We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Samanyolu ve küresel kümelerdeki yıldızların dağılımı hakkında hızlı (ve umarım basit) bir soru. Merak ediyordum neden o DEĞİL Her iki sistemde de yıldızların dağılımını bir odadaki hava moleküllerinin dağılımına benzeterek açıklamak mümkündür.
Hava moleküllerinin daha rastgele hareketinden ve hava molekülleri arasındaki nispeten büyük sayıda çarpışmadan mı bahsediyoruz… bir galakside göremeyeceğimiz bir şey. Ayrıca hava moleküllerinin aynı merkezi yerçekimi potansiyeline sahip olmadığını ve bu nedenle sabit bir noktaya göre hareket etmediklerini varsayıyorum. Yani, çok daha rastgele mi? Bu noktada herhangi bir tavsiye çok takdir edilecektir.
Bir gazdaki parçacıklar, çarpıştıklarında kısa menzilli kuvvetler yoluyla kabaca elastik olarak etkileşime giren, ancak aksi halde etkileşime girmeyen nokta benzeri nesnelere yakındır.
Yıldızlar, yerçekimsel olarak uzun mesafelerde, bazen birbirleriyle, ancak her zaman sistemin genel yerçekimi potansiyeli ile etkileşime girer.
Bazen insanlar yıldız kümeleri hakkında termodinamik olarak konuşurlar. Bir kümedeki hız dağılımından söz ederken yıldızların "sıcaklığını" tartışabilirsiniz. Bir kümeyi ısıtma veya soğutma kavramının da bazı yararları vardır.
GALAKSİMİZ: SAMAN YOLU
Samanyolu'nun Erken "Modeli":
Sonsuz bir yıldız "sayfası".
- Bu, gökbilimcilerin bilmesinden önceydi:
- Ayrı yıldız sistemleri
- Bütün yıldızlar Güneş gibi değildir.
- Harlow Shapley, 93 küresel kümeye olan mesafeleri belirlemek için Cepheids ve RR Lyrae yıldızlarını kullanır. Dağılımlarının 3 boyutlu bir haritasını çıkarır. Güneş'in etrafına eşit olarak dağılmak yerine Güneş'in bir tarafında yer alan çok daha fazla küresel küme bulur.
Bundan Shapley 3 sonuca ulaştı:
- 1) Güneş Samanyolu'nun merkezinde DEĞİLDİR.
Samanyolu'ndaki Yıldızların Dağılımı ve küresel küme analojisi - Astronomi
Kukarkin kataloğundan türetilen Galaksideki küresel kümelerin yoğunluk dağılımı, YZ düzleminde izdüşümdeki R' 4 yasasına uyar: log ( )= 2587R1/4, tüm uzaklık aralığında (R <50 kpc), standart sapma ile E(log )=0. 145 (veya logcr'deki 4.4 aralığının %3.3'ü), sayım istatistikleriyle tutarlıdır. Sistemin etkin yarıçapı R e =2'dir. .34 kpc, merkez noktası güneşten R 0=7.0 kpc'de. Bir bütün olarak küme sisteminin önemli ölçüde düzleştiğine dair hiçbir kanıt yoktur. Messier 31'deki küresel kümelerin belirgin yoğunluk dağılımı, df Sarent et al. ayrıca ciddi ve disk paraziti yarıçapı ( <16') dışında R 1/4 yasasına uyar: logcr(R )=2.222- l.616R " (l5' <R <120'), standart sapma (logo)=0.072 ile, sayım istatistikleri ile tutarlıdır.Sistemin etkin yarıçapı, mesafe A =652 kpc ise Re =18.0=3.4 kpc'dir.Efektif yarıçap R e = 17' ile yakın uyum içindedir.Parlaklık dağılımının 3'ü aynı zamanda R 1/4 yasasına da yakından uyan küresel bileşende: B =14.65 + l.45(r ")1/4 Küresel kümelerin gözlenen yoğunluk dağılımının, küresel yapının etkin yarıçapını çıkarmak için kullanılabileceği sonucuna varıyoruz. (çıkıntı) Galaksinin bileşeni.
Samanyolu'ndaki Yıldızların Dağılımı ve küresel küme analojisi - Astronomi
Galaktik kümelerdeki ağır element bolluğu ile onların galaktosentrik konumları arasındaki ilişki incelenmiştir. Fe/H bolluk oranının galaktosentrik mesafeyle (Kinman, 1959) veya Q'nun hız ile (Van den Bergh, 1967) dağılımındaki değişiklik nedeniyle, küresel sistem için iyi bir metaliklik gradyanı elde etmek zordu. kümeler. Galaktik merkeze yakın (yarıçapı 10 kpc'den az) metal bakımından fakir ve nispeten metalce zengin kümelerin karıştırılmasının, yörüngelerinin dairesel olmamasından kaynaklanan dinamik bir etki olabileceği gösterilmiştir. Galaksiyi temsil etmek için üç potansiyel model kullanılır: Innanen (1966), Ostriker ve Caldwell (1978) ve Bahcall ve Soneira (1980). Farklı küme türleri, bir parametre olarak enerji kullanımıyla ayrılır. Enerji ve metaliklik arasında bir ilişki olarak kullanılabilecek bir grafik elde edilir. Ayrıca, teğetsel hızların olmaması nedeniyle daha iyi bir ilişkinin elde edilmesinin zor olduğu gösterilmiştir.
Karanlık Maddeyi Aydınlatmak
Yazarların 8 yıldız akışıyla (daireler) ilişkilendirdiği 6 küresel kümeyi (çaprazları) gösteren gökyüzü haritası.
Bonaca et al. 2021
Bu bilgilerle ne yapabiliriz? Bu yıldız akışlarının kökenini anlamak, onların yörüngelerini, ne kadar süredir yörüngede olduklarını ve zaman içinde başka hangi kütleçekimsel etkileşimleri olabileceğini daha iyi takip etmemizi sağlar. Bu ayrıntılar sadece galaksi evrimini anlamak için değil, aynı zamanda galaksimizdeki karanlık maddenin büyük resim dağılımını haritalamak ve akıntıların ev sahibi galaksilerinde karanlık maddenin küçük ölçekli yapısını incelemek için de değerlidir.
Bonaca ve işbirlikçilerinin çalışmalarının Samanyolu'nun yörüngesindeki diğer yıldız akışlarına daha da genişletilmesi, bu soluk ve uzak kaynakların sürekli yüksek kaliteli uygun hareket ölçümlerine dayanacaktır. Gelecekteki Gaia verileri yayınlandıkça daha fazla sonuç arayın!
Alıntı
“Yörünge Kümesi, Galaktik Yıldız Akımlarının Kökenlerini Tanımlıyor,” Ana Bonaca ve diğerleri 2021 ApJL 909 L26. doi:10.3847/2041-8213/abeea9
Bu yazı ilk olarak Amerikan Astronomi Derneği dergilerinden araştırma özetlerini içeren AAS Nova'da yayınlandı.
