had a telescope on their space ship and zoomed in on their buddy on the planet? Would they view their buddy just going remarkably slow, or would it look normal because you can’t slow down light?
We can take this a step farther, let’s say the two parties have a line of communication. The guy orbiting the planets messages would be instantly told to the person on the planet, but what happens when the person on the planet tries to instantly reply? Theoretically it would space out the response, to where you would be stuck listening to almost the same letter of the response for months. Yet once again, we have proven you can’t slow down light, so what if they are using lasers to communicate with instead? Would the response just be red shifted but still able to be understood?

This is the problem we get into when viewing the middle of galaxies and trying to measure their visible mass vs the speed at which they are spinning. The stars closest to the black hole are believed to be speeding up, much like an ice skater pulling their arms in as they spin. Yet what I just stated theorizes we would not actually see this effect, but to us it would appear to do the opposite and slow down. This is the puzzle that astronomers can’t figure out, how galaxies still spin too fast for their visible mass, accounting for most of this. This is where dark matter comes in, it’s a filler for why every Galaxy’s stars move too fast, especially on the outside of their arms. You also get to include the faster something goes the slower it ages, so these stars close to the supermassive black hole in our Galaxy are basically time traveling. The only problem is the red shift from the stars at the heart of a galaxy is equal to the redshift from the stars at the tips of the arms. So where is the missing gravity that has to exist at the edges of galaxies to make this effect occur? Dark matter is our goto, but I’m sure we are missing some step of this gravitational time dilation.

Stephen hawking actually just released his math proving black holes can never get smaller at their boarder, the event horizon. This flies completely in the face of his previous research stating that black holes leak radiation back into space, thus slowly shrinking (Hawkings radiation). Yet both seem to mathematical work out, so how can this be? It’s the light socket test with electrons all over again, simply observing an event will change the outcome of said event. So thus we figured we would see this slowing down of the stars towards the middle of galaxies, and this article states we finally measured it for the first time, and it is indeed true. Good read, and good job to the scientists leading this research and doing the brain melting math behind it.


26.1 The Discovery of Galaxies

Growing up at a time when the Hubble Space Telescope orbits above our heads and giant telescopes are springing up on the great mountaintops of the world, you may be surprised to learn that we were not sure about the existence of other galaxies for a very long time. The very idea that other galaxies exist used to be controversial. Even into the 1920s, many astronomers thought the Milky Way encompassed tutti that exists in the universe. The evidence found in 1924 that meant our Galaxy is not alone was one of the great scientific discoveries of the twentieth century.

It was not that scientists weren’t asking questions. They questioned the composition and structure of the universe as early as the eighteenth century. However, with the telescopes available in earlier centuries, galaxies looked like small fuzzy patches of light that were difficult to distinguish from the star clusters and gas-and-dust clouds that are part of our own Galaxy. All objects that were not sharp points of light were given the same name, nebulae, the Latin word for “clouds.” Because their precise shapes were often hard to make out and no techniques had yet been devised for measuring their distances, the nature of the nebulae was the subject of much debate.

As early as the eighteenth century, the philosopher Immanuel Kant (1724–1804) suggested that some of the nebulae might be distant systems of stars (other Milky Ways), but the evidence to support this suggestion was beyond the capabilities of the telescopes of that time.

Other Galaxies

By the early twentieth century, some nebulae had been correctly identified as star clusters, and others (such as the Orion Nebula) as gaseous nebulae. Most nebulae, however, looked faint and indistinct, even with the best telescopes, and their distances remained unknown. (For more on how such nebulae are named, by the way, see the feature box on Naming the Nebulae in the chapter on interstellar matter.) If these nebulae were nearby, with distances comparable to those of observable stars, they were most likely clouds of gas or groups of stars within our Galaxy. If, on the other hand, they were remote, far beyond the edge of the Galaxy, they could be other star systems containing billions of stars.

To determine what the nebulae are, astronomers had to find a way of measuring the distances to at least some of them. When the 2.5-meter (100-inch) telescope on Mount Wilson in Southern California went into operation, astronomers finally had the large telescope they needed to settle the controversy.

