Tähtitiede

Kuinka tulkitaan "kasvun" määritelmä galaksin muodostumisessa?

Kuinka tulkitaan

Minulla on vaikeuksia löytää jähmettyvä määritelmä kasvulle, kun on kyse galaksien muodostumismalleista ja galaksin evoluutiosta. Missä, satelliittigalaksien, kääpiögalaksien tai kaasujen yhteydessä.

Kuinka esimerkiksi tulkitaan lause "Jopa kääpiö- ja Linnunradan kokoiset halot kertyvät uuteen massaan pienillä punasiirtymillä".

Tarkoittaako tämä, että he "saavat" uuden massan vai tarkoittavatko ne "vuotavan" uuden massan?


Kirjan tarkistus: galaksin muodostuminen ja evoluutio


Digitaalikamerat ovat tänään raivoa, mutta sellaiset, jotka rajoittuvat 12 x 12 -ryhmään, eivät tule kantamaan paljon painoa. Tällaiset pienet yksityiskohdat estävät erottamasta ihmisten kasvoja tai paljon muuta. Silti kuten Hyron Spinrad kuvaa kirjassaan Galaksin muodostuminen ja evoluutio, tämä on usein laajin käytettävissä oleva tieto koko galakseja varten. Tästä huolimatta hän osoittaa, että tulkinnoista ei ole pulaa edes niin pienillä viitteillä.

Aurinkokuntamme sijaitsee Linnunradan galaksin lisävarressa. Galaksissamme on useita valovuosia kaikkiin suuntiin, ja kauan sitten sen uskottiin määrittävän universumimme rajat. Paremman instrumentoinnin ja fysiikan tuntemuksen ansiosta tiedämme, että galaksimme on yksi lukemattomista muista, jotka laajenevat tuntemattomaan rajaan asti. Sikäli kuin näemme, lukemattomissa muodoissa olevat galaksit ripottelevat pimeyttä tähtien väliin. Mutta kun ihmiskunta on kykenevä luokittelemaan, olemme olleet kiireisiä etsimään ja lajittelemaan galakseja, kun ne ilmoittavat itsestään. Käyttämällä Hubble & # 8217s -haarukkakaaviota, galaktisia emissioviivoja ja ymmärtämystämme nukleosynteesistä voimme ryhmitellä galaksit ja postuloida niiden evoluution. Toisin sanoen, kun olemme nähneet ajan alun COBE: n ja WMAP: n kautta, voimme arvata tapahtumien järjestyksen, joka johti tänään näkemiin yönä taivaaseen.

Spinradin ja # 8217: n tavoitteena on tiivistää viimeaikaisia ​​löytöjä ja fyysisesti perustuvia teorioita tutkimusammattilaisille tai oppineille harrastajille. Sellaisena hän toimittaa. Hän aloittaa lähellä olevien galaksien arvioinnilla. Näiden perusteella hän asettaa odotukset koolle, muodolle, nopeudelle ja päästötyypeille ja nopeudelle. Sitten laajasta paperivalikoimasta hän esittelee katsauksen kauempana. Lausuessaan tekniikkaa ja temppuja sisältävän popurriin hän esittelee monien muiden tutkijoiden töitä. Jokaisen luvun jokaisessa osassa tarkastellaan uutta haastetta. Baryonin tiheydestä Lymanin alfa-optiseen syvyyteen aktiivisten galaktisten ytimien kirkkauteen hän pohtii, kuinka mittaukset ja odotukset yhdistyvät luotettavan galaktisen morfologian rakentamiseksi.

Tämä kirja ei ole tarkoitettu tieteelliseen heikkohermoisuuteen. Siinä on runsaasti yksityiskohtaista tietoa, joka on kirjoitettu olettaen, että lukijalla on vahva tuntemus alasta. Luokitukset ovat avainasemassa, ja useimmat näyttävät ottavan huomioon tilastollisen yhdistämisen tulokset. Tilastot perustuvat usein pieneen dataan riippumatta siitä, ovatko kuvat 12 x 12 pikseliä vai vain kymmenen & # 8217 kuvaa kuvaa tietylle z-punasiirtymä-arvolle. Siten Spinrad käyttää järkevästi sanaa & # 8216 Todennäköisesti & # 8217. Mutta kokemuksen pohjalta ja yhä yksityiskohtaisempien taivastutkimusten tuloksia käyttämällä yhä kykenevämpiä instrumentteja hän osoittaa, kuinka tietty tunne tai rytmi tapahtui, kun suuren tiheyden alueista kehittyi tähtiä, galakseja ja klustereita. Samoin voimme nähdä, mihin Linnunradan galaksissa olemme menossa.

Spinrad tuo laajan valikoiman yksityiskohtia galaktisen muodostumisen kysymykseen, mutta hänen kirjansa ei ole sujuvaa. Sen lukeminen on kuin konferenssijulkaisujen lukeminen, aiheet ovat merkityksellisiä, mutta juoni puuttuu. Kaikki hänen viittauksensa ovat peräisin tunnetuista tähtitieteellisistä lehdistä, ja useimmat viittaukset koskevat edellisen kuuden vuoden julkaisuja. Tämä antaa uskomuksen siitä, että sisältö on viimeaikaista, soveltuvaa ja pätevää. Ehkä kohdennettu tutkimushenkilöstö löytää tämän arvokirjan, mutta on vaikea nähdä, miten se lisää lehdissä jo esitettyihin tietoihin.

Myös lukijan tietämyksen odotukset näkyvät nopeasti. Lyhenne & # 8217s on runsaasti, mutta mikään valmis luettelo ei auta lukijaa palauttamaan merkityksensä. Yhtälöitä sirotellaan kaikkialla, mutta niitä käytetään harvoin tai tutkitaan. Lisäksi kirja antaa muutaman silmiinpistävän toimituksellisen virheen ja joskus virheellisen hakemiston vaikutelman siitä, että se on kiirehty julkaistavaksi. Tavallaan se on enemmän kuin kokoelma muistiinpanoja, jotka kirjailija teki ja sitten toimitti nopeasti kustantajalle toivoakseen toisten parhaan saavuttamisen. Jos lukija etsii tiettyä näkökulmaa näistä tiedoista, tällä kirjalla olisi arvoa, mutta älä odota erillistä, hyvin suunniteltua näkökulmaa.

