Astronomie

Quelle est la distance moyenne entre une étoile et sa plus proche voisine dans le halo de la Voie lactée ?

Quelle est la distance moyenne entre une étoile et sa plus proche voisine dans le halo de la Voie lactée ?


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Ma question est inspirée de cette question précédente, Y a-t-il des étoiles qui orbitent perpendiculairement au plan galactique de la Voie lactée ?. Dans l'excellente réponse publiée par @ConnorGarcia, un commentateur a déclaré qu'il serait vraiment jaloux de quiconque pourrait voir la vue sur la Voie lactée de près des pôles galactiques, car un flux d'étoiles passe près d'eux. Je pense que, d'un autre côté, ils nous envieraient en raison de leur isolement presque complet. Par exemple, les voyages dans l'espace en dehors de leur système domestique seraient beaucoup plus difficiles. Ici, sur le plan galactique, près du Soleil, je suppose que la distance moyenne à l'étoile voisine la plus proche est d'environ ~10 Ly ou moins. Le système Alpha Centauri est à environ 4 Ly, par exemple. En ce qui concerne le halo galactique, je suppose que si nous y choisissions une étoile au hasard, sa voisine la plus proche serait probablement située à > 100 Ly. Cette estimation est-elle raisonnable ? Existe-t-il des chiffres fiables à ce sujet ?


J'ai fait quelques calculs approximatifs, et 100 années-lumière ne semble pas être une mauvaise estimation. Si nous supposons que la masse moyenne d'une étoile halo est $sim0.3M_{odot}$, comme on pourrait s'y attendre pour un FMI typique, et que la masse totale du halo stellaire est $sim10^9M_{odot}$ (Deason et al. 2019), alors nous devrions nous attendre à ce qu'il y ait $sim3.3 imes10^9$ étoiles de halo.$^{dague}$ Le halo s'étend jusqu'à près de 100 kpc, donc si nous considérons qu'il est à peu près spherica-ishl, cela conduit à une densité de nombre moyenne de $$napproxfrac{3.3 imes10^9; ext{stars}}{frac{4pi}{3}(100; ext{kpc})^3}approx7.9 fois10^{-7}; ext{pc}^{-3}$$ et une distance inter-étoiles moyenne de $lapprox n^{-1/3}approx108; ext{pc}$. Mon résultat au dos de l'enveloppe diffère donc du vôtre d'un facteur 3 seulement.

Or, le halo a une densité nettement non uniforme. Il suit une loi de puissance de $r^{-n}$, avec un indice quelque part près $nenviron3$. Différentes enquêtes ont donné des valeurs allant de $2.5lesssim nlesssim 3.5$ (ish), selon la méthodologie et les groupes étudiés. Le résultat est que dans le halo extérieur, vous verrez certainement des séparations beaucoup plus grandes, alors que plus près du plan galactique, vous pourriez voir des densités peut-être à quelques ordres de grandeur des populations de disques.


$^{dague}$Deux choses : d'abord, la fonction de masse de la population du halo devrait être différente de celle d'un FMI typique, car elle est composée en grande partie d'étoiles vieillissantes de la population II - mais je pense $0.3M_{odot}$ est encore assez proche. Deuxièmement, j'ai également vérifié le nombre en intégrant via un IMF Kroupa (normalisation par la masse totale du halo) (et encore une fois, peut-être pas une distribution totalement précise) et j'ai trouvé une valeur dans un facteur 2 de 3,3 milliards.


Environ 300 années-lumière

Wolfram m'a déjà informé que si notre planète est aussi grosse qu'une puce (1MM), le soleil est aussi gros qu'un pigeon (11CM), la distance moyenne des étoiles de la voie lactée est de 25000 KM, et la voie lactée serait aussi grandes comme le système solaire, les étoiles du disque seraient à environ 3700 KM de distance.

Si la Voie Lactée était aussi grande que le système solaire, alors elle serait remplie de 200 milliards de pigeons et d'oiseaux (Etoiles) volant à 8CM/H avec une distance moyenne de 25000KM les uns des autres… rares rapprochements rapprochés de 160KM de deux pigeons se produirait tous les millions d'années dans la zone du disque, ce serait l'occasion pour la puce de sauter dans les étoiles. (c'est-à-dire que Gliese 71 approchera dans 1,2 million d'années à 0,22 années-lumière / 0,06 parsecs).


La Voie lactée est-elle une galaxie « aberrante » ? Étudier ses « frères et sœurs » pour des indices

La galaxie la plus étudiée de l'univers - la Voie lactée - pourrait ne pas être aussi "typique" qu'on le pensait auparavant, selon une nouvelle étude.

La Voie lactée, qui abrite la Terre et son système solaire, abrite plusieurs dizaines de satellites galactiques plus petits. Ces petites galaxies orbitent autour de la Voie lactée et sont utiles pour comprendre la Voie lactée elle-même.

Les premiers résultats de l'enquête sur les satellites autour des analogues galactiques (SAGA) indiquent que les satellites de la Voie lactée sont beaucoup plus tranquilles que d'autres systèmes de luminosité et d'environnement comparables. De nombreux satellites de ces galaxies "frères" pompent activement de nouvelles étoiles, mais les satellites de la Voie lactée sont pour la plupart inertes, ont découvert les chercheurs.

Ceci est important, selon les chercheurs, car de nombreux modèles de ce que nous savons de l'univers reposent sur des galaxies se comportant de manière similaire à la Voie lactée.

"Nous utilisons la Voie lactée et ses environs pour étudier absolument tout", a déclaré l'astrophysicienne de Yale, Marla Geha, auteur principal de l'article, qui paraît dans le Journal d'astrophysique. "Des centaines d'études sont publiées chaque année sur la matière noire, la cosmologie, la formation d'étoiles et la formation de galaxies, en utilisant la Voie lactée comme guide. Mais il est possible que la Voie lactée soit une valeur aberrante."

L'enquête SAGA a commencé il y a cinq ans dans le but d'étudier les galaxies satellites autour de 100 frères et sœurs de la Voie lactée. Jusqu'à présent, il a étudié huit autres systèmes frères et sœurs de la Voie lactée, dont les chercheurs disent qu'il s'agit d'un échantillon trop petit pour tirer des conclusions définitives. SAGA espère avoir étudié 25 frères et sœurs de la Voie lactée au cours des deux prochaines années.

Pourtant, le sondage fait déjà parler les gens. Lors d'une récente conférence où Geha a présenté certaines des premières découvertes de SAGA, un autre chercheur lui a dit : "Vous venez de jeter une clé à molette dans ce que nous savons sur la formation des petites galaxies."

"Notre travail place la Voie lactée dans un contexte plus large", a déclaré la chercheuse SAGA, Risa Wechsler, astrophysicienne à l'Institut Kavli de l'Université de Stanford. "Le sondage SAGA fournira une nouvelle compréhension critique de la formation des galaxies et de la nature de la matière noire."

Wechsler, Geha et leur équipe ont déclaré qu'ils continueraient d'améliorer l'efficacité de la recherche de satellites autour des frères et sœurs de la Voie lactée. "Je veux vraiment savoir si la Voie lactée est unique ou totalement normale", a déclaré Geha. "En étudiant nos frères et sœurs, nous en apprenons plus sur nous-mêmes."


Le survol le plus proche d'une étoile au soleil

Par : Shannon Hall 23 février 2015 10

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Une naine rouge et sa compagne naine brune ont traversé le nuage d'Oort il y a environ 70 000 ans, à l'époque où les humains modernes ont commencé à migrer d'Afrique vers l'Eurasie.

Une conception d'artiste de l'étoile de Scholz. Le Soleil peut être vu comme une étoile d'arrière-plan brillante à gauche.
Michael Osadciw / Université de Rochester.

La plupart de l'espace est vide. Ainsi, dans une galaxie grouillante de centaines de milliards d'étoiles, il y a une trop grande séparation entre elles pour des affrontements physiques. Même les rencontres rapprochées sont rares.

