الفلك

رسم خط طول المجرة من 180 إلى 180

رسم خط طول المجرة من 180 إلى 180



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

لقد صنعت مخططًا مبعثرًا في بايثون يبدو كالتالي:

ومع ذلك ، أريد أن يتم رسم خط طول المجرة ، l ، من 180 إلى -180 مثل هذه الرسوم البيانية من Iorio و Belokurov (2019):

هذا هو رمز قطعة الأرض الخاصة بي:

sns.set_style ("ticks") sns.set_context ("poster")٪ matplotlib مضمن من matplotlib import pyplot مثل plt fig = plt.figure (figsize = (8،5)) ax = fig.add_subplot (1،1،1 ، الجانب = "يساوي") مبعثر المحور (rrl_pm.l ، rrl_pm.b ، s = 1 ، اللون = "أسود" ، ألفا = 0.1) ax.set_xlim (0 ، 360) ax.set_ylim (-90. ، 90 .) ax.set_xlabel ("l [deg]") ax.set_ylabel ("b [deg]") textstr = 'N =' + str (len (rrl_pm.l)) props =ict (boxstyle = 'round'، facecolor = "أبيض" ، alpha = 0.5) ax.text (0.05 ، 0.95 ، textstr ، تحويل = ax.transAxes ، حجم الخطوط = 16 ، المحاذاة الرأسية = "top" ، bbox = props) plt.title ("مخطط مبعثر للعينة النظيفة من RRLs في Sgr dSph مع Spatial AND PM Cuts "، حجم الخطوط = 16) plt.savefig (" SP-Clean-Spatial-PM.png ">

لذلك فهي تغطي نصف السماء فقط. لماذا هذا هو الحال بالضبط وما هي التحولات التي أحتاجها لتطبيقها على خط طول المجرة حتى يتسنى للمخطط الثاني "الالتفاف" وعرض كلا الجانبين؟


بافتراض

س ، ص = rrl_pm.l ، rrl_pm.b

التحول الذي تريده هو

xx = [(q + 180)٪ 360-180 لـ q in x]

أضف 180 ، قم بعمل modulo 360 ، ثم اطرح 180.

ثم ضع حدودك

ax.set_xlim (180، -180)

استيراد matplotlib.pyplot كـ plt x = (0، 10، 20، 40، 80، 160، 200، 280، 320، 340، 350) y = (0، 10، 20، 30، 40، 50، -50، - 40، -30، -20، -10) شكل = شكل plt (حجم التين = (8،5)) فأس = fig.add_subplot (1،1،1، جانب = "متساوٍ") مبعثر (x، y ) ax.set_xlim (0، 360) ax.set_ylim (-90.، 90.) plt.title ('قديم'، حجم الخطوط = 18) plt.show () xx = [(q + 180)٪ 360-180 من أجل ف في x] # افعل هذا! شكل = شكل plt (حجم الشكل = (8،5)) فأس = fig.add_subplot (1،1،1 ، جانب = "يساوي") محور مبعثر (xx ، y) ax.set_xlim (180 ، -180) فأس .set_ylim (-90.، 90.) plt.title ("جديد" ، حجم الخط = 18) plt.show ()

رسم خط طول المجرة من 180 إلى 180 - علم الفلك

لنكتشف الآن كيفية عمل خط الطول في إحداثيات المجرة. فكر في الأرض مرة أخرى. كيف تقيس خط الطول على الأرض؟

خطوط الطول على الأرض موجهة نحو الشمال والجنوب. كلهم يمرون عبر القطبين الشمالي والجنوبي. 0 o يمر خط الطول عبر غرينتش ، إنجلترا. 0 o هو خط الطول الرئيسي. إذا سافرت شرقًا من إنجلترا 60 درجة من خط الطول ، فأنت تصل إلى Orsk ، روسيا. يقع Orsk في 60 درجة شرقًا. إذا سافرت غربًا 60 درجة من إنجلترا ، فستصل إلى Goose Bay ، نيوفاوندلاند (كندا). يقع Goose Bay في 60 درجة غربًا.

في إحداثيات المجرة ، يقع Prime Meridian أو 0 o في مركز المجرة.

انظر إلى الرسم البياني لدرجات خط الطول. شاهد مركز المجرة اللامع والخط 0 o الذي يمر عبره. بدلاً من الانتقال من 0 إلى 180 درجة شرقاً و 180 درجة غرباً ، تنتقل إحداثيات المجرة ببساطة من 0 إلى 360 درجة. لا يوجد شرق / غرب أو موجب / ناقص في إحداثيات خط طول المجرة. تذكر أن 360 o هي نفسها 2 x 180 o أو 180 o تساوي نصف 360 o. لاحظ في الرسم التخطيطي أن الخط المقابل للخط 0 o هو الخط 180 o.