Tähtitiede on vaativa tutkimusala. Instrumentointi kaikkialta maapallon pinnasta ja korkealla planeettamme yläpuolella havaitsee vähäiset päästöt kaukaisista lähteistä. Hyron Spinrad kirjassaan Galaksin muodostuminen ja evoluutio tiivistää suuren osan tutkijoiden nykyisestä työstä, jotka analysoivat vastaanotettua tietoa ja käyttävät sitten tuloksia todennäköisten prosessien kokoamiseen. Vaikka kaukana, universumissamme olevat galaksit ovat selkeämpiä.


Uusi palkkien muodostumismekanismi: klusteri-klusteri-vuorovaikutus

Löydämme havainnollisia todisteita uudesta palkkien muodostumismekanismista: klusteri-klusteri-vuorovaikutus. Löytömme osoittaa, että tankoja voi muodostua laajamittaisen väkivaltaisen ilmiön kautta, ja tällaista mekanismia tulisi pitää tärkeänä kanavana palkkien muodostumiselle.

Jaa

Kopioi linkki

1. Ensimmäinen havainnointitieto palkkien muodostumisesta klusterin ja klusterin vuorovaikutuksen kautta

Spiraalivarsien ja pullistumien ohella palkit ovat yksi tärkeimmistä rakenteista, jotka määrittelevät galaksien muodot, mikä voidaan todistaa Hubblen virityshaarukkakaaviossa, jossa vanhat kierre-galaksit ovat yksi galaksien pääluokituksen haaroista. Palkkien materiaalien pitkänomaiset kiertoradat tekevät niistä tehokkaan tavan kanavoida kylmää kaasua spiraaligalaksien keskialueille ja säätää niiden ydintoimintaa. Pylvään aiheuttamaa kaasun sisäänvirtausta ehdotetaan myös syynä pseudo-pullistumien muodostumiseen. Siksi tankojen muodostuminen on tärkeä linkki galaksien muodostumisen ja evoluution ymmärtämiseen.

Palkkien muodostumismekanismit aiemmissa tutkimuksissa voidaan jakaa kahteen luokkaan. Yksi on sisäinen prosessi, kuten spontaani levyn epävakaus. Toinen on ulkoinen alkuperä, kuten vuorovesi muodostaa galaksin ja galaksin vuorovaikutuksen. Nämä mekanismit rajoittuvat galaktiseen tai galaktien väliseen mittakaavaan. Tässä tutkimuksessa kuitenkin laajennamme näkökenttää galaksiryhmän mittakaavan ulkopuolelle.

Löydämme havainnointitodistuksen siitä, että palkit voivat muodostua laajamittaisessa väkivaltaisessa ilmiössä: klusteri-klusteri-vuorovaikutus. Tämä mekanismi mainittiin lyhyesti vain yhdessä tutkimuksessa, joka perustui numeeriseen simulaatioon 20 vuotta sitten, eikä havainnointitutkimusta ole vielä tehty. Tutkimuksemme perustuu 105 galaksiryhmään punasiirtymällä 0,015 & ltz & lt0,060, jotka on tunnistettu Sloan Digital Sky Survey -tiedoista. 105 klusterin joukosta tunnistimme 16 gravitaatiovaikutteista klusteria. Baarit luokiteltiin automaattisella menetelmällä, jota täydennetään silmämääräisellä tarkastuksella. Havaitsemme, että levygalaksien palkkiosuus on noin 1,5 kertaa parempi vuorovaikutuksessa olevissa klustereissa kuin klustereissa, joissa ei ole merkkejä ilmeisestä vuorovaikutuksesta (42% vs. 27%).

Löytömme viittaa siihen, että klusterin ja klusterin välinen vuorovaikutus on ratkaiseva mekanismi pylväiden muodostumiselle ja että suuria klusterin mittakaavan ulkopuolisia ympäristöjä voidaan pitää tärkeänä tekijänä, joka vaikuttaa yksittäisiin galaksirakenteisiin. Tulevien numeeriseen simulointiin ja havainnointiin perustuvien tutkimusten tulisi paljastaa tarkempi kuva vuorovaikutteisten klustereiden parannetusta pylväsosuudesta.

2. Tarina tutkimuksen alussa

Aluksi tutkin tähtien muodostumisen yhteyttä paikallisissa galaksiryhmissä ja ympäröivissä suurissa ympäristöissä. Tätä varten yritin selvittää mitään eroa klustereiden välillä, jotka ovat yhteydessä ympäröiviin filamenttirakenteisiin, ja eristettyihin klustereihin, joissa ei ole tällaisia ​​rakenteita. Käyttämällä Sloanin digitaalisen taivastutkimuksen tietoja löysin 105 galaksijoukkoa ja piirsin galaksitiheyskarttoja rakenteiden tunnistamiseksi jokaisen joukon ympärille. Tutkimalla tiheyskarttoja tajusin pian, että yli kymmenen klusteria on läheisissä pareissa kuten käsipainot. Minä ja tekijät ajattelimme, että olisi mielenkiintoista tutkia tällaisen suuren vuorovaikutteisten klustereiden otoksen ominaisuuksia.

Siitä lähtien olen tutkinut kymmeniä artikkeleita vuorovaikutteisista tai yhdistyvistä klustereista ja tutkinut galaksien ominaisuuksia vuorovaikutteisissa klustereissa samanaikaisesti. Vaikka halusin löytää jotain uutta vuorovaikutteisten klustereiden näytteestä, se, mitä löysin tällä hetkellä, ei ollut mikään mielenkiintoinen. Mutta eräänä päivänä luin 20-vuotiaan lehden (Bekki, Astrophys. J. Lett. 510, L15 – L19, 1999). Tutkimus käsittelee pääasiassa tähtien muodostumista simuloiduissa klusterifuusioissa. Bekki kuvasi artikkelissa lyhyesti pylväiden muodostumisilmiötä klusterin ja klusterin vuorovaikutuksessa vain yhdessä lauseessa. Tuo lause hyppäsi silmiini ja kiehtoi minut voimakkaasti, koska mikään muu aikaisempi tutkimus ei ole tutkinut tällaista kiehtovaa ilmiötä. Joten aloin heti tutkia estettyjä galaksifraktioita vuorovaikutteisissa klustereissa toivoen löytävän todisteita uudesta palkkien muodostumismekanismista: klusteri-klusteri-vuorovaikutuksista. Tekemällä näin löysin ensimmäisen havainnointitodistuksen uudesta pylväsmuodostusmekanismista, jolla on erittäin suuri tilastollinen merkitsevyys. Oli unohtumaton hetki, että yksi lause, johon kukaan ei ole kiinnittänyt huomiota, muuttui loistavaksi tutkimukseksi.