MWSC - Samanyolu Yıldız Kümeleri Kataloğu
Bu tablo, bu serinin Kağıt II'sinde sunulan 2MAst (2MASS with Astrometry) kataloğunda bulunan 3.006 Samanyolu yıldız kümesinin (MWSC) listesini (bu kümelerin kaynak numaraları 4000'in altında) ve ek olarak 139 yeni açık kümeyi içerir ( bu kümeler, yazarlar tarafından yüksek Galaktik enlemlerde (|b_II_| > 18.5 derece) bulunan ve serinin III. 4000 ve 5000) serinin Kağıt IV'ünde sunulmuştur.
3.006 açık kümenin yer aldığı Kağıt II'deki hedef listesi, günümüzün açık, küresel ve aday küme listeleri temelinde derlenmiştir. Kağıt III'teki yeni yüksek enlemli açık kümelerin listesi, 2MASS Kataloğu kullanılarak bulunan 714 yoğunluk geliştirmelerinin hedef listesinden elde edildi. Kağıt IV'teki yeni açık kümelerin listesi, yazarlar tarafından neredeyse küresel bir gökyüzü araştırması yaparak bulunan 692 kompakt küme adayının ilk listesinden elde edildi (gökyüzü bölümlerini |b_II_| < 5 derece ile hariç tuttular). ) PPMXL ve UCAC4 uygun hareket kataloglarında.
Onaylanmış kümeler için yazarlar, üyelik, ana morfolojik parçaların açısal yarıçapları, ortalama küme uygun hareketleri, mesafeler, kızarıklıklar, yaşlar, gelgit parametreleri ve bazen radyal hızlar gibi homojen bir astrofiziksel parametreler kümesi belirlediler.
Katalog Bibcode'ları
Referanslar
Köken
Veri Ürünleri
CDS, atlas dosyalarını şu şekilde açıklar:
Kağıt IV Metodolojisinin Tanımı
Yazarlar, hedef listelerinden onaylanan her nesnenin etrafında, yarıçapı ra = r2 + radd olan dairesel bir alan tanımladılar; burada r2, küme yarıçapının ilk tahmini ve radd = 0,3 derece. Bu alanlarda, 2MAst'ta yalnızca, her bantta 1, 2 veya 3'e ayarlanmış Rflg (2MASS'taki bayrakların 2. üçlüsü) bayraklarına sahip yıldızları, yani fotometrik ve astrometrik verilerde en iyi kalite algılamalara sahip yıldızları seçtiler. Onaylanmış kümelere sahip 63 gökyüzü alanı, fotometrik ve astrometrik verilerde en iyi kalite algılamalarına sahip yaklaşık 0,49 milyon 2MAst yıldız içerir. Yazarlar en olası üyeleri seçtiler ve - homojen bir yöntem/boru hattı ile - ana morfolojik parçaların açısal boyutlarını, güneş merkezli mesafeleri, renk fazlalıklarını, ortalama uygun hareketleri, yaşları, gelgit parametrelerini belirlediler.
Bu çalışma, 3784 hedeflik orijinal girdi listesine sahip olan MWSC araştırmasının (Kharchenko ve diğerleri 2012, Kağıt I, 2013, Kağıt II) ikinci uzantısını temsil etmektedir. Schmeja ve ark. (2014, Makale III), 782 başka adayı araştırırken, mevcut yazarlar 692 yeni adayı analiz etti. Onlar için 4001 ile başlayan MWSC numaralarını benimsediler.
Kağıt II Metodolojisinin Tanımı
Temel yıldız verileri, tüm gökyüzü kataloglarından PPMXL (Roeser et al. 2010, CDS Cat. I/317) ve 2MASS (Cutri et al. 2003, CDS Kat. II/246). Ek olarak, yazarlar Kharchenko ve diğerlerinin radyal hızları hakkındaki verileri dahil ettiler. (2007, CDS Cat. III/254) ve ASCC-2.5'ten spektral tipler (Kharchenko & Roeser 2009, CDS Cat. I/280).
Yazarlar, hedef listelerindeki her nesnenin etrafında r yarıçaplı dairesel bir alan tanımladılar.bir = r2 + rEkle nerede2 küme yarıçapıdır ve rEkle = 0.3 derece. Bu alanlarda, 2MAst'ta yalnızca, her bantta 1, 2 veya 3'e ayarlanmış Rflg (2MASS'taki bayrakların ikinci üçlüsü) bayraklı yıldızları, yani fotometrik ve astrometrik verilerde en iyi kalite algılamalara sahip yıldızları seçtiler.
Yazarlar, nesne listelerindeki 3.784 hedeften 3.006 küme ve/veya ilişkilendirmeyi doğruladı. Bu 3.006 gökyüzü alanı, fotometrik ve astrometrik verilerde en iyi kalite algılamalarına sahip yaklaşık 63,5 milyon 2MAst yıldız içerir. Yazarlar, merkezi küme bölgelerinde bulunan yaklaşık 0.14 milyon en olası üyeyi seçtiler ve - homojen bir yöntem/boru hattı ile - ana morfolojik parçaların açısal boyutlarını, güneş merkezli mesafeleri, renk fazlalıklarını, ortalama uygun hareketleri, yaşları, gelgit parametrelerini belirlediler. bazen radyal hızlar ve metaliklikler.
Kağıt III Metodolojisinin Tanımı
Hedef listelerinden her bir onaylanmış nesnenin etrafında, yarıçapı r olan dairesel bir alan tanımladılar.bir = r2 + rEkle nerede2 küme yarıçapının ilk tahminidir ve rEkle = 0.3 derece. Bu alanlarda, 2MAst'ta yalnızca, her bantta 1, 2 veya 3'e ayarlanmış Rflg (2MASS'taki bayrakların 2. üçlüsü) bayraklarına sahip yıldızları, yani fotometrik ve astrometrik verilerde en iyi kalite algılamalarına sahip yıldızları seçtiler.
Onaylanmış kümelere sahip 139 gökyüzü alanı, fotometrik ve astrometrik verilerde en iyi kalite algılamalarına sahip yaklaşık 0,52 milyon 2MAst yıldız içerir. Yazarlar en olası üyeleri seçtiler ve - homojen bir yöntem/boru hattı ile - ana morfolojik parçaların açısal boyutlarını, güneş merkezli mesafelerini, renk fazlalıklarını, ortalama uygun hareketleri, yaşları ve gelgit parametrelerini belirlediler.