رسم خط طول المجرة من 180 إلى 180 - علم الفلك

دعنا نقارن موقع Sco X-1 على الخريطة بالأبيض والأسود بموقع Sco X-1 في هذا الرسم التخطيطي. أين هي على الخريطة بالأبيض والأسود؟ إنه في المركز ، فوق مستوى المجرة. هل هذا يعني أنها ليست في درب التبانة؟ ليس بالضرورة.

انظر إلى موقع Sco X-1 في مخطط درجات الطول. إنه تقريبًا عند 0 درجة مئوية. إنه في اتجاه مركز المجرة بالمثل ، إنه بالقرب من مركز الخريطة بالأبيض والأسود.

هل ترى الآن لماذا يبدو أنها أعلى من مستوى المجرة؟ إنه قريب جدًا من الأرض. يبلغ خط عرض Sco X-1 حوالي 24 درجة. أين سترسمه على مخطط درجات خط العرض؟

خط الطول وسديم السرطان

دعنا الآن نقارن مواقع سديم السرطان. على الخريطة بالأبيض والأسود ، يكون هذا هو المصدر البرتقالي اللامع على طول الطريق إلى اليمين.

في الرسم البياني لدرجات خط الطول ، فإنها تقترب من 180 درجة.

تخيل الآن أنك تقف على الأرض وتنظر إلى مركز المجرة. لنفترض أنك تريد بعد ذلك إلقاء نظرة على سديم السرطان. سيكون عليك إما الذهاب إلى الجانب الآخر من الأرض لرؤيتها (لأنك لا تستطيع الرؤية من خلال الأرض!) ، أو عليك الانتظار حتى تدور الأرض بحيث تواجه الاتجاه المعاكس. لماذا تعتقد أنك لن تكون قادرًا على رؤية سديم السرطان إذا كنت تتطلع نحو مركز المجرة؟

(تلميح: قارن موقع السلطعون في كل رسم بياني: درجات خط الطول ودرجات مخطط خط العرض وخريطة بالأبيض والأسود)

تخيل السماء ليلاً كقطعة ورق سوداء ملفوفة حول الأرض. يكون التماس الورق (حيث يتم لصق الحواف معًا) عند 180 درجة. سيكون سديم السرطان قريبًا من خط اللحام لأنه يقترب من 180 درجة. تخيل أن شخصًا ما قام بسحب الشريط ووضع الورقة بشكل مسطح على طاولة. الآن أين سيكون السلطعون؟ سيكون بالقرب من الجانب الأيمن من الورقة ، تمامًا كما هو الحال على الخريطة بالأبيض والأسود!

تحاول الخريطة بالأبيض والأسود إظهار جميع أجزاء الكون على شاشة مسطحة.


GaLactic and Extragalactic All-sky Murchison Widefield Array (GLEAM) المسح الثاني: الطائرة المجرية 345 ° & lt l & lt 67 ° ، 180 ° & lt & lt 240 °

نص^ 2 دولار من مسح مصفوفة مورشيسون وايدفيلد (GLEAM) من GaLactic و Extragalactic All-sky ، الذي يغطي نصف مستوى المجرة الذي يمكن الوصول إليه ، عبر 20 نطاقًا ترددًا لأخذ عينات 72–231 ميجاهرتز ، بدقة 4 دولارات ، نص-2 ، نص$. على عكس إصدارات بيانات GLEAM السابقة ، استخدمنا CLEAN متعدد المقاييس لتفكيك بنية المجرة واسعة النطاق بشكل أفضل. بالنسبة لنطاقات طول المجرة $ 345 ^ circ & lt l & lt 67 ^ circ $، $ 180 ^ circ & lt l & lt 240 ^ circ $ ، نحن نقدم كتالوج مصدر مضغوط من 22037 مكونًا محددًا من صورة عرض نطاق ترددي 60 ميجا هرتز تتمحور عند 200 ميجا هرتز ، مع ضوضاء RMS $ حوالي 10-20 ، نص،نص^ <-1> $ ودقة الموضع أفضل من 2 قوس ثانية. يحتوي الكتالوج على اكتمال بنسبة 50٪ بسعر $ < almost> 120 ، text$ ، وموثوقية 99.86٪. يغطي خطوط العرض المجرية $ 1 ^ circ leq | b | leq10 ^ circ $ نحو مركز المجرة و $ | b | leq10 ^ circ $ للمناطق الأخرى ، وهو متاح من صور Vizier التي تغطي $ | b | يتم توفير leq10 ^ circ $ لجميع خطوط الطول على مرصد GLEAM الافتراضي (VO).