Tähtitieteilijät löytävät vanhimman levyn galaksin, joka on koskaan piiloutunut syvälle kosmokseen

Löytö haastaa uskomukset siitä, kuinka galaksit muodostuivat varhaisessa maailmankaikkeudessa.

Wolfe Disk on massiivinen pyörivä levy maailmankaikkeuden varhaisimmista päivistä.

Kuinka rakennat galaksin? Tähtitieteilijät kysyvät edelleen itseltään muotoillessaan teorioita siitä, kuinka nämä suuret pölyä, kaasua ja tähtiä sisältävät järjestelmät yhdistyvät. Kun he etsivät vastauksia, he kääntävät kaukoputket taivaalle ja etsivät kaukaisia ​​galakseja, jotka voisivat auttaa selvittämään mysteerin.

Luonnonlehdessä keskiviikkona julkaistussa uudessa tutkimuksessa kansainvälinen tähtitieteilijöiden ryhmä havaitsi valoa muinaisesta, valtavasta galaktisesta levystä, joka piiloutui maailmankaikkeuden kaukaisessa nurkassa. Valolla kului noin 12,5 miljardia vuotta saavuttaakseen meidät maan päällä, mikä tarkoittaa levyä, joka muodostui noin 1,5 miljardia vuotta Ison räjähdyksen jälkeen - maailmankaikkeuden varhaisimpina päivinä.

Käyttäen yhtä maailman tehokkaimmista kaukoputkista, Atacama Large Millimeter / submillimetre Array -ryhmää, joukkue löysi galaksin, kun se tutki kirkasta valoa kaukaisesta, mammuttimusta aukosta, joka tunnetaan kvasaarina. Osa galaksista absorboi osan valosta matkalla maahan, paljastaen sen piilossa avaruuden pimeydessä. Tutkimalla galaksia ALMA: lla ja käyttämällä Hubble-dataa joukkue pystyi selvittämään selkeämmin joitain sen ominaisuuksia.

"Aikaisemmat tutkimukset viittasivat näiden varhain pyörivien kaasurikkaiden levygalaksien olemassaoloon", kertoi Marcel Neeleman, Max Planckin tähtitieteellisen instituutin tähtitieteilijä ja tutkimuksen johtava kirjoittaja. "ALMA: n ansiosta meillä on nyt yksiselitteisiä todisteita siitä, että ne tapahtuvat jo 1,5 miljardia vuotta Ison Bangin jälkeen."

Virallisesti he ovat kutsuneet galaksin DLA0817g: ksi, mutta he ovat nimenneet löytöstään Wolfe Disk tähtitieteilijä Arthur M.Wolfen kunniaksi.

Verraten havaintojaan analyyttisiin malleihin, joukkue laati tapauksen galaksissa tapahtuvasta tilanteesta. He löysivät mallinsa tarkimmin riviin galaksista, joka oli valmistettu pölyisestä, kaasumaisesta levystä, joka pyöri noin 272 kilometriä sekunnissa, ja sen arvioitu massa oli noin 50-100 kertaa enemmän kuin aurinko. Se näyttää myös muodostavan tähtiä poikkeuksellisen nopeasti.

"Sen on oltava yksi varhaisen maailmankaikkeuden tuottavimmista levygalakseista", sanoi Xavier Prochaska, Kalifornian yliopiston Santa Cruzin tähtitieteilijä ja tutkimuksen toinen kirjoittaja.

Löydö tarjoaa joitain vihjeitä siitä, kuinka galaksit rakennetaan ja miksi näemme niin usein rakenteita muistuttavan valtavia levyjä, kun taas toiset eivät.

"Sen määrittäminen, milloin koomisen historian aikana levyjä alkaa esiintyä galaksiväestössä, voi kertoa mekanismeista, joiden avulla galaksit kasvoivat ja muodostuivat varhaisessa maailmankaikkeudessa", kertoo Alfred Tiley, Länsi-Australian yliopiston astrofyysikko ja mukana olevan artikkelin kirjoittaja. löytö Luonnon keskiviikkona.

Nykyinen käsitys galaksien muodostumisesta ehdottaa valtavia näkymättömiä pimeän aineen palloja kosmoksessa tarjoavan eräänlaisen luurangon kaasun ja pölyn putoamiselle muodostaen lopulta tähtiä ja kokonaisia ​​galakseja. Eonien aikana putoava kuuma kaasu ja pöly luovat valtavia levyjä, joita näemme galaksissa, jotka ovat pisteviivalla koko kosmoksessa. Muut galaksit törmäävät toisiinsa, mikä on yleinen ilmiö varhaisessa maailmankaikkeudessa, jossa kaikki kaasut, pöly, tähdet ja galaksit olivat hieman tiukempia.

Mutta nuo mallit viittaavat siihen, ettet näe galaktisia levyjä niin aikaisin Big Bangin jälkeen. Tiimi ehdottaa syytä, jonka he ovat havainneet valtavan Wolfe-levyn niin aikaisin, koska se on rakennettu eri tavalla - kylmällä kaasulla.

Aikaisempien teorioiden mukaan tämän tyyppisten kylmäkäyttöisten kaasulevyjen pitäisi näkyä vasta noin 3 miljardia vuotta Big Bangin jälkeen. Uusi analyysi työntää tämän aikataulun takaisin 1,5 miljardiin vuoteen.

Tiley toteaa kuitenkin, että levyn rakentamiselle on muita mahdollisia selityksiä, mutta niiden todistaminen vaatii DLA0817g: n lisähavaintoja.

"Yksi mahdollinen selitys on, että heidän havaitsemansa kaasulevy on seurausta yhden tai useamman galaksin sulautumisesta, joka olisi voinut supistaa kylmää kaasua tuloksena olevan halon keskelle", hän sanoo. "Mutta kirjoittajat väittävät, että kylmän kasvun skenaario on todennäköisempi."


