Astronomi

Hvordan fortolker man definitionen af ​​"tilvækst" i galakse dannelse?

Hvordan fortolker man definitionen af ​​


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Jeg har problemer med at finde en størkende definition af tilvækst, når det kommer til galakseformationsmodeller og galakseudviklinger. Hvor som, i sammenhæng med satellitgalakser, dværggalakser eller gasser.

For eksempel, hvordan fortolker sætningen "Selv dværg- og mælkevejsstørrelser adskiller ny masse ved lave rødskift".

Betyder dette, at de "får" ny masse, eller betyder det, at de "lækker" ny masse?


Boganmeldelse: Galaxy Formation and Evolution


Digitale kameraer er alle raseri i dag, men en der er begrænset til en 12 af 12 matrix vil ikke bære meget vægt. En sådan lille detalje forhindrer at skelne menneskers ansigter eller meget andet. Alligevel som Hyron Spinrad beskriver i sin bog Galaxy dannelse og udviklingofte er dette den bredeste mængde information til rådighed for hele galakser. På trods af dette viser han, at der ikke mangler fortolkninger, selv med så små referencer.

Vores solsystem ligger i en supplerende arm af Mælkevejs galaksen. Vores galakse spænder over mange lysår i alle retninger, og for ikke længe siden blev det anset for at definere grænserne for vores univers. Takket være bedre instrumentering og fremskridt inden for kendskab til fysik ved vi, at vores galakse er en af ​​utallige andre, der udvides til ingen kendt grænser i omfang. Så vidt vi ser, drypper galakser i et utal af former mørket mellem stjerner. Men med menneskehedens evne til klassificering har vi haft travlt med at søge efter og sortere galakser, som de gør sig kendt. Ved hjælp af Hubbles tuninggaffeldiagram, galaktiske emissionslinjer og vores forståelse af nukleosyntese kan vi gruppere galakser og postulere deres udvikling. Når vi har set tidens begyndelse via COBE og WMAP, kan vi gætte på rækkefølgen af ​​begivenheder, der førte til den nattehimmel, vi ser i dag.

Spinrads mål i hans bog er at opsummere nylige opdagelser og fysisk baserede teorier for forskeren eller den lærde amatør. Som sådan leverer han. Han starter med en vurdering af nærliggende galakser. Fra disse sætter han forventninger til størrelse, form, hastighed og emissionstyper og hastighed. Fra et stort udvalg af papirer og præsentationer udvider han derefter gennemgangen til de længere strækninger. Han reciterer en potpourri af teknikker og tricks og præsenterer værkerne fra mange andre forskere. Hvert afsnit i hvert kapitel ser udfordringen nyt. Fra baryontæthed til Lyman alfa-optisk dybde til lysstyrken af ​​aktive galaktiske kerner overvejer han, hvordan målinger og forventninger kombineres for at opbygge en sandsynlig galaktisk morfologi.

Denne bog er ikke til videnskabelig svag hjerte. Det har et væld af detaljerede oplysninger skrevet med den antagelse, at læseren har stærk viden om området. Klassifikationer er nøglen, og de fleste ser ud til at overveje resultater fra statistisk binning. Ofte er statistikkerne baseret på små data, uanset om billeder er 12 x 12 pixels eller kun ti & # 8217s af billeder vises for en given z redshift-værdi. Således anvender Spinrad ordentligt ordet & # 8216 sandsynligvis & # 8217. Men ved at bygge på erfaring og bruge resultaterne af stadig mere detaljerede himmelundersøgelser af stadig mere dygtige instrumenter viser han, hvordan en bestemt sans eller rytme opstod, da regioner med høj densitet udviklede sig til stjerner, galakser og klynger. Ud fra dette kan vi også se, hvor vi i Mælkevejs galaksen er på vej hen.

Spinrad bringer faktisk en bred vifte af detaljer i spørgsmålet om galaktisk dannelse, men hans bog er ikke glat. At læse det er som at læse konferencesager, emnerne er relevante, men en historie mangler. Alle hans referencer kommer fra anerkendte astronomitidsskrifter, og de fleste henvisninger er til udgaver inden for de foregående seks år. Dette giver troen på, at indholdet er nyt, anvendeligt og gyldigt. Måske vil den målrettede forsker finde denne værdibog, men det er svært at se, hvordan det føjer til de oplysninger, der allerede er præsenteret i tidsskrifterne.