تتصرف البيانات الجدولية بشكل مشابه جدًا لبيانات الصورة مثل تلك الموضحة أعلاه ، لكن مصفوفة البيانات عبارة عن مصفوفة Numpy منظمة تتطلب الوصول إلى العمود عبر تدوين العنصر:

جرب واقرأ في أحد ملفات FITS الخاصة بك باستخدام astropy.io.fits ، ومعرفة ما إذا كان يمكنك أيضًا رسم قيم المصفوفة في Matplotlib. أيضًا ، قم بفحص الرأس ، وحاول استخراج القيم الفردية. يمكنك حتى محاولة تعديل البيانات / الرأس وكتابة البيانات مرة أخرى - ولكن احرص على عدم الكتابة فوق الملف الأصلي!

اقرأ في LAT Point Source Catalog وقم بعمل مخطط مبعثر لإحداثيات المجرة للمصادر (كاملة مع تسميات المحور). نقاط المكافأة إذا كان بإمكانك جعل الحبكة تتراوح بين -180 و 180 بدلاً من 0 و 360 درجة. لاحظ أن كتالوج Point Source يحتوي على إحداثيات المجرة ، لذلك لا داعي لتحويلها.


سؤال: الرجاء مساعدتي في الإجابة على أسئلة علم الفلك هذه: (تم نشر معلومات عن الأسئلة السابقة أدناه) معلومات السؤال السابق:

تظهر 150 مجموعة كروية معروفة في درب التبانة كنقاط سوداء في الشكل 10.5. هذا رسم بياني قطبي منظم بحيث يكون الإحداثيان المستخدمان هما المسافة من المركز والزاوية حول & quoteasteast ، & اقتباس اتجاه المحور x الإيجابي التقليدي كل دائرة تبعد 1 كيلو فرسك (kpc = - 1،000 جهاز كمبيوتر) بعيدًا عن المركز ، ويمثل كل خط شعاعي 15 درجة من خط الطول المجري. على سبيل المثال ، ابحث عن الكتلة الكروية المعينة برمز نجمة يقع عند خط الطول المجري 180 درجة وحوالي 10 كيلو لكل بوصة من المركز. تمثل النقاط الموجودة على حواف الرسم البياني مجموعات أبعد من 19 كيلو لكل نقطة. تقع المجموعة الأبعد على مسافة متوقعة تبلغ 36 كيلو متر في البوصة. تقع الشمس والأرض في مركز هذا الرسم البياني المسافة من الشمس بالكيلو فرسخ 18 17 16 15 خط طول المجرة 0-360 درجة 1490 13 12105 75 60120 11 10135 45150 30 7 65 15 الشمس 80 0360 3345 1957 210330 80 9315225 10 11 12 13270300240285255 14 خط الطول Galactio. 0-360 درجة 15 16 17 18 المسافة من الشمس بالكيلوبارسيك الشكل 10.5 التوزيع ثلاثي الأبعاد للعناقيد الكروية المسقطة على ورقة 5. خط الطول المجري M15 هو 65 درجة وخط الطول المجري لـ RU 106 هو 301 درجة. بناءً على هذه الإحداثيات والمسافات التي وجدتها في الخطوة 2 ، حدد موقع M15 و RU 106 في الشكل 10.5 6. ابحث عن مركز توزيع المجموعات الكروية. تتمثل إحدى طرق القيام بذلك في استخدام جسم دائري صغير بحجم ربع أو غطاء زجاجة ماء ومحاولة تضمين أكبر عدد ممكن من المجموعات الكروية داخل محيط الكائن الذي تستخدمه. جعل & quotX & quot على الرسم البياني في مركز التوزيع 7. تقدير المسافة من الشمس إلى مركز توزيع العناقيد. المسافة kpс قم بتقدير نصف قطر مجرة ​​درب التبانة بناءً على المدى الكامل لتوزيع clus ters. (تلميح: انظر إلى المسافات الأبعد للعناقيد على الرسم البياني أو ابحث عن القيمة المحددة المعطاة في مكان ما في هذا النشاط.) 8 Radius kpс 9. حدد الاتجاه إلى مركز توزيع المجموعات. هذا هو الاتجاه إلى مركز المجرة خط الطول إلى مركز درجات التوزيع 3) متوسط ​​الحجم لـ M15 م 15.70 متوسط ​​الحجم لـ RU106 م 17.72 4) M15 RU106 أ) م-م + 5 = 15.70-0.6 + 5 = 20.1 م-م + 5 17.72-0.6 + 5 = 22.12 ب) 20.1 / 5 4.02 22.12 / 5 4.42 ج) M15 10 4.02 10471.285 قطعة RU106 10 ^ 4.42 26302.68 قطعة


إسقاط Aitoff¶

تم نقل هذه الوظيفة من مكتبة مستخدم علم الفلك في IDL.