Onko mustia reikiä todella olemassa? - Kommentit

Joo. He todella tekevät. Niitä havaitaan galaktisissa keskuksissa.

Mielestäni ihmiset hämmentyvät eniten tapahtumahorisonttien kuvauksesta, ikään kuin mustan aukon sananlaskuinen tapahtumahorisontti olisi ainutlaatuinen uusi fyysinen kokonaisuus. Käymme tapahtumahorisonttien läpi jatkuvasti. avaruuden kaltainen hyperpinta on tapahtumahorisontti, minkä tahansa aika-ajan tapahtuman tulevaisuus ja menneet valokäyrät ovat esimerkkejä tapahtumahorisontista, ts. rajasta, jonka yli syy-signaalit ja aine voivat liikkua vain yhteen suuntaan. Tapahtumahorisontit eivät tarvitse mitään äärimmäisiä olosuhteita. Kysymys on siitä, voiko gravitaatio käyrä aika-aikaa, jotta voimme piirtää tapahtumahorisontin muotoon, jota kuvaamme mustaksi aukoksi. GR sanoo kyllä. Tähtitieteelliset havainnot osoittavat jotain useimpien galaksien keskellä, mikä näyttää vahvistavan tämän teoreettisen ennusteen. Kyllä, sinä betcha!

Olen eri mieltä. En ole edelleenkään tietoinen mistään suorasta havainnoinnista mustista reikistä - en sanoisi kenenkään yllä olevan väärin vain, etten ole tietoinen sellaisesta.

Epäsuorasti todisteet mustista reikistä ovat kuitenkin ylivoimaisia. Aikaisemmin 'kvasaareiksi' ja 'aktiivisiksi galaktisiksi ytimiksi' tuotettu tulos selittyy helposti sähkömagneettisten kenttien energioiden nykyisillä malleilla ja akkumulaatiomateriaalin kitkalla BH-kehyksen vetämisen uskomattoman voiman ja sen radiaalinopeuden vuoksi .
Vielä uudemmat alempien taajuuksien mittaukset, jotka tunkeutuvat Linnunradan ytimessä kerääntyneeseen pölyyn ja hämärtyviin pilviin, ja & quotSuuri vetovoima & quot; Sag A *: n ympärillä olevien tähtikohteiden mitatut kiertoradat (koko, parabolisuus ja nopeudet) sopivat paitsi mallissa on supermassiivinen musta reikä painovoimakeskuksessa, mutta ei ole myöskään tunnettua eikä yleisesti hyväksyttyä kohtuullista vaihtoehtoa, että jotain niin massiivista, mutta paikkakunnaltaan niin kompaktia tuottaa tällaisia ​​tuloksia.
On looginen johtopäätös, että ilmeisin, järkevä ja uskottava syy on se, että PITÄÄ olla musta reikä.

Minäkin pidän äärimmäisen epätodennäköisenä, että näin ei ole, mutta suoraa, kiistämätöntä todistusta ja suoraa mittausta, joka vahvistaa todellisen mustan aukon, ei ole.
_____________

Pidän myös Cauchyn pintahorisontteja ja valokartioiden tehokkaita pintoja avaruudessa absoluuttisina horisontteina, MUKAAN LUKIEN Tapahtumahorisontit, mutta Black Hole -tapahtumahorisontin luonne on enemmän kuin yksinkertaisesti 'yksisuuntainen katu', syy nimi & quotEvent & quot Horizon viittaa mustan reiän äärimmäiseen luonteeseen vääntymässä aika-aikaa niin, ettei enää tapahdu rajan ylittävälle kausaaliselle aikajanalle.

Joo. He todella tekevät. Niitä havaitaan galaktisissa keskuksissa.

Mielestäni ihmiset hämmentyvät eniten tapahtumahorisonttien kuvauksesta, ikään kuin mustan aukon sananlaskuinen tapahtumahorisontti olisi ainutlaatuinen uusi fyysinen kokonaisuus. Käymme tapahtumahorisonttien läpi jatkuvasti. avaruuden kaltainen hyperpinta on tapahtumahorisontti,


Galaksin muodostumisen malli

Meillä ei ole vielä lopullista mallia siitä, miten galaksit muodostuvat. Itse asiassa tämä on vilkasta ja aktiivista keskustelualuetta astrofyysikoiden keskuudessa. Yksi monista ongelmista, joita he kohtaavat yrittäessään rakentaa hyödyllistä mallia, on tarve sovittaa yhteen nykyisen tai läheisen maailmankaikkeuden galaksien havainnot teoreettisten simulaatioiden kanssa varhaisen maailmankaikkeuden kanssa. Viimeaikainen työ pimeän aineen roolista varhaisessa maailmankaikkeudessa on johtanut hierarkkinen tai alhaalta ylöspäin malli saamassa laajan hyväksynnän.

Alhaalta ylöspäin -mallissa maailmankaikkeus sisältää kylmä tumma aine (CDM). "Kylmä" viittaa tässä tapauksessa pimeän aineen hiukkasten keskinopeuteen, ne ovat suhteellisen hitaita valonopeuteen verrattuna. Toistaiseksi Tämä CDM johtaa hyvin pieniin eroihin alkuuniversumin tiheydessä. Nämä epäsäännöllisyydet voidaan nähdä kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn (CMBR) anisotropioina mitattuna WMAP-satelliitilla ja muilla laitteilla. Kun maailmankaikkeus laajentaa näitä pieniä epäsäännöllisyyksiä ja tuloksena olevat painovoiman epävakaudet aiheuttavat kaasupilvien romahtamisen muodostaen erittäin suuren massan tähtiä. Näiden uskotaan olevan ensimmäisiä rakenteita, jotka muodostuivat tuotannosta irrotuksen aikakauden jälkeen. Siksi painovoimalla on hallitseva rooli galaksin muodostumisessa.

Nämä massiiviset tähdet puolestaan ​​muodostavat tähtijoukot ja kaasuttavat noin 10 6 × aurinkomme massaa. Nämä protogalaktiset rakenteet ovat sitten vuorovaikutuksessa ja sulautuvat suuremmiksi rakenteiksi, joita nyt kutsutaan galakseiksi. Nykypäivän galakseissa on tyypillisesti 1011 aurinkomassaa, joten niiden on täytynyt olla lukemattomia fuusioita. Varhaisten galaksien vuorovaikutus ja sulautumiset aiheuttivat myös suurempia tähtien muodostumisnopeuksia kuin nyt havaitsemme useimmissa läheisissä galakseissa.