Kağıt III, MWSC projesinin 3784 hedeflik ilk Kağıt II giriş listesini 714 yeni adayla genişletiyor. Yazarlar onlar için 5001 kaynak numarası ile başlayan bir MWSC numaralandırması benimsemişlerdir. Arama Kuzey ve Güney yarımküreler için ayrı ayrı yapıldığından, aday numaralandırması süreksizdir: 5001 <= MWSC < 5499 sayıları b > +18.5 derece için atanmıştır, ve 5500 <= MWSC < 5999, b < -18,5 derece için adayları belirler.
Parametreler
Kaynak_Numara
Her küme veya küme adayı için, J2000.0 Right Ascension, Kağıt II'deki nesneler için 1'den 3.784'e, Kağıt III'teki nesneler için 5004'ten 5963'e ve Kağıt IV'teki nesneler için 4005'ten 4688'e artan sırayla çalışan bir kimlik numarası . Kaynak numaralarından bazıları, küme olmadığı ortaya çıkan ve dolayısıyla yalnızca 3.208 onaylanmış kümeyi listeleyen bu mevcut tabloda yer almayan adaylara atanmıştır.
isim
Küme için NGC, IC veya diğer ortak tanımlama. Kağıt III'teki yeni kümelere, 'MWSC' öneki ve kaynak numaraları, örneğin 'MWSC 5004' kullanılarak isimler verilmiştir.
Geniş_Tip
Bu bayrak parametresi, nesne türünü aşağıdaki gibi gösterir:
Cluster_Status
Bu bayrak parametresi yalnızca açık küme olmayan 739 nesne için ayarlanır (yani geniş_tip != ' '): CDS belgelerine göre 'c' aday ve 'o' nesne anlamına gelir.
RA
Seçilen ekinoksta benimsenen küme merkezinin Sağ Yükselişi. Bu, J2000.0 koordinatlarında, orijinal tabloda 0.0001 saatlik (0.36 saniyelik zaman) kesinlikte verilmiştir.
Aralık
Seçilen ekinoksta benimsenen küme merkezinin Sapması. Bu, J2000.0 koordinatlarında, orijinal tabloda 0.001 derecelik (3,6 yay saniyesi) hassasiyetle verildi.
LII
Kabul edilen küme merkezinin Galaktik Boylamı.
BII
Kabul edilen küme merkezinin Galaktik Enlem.
Çekirdek_Yarıçap
Kümenin çekirdeğinin açısal yarıçapı, r0, derece cinsinden. Yazarlar, küme üyelerinin merkezi olarak simetrik bir dağılımını varsaydılar ve üç ampirik yapısal parametre sundular:0 < r1 <2 gözle takılan radyal yoğunluk profilinin (RDP) şeklini açıklayan. Görünür çekirdek yarıçapı r0 RDP'nin eğiminin daha düz hale geldiği küme merkezinden uzaklığa karşılık gelir, merkezi kısmın görünür yarıçapı r1 yıldız yoğunluğundaki düşüşün aniden durduğu mesafe ve bir kümenin gerçek (toplam) görünür yarıçapı r2 yıldızların yüzey yoğunluğunun çevreleyen alanın ortalama yoğunluğuna eşit olduğu küme merkezinden uzaklık olarak tanımlanır. r0 Burada dikkate alınan yeni bir özelliktir, yazarlar COCD ile yaptıkları önceki çalışmalarında sadece r1 ve r2. İlgili verilerin görsel incelemesine dayanarak, r0, r1ve r2 Örneğin, King's parametreleri r ile doğrudan bir ilişki olmadan küme boyutlarının ampirik tanımlarını verinc ve rt (bkz. Kağıt I'in 3.4.4. Bölümü). Bununla birlikte, yazarlar ilişkilerin r olduğunu buldular.0 <c <1 ve rt > r2 genellikle uyulur.
Central_Radius
Kümenin orta kısmının açısal yarıçapı, r1, derece cinsinden. (Daha fazla ayrıntı için yukarıdaki core_radius açıklamasına bakın).
Cluster_Radius
Kümenin açısal yarıçapı, r2, derece cinsinden. (Daha fazla ayrıntı için yukarıdaki core_radius açıklamasına bakın).
PM_RA
Sağ Yükseliş yönünde ortalama küme uygun hareketi, muRA * cos(Aralık), miliarksaniye/yıl olarak (mas/yıl).
PM_Aralık
Sapma yönünde ortalama küme uygun hareketi, muAralık, miliarksaniye/yıl olarak (mas/yıl).
PM_Tot_Error
Ortalama küme toplam öz hareketindeki standart hata, mu, miliyay saniye/yıl (mas/yıl).
Rad_Vel
Kümedeki seçilen yıldızların km/s cinsinden ortalama radyal hızı.
Rad_Vel_Error
Kümedeki seçilen yıldızların ortalama radyal hızlarındaki standart hata, km/sn.
Num_Rad_Vel_Stars
Radyal hız hesaplaması için kullanılan küme yıldızlarının sayısı.
Num_Core_Stars
Çekirdek bölge yarıçapı içindeki en olası (1-sigma olarak adlandırılan) üye yıldızların sayısı, r0. Kümedeki bireysel yıldızlar için üyelik olasılıkları, CDS'deki küme için ilişkili yıldızlar dosyasında verilmektedir (daha fazla ayrıntı için yukarıdaki Veri Ürünleri bölümüne bakın).
Num_Central_Stars
Merkezi bölge yarıçapı içindeki en olası (1-sigma olarak adlandırılan) üye yıldızların sayısı, r1. Kümedeki bireysel yıldızlar için üyelik olasılıkları, CDS'deki küme için ilişkili yıldızlar dosyasında verilmektedir (daha fazla ayrıntı için yukarıdaki Veri Ürünleri bölümüne bakın).
Num_Cluster_Stars
Küme yarıçapı içindeki en olası (1-sigma olarak adlandırılan) üye yıldızların sayısı, r2. Kümedeki bireysel yıldızlar için üyelik olasılıkları, CDS'deki küme için ilişkili yıldızlar dosyasında verilmektedir (daha fazla ayrıntı için yukarıdaki Veri Ürünleri bölümüne bakın).
Mesafe
Güneş'ten küme mesafesi, D, parsek cinsinden (pc). D'yi tahmin etmek için kullanılan metodoloji, Makale I'deki Bölüm 3.4.3'te tartışılmaktadır. Yazarlar, mesafelerin +/- %16'ya kadar doğru olduğunu düşünmektedir. Neredeyse dikey ve yetersiz nüfuslu ana dizilere sahip genç kümeler için bu parametrenin doğruluğu oldukça düşüktür.
E_BV
Büyüklüklerde kümeye doğru kızarıklık (renk fazlalığı), E(B-V). E(B-V)'yi tahmin etmek için kullanılan metodoloji, Makale I'deki Bölüm 3.4.3'te tartışılmaktadır. Yazarlar, kızarma değerlerinin +/- 0.06 büyüklük (+/-) aralığında doğru olduğunu düşünmektedir.
