Astronomia

Estimando a Massa Galáctica de Andrômeda

Estimando a Massa Galáctica de Andrômeda


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Portanto, preciso estimar a massa da galáxia de Andrômeda usando: $$ M = frac {v ^ 2r} {G} $$ Onde $ v $ é a velocidade rotacional, $ r $ o raio da galáxia e $ G $ Constante gravitacional de Netwon. Disseram-me o seguinte:

  1. Distância (m) = 2,403 ×$10^{22}$
  2. Raio (arcmin) = 12250,40
  3. Velocidade (km / s) = 300

Cheguei a converter o raio: $$ frac {12250,4} {60 * 57,3} = 3,563 rad $$ então, calculou o raio: $$ 0,5 * 3,563 * 2,403 times10 ^ {22} = 4,2757 times10 ^ {22} $$ Em seguida, subdividido na fórmula original para obter: $$ frac {4,2757 times10 ^ {22} times 300 ^ 2} {G} = 1,7595 times10 ^ {36} kg $$ Deveria ser $ 2 times10 ^ {42} kg $. onde eu errei?


Você errou porque o raio de Andrômeda não é 12.250,40 minutos de arco. É difícil ser mais útil. Possivelmente as unidades são arcsegundos?

Também não vejo por que você inseriu um fator de 0,5 em sua segunda equação. ou porque você inseriu $300^2$ na terceira equação, quando $ v $ é dado em km / s, então deveria ser $ (3 vezes 10 ^ 5) ^ 2 $.


H98. Existem algumas questões que precisamos resolver.

Primeiro, usando seus números, obtenho um valor de $ 5,78 times10 ^ {37} $ kg, que é diferente do seu. Estou incluindo aqui, o fato de que os números estão errados. Qual valor você está usando para $ G $?

Segundo,

a) Não sei de onde vêm suas informações, mas de acordo com a descrição do link aqui, M31 tem um raio angular de 178 minutos de arco, não 12.250,4 minutos de arco.

b) Um minuto de arco (escrito como $1'$) é $ frac {1} {60} $ de um grau, então $ 178 '= 2,97 ^ o $.

c) Para converter $ 2,97 ^ o $ para metros, você usaria a fórmula $ S = D theta $

d) Como @RobJeffries afirmou, a velocidade é $300$ km / s, qual é $ 3 times10 ^ 5 rm {m / s} $.

Tente novamente e conte-nos como você está.


Qual é a soma das massas da Via Láctea e de Andrômeda? (Astronomia)

Usando a simulação MultiDark Planck (MDPL), combinada com dados do Telescópio Espacial Hubble e Gaia, Pablo Lemos e colegas estimaram a massa combinada da Via Láctea e de Andrômeda. Um conjunto de dados semelhante foi usado anteriormente para obter uma estimativa pontual de Mmw + M31 usando Artificial
Redes Neurais (ANN) em conjunto com a Análise de Tempo, TA. Em contraste, seu trabalho usa Inferência livre de probabilidade de estimativa de densidade DELFI 2, usando o pacote pyDELFI², combinado com dados mais recentes.

© NASA ESA Z. LEVAY E R. VAN DER MAREL, STSCI T. HALLAS E A. MELLINGER

A inferência sem probabilidade (LFI) surgiu como uma técnica muito promissora para inferir parâmetros de dados, particularmente em cosmologia. Ele fornece estimativa de probabilidade posterior de parâmetro sem exigir o cálculo de uma verossimilhança analítica (ou seja, a probabilidade de os dados serem observados dados os parâmetros). O LFI usa simulações diretas no lugar de uma função de verossimilhança analítica. Escrever uma probabilidade para observáveis ​​cosmológicos pode ser extremamente complexo, muitas vezes exigindo a solução das equações de Boltzmann, bem como aproximações para processos altamente não lineares, como formação de estrutura e feedback bariônico. Embora as simulações tenham suas próprias limitações e sejam computacionalmente caras, a qualidade e a eficiência das simulações cosmológicas estão constantemente aumentando, e é provável que em breve ultrapassem a precisão ou robustez de qualquer função de verossimilhança.

Este é um tópico de rápido crescimento na cosmologia, devido ao surgimento de novos métodos para inferência livre de probabilidade, com aplicações para conjuntos de dados como a Curva de Luz Conjunta (JLA) e conjuntos de dados de supernova Pantheon, e os dados de Dark Energy Survey Science Verification, entre outros. Existem, portanto, muitas aplicações para as quais o LFI poderia melhorar a robustez da inferência de parâmetros usando dados cosmológicos. No presente trabalho, Pablo Lemos e colegas realizaram uma estimativa de parâmetros baseada em LFI da soma das massas da Via Láctea e M31. A função de verossimilhança para este problema requer simplificações significativas, mas simulações diretas podem ser obtidas facilmente.