Forventningerne fra læseren og hans viden bliver også hurtigt tydelig. Akronymer & overflod, men ingen klar liste hjælper læseren til at genvinde deres betydning. Ligninger drysses overalt, men bruges sjældent eller udforskes. Desuden giver bogen med et par slående redaktionelle fejl og et indeks, der til tider er forkert, indtryk af at være skyndet til offentliggørelse. På en måde er det mere som en samling gennemgangsnotater, som forfatteren lavede og derefter hurtigt sendte udgiveren måske i håb om at give andre. Hvis læseren er på udkig efter et bestemt synspunkt på disse data, ville denne bog være af værdi, men forvent ikke et fritliggende, velplanlagt perspektiv.

Astronomi er et krævende forskningsfelt. Instrumentering fra hele jordens overflade og placeret højt over vores planet registrerer de små emissioner fra fjerntliggende kilder. Hyron Spinrad i sin bog Galaxy dannelse og udvikling opsummerer meget af det nuværende arbejde fra forskere, der analyserer de modtagne data og derefter bruger resultater til at samle sandsynlige processer. Skønt langt væk bliver galakserne i vores univers klarere.


En ny søjledannelsesmekanisme: klynge-klynge-interaktion

Vi finder observationsbevis for en ny søjledannelsesmekanisme: klynge-klynge-interaktion. Vores opdagelse indikerer, at søjler kan dannes gennem et voldsomt fænomen i stor skala, og en sådan mekanisme skal betragtes som en vigtig kanal for søjledannelse.

Del

Kopier linket

1. Det første observationsbevis for søjledannelse gennem klynge-klynge-interaktion

Sammen med spiralarme og buler er søjler en af ​​de vigtigste strukturer, der definerer former for galakser, som man kan se i Hubbles tuninggaffeldiagram, hvor spærrede spiralgalakser indtager en af ​​de vigtigste galakse-klassifikationsgrene. De aflange baner af materialer i barer gør dem til et effektivt middel til at kanalisere kold gas til de centrale regioner i spiralgalakser og regulere deres nukleare aktiviteter. Den barinducerede gasindstrømning foreslås også som årsag til dannelsen af ​​pseudo-buler. Derfor er dannelsen af ​​søjler et vigtigt led for at forstå dannelsen og udviklingen af ​​galakser.

Stangdannelsesmekanismer i tidligere undersøgelser kan opdeles i to kategorier. Den ene er en intern proces som spontan disk ustabilitet. Den anden er en ekstern oprindelse såsom tidevandskraft fra galakse-galakse-interaktioner. Disse mekanismer er begrænset i en galaktisk eller intergalaktisk skala. Men i denne undersøgelse udvider vi vores synsfelt ud over en galakse-klyngeskala.

Vi finder observationsbeviser for, at søjler kan dannes gennem et voldsomt fænomen i stor skala: klynge-klynge-interaktion. Denne mekanisme blev kort nævnt i kun en enkelt undersøgelse baseret på en numerisk simulering for 20 år siden, og der er endnu ikke udført nogen observationsundersøgelse. Vores undersøgelse er baseret på de 105 galaksehobe ved redshift 0.015 & ltz & lt0.060, der er identificeret fra Sloan Digital Sky Survey-data. Blandt 105 klynger identificerede vi 16 gravitationsinteraktive klynger. Barer blev klassificeret ved hjælp af en automatisk metode, der suppleres med en visuel inspektion. Vi finder ud af, at bjergfraktionen af ​​diskgalakser er ca. 1,5 gange forbedret i interagerende klynger end i klynger uden tegn på åbenbar interaktion (42% versus 27%).

Vores opdagelse antyder, at interaktion mellem klynger og klynger er en afgørende mekanisme til søjledannelse, og at store miljøer ud over klyngeskala kan betragtes som en vigtig faktor, der påvirker individuelle galakse-strukturer. Fremtidige undersøgelser baseret på numerisk simulering og observation skulle afsløre et mere bestemt billede af den forbedrede bjælkefraktion i interagerende klynger.