%10). Neredeyse dikey ve yetersiz nüfuslu ana dizilere sahip genç kümeler için bu parametrenin doğruluğu oldukça düşüktür.
Mesafe_Modulus
2MASS K'daki kümenin görünen uzaklık modülüs bant, yani [(5 * log (D)) - 5.0 + A_Ks_] miktarıdır, burada D parsek cinsinden kümeye olan mesafedir ve AKS 2MASS K'daki yok oluşs kümeye doğru bant. Standart bir yıldızlararası kırmızılaşma yasası varsayılır, örneğin, AV = 3.1 * E(B-V), AK = 0.95 * AKSve birKS = 0.670 * E(J-Ks) (Cardelli ve diğerleri. 1989, ApJ, 345, 245 Dutra & Bica 2001, A&A, 376, 434). Yazarlar, uzaklık modülünün +/- 0.35 büyüklük aralığında doğru olduğunu düşünmektedir. Neredeyse dikey ve yetersiz nüfuslu ana dizilere sahip genç kümeler için bu parametrenin doğruluğu oldukça düşüktür.
E_JK
Kızarıklık (renk fazlalığı), E(J-Ks), büyüklüklerde kümeye doğru.
E_JH
Büyüklüklerde kümeye doğru kızarıklık (renk fazlalığı), E(J-H).
Delta_H
Takılan izokron, Delta-H'nin H büyüklüğünün düzeltilmesi. Yazarlar, teorik izokronların genellikle K'de gözlenen dizilere uyduğunu buldular.s,(J - Ks)-diyagramlar K'den daha iyis, (J - H) bir. Tipik olarak yaklaşık birkaç yüz büyüklükte olan ancak kümeden kümeye değişen bir (J - H) renk kayması gözlemlediler. Bu etkiyi, 2MASS'ta H-bandının global bir kalibrasyonunun olmamasına ve ayrıca, H-bandını etkileyen emici tozun özelliklerinin uzaysal varyasyonlarına bağlarlar. Bu nedenle, K'ye daha iyi bir izokron uyumu sağlamak için bu ampirik düzeltme Delta-H'yi tanıttılar.s, (J - H) diyagramı.
Günlük_Yaş
Kümedeki yıldızların ortalama yaşının logaritması, log t, yıl olarak. Küme yaşlarını tahmin etmek için kullanılan metodoloji ve bunların doğruluğu, Makale I'deki Bölüm 3.4.3'te tartışılmaktadır.
Log_Age_Error
Kümedeki yıldızların ortalama yaşının logaritmasındaki standart hata, log t, yıl cinsinden.
Num_Log_Age_Stars
Ortalama küme yaşı hesaplaması için kullanılan küme yıldızlarının sayısı. Bu parametre için -1 değeri, küme yaşının manuel olarak ayarlandığını gösterir.
King_Core_Radius
Çekirdek yarıçapı, rcParsek cinsinden RDP kümesine uygun bir King modelinin , . Bu, daha önce COCD kümelerine uygulananla aynı teknik kullanılarak tahmin edilmiştir (daha fazla ayrıntı için bkz. Piskunov ve ark. 2007, A&A, 468, 151). Yöntem, üç parametreli bir uyum (rc, rt ve küme üyelerinin gözlenen yoğunluk dağılımına kümülatif King profillerinin bir normalleştirme faktörü).
King_Core_Radius_Hatası
Çekirdek yarıçapındaki standart hata, rcParsek cinsinden RDP kümesine uygun bir King modelinin , .
King_Tidal_Radius
gelgit yarıçapı, rt. parsek cinsinden RDP kümesine uygun bir King modelinin temsili. Bu, daha önce COCD kümelerine uygulananla aynı teknik kullanılarak tahmin edilmiştir (daha fazla ayrıntı için bkz. Piskunov ve ark. 2007, A&A, 468, 151). Yöntem, üç parametreli bir uyum (rc, rt ve küme üyelerinin gözlenen yoğunluk dağılımına kümülatif King profillerinin bir normalleştirme faktörü).
King_Tidal_Radius_Error
Gelgit yarıçapındaki standart hata, rtParsek cinsinden RDP kümesine uygun bir King modelinin , .
King_Norm_Faktörü
Parsek cinsinden RDP kümesine uyan bir King modelinin normalleştirme faktörü -2 . Bu, daha önce COCD kümelerine uygulananla aynı teknik kullanılarak tahmin edilmiştir (daha fazla ayrıntı için bkz. Piskunov ve ark. 2007, A&A, 468, 151). Yöntem, üç parametreli bir uyum (rc, rt ve küme üyelerinin gözlenen yoğunluk dağılımına kümülatif King profillerinin bir normalleştirme faktörü).
King_Norm_Factor_Error
Bir King modelinin normalleştirme faktöründeki standart hata, parsek -2 olarak küme RDP'sine uygundur.
Referans Kodu
MWSC listesi için referans kaynağı ve aşağıdaki gibi kodlanmış küme için giriş parametreleri: İki Paper III nesnesi, 'MWSC 5901' ve 'MWSC 5963', CDS tablosunda 'ARIa' referans_kodu değerlerine sahipti. belgelenmemiş ve HEASARC bunların hatalı olduğuna inanıyor. HEASARC, Galaktik enlemlerine bağlı olarak bu değerleri sırasıyla 'ARIn' ve 'ARIs' olarak düzeltti.
Cluster_Type
Kaynak nesne kümesi türü, aşağıdaki gibi kodlanmıştır:
metaliklik
Kümenin metalikliği, [Fe/H]. Bu değerler Conrad ve ark. (2014, A&A, 562, A54) veya Dias ve ark. (2002, A&A, 389, 871), Versiyon 3.1, 24/kasım/2010 küresel kümeler için, revize edilmiş Harris'ten (1996, AJ, 112.1487, CDS Cat. VII/202), Katalog, 2010 baskısından alınmıştır veya yeni belirlendi.
Metallicity_Error
Metallikteki standart hata, [Fe/H].
Num_Metallicity_Stars
Türetilmiş metaliklik için kullanılan küme yıldızlarının sayısı.
Yorumlar
Bu parametre, nesnelerin çoğu (hepsi değil) için notlar içerir.
Sınıf
Geniş_tip parametresinin değerine dayalı olarak HEASARC Gözat nesne sınıflandırması.
15 Samanyolu Galaksisi
Ters yöne baktığımızda (mavi ok), hala Samanyolu bandını görüyoruz, ancak şimdi daha sönük çünkü Güneşimiz Galaktik merkezden uzakta duruyor, bu nedenle merkeze doğru baktığımızda ters yöne baktığımızdan daha fazla yıldız görüyoruz. .
Diske dik baktığımızda (kırmızı oklar), çok daha az yıldız görüyoruz.
- Disk ve çıkıntı, kabaca küresel bir " topunun içine yerleştirilmiştir.soluk - yaşlı" olarak bilinen yıldızlar Galaktik Halo (resimde çizilmemiştir).
