Astronomia

O que decide a forma de uma galáxia?

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Como eu sei, a maioria das galáxias são espirais, algumas elípticas e um tipo raro é em forma de anel.

O que faz com que uma galáxia tenha uma forma específica (ou seja, anel vs espiral)?


O diapasão do Hubble classifica as galáxias com base em se elas são elípticas ou têm braços espirais e se há ou não uma barra.

Um aparte histórico

Edwin Hubble pensou que as galáxias começaram como elipses e evoluíram para galáxias espirais. É por isso que as elípticas também são chamadas de galáxias de tipo inicial e as espirais são chamadas de galáxias de tipo tardio.

À medida que estudamos mais as galáxias, descobrimos que o Hubble estava errado nesse ponto, porque as galáxias elípticas normalmente têm estrelas mais antigas e as galáxias espirais ainda têm novas estrelas se formando nelas.

Galáxias elípticas

Em galáxias elípticas, a velocidade de dispersão das estrelas é alta: as estrelas têm órbitas aleatórias em torno do centro de massa da galáxia. Isso é visto como uma evidência do fato de que as galáxias elípticas são o resultado de colisões e fusões entre muitas galáxias.

Quando duas galáxias não elípticas se fundem, seus planos raramente ficam alinhados. Então, quando muitas galáxias se fundem, como aconteceu no início do universo, você acaba com estrelas se movendo em muitas direções diferentes. É assim que uma galáxia pode acabar sendo elíptica.

Galáxias espirais

Os braços espirais de uma galáxia podem surgir por meio de dois mecanismos diferentes. É possível que alguns braços espirais sejam causados ​​pelo primeiro mecanismo e outros pelo segundo.

Primeiro mecanismo: os braços de uma galáxia são ondas de densidade.

Imagine um engarrafamento: todos os carros diminuem a velocidade em um trecho da rodovia, mas os carros que ficam engarrafados nem sempre são os mesmos. Cada carro chega ao engarrafamento, desacelera, chega ao fim do congestionamento e volta a acelerar. É isso que as estrelas estão fazendo nos braços espirais: uma estrela chega ao braço, desacelera por causa da densidade maior, chega ao final do braço, retoma sua velocidade normal. Como resultado, os braços giram mais devagar do que as estrelas individuais.

Segundo mecanismo: os braços aparecem à medida que a formação de estrelas se propaga pela galáxia.

A ponta do braço é onde ocorre a formação de estrelas. A borda de fuga é onde as estrelas morrem (portanto, não são mais visíveis). Nesse caso, não há mais matéria nos braços, simplesmente fica mais visível.

À medida que as estrelas se formam em uma região, as maiores causam ondas de choque que se espalham pelo meio interestelar, iniciando a formação de novas estrelas. Isso faz com que a região de formação de estrelas se propague pela galáxia. Combinado com a rotação diferencial da galáxia, isso faz os braços espirais aparecerem.

Outras formas

Você mencionou galáxias em anel em sua pergunta. Possivelmente, isso se deve ao fato de uma galáxia ter passado direto pela outra.

Muitas galáxias têm formas bizarras (por exemplo, as Galáxias Antena) que são causadas por interações entre galáxias.


O que decide a forma de uma galáxia? - Astronomia

As galáxias elípticas têm uma forma redonda ou elíptica (como uma bola de futebol americano), com uma aparência suave, não contêm gás para alimentar a formação de novas estrelas e mostram pouca ou nenhuma assinatura de poeira ou quaisquer características distintas. As estrelas que compõem as galáxias elípticas são velhas e vermelhas, não muito brilhantes, e são encontradas amontoadas em uma esfera centralizada gigante (o bojo da galáxia). A maioria dos elípticos parou de formar estrelas há mais de 10 bilhões de anos, tendo esgotado seu suprimento de gás em uma grande época de formação de estrelas. Eles são apoiados contra a autogravidade, o que os faria encolher de tamanho, pelas velocidades aleatórias das estrelas, como moléculas em um gás quente. A distribuição do movimento estelar determina a forma final da galáxia (esférica, achatada ou muito achatada). Na sequência de Hubble E0, E1, E2,. E7, o número é uma função de quão achatada a elipse parece ser, com E0 correspondendo a nenhum achatamento e E7 a uma elipse muito alongada. Isso depende do aparente elipticidade, portanto, se refere à projeção da forma da galáxia na esfera celeste, não à sua forma real (esteja ela de frente ou de lado).

As massas das galáxias elípticas cobrem uma grande variedade: de cerca de 10 a 10 massas solares. O intervalo correspondente de diâmetros é de cerca de 1/10 kiloparsecs a cerca de 100 kiloparsecs, e a magnitude do azul absoluto varia em um intervalo correspondentemente grande de -8 a -23 (a galáxia elíptica mais brilhante é um milhão de vezes mais brilhante que a mais fraca). A menor das galáxias elípticas, chamadas elípticas anãs, pode, portanto, ser apenas um pouco maior do que os aglomerados globulares, enquanto as galáxias elípticas gigantes como a M87 estão entre as maiores galáxias do Universo.

Acredita-se que muitas elípticas sejam o resultado de colisões entre duas galáxias espirais de igual massa. O processo de colisão serve para desordenar a forma de disco das espirais, e o resultado final é um redemoinho de estrelas girando em todas as direções. Grandes elípticos agem como canibais, consumindo qualquer galáxia companheira menor perto deles. O material acumulado afunda lentamente no centro da galáxia, às vezes criando novas gerações de estrelas massivas e luminosas. Ao longo de milhões de anos, o gás atinge o centro da galáxia, onde buracos negros supermassivos podem estar à espera de um novo suprimento de combustível.


Por que as galáxias têm formas diferentes?

Olhe para o céu noturno e você verá as estrelas de centenas de bilhões de galáxias. Algumas galáxias são discos azuis rodopiantes como a nossa Via Láctea, outras são esferas vermelhas ou deformadas, desordenadas ou algo entre os dois. Por que as diferentes configurações? Acontece que a forma de uma galáxia nos diz algo sobre os eventos na vida ultralonga dessa galáxia.

No nível mais básico, existem duas classificações para as formas das galáxias: disco e elíptica. Uma galáxia em disco, também chamada de galáxia espiral, tem a forma de um ovo frito, disse Cameron Hummels, astrofísico teórico da Caltech. Essas galáxias têm um centro mais esférico, como a gema, rodeado por um disco de gás e estrelas e a clara do ovo. A Via Láctea e nossa vizinha de galáxia mais próxima, Andrômeda, se enquadram nesta categoria.

Em teoria, as galáxias de disco inicialmente se formam a partir de nuvens de hidrogênio. Gravidade atrai as partículas de gás juntas. Enquanto o hidrogênio os átomos se aproximam, a nuvem começa a girar e sua massa coletiva aumenta, o que faz com que sua força gravitacional também suba. Eventualmente, a gravidade faz com que o gás entre em colapso em um disco giratório. A maior parte do gás está na borda, onde alimenta a formação de estrelas. Edwin Hubble, que confirmou a existência de galáxias além da nossa há apenas um século, chamou as galáxias de disco de galáxias de tipo tardio porque suspeitou que sua forma significava que se formaram mais tarde na história do universo, de acordo com a NASA.