2. Historien i starten af ​​forskningen

Først undersøgte jeg sammenhængen mellem stjernedannelse i lokale galaksehobe og omgivende store miljøer. For at gøre det forsøgte jeg at finde ud af forskellen mellem klynger, der er forbundet med omgivende filamentstrukturer og isolerede klynger uden sådanne strukturer. Ved hjælp af data fra Sloan digital himmelundersøgelse fandt jeg 105 galaksehobe og tegnede kort til galakstæthed for at identificere strukturer omkring hver klynge. Ved at undersøge tæthedskortene indså jeg snart, at mere end ti klynger er i tæt par som håndvægte. Jeg og medforfattere troede, at det ville være interessant at undersøge egenskaberne ved en så stor prøve af interagerende klynger.

Siden da studerede jeg snesevis af papirer om interagerende eller sammensmeltning af klynger og undersøgte galaksers egenskaber i interagerende klynger på samme tid. Selvom jeg ønskede at opdage noget nyt fra prøven af ​​interagerende klynger, var det, jeg fandt i øjeblikket, ikke noget interessant. Men en dag læste jeg et 20-årigt papir (Bekki, Astrophys. J. Lett. 510, L15 – L19, 1999). Papiret beskæftiger sig primært med stjernedannelsesaktivitet i simulerede klyngesammenslag. I papiret beskrev Bekki kort et fænomenet med søjledannelse i klynge-klynge-interaktioner bare i en enkelt sætning. Denne sætning sprang op i mine øjne og fængslede mig stærkt, fordi andre tidligere undersøgelser ikke har undersøgt et så spændende fænomen. Så jeg begyndte straks at undersøge spærrede galakse-fraktioner i interagerende klynger med håb om at finde beviser for en ny søjledannelsesmekanisme: klynge-klynge-interaktion. Ved at gøre det opdagede jeg det første observationsbevis for den nye søjledannelsesmekanisme med meget høj statistisk signifikans. Det var et uforglemmeligt øjeblik, at en enkelt sætning, som ingen ikke har været opmærksom på, blev til en fantastisk forskning.


Astronomer opdager ældste diskgalakse, der nogensinde gemmer sig dybt i kosmos

Opdagelsen udfordrer troen på, hvordan galakser dannedes i det tidlige univers.

Wolfe Disk er en massiv roterende disk fra universets tidligste dage.

Hvordan bygger man en galakse? Det er et spørgsmål, som astronomer fortsætter med at stille sig selv, når de formulerer teorier om, hvordan disse gigantiske systemer, fulde af støv, gas og stjerner, kommer sammen. Når de søger svar, vender de deres teleskoper mod himlen og leder efter fjerne galakser, der kan hjælpe med at løse mysteriet.

I en ny undersøgelse, der blev offentliggjort i tidsskriftet Nature onsdag, opdagede et internationalt team af astronomer lys fra en gammel, enorm galaktisk disk, der lurede i et fjernt hjørne af universet. Lyset tog cirka 12,5 milliarder år at nå os på Jorden, hvilket betyder, at disken blev dannet omkring 1,5 milliarder år efter Big Bang - i universets tidligste dage.

Ved hjælp af en af ​​verdens mest kraftfulde teleskoper, Atacama Large Millimeter / submillimetre Array, fandt holdet galaksen, da den studerede stærkt lys fra et fjernt, mammut sort hul kendt som en kvasar. Noget af lyset blev absorberet af galaksen på vej til Jorden og afslørede, at det gemte sig i mørke af rummet. Studiet af galaksen med ALMA og anvendelse af data fra Hubble var holdet i stand til mere klart at løse nogle af dets funktioner.

"Tidligere undersøgelser antydede eksistensen af ​​disse tidlige roterende gasrige skivgalakser," sagde Marcel Neeleman, en astronom ved Max Planck Institute for Astronomy og hovedforfatter til undersøgelsen. "Takket være ALMA har vi nu entydige beviser for, at de forekommer så tidligt som 1,5 milliarder år efter Big Bang."

Officielt har de kaldt galaksen DLA0817g, men de har tilnavnet deres fund af Wolfe Disk til ære for astronomen Arthur M. Wolfe.

Sammenlignet deres observationer med analytiske modeller sammensatte holdet en sag for, hvad der skete i galaksen. De fandt deres modeller mest nøjagtigt opstillet med en galakse lavet af en støvet, gasformig disk, der drejer omkring 272 kilometer i sekundet med en anslået masse omkring 50 til 100 gange mere end solen. Det ser også ud til at danne stjerner i en usædvanlig hurtig hastighed.