NAME: AITOFF PURPOSE: تحويل خط الطول وخط العرض إلى X و Y باستخدام إسقاط AITOFF. شرح: يمكن استخدام هذا الإجراء لإنشاء خريطة السماء بالكامل في إحداثيات المجرة بإسقاط Aitoff بمساحة متساوية. إحداثيات خريطة الإخراج مركزها صفر خط الطول. تسلسل استدعاء: AITOFF، L، B، X، Y INPUTS: L - خط الطول - قياسي أو متجه ، بالدرجات B - خط العرض - نفس عدد العناصر مثل L ، بالدرجات الإخراج: إحداثي X - X ، نفس عدد العناصر مثل L تم تسوية X ليكون بين -180 و 180 Y - Y الإحداثي ، نفس عدد العناصر مثل L. Y تم تطبيعه ليكون بين -90 و 90. ملاحظات: راجع مذكرة AIPS رقم 46 ، الصفحة 4 ، للحصول على تفاصيل حول الخوارزمية. يفترض هذا الإصدار من AITOFF أن الإسقاط يتمركز عند ب = 0 درجة. مراجعة التاريخ:

كتبه دبليو بي. Landsman STX ديسمبر 1989 معدل لـ Unix:

تم التحويل إلى IDL V5.0 W. Landsman سبتمبر 1997

نفذ إسقاط Aitoff معكوس.

تعود هذه الوظيفة إلى الإسقاط الذي تم إجراؤه بواسطة الوظيفة ايتوف. والنتيجة هي إما مصفوفتان أو مصفوفتان (اعتمادًا على ما إذا تم استخدام عدد عشري أو مصفوفة كمدخلات) تمثل خط الطول وخط العرض. كلاهما مُدرج بدرجات مع خط طول -180 & lt & lt +180 و -90 & lt latitude & lt 90.

قيمة بين -180. و +180. (انظر الاتفاقية في ايتوف وظيفة).

ذ : تعويم أو مجموعة

قيمة بين -90. و +90 (انظر الاتفاقية في ايتوف وظيفة).

إذا تم استخدام المصفوفات للإدخال ، تقوم الدالة بإرجاع مصفوفة لخط الطول وخط العرض ومصفوفة فهرس تحتوي على فهارس الصفيف التي يمكن إجراء إعادة الإسقاط لها.


اشتقاق شكل القرص النجمي المجري

أثناء تحليل الهيكل المعقد لمجرة درب التبانة ، قام فريق دولي من علماء الفلك من إيطاليا والمملكة المتحدة مؤخرًا باستنباط شكل القرص النجمي الخارجي للمجرة ، وقدم أقوى دليل على أنه ، بالإضافة إلى كونه مشوهًا ، هو 70٪ على الأقل. ممتد أكثر مما كان يعتقد سابقًا. سيتم نشر النتائج التي توصلوا إليها في عدد قادم من مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية ، وهي خطوة جديدة في فهم البنية واسعة النطاق لمجرتنا.

باستخدام كتالوج 2MASS الذي يغطي السماء بالكامل بالقرب من الأشعة تحت الحمراء ، أعاد Yazan Momany ومعاونوه بناء الهيكل الخارجي للقرص النجمي المجري ، على وجه الخصوص ، الاعوجاج. سيتم نشر عملهم قريبًا في مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية. من الناحية الملاحظة ، الالتفاف هو انحناء للطائرة المجرية لأعلى في الربعين الأول والثاني من خط طول المجرة (0 & ltl & lt180 درجة) ونزولًا في الربعين الثالث والرابع (180 & ltl & lt360 درجة). على الرغم من أن أصل الالتواء لا يزال غير معروف ، إلا أن هذه الميزة تعتبر خاصية منتشرة في كل المجرات الحلزونية. نظرًا لوجودنا داخل قرص المجرة ، فمن الصعب الكشف عن تفاصيل محددة لشكله. لتقدير قرص نجمي مشوه ، يجب على المرء أن ينظر إلى المجرات الأخرى. يوضح الشكل 1 مثالاً جيدًا لما تبدو عليه المجرة الملتوية.

يتكون قرص مجرتنا من ثلاثة مكونات رئيسية: مكونات الغبار النجمي والغازي والغبار البينجمي. تم تثبيت وتوثيق التواء مكون الغاز والغبار بشكل جيد. على وجه الخصوص ، من المعروف أن المكون الغازي مشوه ويمتد إلى 25000 فرسخ فلكي (كمبيوتر). في المقابل ، لا يزال النطاق الحقيقي لهذا الانحناء النجمي قيد المناقشة. على مدى السنوات الماضية ، كانت هناك أدلة متغيرة على وجود اختلاف في سعة الالتواء بين النجوم والغاز. أدت هذه الدراسات إلى فكرة أن القرص النجمي لمجرة درب التبانة مقطوع إلى ما بعد 14000 جهاز كمبيوتر من مركز المجرة.