Alternativamente, galáxias elípticas & mdash o que Hubble chamou de galáxias de tipo inicial & mdash parecem ser mais antigas. Em vez de girar, como as galáxias de disco, as estrelas em galáxias elípticas têm movimento mais aleatório, de acordo com Robert Bassett, um astrofísico observacional que estuda a evolução das galáxias na Swinburne University em Melbourne, Austrália. Acredita-se que as galáxias elípticas sejam o produto de uma fusão de galáxias. Quando duas galáxias de massa igual se fundem, suas estrelas começam a puxar uma à outra com a gravidade, interrompendo a rotação das estrelas e criando uma órbita mais aleatória, disse Bassett.

Nem toda fusão resulta em uma galáxia elíptica. A Via Láctea é bastante antiga e grande, mas mantém sua forma de disco. Ele está aumentando sua massa simplesmente desenhando galáxias anãs, que são muito menores do que nossa galáxia natal, e coletando gás livre do universo. No entanto, Andrômeda, nossa galáxia irmã em forma de disco, está na verdade indo direto para a Via Láctea, Bassett disse ao Live Science. Então, daqui a bilhões de anos, as duas galáxias em espiral podem se fundir e cada um dos discos estrelados da dupla compensará a rotação do outro, criando uma galáxia elíptica mais aleatória.

Essas fusões estão longe de ser instantâneas. Eles levam centenas de milhões, até bilhões de anos. Na verdade, existem fusões em andamento que estão se movendo tão lentamente & mdash de nossa perspectiva & mdash que parecem estáticas. "Eles basicamente estiveram exatamente no mesmo estado, inalterados em toda a civilização humana", disse Bassett. O Hubble deu a essas galáxias sua própria classificação - galáxias irregulares mdash. Olhando para eles, "eles geralmente são uma bagunça com vários componentes", disse Hummels. "Galáxias irregulares parecem apenas um grande desastre de trem", acrescentou Bassett.

Finalmente, uma forma menos comum, as galáxias lenticulares parecem ser uma mistura entre uma galáxia elíptica e uma galáxia em disco. Pode ser, disse Bassett, que quando uma galáxia de disco gasta todo o seu gás e não consegue formar nenhuma nova estrela, as estrelas existentes comecem a interagir. Seu puxão gravitacional cria uma forma que se parece com uma lentilha - tipo elíptica, mas ainda um disco giratório.

O que os cientistas descobriram até agora sobre as galáxias e suas formas 3D foi inferido usando milhares de imagens 2D e contando com outras propriedades, como cor e movimento da galáxia, para preencher os espaços em branco, Bassett disse.

Por exemplo, a idade mais jovem das galáxias em disco é corroborada por sua cor azul. As estrelas azuis são geralmente maiores e queimam mais rápido e mais quente (a luz azul tem uma frequência mais alta e, portanto, é mais energética do que a luz vermelha). Enquanto isso, as galáxias elípticas estão cheias de estrelas mais velhas & mdash chamadas anãs vermelhas & mdash que não estão queimando tão quente ou rápido.

Ainda assim, apesar de tudo o que aprendemos sobre as enormes estruturas celestes ao nosso redor, ainda há muito que não sabemos, disse Hummels.

"A formação e evolução da galáxia é uma das maiores questões em aberto no campo da astronomia e astrofísica", disse Hummels.

Originalmente publicado na Live Science.

Não acho que essa seja a mensagem para levar para casa aqui, já que o artigo fala de sinais de processos compartilhados.


Estrangulamento de galáxias espirais: & lsquoMissing Link & rsquo descoberto

Astrônomos em duas colaborações internacionais lideradas pelo Reino Unido descobriram separadamente um tipo de galáxia que representa um elo perdido em nossa compreensão da evolução da galáxia.

Galaxy Zoo, que usa voluntários do público em geral para classificar galáxias, e os projetos do Space Telescope A901 / 902 Galaxy Evolution Survey (STAGES) usaram seus vastos conjuntos de dados para separar os papéis da "natureza" e "nutrir" na mudança de galáxias. variedade para outro.

Ambos os estudos identificaram uma população de galáxias espirais vermelhas incomuns que estão se preparando para se aposentar após uma vida inteira de estrelas em formação. Crucialmente, a natureza e a criação parecem desempenhar um papel nessa transformação: tanto a massa de uma galáxia quanto seu ambiente local são importantes para determinar quando e com que rapidez sua formação estelar é encerrada. O trabalho dos cientistas aparece juntos em uma próxima edição do Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Os astrônomos colocam a maioria das galáxias normais em dois campos de acordo com sua aparência visual: sistemas semelhantes a discos, como nossa Via Láctea, ou coleções redondas de estrelas em forma de bola de rugby conhecidas como elípticas. Na maioria dos casos, a forma de uma galáxia corresponde à sua cor: as galáxias espirais aparecem em azul porque ainda estão formando estrelas jovens e quentes com força. As galáxias elípticas, por outro lado, são em sua maioria velhas, mortas e vermelhas e tendem a se agrupar em regiões populosas do espaço.

A equipe do Galaxy Zoo examinou a conexão entre as formas e cores de mais de um milhão de galáxias usando imagens do maior levantamento já feito do Universo local, o Sloan Digital Sky Survey e a ajuda de centenas de milhares de voluntários do público em geral. Um ingrediente chave para o seu sucesso foi classificar de forma confiável a aparência das galáxias olhando para elas, em vez de confiar em medições de computador propensas a erros.

Surpreendentemente, eles descobriram que muitas das galáxias vermelhas em regiões aglomeradas são, na verdade, galáxias espirais, contrariando a tendência das galáxias vermelhas terem formato elíptico. Essas galáxias espirais vermelhas podem ser apenas a arma fumegante que os astrônomos estão procurando.

O Dr. Steven Bamford, um pesquisador de pós-doutorado do STFC na Universidade de Nottingham, liderou o estudo do Galaxy Zoo. "Para ter braços espirais, elas devem ter sido galáxias espirais normais, azuis, até bem recentemente. Mas, por algum motivo, sua formação estelar foi interrompida e elas ficaram vermelhas. O que quer que as tenha feito parar de formar estrelas não pode foram particularmente violentos, ou teriam destruído o delicado padrão de espiral. " A equipe do Galaxy Zoo conclui que um processo mais sutil deve estar em ação, um que elimine a formação de estrelas, mas não perturbe a forma geral da galáxia.

Enquanto o Galaxy Zoo analisava as propriedades grosseiras de milhões de galáxias em um grande pedaço do céu, o projeto STAGES fez uma abordagem complementar, examinando em detalhes exatamente o tipo de vizinhança onde essas transformações devem ocorrer. O Dr. Christian Wolf, bolsista de pesquisa avançada do STFC na Universidade de Oxford, treinou o telescópio espacial Hubble em uma região do espaço repleta de galáxias conhecida como superaglomerado A901 / 902. Como a equipe do Galaxy Zoo, o Dr. Wolf também descobriu uma população surpreendentemente grande de galáxias espirais no superaglomerado que são vermelhas.

