Astronomía

Estimando la masa galáctica de Andrómeda

Estimando la masa galáctica de Andrómeda

Entonces necesito estimar la masa de la galaxia de Andrómeda usando: $$ M = frac {v ^ 2r} {G} $$ dónde $ v $ es la velocidad de rotación, $ r $ el radio de la galaxia y $ G $ Constante gravitacional de Netwon. Me dijeron lo siguiente:

  1. Distancia (m) = 2.403 ×$10^{22}$
  2. Radio (min de arco) = 12250.40
  3. Velocidad (km / s) = 300

Llegué tan lejos como para convertir el radio: $$ frac {12250.4} {60 * 57.3} = 3.563 rad $$ luego, calculó el radio: $$ 0.5 * 3.563 * 2.403 times10 ^ {22} = 4.2757 times10 ^ {22} $$ Luego se sustituyó en la fórmula original para obtener: $$ frac {4.2757 times10 ^ {22} times 300 ^ 2} {G} = 1.7595 times10 ^ {36} kg $$ Debería ser $ 2 times10 ^ {42} kg $. donde me he equivocado


Te has equivocado porque el radio de Andrómeda no es 12250,40 minutos de arco. Es difícil ser más útil. ¿Posiblemente las unidades son segundos de arco?

Tampoco veo por qué ha insertado un factor de 0,5 en su segunda ecuación. o por qué has insertado $300^2$ en la tercera ecuación, cuando $ v $ se da en km / s, por lo que debe ser $ (3 por 10 ^ 5) ^ 2 $.


H98. Hay un par de cuestiones que debemos resolver.

Primero, usando tus cifras, obtengo un valor de $ 5.78 times10 ^ {37} $ kg, que es diferente al tuyo. Incluyo aquí el hecho de que los números son incorrectos. ¿Qué valor estás usando para $ G $?

Segundo,

a) No sé de dónde proviene su información, pero según ingrese la descripción del enlace aquí, M31 tiene un radio angular de 178 minutos de arco, no 12250.4 minutos de arco.

b) Un minuto de arco (escrito como $1'$) es $ frac {1} {60} $ de un grado, entonces $ 178 '= 2,97 ^ o $.

c) Convertir $ 2.97 ^ o $ a metros, usarías la fórmula $ S = D theta $

d) Como dijo @RobJeffries, la velocidad es $300$ km / s, cual es $ 3 times10 ^ 5 rm {m / s} $.

Vuelve a intentarlo y cuéntanos cómo te va.


¿Cuál es la suma de las masas de la Vía Láctea y Andrómeda? (Astronomía)

Usando la simulación MultiDark Planck (MDPL), combinada con datos del Telescopio Espacial Hubble y Gaia, Pablo Lemos y sus colegas estimaron la masa combinada de la Vía Láctea y Andrómeda. Se usó previamente un conjunto de datos similar para obtener una estimación puntual de Mmw + M31 usando Artificial
Redes neuronales (ANN) junto con el análisis de tiempo, TA. Por el contrario, su trabajo utiliza DELFI 2 de inferencia libre de probabilidad de estimación de densidad, utilizando el paquete pyDELFI², combinado con datos más recientes.

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

La inferencia libre de verosimilitud (LFI) ha surgido como una técnica muy prometedora para inferir parámetros a partir de datos, particularmente en cosmología. Proporciona una estimación de probabilidad posterior de los parámetros sin requerir el cálculo de una probabilidad analítica (es decir, la probabilidad de que los datos se observen dados los parámetros). LFI utiliza simulaciones hacia adelante en lugar de una función de verosimilitud analítica. Escribir una probabilidad para observables cosmológicos puede ser extremadamente complejo, a menudo requiere la solución de ecuaciones de Boltzmann, así como aproximaciones para procesos altamente no lineales como la formación de estructuras y la retroalimentación bariónica. Si bien las simulaciones tienen sus propias limitaciones y son computacionalmente costosas, la calidad y la eficiencia de las simulaciones cosmológicas aumentan constantemente y es probable que pronto superen con creces la precisión o solidez de cualquier función de probabilidad.