يوفر التحليل الجديد الذي أجراه موماني وفريقه أول عرض واضح وكامل للالتواء الخارجي للقرص النجمي. قاموا بتحليل توزيع أكثر من 115 مليون نجم من كتالوج 2MASS الذي يتكون من مجمل قرص المجرة. من بين العديد من الأنواع النجمية المختلفة ، تم العثور على النجوم العملاقة M لتكون التتبع النجمي المثالي لإعادة بناء بنية القرص الخارجي. إنها في الواقع نجوم مضيئة للغاية ولكنها باردة نسبيًا ونجوم متطورة ، وهذه الخصائص الفريدة تسمح بتحديد أفضل لمسافاتها. يُظهر التحليل أيضًا أن نجوم M-giants الواقعة على مسافات تتراوح بين 3000 و 17000 جهاز كمبيوتر من الشمس ترسم نفس توقيع الالتواء النجمي. هذا يعني أنه تم تحديد ميزة درب التبانة العالمية والواسعة النطاق لحوالي 25000 جهاز كمبيوتر من مركز المجرة: وهكذا يوضح الفريق بوضوح أنه لا يوجد اقتطاع للقرص النجمي يتجاوز 14000 جهاز كمبيوتر. توضح الأشكال أدناه شكل القرص النجمي الخارجي للمجرة. يوضح الشكل 2 خرائط الكثافة كما هي مشتقة من عينة 2MASS M العملاقة على 14000 جهاز كمبيوتر من مركز المجرة. إن وجود الالتواء واضح تمامًا عند طرفي القرص النجمي. يوضح الشكل 3 كميًا سعة واتجاه القرص و rsquos stellar warp كدالة لخط طول المجرة. يُظهر أيضًا تناسق توقيع الالتواء في مكونات الأقراص الثلاثة (الغاز والغبار والنجوم). إنها نتيجة طبيعية للعلاقة الفيزيائية الوثيقة بين مكونات القرص المجرة الثلاثة هذه ، وتثبت مرة أخرى وجود توقيع اعوجاج عالمي ومنتظم لقرص المجرة.

أخيرًا وليس آخرًا ، يسمح هذا الدليل الجديد لقرص نجمي ممتد ومشوه في مجرة ​​درب التبانة للفريق بحل نقاش ساخن بين علماء الفلك. في السنوات الماضية ، حدد علماء الفلك كثافات زائدة في الاتجاه المعاكس لمركز المجرة. تقع في المستوى المجري ، وتمتد أكثر من 100 درجة في كوكبة Monoceros. يُعتقد أن هذه الكثافة الزائدة ، المعروفة باسم حلقة Monoceros ، هي بقايا مجرة ​​قزمة تابعة لمجرة درب التبانة أكلتها درب التبانة. يوجد مثال آخر معروف في كوكبة القوس لكيفية بناء هالة درب التبانة باستمرار عن طريق المجرات الصغيرة المفككة. في الآونة الأخيرة ، ارتبطت كثافة زائدة تقع في Canis Major بحلقة Monoceros وتم تحديدها على أنها جوهر مجرة ​​ساتلية يتم تجميعها حاليًا في المستوى المجري. لكن عمل موماني وزملاؤه يلقي بظلال من الشك على هذا السيناريو. لقد أظهروا أن كثافة Canis Major الزائدة يمكن تفسيرها بسهولة من خلال بصمة Galactic warp. قد يكونون قادرين أيضًا على شرح حلقة Monoceros من خلال البنية المعقدة للقرص الخارجي ، لكن لا يمكنهم تقديم نتيجة محددة حول هذه المشكلة حتى الآن ، حيث لا يُعرف سوى القليل جدًا عن حلقة Monoceros. ومع ذلك ، يبدو أن القزم القوسي يظل المثال الوحيد الذي لدينا في الوقت الحالي حول كيف أن مجرتنا درب التبانة لا تزال تنمو عن طريق تفكيك المجرات الأصغر.


رسم خط طول المجرة من 180 إلى 180 - علم الفلك

مجموعة مراقبة خط الهيدروجين
علم الفلك الراديوي للهواة
تقع 51 14'53.1N 1 34'15.6W

تتمثل أهداف مجموعة مراقبة خط الهيدروجين (HLOG) في استخدام تلسكوب لاسلكي في الفناء الخلفي لإجراء ملاحظات للإشعاع من الهيدروجين المحايد. في البداية ، ستقتصر ملاحظاتنا على الهيدروجين المجري ويتم استخدام البيانات التي تم جمعها لمساعدتنا على فهم شكل وبنية وحركة مجرتنا درب التبانة.

التلسكوب هو طبق 3.7m dia ex Ku Band مع f / d من 0.43. يتم تغذيتها ببوق تغذية مزدوج الوضع يقع في بؤرة التركيز الأساسية.
يقع LNA في الجزء الخلفي من Feed Horn ، وهو G4DDK VLNA مضبوط على 1420 ميجاهرتز ومحول لأسفل إلى IF ثابت يبلغ 144 ميجاهرتز. يبلغ رقم ​​الضوضاء في VLNA 0.26 ديسيبل وعندما يقترن بالإضاءة الطفيفة لضوضاء أرضية الطبق والفصوص الجانبية ، يتم تقليلها لتحقيق درجة حرارة نظام تبلغ حوالي 48 كلفن.