"Det må være en af ​​de mest produktive diskgalakser i det tidlige univers," sagde Xavier Prochaska, astronom ved University of California, Santa Cruz og medforfatter til undersøgelsen.

Opdagelsen giver nogle spor om, hvordan galakser bygges, og hvorfor vi så ofte ser strukturer, der ligner store diske, mens andre ikke gør det.

"At bestemme, hvornår i tegneseriehistorien begynder at dukke op i galaksepopulationen, kan fortælle os om de mekanismer, hvormed galakser voksede og dannedes i det tidlige univers," siger Alfred Tiley, en astrofysiker ved University of Western Australia og forfatter til en ledsagende artikel. om opdagelsen i Nature Wednesday.

Den nuværende forståelse af dannelse af galakse foreslår enorme usynlige sfærer af mørkt stof i kosmos, der giver en slags skelet, som gas og støv kan falde ind i, og til sidst danner stjerner og hele galakser. Over evigheder skaber den faldende varme gas og støv enorme skiver, vi ser i galakser spredt overalt i kosmos. Andre galakser kolliderer med hinanden, et almindeligt fænomen i det tidlige univers, hvor al gas, støv, stjerner og galakser var lidt mere tætte.

Men disse modeller antyder, at du ikke ville se galaktiske diske på et så tidligt tidspunkt efter Big Bang. Holdet foreslår, at de har opdaget den enorme Wolfe Disk fra et så tidligt tidspunkt, fordi den blev bygget på en anden måde - af kold gas.

Tidligere teorier begrundede, at disse typer kolde gasdiske kun skulle vises omkring 3 milliarder år efter Big Bang. Den nye analyse skubber denne tidsramme yderligere 1,5 milliarder år tilbage.

Tiley bemærker dog, at der er andre mulige forklaringer på, hvordan disken blev bygget, men at bevise dem kræver yderligere observationer af DLA0817g.

”En mulig forklaring er, at den gasskive, de observerer, er resultatet af en sammensmeltende begivenhed mellem en eller flere galakser, der kunne have trukket kold gas til midten af ​​den resulterende glorie,” siger han. "Men forfatterne hævder, at scenariet med kold tilvækst er mere sandsynligt."


Findes der sorte huller virkelig? - Kommentarer

Ja. Det gør de virkelig. De observeres i galaktiske centre.

Jeg finder, at folk bliver mest forvirrede af karakteriseringen af ​​begivenhedshorisonter, som om den ordsprogede begivenhedshorisont for et sort hul er en unik unik fysisk enhed. Vi passerer konstant gennem begivenhedshorisonter. rumlignende hyperoverflade er en begivenhedshorisont, fremtiden og tidligere lyskegler af enhver rumtidsbegivenhed er eksempler på en begivenhedshorisont, dvs. en grænse, over hvilken årsagssignaler og stof kun kan rejse en vej. Begivenhedshorisonter behøver ikke dannes nogle ekstreme omstændigheder. Spørgsmålet er, om tyngdekraft kan kurve rumtid, så vi kan tegne en begivenhedshorisont i en form, vi beskriver som et sort hul. GR siger ja. Astronomiske observationer viser noget i midten af ​​de fleste galakser, der synes at bekræfte denne teoretiske forudsigelse. Ja, du betcha!

Jeg er uenig. Jeg er stadig uvidende om nogen DIREKTE OBSERVATION af sorte huller - ikke at sige nogen ovenfor er forkert bare fordi jeg ikke er opmærksom på sådan.

Indirekte er beviset for sorte huller dog overvældende. Outputtet fra det, der plejede at blive kaldt 'Quasars' og 'Active Galactic Nuclei', forklares let ved aktuelle modeller af energierne fra elektromagnetiske felter og friktionen af ​​tilvækstmaterialet på grund af den utrolige kraft, som BH-rammen trækker og dens radiale hastighed .
Endnu nyere målinger af lavere frekvenser for at trænge igennem det samlede støv og tilslørede skyer i hjertet af Mælkevejen og de målte orbitale stier (størrelse, parabolicitet og hastigheder) af stjernegenstande omkring & quotGreat Attractor & quot Sag A * passer ikke kun med modellen med et supermassivt sort hul i tyngdepunktet, men der er heller ingen kendt eller heller ikke accepteret rimelig alternativ mulighed for noget så massivt, men alligevel så rumligt kompakt til at producere sådanne resultater.
Det er et logisk fradrag for, at den mest åbenlyse, rimelige og sandsynlige årsag er, at der SKAL være et sort hul.