Uma comparação das estimativas das massas separadas de M31, do MW e de sua soma, a última deste trabalho. O gráfico mostra a pequena discrepância entre as estimativas separadas das massas individuais do MW e M31 e este
trabalhos. ©Pablo et al.

A Via Láctea e Andrômeda são os principais componentes do Grupo Local, que inclui dezenas de galáxias menores. Os pesquisadores definem a Via Láctea e Andrômeda como a soma das massas Mmw e M31. Estimar a massa da Via Láctea e da andromeda permanece um problema elusivo e complexo na astrofísica. Como a massa de cada Via Láctea e M31 é conhecida apenas por um fator de 2, é importante restringir a soma de suas massas. A abordagem tradicional é usar o chamado argumento de tempo (TA). O argumento de tempo estima Mmw + M31 usando a dinâmica newtoniana integrada do Big Bang. Essa integração é uma versão extremamente simplificada de um problema muito complexo.
Portanto, métodos alternativos que não dependem das mesmas aproximações tornam-se extremamente úteis.

Em seu trabalho, eles usaram Density Estimation Likelihood-Free Inference (DELFI) com modelagem direta para estimar a distribuição posterior da soma das massas da Via Láctea e M31 usando observações da distância e velocidade para M31.

Comparação de Pablo Lemos et al. trabalhe com estimativas anteriores do MMW + M31, mostrado como melhor ajuste e intervalos de confiança de 68%. O resultado deste trabalho é mostrado na parte inferior, ele é o primeiro a explicar totalmente os erros de observação e a não confiar nas aproximações.do TA.

Eles obtiveram a massa de Mmw + M31 = 4,6 × 10¹² M. Seu resultado é o primeiro a explicar completamente a distribuição dos erros observados de maneira robusta (e bayesiana). Os resultados de estudos anteriores usam aproximações gaussianas para erros observacionais, ou os negligenciam completamente e, portanto, seu resultado é a estimativa mais precisa de Mmw + M31 até o momento.

Referências: Pablo Lemos, Niall Jeffrey, Lorne Whiteway, Ofer Lahav, Niam I Libeskind, Yehuda Hoffman, & # 8220A soma das massas da Via Láctea e M31: uma abordagem de inferência livre de probabilidade & # 8221, ArXiv, pp. 1-14 , Outubro de 2020. arXiv: 2010.08537 link: https://arxiv.org/abs/2010.08537

O copyright deste artigo pertence totalmente a revelar a realidade. Não se deve usá-lo sem nos dar o devido crédito.


Uma breve história da exploração da galáxia de Andrômeda

A galáxia de Andrômeda era sem dúvida conhecida nos tempos antigos. O astrônomo persa al-Sufi o descreveu no século 10. Abd al-Rahman al-Sufi era um astrônomo muçulmano na corte do emir Adud ad-Daula na Isfahan persa, cerca de 350 quilômetros ao sul da atual capital iraniana, Teerã. Após a invenção do telescópio, há mais de 400 anos, a nebulosa continuou sob os holofotes. O nobre irlandês William Parsons (também conhecido como Conde de Rosse) descobriu em meados de 1800 que algumas galáxias, incluindo Andrômeda, exibem uma bela estrutura em espiral simétrica.

Em 1885, uma nova estrela irrompeu na Nebulosa de Andrômeda. Mas não exatamente no centro. Foi uma chamada explosão de nova? Nesse caso, a nebulosa seria simplesmente parte de nossa própria galáxia, a Via Láctea, e poderia ser um aglomerado de estrelas completo em formação. Mas e quanto às "novas estrelas" muito mais fracas que também foram encontradas mais tarde? Se fossem erupções novas, a nebulosa teria que estar muito mais distante, e a explosão de 1885 foi muito mais enérgica.

Medindo distâncias cósmicas

Calcular a distância é um problema notório na astronomia. A distância das estrelas que estão relativamente próximas do sol é bastante conhecida. Eles mostram uma pequena flutuação anual no céu - uma mudança aparente na posição causada pela rotação da Terra em torno do sol. O tamanho dessa paralaxe é uma medida direta da distância da estrela, mas infelizmente o efeito é sempre tão pequeno que só pode ser usado para medir adequadamente as estrelas mais próximas. Em distâncias maiores, você precisa de outros métodos e, no início dos anos 1900, ninguém tinha ideia de como determinar a distância de uma nebulosa nebulosa.