رسم خط طول المجرة من 180 إلى 180 - علم الفلك

بالإضافة إلى دراسة حركات النجوم ، يمكننا استخدام ملاحظات لأنواع أخرى من الأجسام للمساعدة في تحديد بنية المجرة. على سبيل المثال ، قد يختلف توزيع الغاز والغبار عن توزيع النجوم.

تذكر أنه يمكن دراسة الانقسام فائق الدقة (دوران الإلكترون) لحالة أرض الهيدروجين عند الطول الموجي المميز للفوتونات المنبعثة - 21 سم في الجزء الراديوي من الطيف. هذا الانبعاث جدا نحيف بصريًا ، لكن هناك الكثير من ذرات الهيدروجين (الهيدروجين المحايد) بحيث يمكن رؤية خط الانبعاث في كل مكان في المجرة - هناك القليل جدًا من الغموض. هذه طريقة أساسية لتحديد البنية الحلزونية في مجرتنا. إذا عرفنا منحنى الدوران للمجرة وافترضنا أن الغاز يدور في مدار دائري حول مركز المجرة ، فيمكننا استخدام ملامح خط 21 سم لرسم خريطة للأذرع الحلزونية.

إليك كيفية عملها: على طول خط رؤية معين ، لنفترض أن هناك أربع غيوم أ ، ب ، ج ، د. كل منها في مدارها الخاص حول المجرة ، وبالتالي لها سرعة شعاعية مختلفة ، فماذا سيكون ينقسم سطر واحد إلى عدة مكونات كما هو موضح أعلاه. لاحظ أن أعلى سرعة هي تلك التي تقع بالقرب من مركز المجرة على طول خط الرؤية هذا ، وهي المسافة ص دقيقة . من خطوط الرؤية المختلفة ، نقوم ببناء خرائط للأذرع الحلزونية. لاحظ أن الهيكل الحلزوني مصمم بشكل سيئ تجاهه ل = 0 ، 180 (لماذا؟).

أ لديه أكبر سرعة زاوية وهو يتحرك بشكل أسرع بعيدًا عن الشمس. أ يحتوي على كثافة أعلى من الهيدروجين ، لذلك يظهر بأعلى كثافة. ب و ج تتحرك بنفس السرعة الزاوية تقريبًا ، أكبر من السرعة الزاوية للشمس. د يقع خارج المسافة الشمسية ، لذلك لديه سرعة زاوية أبطأ ، ولديه أيضًا أقل كثافة هيدروجين. (هذه الصورة من موقع نيك ستروبيل.)

  • الغاز (لا ، يجب أن نرى خطوط الامتصاص أو الانبعاث للنجوم التي تتألق من خلاله)
  • الغبار (لا ، الغبار يسبب انقراض ضوء النجوم ، ويضيء في الأشعة تحت الحمراء)
  • ماكو-- أجسام هالة ضخمة ومضغوطة ؟ (على سبيل المثال ، النجوم الصغيرة الباهتة مثل الأقزام السوداء [الأقزام البيضاء الميتة] ، الأقزام البنية [النجوم الفاشلة] ، النجوم النيوترونية ، أو الثقوب السوداء)؟
  • WIMPs-- تتفاعل الجزيئات الضخمة بشكل ضعيف ؟ (على سبيل المثال ، النيوترينوات ، أو بعض الجسيمات التي لم تكتشف بعد)؟

لاحظ أن منحنيات دوران المجرات أسهل في القياس في المجرات الأخرى ، وكلها تظهر نفس الميل لهالة المادة المظلمة. سنرى أن مشكلة المادة المظلمة تستمر في التفاقم عندما ننظر في هياكل الكون ذات الحجم الأكبر.
سلسلة منحنيات الدوران للمجرات الحلزونية. (الشكل من روبن وفورد وتونارد (1978) ، أب. J. Lett.، 225، L107.) هيكل المجرة

عندما نرسم خريطة لمواقع سحب الهيدروجين المحايدة باستخدام تقنية تفسير ملامح الخطوط ، كما نوقش أعلاه ، نجد أن سحب الغاز تميل إلى التوزيع في مجموعات. عندما يتم تعيين هذه الكتل كدالة لخط طول المجرة والمسافة (بافتراض منحنى دوران للمجرة) نجد أنها تقع على طول أذرع حلزونية منفصلة. من هذا نتعلم أن مجرتنا هي مجرة ​​حلزونية ، تشبه مجرة ​​أندروميدا ، أو مجرة ​​إم 100 الموضحة أدناه.

سرعة

إن تحويل الرياضيات لسرعة درب التبانة إلى مسافة هي أكثر تشويهًا من المرآة في مدينة الملاهي أو طباعة Escher.