Mais des études sur une étoile voisine de faible masse se cachant dans la confusion du disque de la galaxie montrent que l'espace pourrait être un peu moins vide qu'on ne le pensait auparavant.

Il y a un an, l'astronome Eric Mamajek (Université de Rochester) a entendu parler d'une étoile faible, en discutant avec son collègue. Cette étoile, surnommée l'étoile de Scholz, a suscité son intérêt : elle était proche - à seulement 20 années-lumière - mais son mouvement propre était étonnamment lent, ce qui signifie qu'elle traversait lentement le ciel.

Ce dernier ne signifie pas que l'étoile ne bouge pas, mais qu'une grande partie de son mouvement est cachée dans sa vitesse radiale, le mouvement le long de notre ligne de mire et dans le plan du ciel. Il est devenu clair que l'étoile était récemment passée près du système solaire et s'éloignait maintenant rapidement.

En mettant la distance et la vitesse approximatives de l'étoile dans un « code jouet », Mamajek a eu une réponse approximative en 20 minutes : l'étoile avait presque certainement accéléré près du Soleil il y a des dizaines de milliers d'années.

Pour calculer plus précisément la trajectoire de l'étoile et voir à quel point elle s'était rapprochée, Mamajek avait besoin de données sur la position actuelle de l'étoile et son mouvement, à la fois le long et dans le plan du ciel. Une équipe dirigée par Adam Burgasser (Université de Californie, San Diego) a rassemblé les données nécessaires.

Le mouvement propre de l'étoile le long du plan du ciel ne peut être mesuré qu'en attendant assez longtemps que l'étoile change sensiblement de position. Heureusement, des images remontant jusqu'à une plaque photographique de 1955 avaient capturé l'étoile par hasard. Entre 1955 et 2014, l'étoile s'est déplacée d'environ 6 secondes d'arc. (À titre de comparaison, votre petit doigt levé vers le ciel à bout de bras couvre un degré complet, soit 3600 secondes d'arc.)

L'équipe de Burgasser a mesuré la parallaxe de l'étoile - ce petit mouvement de va-et-vient que nous voyons lorsque la Terre se déplace d'un bout à l'autre de son orbite - pour donner la distance actuelle de l'étoile. Et la spectroscopie a montré le léger décalage Doppler dans les raies spectrales de l'étoile lorsqu'elle s'éloigne de nous, fournissant la vitesse radiale de l'étoile.

Plus surprenant encore, l'équipe de Burgasser a montré que l'étoile de Scholz, une étoile rouge de classe M, a en fait une compagne naine brune plus petite.

Avec toutes les pièces du puzzle, Mamajek et ses collègues ont pu tracer tous les chemins possibles que la star de Scholz a pu emprunter. L'équipe a simulé 10 000 orbites pour l'étoile afin de prendre en compte les incertitudes sur la position, la distance et la vitesse de l'étoile, ainsi que l'effet du champ gravitationnel de la Voie lactée.

De toutes ces simulations, 98% montrent que l'étoile a traversé le nuage d'Oort externe. Son approche la plus proche se situait probablement entre 0,6 et 1,2 années-lumière, lorsqu'elle a gratté le nuage d'Oort il y a 70 000 ans à 83 kilomètres par seconde.

Jusqu'à présent, le meilleur candidat pour le survol le plus proche était la soi-disant «étoile voyou» HIP 85605, découverte par Coryn Bailer-Jones (Max Planck Institute of Astronomy) dans une étude qui analysait les trajectoires de 50 000 étoiles proches. Cette étoile devait passer de 0,13 à 0,65 années-lumière de notre Soleil en 240 000 à 470 000 ans.

Bailer-Jones, cependant, a noté que la distance d'origine jusqu'à HIP 85605 était très incertaine. Mamajek et ses collègues ont donc déterminé une distance plus probable et sa trajectoire nouvellement calculée ne l'amène pas du tout dans le nuage d'Oort.

Bien que Bailer-Jones soit d'accord avec l'évaluation de l'équipe de la star voyou, il prévient également que même si la star de Scholz détient actuellement le record, elle ne le détient pas de beaucoup. Une deuxième étoile, connue sous le nom de Gliese 710, a une trajectoire calculée plus précisément qui la montre voler presque aussi près que l'étoile de Scholz. Les deux approches proches relèvent des incertitudes de l'autre.

Néanmoins, la découverte d'une autre étoile proche s'avère un point intéressant. « Il ne s'agit en aucun cas d'une enquête statistique », déclare Mamajek. Mais, poursuit-il, c'est un exemple de ce qui est probablement beaucoup plus d'étoiles proches non découvertes, dont les trajectoires pourraient les rapprocher du Soleil.

L'Agence spatiale européenne a récemment lancé le satellite Gaia pour cartographier les distances et les vitesses de milliards d'étoiles, mettant ainsi au point les étoiles de faible masse.

Des rencontres rapprochées pourraient perturber les comètes dans le nuage d'Oort, les secouer et les envoyer vers nous. "Mais il n'y a pas lieu de s'inquiéter", explique le co-auteur Henri Boffin (Observatoire spatial européen). "Même si le nuage d'Oort était perturbé, il faut des millions d'années pour qu'une comète dans le nuage atteigne la Terre."

Eric Mamajek et al. "Le survol connu le plus proche d'une étoile du système solaire." Lettres de revues astrophysiques. 12 février 2015.


Quelle est la distance moyenne entre une étoile et sa plus proche voisine dans le halo de la Voie lactée ? - Astronomie

J'ai lu sur différents temps appelés temps sidéral, etc. Je suis un peu confus à propos de tout cela. Pourriez-vous s'il vous plait m'éclairer là dessus ?

L'heure solaire est le genre de temps auquel nous sommes habitués, où une journée est de 24 heures, le temps moyen qu'il faut au Soleil pour effectuer un voyage dans le ciel et revenir à sa position d'origine. (Techniquement, l'heure civile et les fuseaux horaires sont basés sur l'heure solaire moyenne.) L'heure sidérale est mesurée en fonction de la position des étoiles dans le ciel. Un jour sidéral est le temps qu'il faut à une étoile particulière pour se déplacer et atteindre la même position dans le ciel. Un jour sidéral est légèrement plus court qu'un jour moyen, d'une durée de 23 heures, 56 minutes et 4,1 secondes. Un jour sidéral est divisé en 24 heures sidérales, qui sont chacune divisées en 60 minutes sidérales, et ainsi de suite.

La raison pour laquelle les jours sidéraux sont plus courts est que pendant que la Terre tourne sur son axe, elle se déplace également autour du Soleil. Les deux mouvements sont dans le sens inverse des aiguilles d'une montre, vus du pôle nord de la Terre. Vous trouverez peut-être utile de dessiner un diagramme. Le Soleil peut être représenté par un point. Dessine la Terre. Qu'il soit midi pour un observateur sur la Terre, alors dessinez un petit bâton avec ses pieds sur la Terre et sa tête pointée vers le Soleil, car à midi, le Soleil est directement au-dessus. Tracez une ligne de la Terre au Soleil et laissez-la s'étendre bien au-delà du Soleil. Dessinez une étoile sur cette ligne. Du point de vue de l'observateur, l'étoile est également au-dessus de sa tête, bien qu'elle soit bien sûr cachée derrière le Soleil. Maintenant, imaginez que l'observateur est transporté pendant une journée moyenne sur la Terre alors qu'il effectue une rotation tout en se déplaçant également dans l'espace. Dessinez la Terre à sa nouvelle position sur l'orbite (il est normal d'exagérer ce mouvement à des fins d'illustration) et remarquez que lorsque vous ajoutez la personne pointant vers le Soleil, il n'est plus pointé vers l'étoile ! Plus d'un jour sidéral est passé !