A contribuição de Hubble para o estudo de Andrômeda

No caso da galáxia de Andrômeda, isso mudou no início dos anos 1920. Usando o gigantesco telescópio Hooker de 2,5 metros no Monte Wilson, perto de Los Angeles, o astrônomo americano Edwin Hubble foi capaz de observar estrelas individuais na galáxia de Andrômeda. Não demorou muito para que todos estivessem convencidos de que esta era uma galáxia separada, comparável à nossa galáxia, a Via Láctea. Hoje, os astrônomos preferem falar da Galáxia de Andrômeda em vez da Nebulosa de Andrômeda. Eles também aprenderam que a explosão de 1885 não era uma nova comum, mas uma supernova extremamente brilhante.

Quando Hubble descobriu uma chamada variável Cefeida em Andrômeda - uma estrela que muda o brilho de uma forma muito característica e regular - ele foi capaz de determinar sua distância da galáxia. Henrietta Leavitt descobrira mais de dez anos antes que existe uma relação entre a velocidade das variações de brilho e a luminosidade real dessas estrelas. Hubble mediu a fase das variáveis ​​Cefeidas - o tempo que leva para a estrela completar um ciclo de brilho. Usando a Lei de Leavitt, ele foi então capaz de determinar a verdadeira luminosidade da estrela. Então, comparando isso com o brilho percebido, não foi difícil calcular a distância.

Agora sabemos que a Galáxia de Andrômeda está a 2,5 milhões de anos-luz de distância. Embora tenha aproximadamente o mesmo tamanho que a Via Láctea, tem mais estrelas, estimadas em um trilhão. Como a Via Láctea, Andrômeda contém aglomerados de estrelas cintilantes, nebulosas de gás brilhante, nuvens moleculares escuras, regiões ativas de formação de estrelas, aglomerados globulares antigos, nebulosas planetárias, remanescentes de supernovas e estrelas de nêutrons giratórias.


Primeiras observações da galáxia de Andrômeda

Estrelas na Galáxia de Andrômeda

As observações da Galáxia de Andrômeda são muito mais antigas do que se poderia imaginar. A primeira observação registrada da Galáxia de Andrômeda parece ser por volta do ano 964, quando um astrônomo persa chamado Abd al-Rahman al-Sufi a descreveu em seu Livro das Estrelas como uma & # 8216 mancha nebulosa & # 8217.

Mais tarde, em 1612, um astrônomo alemão chamado Simon Marius o descreveu com base em algumas observações telescópicas que ele tinha. O matemático e filósofo francês Pierre Louis Maupertuis observou Andrômeda em 1745 como um ponto borrado, conjeturando que era uma espécie de universo insular.

Charles Messier foi um astrônomo francês famoso por seu catálogo astronômico de nebulosas e aglomerados de estrelas conhecidos como objetos Messier, e ele catalogou Andrômeda como M31 em seu livro. William Herschel foi um astrônomo britânico nascido na Alemanha que fez observações de Andrômeda e afirmou ter visto uma cor avermelhada em seu núcleo & # 8217s em 1785. Fazendo uma avaliação de sua cor e magnitude, ele chegou à conclusão de que a Galáxia de Andrômeda tinha cerca de 2.000 vezes a distância como a estrela Sirius, que está a cerca de 8 anos-luz da Terra. Isso colocaria Andrômeda a uma distância de cerca de 16.000 anos-luz da Terra, o que, como sabemos agora, é totalmente incorreto.

Em 1850, William Parsons, um astrônomo anglo-irlandês que construiu um telescópio de 72 polegadas conhecido como Leviathan de Parsonstown, fez o primeiro desenho conhecido da estrutura espiral da Galáxia de Andrômeda.

Em 1864, William Huggins, um astrônomo inglês pioneiro na espectroscopia astronômica, observou que os espectros de Andrômeda exibiam várias frequências que eram sobrepostas com linhas de absorção escuras correspondentes a vários elementos que eram mais indicativos de estrelas do que de nebulosas, levando-o a acreditar que Andrômeda era composto de estrelas.

Mais tarde, em 1885, uma supernova foi observada na Galáxia de Andrômeda, conhecida como S Andromedae & # 8211, esta foi a única supernova (essencialmente uma explosão de uma estrela massiva) que já foi observada em Andrômeda, até hoje. Na época em que foi descoberto pela primeira vez, acreditava-se que era apenas uma nova (a aparição brilhante transitória de uma nova estrela), já que se pensava naquela época que Andrômeda estava muito mais perto da Terra do que realmente estava, portanto, subestimando-a grosseiramente & # Luminosidade 8217s.