Kun galaksien vuorovaikutukset ovat yleisiä peräkkäisten sulautumisten uskotaan moppaavan tähtiin sitoutumatonta kaasua ja tasoittavan muodon. Tuloksena ovat suuret elliptiset galaksit. Esimerkit näistä läheisessä maailmankaikkeudessa osoittavat vähän tai ei lainkaan vapaata kaasua ja alhaiset hinnat tai ei tähtien muodostumista.

Jos galaksi kehittyy suhteellisen eristyksissä ja vain vähän vuorovaikutuksia, spiraaligalaksia on todennäköisesti tulos. näillä on edelleen kaasua spiraalivarrensa sisällä. Voimme havaita tähtien muodostumista edelleen spiraalien käsivarressa.

Tässä osassa kuvattu malli on vain yksi mahdollisuus, ja vastauksia on vielä paljon. Teknologiamme kehittyessä meidän pitäisi pystyä tekemään uusia havaintoja varhaisesta maailmankaikkeudesta ja tuottaa myös realistisempia tietokonesimulaatioita. Yhdistettynä nämä voivat valaista meitä enemmän siitä, miten galaksit muodostuvat ja kehittyvät.


& # 8216Syväoppiminen & # 8217 -algoritmi tuo uusia työkaluja tähtitieteeseen

Kosmologisista simulaatioista saatuihin kuviin koulutettu algoritmi & # 8216syvä oppiminen & # 8217 on yllättävän onnistunut luokittelemaan todelliset galaksit Hubble-kuviin. Ylärivi: Korkean resoluution kuvat tietokonesimulaatiosta nuoresta galaksista, joka käy läpi evoluution kolme vaihetta (ennen vaihetta, vaiheen & # 8220sininen nugetti & # 8221 jälkeen). Keskirivi: Samat kuvat nuoren galaksin tietokonesimulaatiosta evoluution kolmessa vaiheessa kuin se näyttäisi, jos Hubble-avaruusteleskooppi havaitsisi ne. Alarivi: Hubble-avaruusteleskooppikuvat kaukaisista nuorista galakseista, jotka on luokiteltu syvän oppimisalgoritmin avulla, joka on koulutettu tunnistamaan galaksin evoluution kolme vaihetta. Kunkin kuvan leveys on noin 100 000 valovuotta. Kuvahyvitykset kahdelle ylimmälle riville: Greg Snyder, avaruusteleskooppitutkimuslaitos ja Marc Huertas-Company, Pariisin observatorio. Alariville: HST-kuvat ovat Cosmic Assembly Near-Infrared Deep Extragalactic Legacy Survey -tutkimuksesta (KANDELIT).

Kosmologisista simulaatioista saatujen kuvien perusteella koulutettu algoritmi on ollut yllättävän onnistunut luokittelemaan todelliset galaksit Hubble-kuviin.

Koneoppimismenetelmä nimeltään & # 8220deep learning, & # 8221, jota on käytetty laajalti kasvojentunnistuksessa ja muissa kuvan- ja puheen tunnistustoiminnoissa, on osoittanut lupauksen auttaa tähtitieteilijöitä analysoimaan galaksien kuvia ja ymmärtämään niiden muodostumista ja kehittymistä.

Uudessa tutkimuksessa, joka hyväksyttiin julkaistavaksi Astrophysical Journal -lehdessä, tutkijat käyttivät galaksien muodostumisen tietokonesimulaatioita syvällisen oppimisalgoritmin kouluttamiseen, mikä osoittautui yllättävän hyväksi analysoimalla galaksien kuvia Hubble-avaruusteleskoopista.

Tutkijat käyttivät simulaatioiden tuloksia tuottaakseen simuloitujen galaksien kuvakuvia, kun ne katsoisivat Hubble-avaruusteleskoopin havaintoihin. Mallikuvia käytettiin syvän oppimisjärjestelmän kouluttamiseen tunnistamaan simulaatioissa aiemmin tunnistetut galaksin evoluution kolme avausvaihetta. Sitten tutkijat antoivat järjestelmälle suuren joukon todellisia Hubble-kuvia luokiteltavaksi.

Tulokset osoittivat huomattavaa yhdenmukaisuutta simuloitujen ja todellisten galaksien hermoverkkoluokituksissa.

& # 8220Emme odottaneet sen olevan niin menestyksekästä. Olen hämmästynyt siitä, kuinka voimakasta tämä on, & # 8221 sanoi fyysisen emeritusprofessori ja Santa Cruzin hiukkasfysiikan instituutin (SCIPP) jäsen UC Santa Cruzin yhteistyökumppani Joel Primack. & # 8220Tiedämme, että simulaatioilla on rajoituksia, joten emme halua esittää liian vahvaa vaatimusta. Mutta emme usko, että tämä on vain onnekas fluke. & # 8221

Galaksit ovat monimutkaisia ​​ilmiöitä, jotka muuttavat ulkonäköään, kun ne kehittyvät miljardien vuosien ajan, ja galaksikuvat voivat tuottaa vain otoksia ajallaan. Tähtitieteilijät voivat katsoa syvemmälle maailmankaikkeuteen ja siten & # 8220 takaisin ajassa & # 8221 nähdäksesi aikaisemmat galaksit (koska kosmisen etäisyyden kuluminen vie valoa), mutta yksittäisen galaksin evoluution seuraaminen ajan myötä on mahdollista vain simulaatioissa. Simuloitujen galaksien vertaaminen havaittuihin galakseihin voi paljastaa tärkeitä yksityiskohtia todellisista galakseista ja niiden todennäköisistä historioista.