Então, a formação de estrelas nessas galáxias espirais vermelhas foi completamente eliminada? A resposta é não: apesar de sua cor, as espirais vermelhas estão, na verdade, escondendo a formação de estrelas atrás de uma nuvem de poeira. Invisível para o nosso olho (ou do Hubble), esta formação de estrela só é detectável na parte infravermelha do espectro, ou seja, a radiação emitida pelas galáxias em comprimentos de onda maiores do que a luz visível.

Dr. Wolf comenta, "Para as galáxias STAGES, o Telescópio Espacial Spitzer nos forneceu imagens adicionais em comprimentos de onda infravermelhos. Com eles, fomos capazes de ir mais longe e perscrutar a poeira para encontrar a peça que faltava no quebra-cabeça". Dentro do superaglomerado, o Dr. Wolf descobriu que as espirais vermelhas escondiam níveis baixos de formação estelar oculta, apesar de sua aparência sem vida na luz visível.

Colocando as observações de ambos os projetos juntas, a imagem que emerge é gentil: a formação de estrelas em galáxias espirais azuis é gradualmente desligada e escondida atrás da poeira, antes de desaparecer para formar galáxias vermelhas "lenticulares" (em forma de lente) suaves com nenhum vestígio de braços espirais. Para ir mais longe e transformar a galáxia em uma elíptica, seriam necessários mecanismos mais violentos, como a colisão indiscriminada de galáxias.

A localização é fundamental: as espirais vermelhas são encontradas principalmente na periferia de regiões populosas do espaço, onde as galáxias se aglomeram. Como uma galáxia azul é atraída pela gravidade das regiões rurais para os subúrbios, uma interação com seu ambiente causa uma desaceleração na formação de estrelas. Quanto mais perto está uma galáxia, mais ela é afetada.

Mas se o ambiente decide onde o processo ocorre, a massa da galáxia decide com que rapidez ele ocorre. Como STAGES e Galaxy Zoo observaram um grande número de galáxias, eles foram capazes de subdividi-las ainda mais de acordo com o quanto pesavam. Com certeza, ambos os grupos acham que a massa da galáxia também é importante. O professor Bob Nichol, da Universidade de Portsmouth, membro da equipe do Galaxy Zoo, explica: "Assim como um lutador peso-pesado pode resistir a um golpe que colocaria uma pessoa normal de joelhos, uma grande galáxia é mais resistente a ser confundida pelo ambiente local. Portanto , as espirais vermelhas que vemos tendem a ser as galáxias maiores - presumivelmente porque as menores são transformadas mais rapidamente. "

Chris Lintott, líder da equipe do Galaxy Zoo na Universidade de Oxford, presta homenagem ao papel do público em geral na pesquisa do Galaxy Zoo. "Esses resultados são possíveis graças a uma importante contribuição científica de nossos muitos astrônomos voluntários. Nenhum grupo de profissionais poderia ter classificado tantas galáxias sozinho."

Meghan Gray, STFC Advanced Fellow da University of Nottingham e líder da pesquisa STAGES, comenta sobre a concordância dos dois projetos sobre o papel do meio ambiente e da massa: "Nossos dois projetos abordaram o problema de direções muito diferentes, e é É gratificante ver que cada um de nós fornece peças independentes do quebra-cabeça que apontam para a mesma conclusão. & rdquo

O próximo passo para ambas as equipes é descobrir exatamente o que impede a formação de estrelas, olhando dentro das próprias galáxias. Um suspeito por trás do lento desaparecimento das galáxias é um processo conhecido como estrangulamento, no qual o suprimento de combustível de uma galáxia é retirado quando ela encontra a multidão. Privado da matéria-prima necessária para formar novas estrelas, ele mudará lentamente de cor de azul para vermelho à medida que suas estrelas existentes envelhecem.


Galáxia de Barnard: um século de observação

A Galáxia de Barnard ou NGC 6822 é uma pequena galáxia irregular apenas 14 graus a leste do plano galáctico na constelação de Sagitário. Membro do Grupo Local de Galáxias, é bastante semelhante à Pequena Nuvem de Magalhães em composição e estrutura. Embora tenha um brilho superficial bastante baixo, a NGC 6822 é uma das galáxias mais fáceis de resolver. Numerosas regiões H II e estrelas supergigantes brilhantes podem ser resolvidas com apenas um telescópio de 20 cm equipado com uma câmera CCD. Várias grandes regiões H II e as estrelas mais brilhantes são visíveis em telescópios de grande abertura sob o céu escuro.

Hoje, a galáxia está sob intenso escrutínio e tem sido assunto de inúmeros artigos nos últimos trinta anos. No entanto, a história de observação do passado foi muito mais colorida. O baixo brilho da superfície da própria galáxia combinado com as regiões H II relativamente brilhantes levou a uma grande confusão sobre sua identidade durante o final do século 19 ao início do século 20. A história de observação única da Galáxia de Barnard será abordada com muito mais detalhes na próxima seção do artigo.

Observações Históricas

As primeiras observações de NGC 6822 são bastante interessantes e um tanto confusas, representativas das condições sob as quais o objeto foi observado. O NGC 6822 é um objeto grande de baixo brilho de superfície e é melhor visualizado em baixa ampliação para máximo contraste de campo. As primeiras observações de Barnard certamente refletem a natureza desafiadora desse objeto. Barnard observou a galáxia pela primeira vez em 17 de agosto de 1884 com um refrator de 5 polegadas. Ele descreveu o objeto como ... "uma nebulosa excessivamente tênue" e "tem cerca de 2 'de diâmetro e é muito difuso e mesmo em sua luz" (Barnard, 1884). Posteriormente, ele determinou sua posição com um equatorial de 6 polegadas e notou que era "visto com dificuldade", enquanto no de 5 polegadas a 30x era "bastante distinto". Em 1885, ele o examinou novamente com um refrator de 6 polegadas e uma ocular & quotcometa & quot. O amplo campo aumentou a visibilidade da galáxia, e Barnard fez uma observação muito incomum (Hubble, 1925):

Certamente parece muito maior e muito mais denso do que no ano passado e certamente acho que aumentou em densidade e tamanho desde aquela época. Se sempre tivesse sido tão grande e brilhante como agora, não posso conceber como poderia ter passado despercebido pelos observadores ao examinar o G.C. 4510 (a nebulosa planetária brilhante NGC 6818, que está cerca de 40 'ao norte anterior). Provavelmente esta é uma nebulosa variável.

Os problemas associados à observação da NGC 6822 afetarão muitos observadores nos próximos 40 anos. Hubble em 1925 escreve: NGC 6822 é bastante notável em um localizador curto de 4 polegadas. mas é quase imperceptível no foco principal dos 100 polegadas (Hubble, 1925 Burnham, 1977). Grandes refratores com seu campo de visão restritivo eram particularmente inadequados para o estudo deste objeto de baixo contraste. O Observatório Leander McCormick de 26 polegadas perdeu completamente a galáxia, em vez disso foram observadas as duas regiões H II mais brilhantes localizadas no extremo norte da galáxia. A mais brilhante das duas nebulosas difusas foi assumida como sendo NGC 6822, enquanto a mais fraca recebeu a designação de IC 1308 (Hubble, 1925).

