ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

ਠੰ coldੀ ਠੋਸ ਚੀਜ਼ ਕਿੰਨੀ ਵਿਸ਼ਾਲ ਹੋ ਸਕਦੀ ਹੈ?

ਠੰ coldੀ ਠੋਸ ਚੀਜ਼ ਕਿੰਨੀ ਵਿਸ਼ਾਲ ਹੋ ਸਕਦੀ ਹੈ?

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.

MZ WQ CU MA WS du jW ZD eg fG CG ml

ਮੈਂ ਸਮਝਦਾ ਹਾਂ ਕਿ ਇਕ ਨਿronਟ੍ਰੋਨ ਤਾਰਾ ਇੰਨਾ ਸੰਘਣਾ ਹੈ ਕਿ ਵਧੇਰੇ ਪਦਾਰਥ ਜੋੜਨ ਨਾਲ ਸਿੱਧੇ ਤੌਰ ਤੇ ਪਤਿਤ ਪਦਾਰਥ ਦੀ ਮਾਤਰਾ ਵਧੇਗੀ, ਅਤੇ ਇਸਦੇ ਆਕਾਰ ਦੀ ਸੀਮਾ ਲਗਭਗ 1.4 ਸੂਰਜੀ ਜਨਤਾ ਹੈ.

ਪਰ ਜੇ ਕੋਈ ਵਸਤੂ ਬਣਾਈ ਗਈ ਸੀ ਨਹੀਂ ਇਕ ਵਿਸਫੋਟ ਨਾਲ ਜੋ ਇਸਨੂੰ ਨਿronਟ੍ਰੋਨ ਦੇ ਪਦਾਰਥ ਤੇ ਸੁੱਟ ਦਿੰਦਾ ਹੈ, ਕੀ ਇਹ ਜ਼ਰੂਰੀ ਹੈ?

ਕਿਸੇ ਵੀ ਲੋੜੀਂਦੀ ਸਪੀਸੀਜ਼ ਦੇ ਆਮ ਪਰਮਾਣੂ ਦਿੱਤੇ ਗਏ ਹਨ, ਅਤੇ ਇਸ ਨੂੰ ਸਾਵਧਾਨੀ ਨਾਲ isੇਰ ਕਰ ਦਿੱਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਤਾਂ ਕਿ ਇਹ ਗਰਮ ਨਾ ਹੋਏ. ਜਦੋਂ ਇਹ ਇੱਕ ਸੂਰਜੀ ਪੁੰਜ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਪ੍ਰਾਪਤ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਇਹ ਜ਼ਰੂਰੀ ਤੌਰ ਤੇ ਇੱਕ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਤਾਰੇ ਵਿੱਚ ਡਿਗ ਜਾਵੇਗਾ, ਜਾਂ ਕੀ ਇਹ ਵਧੇਰੇ ਵਿਸ਼ਾਲ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ? ਕੀ ਅਜਿਹੀ ਵਸਤੂ ਆਖਰਕਾਰ ਵਿਨਾਸ਼ਕਾਰੀ collapseਹਿ ਜਾਏਗੀ ਜਾਂ ਕੀ ਇਸ ਦੇ ਸਿਖਰ 'ਤੇ ਉਪਰੋਕਤ ਅਤੇ ਸਧਾਰਣ ਪਦਾਰਥ' ਤੇ ਇਕ ਪਤਿਤ ਪਦਾਰਥ ਕੋਰ ਅਤੇ ਘੱਟ-ਸੰਕੁਚਿਤ ਪਦਾਰਥ ਦੀ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਮੋਟਾਈ ਹੋ ਸਕਦੀ ਹੈ?

ਠੰ coldੀ ਠੋਸ ਵਸਤੂ ਦਾ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਡਾ ਸੰਭਵ ਪੁੰਜ ਕੀ ਹੈ? ਕੀ ਇਹ ਕਈ ਸੂਰਜੀ ਜਨਤਾ ਹੋ ਸਕਦੀ ਹੈ?