Også jeg ville finde det yderst usandsynligt, at dette ikke er tilfældet, men som et spørgsmål om direkte, uigenkaldeligt bevis og direkte målinger, der bekræfter et faktisk sort hul, er der ingen.
_____________

Jeg vil også betragte Cauchy-overfladehorisonter og de effektive overflader af lyskegler i rumtiden som absolutte horisonter, der INKLUDERER begivenhedshorisonter, men karakteren af ​​et sort hul EVENT HORIZON er mere end blot en 'envejsgade', årsagen til navn & quotEvent & quot Horizon henviser til det sorte huls ekstreme natur i vridningstid, så der ikke flere begivenheder anvendes på en kausal tidslinje, der krydser grænsen.

Ja. Det gør de virkelig. De observeres i galaktiske centre.

Jeg finder, at folk bliver mest forvirrede af karakteriseringen af ​​begivenhedshorisonter, som om den ordsprogede begivenhedshorisont for et sort hul er en unik unik fysisk enhed. Vi passerer konstant gennem begivenhedshorisonter. rumlignende hyperoverflade er en begivenhedshorisont,


En model af Galaxy-dannelse

Vi har endnu ikke en endelig model for, hvordan galakser dannes. Dette er faktisk et livligt og aktivt område for debat blandt astrofysikere. Et af de mange problemer, de står over for i forsøget på at konstruere en nyttig model, er behovet for at matche observationer af galakser i det nuværende eller nærliggende univers med dem og dem i det tidlige univers med teoretiske simuleringer. Nyligt arbejde med rollen som mørkt stof i det tidlige univers har ført til hierarkisk eller bunden i vejret model, der får bred accept.

I bund-op-modellen indeholder universet kold mørkt stof (CDM). Den "kolde" henviser i dette tilfælde til gennemsnitshastigheden for mørke stofpartikler, de er relativt langsomme sammenlignet med lysets hastighed. Indtil videre resulterer denne CDM i meget små forskelle i densitet i det oprindelige univers. Disse uregelmæssigheder kan ses som anisotropier i den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling (CMBR) målt ved WMAP-satellitten og andre instrumenter. Efterhånden som universet udvider disse små uregelmæssigheder, og de deraf følgende tyngdekraftsstabiliteter får gasskyer til at kollapse og danner ekstremt store masser af stjerner. Disse menes at være blandt de første strukturer, der dannes efter afkoblingstiden. Tyngdekraft spiller derfor den dominerende rolle i dannelsen af ​​galakse.

Disse massive stjerner danner igen klynger af stjerner og gas omkring 10 6 × massen af ​​vores Sol. Disse proto-galaktiske strukturer interagerer derefter og smelter sammen i større strukturer, der nu er kendt som galakser. Nutidens galakser har typisk masser på 1011 solmasser, så de skal have gennemgået adskillige fusioner. Interaktioner og fusioner mellem tidlige galakser forårsagede også højere hastigheder for stjernedannelse, end vi nu observerer i de fleste nærliggende galakser.

Hvor galakseinteraktioner er almindelige, menes successive fusioner at tørre gas, der ikke er bundet i stjerner, og udglatte formen. Store elliptiske galakser er resultatet. Eksempler på disse i det nærliggende univers viser ringe eller ingen fri gas og lave hastigheder eller ingen stjernedannelse.

Hvis en galakse udvikler sig i relativ isolation med få interaktioner, vil sandsynligvis en spiralgalakse være resultatet. disse har stadig gas i deres spiralarme. Vi kan observere stjernedannelse, der stadig finder sted i spiralarmene.

Modellen beskrevet i dette afsnit er kun en mulighed, og der er stadig mange spørgsmål, der skal besvares. Efterhånden som vores teknologi forbedres, bør vi være i stand til at foretage yderligere observationer af det tidlige univers og også producere mere realistiske computersimuleringer. Når de kombineres, kan disse oplyse os mere om, hvordan galakser dannes og udvikles.