Vous pourriez vous demander si la distance de l'étoile affecterait la durée du jour sidéral. Essayez d'éloigner l'étoile du Soleil, et vous remarquerez qu'à mesure que l'étoile s'éloigne, les différences deviennent assez petites. Même les étoiles les plus proches de nous sont si éloignées que le jour sidéral est le même, quelle que soit l'étoile que vous utilisez pour le mesurer.

Cette page a été mise à jour pour la dernière fois le 5 septembre 2016.

A propos de l'auteur

Dave Kornreich

Dave était le fondateur de Ask an Astronomer. Il a obtenu son doctorat à Cornell en 2001 et est maintenant professeur adjoint au Département de physique et de sciences physiques de l'Université d'État de Humboldt en Californie. Là, il dirige sa propre version de Ask the Astronomer. Il nous aide également avec l'étrange question de cosmologie.


FAQ sur l'étoile de Scholz (WISE J072003.20-084651.2), qui a eu le survol connu d'un système stellaire le plus proche du système solaire

Que savons-nous de la star de Scholz ?

Pourquoi avez-vous surnommé WISE J072003.20-084651.2 « l'étoile de Scholz » ?

La star de Scholz a-t-elle été « vue » avant 2014 ?

Pourquoi l'étoile de Scholz n'a-t-elle pas été découverte avant 2014 ? Comment est-il resté caché si longtemps ?

0,1 seconde d'arc par an) a laissé entendre qu'il ne s'agissait pas simplement d'une géante rouge plus éloignée, mais très probablement d'une naine rouge proche.

Qu'en est-il de HIP 85605 - le "Rogue Star"/"Deadly Dwarf Star"/"Death Star" qui est censé anéantir la Terre dans 240 000 à 470 000 ans ?

60 parsecs (près de 200 années-lumière), la trajectoire de l'étoile ne la rapproche guère de 10 parsecs (

30 années-lumière) du système solaire. Nous concluons donc que le survol rapproché de HIP 85605 est probablement un artefact d'une mauvaise solution astrométrique d'Hipparcos pour HIP 85605. L'étoile de Scholz est alors actuellement le détenteur du record du survol connu le plus proche d'une étoile du système solaire.

Ainsi, malgré les titres malheureux de décembre 2014 sur HIP 85605 - par ex. "Une étoile de la mort arrive-t-elle aux États-Unis? Une étude dit que c'est possible, mais ne paniquez pas" - Je suis très confiant que HIP 85605 le fera ne pas faire un survol rapproché du système solaire dans un futur lointain (déclenchement d'une pluie de comètes, etc. etc.).

L'étoile de Scholz est-elle liée au Soleil ? c'est-à-dire une partie de notre système solaire?

Non, nous sommes tout à fait certains que l'étoile de Scholz est NE PAS sur une orbite liée avec notre Soleil - c'est NE PAS partie de notre système solaire. Il n'est pas en orbite autour du Soleil - en effet, il semble avoir traversé *20 années-lumière* en environ 70 000 ans depuis son "survol" du système solaire.

Comment savons-nous qu'il n'était pas lié au Soleil ? Quelques observations et physique newtonienne de base. Quand c'est passé

Il y a 70 000 ans, sa vitesse était d'environ 83 kilomètres par seconde. Nous pouvons facilement calculer la vitesse d'échappement d'un corps à cette distance du Soleil en utilisant la physique newtonienne de base : La vitesse d'échappement d'un objet est :


L'obscurcissement spectaculaire de l'étoile supergéante rouge Bételgeuse en 2019-2020 a été causé par un point froid à la surface de l'étoile provoquant le refroidissement et la condensation d'un nuage de gaz à proximité en poussière obscurcissante, selon de nouvelles découvertes. Bételgeuse, sur l'épaule d'Orion, brille généralement comme la dixième étoile la plus brillante du ciel. [&hellip]

Le télescope spatial Hubble est un grand télescope dans l'espace. La NASA a lancé Hubble en 1990. Hubble est aussi long qu'un gros autobus scolaire. Il pèse autant que deux éléphants adultes. Hubble fait le tour de la Terre à environ 5 miles par seconde. C'est aussi rapide que de conduire une voiture depuis la côte est de [&hellip]


Cosmologie et physique des particules

Regardez le ciel par une nuit claire lorsque vous êtes loin des lumières de la ville. Là, vous verrez des milliers d'étoiles individuelles et un arrière-plan faiblement brillant de millions d'autres. La Voie lactée, comme on l'appelle depuis l'Antiquité, est un bras de notre galaxie d'étoiles - le mot galaxie venant du mot grec galaxies, ce qui signifie laiteux. Nous en savons beaucoup sur notre galaxie de la Voie lactée et sur les milliards d'autres galaxies au-delà de ses franges. Mais ils provoquent toujours l'émerveillement et la crainte (voir [lien]). Et il y a encore beaucoup de questions auxquelles il faut répondre. Le plus remarquable lorsque l'on considère l'univers à grande échelle est qu'une fois de plus les explications de son caractère et de son évolution sont liées à la très petite échelle. La physique des particules et les questions posées sur les très petites échelles peuvent également avoir leurs réponses aux très grandes échelles.

Comme cela a été noté dans de nombreuses vignettes de Things Great and Small, ce n'est pas la première fois que le grand est expliqué par le petit et vice versa. Newton s'est rendu compte que la nature de la gravité sur Terre qui attire une pomme au sol pourrait expliquer le mouvement de la lune et des planètes beaucoup plus loin. De minuscules atomes et molécules expliquent la chimie des substances à une échelle beaucoup plus grande. La décomposition de noyaux minuscules explique l'intérieur chaud de la Terre. La fusion des noyaux explique également l'énergie des étoiles. Aujourd'hui, les modèles de la physique des particules semblent expliquer l'évolution et le caractère de l'univers. Et la nature de l'univers a des implications pour des régions inexplorées de la physique des particules.

Cosmologie est l'étude du caractère et de l'évolution de l'univers. Quelles sont les principales caractéristiques de l'univers tel que nous le connaissons aujourd'hui ? Premièrement, il y a environ 10 11 taille 12 <"10" rSup < taille 8<"11">> > <>

galaxies dans la partie observable de l'univers. Une galaxie moyenne contient plus de 10 11 taille 12 <"10" rSup < taille 8<"11">> > <>

étoiles, notre galaxie de la Voie lactée étant plus grande que la moyenne, tant par son nombre d'étoiles que par ses dimensions. La nôtre est une galaxie en forme de spirale d'un diamètre d'environ 100 000 années-lumière et d'une épaisseur d'environ 2000 années-lumière dans les bras avec un renflement central d'environ 10 000 années-lumière de diamètre. Le Soleil se trouve à environ 30 000 années-lumière du centre près du plan galactique. Il y a d'importants nuages ​​de gaz et un halo de régions d'étoiles moins denses entourant le corps principal. (Voir [lien].) Les preuves suggèrent fortement l'existence d'une grande quantité de matière supplémentaire dans les galaxies qui ne produit pas de lumière - la mystérieuse matière noire dont nous parlerons plus tard.

Les distances sont grandes même à l'intérieur de notre galaxie et sont mesurées en années-lumière (la distance parcourue par la lumière en un an). La distance moyenne entre les galaxies est de l'ordre d'un million d'années-lumière, mais elle varie considérablement avec les galaxies formant des amas comme le montre [lien]. Les Nuages ​​de Magellan, par exemple, sont de petites galaxies proches de la nôtre, à quelque 160 000 années-lumière de la Terre. La galaxie d'Andromède est une grande galaxie spirale comme la nôtre et se trouve à 2 millions d'années-lumière. Il est juste visible à l'œil nu comme une lueur prolongée dans la constellation d'Andromède. Andromède est la grande galaxie la plus proche de notre groupe local, et nous pouvons y voir quelques étoiles individuelles avec nos plus grands télescopes. La galaxie connue la plus éloignée est à 14 milliards d'années-lumière de la Terre, une distance vraiment incroyable. (Voir [lien].)