- (a) Andromeda GalaksisiKardeş gökadamız yaklaşık 800 kpc uzaklıkta ve muhtemelen kendi Samanyolu Gökadamızın genel düzenine oldukça yakından benziyor. Yaklaşık 30.000 adet olan bu görüntüde disk ve çıkıntı açıkça görülmektedir.
Diski ve çıkıntıyı tamamen çevreleyen halenin soluk yıldızları burada görülemez. Bu görüntünün her tarafına serpiştirilmiş beyaz yıldızlar, kendi Galaksimizde yaklaşık bin kat daha yakın olan ön plan yıldızlarıdır.
- 20 cc'den önce:
- bizim galaksimiz ≡ evren
- güneş galaksinin merkezindedir
- Galaksi evrenin merkezindedir
- Gökyüzünün farklı yönlerindeki yıldızları saydı. Bütün yıldızların parlaklıklarının eşit olduğunu varsaydı.
- Galaksinin düzleştiği (güneş merkezdedir), kabaca disk şeklindeki bir yıldız topluluğu olduğu sonucuna vardı.
- Saymada bazı iyileştirmeler: genişlik=10 kpc, kalınlık=2 kpc
- Gözlem, Görünür bantta yapıldı.
- ISM'yi hesaba katmadılar (sadece 1930'lardan sonra).
- zaten karşılaştık değişken yıldızlar (nova, süpernova ve ilgili fenomenler): Bunlara felaket değişkenleri.
- Parlaklıkları düzenli bir şekilde değişen, ancak çok daha incelikli olan yıldızlar. Bunlara denir içsel değişkenler.
- İki tür içsel değişken bulunmuştur:
- RR Lyrae yıldızlar ve Sefeidler.
- Bu yıldızların değişkenliği, yerçekimi ve basınç arasındaki dinamik dengeden gelir. Kararlılık etrafında büyük salınımları vardır.
- Opaklık artar ➤
- radyasyon tuzağı
- iç basınç artar ➤
- star "puffs up" ➤
- yıldız parlar ➤ yüzey ısınır ➤ yarıçap küçülür
- parlaklık azalır ➤ yıldız genişler ve soğur
- Olarak yüksek kütleli yıldız şerit boyunca gelişir, bir olur Sefeid değişken.
- Düşük kütle kararsızlık şeridindeki yatay dal yıldızları RR Lyrae değişkenler.
RR Lyrae Dönem: 0,5 - 1 gün
Sefeid Süre: 1 - 100 gün
- nabız periyodu ve parlaklık oldukça sıkı bir şekilde ilişkilidir.
- Mesafeyi hesaplamak için:
- Gözlemlemek dönem.
- Hesapla parlaklık (grafik/ilişki kullanarak).
- Hesapla mesafe: görünür parlaklık ∝ L / d 2 .
- RR Lyrae yıldızların hepsi hakkında aynı parlaklık
- görünür büyüklüklerini bilmek, mesafeyi hesaplamamızı sağlar.
- periyot ölçüldüğünde, parlaklık bilinir ve yukarıdaki gibi ilerlenebiliriz.
Cepheid değişken yıldızlarının periyot-parlaklık ilişkisinin uygulanması, yaklaşık olarak uzaklıkları belirlememizi sağlar. 25 Mpc makul doğrulukla.
Kızılötesi gaz ve toz tarafından çok fazla emilmediğinden, galaktik merkezin görünür ışık görünümünden çok daha fazla ayrıntısını gösterir.
Sanatçının Samanyolu Gökadası'nın (neredeyse) uçtan uca görünümüne ilişkin anlayışı (Güneşimizin parlaklığı ve boyutu, netlik için büyük ölçüde abartılmıştır). dağılımlarını şematik olarak gösterir.
Galaktik hale:
- O ve küresel kümeler çok erken oluştu
- Halo küreseldir.
- Halodaki tüm yıldızlar çok yaşlı
- Gaz ve toz yoktur.
Galaktik disk:
- En genç yıldızları içerir
- Aynı zamanda yıldız oluşum bölgeleri (salma bulutsuları ve büyük gaz ve toz bulutları) içerir.
Galaktik çıkıntı:
- Nüfus-I:
- GENÇ + DİSK ÜZERİNDE
- Yıldız Oluşturan Bölgelerin Yeri
- Her yaştan yıldız içerir
- ESKİ + DİSKTEN KAPALI (yani HALO)
- Eski yıldızları içerir
- Ağır (> He) elementlerde daha az bulunur
- Disk yıldızları (mavi eğriler) düzenli olarak hareket eder (dairesel yörüngeler).
- Halo yıldızları (turuncu eğriler) büyük ölçüde rastgele yönelimlere ve eksantrikliklere sahip yörüngelere sahiptir.
- şişkin yıldızlar (sarı eğriler) disk ve hale yıldızları arasındadır.
- Diskin iyi tanımlanmış dönüşünü paylaşmazlar.
Güneşin etrafında:
- Küçük Ölçek (PC'nin birkaç 10 saniyesi içinde):
- rasgele.
- SİPARİŞ.
- Tüm Galaktik Disk hakkında "farklı olarak" döndürme Galaktik Merkez.
- @ 8 kpc uzakta, Güneş ile döner 220 km/s.
- Güneş Dönemi:
- Galaktik Yıl = 225 Milyon yıl.
(a) Samanyolu Galaksisi muhtemelen birkaç küçük sistemin birleşmesi.
(b) Erken aşamalarda, Galaksi düzensiz şekilliydi, hacmi boyunca dağıtılmış gaz ile.
Bu aşamada yıldızlar oluştuğunda, hareket ettikleri tercih edilen bir yön ve bulundukları tercih edilen bir yer yoktu. Yörüngeleri onları yeni doğan Galaksiyi çevreleyen üç boyutlu geniş bir hacim boyunca taşıdı.
(c) Zamanla, gaz ve toz Galaktik düzleme düştü ve dönen bir disk oluşturdu. Halihazırda oluşmuş yıldızlar halede geride kalmıştı.
(d) Diskte oluşan yeni yıldızlar, genel dönüşünü devralır ve böylece Galaktik merkezin yörüngesinde sıralı olarak döner, dairesel yörüngeler.
Bulutun açısal momentumu galaktik evrimi etkilemek
Bulut Yoğunluğu galaktik evrimi etkilemek
- Yıldızlararası gaz, diskin ötesini gözlemlememizi engeller.
- Görünür spektrum yeterli değil Galaksimizin en büyük ölçeğine ulaşmak için.
- Hidrojen, ISM'de en bol bulunan element olduğundan:
- 21 cm radyo emisyon hattı atomik Hidrojenden
- Tüm yapının haritalanmasında kullanılabilir.