Isaac Roberts era um engenheiro galês que também era um amador que teria tirado as primeiras fotos de Andrômeda em 1887. Naquela época, acreditava-se amplamente que Andrômeda era apenas uma nebulosa em nossa própria galáxia, a Via Láctea, e Isaac Roberts pensou que Andrômeda foi um sistema solar em formação precoce em nossa galáxia.

Vesto Melvin Slipher foi um astrônomo americano que fez as primeiras medições das velocidades radiais das galáxias, observando também seus valores de redshift que ajudaram a estabelecer o fato de que o Universo está se expandindo. Em 1912, ele usou a espectroscopia para medir a velocidade radial de Andrômeda em relação ao nosso Sistema Solar, que chegou a um valor de 190 milhas por segundo, a maior velocidade já registrada até aquele momento.

Em 1917, Heber Curtis, um astrônomo americano, descobriu 11 novas em Andrômeda e observou que eram cerca de 10 magnitudes mais fracas do que as que ocorrem em outras áreas do céu noturno. Por causa disso, ele estimou que a distância da Galáxia de Andrômeda da Terra era de cerca de 500.000 anos-luz, ainda muito menor do que sua distância real de 2,5 milhões de anos-luz que conhecemos hoje, mas definitivamente uma grande melhoria em relação às estimativas anteriores. Ele então chegou à conclusão de que Andrômeda era uma galáxia independente muito além de nossa Via Láctea.

Em 1920 houve um Grande Debate entre Heber Curtis e outro astrônomo americano Harlow Shapley sobre a natureza das nebulosas espirais e o tamanho do Universo. Shapley acreditava que eram nebulosas menores situadas nas regiões externas de nossa própria galáxia, enquanto Curtis pensava que eram galáxias independentes muito grandes e a uma distância muito grande da Terra. É claro que Heber Curtis estava certo e foi, portanto, o vencedor do Grande Debate.

Ernst Opik foi um astrônomo estoniano, que em 1922 usou as velocidades medidas das estrelas na Galáxia de Andrômeda para calcular sua distância da Terra, que ele estimou em 1,5 milhão de anos-luz, mais uma melhoria significativa. Então, em 1925, Edwin Hubble, um famoso astrônomo americano, provou definitivamente que a Galáxia de Andrômeda era uma grande galáxia espiral, longe da Terra, observando pela primeira vez as estrelas variáveis ​​Cefeidas extragalácticas (um tipo de estrela pulsante) em Andrômeda, o que confirmou o grande distância de Andrômeda da Via Láctea.

Em 1943, Walter Baade, um astrônomo alemão que trabalhava nos Estados Unidos na época, tornou-se a primeira pessoa a realmente resolver estrelas no núcleo galáctico de Andrômeda. Ele classificou dois tipos diferentes de estrelas do tipo 1, que eram estrelas jovens de alta velocidade, e do tipo 2, que eram estrelas mais velhas de cor vermelha. Ele também descobriu dois tipos de estrelas variáveis ​​Cefeidas que o levaram à conclusão de que a Galáxia de Andrômeda estava quase duas vezes mais distante do que a estimativa anterior de 1,5 milhão de anos-luz, muito mais perto da distância de 2,5 milhões de anos-luz que nós sabemos hoje.

As emissões de rádio da Galáxia de Andrômeda foram detectadas pela primeira vez em 1950 por Hanbury Brown, um astrônomo britânico, e Cyril Hazard com radiotelescópios localizados no Jodrell Bank Observatory em Manchester, no Reino Unido. Mais tarde, na década de 1950 e # 8217, o astrônomo britânico John Baldwin e seus associados fizeram os primeiros mapas de rádio da Galáxia de Andrômeda no Grupo de Rádio Astronomia de Cambridge na Universidade de Cambridge.

Em 2009, acredita-se que o primeiro planeta foi descoberto na Galáxia de Andrômeda usando um tipo de técnica de microlente gravitacional & # 8211 detectando luz desviada dos efeitos gravitacionais de um objeto maior & # 8211 para separar a massa do planeta de seu pai Estrela.


Quando procurar a Galáxia de Andrômeda

De latitudes médias ao norte, uma parte da galáxia é visível todas as noites, durante todo o ano. Embora a maioria das pessoas assista, aproveite o primeiro vislumbre no norte do outono, quando é alto o suficiente para ser visto do anoitecer até o amanhecer.

Durante o final de agosto e início de setembro, comece a procurar a galáxia no meio da noite, a meio caminho entre o anoitecer local e a meia-noite. No final de setembro e início de outubro, ele brilha no céu oriental ao anoitecer, oscila alto no meio da noite e fica relativamente alto no oeste no início da madrugada. As noites de inverno também são adequadas para a visualização da galáxia de Andrômeda.