& # 8216 Dyb læring & # 8217 Algoritme bringer nye værktøjer til astronomi

En & # 8216 dyb læring & # 8217 algoritme, der er trænet i billeder fra kosmologiske simuleringer, er overraskende vellykket til at klassificere virkelige galakser i Hubble-billeder. Øverste række: Billeder i høj opløsning fra en computersimulering af en ung galakse, der gennemgår tre faser af evolutionen (før, under og efter & # 8220blue nugget & # 8221 fasen). Midterste række: De samme billeder fra computersimuleringen af ​​en ung galakse i tre udviklingsfaser, som det ville se ud, hvis det blev observeret af Hubble Space Telescope. Nederste række: Hubble-rumteleskopbilleder af fjerne unge galakser klassificeret af en dyb læringsalgoritme, der er trænet til at genkende de tre faser af galakseudviklingen. Bredden på hvert billede er cirka 100.000 lysår. Billedkreditter for de to øverste rækker: Greg Snyder, Space Telescope Science Institute og Marc Huertas-Company, Paris Observatory. For nederste række: HST-billederne er fra Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey (CANDELS).

En & # 8216 dyb læring & # 8217 algoritme trænet i billeder fra kosmologiske simuleringer har været overraskende vellykket til at klassificere virkelige galakser i Hubble-billeder.

En maskinlæringsmetode kaldet & # 8220diep learning, & # 8221, som er blevet meget brugt i ansigtsgenkendelse og andre billed- og talegenkendelsesapplikationer, har vist løfte om at hjælpe astronomer med at analysere billeder af galakser og forstå, hvordan de dannes og udvikler sig.

I en ny undersøgelse, der blev accepteret til offentliggørelse i Astrophysical Journal, brugte forskere computersimuleringer af galaksedannelse til at træne en dyb læringsalgoritme, som derefter viste sig overraskende god til at analysere billeder af galakser fra Hubble Space Telescope.

Forskerne brugte output fra simuleringerne til at generere mock-billeder af simulerede galakser, som de ville se ud i observationer fra Hubble Space Telescope. De mock-billeder blev brugt til at træne det dybe læringssystem til at genkende tre nøglefaser i galakseudviklingen, der tidligere blev identificeret i simuleringerne. Forskerne gav derefter systemet et stort sæt af faktiske Hubble-billeder til klassificering.

Resultaterne viste et bemærkelsesværdigt niveau af konsistens i det neurale netværk & # 8217 s klassifikationer af simulerede og virkelige galakser.

& # 8220Vi forventede ikke, at det skulle blive så succesfuldt. Jeg er forbløffet over, hvor magtfuld dette er, & # 8221 sagde medforfatter Joel Primack, professor emeritus i fysik og medlem af Santa Cruz Institute for Particle Physics (SCIPP) ved UC Santa Cruz. & # 8220Vi ved, at simuleringerne har begrænsninger, så vi ønsker ikke at gøre et for stærkt krav. Men vi tror ikke, det er bare en heldig flok. & # 8221

Galakser er komplekse fænomener, der ændrer deres udseende, når de udvikler sig over milliarder af år, og billeder af galakser kan kun give snapshots i tide. Astronomer kan se dybere ind i universet og derved & # 8220 tilbage i tiden & # 8221 for at se tidligere galakser (på grund af den tid det tager lys at rejse kosmiske afstande), men at følge udviklingen af ​​en individuel galakse over tid er kun mulig i simuleringer. Sammenligning af simulerede galakser med observerede galakser kan afsløre vigtige detaljer om de faktiske galakser og deres sandsynlige historie.

Blå nuggets

I den nye undersøgelse var forskerne især interesserede i et fænomen, der blev set i simuleringerne tidligt i udviklingen af ​​gasrige galakser, når store strømme af gas ind i centrum af en galakse brændstofdannelse i en lille, tæt, stjernedannende region kaldet en & # 8220blue nugget. & # 8221 (Unge, varme stjerner udsender korte & # 8220blue & # 8221 bølgelængder af lys, så blå indikerer en galakse med aktiv stjernedannelse, mens ældre, køligere stjerner udsender mere & # 8220red & # 8221 lys. )

I både simulerede og observationsdata fandt computerprogrammet, at & # 8220blue nugget & # 8221-fasen kun forekommer i galakser med masser inden for et bestemt område. Dette efterfølges af quenching af stjernedannelse i det centrale område, hvilket fører til en kompakt & # 8220red nugget & # 8221 fase. Konsistensen af ​​masseområdet var et spændende fund, fordi det antyder, at dyb læringsalgoritmen på egen hånd identificerer et mønster, der er resultatet af en vigtig fysisk proces, der sker i ægte galakser.