منذ أن كسر إسحاق نيوتن ضوء الشمس في قوس قزح بمنشور زجاجي ، أدرك العلماء أن الضوء والأشكال الأخرى من الإشعاع الكهرومغناطيسي تحتوي على معلومات مخفية. أظهرت الأبحاث أنه يمكن استخدام الإشعاع لتحديد درجة الحرارة والتركيب الكيميائي وحتى سرعة الأجسام التي تنبعث منه.

مرآة مشوهة

لطالما سعى علماء الفلك إلى الجمع بين معلومتين مهمتين: حقيقة أن مجرة ​​درب التبانة تدور وحقيقة أن الهيدروجين الذري يطلق انبعاثات راديوية بطول موجة يبلغ 21 سم ، لإنتاج خريطة للمجرة.

السبب في ذلك هو أن السرعة الإجمالية لغاز الهيدروجين في درب التبانة يجب تحديدها من خلال دوران المجرة ، وبالتالي إذا كان بإمكاننا استخدام قياسات راديوية دقيقة لتحديد سرعة الغاز بالنسبة للشمس ولدينا نموذج دوران دقيق في مجرة ​​درب التبانة ، يمكننا تحويل قياسات السرعة إلى قياسات مسافة ومن ثم إنشاء خريطة ثلاثية الأبعاد للمجرة.

واجه هذا الحلم الكبير ، المسمى تقدير المسافة الحركية ، صعوبتين رئيسيتين:

  • لا تملك مجرة ​​درب التبانة في الواقع نموذج دوران بسيط. يتمدد الذراعين اللولبيين الداخليين ، المسمى بذراعين 3kpc القريب والبعد ، بعيدًا عن الشريط المركزي بسرعة حوالي 50 كيلومترًا في الثانية. يتدفق الغاز الموجود في ذراع Perseus على طول الذراع وكذلك يدور مع المجرة. تشير الأدلة المتزايدة إلى أن النجوم والأجسام الأخرى الأكثر كثافة قد تدور بسرعة مختلفة عن سرعة دوران الغاز البارد.
  • النماذج الرياضية التي تحول السرعة إلى مسافة لها دائمًا قيمتان محتملتان لأي جسم أقرب إلى مركز المجرة من الشمس. يصعب أحيانًا الاختيار بين هذه القيم القريبة والبعيدة. علاوة على ذلك ، فإن نماذج الدوران البسيطة تضغط على السرعة الشعاعية لجميع الأجسام في اتجاه مركز المجرة (خط طول المجرة 0 درجة) وعكس اتجاهها "المعاكس للمركز" 180 درجة ، وصولاً إلى الصفر. يعتبر هذا المزج بين السرعة وضغط السرعة أكثر تشويهًا من المرآة في مدينة الملاهي أو طباعة Escher ، مما يجعل إعادة بناء الخريطة الأصلية تحديًا كبيرًا.

خيارات أخرى

هناك طريقتان رئيسيتان أخريان لتقدير المسافة ، وهما تقديرات المنظر والقياسات الضوئية ، لكن كلاهما لهما مشاكلهما الخاصة. المعيار الذهبي ، المنظر هو الأكثر دقة. سمحت الاختراقات الحديثة في علم الفلك الراديوي بقياسات اختلاف المنظر على الأقل بعيدًا مثل الشريط المركزي ، لكن القياسات تستغرق وقتًا طويلاً وحتى الآن لم يتم إكمال سوى بضع عشرات من الأجسام البعيدة. يجب أن يقيس القمر الصناعي Gaia ، الذي تم إطلاقه في ديسمبر 2013 ، المنظر لما يصل إلى مليار نجم ، مما ينتج عنه المزيد من التفاصيل ، ولكن فقط للنجوم غير المحجوبة في منطقة كبيرة على الجانب القريب من المجرة.

تستخدم التقديرات الضوئية بيانات عن درجة حرارة النجوم ومن خلال مقارنة سطوعها المرصود مع درجة حرارتها ، حاول تقدير المسافة بينها.

تتطلب كل من تقنيات Gaia والقياس الضوئي مراقبة النجوم ، والتي غالبًا ما يحجبها الغبار أو بعيدة جدًا عن المراقبة الدقيقة. من ناحية أخرى ، تتوفر قياسات السرعة لغاز الهيدروجين حتى في الجانب البعيد من مجرتنا.

يبدو من المحتمل أن الخريطة الكاملة لمجرة درب التبانة لن تكتمل إلا من خلال الجمع بين تقنيات المنظر الراديوي والتقنيات الحركية. يمكن استخدام قياسات اختلاف المنظر اللاسلكي لمعايرة وتصحيح النماذج الرياضية المستخدمة لتحويل بيانات السرعة إلى مسافات.