- Basit dairesel yörüngeler kullanan Radyo Haritaları kullanılarak Galaksinin matematiksel bir modeli oluşturulabilir.
- Galaxy diferansiyel rotasyona sahiptir:
- Bulutların hızı onlara bağlı mesafe.
- Sinyalin gücü, sinyalin bir ölçüsüdür. yoğunluk gaz.
- Radyo haritalarında Galaktik Merkez'deki iki ana yapının merkezleri örtüşmektedir.
- Gaz Dağıtımı
- Küresel Küme Sistemi
- kadar uzanır 50 kpc Galaktik Merkezden.
- Gazın merkezi kısmı (20 kpc) yaklaşık olarak 100 adet diskte.
- Bu mesafenin ötesinde gaz çarpık.
- Samanyolu ≡ Sarmal bir gökada
Samanyolu Sarmal Yapısı. Bir sanatçının Galaksimize ilişkin anlayışı tam karşıdan görülüyor.
- Galaktik Diskin iç kısımları, dışına göre daha hızlı döner.
- Bu oluşturur diferansiyel rotasyon.
- Bu nedenle, yıldızlar diğerlerine göre konum değiştirir.
- Bu nedenle, herhangi bir potansiyel büyük ölçekli yapı, Galaktik Diskte yeterince uzun süre dayanmayacaktır.
- onlar sarmal gaz sıkıştırma dalgaları Galaktik diskte hareket eden
- Gaz sıkar yıldızlararası gaz bulutları ve hareket ederken yıldız oluşumunu tetikler.
- Gördüğümüz spiraller sadece desenler diskte gezinme, büyük madde kütleleri DEĞİL bir yerden bir yere taşınıyor.
- Disk malzemesinin dönme hızı Galaktik Merkezden uzaklıkla değişse de, dalganın kendisi bozulmadan kalır, Galaksinin sarmal kollarını tanımlar.
- Gaz Dağıtımı:
- Gaz Hareketi gösterilir kırmızı Kol Hareketi beyaz.
- ARKADAŞ & HIZLI: En yüksek gaz yoğunluğu (toz şeritleriyle işaretlenmiştir).
- ÖN & YAVAŞ: Spiral yoğunluk dalgası.
- ARASINDA: Gaz kola arkadan girer ve gaz sıkıştırılır ve yıldız oluşturur.
- Spiral kolların yoğunluk dalgaları olarak kalıcılığı, bir benzetme olarak trafik sıkışıklığı kullanılarak anlaşılabilir.
- Belirli arabalar içeri girip çıksa bile sıkışma devam ediyor.
- Onu tetikleyen olay bittikten sonra uzun süre devam edebilir.
- Kütle, Galaktik Diskteki gaz bulutlarının ve yıldızların hareketi incelenerek hesaplanabilir.
- Kepler Yasası bağlantıları Yörünge dönemi, Yörünge Boyutu ve kitleler herhangi iki nesnenin
- Güneş için: P=225 Myr, a=8 kpc ve dolayısıyla MMW = 10 11 M☉ .
Bu kütle Galaksinin merkezinde yoğunlaşmıştır. Ancak Galaktik Madde, Galaksi boyunca dağılmıştır.
- Galaksinin gerçek kütlesini belirlemek için Güneş'in çok ötesindeki gaz hareketi incelenmelidir.
- Bu sadece radyo dalga boyunda yapılabilir.
- Radyo gözlemleri, Galaktik Merkezden çeşitli mesafelerde Galaksinin dönüş hızını verir.
- Ortaya çıkan arsa dönüş hızı ve mesafe merkezden olana Galaktik dönme eğrisi denir.
- Galaksinin uzak ucunda (merkezden 15 kpc) hala merkeze göre dönen bir şey (radyoda algılanan) olduğuna dikkat edin.
- Bu nedenle
- Samanyolu'nun (küresel kümeler ve sarmal kollarla ana hatları çizilen) aydınlık kısmı görülebilir [aka. buzdağının görünen kısmı] ve normal yollarla tespit edildi.
- Aydınlık bölge geniş bir alanla çevrilidir, görünmez karanlık hale hangi gözlemlenen sınırın çok ötesine uzanır.
- Bu değil Hidrojen gazı
- Bu değil yıldız malzemeden yapılmıştır.
- Galaktik merkez yönünde yıldız ve yıldızlararası maddenin fotoğrafı.
- Yoğun karartma nedeniyle, en büyük optik teleskoplar bile merkeze olan uzaklığın onda birinden fazlasını göremez.
- M8 bulutsunun en üst merkezdeki konumuna dikkat edin.
- Alan kabaca dikey olarak 20°'dir. Üst üste bindirilmiş kutu, Galaksimizin merkezinin konumunu özetlemektedir.
- Ek, onu çevreleyen yoğun yıldız kümesinin uyarlanabilir optik kızılötesi görüntüsünü gösterir. Galaktik merkez, çekirdeği ikiz oklarla gösterilen.
(a) Galaktik düzlemin bir kısmının kızılötesi görüntüsü, Galaktik merkezi (beyaz kutu) çevreleyen nispeten küçük bir hacme yerleştirilmiş birçok parlak yıldızı göstermektedir. Bu kutulu bölgedeki ortalama madde yoğunluğunun yaklaşık olduğu tahmin edilmektedir. bir milyon kez güneş mahallesinde.
(b) Spektrumun radyo kısmında gözlemlendiği gibi Galaksimizin merkezi kısmı. Bu resim yaklaşık bir bölgeyi gösterir. 100 adet Galaktik merkezi (sağ alttaki parlak bloğun içinde yer alan) çevreleyen. Uzun dalga boylu radyo emisyonu, Galaksinin tozunu keserek, Galaksinin merkezinin hemen yakınındaki maddenin bir görünümünü sağlar.
(c) Yakın zamanda Çandra sıcak bir süpernova kalıntısı (kırmızı) ve Sgr A* arasındaki ilişkiyi gösteren görüntü, şüpheli kara delik Galaksimizin tam merkezinde.
(d) Yay A'dan kaynaklanan spiral radyo emisyonu modeli, bir dönen madde halkası boyunca sadece birkaç parsek.
Herschel Galaksiyi Ölçer
1785 yılında William'ın Herschel (Şekil 1) Samanyolu Gökadası'nın mimarisiyle ilgili ilk önemli keşfi yaptı. William ve kız kardeşi Caroline, kendi yaptığı büyük bir yansıtıcı teleskop kullanarak gökyüzünün farklı yönlerindeki yıldızları saydı. They found that most of the stars they could see lay in a flattened structure encircling the sky, and that the numbers of stars were about the same in any direction around this structure. Herschel therefore concluded that the stellar system to which the Sun belongs has the shape of a disk or wheel (he might have called it a Frisbee except Frisbees hadn’t been invented yet), and that the Sun must be near the hub of the wheel (Figure 2).