Este es un tema de rápido crecimiento en cosmología, debido a la aparición de métodos novedosos para la inferencia libre de probabilidades, con aplicaciones a conjuntos de datos como los conjuntos de datos de la curva de luz conjunta (JLA) y de la supernova Pantheon, y los datos de verificación científica de la encuesta de energía oscura. Entre otros. Por lo tanto, hay muchas aplicaciones para las que LFI podría mejorar la solidez de la inferencia de parámetros utilizando datos cosmológicos. En el presente trabajo, Pablo Lemos y sus colegas realizaron una estimación de parámetros basada en LFI de la suma de masas de la Vía Láctea y M31. La función de verosimilitud para este problema requiere simplificaciones significativas, pero las simulaciones hacia adelante se pueden obtener fácilmente.

Una comparación de las estimaciones de las masas separadas de M31, el MW, y su suma, la última de este trabajo. El gráfico muestra la pequeña discrepancia entre estimaciones separadas de las masas individuales del MW y M31 y este
trabaja. ©Pablo y col.

La Vía Láctea y Andrómeda son los componentes principales del Grupo Local, que incluye decenas de galaxias más pequeñas. Los investigadores definen la Vía Láctea y Andrómeda como la suma de las masas Mmw y M31. La estimación de la masa de la vía láctea y andrómeda sigue siendo un problema complejo y difícil de alcanzar en astrofísica. Como la masa de cada Vía Láctea y M31 se conoce solo dentro de un factor de 2, es importante restringir la suma de sus masas. El enfoque tradicional es utilizar el llamado argumento de tiempo (TA). El argumento del tiempo estima Mmw + M31 usando la dinámica newtoniana integrada del Big Bang. Esta integración es una versión extremadamente simplificada de un problema muy complejo.
Por lo tanto, los métodos alternativos que no se basan en las mismas aproximaciones se vuelven extremadamente útiles.

En su trabajo, han utilizado la inferencia libre de probabilidad de estimación de densidad (DELFI) con modelado directo para estimar la distribución posterior de la suma de las masas de la Vía Láctea y M31 utilizando observaciones de la distancia y la velocidad a M31.

Comparación de Pablo Lemos et al. trabajar con estimaciones anteriores del MMW + M31, que se muestran como el mejor ajuste y los intervalos de confianza del 68%. El resultado de este trabajo se muestra en la parte inferior, es el primero en tener en cuenta completamente los errores de observación y no depender de la aproximaciónde la TA.

Obtuvieron la masa de Mmw + M31 = 4.6 × 10¹² M. Su resultado es el primero en dar cuenta completamente de la distribución de los errores observados de una manera robusta (y bayesiana). Los resultados de estudios anteriores utilizan aproximaciones gaussianas para los errores de observación, o las descuidan por completo y, por lo tanto, su resultado es la estimación más precisa de Mmw + M31 hasta la fecha.

Referencias: Pablo Lemos, Niall Jeffrey, Lorne Whiteway, Ofer Lahav, Niam I Libeskind, Yehuda Hoffman, & # 8220 La suma de las masas de la Vía Láctea y M31: un enfoque de inferencia sin probabilidades & # 8221, ArXiv, págs. 1-14 , Octubre de 2020. arXiv: 2010.08537 enlace: https://arxiv.org/abs/2010.08537

Los derechos de autor de este artículo pertenecen totalmente a descubrir la realidad. Uno no debería usarlo sin darnos el crédito adecuado.


Una breve historia de la exploración de la galaxia de Andrómeda

La galaxia de Andrómeda fue indudablemente conocida en la antigüedad. El astrónomo persa al-Sufi lo describió en el siglo X. Abd al-Rahman al-Sufi era un astrónomo musulmán en la corte del emir Adud ad-Daula en la persa Isfahan, a unos 350 kilómetros al sur de la actual capital iraní, Teherán. Después de la invención del telescopio, hace más de 400 años, la nebulosa continuó siendo el centro de atención. El noble irlandés William Parsons (también conocido como conde de Rosse) descubrió a mediados del siglo XIX que algunas galaxias, incluida Andrómeda, exhiben una hermosa estructura en espiral simétrica.

En 1885, una nueva estrella estalló en la Nebulosa de Andrómeda. Pero no exactamente en el centro. ¿Fue la llamada explosión de una nova? En ese caso, la nebulosa simplemente sería parte de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, y podría ser un cúmulo de estrellas completo en formación. Pero, ¿qué pasa con las "nuevas estrellas" mucho más tenues que también se encontraron más tarde? Si se trataba de erupciones de novas, la nebulosa tenía que estar mucho más lejos y la explosión de 1885 fue mucho más enérgica.