Considérez le fait que la lumière que nous recevons de ces vastes distances est en route vers nous depuis longtemps. En fait, le temps en années est le même que la distance en années-lumière. Par exemple, la galaxie d'Andromède est à 2 millions d'années-lumière, de sorte que la lumière qui nous parvient maintenant l'a quittée il y a 2 millions d'années. Si nous pouvions être là maintenant, Andromeda serait différent. De même, la lumière de la galaxie la plus éloignée l'a quittée il y a 14 milliards d'années. Nous avons une vue incroyable sur le passé en regardant à de grandes distances. Nous pouvons essayer de voir si l'univers était différent à ce moment-là – si les galaxies lointaines sont plus compactes ou ont des étoiles d'apparence plus jeune, par exemple, que les galaxies plus proches, auquel cas il y a eu une évolution dans le temps. Mais le problème est que les incertitudes dans nos données sont grandes. La cosmologie est presque caractérisée par ces grandes incertitudes, de sorte que nous devons être particulièrement prudents en tirant des conclusions. Une conséquence est qu'il y a plus de questions que de réponses, et donc il y a beaucoup de théories concurrentes. Une autre conséquence est que toute donnée dure produit un résultat majeur. Des découvertes d'une certaine importance se font régulièrement, la marque d'un domaine à son âge d'or.

La caractéristique la plus importante de l'univers est peut-être que toutes les galaxies, à l'exception de celles de notre amas local, semblent s'éloigner de nous à des vitesses proportionnelles à leur distance de notre galaxie. On dirait qu'une gigantesque explosion, universellement appelée le Big Bang, a jeté la matière il y a quelques milliards d'années. Cette conclusion étonnante est basée sur les travaux pionniers d'Edwin Hubble (1889-1953), l'astronome américain. Dans les années 1920, Hubble a démontré pour la première fois de manière concluante que d'autres galaxies, dont beaucoup étaient auparavant appelées nébuleuses ou nuages ​​d'étoiles, étaient en dehors de la nôtre. Il a ensuite découvert que toutes les galaxies, sauf les plus proches, ont un décalage vers le rouge dans leur spectre d'hydrogène qui est proportionnel à leur distance. L'explication est qu'il y a un décalage cosmologique vers le rouge en raison de l'expansion de l'espace lui-même. La longueur d'onde du photon est étirée en transit de la source à l'observateur. Doublez la distance et le décalage vers le rouge est doublé. Alors que ce décalage cosmologique vers le rouge est souvent appelé décalage Doppler, ce n'est pas le cas : l'espace lui-même est en expansion. Il n'y a pas de centre d'expansion dans l'univers. Tous les observateurs se voient comme immobiles, les autres objets dans l'espace semblent s'éloigner d'eux. Hubble était directement responsable de la découverte que l'univers était beaucoup plus grand qu'on ne l'avait imaginé auparavant et qu'il avait cette caractéristique étonnante d'expansion rapide.

L'expansion universelle à l'échelle des amas galactiques (c'est-à-dire que les galaxies situées à de plus petites distances ne s'éloignent pas uniformément les unes des autres) fait partie intégrante de la cosmologie moderne. Pour les galaxies plus éloignées qu'environ 50 Mly (50 millions d'années-lumière), l'expansion est uniforme avec des variations dues aux mouvements locaux des galaxies au sein des amas. Une vitesse de récession représentative v taille 12 <>

peut être obtenu à partir de la formule simple

est la distance à la galaxie et H 0 taille 12 > > <>

est le Constante de Hubble. La constante de Hubble est un concept central en cosmologie. Sa valeur est déterminée en prenant la pente d'un graphique de vitesse en fonction de la distance, obtenu à partir de mesures de décalage vers le rouge, comme indiqué dans [lien]. Nous utiliserons une valeur approximative de H 0 = 20 km/s Mly . taille 12 > ="20"`"km/s" cdot "Mly"> <>

est un comportement moyen pour toutes les galaxies sauf les plus proches. Par exemple, une galaxie distante de 100 Mly (déterminée par sa taille et sa luminosité) s'éloigne généralement de nous à une vitesse de v = ( 20 km/s Mly ) ( 100 Mly ) = 2000 km/s . taille 12 <>

Il peut y avoir des variations de cette vitesse dues à des mouvements dits locaux ou à des interactions avec les galaxies voisines. Inversement, si une galaxie s'éloigne de nous à une vitesse de 100 000 km/s sur la base de son décalage vers le rouge, elle se trouve à une distance

. Ce dernier calcul est approximatif, car il suppose que le taux d'expansion était le même il y a 5 milliards d'années qu'aujourd'hui. Un calcul similaire dans la mesure de Hubble a changé la notion que l'univers est dans un état stable.

L'un des développements les plus intrigants récemment a été la découverte que l'expansion de l'univers peut être plus vite maintenant que par le passé, plutôt que de ralentir en raison de la gravité comme prévu. Divers groupes se sont notamment penchés sur les supernovas dans des galaxies moyennement distantes (moins de 1 Gly) pour obtenir de meilleures mesures de distance. Ces distances sont plus grandes que prévu pour les décalages vers le rouge galactiques observés, ce qui implique que l'expansion était plus lente lorsque cette lumière a été émise. Cela a des conséquences cosmologiques qui sont discutées dans Dark Matter and Closure. Les premiers résultats, publiés en 1999, ne sont que le début des données émergentes, l'astronomie entrant désormais dans une ère riche en données.

[lien] montre à quoi ressemble le recul des galaxies comme les restes d'une gigantesque explosion, le fameux Big Bang. En extrapolant dans le temps, le Big Bang se serait produit il y a entre 13 et 15 milliards d'années, alors que toute la matière aurait été en un point. Des questions surgissent instantanément. Qu'est-ce qui a causé l'explosion ? Que s'est-il passé avant le Big Bang ? Y a-t-il eu un avant ou le temps a-t-il commencé alors ? L'univers s'étendra-t-il pour toujours, ou la gravité l'inversera-t-elle en un Big Crunch ? Et y a-t-il d'autres preuves du Big Bang en plus des décalages rouges bien documentés ?

Le physicien américain d'origine russe George Gamow (1904-1968) a été parmi les premiers à noter que, s'il y avait un Big Bang, les restes de la boule de feu primordiale devraient toujours être évidents et devraient être le rayonnement du corps noir. Étant donné que le rayonnement de cette boule de feu nous parvient peu après le Big Bang, ses longueurs d'onde devraient être considérablement étirées. Il semblera que la boule de feu s'est refroidie au cours des milliards d'années écoulées depuis le Big Bang. Gamow et ses collaborateurs ont prédit à la fin des années 1940 qu'il devrait y avoir un rayonnement de corps noir provenant de l'espace remplissant l'explosion avec une température caractéristique d'environ 7 K. Un tel rayonnement de corps noir aurait son intensité maximale dans la partie micro-ondes du spectre. (Voir [lien].) En 1964, Arno Penzias et Robert Wilson, deux scientifiques américains travaillant avec Bell Telephone Laboratories sur une antenne radio à faible bruit, ont détecté le rayonnement et l'ont finalement reconnu pour ce qu'il est.

[lien](b) montre le spectre de ce rayonnement micro-ondes qui imprègne l'espace et est d'origine cosmique. C'est le spectre de corps noir le plus parfait connu, et la température du reste de la boule de feu en est déterminée à 2 . 725 ± 0 . 002 K taille 12 <2 "." "725" +- 0 "." "002"`K><>

. La détection de ce qu'on appelle maintenant le fond de micro-ondes cosmique (CMBR) était si important (généralement considéré comme aussi important que la détection de Hubble que le décalage vers le rouge galactique est proportionnel à la distance) que pratiquement tous les scientifiques ont accepté l'expansion de l'univers comme un fait. Penzias et Wilson ont partagé le prix Nobel de physique 1978 pour leur découverte.