Siniset nugetit

Uudessa tutkimuksessa tutkijoita kiinnosti erityisesti ilmiö, joka nähtiin simulaatioissa varhaisessa vaiheessa kaasurikkaiden galaksien kehityksessä, kun suuret kaasuvirrat galaksin keskelle muodostavat pienen, tiheän, tähtiä muodostavan alueen nimeltään & # 8220sininen nugetti. & # 8221 (Nuoret, kuumat tähdet lähettävät lyhyitä & # 8220sinisiä & # 8221 aallonpituuksia, joten sininen osoittaa galaksia, jossa tähti muodostuu aktiivisesti, kun taas vanhemmat, viileämmät tähdet lähettävät enemmän & # 8220punainen & # 8221 valoa. )

Sekä simuloiduissa että havainnointitiedoissa tietokoneohjelma havaitsi, että & # 8220sininen nugetti & # 8221 -vaihe esiintyy vain galakseissa, joiden massa on tietyllä alueella. Tätä seuraa tähtien muodostumisen sammuttaminen keskialueella, mikä johtaa kompaktiin & # 8220red nugget & # 8221 -vaiheeseen. Massa-alueen johdonmukaisuus oli jännittävä havainto, koska se viittaa siihen, että syvä oppimisalgoritmi tunnistaa itse mallin, joka johtuu todellisissa galakseissa tapahtuvasta keskeisestä fyysisestä prosessista.

& # 8220 Saattaa olla, että tietyllä kokoalueella galakseilla on juuri oikea massa tämän fyysisen prosessin tapahtumiseksi, & # 8221 sanoi UC Santa Cruzin tähtitieteen ja astrofysiikan emeritusprofessori David Koo.

Tutkijat käyttivät viimeisimpiä galaksisimulaatioita (VELA-simulaatioita), jotka ovat kehittäneet Primack ja kansainvälinen yhteistyöryhmä, mukaan lukien Daniel Ceverino (Heidelbergin yliopisto), joka johti simulaatioita, ja Avishai Dekel (Heprealainen yliopisto), joka johti niiden analysointia ja tulkintaa ja kehitti niihin perustuvia uusia fyysisiä käsitteitä. Kaikki tällaiset simulaatiot ovat kuitenkin rajoitettuja niiden kyvyssä kaapata galaksin muodostumisen monimutkainen fysiikka.

Erityisesti tässä tutkimuksessa käytetyt simulaatiot eivät sisältäneet palautetta aktiivisilta galaktisilta ytimiltä (säteilystä tulevan energian injektointi, kun kaasun kertyy keskellä oleva supermassiivinen musta aukko). Monet tähtitieteilijät pitävät tätä prosessia tärkeänä tekijänä, joka säätelee tähtien muodostumista galakseissa. Etäisten, nuorten galaksien havainnot näyttävät kuitenkin osoittavan todisteita simulaatioissa nähdystä sinisen nugetin vaiheesta.

Havaintotietoja varten ryhmä käytti kuvia galakseista, jotka oli saatu Hubble-avaruusteleskoopin historian suurimmasta CANDELS-projektista (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey). Ensimmäinen kirjailija Marc Huertas-Company, Pariisin observatorion ja Pariisin Diderot-yliopiston tähtitieteilijä, oli jo tehnyt uraauurtavaa työtä soveltamalla syvällisiä oppimismenetelmiä galaksiluokituksiin käyttämällä julkisesti saatavilla olevia CANDELS-tietoja.

KANDELS-tutkija Koo kutsui Huertas-Companyn vierailemaan UC Santa Cruziin jatkamaan tätä työtä. Google on tukenut tähtitieteen syvällistä oppimista heidän työstään lahjoittamalla tutkimusvaroja Koo: lle ja Primackille, minkä ansiosta Huertas-Company on voinut viettää viimeiset kaksi kesää Santa Cruzissa suunnitellessaan uutta vierailua kesällä 2018.

& # 8220Tämä projekti oli vain yksi monista ideaistamme, joita meillä oli, & # 8221 Koo sanoi. & # 8220Halusimme valita prosessin, jonka teoreetikot voivat määritellä selkeästi simulaatioiden perusteella ja jolla on jotain tekemistä galaksin ulkonäön kanssa, ja sitten antaa syvällisen oppimisalgoritmin etsiä sitä havainnoista. Olemme vasta alkaneet tutkia tätä uutta tapaa tehdä tutkimusta. Se on uusi tapa yhdistää teoria ja havainnot. & # 8221

Vuosien ajan Primack on työskennellyt läheisessä yhteistyössä Koo: n ja muiden UC Santa Cruzin tähtitieteilijöiden kanssa verrattaakseen tiiminsä ja # 8217-simulaatioita galaksin muodostumisesta ja evoluutiosta CANDELS-havaintoihin. & # 8220VELA -simulaatioilla on ollut paljon menestystä, kun ne auttavat meitä ymmärtämään CANDELS-havaintoja, & # 8221 Primack sanoi. & # 8220 Kenelläkään ei kuitenkaan ole täydellisiä simulaatioita. Jatkamalla tätä työtä jatkamme parempien simulaatioiden kehittämistä. & # 8221

Koo: n mukaan syvällä oppimisella on potentiaalia paljastaa näkökohtia havainnointitiedoista, joita ihmiset eivät voi nähdä. Haittapuoli on, että algoritmi on kuin & # 8220musta ruutu & # 8221, joten on vaikea tietää, mitä ominaisuuksia tiedoissa kone käyttää luokitusten tekemiseen. Verkkokyselytekniikoilla voidaan kuitenkin tunnistaa, mitkä kuvan pikselit vaikuttivat eniten luokitteluun, ja tutkijat testasivat yhden tällaisen menetelmän verkossa.

& # 8220Syväoppiminen etsii malleja, ja kone näkee kuviot, jotka ovat niin monimutkaisia, että me ihmiset emme näe niitä, & # 8221 Koo sanoi. & # 8220Haluamme tehdä paljon enemmän tämän lähestymistavan testausta, mutta tässä todistetusta tutkimuksesta kone näytti löytävän tiedoista onnistuneesti simulaatioissa tunnistetut galaksin evoluution eri vaiheet. & # 8221

Tulevaisuudessa hän sanoi, että tähtitieteilijöillä on paljon enemmän havainnointitietoja analysoitavissa suurten tutkimusprojektien ja uusien teleskooppien, kuten suuren synoptisen tutkimuksen teleskoopin, James Webbin avaruusteleskoopin ja laajakulmaisen infrapunakeskusteluteleskoopin, seurauksena. Syväoppiminen ja muut koneoppimismenetelmät voivat olla tehokkaita työkaluja näiden massiivisten tietojoukkojen ymmärtämiseen.