Midiendo distancias cósmicas

Calcular la distancia es un problema notorio en astronomía. Se conoce bastante bien la distancia de las estrellas que están relativamente cerca del sol. Muestran una pequeña fluctuación anual en el cielo, un aparente cambio de posición causado por la rotación de la tierra alrededor del sol. El tamaño de ese paralaje es una medida directa de la distancia desde la estrella, pero desafortunadamente el efecto es siempre tan pequeño que solo se puede usar para medir adecuadamente las estrellas más cercanas. A distancias mayores, se necesitan otros métodos y, a principios del siglo XX, nadie tenía idea de cómo determinar la distancia de una nebulosa nebulosa.

Contribución de Hubble al estudio de Andrómeda

En el caso de la galaxia de Andrómeda, esto cambió a principios de la década de 1920. Usando el telescopio Hooker gigante de 2,5 metros en el monte Wilson, cerca de Los Ángeles, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble pudo observar estrellas individuales en la galaxia de Andrómeda. No pasó mucho tiempo antes de que todos se convencieran de que se trataba de una galaxia separada, comparable a nuestra galaxia, la Vía Láctea. Hoy, los astrónomos prefieren hablar de la Galaxia de Andrómeda en lugar de la Nebulosa de Andrómeda. También aprendieron que la explosión de 1885 no fue una nova ordinaria, sino una supernova extremadamente brillante.

Cuando Hubble descubrió una llamada variable cefeida en Andrómeda, una estrella que cambia de brillo de una manera muy característica y regular, incluso pudo determinar su distancia de la galaxia. Henrietta Leavitt había descubierto más de diez años antes que existe una relación entre la velocidad de las variaciones de brillo y la luminosidad real de estas estrellas. Hubble midió la fase de las variables cefeidas: el tiempo que tarda la estrella en completar un ciclo de brillo. Usando la ley de Leavitt, pudo determinar la verdadera luminosidad de la estrella. Luego, al comparar eso con el brillo percibido, no fue difícil calcular la distancia.

Ahora sabemos que la galaxia de Andrómeda está a 2,5 millones de años luz de distancia. Aunque tiene aproximadamente el mismo tamaño que la Vía Láctea, tiene más estrellas, estimadas en un billón. Al igual que la Vía Láctea, Andrómeda contiene cúmulos de estrellas centelleantes, nebulosas de gas brillante, nubes moleculares oscuras, regiones activas de formación de estrellas, cúmulos globulares antiguos, nebulosas planetarias, remanentes de supernovas y estrellas de neutrones en rotación.


Primeras observaciones de la galaxia de Andrómeda

Estrellas en la Galaxia de Andrómeda

Las observaciones de la galaxia de Andrómeda se remontan mucho más atrás en el tiempo de lo que uno podría pensar. La primera observación registrada de la galaxia de Andrómeda parece ser alrededor del año 964 cuando un astrónomo persa llamado Abd al-Rahman al-Sufi la describió en su Libro de las estrellas como una & # 8216 mancha nebulosa & # 8217.

Más tarde, en 1612, un astrónomo alemán llamado Simon Marius lo describió basándose en algunas observaciones telescópicas que tenía. El matemático y filósofo francés Pierre Louis Maupertuis observó a Andrómeda en 1745 como un lugar borroso, conjeturando que era una especie de universo insular.

Charles Messier fue un astrónomo francés famoso por su catálogo astronómico de nebulosas y cúmulos de estrellas conocidos como objetos Messier, y catalogó a Andrómeda como M31 en su libro. William Herschel era un astrónomo británico nacido en Alemania que hizo observaciones de Andrómeda y afirmó haber visto un color rojizo en él y el núcleo # 8217 en 1785. Haciendo una evaluación de su color y magnitud, llegó a la conclusión de que la galaxia de Andrómeda era alrededor de 2000 veces la distancia como la estrella Sirio, que está a unos 8 años luz de la Tierra. Esto habría puesto a Andrómeda a una distancia de unos 16.000 años luz de la Tierra, lo que, como sabemos ahora, es tremendamente incorrecto.

En 1850, William Parsons, un astrónomo angloirlandés que había construido un telescopio de 72 pulgadas conocido como el Leviatán de Parsonstown, hizo el primer dibujo conocido de la estructura en espiral de la galaxia de Andrómeda.

En 1864 William Huggins, un astrónomo inglés que fue pionero en la espectroscopia astronómica, observó que los espectros de Andrómeda mostraban varias frecuencias superpuestas con líneas oscuras de absorción correspondientes a varios elementos que eran más indicativos de estrellas que de nebulosas, lo que le llevó a creer que Andrómeda estaba compuesto de estrellas.