Il existe de nombreux liens entre la cosmologie — par définition impliquant la physique à la plus grande échelle — avec la physique des particules — par définition la physique à la plus petite échelle. Parmi ceux-ci figurent la prédominance de la matière sur l'antimatière, l'uniformité presque parfaite du fond diffus cosmologique et la simple existence de galaxies.

Matière contre antimatière Nous savons par observation directe que l'antimatière est rare. La Terre et le système solaire sont de la matière presque pure. Les sondes spatiales et les rayons cosmiques en donnent la preuve directe : l'atterrissage des sondes Viking sur Mars aurait été des explosions spectaculaires d'énergie d'annihilation mutuelle si Mars était de l'antimatière. Nous savons également que la majeure partie de l'univers est dominée par la matière. Ceci est prouvé par l'absence de rayonnement d'annihilation venant de l'espace, en particulier l'absence relative de 0,511 MeV taille 12 <γ><>

rayons créés par l'annihilation mutuelle des électrons et des positons. Il semblait possible qu'il puisse y avoir des systèmes solaires entiers ou des galaxies faites d'antimatière en parfaite symétrie avec nos systèmes dominés par la matière. Mais les interactions entre les étoiles et les galaxies allaient parfois réunir matière et antimatière en grande quantité. Le rayonnement d'annihilation qu'ils produiraient n'est tout simplement pas observé. L'antimatière dans la nature est créée dans les collisions de particules et en + taille 12<β rsup="" <="" size="" 8<+<="">> > > <>

se désintègre, mais seulement en petites quantités qui s'annihilent rapidement, laissant la matière presque pure survivre.

La physique des particules semble symétrique en matière et en antimatière. Pourquoi le cosmos n'est-il pas ? La réponse est que la physique des particules n'est pas tout à fait parfaitement symétrique à cet égard. La désintégration de l'un des neutres K taille 12 <>

-les mésons, par exemple, créent préférentiellement plus de matière que d'antimatière. Ceci est causé par une petite asymétrie fondamentale dans les forces de base. Cette petite asymétrie a produit un peu plus de matière que d'antimatière dans l'univers primitif. S'il n'y avait qu'une pièce dans 10 9 taille 12 <"10" rSup < taille 8<9>> > <>

plus de matière (une petite asymétrie), le reste annihilerait paire pour paire, laissant de la matière presque pure pour former les étoiles et les galaxies que nous voyons aujourd'hui. Ainsi, le grand nombre d'étoiles que nous observons n'est peut-être qu'un infime vestige de la matière originale créée lors du Big Bang. Ici, enfin, nous voyons une asymétrie très réelle et importante dans la nature. Plutôt que d'être dérangés par une asymétrie, la plupart des physiciens sont impressionnés par sa petite taille. De plus, si l'univers était complètement symétrique, l'annihilation mutuelle serait plus complète, laissant beaucoup moins de matière pour nous former et former l'univers que nous connaissons.

Comment quelque chose d'aussi vieux peut-il avoir si peu de rides ? Un aspect troublant du rayonnement de fond cosmique micro-ondes (CMBR) a rapidement été reconnu. Certes, le CMBR a vérifié le Big Bang, avait la bonne température et avait un spectre de corps noir comme prévu. Mais le CMBR était trop lisse, il avait l'air identique dans toutes les directions. Les galaxies et autres entités similaires ne pourraient se former sans l'existence de fluctuations dans les stades primordiaux de l'univers et il devrait donc y avoir des points chauds et froids dans le CMBR, surnommés rides, correspondant à des régions denses et clairsemées de gaz causées par des turbulences ou des fluctuation. Au fil du temps, les régions denses se contracteraient sous l'effet de la gravité et formeraient des étoiles et des galaxies. Pourquoi n'y a-t-il pas de fluctuations? (C'est un bon exemple de réponse produisant plus de questions.) De plus, les galaxies sont observées très loin de nous, de sorte qu'elles se sont formées il y a très longtemps. Le problème était d'expliquer comment les galaxies pouvaient se former si tôt et si rapidement après le Big Bang si son empreinte digitale résiduelle était parfaitement lisse. La réponse est que si vous regardez de très près, le CMBR n'est pas parfaitement lisse, seulement extrêmement lisse.

Un satellite appelé Cosmic Background Explorer (COBE) transportait un instrument qui effectuait des mesures très sensibles et précises du CMBR. En avril 1992, les premiers résultats de COBE ont fait l'objet d'une publicité extraordinaire - il y a eu de petites fluctuations dans le CMBR. D'autres mesures ont été effectuées par des expériences, notamment la sonde d'anisotropie micro-onde Wilkinson de la NASA (WMAP), lancée en 2001. Les données de WMAP ont fourni une image beaucoup plus détaillée des fluctuations du CMBR. (Voir [lien].) Cela équivaut à des fluctuations de température de seulement 200 k

sur 2,7 K, mieux qu'une partie sur 1000. L'expérience WMAP sera suivie par le Planck Surveyor de l'Agence spatiale européenne, lancé en 2009.

Examinons maintenant les différentes étapes de l'évolution globale de l'univers du Big Bang à nos jours, illustrées dans [link]. Note that scientific notation is used to encompass the many orders of magnitude in time, energy, temperature, and size of the universe. Going back in time, the two lines approach but do not cross (there is no zero on an exponential scale). Rather, they extend indefinitely in ever-smaller time intervals to some infinitesimal point.

Going back in time is equivalent to what would happen if expansion stopped and gravity pulled all the galaxies together, compressing and heating all matter. At a time long ago, the temperature and density were too high for stars and galaxies to exist. Before then, there was a time when the temperature was too great for atoms to exist. And farther back yet, there was a time when the temperature and density were so great that nuclei could not exist. Even farther back in time, the temperature was so high that average kinetic energy was great enough to create short-lived particles, and the density was high enough to make this likely. When we extrapolate back to the point of W ± size 12> > > <>

production (thermal energies reaching 1 TeV, or a temperature of about 10 15 K size 12 <"10" rSup < size 8<"15">> `K> <>

), we reach the limits of what we know directly about particle physics. This is at a time about 10 − 12 s size 12 <"10" rSup < size 8< - "12">> `s> <>

may seem to be negligibly close to the instant of creation, it is not. There are important stages before this time that are tied to the unification of forces. At those stages, the universe was at extremely high energies and average particle separations were smaller than we can achieve with accelerators. What happened in the early stages before 10 − 12 s

is crucial to all later stages and is possibly discerned by observing present conditions in the universe. One of these is the smoothness of the CMBR.

Names are given to early stages representing key conditions. The stage before 10 − 11 s size 12 <"10" rSup < size 8< - "11">> `s> <>

est appelé le electroweak epoch, because the electromagnetic and weak forces become identical for energies above about 100 GeV. As discussed earlier, theorists expect that the strong force becomes identical to and thus unified with the electroweak force at energies of about 10 14 GeV size 12 <"10" rSup < size 8<"14">> `"GeV"> <>

. The average particle energy would be this great at 10 − 34 s size 12 <"10" rSup < size 8< - "34">> `s> <>

after the Big Bang, if there are no surprises in the unknown physics at energies above about 1 TeV. At the immense energy of 10 14 GeV size 12 <"10" rSup < size 8<"14">> `"GeV"> <>

(corresponding to a temperature of about 10 26 K size 12 <"10" rSup < size 8<"26">> `K> <>

carrier particles would be transformed into massless gauge bosons to accomplish the unification. Before 10 − 34 s size 12 <"10" rSup < size 8< - "34">> `s> <>

, we have Grand Unification in the GUT epoch, in which all forces except gravity are identical. At 10 − 43 s size 12 <"10" rSup < size 8< - "43">> `s> <>

, the average energy reaches the immense 10 19 GeV size 12 <"10" rSup < size 8<"19">> `"GeV"> <>

needed to unify gravity with the other forces in TOE, the Theory of Everything. Before that time is the TOE epoch, but we have almost no idea as to the nature of the universe then, since we have no workable theory of quantum gravity. We call the hypothetical unified force superforce.