Mesmo a fotografia não resolveu rapidamente as discrepâncias entre as observações originais de Barnard e aquelas feitas com telescópios muito maiores. Max Wolf, no Observatório de Heidelberg, fotografou a região em 1906 e 1907. Wolf, usando a Bruce Camera de 16 polegadas e o Walz Reflector de 28,5 polegadas, identificou as duas maiores nebulosas difusas como NGC 6822 e IC 1308. Wolf também observou uma região densa de pequenos aglomerados e nebulosas (Wolf, 1907 Hubble, 1925). O objeto "novo" era na verdade a barra principal da galáxia, agora bem resolvida em estrelas e nebulosas. Ele recebeu a designação de IC 4895, e mais uma vez as observações originais de Barnard foram esquecidas. Demorou 15 anos até que Perrine (1922) do Observatório de Córdoba, Argentina, finalmente resolvesse as discrepâncias na identificação e interpretação. Perrine identificou corretamente que as nebulosas difusas e o grupo de pequenos aglomerados de Wolf faziam parte do mesmo sistema. Ele foi o primeiro a reconhecer sua verdadeira natureza como sistema extragalático. Perrine classificou corretamente o NGC 6822 como um objeto do tipo Nuvem Magellenic. Isso ajudou a abrir caminho para o trabalho pioneiro de Edwin Hubble em 1925.

Artigo de Edwin Hubble de 1925: N.G.C. 6822, A Remote Stellar System permanece como um dos grandes estudos clássicos do início do século XX. A semelhança da galáxia com as Nuvens de Magellenic levou a um estudo intensivo pelos grandes refletores da época. Ele conduziu uma pesquisa detalhada da estrutura e da população estelar desse sistema. Hubble descobriu 15 estrelas variáveis ​​(11 cefeidas), mediu a distribuição de estrelas até magnitude 19,4 e descreveu cinco "nebulosas difusas" (regiões H II gigantes), além de determinar a magnitude absoluta de todo o sistema.

A descoberta de 11 variáveis ​​Cefeidas por Hubble foi um dos marcos mais importantes na astronomia galáctica. Usando a relação Cefeida Período-Luminosidade, a Galáxia de Barnard tornou-se o primeiro sistema além das Nuvens de Magellenic a ter sua distância determinada (o Hubble logo seguirá o exemplo com M31 e M33). Ele derivou uma distância de 214.000 parsecs, ou mais de 700.000 anos-luz, muito além dos 300.000 anos-luz de Harlow Shapley como o tamanho do universo conhecido. Em um artigo, Hubble resolveu o "Grande Debate" de 1920 entre Curtis e Shapley sobre a escala do universo e a natureza das "nebulosas cota-espirais". Logo ficou claro que todas as nebulosas espirais eram galáxias muito além da nossa.

Observando a Galáxia de Barnard

1) A Estrutura - Estudos Modernos

Depois do artigo de Hubble de 1925, a pesquisa detalhada sobre NGC 6822 estagnou por quase 50 anos. Desde o final dos anos 1960 até o presente, consideráveis ​​pesquisas foram conduzidas sobre a estrutura e o conteúdo desta galáxia. Algumas das propriedades mais importantes do NGC 6822 estão resumidas na Tabela um.

Tabela um: Propriedades gerais de NGC 6822

Posição (centro da barra) (2000) 19h 44,9m

(2000) -14 o 48 '

Hirshfeld e Sinnott (1985)
Galaxy TypeIB (s) mLuginbuhl e Skiff (1989)
TamanhoGeral: 10,2 'por 9,5'

Bar Central: 8 'por 3'

Luginbuhl e Skiff (1989)

Hubble (1925)

MagnitudeV tot = 8,18 B tot = 8,97

Luginbuhl e Skiff (1989)

Magnitude Absoluta M v = -16,4 Hodge (1994)
Distância540 quiloparsecs

(1,7x 10 6 anos-luz)

Hodge (1994)
Número de associações de OB16 Hodge (1977)
Número de regiões H II157 Hodge et al (1988)
Estrelas mais brilhantes do que a 18ª mag.363 M v - 6,5 Hodge et al. (1991)
Designação AlternativaDDO 209 Hodge (1994)

Estrutura geral: a galáxia de Barnard consiste em uma barra central & quotbright & quot embutida em um amplo halo oval de menor brilho de superfície. A barra tem um ângulo de posição de 10 o 3 o e uma elipticidade média de 0,47 0,18 (Hodge, 1977). Existem duas extensões principais de luminosidade nas extremidades da barra central. O mais brilhante se estende em direção ao oeste da extremidade norte. Inclui uma das regiões H II mais brilhantes (= Hubble V) mais duas associações OB brilhantes (Hodge, 1977). A outra extensão se estende para sudeste da porção sul da barra. É muito maior, embora mais tênue e não tenha as grandes e brilhantes regiões H II associadas ao extremo norte da galáxia. Uma grande associação estelar está localizada perto do terminal sudeste. A barra é cercada por um amplo halo externo. Com base na fotometria fotográfica, o halo é muito maior do que a maioria das dimensões publicadas, medindo pelo menos

15 'por 10'. Várias associações OB e as regiões brilhantes H II do Hubble I + III e II estão localizadas na seção noroeste do halo.

Estrelas e associações estelares: a estrutura aberta e a relativa proximidade da NGC 6822 permitem uma resolução fácil em estrelas. Hodge et al. (1991) conduziram uma pesquisa de placas Schmidt profundas em quatro cores para determinar a população estelar da galáxia. Depois de remover as estrelas do primeiro plano de nossa galáxia, eles encontraram mais de 360 ​​estrelas mais brilhantes do que M v = - 6,5, ou magnitude 18,0. Mais de cem estrelas têm magnitudes na faixa de 13,5 a 16,5, bem dentro do alcance de telescópios amadores maiores.

A maioria das estrelas mais brilhantes está concentrada na porção norte da barra e nas grandes associações OB. Hodge (1977) descreveu 16 associações OB separadas. Eles estão localizados ao longo da barra e das duas extensões principais, além de outras regiões de maior densidade estelar. As características das associações OB mais brilhantes são descritas na Tabela 2. Muitas das associações maiores também estão integradas em regiões H II gigantes. Todas as cinco regiões Hubble H II incorporam uma grande associação OB (Tabela 2).

Tabela 2: As maiores associações de OB de NGC 6822

14.5 1

14.0 3

14.0 3

_ 1 estimativa visual do autor

_ 2 Estimativa aproximada baseada no fluxo H de Hodge (1977), fluxo do Hubble II comparado com os do Hubble V e X.