Más tarde, en 1885, se observó una supernova en la galaxia de Andrómeda, conocida como S Andromedae & # 8211, esta fue la única supernova (esencialmente una explosión de una estrella masiva) que se haya observado en Andrómeda, incluso hasta el día de hoy. En el momento en que se descubrió por primera vez, se creía que era solo una nova (la apariencia brillante transitoria de una nueva estrella), ya que en ese momento se pensaba que Andrómeda estaba mucho más cerca de la Tierra de lo que realmente estaba, por lo que se subestimó enormemente. Luminosidad 8217s.

Isaac Roberts era un ingeniero galés que también era un aficionado que se cree que tomó las primeras fotografías de Andrómeda en 1887. En ese momento se creía ampliamente que Andrómeda era solo una nebulosa en nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, por lo que Isaac Roberts pensó que Andrómeda fue un sistema solar de formación temprana en nuestra galaxia.

Vesto Melvin Slipher fue un astrónomo estadounidense que realizó las primeras mediciones de las velocidades radiales de las galaxias, notando también sus valores de corrimiento al rojo que ayudaron a establecer el hecho de que el Universo se está expandiendo. En 1912 utilizó la espectroscopia para medir la velocidad radial de Andrómeda con respecto a nuestro Sistema Solar, que resultó en un valor de 190 millas por segundo, la velocidad más grande que se haya registrado hasta ese momento.

En 1917, Heber Curtis, un astrónomo estadounidense, descubrió 11 novas en Andrómeda y observó que eran aproximadamente 10 magnitudes más débiles que las que ocurren en otras áreas del cielo nocturno. Debido a esto, estimó que la distancia de la galaxia de Andrómeda a la Tierra era de unos 500000 años luz, aún mucho menor que su distancia real de 2,5 millones de años luz que conocemos hoy, pero definitivamente una gran mejora con respecto a las estimaciones anteriores. Por lo tanto, llegó a la conclusión de que Andrómeda era una galaxia independiente muy alejada de nuestra propia Vía Láctea.

En 1920 hubo un Gran Debate entre Heber Curtis y otro astrónomo estadounidense Harlow Shapley sobre la naturaleza de las nebulosas espirales y el tamaño del Universo. Shapley creía que eran nebulosas más pequeñas que se encontraban dentro de las regiones exteriores de nuestra propia galaxia, mientras que Curtis pensaba que eran galaxias independientes que eran bastante grandes y estaban a una distancia muy grande de la Tierra. Por supuesto, Heber Curtis resultó tener razón y, por lo tanto, fue el ganador del Gran Debate.

Ernst Opik fue un astrónomo estonio, que en 1922 utilizó las velocidades medidas de las estrellas en la galaxia de Andrómeda para calcular su distancia de la Tierra, que calculó en 1,5 millones de años luz, otra mejora significativa. Luego, en 1925, Edwin Hubble, un famoso astrónomo estadounidense, demostró definitivamente que la galaxia de Andrómeda era una gran galaxia espiral, muy lejos de la Tierra al observar las estrellas variables cefeidas extragalácticas (un tipo de estrella pulsante) en Andrómeda por primera vez, lo que confirmó la existencia de gran distancia de Andrómeda de la Vía Láctea.

En 1943, Walter Baade, un astrónomo alemán que trabajaba en los Estados Unidos en ese momento, se convirtió en la primera persona en resolver estrellas en el núcleo galáctico de Andrómeda. Clasificó dos tipos diferentes de estrellas, el tipo 1, que eran estrellas jóvenes de alta velocidad, y el tipo 2, que eran estrellas más viejas de color rojo. También descubrió dos tipos de estrellas variables cefeidas que le llevaron a llegar a la conclusión de que la galaxia de Andrómeda estaba casi dos veces más lejos que la estimación anterior de 1,5 millones de años luz, mucho más cerca de la distancia de 2,5 millones de años luz que lo sabemos hoy.

Las emisiones de radio de la galaxia de Andrómeda fueron detectadas por primera vez en 1950 por Hanbury Brown, un astrónomo británico, y Cyril Hazard con radiotelescopios ubicados en el Observatorio Jodrell Bank en Manchester, en el Reino Unido. Más tarde, en la década de 1950 y # 8217, el astrónomo británico John Baldwin y sus asociados hicieron los primeros mapas de radio de la galaxia de Andrómeda en el Grupo de Radioastronomía de Cambridge en la Universidad de Cambridge.