Now let us imagine starting at TOE and moving forward in time to see what type of universe is created from various events along the way. As temperatures and average energies decrease with expansion, the universe reaches the stage where average particle separations are large enough to see differences between the strong and electroweak forces (at about 10 − 35 s size 12 <"10" rSup < size 8< - "35">> `s> <>

). After this time, the forces become distinct in almost all interactions—they are no longer unified or symmetric. This transition from GUT to electroweak is an example of spontaneous symmetry breaking, in which conditions spontaneously evolved to a point where the forces were no longer unified, breaking that symmetry. This is analogous to a phase transition in the universe, and a clever proposal by American physicist Alan Guth in the early 1980s ties it to the smoothness of the CMBR. Guth proposed that spontaneous symmetry breaking (like a phase transition during cooling of normal matter) released an immense amount of energy that caused the universe to expand extremely rapidly for the brief time from 10 − 35 s size 12 <"10" rSup < size 8< - "35">> `s> <>

. This expansion may have been by an incredible factor of 10 50 size 12 <"10" rSup < size 8<"50">> > <>

or more in the size of the universe and is thus called the inflationary scenario. One result of this inflation is that it would stretch the wrinkles in the universe nearly flat, leaving an extremely smooth CMBR. While speculative, there is as yet no other plausible explanation for the smoothness of the CMBR. Unless the CMBR is not really cosmic but local in origin, the distances between regions of similar temperatures are too great for any coordination to have caused them, since any coordination mechanism must travel at the speed of light. Again, particle physics and cosmology are intimately entwined. There is little hope that we may be able to test the inflationary scenario directly, since it occurs at energies near 10 14 GeV size 12 <"10" rSup < size 8<"14">> `"GeV"> <>

, vastly greater than the limits of modern accelerators. But the idea is so attractive that it is incorporated into most cosmological theories.

Characteristics of the present universe may help us determine the validity of this intriguing idea. Additionally, the recent indications that the universe’s expansion rate may be en augmentant (see Dark Matter and Closure) could even imply that we are dans another inflationary epoch.

It is important to note that, if conditions such as those found in the early universe could be created in the laboratory, we would see the unification of forces directly today. The forces have not changed in time, but the average energy and separation of particles in the universe have. As discussed in The Four Basic Forces, the four basic forces in nature are distinct under most circumstances found today. The early universe and its remnants provide evidence from times when they were unified under most circumstances.

Section Summary

  • Cosmology is the study of the character and evolution of the universe.
  • The two most important features of the universe are the cosmological red shifts of its galaxies being proportional to distance and its cosmic microwave background (CMBR). Both support the notion that there was a gigantic explosion, known as the Big Bang that created the universe.
  • Galaxies farther away than our local group have, on an average, a recessional velocity given by

is the distance to the galaxy and H 0 size 12 > > <>

is the Hubble constant, taken to have the average value H 0 = 20 km/s ⋅ Mly . size 12 > ="20"`"km/s" cdot "Mly" "." > <>

Conceptual Questions

Explain why it only apparaît that we are at the center of expansion of the universe and why an observer in another galaxy would see the same relative motion of all but the closest galaxies away from her.

If there is no observable edge to the universe, can we determine where its center of expansion is? Expliquer.

If the universe is infinite, does it have a center? Discuss.

Another known cause of red shift in light is the source being in a high gravitational field. Discuss how this can be eliminated as the source of galactic red shifts, given that the shifts are proportional to distance and not to the size of the galaxy.

If some unknown cause of red shift—such as light becoming “tired” from traveling long distances through empty space—is discovered, what effect would there be on cosmology?

Olbers’s paradox poses an interesting question: If the universe is infinite, then any line of sight should eventually fall on a star’s surface. Why then is the sky dark at night? Discuss the commonly accepted evolution of the universe as a solution to this paradox.

If the cosmic microwave background radiation (CMBR) is the remnant of the Big Bang’s fireball, we expect to see hot and cold regions in it. What are two causes of these wrinkles in the CMBR? Are the observed temperature variations greater or less than originally expected?

The decay of one type of K size 12 <>

-meson is cited as evidence that nature favors matter over antimatter. Since mesons are composed of a quark and an antiquark, is it surprising that they would preferentially decay to one type over another? Is this an asymmetry in nature? Is the predominance of matter over antimatter an asymmetry?

Distances to local galaxies are determined by measuring the brightness of stars, called Cepheid variables, that can be observed individually and that have absolute brightnesses at a standard distance that are well known. Explain how the measured brightness would vary with distance as compared with the absolute brightness.

Distances to very remote galaxies are estimated based on their apparent type, which indicate the number of stars in the galaxy, and their measured brightness. Explain how the measured brightness would vary with distance. Would there be any correction necessary to compensate for the red shift of the galaxy (all distant galaxies have significant red shifts)? Discuss possible causes of uncertainties in these measurements.

If the smallest meaningful time interval is greater than zero, will the lines in [link] ever meet?

Problems & Exercises

Find the approximate mass of the luminous matter in the Milky Way galaxy, given it has approximately 10 11 size 12 <"10" rSup < size 8<"11">> > <>

stars of average mass 1.5 times that of our Sun.

Find the approximate mass of the dark and luminous matter in the Milky Way galaxy. Assume the luminous matter is due to approximately 10 11 size 12 <"10" rSup < size 8<"11">> > <>

stars of average mass 1.5 times that of our Sun, and take the dark matter to be 10 times as massive as the luminous matter.

(a) Estimate the mass of the luminous matter in the known universe, given there are 10 11 size 12 <"10" rSup < size 8<"11">> > <>

stars of average mass 1.5 times that of our Sun. (b) How many protons (the most abundant nuclide) are there in this mass? (c) Estimate the total number of particles in the observable universe by multiplying the answer to (b) by two, since there is an electron for each proton, and then by 10 9 size 12 <"10" rSup < size 8<9>> > <>

, since there are far more particles (such as photons and neutrinos) in space than in luminous matter.

If a galaxy is 500 Mly away from us, how fast do we expect it to be moving and in what direction?

On average, how far away are galaxies that are moving away from us at 2.0% of the speed of light?

Our solar system orbits the center of the Milky Way galaxy. Assuming a circular orbit 30,000 ly in radius and an orbital speed of 250 km/s, how many years does it take for one revolution? Note that this is approximate, assuming constant speed and circular orbit, but it is representative of the time for our system and local stars to make one revolution around the galaxy.

(a) What is the approximate speed relative to us of a galaxy near the edge of the known universe, some 10 Gly away? (b) What fraction of the speed of light is this? Note that we have observed galaxies moving away from us at greater than 0 . 9 c size 12 <0 "." 9c><>

(a) Calculate the approximate age of the universe from the average value of the Hubble constant, H 0 = 20 km/s ⋅ Mly size 12 > ="20"`"km/s" cdot "Mly"> <>

. To do this, calculate the time it would take to travel 1 Mly at a constant expansion rate of 20 km/s. (b) If deceleration is taken into account, would the actual age of the universe be greater or less than that found here? Expliquer.

Assuming a circular orbit for the Sun about the center of the Milky Way galaxy, calculate its orbital speed using the following information: The mass of the galaxy is equivalent to a single mass 1 . 5 × 10 11 size 12 <1 "." 5 times "10" rSup < size 8<"11">> > <>

(a) What is the approximate force of gravity on a 70-kg person due to the Andromeda galaxy, assuming its total mass is 10 13 size 12 <"10" rSup < size 8<"13">> > <>

that of our Sun and acts like a single mass 2 Mly away? (b) What is the ratio of this force to the person’s weight? Note that Andromeda is the closest large galaxy.