_ 3 estimativas visuais do autor e Steve Gottlieb

Tabela 4: Outras regiões H II em NGC 6822
(Depois de Killen e Dufour, 1982)

Número Hodge Dimensões (& quot) Região H II
345 x 32Hodge 4

(Hubble III)

599 x 64
835 x 22Hodge 9,11

(Hubble V)

980 x 67
1164 x 25
1296 x 80
1338 x 32Hodge 14

Regiões H II: As regiões H II são talvez o componente mais estudado da galáxia. Hubble (1925) estudou as cinco regiões mais brilhantes, duas das quais foram descobertas mais de 30 anos antes e erroneamente classificadas como IC 1308 e NGC 6822. Ele foi o primeiro a determinar suas características espectrais, luminosidade e dimensões. Em 1977, Hodge aumentou o número de regiões H II conhecidas para 16. Hoje, mais de 150 estão catalogados. A maioria desses objetos é muito pequena e tênue e não pode ser observada em telescópios amadores. A Tabela 3 resume os cinco objetos mais brilhantes que são visíveis em telescópios amadores de grande abertura. Outra tabela (Tabela 4) resumindo as propriedades de algumas nebulosas fracas de Killen e Dufour (1982) pode ser encontrada no apêndice 2.

Tabela 3: As regiões H II mais brilhantes de NGC 6822
(Dados de Hubble 1925 Hodge 1977 Hodge et al., 1988)

15.0 1

Hubble No.Mag (V)Tamanho (& quot) RA (2000)DEZ (2000)Hodge No.
eu
48 x 32 19h 44,5 '- 14 o 42,1 ' 2
II 16.0 2 29 19h 44,6 '- 14 o 44,1 ' 3
III53 19h 44,6 '- 14o 41,7 ' 4
V32 x 22 19h 44,9 '- 14 o 43,3 ' 9
X (= IC 1308)2219h 45,1 '- 14 o 43,0 ' 14
Região H II Número Hodge RA (2000) Dez (2000) Tamanho (& quot)
D 10 H 6 19h 44,81 ' - 14 o 44,3 ' 16 x 12
D 13 19h 44,83 ' - 14 o 53,0 ' 5 x 4
D 16 + D 17 H 8 19h 44,86 ' - 14 o 52,8 ' 10 x 6
D 18 H 10 19h 44,87 ' - 14 o 52,0 ' 6 x 6
D 23 H 12 19h 44,95 ' - 14 o 48,5 ' 7 x 7

2) Fazendo observações visuais da galáxia de Barnard

Gradualmente, ao longo dos últimos trinta anos, a Galáxia de Barnard emergiu da relativa obscuridade para se tornar um alvo para telescópios amadores. Embora não esteja em nenhuma lista popular de objetos deepsky, vários bons manuais de observação têm descrições bastante detalhadas da galáxia. Dois Manuais do Observador Deep-Sky da Webb Society (DSOH): Galaxies (Vol. 4) e The Southern Sky (Vol. 7) contém observações da galáxia, enquanto Galaxies tem um gráfico detalhado no apêndice. Outras boas descrições podem ser encontradas no clássico de Hartung de 1968: Astronomical Objects for Southern Telescopes e Luginbuhl e Skiff (1989) Observing Handbook and Catalog of Deep-Sky Objects. Estes fornecem boas descrições gerais da galáxia e as características mais proeminentes.

Na última seção deste artigo, revisarei algumas das melhores observações desses guias, além dos comentários de vários observadores experientes da Sociedade Webb. Também incluirei algumas de minhas próprias observações, sempre que apropriado. Os instrumentos usados ​​vão desde o humilde binóculo até grandes telescópios da classe de 50cm.

Uma das maiores surpresas que descobri foi que a Galáxia de Barnard é um & quotobjeto binocular & quot e bastante fácil nisso. Jay Reynolds Freeman, um observador experiente da & quotBay Area & quot da Califórnia, EUA, estava descrevendo suas observações da galáxia no fórum da Usenet sci.astro.amateur. Ele estava usando binóculos 11 x 80 mm e 10 x 50 mm. Fiquei surpreso, pois nunca me ocorreu que o NGC 6822 fosse visível em algo menor do que um telescópio richfield de 4 polegadas.

Em seguida, entrei em contato com Brian Skiff perguntando se ele havia feito observações semelhantes. Ele escreveu que foi capaz de detectar a galáxia com apenas binóculos 7 x 35 mm, enquanto um modelo maior de 10 x 50 mm revelou facilmente uma mancha tênue alongada norte-sul. Estas observações foram realizadas sob bastante escuro (magnitude visual

6.5) céus. A magnitude visual relativamente brilhante combinada com o tamanho grande tornam esta galáxia um bom desafio para binóculos. A imagem nítida e de alto contraste em binóculos de boa qualidade expandiu muito a & quotlista & quot de objetos visíveis do céu profundo.

Os telescópios & quotrichfield & quot de comprimento focal pequeno e curto são frequentemente o instrumento de escolha para o estudo geral da galáxia. Campos amplos e de baixa potência combinados com ótica nítida são ideais para revelar a barra de baixo contraste e sua orientação. Com meu refletor de 15 cm f / 5 a 29x e 43x (L m (visual)

5,5 na área, 6,5 no zênite), pude ver facilmente um brilho oval amplo e difuso se intensificando gradualmente na área da barra central. A galáxia foi alinhada quase norte-sul e situada em um campo de estrelas relativamente rico. Algumas manchas leves eram visíveis, mas nenhum outro detalhe estrutural era aparente. As observações com 8 1/2 polegadas no DSOH # 4 e # 7 revelam poucos detalhes além de. ainda muito fraco, mas parece ser composto de 3 regiões distintas, mas conectadas. As observações das várias estruturas em NGC 6822 requerem uma abertura maior e ampliações consideravelmente maiores.

Telescópios de abertura moderada a grande:

Para apreciar completamente toda a diversidade estrutural que a Galáxia de Barnard tem a oferecer, telescópios de tamanho moderado a grande (& gt 30 cm) sob céus escuros são os melhores. Reuni observações de vários observadores do céu profundo bem conhecidos e incluí algumas de minhas próprias observações. Jeff Corder, Steve Gottlieb, Tom Polakis e Brian Skiff fizeram observações detalhadas das regiões H II e da & quotbar & quot da galáxia. Minhas observações são com o Clube de Astronomia de Atlanta 50cm f / 4.5, e incluem observações da barra, regiões H II e algumas associações OB. De todas as estruturas da galáxia, as regiões H II são as mais brilhantes e mais facilmente visíveis.

Observações das maiores regiões H II:

50cm: 175x com filtro UHC. A very faint, diffuse patch about 30" in diameter located just NW of larger Hubble 3. Estimated visual magnitude

Hubble II (= Hodge 3) Not yet observed.

33cm: ..a round, 30" diffuse patch around a tiny clump of stars, not responding at all to the O III filter.
Tom Polakis (1991).

50cm: 175,260x. The largest H II region appears as a low surface brightness object nearly 1' in diameter. In the center lies a small group of faint stars (

16 mag), this is the OB association Hodge 3.
Richard Jakiel

30cm ..very faint and slightly oblate. north edge the brightest
J. Corder (1987), in DSOH #7 .. The Southern Sky

33cm ..is brighter than Hubble X, and shows some brightening in the center.
Tom Polakis (1991).

44cm ..At 82x and O III filter appears as a very small knot, round approximately mag 14. A mag 12 star lies 2' SE. Not seen unfiltered.
Steve Gottlieb (personal communication)

50cm..At 175, 260x. An irregular oval,

20" by 15" that is brightest in the core. The moderate surface brightness of the nebula is greater than the galaxy itself and allows for observation without filtration. The UHC filter increased the contrast and delineated the shape more distinctly.
Richard Jakiel

Hubble X (= IC 1308, Hodge 14).