Usando a constelação de Cassiopeia, você pode encontrar a galáxia de Andrômeda. Cassiopeia, a Rainha em forma de M ou W, é uma das constelações mais fáceis de reconhecer e localizar. Basta olhar para o norte na cúpula do céu. Se você consegue identificar a Estrela Polar, Polaris - e se você sabe como encontrar a Ursa Maior - esteja ciente de que a Ursa Maior e a Cassiopeia se movem em torno da Polaris como os ponteiros de um relógio, sempre opostos.


Conteúdo

Embora provavelmente conhecido por muitos anos como um objeto tênue do céu visível, o primeiro registro conhecido da galáxia de Andrômeda foi feito pelo astrônomo persa Abd-al-Rahman Al-Sufi em 964 d.C. Livro das Estrelas Fixas. Não há menção da galáxia novamente até por volta de 1500, quando ela aparece em um mapa holandês das estrelas em 1500. A galáxia também foi observada e registrada por Simon Marius em 1612, que é a primeira observação conhecida por telescópio. [5] Charles Messier deu incorretamente o crédito pela descoberta a Simon Marius, sem saber do trabalho de Al-Sufi vários séculos antes, quando ele catalogou a galáxia como M31 em 1764.

A galáxia, quando conhecida como a Grande Nebulosa de Andrômeda foi considerado relativamente próximo. William Herschel estimou incorretamente em 1785 que não era mais do que 2.000 vezes a distância de Sirius. Como os astrônomos não sabiam da verdadeira distância da "nebulosa", quando a primeira supernova registrada ocorreu na galáxia em 1885 (chamada de "S Andromedae"), ela foi considerada muito fraca e, em vez disso, simplesmente uma nova. [6]

Em 1887, pela primeira vez, foram tiradas fotografias da galáxia, revelando sua forma espiral. Em 1912, a "nebulosa" foi medida pelo Observatório Lowell em se mover a uma velocidade radial de 300 & # 160km / s em direção à Terra. [7]

A primeira pessoa a descobrir a verdadeira distância e natureza de Andrômeda foi Heber Curtis, quando em 1917 ele examinou várias fotos anteriores da galáxia, encontrando mais 11 novas, observando que eram 10 magnitudes mais fracas do que novas semelhantes em nossa própria galáxia. Por causa disso, ele se tornou um proponente da hipótese dos "universos-ilhas", estimando que Andrômeda estivesse a 500.000 anos-luz de distância e como uma galáxia separada. O debate sobre se Andrômeda era outra galáxia (e de fato se havia outras galáxias) foi definitivamente resolvido quando, em 1923, quando Edwin Hubble descobriu as primeiras variáveis ​​cefeidas extragalácticas, localizadas dentro de Andrômeda, mostrando que não era uma nebulosa dentro da Via Láctea, mas outra galáxia distante. [8]

A distância até a galáxia foi novamente dobrada quando, em 1953, um segundo tipo de dimmer de variável Cefeida foi descoberto. Essa distância foi refinada ainda mais na década de 1990, usando o satélite Hipparcos para calibrar as distâncias das Cefeidas usando gigantes vermelhas e estrelas vermelhas. [9]


Galáxia de Andrômeda - quão perto está realmente?

Os artigos que li no Astrophysical Journal e ArXiV apontam que tanto o M31 quanto o MW têm grandes halos esféricos de estrelas ao seu redor.

A estimativa é que o halo do MW tem um raio de 450Kly e que o raio do M31 pode ser tão grande quanto 500Kly.

(Tem ligeiramente mais massa nas estrelas do que o MW, mas menos "matéria escura".)

2.52Mly separadas, o que significa que as estrelas do halo estão apenas 1,62Mly separadas

Isso significa que a primeira ocorrência de colisão pode ocorrer antes das estimativas originais de 5 bilhões de anos.

Claro, muito antes de haver qualquer colisão dos discos, haverá a formação massiva de estrelas conforme as nuvens de gás colidem e, possivelmente, alta emissão de energia das nuvens em colisão.

E, perturbação gravitacional severa das estrelas do disco.

E se as estimativas do diâmetro do halo forem conservadoras, a colisão pode começar mais cedo.

# 27 Starman1

Hah! Se você olhar os mapas da Via Láctea dos últimos 50 anos - ou mesmo 10 anos -, verá que eles mudaram muito. Dizer que "temos tudo mapeado" é um exagero grosseiro. As pessoas ainda estão discutindo sobre quantos braços nossa galáxia possui, quanto mais como eles são formados.

Foi apenas no ano passado que eles relataram um novo grande braço externo que expandiu o raio do disco MW para 60-65Kly e a massa condensada (não halo) para 128kly.