& # 8220Det kan være, at galakser i et bestemt størrelsesområde har den helt rigtige masse for at denne fysiske proces kan forekomme, & # 8221 sagde medforfatter David Koo, professor emeritus i astronomi og astrofysik ved UC Santa Cruz.

Forskerne brugte avancerede galaksesimuleringer (VELA-simuleringerne) udviklet af Primack og et internationalt team af samarbejdspartnere, herunder Daniel Ceverino (University of Heidelberg), der kørte simuleringerne, og Avishai Dekel (hebraisk universitet), som ledet analyse og fortolkning af dem og udviklet nye fysiske koncepter baseret på dem. Alle sådanne simuleringer er dog begrænsede i deres evne til at fange den komplekse fysik af galakse dannelse.

Især simuleringerne, der blev anvendt i denne undersøgelse, omfattede ikke feedback fra aktive galaktiske kerner (injektion af energi fra stråling, da gas akkretreres af et centralt supermassivt sort hul). Mange astronomer anser denne proces for at være en vigtig faktor, der regulerer stjernedannelse i galakser. Ikke desto mindre ser observationer af fjerne, unge galakser ud til at bevise fænomenet, der fører til den blå klumpfase set i simuleringerne.

Til observationsdataene anvendte holdet billeder af galakser opnået gennem CANDELS-projektet (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey), det største projekt i Hubble-rumteleskopets historie. Første forfatter Marc Huertas-Company, astronom ved Paris Observatory og Paris Diderot University, havde allerede udført banebrydende arbejde med anvendelse af dybe læringsmetoder til galakse-klassifikationer ved hjælp af offentligt tilgængelige CANDELS-data.

Koo, en CANDELS-medefterforsker, inviterede Huertas-Company til at besøge UC Santa Cruz for at fortsætte dette arbejde. Google har ydet støtte til deres arbejde med dyb læring i astronomi gennem gaver af forskningsmidler til Koo og Primack, hvilket giver Huertas-Company mulighed for at tilbringe de sidste to somre i Santa Cruz med planer om endnu et besøg i sommeren 2018.

& # 8220Dette projekt var kun en af ​​flere ideer, vi havde, sagde Koo. & # 8220Vi ønskede at vælge en proces, som teoretikere klart kan definere baseret på simuleringerne, og som har noget at gøre med, hvordan en galakse ser ud, så lad den dybe læringsalgoritme se efter den i observationer. Vi er lige begyndt at udforske denne nye måde at forske på. Det er en ny måde at smelte teori og observationer på. & # 8221

I årevis har Primack arbejdet tæt sammen med Koo og andre astronomer ved UC Santa Cruz for at sammenligne sit holds simuleringer af galakse dannelse og udvikling med CANDELS observationer. & # 8220VELA-simuleringerne har haft stor succes med hensyn til at hjælpe os med at forstå CANDELS-observationer, sagde Primack. & # 8220Ingen har dog perfekte simuleringer. Når vi fortsætter dette arbejde, vil vi fortsætte med at udvikle bedre simuleringer. & # 8221

Ifølge Koo har dyb læring potentialet til at afsløre aspekter af de observationsdata, som mennesker ikke kan se. Ulempen er, at algoritmen er som en & # 8220sort boks & # 8221, så det er svært at vide, hvilke funktioner i de data, maskinen bruger til at foretage sine klassifikationer. Netværksforhørsteknikker kan dog identificere, hvilke pixels i et billede der bidrog mest til klassificeringen, og forskerne testede en sådan metode på deres netværk.

& # 8220Dyb læring ser efter mønstre, og maskinen kan se mønstre, der er så komplekse, at vi mennesker ikke ser dem, "sagde Koo. & # 8220Vi ønsker at gøre meget mere test af denne tilgang, men i denne proof-of-concept-undersøgelse syntes maskinen med succes at finde i dataene de forskellige faser af galakseudviklingen identificeret i simuleringerne. & # 8221

I fremtiden sagde han, at astronomer vil have meget mere observationsdata at analysere som et resultat af store undersøgelsesprojekter og nye teleskoper såsom Large Synoptic Survey Telescope, James Webb Space Telescope og Wide-Field Infrared Survey Telescope. Deep learning og andre maskinlæringsmetoder kan være effektive værktøjer til at give mening om disse massive datasæt.