33cm ..blinks well with the O III filter and showed a round, uniform disk 15" across at 310x.
Tom Polakis (1992)

44cm ..At 82x and O III filter appears as a very small but clearly nebulous round knot. Estimated magnitude is 14.
Steve Gottlieb

50cm ..At 175, 260x. a diffuse oval patch

20" in diameter, somewhat fainter than Hubble V. Responds well to the UHC filter. A modest elongation in P.A.

30 degrees.
Richard Jakiel

The central bar of the galaxy is easy to observe, but descriptions of structural details have been elusive. Broad, low contrast variations have been noted but little else have been recorded. Most of the galaxy's brightest stars are concentrated along the bar and there have been several convincing observations of partial resolution. Of the probable +100 hundred galaxy member stars brighter than magnitude 16.5, most are concentrated in the northern end of the bar (Hodge et al., 1991). Some interesting observations of resolution are given here:

25cm. "Many field stars are superimposed on an indefinite haze of faint stellarings near the threshold of vision.".
Luginbuhl and Skiff (1989)

30cm " The field is rich with faint stars particularly to the north"
Luginbuhl and Skiff (1989)

50cm At 175, 260x. Partial resolution into a swarm of faint stars of

15 magnitude and fainter these are mostly concentrated in the northern end of the central bar. Some obvious clumping visible, including OB Association Hodge 9 was visible as a diffuse patch with a few scattered

16 mag. stars.
Richard Jakiel

Concluding Remarks

Obviously, the key to detailed study of this elusive object is to maximize light gathering efficiency and higher magnification. Low magnification is all too often stressed and although it will reveal the general shape of the galaxy, small structures as the H II regions may be overlooked. Don't be afraid to use higher magnification on the order of 3 to 5x /cm or more! The galaxy may actually fade from view at higher magnifications. Generally, the small, higher surface brightness features will be better seen. Suggested minimum size for detailed study is at least 30 cm, and 40cm or more is recommended for partial resolution of the bar and OB associations.

Many of the fainter H II regions have yet to be observed (Table 4) along with the brighter OB associations. There are also four open clusters discovered by Hubble that have photometric magnitudes brighter than 17.5 (Hodge, 1977). These objects would make an interesting challenge for owners of very large telescopes, or those equipped with CCD setups. Even a modest telescope equipped with a good CCD can easily resolve this galaxy into stars making it practical for nova patrols to be conducted. So after hundred years of observation, Barnard's Galaxy remains an interesting challenge for amateurs and professionals alike.


Our Milky Way is warped

Veja em tamanho maior. | Artist’s concept – said to be “slightly exaggerated” – of the real shape of our warped and twisted Milky Way galaxy. Image via Xiaodian Chen (NAO, CAS)/Science in Public .

We think of spiral galaxies as being flat. You often hear the disk of our galaxy described as “flat as a pancake.” The large spiral galaxy next door – the Andromeda galaxy – looks flat through a telescope. But nature can be intricate, and, this week (February 4, 2019), astronomers made a surprising announcement. They said our home galaxy, the Milky Way, isn’t flat. Instead it’s warped and twisted.

Astronomers from Macquarie University and the Chinese Academy of Sciences used 1,339 classical Cepheid variable stars for this study. They are stars that brighten and dim in a way that changes according to the stars’ true luminosities. Thus these stars have been used as classic distance indicators. The astronomers used data on these stars from the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). The work led them to create a 3D map of what they said is the “real” shape of our Milky Way. A paper describing this study was published February 4 in the peer-reviewed journal Astronomia da Natureza. The astronomers’ statement said:

They found the Milky Way’s disk of stars becomes increasingly ‘warped’ and twisted the further away the stars are from the galaxy’s center.

Astronomers don’t like to think of our Milky Way as being in any way “special.” But – from what’s known today – its twisted shape does give it a specialness, although not a uniqueness. Astronomers have observed a dozen other galaxies that showed similarly twisted spiral patterns in their outer regions.

So our Milky Way’s twists are rare, but not unobserved elsewhere in the universe.

Our Milky Way isn’t the only warped galaxy. This galaxy – labeled ESO 510-G13 – is an edge-on warped spiral galaxy. Similar to the Milky Way it has a pronounced warp in its gaseous disk and a less pronounced warp in its disk of stars. Image via NASA/Space Telescope Science Institute.

Finding out the Milky Way’s shape was not easy, these astronomers said. Their statement explained:

Trying to determine the real shape of our galaxy is like standing in a Sydney garden and trying to determine the shape of Australia. But, for the past 50 years there have been indications that the hydrogen clouds in the Milky Way are warped. The new map shows that the warped Milky Way disk also contains young stars. It confirms that the warped spiral pattern is caused by torque from the spinning of the Milky Way’s massive inner disk of stars.

Their statement also said:

From a great distance, our spiral galaxy would look like a thin disk of stars that orbits once every few hundred million years around its central region, where hundreds of billions of stars provide the gravitational ‘glue’ to hold it all together.

But this pull of gravity is much weaker in the galaxy’s far outer disk. There, the hydrogen atoms making up most of the Milky Way’s gas disk are no longer confined to a thin plane, instead they give the disk an S-like, or warped, appearance.

The researchers were able to determine our galaxy’s twisted appearance after they developed the first accurate three-dimensional picture of the Milky Way out to its far outer regions.

All of this raises a question. If, as these scientists believe, our galaxy’s massive inner disk is what likely causes the torque that creates the Milky Way’s warped spiral pattern – why aren’t most other spiral galaxies similarly torqued and warped?

Why don’t we see a lot of galaxies warped in this way?

3D distribution of the classical Cepheid variable stars in the Milky Way’s warped disk (red and blue points) centered on the location of the sun (shown as a large orange symbol). Image via Science in Public.

Bottom line: Astronomers from Macquarie University and the Chinese Academy of Sciences used 1,339 classical Cepheid variable stars to produce a 3D map of our galaxy. They say it’s the first accurate 3D map. It reveals our galaxy’s shape as warped and twisted.


Milky Way Galaxy is Slowly Increasing in Size, Study Suggests

Our Milky Way Galaxy, which is approximately 100,000 light-years in diameter, may be getting even bigger, according to a study by the Instituto de Astrofísica de Canarias and the Universidad de La Laguna.

This artist’s impression shows how the Milky Way Galaxy would look seen from almost edge on and from a very different perspective than we get from the Earth. The central bulge shows up as a peanut-shaped glowing ball of stars and the spiral arms and their associated dust clouds form a narrow band. Image credit: ESO / NASA / JPL-Caltech / M. Kornmesser / R. Hurt.

The Solar System is located in one of the arms in the disk of a barred spiral galaxy we call the Milky Way.

The Galaxy consists of several hundred billion stars, with huge amounts of gas and dust, all intermingled and interacting through the force of gravity.

The nature of this interaction determines the shape of a galaxy, which may be spiral, elliptical or irregular.

As a barred spiral galaxy, the Milky Way consists of a disk in which stars, dust, and gas lie mostly in a flat plane, with arms stretching out from a central bar.

In the Milky Way’s disk there are stars of many different ages.