& # 8220Tämä on alku erittäin jännittävälle ajalle kehittyneen tekoälyn käyttämisessä tähtitieteessä, & # 8221 Koo sanoi.

Primackin, Koo: n ja Huertas-Companyn lisäksi kirjeen tekijöihin kuuluu Avishai Dekel Jerusalemin heprealaisessa yliopistossa (ja vieraileva tutkija UC Santa Cruzissa) Sharon Lapiner heprealaisessa yliopistossa Daniel Ceverino Heidelbergin yliopistossa Raymond Simons Johnsissa Hopkinsin yliopiston Gregory Snyder avaruusteleskooppitutkimuslaitoksessa Mariangela Bernardi ja H.Dominquez Sanchez Pennsylvanian yliopistossa Zhu Chen Shanghain normaalikorkeakoulussa Christoph Lee UC Santa Cruzissa ja Berta Margalef-Bentabol sekä Diego Tuccillo Pariisin observatoriossa.


  • Entalpian muutoksen mittaaminen antaa meille mahdollisuuden määrittää, onko reaktio endoterminen (absorboitu lämpö, ​​positiivinen muutos entalpiassa) vai eksoterminen (vapautunut lämpö, ​​negatiivinen muutos entalpiassa).
  • Sitä käytetään kemiallisen prosessin reaktiolämmön laskemiseen.
  • Entalpian muutosta käytetään lämpövirtauksen mittaamiseen kalorimetriassa.
  • Se mitataan kuristusprosessin tai Joule-Thomsonin laajenemisen arvioimiseksi.
  • Entalpiaa käytetään kompressorin minimitehon laskemiseen.
  • Entalpian muutos tapahtuu aineen tilan muutoksen aikana.
  • Lämpötekniikassa on monia muita entalpian sovelluksia.

Voit käyttää jään fuusiolämpöä ja veden höyrystymislämpöä laskea entalpian muutos, kun jää sulaa nesteenä ja neste muuttuu höyryksi.

Jään fuusiolämpö on 333 J / g (eli 333 J absorboituu, kun 1 gramma jää sulaa.) Nestemäisen veden höyrystymislämpö 100 ° C: ssa on 2257 J / g.

Osa A: Laske entalpian muutos ΔH näille kahdelle prosessille.

H2O (s) → H2O (l) ΔH =?
H2O (l) → H2O (g) AH = a
B osa: Etsi laskemiesi arvojen avulla jäägramman lukumäärä, jonka voit sulattaa käyttämällä 0,800 kJ lämpöä.

Ratkaisu
A. Fuusiolämpö ja höyrystyminen ovat jouleina, joten ensimmäinen asia on muuntaa kilojouliksi. Käyttämällä jaksollista taulukkoa tiedämme, että 1 mooli vettä (H2O) on 18,02 g. Siksi:
fuusio ΔH = 18,02 g x 333 J / 1 g
fuusio ΔH = 6,00 x 103 J
fuusio ΔH = 6,00 kJ
höyrystys AH = 18,02 g x 2257 J / 1 g
höyrystys ΔH = 4,07 x 104 J
höyrystyminen ΔH = 40,7 kJ
Joten valmistuneet lämpökemialliset reaktiot ovat:
H2O (s) → H2O (l) ΔH = +6,00 kJ
H2O (l) → H2O (g) AH = +40,7 kJ
B. Nyt tiedämme, että:
1 mol H2O (s) = 18,02 g H2O (t)

6,00 kJ
Käyttämällä tätä muuntokerrointa:
0.800 kJ x 18.02 g jäätä / 6.00 kJ = 2.40 g jää suli


Mukaan lukien aktinidit

1. Esittely

Huolimatta kohteen pitkästä historiasta, atomien vuorovaikutukset metallien välisissä yhdisteissä eivät ole missään nimessä täysin ymmärrettyjä, ja asia näyttää olevan muuta kuin ratkaistu. Toisaalta klassiset käsitteet, joita käytetään tehokkaasti kuvaamaan epäorgaanisten materiaalien kemiallista sitoutumista, kuten valenssiasteikot ja elektronien laskemissäännöt, eivät toimi aineille, jotka sisältävät alkuaineita jaksollisen taulukon Zintl-viivan vasemmalla puolella käytettävissä olevien valenssielektronien pieni määrä [1]. On the other hand, the development of new concepts based on quantum-chemical techniques is hindered by complexity of electronic structures of these components which presents significant challenges for computational chemistry. The combination of strong electron correlation with the valence orbital manifold, weakness of the ligand field, and relativistic effects are found nowhere else in the periodic table and all must be properly accounted for in order to derive meaningful insights [ 2 ]. Binary systems suitable for systematic studies are generally those that are characterized by the appearance of several compounds with varying compositions and structures, thus enabling correlation bonding trends with chemical composition.

For a long time, gallides of the rare-earth metals were not in the focus of research groups around the world either because their crystal structures were not the same as for the boron, aluminum, or indium analogs or because their physical and chemical properties were not so striking in comparison with those exhibited by chemically similar counterparts formed by rare earths with Group 13 elements. Here are a few examples.

Trialuminide YbAl3 is a well-known intermediate valence compound with a large Kondo temperature for the crossover from local moment to nonmagnetic behavior [ 3,4 ]. Above 30–50 K, the behavior is that of uncorrelated Kondo impurities. Below this coherence temperature range, the system enters a Fermi liquid ground state with very large effective masses of electrons. The electronic state of ytterbium is strongly pressure dependent [ 5 ]. The closest gallium analog of YbAl3 with composition YbGa3.34 has a completely different crystal structure and is less interesting from the electronic state point of view with its suggested divalent Yb 2 + (electronic state 4f 14 ) [ 6 ] that mirrors the neighboring YbGa2 [ 7 ].

Samarium hexaboride SmB6 (structure type CaB6) recently attracted attention due to its striking physical properties. Long being a known Kondo insulator [ 8,9 ], it has been recently predicted to be a topological Kondo insulator, the first strongly correlated heavy fermion material exhibiting topological surface states [ 10 ]. Direct experimental confirmation soon followed the prediction [ 11 ]. In contrast to the hexaboride, the hexagallide SmGa6 is less known and was reported to crystallize in the PuGa6 type [ 12 ], exhibit metallic behavior, and order antiferromagnetically with a transition temperature below 4 K [ 13 ].