En 2009 se cree que se descubrió el primer planeta en la galaxia de Andrómeda utilizando un tipo de técnica de microlente gravitacional & # 8211 que detecta la luz desviada de los efectos gravitacionales de un objeto más grande & # 8211 para separar la masa del planeta de su padre. estrella.


Cuándo buscar la galaxia de Andrómeda

Desde latitudes medias del norte, una parte de la galaxia es visible todas las noches, durante todo el año. Aunque la mayoría de la gente disfruta del primer vistazo alrededor del otoño del norte, cuando es lo suficientemente alto como para ser visto desde el anochecer hasta el amanecer.

Durante finales de agosto y principios de septiembre, comience a buscar la galaxia a media tarde, aproximadamente a la mitad del camino entre el anochecer local y la medianoche. A finales de septiembre y principios de octubre, brilla en el cielo del este al anochecer, se balancea alto en el medio de la noche y se encuentra relativamente alto en el oeste al comienzo del amanecer de la mañana. Las noches de invierno también son adecuadas para ver la galaxia de Andrómeda.

Usando la constelación de Cassiopeia, puedes encontrar la galaxia de Andrómeda. Cassiopeia la Reina con forma de M o W es una de las constelaciones más fáciles de reconocer y localizar. Basta con mirar hacia el norte en la cúpula del cielo. Si puede identificar la Estrella Polar, Polaris, y si sabe cómo encontrar la Osa Mayor, tenga en cuenta que la Osa Mayor y Cassiopeia se mueven alrededor de Polaris como las manecillas de un reloj, siempre una frente a la otra.


Contenido

Aunque probablemente se conoce desde hace muchos años como un objeto celeste visible tenue, la primera grabación conocida de la galaxia de Andrómeda es por el astrónomo persa Abd-al-Rahman Al-Sufi en el 964 d.C. es su Libro de estrellas fijas. No se vuelve a mencionar la galaxia hasta alrededor de 1500 cuando aparece en un mapa holandés de las estrellas en 1500. La galaxia también fue observada y registrada por Simon Marius en 1612, que es la primera observación conocida por telescopio. [5] Charles Messier dio crédito incorrectamente por el descubrimiento a Simon Marius, que desconocía el trabajo de Al-Sufi varios siglos antes, cuando catalogó la galaxia como M31 en 1764.

La galaxia, cuando se conoce como la Gran Nebulosa de Andrómeda se pensaba que estaba relativamente cerca. William Herschel estimó incorrectamente en 1785 que no era más de 2000 veces la distancia de Sirio. Debido a que los astrónomos desconocían la verdadera distancia de la "nebulosa", cuando ocurrió la primera supernova registrada en la galaxia en 1885 (llamada "S Andromedae"), se pensó que era demasiado tenue y, en cambio, simplemente una nova. [6]

En 1887, por primera vez se tomaron fotografías de la galaxia, revelando su forma de espiral. En 1912, el Observatorio Lowell midió la "nebulosa" moviéndose a una velocidad radial de 300 & # 160 km / s hacia la Tierra. [7]

La primera persona en descubrir la verdadera distancia y naturaleza de Andrómeda fue Heber Curtis, cuando en 1917 examinó varias fotografías anteriores de la galaxia, encontrando 11 novas más, notando que eran 10 magnitudes más débiles que novas similares en nuestra propia galaxia. Debido a esto, se convirtió en un defensor de la hipótesis de los "universos insulares", estimando que Andrómeda se encuentra a 500.000 años luz de distancia y como una galaxia separada. El debate sobre si Andrómeda era otra galaxia (y de hecho si había otras galaxias) se resolvió de manera concluyente cuando en 1923, cuando Edwin Hubble descubrió las primeras variables cefeidas extragalácticas, ubicadas dentro de Andrómeda, mostrando que no era una nebulosa dentro de la Vía Láctea, pero otra galaxia distante. [8]

La distancia a la galaxia se duplicó nuevamente cuando en 1953 se descubrió un segundo tipo de variable cefeida más tenue. Esta distancia se refinó aún más en la década de 1990 utilizando el satélite Hipparcos para calibrar las distancias de las cefeidas utilizando gigantes rojas y estrellas rojas agrupadas. [9]


Galaxia de Andrómeda: ¿qué tan cerca está realmente?