Massive, hot, blue stars are very luminous and have a relatively short lifespan of millions of years, whereas lower mass stars eventually end up redder and much fainter and may live for hundreds of billions of years.

The younger short-lived stars are found in the disk of the Galaxy, where new stars continue to form, whereas older stars dominate in the bulge around the Galactic center and in the halo that surrounds the disk.

Some star-forming regions are found at the outer edge of the disk, and models of galaxy formation predict that the new stars will slowly increase the size of the Galaxy they reside in.

One problem in establishing the shape of the Milky Way is that we live inside it, so astronomers look at similar galaxies elsewhere as analogues for our own.

Astronomer Cristina Martínez-Lombilla and co-authors set out to establish whether Milky Way-like galaxies are really getting bigger, and if so what this means for our own Galaxy.

They used the ground-based SDSS telescope for optical data, and the two space telescopes GALEX and Spitzer for near-UV and near-IR data respectively, to look in detail at the colors and the motions of the stars at the end of the disk found in the other galaxies.

They measured the light in these regions, predominantly originating from young blue stars, and measured their vertical movement (up and down from the disk) of the stars to work out how long it will take them to move away from their birthplaces, and how their host galaxies were growing in size.

Based on this, they calculate that galaxies like the Milky Way are growing at around 500 m/sec.

“The Milky Way is pretty big already. But our work shows that at least the visible part of it is slowly increasing in size, as stars form on the galactic outskirts,” Martínez-Lombilla said.

“It won’t be quick, but if you could travel forward in time and look at the Galaxy in 3 billion years’ time it would be about 5% bigger than today.”

“This slow growth may be moot in the distant future. The Milky Way is predicted to collide with the neighboring Andromeda Galaxy in about 4 billion years, and the shape of both will then change radically as they merge.”

Martínez-Lombilla and colleagues presented their results yesterday at the European Week of Astronomy and Space Science (EWASS) in Liverpool, UK.

Cristina Martínez-Lombilla et al. Measuring disc growth in Milky Way-like galaxies. EWASS 2018, abstract # 982


Universo Hoje

REMINDER: – Universe Today will be hosting an interview with Dr. Dirk Schulze-Makuch, co-author of the research featured in this article, on Thursday October 15 th , 2020 at 8:30am PT. Click the video below to watch live or to see the recorded stream afterward

Out Earthing Earth

c. NASA

If you said Hoth, that’s a good guess. But, it’s actually Earth depicted in one of two known “snowball” states. The entire planet’s surface was locked beneath glacial ice during the Cryogenian Period 650 million years ago and during the Huronian Glaciation 2 – 2.4 billion years ago.

How to See What’s on the Other Side of a Wormhole Without Actually Traveling Through it

Wormholes are incredibly fascinating objects, but also completely hypothetical. We simply don’t know if they can truly exist in our universe. But new theoretical insights are showing how we may be able to detect a wormhole – from a spray of high-energy particles emitted at the moment of its formation.

Black Holes Make Complex Gravitational-Wave Chirps as They Merge

Gravitational waves are produced by all moving masses, from the Earth’s wobble around the Sun to your motion as you go about your daily life. But at the moment, those gravitational waves are too small to be observed. Gravitational observatories such as LIGO and VIRGO can only see the strong gravitational waves produced by merging stellar-mass black holes.

The chirp of a gravitational merger is clear. Credit: LIGO/Caltech/MIT/University of Chicago (Ben Farr) Continue reading “Black Holes Make Complex Gravitational-Wave Chirps as They Merge”

The Moon is the Perfect Spot for SETI

In less than four years, NASA plans to land the first woman and the next man on the Moon as part of Project Artemis. This long-awaited return to the Moon is to be followed by the construction of the Lunar Gateway, the Artemis Base Camp, and a program of “sustainable lunar exploration.” The creation of an enduring human presence on the Moon will also create many opportunities for exciting scientific research.

For example, astronomers want to conduct radio astronomy on the far side of the Moon, where telescopes could probe the earliest period of the Universe free of terrestrial radio interference. Taking this a step further, a team of astronomers recently recommended that a radio telescope on the far side of the Moon (or in lunar orbit) could aid in another important area of research: the Search for Extraterrestrial Intelligence (SETI)!

Want the Fastest Solar Sail? Drop it Into the Sun First

In the coming decades, multiple space agencies plan to return astronauts to the Moon (or to send them there for the first time) and mount the first crewed missions to Mars. Between that and the explosive growth we are seeing in Low Earth Orbit (LEO), there is no doubt that we live in an era of renewed space exploration. It’s therefore understandable that old and new concepts for interstellar travel are also being considered these days.

Right now, a considerable focus is on light sails that generate their own propulsion by radiation pressure or are accelerated by lasers. These concepts present all kinds of technical and engineering challenges. Luckily, Coryn Bailer-Jones of the Max Planck Institute for Astronomy (MPIA) recently conducted a study where he argues for a “Sun Diver” light sail that will pick up all the speed it needs by diving close to the Sun.

Radio Astronomers are Worried About Mega-Constellations and the Square Kilometer Array

In the coming years, a number of next-generation observatories and arrays will become operational. These facilities will make major contributions to multiple fields of astronomy: exploring the mysteries of the early Universe, studying gravitational waves, determining the role of dark matter and dark energy in cosmic evolution, and directly image “Earth-like” exoplanets.

Unfortunately, this revolutionary development in astronomy may be going up against another major project: the creation of mega-constellations. Because of this, the SKA Organization (SKAO) – which oversees the international Square Kilometre Array (SKA) – is insisting that corrective measures be taken so satellites won’t interfere with its radio observations once it’s operational.

Just How Bad are Superflares to a Planet’s Habitability?

Star’s can be full of surprises some of them nasty. While our own Sun appears pretty placid, science has shown us that’s not the case. Coronal mass ejections and solar flares are the Sun’s angry side.

And the Sun has only a mild case of the flares, compared to some other stars.

Matter makes up exactly 31.5±1.3% of the Universe

Weighing the universe is a tricky task, but a team of astronomers have used a clever technique to measure how many galaxy clusters are in the cosmos, and from there come up with a total amount of matter. The answer: 31.5±1.3% of all the energy in the universe.

Simulation Helps Explain Saturn’s Mysterious Hexagon

A new study of the mysterious hexagon-shaped storm at Saturn’s north pole suggests this phenomenon is actually the result of activity occurring across the entire planet.

An Amazing Sky Mosaic Courtesy of Stellina…and a New Telescope from Vaonis

Check out this stunning new deep-sky panoramic, and a new light-weight ‘smartscope,’ courtesy of Vaonis.

Smartscopes are coming into their own as a viable and exciting new facet of amateur astronomy. We’ve recently reviewed Unistellar’s evScope, and Vaonis’s Stellina telescope. Both are compact, smartphone-controlled telescopes that put simple deep-sky imaging within the user’s grasp.

Now, Vaonis is upping their game. The company recently released a sneak peek at a new upgrade to Stellina’s capabilities, and a new Kickstarter for a compact, lightweight version of the telescope, known as Vespera.