النظر في المرآة

لتقديم المزيد من المعلومات حول التشوهات التي تسببها النماذج الرياضية التي تحول السرعة إلى مسافة (والعكس صحيح) ، قمت بإنشاء رسم متحرك على شبكة الإنترنت. تتطلب الرسوم المتحركة ، المتوفرة هنا ، مستعرض HTML5 حديثًا وربما لن تعمل مع Internet Explorer. تم اختباره مع Firefox و Chrome و Safari. يعمل بشكل أفضل على شاشة كبيرة. قد ترغب في مشاهدته في وضع ملء الشاشة.

تتكون الرسوم المتحركة من ثلاث صور.

تُظهر الصورة الأولى المكونات الثمانية الرئيسية الموجودة في النماذج القياسية للقرص المرئي لدرب التبانة. هذه هي الأذرع الحلزونية الأربعة الرئيسية ، الشريط المركزي ، الذراعين الداخليين القريبين والبعيدين 3kpc الذي يحيط بالقضيب المركزي ، و Orion spur ، الهيكل الموجود بين أذرع القوس و Perseus التي تقع داخلها شمسنا.

تُظهر الصورة الثانية كيف يمكن تحويل هذه المكونات إلى خريطة سرعة بالنظر إلى نموذج دوران بسيط للغاية لمجرة درب التبانة. يفترض هذا النموذج أن المسافة بين الشمس ومركز المجرة هي 8000 فرسخ فلكي وأن كل جزء من المجرة يدور بنفس السرعة بالضبط: 210 كم / ثانية.

إذا نقرت على أحد المكونات في الصورة الأولى ، فستتغير الصورة الثانية لتظهر كيف ستظهر في خريطة السرعة. إذا نقرت بعيدًا عن هذه المكونات ، فستعرض الصورة الثانية مرة أخرى النتائج الممزوجة لجميع المكونات الثمانية. كما ترون ، يتم تعيين المجرة الداخلية إلى أجزاء متداخلة من صورة السرعة ، ويتم تعيين جميع الكائنات الموجودة في اتجاهات مركز المجرة والمركز المعاكس إلى نقطة واحدة.

الصورة الثالثة عبارة عن خريطة سرعة فعلية لمجرة درب التبانة تم إنشاؤها باستخدام بيانات من مسح LAB HI لغاز الهيدروجين الذري. هناك العديد من الاختلافات في التفاصيل بين خريطة السرعة الفعلية في الصورة الثالثة وخريطة السرعة النظرية في الصورة الثانية ، لكن المدهش هو أن النمط العام متشابه بشكل ملحوظ ، على الرغم من البساطة الشديدة للنموذج الدوراني المستخدم لإنشاء الصورة الثانية.

كانت مفاجأة هائلة عندما اكتشف علماء الفلك أن معظم غاز الهيدروجين في درب التبانة يدور حول مركز المجرة بنفس المعدل تقريبًا. هذا في تناقض حاد مع الكواكب في نظامنا الشمسي ، حيث تدور الكواكب الخارجية حول الشمس بشكل أبطأ بكثير من الكواكب الداخلية. التفسير الأكثر شيوعًا للسلوك الغريب لمجرة درب التبانة (والمجرات الأخرى) هو كميات كبيرة من المادة المظلمة الغامضة.

بمقارنة الصور الثلاث ، يمكنك أن ترى أن جميع المكونات الثمانية للنموذج القياسي لمجرة درب التبانة تنعكس في بيانات السرعة الحقيقية ، وبالفعل قياسات سرعة الهيدروجين الذري هي التي أدت إلى إنشاء النموذج القياسي في المقام الأول .

صور السرعة

الصورة الثالثة للسرعة وعدد من الصور الأخرى متوفرة أدناه بتفصيل أكبر بكثير.

تم إنشاء الصور باستخدام مسح الهيدروجين الذري LAB HI المذكور أعلاه أو مسح ثاني للغاز الجزيئي.

في جميع الحالات ، تم إنشاء الصور في Blender من شبكات ثلاثية الأبعاد تم إنشاؤها من بيانات السرعة باستخدام خوارزمية مكعبات السير لإنشاء أسطح متساوية لدرجة حرارة غاز ثابتة.

غالبًا ما يستخدم الباحثون والفنيون الطبيون خوارزمية مكعبات السير لتحويل فحوصات التصوير بالرنين المغناطيسي إلى نماذج ثلاثية الأبعاد للدماغ والأنسجة الأخرى. أصبح علماء الفلك مؤخرًا مهتمين بتطبيق نفس التقنيات على الأجسام الفلكية.

تؤدي كل صورة مصغرة أدناه إلى صفحة منفصلة بها صورة معاينة أكبر وتسمية توضيحية. تحتوي كل صفحة أيضًا على رابط تنزيل لصورة بالحجم الكامل أكثر تفصيلاً ، والتي يبلغ عرضها وارتفاعها عدة آلاف من وحدات البكسل.


شاهد الفيديو: المجرات (أغسطس 2022).