Los artículos que he leído en Astrophysical Journal y ArXiV señalan que tanto M31 como MW tienen grandes halos esféricos de estrellas a su alrededor.

La estimación es que el halo del MW tiene un radio de 450 Kly y que el M31 puede tener un radio de hasta 500 Kly.

(Tiene un poco más de masa en estrellas que el MW, pero menos "materia oscura").

2.52Mly de distancia, eso significa que las estrellas de halo están solo a 1.62Mly de distancia

Eso significa que la primera instancia de colisión puede ser antes que las estimaciones originales de 5 mil millones de años.

Por supuesto, MUCHO antes de que haya una colisión de los discos, habrá una formación de estrellas masiva a medida que chocan las nubes de gas, y posiblemente una alta emisión de energía de las nubes en colisión.

Y una grave alteración gravitacional de las estrellas del disco.

Y si las estimaciones del diámetro del halo son conservadoras, la colisión puede comenzar antes.

# 27 Starman1

¡Ja! Si observa los mapas de la Vía Láctea durante los últimos 50 años, o incluso 10 años, verá que han cambiado mucho. Decir que "lo tenemos todo planeado" es una enorme exageración. La gente todavía está discutiendo sobre cuántos brazos tiene nuestra galaxia, y mucho menos cómo están formados.

Fue solo el año pasado que informaron de un nuevo brazo exterior grande que expandió el radio del disco de MW a 60-65Kly y la masa condensada (sin halo) a 128kly.

(Halo es más grande), y la masa a

# 28 espada

He leído que hay una globular muy lejana que podría ser "compartida" o en proceso de ser "comercializada".

# 29 Astrónomo de Woodlands

# 30 Starman1

Sí, PSO J174.0675-10.8774, o Laevens 1, que está en

Sin embargo, eso todavía estaría en el halo del MW.

Este es el globular más distante conocido.

# 31 Starman1

¿Sigue siendo el método de la variable cefeida la mejor medida de la distancia real a Andrómeda? Al menos con respecto a nuestra posición en el MW en la Tierra.

4 métodos discretos como se describe en esta presentación de Powerpoint (en formato pdf):

# 32 MikeMiller

Este hilo es un buen ejemplo de "El espacio es grande. No creerás lo inmensamente, enorme, asombrosamente grande que es. Quiero decir, puedes pensar que es un largo camino hacia la farmacia, pero eso es solo cacahuetes al espacio ".

# 33 Jim1804

Una cosa que me da curiosidad es cómo sabemos tanto sobre nuestra propia galaxia, como el tamaño, la forma y los brazos. Es algo fácil ver y estudiar galaxias distantes desde nuestro punto de vista con la tecnología astronómica actual, pero no podemos ver mucho más que nuestro vecindario local. sin embargo, lo tenemos todo planeado. ¿Cómo sabemos el tamaño? ¿Cómo sabemos qué hay al otro lado? ¿Cómo sabemos que es una espiral barrada?

Algo de esto se puede observar desde su patio delantero, cuando se complementa con los datos que tenemos sobre distancias a los conglomerados, etc. El libro "Astronomía binocular" (Crossen & amp Tirion), entre otros, describe cómo puede ver la forma de la lechosa local. Vaya usted mismo, basado en mediciones de distancia, etc. Entonces podemos decir que estamos en un brazo en algún lugar hacia la mitad del disco porque tenemos muchos objetos dentro de una cierta cantidad de años luz (relativamente cerca), que estaría en nuestro propio brazo. Luego, mirando hacia el centro de la galaxia (en el cielo de verano en el hemisferio N) o lejos del centro (otoño / invierno), vemos que hay un espacio en los objetos que son visibles, de modo que los objetos tienden a agruparse. a distancias relativamente similares. No sé los números en la parte superior de mi cabeza, pero hay objetos a una distancia X que están cerca de nosotros, y luego objetos que están a una distancia X + 10, pero muy, muy pocos objetos a, por ejemplo, X + 5 de luz. años, lo que indica que es el espacio entre dos brazos y, por lo tanto, relativamente vacío.

El libro lo explica mejor que yo y, por supuesto, ninguno de estos conocimientos sería posible sin mediciones precisas de la distancia que, en su mayoría, deben realizar los profesionales. Sin el beneficio del conocimiento de la distancia relativa, la Vía Láctea parece plana desde nuestro punto de vista, pero con algo de este conocimiento puede comenzar a comprender dónde estamos ubicados, lo cual es bastante bueno.