Figure 1. William Herschel (1738–1822) and Caroline Herschel (1750–1848): William Herschel was a German musician who emigrated to England and took up astronomy in his spare time. He discovered the planet Uranus, built several large telescopes, and made measurements of the Sun’s place in the Galaxy, the Sun’s motion through space, and the comparative brightnesses of stars. This painting shows William and his sister Caroline polishing a telescope lens. (credit: modification of work by the Wellcome Library)
To understand why Herschel reached this conclusion, imagine that you are a member of a band standing in formation during halftime at a football game. If you count the band members you see in different directions and get about the same number each time, you can conclude that the band has arranged itself in a circular pattern with you at the center. Since you see no band members above you or underground, you know that the circle made by the band is much flatter than it is wide.
Figure 2. Herschel’s Diagram of the Milky Way: Herschel constructed this cross section of the Galaxy by counting stars in various directions.
We now know that Herschel was right about the shape of our system, but wrong about where the Sun lies within the disk. As we saw in Between the Stars: Gas and Dust in Space, we live in a dusty Galaxy. Because interstellar dust absorbs the light from stars, Herschel could see only those stars within about 6000 light-years of the Sun. Today we know that this is a very small section of the entire 100,000-light-year-diameter disk of stars that makes up the Galaxy.
Harlow Shapley: Mapmaker to the Stars
Until the early 1900s, astronomers generally accepted Herschel’s conclusion that the Sun is near the center of the Galaxy. The discovery of the Galaxy’s true size and our actual location came about largely through the efforts of Harlow Shapley. In 1917, he was studying RR Lyrae variable stars in globular clusters. By comparing the known intrinsic luminosity of these stars to how bright they appeared, Shapley could calculate how far away they are. (Recall that it is distance that makes the stars look dimmer than they would be “up close,” and that the brightness fades as the distance squared.) Knowing the distance to any star in a cluster then tells us the distance to the cluster itself.
Globular clusters can be found in regions that are free of interstellar dust and so can be seen at very large distances. When Shapley used the distances and directions of 93 globular clusters to map out their positions in space, he found that the clusters are distributed in a spherical volume, which has its center not at the Sun but at a distant point along the Milky Way in the direction of Sagittarius. Shapley then made the bold assumption, verified by many other observations since then, that the point on which the system of globular clusters is centered is also the center of the entire Galaxy (Figure 3).
Figure 3. Harlow Shapley and His Diagram of the Milky Way: (a) Shapley poses for a formal portrait. (b) His diagram shows the location of globular clusters, with the position of the Sun also marked. The black area shows Herschel’s old diagram, centered on the Sun, approximately to scale.
Shapley’s work showed once and for all that our star has no special place in the Galaxy. We are in a nondescript region of the Milky Way, only one of 200 to 400 billion stars that circle the distant center of our Galaxy.
Born in 1885 on a farm in Missouri, Harlow Shapley at first dropped out of school with the equivalent of only a fifth-grade education. He studied at home and at age 16 got a job as a newspaper reporter covering crime stories. Frustrated by the lack of opportunities for someone who had not finished high school, Shapley went back and completed a six-year high-school program in only two years, graduating as class valedictorian.
In 1907, at age 22, he went to the University of Missouri, intent on studying journalism, but found that the school of journalism would not open for a year. Leafing through the college catalog (or so he told the story later), he chanced to see “Astronomy” among the subjects beginning with “A.” Recalling his boyhood interest in the stars, he decided to study astronomy for the next year (and the rest, as the saying goes, is history).
Upon graduation Shapley received a fellowship for graduate study at Princeton and began to work with the brilliant Henry Norris Russell (see the Henry Norris Russell feature box). For his PhD thesis, Shapley made major contributions to the methods of analyzing the behavior of eclipsing binary stars. He was also able to show that cepheid variable stars are not binary systems, as some people thought at the time, but individual stars that pulsate with striking regularity.
Impressed with Shapley’s work, George Ellery Hale offered him a position at the Mount Wilson Observatory, where the young man took advantage of the clear mountain air and the 60-inch reflector to do his pioneering study of variable stars in globular clusters.
Shapley subsequently accepted the directorship of the Harvard College Observatory, and over the next 30 years, he and his collaborators made contributions to many fields of astronomy, including the study of neighboring galaxies, the discovery of dwarf galaxies, a survey of the distribution of galaxies in the universe, and much more. He wrote a series of nontechnical books and articles and became known as one of the most effective popularizers of astronomy. Shapley enjoyed giving lectures around the country, including at many smaller colleges where students and faculty rarely got to interact with scientists of his caliber.
During World War II, Shapley helped rescue many scientists and their families from Eastern Europe later, he helped found UNESCO, the United Nations Educational, Scientific, and Cultural Organization. He wrote a pamphlet called Science from Shipboard for men and women in the armed services who had to spend many weeks on board transport ships to Europe. And during the difficult period of the 1950s, when congressional committees began their “witch hunts” for communist sympathizers (including such liberal leaders as Shapley), he spoke out forcefully and fearlessly in defense of the freedom of thought and expression. A man of many interests, he was fascinated by the behavior of ants, and wrote scientific papers about them as well as about galaxies.
By the time he died in 1972, Shapley was acknowledged as one of the pivotal figures of modern astronomy, a “twentieth-century Copernicus” who mapped the Milky Way and showed us our place in the Galaxy.
Computer Program Detail Page
The EJS Shapley's Globular Clusters Model shows the distribution of globular clusters around the plane of the Milky Way as determined by Harlow Shapley in 1918. The Space View frame shows a 3D view of the distribution of the clusters around the galactic plane, along with the location of the Sun and Shapley's location for the galactic center (as well as the boundary of what Shapley called the "Big Galaxy") as determined by the cluster distribution. Globular clusters are shown in different colors depending on how their distances were determined: using Cepheid variables (red), brightest stars in the cluster (green), or apparent diameter of the cluster (blue). Other windows show a plot of the cluster locations projected onto the galactic plane, a plot of the number of clusters versus galactic longitude (showing a peak toward Shapley's proposed galactic center), and a histogram of distances from the galactic plane (showing a dearth of clusters very close to the plane).
The simulation allows the viewer to adjust Shapley's distances to account for the effects of absorption. Absorption by dust in the galactic plane caused the cluster stars to appear dimmer than they should be from distance alone. This led Shapley to overestimate their distances, with larger errors for clusters near the galactic plane where absorption effects are greatest. The simulation uses a model for absorption proposed by Joel Stebbins in 1933. Stebbins assumed a thin (1 kpc thick), uniform absorbing layer along the galactic plane, with light passing perpendicularly through the plane being dimmed by 0.36 magnitudes. A slider in the simulation allows the user to adjust the dimming produced by the absorbing layer from 0 (Shapley's assumed value) up to 0.36 (the value found by Stebbins). The simulation will also display Stebbins' revised galactic center and boundary, which essentially matches the modern view of the Milky Way.