(Halo sendo maior), e a massa para

Espada # 28

Eu li que existe um globular muito distante que pode ser "compartilhado" ou em processo de "troca".

# 29 WoodlandsAstronomer

# 30 Starman1

Sim, PSO J174.0675-10.8774 ou Laevens 1, que está em

Isso ainda estaria no halo do MW, no entanto.

Este é o globular mais distante que se conhece.

# 31 Starman1

O método da variável Cefeida ainda é a melhor medida da distância real até Andrômeda? Pelo menos no que diz respeito à nossa posição no MW na Terra.

4 métodos discretos, conforme descrito nesta apresentação em PowerPoint (em formato pdf):

# 32 MikeMiller

Este tópico é um bom exemplo de "O espaço é grande. Você simplesmente não vai acreditar como ele é imensamente, imensamente, assustadoramente grande. Quer dizer, você pode pensar que é um longo caminho até a farmácia, mas isso é apenas amendoim para o espaço. ”

# 33 Jim1804

Uma coisa que me deixa curioso é como sabemos tanto sobre nossa própria galáxia, como tamanho, forma e braços. É um tanto fácil ver e estudar galáxias distantes de nosso ponto de vista com a tecnologia astronômica de hoje, mas não podemos ver muito mais do que nossa própria vizinhança local. ainda temos tudo mapeado. Como sabemos o tamanho? Como sabemos o que está do outro lado? Como sabemos que é uma espiral barrada?

Parte disso é observável de seu jardim da frente, quando complementado pelos dados que temos sobre distâncias aos aglomerados, etc. O livro “Astronomia Binocular” (Crossen & amp Tirion), entre outros, descreve como você pode ver a forma do Milky local Caminho para você, com base em medições de distância, etc. Portanto, podemos dizer que estamos em um braço em algum lugar no meio do disco porque temos muitos objetos dentro de um certo número de anos-luz (relativamente próximos), que estaria em nosso próprio braço. Então, olhando em direção ao centro da galáxia (no céu de verão no hemisfério N) ou longe do centro (outono / inverno), vemos que há uma lacuna nos objetos que são visíveis - de modo que os objetos tendem a se agrupar em distâncias relativamente semelhantes. Eu não sei os números em cima da minha cabeça, mas há objetos a uma distância X que estão perto de nós, e então objetos que estão a uma distância X + 10, mas muito, muito poucos objetos, digamos, luz X + 5 anos, indicando que é o espaço entre dois braços e, portanto, relativamente vazio.

O livro explica isso melhor do que eu - e é claro, nenhum desses conhecimentos seria possível sem medições precisas de distância que na maioria das vezes são feitas por profissionais. Sem o benefício do conhecimento da distância relativa, a Via Láctea parece plana em nosso ponto de vista - mas com um pouco desse conhecimento você pode começar a entender onde estamos localizados, o que é muito legal.


Os pesquisadores estimam que a massa da Via Láctea seja 890 bilhões de vezes a do nosso sol

Crédito CC0: domínio público

Uma equipe internacional de pesquisadores usou modelos sofisticados para calcular a massa da Via Láctea. Eles escreveram um artigo descrevendo seus esforços e resultados e o postaram no arXiv servidor de pré-impressão.

Pesquisas anteriores levaram a estimativas do tamanho da Via Láctea - acredita-se que ela tenha aproximadamente 256.000 anos-luz de diâmetro. Agora, neste novo esforço, os pesquisadores realizaram um trabalho que levou a uma estimativa da massa da nossa galáxia - aproximadamente 890 bilhões de vezes a do Sol, ou 3,9 tredecilhões de libras.

Descobrir o tamanho, forma e massa de nossa galáxia não é tarefa fácil, considerando que a estamos medindo por dentro. Não podemos ver muito disso por causa dos gases interestelares e estrelas em oclusão. Por causa disso, os cientistas buscaram outras maneiras de mapear a galáxia.

Para fazer uma estimativa da massa da galáxia, os pesquisadores usaram dados de várias fontes para criar um modelo baseado na massa. Os dados forneceram informações sobre a maneira como as estrelas, gás e outros materiais na galáxia se movem. A equipe usou esses dados para desenvolver o que eles descrevem como uma "curva de rotação". Como a galáxia não gira de maneira uniforme, os pesquisadores tiveram que criar essa curva para entender melhor as distâncias dos objetos galácticos.