Los investigadores estiman que la masa de la Vía Láctea es 890 mil millones de veces la de nuestro sol

Crédito: CC0 Public Domain

Un equipo internacional de investigadores ha utilizado modelos sofisticados para calcular la masa de la Vía Láctea. Han escrito un documento que describe sus esfuerzos y resultados, y lo han publicado en el arXiv servidor de preimpresión.

Investigaciones anteriores han llevado a estimaciones del tamaño de la Vía Láctea; ahora se cree que tiene aproximadamente 256.000 años luz de diámetro. Ahora, en este nuevo esfuerzo, los investigadores han llevado a cabo un trabajo que ha llevado a una estimación de la masa de nuestra galaxia, aproximadamente 890 mil millones de veces la del sol, o 3.9 tredecillones de libras.

Averiguar el tamaño, la forma y la masa de nuestra galaxia no es tarea fácil considerando que la estamos midiendo desde dentro. No podemos ver mucho de él debido a los gases interestelares y las estrellas oclusivas. Por eso, los científicos han buscado otras formas de cartografiar la galaxia.

Para llegar a una estimación de la masa de la galaxia, los investigadores utilizaron datos de múltiples fuentes para crear un modelo basado en la masa. Los datos proporcionaron información sobre la forma en que se mueven las estrellas, el gas y otros materiales en la galaxia. El equipo utilizó estos datos para desarrollar lo que describen como una "curva de rotación". Debido a que la galaxia no gira de manera uniforme, los investigadores tuvieron que idear una curva de este tipo para comprender mejor las distancias de los objetos galácticos.

Las fuerzas giratorias, señalan, pueden equilibrarse con las fuerzas gravitacionales para aprender más sobre sus masas; además, señalan que ese equilibrio es lo que evita que los objetos sean arrastrados al agujero negro en el centro de la galaxia o arrojados al espacio. Y también se puede utilizar para calcular la masa de un objeto. Dando un paso más allá, al calcular los estados de equilibrio de todos los objetos de la galaxia, el equipo pudo calcular todas sus masas. Sumarlos dio un total, en cierto modo. Los investigadores aún tenían que tener en cuenta la materia oscura, que según las investigaciones anteriores constituye aproximadamente el 93 por ciento de la masa total de la galaxia. Poner ambos en sus cálculos condujo a la masa total de la galaxia y a un cálculo de la masa total de la materia oscura, 830 mil millones de veces la del sol. Los investigadores concluyen que sus estimaciones están en línea con los resultados de otros investigadores con el mismo objetivo, dando más credibilidad a sus hallazgos.


¿Cómo pesas una galaxia? ¿Especialmente en el que estás?

El vecino más grande de nuestra Vía Láctea, la Galaxia de Andrómeda, se extiende por unos 220.000 años luz de diámetro. Dos de sus galaxias satélites enanas, Messier 110 (abajo a la izquierda) y Messier 32 (encima del abultamiento central de Andrómeda), son visibles como puntos blancos brillantes en esta imagen. Crédito: Adam Block / Universidad de Arizona

Una nueva técnica para estimar la masa de galaxias promete resultados más confiables, especialmente cuando se aplica a grandes conjuntos de datos generados por estudios actuales y futuros, según un equipo de investigación dirigido por Ekta Patel en la Universidad de Arizona. Publicado en el Diario astrofísico, el estudio es el primero en combinar los movimientos tridimensionales completos observados de varias de las galaxias satélites de la Vía Láctea con extensas simulaciones por computadora para obtener una estimación de alta precisión de la masa de nuestra galaxia natal.

La determinación de la masa de las galaxias juega un papel crucial en desentrañar los misterios fundamentales sobre la arquitectura del universo. Según los modelos cosmológicos actuales, la materia visible de una galaxia, como las estrellas, el gas y el polvo, representa apenas el 15 por ciento de su masa. Se cree que el 85 por ciento restante reside en materia oscura, un componente misterioso que nunca se ha observado y cuyas propiedades físicas siguen siendo en gran parte desconocidas. La gran mayoría de la masa de una galaxia (principalmente materia oscura) se encuentra en su halo, una vasta región circundante que contiene pocas estrellas, si es que hay alguna, y cuya forma se desconoce en gran medida.