Andromeda galaxy is the closest large galaxy and is visible to the naked eye. Estimate its brightness relative to the Sun, assuming it has luminosity 10 12 size 12 <"10" rSup < size 8<"12">> > <>

times that of the Sun and lies 2 Mly away.

(an overestimate, since some of the light from Andromeda is blocked by gas and dust within that galaxy)

(a) A particle and its antiparticle are at rest relative to an observer and annihilate (completely destroying both masses), creating two γ size 12 <γ><>

rays of equal energy. What is the characteristic γ size 12 <γ><>

-ray energy you would look for if searching for evidence of proton-antiproton annihilation? (The fact that such radiation is rarely observed is evidence that there is very little antimatter in the universe.) (b) How does this compare with the 0.511-MeV energy associated with electron-positron annihilation?

The average particle energy needed to observe unification of forces is estimated to be 10 19 GeV

. (a) What is the rest mass in kilograms of a particle that has a rest mass of 10 19 GeV/ c 2 size 12 <"10""" lSup < size 8<"19">> `"GeV/"c rSup < size 8<2>> > <>

? (b) How many times the mass of a hydrogen atom is this?

The peak intensity of the CMBR occurs at a wavelength of 1.1 mm. (a) What is the energy in eV of a 1.1-mm photon? (b) There are approximately 10 9 size 12 <"10" rSup < size 8<9>> > <>

photons for each massive particle in deep space. Calculate the energy of 10 9 size 12 <"10" rSup < size 8<9>> > <>

such photons. (c) If the average massive particle in space has a mass half that of a proton, what energy would be created by converting its mass to energy? (d) Does this imply that space is “matter dominated”? Explain briefly.

(a) What Hubble constant corresponds to an approximate age of the universe of 10 10 size 12 <"10" rSup < size 8<"10">> > <>

y? To get an approximate value, assume the expansion rate is constant and calculate the speed at which two galaxies must move apart to be separated by 1 Mly (present average galactic separation) in a time of 10 10 size 12 <"10" rSup < size 8<"10">> > <>

y. (b) Similarly, what Hubble constant corresponds to a universe approximately 2 × 10 10 size 12 <2 times "10" rSup < size 8<"10">> > <>

Show that the velocity of a star orbiting its galaxy in a circular orbit is inversely proportional to the square root of its orbital radius, assuming the mass of the stars inside its orbit acts like a single mass at the center of the galaxy. You may use an equation from a previous chapter to support your conclusion, but you must justify its use and define all terms used.

The core of a star collapses during a supernova, forming a neutron star. Angular momentum of the core is conserved, and so the neutron star spins rapidly. If the initial core radius is 5 . 0 × 10 5 km size 12 <5 "." 0 times "10" rSup < size 8<5>> `"km"> <>

and it collapses to 10.0 km, find the neutron star’s angular velocity in revolutions per second, given the core’s angular velocity was originally 1 revolution per 30.0 days.

Using data from the previous problem, find the increase in rotational kinetic energy, given the core’s mass is 1.3 times that of our Sun. Where does this increase in kinetic energy come from?

Distances to the nearest stars (up to 500 ly away) can be measured by a technique called parallax, as shown in [link]. What are the angles θ 1 size 12 <θ rsub="" <="" size="" 8<1="">> > <>

relative to the plane of the Earth’s orbit for a star 4.0 ly directly above the Sun?

(many digits are used to show the difference between 90º

(a) Use the Heisenberg uncertainty principle to calculate the uncertainty in energy for a corresponding time interval of 10 − 43 s size 12 <"10" rSup < size 8< - "34">> `s> <>

. (b) Compare this energy with the 10 19 GeV size 12 <"10" rSup < size 8<"19">> `"GeV"> <>

unification-of-forces energy and discuss why they are similar.

Construct Your Own Problem

Consider a star moving in a circular orbit at the edge of a galaxy. Construct a problem in which you calculate the mass of that galaxy in kg and in multiples of the solar mass based on the velocity of the star and its distance from the center of the galaxy.

Glossary


Pictor

The small constellation of Pictor resides just south of the ecliptic plane and was created by Nicolas Louis de Lacaille. It was adopted by the International Astronomical Union and accepted as one of the permanent 88 modern constellations. Pictor covers approximately 247 square degrees of sky and ranks 59th in size. It has 3 main stars in its asterism and contains 15 Bayer Flamsteed designated stars within its confines. Pictor is bordered by the constellations of Caelum, Carina, Columba, Dorado, Puppis and Volans. It is visible to all observers located at latitudes between +26° and ?90° and is best seen at culmination during the month of January.

Because Pictor is considered a “new” constellation, it has no mythology associated with it – but Nicolas Louis de Lacaille was a man of science and arts. The constellation names he chose to add to his southern star catalog – Coelum Australe Stelliferum – favored this love of technological advances and all things in the field, therefore Pictor was once added as “Equuleus Pictoris”, the “artist’s easel”, but was later shortened to just Pictor when added permanently to the modern constellation charts.

Let’s begin our tour of Pictor with binoculars and its brightest star – Alpha Pictoris – the “a” symbol on our map. It is a class A subgiant star which resides almost 100 light years away from Earth. At close to a billion years old, it is around 3 times larger than our own Sun, yet it rotates over 100 times faster. Alpha is a star that shouldn’t produce X-rays – but does. What’s going on? Perhaps it has a small companion star that’s waiting to be discovered!

Keep your binoculars in hand and hop to Beta Pictoris – the “B” symbol. Located about 64 light years from our solar system, Beta is the key player in a moving star group. This is a stellar association of young stars which share the same motion through space and have the same age. But that’s not all that Beta has going for it. The Beta Pictoris system is very young – only 8-20 million years old – and already in the main sequence stage of stellar evolution. While that in itself isn’t peculiar, what’s curious is an excess of infrared emission compared to normal stars of its type. It would appear that Beta has large quantities of dust! According to detailed studies, a large disk of dust and gas has been found orbiting Beta and was the first to ever be imaged. Inside they found the presence of several planetesimal belts and cometary activity… and there are indications that planets may have formed within this disk and that the processes of planet formation may still be occurring! In November 2008, the European Southern Observatory (ESO) published a press release announcing that a planet matching previous predictions may have been imaged in orbit around Beta Pictoris in the plane of the debris disk. If the physical association of the detected object with Beta Pictoris is confirmed, it would be the closest planet to its star ever photographed. How far apart you ask? Tthe observed separation between the parent star and the planet is roughly the same as the distance between Saturn and the Sun. Too cool….

Now, take out your telescope and have a look at Theta Pictoris – the figure 𔄠” symbol. That’s right… We’ve got a multiple star system here! Theta Pictoris is a three part system, with each of the components all around 7th magnitude and well spaced enough to be easy for optics!

For a nice optical double star in binoculars, have a look at Eta Pictoris – the “n” symbol on our map. Although not gravitationally bound, it’s still a pretty pair!

While there is almost no deep sky to be observed in Pictor, you can still scope out Kapteyn’s Star. It is a class M0 subdwarf star which was discovered by Jacobus Kapteyn in 1897. Located just about 13 light years from Earth, this one has a high radial velocity, orbits the Milky Way in retrograde, and is the nearest halo star to the Sun! When Kapetyn first discovered it, it had the highest proper motion of any star known, later bowing to the discovery of Barnard’s star..


Have We Found the Closest Extragalactic Fast Radio Burst?

Editor’s note: Astrobites is a graduate-student-run organization that digests astrophysical literature for undergraduate students. As part of the partnership between the AAS and astrobites, we occasionally repost astrobites content here at AAS Nova. We hope you enjoy this post from astrobites the original can be viewed at astrobites.org.