As forças giratórias, eles observam, podem ser equilibradas com as forças gravitacionais para aprender mais sobre suas massas - eles observam ainda que tal equilíbrio é o que impede que os objetos sejam puxados para o buraco negro no centro da galáxia ou lançados para o espaço. E também pode ser usado para calcular a massa de um objeto. Indo um passo adiante, calculando os estados de equilíbrio de todos os objetos na galáxia, a equipe foi capaz de calcular todas as suas massas. Somando-os deu um total - de certa forma. Os pesquisadores ainda tiveram que levar em consideração a matéria escura, que pesquisas anteriores sugeriram que compõe aproximadamente 93 por cento da massa total da galáxia. Colocar ambos em seus cálculos levou à massa total da galáxia e a um cálculo para a massa total apenas da matéria escura - 830 bilhões de vezes a do sol. Os pesquisadores concluem que suas estimativas estão em linha com os resultados de outros pesquisadores com o mesmo objetivo, dando mais credibilidade aos seus achados.


Como você pesa uma galáxia? Especialmente aquele em que você está?

A maior vizinha de nossa Via Láctea, a Galáxia de Andrômeda, tem cerca de 220.000 anos-luz de extensão. Duas de suas galáxias satélites anãs, Messier 110 (canto inferior esquerdo) e Messier 32 (acima da protuberância central de Andrômeda), são visíveis como pontos brancos brilhantes nesta imagem. Crédito: Adam Block / University of Arizona

Uma nova técnica para estimar a massa de galáxias promete resultados mais confiáveis, especialmente quando aplicada a grandes conjuntos de dados gerados por pesquisas atuais e futuras, de acordo com uma equipe de pesquisa liderada por Ekta Patel, da Universidade do Arizona. Publicado no Astrophysical Journal, o estudo é o primeiro a combinar os movimentos tridimensionais completos observados de várias galáxias satélites da Via Láctea com extensas simulações de computador para obter uma estimativa de alta precisão para a massa de nossa galáxia.

Determinar a massa das galáxias desempenha um papel crucial em desvendar mistérios fundamentais sobre a arquitetura do universo. De acordo com os modelos cosmológicos atuais, a matéria visível de uma galáxia, como estrelas, gás e poeira, representa apenas 15% de sua massa. Acredita-se que os 85% restantes residam na matéria escura, um componente misterioso que nunca foi observado e cujas propriedades físicas permanecem amplamente desconhecidas. A grande maioria da massa de uma galáxia (principalmente matéria escura) está localizada em seu halo, uma vasta região circundante contendo poucas, se alguma, estrelas e cuja forma é amplamente desconhecida.

Em um modelo cosmológico amplamente aceito, os filamentos de matéria escura abrangem todo o universo, atraindo matéria luminosa ("regular") com eles. Onde eles se cruzam, gás e poeira se acumulam e se aglutinam em galáxias. Ao longo de bilhões de anos, pequenas galáxias se fundem para formar outras maiores e, à medida que aumentam de tamanho e sua atração gravitacional atinge cada vez mais o espaço, elas atraem um zoológico de outras pequenas galáxias, que então se tornam galáxias satélite. Suas órbitas são determinadas por sua galáxia hospedeira, assim como a atração gravitacional do Sol direciona o movimento de planetas e corpos no sistema solar.

"Agora sabemos que o universo está se expandindo", diz Patel, um estudante de pós-graduação do quarto ano do Departamento de Astronomia e Observatório de Comissários da UA. "Mas quando duas galáxias se aproximam o suficiente, sua atração mútua é maior do que a influência do universo em expansão, então elas começam a orbitar em torno de um centro comum, como nossa Via Láctea e nosso vizinho mais próximo, a Galáxia de Andrômeda."

Este filme mostra os caminhos orbitais de vários satélites da Via Láctea nos últimos 2 bilhões de anos, resultantes deste estudo. Crédito: Ekta Patel / Universidade do Arizona

Embora Andrômeda esteja se aproximando da Via Láctea a 110 quilômetros por segundo, as duas não se fundirão até cerca de 4,5 bilhões de anos a partir de agora. De acordo com Patel, rastrear o movimento de Andrômeda é "equivalente a assistir a um cabelo humano crescer à distância da lua".

Porque é impossível "pesar" uma galáxia simplesmente olhando para ela - muito menos quando o observador está dentro dela, como é o caso da nossa Via Láctea - os pesquisadores deduzem a massa de uma galáxia estudando os movimentos dos objetos celestes enquanto eles dança em torno da galáxia hospedeira, liderada por sua atração gravitacional. Esses objetos - também chamados de rastreadores, porque rastreiam a massa de sua galáxia hospedeira - podem ser galáxias satélites ou fluxos de estrelas criados a partir da dispersão de antigas galáxias que chegaram perto demais para permanecer intactas.