En un modelo cosmológico ampliamente aceptado, los filamentos de materia oscura se extienden por todo el universo, arrastrando consigo materia luminosa ("regular"). Donde se cruzan, el gas y el polvo se acumulan y se fusionan en galaxias. A lo largo de miles de millones de años, las galaxias pequeñas se fusionan para formar otras más grandes y, a medida que crecen en tamaño y su atracción gravitacional llega cada vez más al espacio, atraen un zoológico de otras galaxias pequeñas, que luego se convierten en galaxias satélites. Sus órbitas están determinadas por su galaxia anfitriona, al igual que la atracción gravitacional del sol dirige el movimiento de planetas y cuerpos en el sistema solar.

"Ahora sabemos que el universo se está expandiendo", dice Patel, un estudiante graduado de cuarto año en el Departamento de Astronomía y Observatorio Steward de la UA. "Pero cuando dos galaxias se acercan lo suficiente, su atracción mutua es mayor que la influencia del universo en expansión, por lo que comienzan a orbitar entre sí alrededor de un centro común, como nuestra Vía Láctea y nuestro vecino más cercano, la Galaxia de Andrómeda".

Esta película muestra las trayectorias orbitales de varios satélites de la Vía Láctea durante los últimos 2 mil millones de años, como resultado de este estudio. Crédito: Ekta Patel / Universidad de Arizona

Aunque Andrómeda se acerca a la Vía Láctea a 110 kilómetros por segundo, las dos no se fusionarán hasta dentro de unos 4.500 millones de años. Según Patel, rastrear el movimiento de Andrómeda es "equivalente a ver crecer un cabello humano a la distancia de la luna".

Debido a que es imposible "pesar" una galaxia simplemente mirándola, y mucho menos cuando el observador está dentro de ella, como es el caso de nuestra Vía Láctea, los investigadores deducen la masa de una galaxia al estudiar los movimientos de los objetos celestes a medida que avanzan. danzan alrededor de la galaxia anfitriona, guiados por su atracción gravitacional. Estos objetos, también llamados trazadores, porque trazan la masa de su galaxia anfitriona, pueden ser galaxias satélite o corrientes de estrellas creadas a partir de la dispersión de galaxias anteriores que se acercaron demasiado para permanecer intactas.

A diferencia de los métodos anteriores comúnmente utilizados para estimar la masa de una galaxia, como medir las velocidades y posiciones de sus trazadores, el enfoque desarrollado por Patel y sus coautores utiliza su momento angular, que produce resultados más confiables porque no cambia con el tiempo. El momento angular de un cuerpo en el espacio depende tanto de su distancia como de su velocidad. Dado que las galaxias satélites tienden a moverse alrededor de la Vía Láctea en órbitas elípticas, sus velocidades aumentan a medida que se acercan a nuestra galaxia y disminuyen a medida que se alejan. Debido a que el momento angular es el producto de la posición y la velocidad, no hay cambio neto independientemente de si el trazador está en su posición más cercana o más lejana en su órbita.

"Piense en un patinador artístico haciendo una pirueta", dice Patel. "Cuando se agarra a sus brazos, gira más rápido. En otras palabras, su velocidad cambia, pero su momento angular permanece igual durante toda la duración de su acto".

Interpretación del artista de lo que sucede cuando un satélite se fusiona con su galaxia anfitriona: estas corrientes de estrellas que forman un arco sobre la Vía Láctea son restos de galaxias y cúmulos de estrellas, destrozados y destrozados por las tensiones gravitacionales de nuestra galaxia durante miles de millones de años. Extendiéndose sobre gran parte del cielo del norte, los arroyos se encuentran entre 13.000 y 130.000 años luz de la Tierra. Crédito: NASA / JPL-Caltech / R. Herido / SSC / Caltech

El estudio, que Patel presenta el jueves 7 de junio, en la 232a reunión de la Sociedad Astronómica Estadounidense en Denver, es el primero en observar los movimientos tridimensionales completos de nueve de las 50 galaxias satélite conocidas de la Vía Láctea a la vez. y comparar sus medidas de momento angular con un universo simulado que contiene un total de 20.000 galaxias anfitrionas que se asemejan a nuestra propia galaxia. Juntas, esas galaxias simuladas albergan alrededor de 90.000 galaxias satélite.

El equipo de Patel determinó la masa de la Vía Láctea en 0,96 billones de masas solares. Estimaciones anteriores habían colocado la masa de nuestra galaxia entre 700 mil millones y 2 billones de masas 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]


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