& # 8220Dette er begyndelsen på en meget spændende tid til at bruge avanceret kunstig intelligens i astronomi, sagde Koo.

Foruden Primack, Koo og Huertas-Company inkluderer medforfatterne af papiret Avishai Dekel ved Hebrew University i Jerusalem (og gæsteforsker ved UC Santa Cruz) Sharon Lapiner ved Hebrew University Daniel Ceverino ved University of Heidelberg Raymond Simons at Johns Hopkins University Gregory Snyder ved Space Telescope Science Institute Mariangela Bernardi og H. Dominquez Sanchez ved University of Pennsylvania Zhu Chen ved Shanghai Normal University Christoph Lee ved UC Santa Cruz og Berta Margalef-Bentabol og Diego Tuccillo ved Paris Observatory.


  • Måling af ændringen i entalpi giver os mulighed for at bestemme, om en reaktion var endoterm (absorberet varme, positiv ændring i entalpi) eller exoterm (frigivet varme, en negativ ændring i entalpi.)
  • Det bruges til at beregne reaktionsvarmen ved en kemisk proces.
  • Ændring i entalpi bruges til at måle varmestrømmen i kalorimetri.
  • Det måles for at evaluere en gasproces eller Joule-Thomson-ekspansion.
  • Enthalpy bruges til at beregne minimumseffekt for en kompressor.
  • Enthalpiforandring sker under en ændring i materiens tilstand.
  • Der er mange andre anvendelser af entalpi inden for termisk teknik.

Du kan bruge isens fusionsvarme og fordampningsvarmen til vand til at beregne entalpiændringen, når isen smelter i en væske, og væsken bliver til en damp.

Fusionsvarmen til is er 333 J / g (hvilket betyder, at 333 J absorberes, når 1 gram is smelter.) Fordampningsvarmen af ​​flydende vand ved 100 ° C er 2257 J / g.

Del A: Beregn ændringen i entalpi, ΔH, for disse to processer.

H2O (s) → H2O (l) ΔH =?
H2O (l) → H2O (g) ΔH =?
Del B: Brug de værdier, du har beregnet, og find det antal gram is, du kan smelte ved hjælp af 0,800 kJ varme.

Opløsning
EN. Opvarmningen af ​​fusion og fordampning er i joule, så den første ting at gøre er at konvertere til kilojoules. Ved hjælp af det periodiske system ved vi, at 1 mol vand (H2O) er 18,02 g. Derfor:
fusion ΔH = 18,02 g x 333 J / 1 g
fusion ΔH = 6,00 x 103 J
fusion ΔH = 6,00 kJ
fordampning ΔH = 18,02 g x 2257 J / 1 g
fordampning ΔH = 4,07 x 104 J
fordampning ΔH = 40,7 kJ
Så de afsluttede termokemiske reaktioner er:
H2O (s) → H2O (l) AH = +6,00 kJ
H2O (l) → H2O (g) AH = +40,7 kJ
B. Nu ved vi det:
1 mol H2O (s) = 18,02 g H2O (s)

6,00 kJ
Brug af denne konverteringsfaktor:
0,800 kJ x 18,02 g is / 6,00 kJ = 2,40 g is smeltet


Herunder Actinides

1. Introduktion

På trods af emnets lange historie er atominteraktioner i intermetalliske forbindelser langt fra fuldstændig forstået, og problemet ser ud til at være alt andet end afgjort. På den ene side fungerer de klassiske begreber, der anvendes effektivt til at beskrive kemisk binding i uorganiske materialer, såsom valensskalaer og elektrontællingsregler, ikke for stoffer, der indeholder grundstoffer placeret til venstre for Zintl-linjen i det periodiske system på grund af det lave antal tilgængelige valenselektroner [1]. On the other hand, the development of new concepts based on quantum-chemical techniques is hindered by complexity of electronic structures of these components which presents significant challenges for computational chemistry. The combination of strong electron correlation with the valence orbital manifold, weakness of the ligand field, and relativistic effects are found nowhere else in the periodic table and all must be properly accounted for in order to derive meaningful insights [ 2 ]. Binary systems suitable for systematic studies are generally those that are characterized by the appearance of several compounds with varying compositions and structures, thus enabling correlation bonding trends with chemical composition.

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

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

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

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

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

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

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

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


What Is a Galaxy?

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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