The ternary gallide HoCoGa5 was described as the first representative of a new structure type in the 80s of the last century [ 14 ], its uranium representatives were reported a few years later [ 15 ]. This structural motif become popular after the discovery of heavy fermion superconductivity in PuCoGa5 [ 16 ] and its indium analogs as well, and—especially—after revealing an intricate interplay of superconductivity and magnetism in compounds CeMIn5 (M—transition metal [ 17,18 ]), e.g., manifested by unconventional superconductivity of CeCoIn5 and antiferromagnetism of CeRhIn5.

Two transition-metal gallides—GaPd and GaPd2—were found to be excellent catalysts for the semihydrogenation of acetylene and were therefore considered promising for applications. In unsupported form, these substances are completely comparable in selectivity and activity to the industrially used catalysts but contain much less noble metal [ 19–21 ]. Nevertheless, even more promising catalytic behavior in semihydrogenation reaction was found later for the aluminum-containing compound Al13Fe4 [ 22 ]. All of these catalytically active intermetallic compounds contain transition but not rare-earth metals the recent reviews on the subject do not show any information about the catalytic properties of gallides of rare-earth metals [ 23,24 ].

Lack of reports revealing interesting properties of rare-earth metal gallides—henceforth also referred as RE gallides—is the most likely reason explaining why publications related to their chemistry and crystallography remain quite rare. The relative scarcity of such investigations is, to same extent, associated with their chemical nature (i.e., crystal structures and compositions) being different from Group 13 analogs—rare-earth metal borides, aluminides, and indides. Moreover, studies of RE gallides are more or less homogeneously distributed in time, as illustrated in Fig. 1 , showing no marked maxima characteristic for specific classes of compounds which, at times, attract broad interest of the scientific community rapidly following discoveries of striking properties, such as superconductivity or Kondo behavior, in one or more representatives. The earlier information on binary gallides of the rare-earth metals was summarized in comprehensive reviews, books, and databases [ 25–30 ]. The number of the yearly reports on binary gallides and the reports with crystallographically fully described substances (i.e., with crystal structure refinement) reflect general tendencies in the research on this family of inorganic substances ( Fig. 2 ).

Fig. 1 . Publication history on the binary gallides of the rare-earth metals. Number of papers with crystallographic information of RE gallides published during the corresponding year is shown on the vertical axis.

Fig. 2 . Yearly numbers of RE gallides mentioned in the publications in Fig. 1 with at least lattice parameters (sininen) and complete structure refinements (punainen). Referencing of the same compound in different papers and different compounds in the same paper is counted independently.


What Is a Galaxy?

What exactly is a galaxy? Surprising as it may sound, astronomers don't have an answer to this fundamental question. There's no agreement on when a collection of stars stops being a cluster and starts being something more. Now, in an echo of the recent wrangling over Pluto's status as a planet, a pair of astrophysicists from Australia and Germany want to start a debate on the issue—and they have even set up a Web site for people to cast their votes.

You might think a galaxy is simply a large group of stars, but just how many stars does it take? Astronomers tend to call five or so stars a "group" and a hundred or more a "cluster." At some point, a cluster becomes a galaxy—the Oxfordin englanninkielinen sanakirja suggests "millions or billions" of stars is enough—but there has never been an official threshold.

Duncan Forbes of Swinburne University in Australia and Pavel Kroupa of the University of Bonn in Germany point out that the problem gets even more complicated. In a paper soon to be published in Publications of the Astronomical Society of Australia, they draw attention to a type of star system discovered in 2000 that bridges the gap between what would traditionally be thought of as a cluster and a galaxy. Known as an ultra-compact dwarf, this type of system has up to a billion stars and can be similar in mass to a galaxy, but it is compact and looks more like a star cluster.

"The general question of what defines a galaxy is, of course, an important one," says Steve Phillipps, an astronomer at the University of Bristol in the United Kingdom. "In particular, it has occupied many of us who study ultra-compact dwarfs, since these seem to share properties with objects on both sides of the divide."

Some individual star systems have become tricky to pigeonhole for other reasons. Omega Centauri, for instance, is a star system located in the southern sky a little over 15,000 light-years from Earth. It has many features of a galaxy: it's big and has stars both old and new. But Omega Centauri is widely considered a star cluster, because its mass is relatively small and it has only about 10 million stars.

So where does a cluster end and a galaxy begin? Forbes and Kroupa list several criteria that could be used to define a galaxy, including the presence of dark matter and having a radius greater than 300 light-years. Another key criterion for a galaxy, the researchers believe, would be the absence of star collisions, since galaxies, being more stable than clusters, are thought to be mostly collisionless. This would exclude objects like Omega Centauri, but it would leave in ultra-compact dwarfs.

In a way the issue is similar to one with planets tackled by the International Astronomical Union (IAU) in 2006. Several bodies had recently been discovered orbiting in the outer solar system with a size similar to Pluto's, culminating in Eris, which appeared to be bigger. (Subsequent measurements suggest that Eris may in fact be a smidgen smaller than Pluto, but it is more massive.) Faced with the revelation that Pluto was technically no more a planet than Eris, IAU controversially decided to label them both "dwarf planets" along with several other smaller bodies. When asked by TiedeNOW whether IAU should now have a role in the galaxy discussion, Ian Corbett, IAU's general secretary, said such a discussion would be difficult. "The boundaries of a definition are as fuzzy as the boundaries of a galaxy."

Some astrophysicists, such as Michael Drinkwater of the University of Queensland in Australia, say scientists don't know enough about the formation of galaxies to classify them with any certainty. Meanwhile, Wyn Evans of the University of Cambridge in the United Kingdom calls the issue "pointless." "Science is not decided by votes and polls," he says. "And even if Kroupa and Forbes want to carry out a survey, . this kind of poll is the worst way to do it. It has no statistical validity whatsoever."

Nonetheless, Kroupa feels the issue deserves attention. "We have a clear picture in astrophysics of what a star is," he says. "We now also have a definition for planets. But the distinction between galaxies and star clusters is still blurred."

Forbes plans to publish the outcome of the vote at an astronomy meeting in Santiago in early April.


Katso video: Copy of Donitsitaloustiede: taloustiede periytyy 1800-luvulta ja tulisi kirjoittaa uudestaan (Tammikuu 2022).