Ao contrário dos métodos anteriores comumente usados ​​para estimar a massa de uma galáxia, como medir as velocidades e posições de seus traçadores, a abordagem desenvolvida por Patel e seus co-autores usa seu momento angular, que produz resultados mais confiáveis ​​porque não muda com o tempo. O momento angular de um corpo no espaço depende tanto de sua distância quanto de sua velocidade. Como as galáxias satélites tendem a se mover ao redor da Via Láctea em órbitas elípticas, suas velocidades aumentam à medida que se aproximam de nossa galáxia e diminuem à medida que se distanciam. Como o momento angular é o produto da posição e da velocidade, não há alteração líquida, independentemente de o traçador estar na posição mais próxima ou mais distante em sua órbita.

"Pense em um patinador artístico fazendo uma pirueta", diz Patel. "Quando ela puxa os braços, ela gira mais rápido. Em outras palavras, sua velocidade muda, mas seu momento angular permanece o mesmo durante todo o ato."

Interpretação artística do que acontece quando um satélite se funde com sua galáxia hospedeira: esses fluxos de estrelas em arco sobre a Via Láctea são remanescentes de galáxias e aglomerados de estrelas, mutilados e dilacerados pelo estresse gravitacional de nossa galáxia ao longo de bilhões de anos. Estendendo-se por grande parte do céu do norte, os riachos estão entre 13.000 e 130.000 anos-luz da Terra. Crédito: NASA / JPL-Caltech / R. Hurt / SSC / Caltech

O estudo, que Patel apresenta na quinta-feira, 7 de junho, na 232ª reunião da American Astronomical Society em Denver, é o primeiro a analisar os movimentos tridimensionais completos de nove das 50 galáxias satélites conhecidas da Via Láctea de uma só vez. e compare suas medições de momento angular com um universo simulado contendo um total de 20.000 galáxias hospedeiras que se assemelham à nossa própria galáxia. Juntas, essas galáxias simuladas hospedam cerca de 90.000 galáxias satélites.

A equipe de Patel determinou a massa da Via Láctea em 0,96 trilhão de massas solares. Estimativas anteriores colocaram a massa de nossa galáxia entre 700 bilhões e 2 trilhões de massas solares. The results also reinforce estimates suggesting that the Andromeda Galaxy (M31) is more massive than our Milky Way.

The authors hope to apply their method to the ever-growing data as they become available by current and future galactic surveys such as the Gaia space observatory and LSST, the Large Synoptic Survey Telescope. According to co-author Gurtina Besla, an assistant professor of astronomy at the UA, constraints on the mass of the Milky Way will improve as new observations are obtained that clock the speed of more satellite galaxies, and as next-generation simulations will provide higher resolution, allowing scientists to get better statistics for the smallest mass tracers, the so-called ultra-faint galaxies.

"Our method allows us to take advantage of measurements of the speed of multiple satellite galaxies simultaneously to get an answer for what cold dark matter theory would predict for the mass of the Milky Way's halo in a robust way," Besla says. "It is perfectly suited to take advantage of the current rapid growth in both observational datasets and numerical capabilities."


The Andromeda Galaxy is approaching the Milky Way at about 110 kilometres per second (68 miles per second). [107] It has been measured approaching relative to the Sun at around 300 km/s (190 mi/s) [1] as the Sun orbits around the center of the galaxy at a speed of approximately 225 km/s (140 mi/s). This makes the Andromeda Galaxy one of about 100 observable blueshifted galaxies. [108] Andromeda Galaxy’s tangential or sideways velocity with respect to the Milky Way is relatively much smaller than the approaching velocity and therefore it is expected to collide directly with the Milky Way in about 4 billion years. A likely outcome of the collision is that the galaxies will mergeto form a giant elliptical galaxy [109] or perhaps even a large disc galaxy. [17] Such events are frequent among the galaxies in galaxy groups. The fate of the Earth and the Solar System in the event of a collision is currently unknown. Before the galaxies merge, there is a small chance that the Solar System could be ejected from the Milky Way or join the Andromeda Galaxy. [110]

The Andromeda Galaxy is bright enough to be seen with the naked eye, even with some light pollution. [111] Andromeda is best seen during autumn nights in the Northern Hemisphere, when from mid-latitudes the galaxy reaches zenith (its highest point at midnight) so can be seen almost all night. From the Southern Hemisphere, it is most visible at the same months, that is in spring, and away from our equator does not reach a high altitude over the northern horizon, making it difficult to observe. Binocularscan reveal some larger structures and its two brightest satellite galaxies, M32 and M110. [112] An amateur telescope can reveal Andromeda’s disk, some of its brightest globular clusters, dark dust lanes and the large star cloud NGC 206. [113] [114]


Assista o vídeo: MEDINDO A MASSA DE UM MONSTRUOSO BURACO NEGRO. SPACE TODAY TV EP1916 (Novembro 2022).