Please note that this resource requires at least version 1.5 of Java (JRE).
25: The Milky Way Galaxy
- Contributed by Andrew Fraknoi, David Morrison, & Wolff et al.
- Sourced from OpenStax
Today, we know that our Sun is just one of the many billions of stars that make up the huge cosmic island we call the Milky Way Galaxy. How can we &ldquoweigh&rdquo such an enormous system of stars and measure its total mass?
One of the most striking features you can see in a truly dark sky&mdashone without light pollution&mdashis the band of faint white light called the Milky Way, which stretches from one horizon to the other. The name comes from an ancient Greek legend that compared its faint white splash of light to a stream of spilled milk. But folktales differ from culture to culture: one East African tribe thought of the hazy band as the smoke of ancient campfires, several Native American stories tell of a path across the sky traveled by sacred animals, and in Siberia, the diffuse arc was known as the seam of the tent of the sky.
In 1610, Galileo made the first telescopic survey of the Milky Way and discovered that it is composed of a multitude of individual stars. Today, we know that the Milky Way comprises our view inward of the huge cosmic pinwheel that we call the Milky Way Galaxy and that is our home. Moreover, our Galaxy is now recognized as just one galaxy among many billions of other galaxies in the cosmos.
- 25.1: The Architecture of the Galaxy The Milky Way Galaxy consists of a thin disk containing dust, gas, and young and old stars a spherical halo containing populations of very old stars, and globular star clusters a thick, more diffuse disk with stars that have properties intermediate between those in the thin disk and the halo a peanut-shaped nuclear bulge of mostly old stars around the center and a supermassive black hole at the very center. The Sun is located roughly halfway out of the Milky Way.
- 25.2: Spiral Structure The gaseous distribution in the Galaxy&rsquos disk has two main spiral arms that emerge from the ends of the central bar, along with several fainter arms and short spurs the Sun is located in one of those spurs. Measurements show that the Galaxy does not rotate as a solid body, but instead its stars and gas follow differential rotation, such that the material closer to the galactic center completes its orbit more quickly.
- 25.3: The Mass of the Galaxy The Sun revolves completely around the galactic center in about 225 million years (a galactic year). The mass of the Galaxy can be determined by measuring the orbital velocities of stars and interstellar matter. The total mass of the Galaxy is about 2 × 1012 MSun.As much as 95% of this mass consists of dark matter that emits no electromagnetic radiation and can be detected only because of the gravitational force it exerts on visible stars and interstellar matter.
- 25.4: The Center of the Galaxy A supermassive black hole is located at the center of the Galaxy. Measurements of the velocities of stars located within a few light-days of the center show that the mass inside their orbits around the center is about 4.6 million MSun. Radio observations show that this mass is concentrated in a volume with a diameter similar to that of Mercury&rsquos orbit. The density of this matter concentration exceeds that of the densest known star clusters by a factor of nearly a million.
- 25.5: Stellar Populations in the Galaxy We can roughly divide the stars in the Galaxy into two categories. Old stars with few heavy elements are referred to as population II stars and are found in the halo and in globular clusters. Population I stars contain more heavy elements than globular cluster and halo stars, are typically younger and found in the disk, and are especially concentrated in the spiral arms. The Sun is a member of population I.
- 25.6: The Formation of the Galaxy The Galaxy began forming a little more than 13 billion years ago. Models suggest that the stars in the halo and globular clusters formed first, while the Galaxy was spherical. The gas, somewhat enriched in heavy elements by the first generation of stars, then collapsed from a spherical distribution to a rotating disk-shaped distribution. Stars are still forming today from the gas and dust that remain in the disk. Star formation occurs most rapidly in the spiral arms.
- 25.E: The Milky Way Galaxy (Exercises)
Thumbnail: The Milky Way rises over Square Tower, an ancestral pueblo building at Hovenweep National Monument in Utah. Many stars and dark clouds of dust combine to make a spectacular celestial sight of our home Galaxy. The location has been designated an International Dark Sky Park by the International Dark Sky Association.
Milky Way's satellite globular cluster studied in detail
Spatial distribution of the Lae 3-like stellar population in the field of view. Credit: Longeard et al., 2019.
Using the Canada–France–Hawaii Telescope (CFHT) and Keck Observatory, an international group of astronomers has performed a photometric and spectroscopic study of Laevens 3—a satellite globular cluster in the Milky Way galaxy. The research, detailed in a paper published September 18 on the arXiv pre-print repository, provides insights into the properties of this cluster.
Observations of globular clusters (GCs) in the Milky Way galaxy are of high importance for astronomers as they are among the oldest objects in the universe. Therefore, they are perceived as natural laboratories for the study of stellar evolution processes.
Located some 210,000 light-years away from the Earth, Laevens 3 (or Lae 3 for short) is a galactic GC discovered by Benjamin P. M. Laevens in 2015 using the Pan-STARRS 1 telescope. First observations found that it is a faint cluster, about 8 billion years old, with a half-light radius of around 23 light-years and a relatively low metallicity at a level of approximately -1.9. The system is assumed to orbit the center of Milky Way in the galactic outer halo.
Observations of such faint and distant satellite systems as Lae 3 could be crucial to shed more light on the formation and evolution of our home galaxy. So a team of astronomers led by Nicolas Longeard of the Observatory of Strasbourg in France decided to take a closer look at this cluster.
"We present a photometric and spectroscopic study of the Milky Way satellite Laevens 3. Using MegaCam/CFHT g and i photometry and Keck II/DEIMOS multi-object spectroscopy, we refine the structural and stellar properties of the system," the astronomers wrote in the paper.
The study found that Lae 3 is larger and older than previously thought. The color-magnitude diagram shows that it is about 13 billion years old, while broadband photometry analysis indicates that it has a half-light radius of approximately 37 light-years.
The distance to Lae 3 was calculated to be some 200,000 light-years and its metallicity was measured to be at a level of -1.8. The research also found that the cluster's total luminosity is about 1,125 solar luminosities, which translates into an absolute magnitude of -2.8 mag.
The study confirmed that Lae 3 has an outer halo orbit with a pericenter of about 133,000 light-years and an apocenter of approximately 279,000 light-years.
According to the paper, all the results suggest that Lae 3 exhibits the main characteristics of Milky Way outer halo globular clusters. Moreover, the study found that Lae 3 showcases signs of mass segregation, which confirms the globular cluster nature of this system.
"Overall, Laevens 3 shares the typical properties of the Milky Way's outer halo globular clusters. Furthermore, we find that this system shows signs of mass segregation, which strengthens our conclusion that Laevens 3 is a globular cluster," the researchers concluded.
Videoyu izle: Hur uppstod Vintergatan? (Ağustos 2022).