Working with the 2.5-meter telescope, Edwin Hubble was able to resolve individual stars in several of the brighter spiral-shaped nebulae, including M31, the great spiral in Andromeda (Figure 26.2). Among these stars, he discovered some faint variable stars that—when he analyzed their light curves—turned out to be cepheids. Here were reliable indicators that Hubble could use to measure the distances to the nebulae using the technique pioneered by Henrietta Leavitt (see the chapter on Celestial Distances). After painstaking work, he estimated that the Andromeda galaxy was about 900,000 light-years away from us. At that enormous distance, it had to be a separate galaxy of stars located well outside the boundaries of the Milky Way. Today, we know the Andromeda galaxy is actually slightly more than twice as distant as Hubble’s first estimate, but his conclusion about its true nature remains unchanged.

No one in human history had ever measured a distance so great. When Hubble’s paper on the distances to nebulae was read before a meeting of the American Astronomical Society on the first day of 1925, the entire room erupted in a standing ovation. A new era had begun in the study of the universe, and a new scientific field—extragalactic astronomy—had just been born.

Voyagers in Astronomy

Edwin Hubble: Expanding the Universe

The son of a Missouri insurance agent, Edwin Hubble (Figure 26.3) graduated from high school at age 16. He excelled in sports, winning letters in track and basketball at the University of Chicago, where he studied both science and languages. Both his father and grandfather wanted him to study law, however, and he gave in to family pressure. He received a prestigious Rhodes scholarship to Oxford University in England, where he studied law with only middling enthusiasm. Returning to be the United States, he spent a year teaching high school physics and Spanish as well as coaching basketball, while trying to determine his life’s direction.

The pull of astronomy eventually proved too strong to resist, and so Hubble went back to the University of Chicago for graduate work. Just as he was about to finish his degree and accept an offer to work at the soon-to be completed 5-meter telescope, the United States entered World War I, and Hubble enlisted as an officer. Although the war had ended by the time he arrived in Europe, he received more officer’s training abroad and enjoyed a brief time of further astronomical study at Cambridge before being sent home.

In 1919, at age 30, he joined the staff at Mount Wilson and began working with the world’s largest telescope. Ripened by experience, energetic, disciplined, and a skillful observer, Hubble soon established some of the most important ideas in modern astronomy. He showed that other galaxies existed, classified them on the basis of their shapes, found a pattern to their motion (and thus put the notion of an expanding universe on a firm observational footing), and began a lifelong program to study the distribution of galaxies in the universe. Although a few others had glimpsed pieces of the puzzle, it was Hubble who put it all together and showed that an understanding of the large-scale structure of the universe was feasible.

His work brought Hubble much renown and many medals, awards, and honorary degrees. As he became better known (he was the first astronomer to appear on the cover of Tempo magazine), he and his wife enjoyed and cultivated friendships with movie stars and writers in Southern California. Hubble was instrumental (if you’ll pardon the pun) in the planning and building of the 5-meter telescope on Palomar Mountain, and he had begun to use it for studying galaxies when he passed away from a stroke in 1953.

When astronomers built a space telescope that would allow them to extend Hubble’s work to distances he could only dream about, it seemed natural to name it in his honor. It was fitting that observations with the Hubble Space Telescope (and his foundational work on expansion of the universe) contributed to the 2011 Nobel Prize in Physics, given for the discovery that the expansion of the universe is accelerating (a topic we will expand upon in the chapter on The Big Bang).


Submitting for Certification

To receive your certification, you may either submit your completed logs with required information to the Flat Galaxy Observing Program Coordinator, or have them reviewed and approved by an officer of your astronomy club. They should contact the Observing Program Coordinator with your information via email.

Be sure to include your name, mailing address, email address, phone number, society affiliation, and to whom the award should be sent.

Upon verification of your submission and of your active membership in the Astronomical League, your recognition (certificate, pin, etc.) will be sent to you or to the awards coordinator for your society, as you specified. Your name will also appear in an upcoming issue of the Reflector magazine and in the Astronomical League’s on-line database. Congratulations. Good luck with your next observing challenge.

Flat Galaxies Observing Program Coordinator:

Al Lamperti
112 Pebble Beach Drive
Royersford, PA 19468
[email protected]
(215) 836-9266


Guarda il video: Scienziati Scoprono Un Enorme Vuoto Nei Pressi Della Nostra Galassia (Gennaio 2022).