Titre: A nearby repeating fast radio burst in the direction of M81
Authors: M. Bhardwaj et al.
First Author’s Institution: McGill University, Canada
Status: Accepted to ApJL

Fast radio bursts (FRBs) are some of the most mysterious phenomena in radio astronomy. First discovered in 2007, these short but energetic bursts of radio waves last on the order of milliseconds. In the decade since their discovery, catalogs of FRBs have grown to include sources of repeated bursts, bursts whose host galaxies have been identified, and even an FRB-like burst of radio waves within the Milky Way. Each year brings more tantalizing new discoveries.

There is not yet a consensus on the mechanisms behind FRBs. In recent years, new bursts have allowed astronomers to rule out certain burst models and lend credence to others. For example, neutron stars with extremely powerful magnetic fields, called magnetars, are currently a leading candidate, while studies of FRB environments indicates that indicate that gamma-ray bursts and some supernovae are less likely to be responsible. Ideally, finding FRBs close to Earth would allow us to narrow down the possibilities even more. Today’s paper presents the discovery of an FRB that has the potential to do just that.

Bursting with Excitement

One of the premier instruments for detecting FRBs is the interferometer on the Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment (CHIME), which saw first light in 2017. As of early 2020, the CHIME/FRB project had already detected hundreds of bursts, including several repeating sources. One of those bursts, designated FRB 20200120A, would be followed by two more from the same location by the end of 2020. Maintenance on CHIME meant that the second burst yielded little information, but the first and third bursts raised some eyebrows for two reasons.

Figure 1: CHIME/FRB was able to detect three bursts from the source FRB 20200120, occurring in January, July, and November of 2020, respectively. Left: plots of intensity data for the three bursts. Right: plots of baseband data for two of the bursts — a record of the voltage measured by the telescope, which is useful for localization. Maintenance in July meant baseband data could not be recorded for the second burst. The white bands are regions where interference from artificial sources had to be removed. [Bhardwaj et al. 2021]

A Fast Radio Burst in the Neighborhood?

First, they exhibited surprisingly low dispersion measures for FRBs, at around 87.82 pc/cm 3 . Dispersion measures (DMs) describe how different frequencies in a radio signal are smeared out through interactions with free electrons in outer space. A higher DM means that there are more free electrons between us and the source, making DMs a convenient distance proxy. The DMs of each of these bursts placed them in an as-yet unexplored regime — neither firmly within the Milky Way nor firmly in extragalactic space. Second, the bursts were successfully localized to an area close to the galaxy M81, which, on cosmological scales, is just down the street from us. The localization region — the area in which astronomers are 90% confident the source lies — is large but overlaps with M81 as seen from Earth.

A radio source within the Milky Way’s disk along the line of sight to this repeating FRB (now referred to as FRB 20200120) would have a DM of no more than 40 pc/cm 3 — far too low to match observations. Constraints on the electron density in the galactic halo, however, are much worse, with halo DM contributions ranging from as little as 30 pc/cm 3 to as much as 80 pc/cm 3 . With the measured DM in this range, the bursts could indeed be coming from a halo object like a magnetar. From an astrophysical perspective, though, this would be odd neutron stars are unlikely to be found in halos, and many are incapable of producing bursts this bright.

Figure 2: The 90% confidence localization region of FRB 20200120 is shown in red, superimposed on a Digital Sky Survey (DSS) image of the surrounding sky. Although the burst appears to be far from M81, at upper right, it is actually still located in the galaxy’s thick disk, which is shown more clearly by the inset map of 21 cm emission. The dotted lines correspond to the border of the DSS image. The labeled boxes within the localization region show the positions of the four known sources of interest in the area, which could be associated with the FRB. [Bhardwaj et al. 2021]

3.6 Mpc from Earth and encompasses the large localization regions of the two well-studied bursts from FRB 20200120. In fact, the projected distance between the source and the center of M81 itself could be only 20 kpc, well within the galaxy’s disk. The authors estimated that the probability of a purely chance alignment between the galaxy and the source is roughly 1%.

A Toast to the Host

Figure 3: The probability of an FRB randomly intersecting a galaxy like M81 depends strongly on the FRB’s DM excess. For a DM like that of FRB 20200120, this probability ends up being 0.7%. [Bhardwaj et al. 2021]

This isn’t to say that M81 is typical of an FRB host galaxy — it’s a massive early-type galaxy with an active galactic nucleus, which sets it apart from the other three known host galaxies of FRBs. Furthermore, a 20-kpc separation from the galaxy’s center would be the largest projected offset between an FRB and its host. That’s unusual — most magnetars and other theorized FRB sources lie near the centers of their host galaxies, or at least well within their disks.

FRB 20200120 is a tantalizing target for follow-up observations thanks to its proximity to Earth. Some FRB models predict that radio bursts should be accompanied by additional activity across the electromagnetic spectrum. If a magnetar is responsible for the bursts, it might be possible to detect a high-energy counterpart with existing X-ray or gamma-ray telescopes like the Swift Observatory. Such a detection would be an important leap in our understanding of fast radio bursts, particularly bursts from repeating sources.

Original astrobite edited by Sasha Warren.

About the author, Graham Doskoch:

I’m a first-year graduate student at West Virginia University, pursuing a PhD in radio astronomy. My focus is on neutron stars and pulsar timing, a method of detecting gravitational waves by monitoring arrays of pulsars over the course of many years. I’m an associate member of NANOGrav, and I’m starting to help with their ongoing timing efforts. I love running, hiking, reading, and just enjoying nature.


Current status of r-process nucleosynthesis

5.5 Stellar abundances in other galaxies

Small stellar systems, dwarf spheroidal galaxies, are found near the Milky Way Galaxy , sufficiently close so that interactions with the Galaxy are plausible. These have a wide range of stellar mass ( 1 0 3 – 1 0 7 solar masses), and are characterized by an absence of interstellar gas. Their stellar population thus has formed long ago, and probably in the early evolution of that system. They could be survivors of small stellar systems born in the very early phase of the Milky Way formation. About 30–40 such galaxies are known at present. Such small stellar systems could be significantly affected by a small number of nucleosynthesis events. Therefore, even a single r -process enrichment might be revealed in observations of metal-poor stars from nearby dwarf galaxies. Accretion of such stellar systems could be the origin of the r -process enhanced very metal-poor stars in the Milky Way halo. Therefore, they are a useful complement to r -process studies from stars in the Milky Way galaxy.

Fig. 10 compiles the Eu abundances measured for dwarf galaxy stars. As in the case of galactic field and halo stars, generally, the Eu abundances increase with an increase of Fe abundances. The number of stars with low Eu abundances at low metallicity ([Fe/H] < − 2 ) is small, compared to Galactic field and halo stars shown in Fig. 8 . This, however, reflects a bias in the sampling due to the less-sensitive detection limit of Eu lines for dwarf-galaxy stars, which are apparently much fainter than field halo stars studied with high-resolution spectroscopy.

It is remarkable that dwarf galaxy stars with − 2 ≲ [Fe/H] ≲ − 1 have almost constant [Eu/H] values ( ∼ − 1 . 3 ), independently of their Fe content [455] . Subsequent observational studies for a larger sample of dwarf galaxies further support this feature [455,456] . It appears that particular and large enrichment from the r process has occurred early, while later evolution increases both Fe and Eu as found in Fornax stars.

Fig. 10 . Eu abundance ratios of stars in dwarf galaxies as a function of metallicity ([Fe/H]). Abundance data are taken from the SAGA database [445] . Different symbols mean stars in different galaxies (open triangle: Fornax open circle: Carina filled circle: Sculptor open square: Draco filled triangle: Leo I stars: Ursa Minor red filled diamonds: Reticulum II). Upper limits of Eu abundances of the two most metal-poor stars in Reticulum 2 are also shown. The other seven objects in Reticulum II are very metal-poor but show large excess of Eu. A typical error of [Eu/H] is 0.2 dex, although it depends on data quality and strength of spectral lines. The dashed line indicates [Eu/Fe] = 0 . Many metal-poor stars in faint dwarf galaxies have similar [Eu/H] values around − 1 . 3 (box shown by dotted line).


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