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What decides the shape of a galaxy? - Astronomia

I have read most of the popularizations of physics and astronomy Hawkings, Weinberg, ect. The big bang is often explained using the image of a two dimensional universe (surface of a balloon) expanding in three dimensions. I read once that our universe is a "three dimension surface of a four dimensional balloon" or maybe orange, I don't recall for sure. Isso está correto? I realize that 4 and up dimensional spaces can be described mathematically although we can't really imagine them. To the extent possible, I would like to know the "shape" of the universe.

Most astronomers would like to know the shape of the universe too! There are three general possibilities. First, like your balloon, the universe might have what we call positive curvature, like a sphere. In this case, which we call a "closed" universe, the universe would be finite in size but without a boundary, just like the balloon. In a closed universe, you could, in principle, fly a spaceship far enough in one direction and get back to where you started from. Closed universes are also closed in time: they eventually stop expanding, then contract in a "Big Crunch." All the geometry that is true on a sphere is also true in a closed universe: parallel lines eventually converge (e.g. longitude lines are parallel at the equator, but converge at the poles), large triangles have more than 180 degrees, etc.

The second possibility is that the universe is flat. This kind of universe you can imagine by cutting out a piece of your balloon material and stretching it with your hands. The surface of the material is flat, not curved, but you can expand and contract it by tugging on either end. Flat universes are infinite in spatial extent, and have no boundaries. Parallel lines are always parallel and triangles always have 180 degrees. Flat universes expand forever, but the expansion rate approaches zero.

Finally, the universe might be "open," or have negative curvature. Such universes are sort of saddle-shaped. They are also infinite and unbounded. Parellel lines eventually diverge, and triangles have less than 180 degrees. Open universes expand forever, with the expansion rate never approaching zero.

What determines the shape of the universe is its density (and the Cosmological Constant, a sort of anti-gravity force allowed by General Relativity). It is difficult to figure out what the density of the universe actually is, but it seems that the universe is probably flat.

Esta página foi atualizada pela última vez em 27 de junho de 2015.

Sobre o autor

Dave Kornreich

Dave foi o fundador do Ask an Astronomer. Ele obteve seu PhD em Cornell em 2001 e agora é professor assistente no Departamento de Física e Ciências Físicas da Humboldt State University, na Califórnia. Lá ele executa sua própria versão de Ask the Astronomer. Ele também nos ajuda com a estranha questão da cosmologia.


Does space have a shape?

The three main models of the universe are based on curvature: zero curvature, positive curvature e negative curvature.

A zero curvature would mean that the universe is a flat ou Euclidean universe (Euclidean geometry deals with non-curved surfaces). Imagine space as a two dimensional structure -- a Euclidian universe would look like a flat plane. Parallel lines are only possible on a flat plane. In a flat universe, there is just enough matter so that the universe expands indefinitely without reversing into a collapse, though the rate of expansion decreases over time.

If the universe has a positive curvature, it’s a closed universe. A two-dimensional model of such a universe would look like a sphere. It’s impossible to have parallel geodesics (straight lines on a curved surface) -- the two lines will cross at some point. In a closed universe, there is enough matter to reverse expansion. Eventually, such a universe will collapse on itself. A closed universe is a finite universe -- it will only expand to a certain size before collapsing.

Negative curvature is a little trickier to visualize. The most common description is a saddle. In a negative curvature model, two lines that would be parallel on a flat plane will extend away from each other. Cosmologists call negative curvature models of the universe open universes. In these universes, there’s not enough matter to reverse or slow expansion, and so the universe continues to expand indefinitely.

Does this mean space is shaped like a flat plane, a sphere or a saddle? Not necessarily. Remember that space-time is measured in four dimensions, which reduces the usefulness of two-dimensional examples. And there are many competing theories about what the ultimate shape of the universe actually is.

One possible shape is the triple torus. At first glance, the triple torus appears to be an ordinary cube. But each face of the cube is glued to the face on the opposite side. Imagine that you’re in a spaceship that’s flying inside a large cube. You head toward the top of the cube. You wouldn’t smash yourself flat once you made contact. Instead, you’d appear in a corresponding spot at the base of the cube. In other words, you’ve gone up through the top and came back in through the bottom. If you traveled far enough in any direction, you’d eventually come back to where you started. This isn’t that foreign of a concept, since on Earth if you travel in a straight line, you’ll eventually come back to your starting point. You’ll just be very tired.

Another shape is the Poincaré dodecahedral spherical shape. A dodecahedron is a 12-sided object. The Poincaré variation has surfaces that curve outward slightly. What’s puzzling is that the projected size of this universe is smaller than the area we can actually observe. In other words, our visibility exceeds the boundaries of the universe. No problem, say the cosmologists. When you look at a distant galaxy that would seem to lie beyond the boundaries of space, you’re actually experiencing the wrap around effect described above. The galaxy in question would really be behind you, but you’re looking through one face of the dodecahedron as if it were a window. If you could see far enough, you’d be looking at the back of your own head.

Dizzy yet? There are many other theoretical shapes the universe could take, but most don’t fit the evidence we have so far. What is that evidence, and how do we gather it? Find out in the next section.

Think you know all there is to know about the universe? Test your knowledge with our Hole in the Universe Quiz.


Spiral Galaxies

The most common type of galaxy is called a "spiral galaxy." Not surprisingly, spiral galaxies look like spirals, with long arms winding toward a bright bulge at the center. But be careful - if you looked at a spiral galaxy from the side, you could mistake its shape for a circle, and so you'd have to use other criteria to learn it was a spiral.

If you can clearly see the spiral shape, the galaxy is called a "face-on spiral." If you instead see the galaxy from the side, it is called an "edge-on spiral." You can recognize edge-on spiral galaxies because you can see their bright central bulges. Face-on and edge-on spiral galaxies aren't really any different they only look different because of the angle from which you see them.

Some spiral galaxies have arms that are wound tightly, while other galaxies have very loosely-wound arms. The difference between tightly and loosely wound spirals is a genuine difference between the galaxies, and can be used to classify spirals.

About 77% of the observed galaxies in the universe are spiral galaxies. Our own galaxy, the Milky Way, is a typical spiral galaxy. The images below show three other good examples.

Three contrasting spiral galaxies:
a face-on spiral galaxy with tightly wound arms (left), a face-on spiral galaxy with very loose arms (center) and an edge-on spiral galaxy (right)

Some spiral galaxies have a bright line, or bar, running through them. These are called "barred spiral galaxies." The image below shows a barred spiral galaxy. Galaxies without a bar are simply called "spiral galaxies."

NGC 3559, a barred spiral
Image courtesy Steve Kent

Spiral galaxies are further classified by how tightly their spiral arms are wound. A galaxy with very tightly wound arms, such the left galaxy in the list above, would be called "type a." galaxy A "type b" galaxy has more loosely wound arms. A "type c" galaxy (such as the middle one above) has very loosely wound arms. What type do you think the barred spiral to the right would be?

The arms of a spiral galaxy have lots of gas and dust, and they are often areas where new stars are constantly forming. The bulge of a spiral galaxy is composed primarily of old, red stars. Very little star formation goes on in the bulge.

The table below shows the abbreviations that are used for spiral galaxy types.


Assista o vídeo: Hva er galakser? (Agosto 2022).