ਨਾਲ ਠੰਡਾ ਮੇਰਾ ਮਤਲਬ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਕੋਈ ਸਿਤਾਰਾ ਨਹੀਂ, ਚੱਲ ਰਹੀ consumptionਰਜਾ ਦੀ ਖਪਤ ਦੁਆਰਾ ਘਬਰਾਇਆ ਹੋਇਆ ਹੈ. ਜੋ ਕੁਝ ਵੀ ਇਸ ਵਿਚੋਂ ਬਣਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ ਉਹ “ਵਰਤਿਆ” ਨਹੀਂ ਜਾ ਰਿਹਾ ਹੈ.


ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਸਟਾਰ ਪੁੰਜ ਦੀ ਸੀਮਾ ਹੈ ਘੱਟ ਤੋਂ ਘੱਟ M 2 ਐਮ _ { ਓਡੋਟ} $, ਕਿਉਂਕਿ ਘੱਟੋ ਘੱਟ ਦੋ ਲੋਕਾਂ ਨੇ ਇਸ ਤੋਂ ਵੱਧ ਆਮ ਜਨਤਾ ਨੂੰ ਮਾਪਿਆ ਹੈ (ਉਦਾ. ਡੀਮੋਰਸਟ ਐਟ ਅਲ. 2010).

ਤੁਹਾਡੇ ਪ੍ਰਸ਼ਨ ਦਾ ਉੱਤਰ ਉਹੀ ਹੈ ਜਿਸਦਾ ਉੱਤਰ ਇਕ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ / ਕਵਾਰਕ ਸਟਾਰ ਦਾ ਅਧਿਕਤਮ ਪੁੰਜ ਕੀ ਹੈ, ਕਿਉਂਕਿ ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਕਿਸੇ ਵੀ ਕਿਸਮ ਦੇ ਮਾਮਲੇ ਨੂੰ ਸੰਕੁਚਿਤ ਕਰਦੇ ਹੋ, ਇਹ ਆਖਰਕਾਰ ਇਹ ਬਣ ਜਾਵੇਗਾ.

ਇਸ ਸਵਾਲ ਦਾ ਜਵਾਬ ਵੀ ਹੈ ਅਣਜਾਣ ਅਤੇ ਅਤਿਅੰਤ ਉੱਚ ਘਣਤਾ ਤੇ ਰਾਜ ਦੇ ਅਨਿਸ਼ਚਿਤ ਸਮੀਕਰਨ (ਦਬਾਅ, ਘਣਤਾ ਅਤੇ ਰਚਨਾ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਸਬੰਧ) ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਇਹ ਕਿਤੇ ਵੀ $ 2M _ { ਓਡੋਟ} between ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਹੋਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਮੈਂ ਉਪਰ ਜ਼ਿਕਰ ਕੀਤਾ ਹੈ ਅਤੇ $ 3.5M _ {upper ਦੀ ਉਪਰਲੀ ਸੀਮਾ ਓਡੋਟ} which, ਜੋ ਕਿ ਆਮ ਰਿਲੇਟੀਵਿਟੀ ਅਤੇ ਰਾਜ ਦੇ ਇਕ ਸਮੀਕਰਨ ਦੁਆਰਾ ਲਗਾਇਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਜਿੱਥੇ ਧੁਨੀ ਦੀ ਗਤੀ ਰੋਸ਼ਨੀ ਦੀ ਗਤੀ ਦੇ ਬਰਾਬਰ ਹੁੰਦੀ ਹੈ (ਰਾਜ ਦਾ ਮੁਸ਼ਕਿਲ ਸੰਕੇਤ ਸਮੀਕਰਨ).

ਕੀ ਇਹ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਸੰਕੁਚਿਤ ਚੀਜ਼ਾਂ "ਠੋਸ" ਹਨ, ਇਹ ਬਹਿਸ ਅਤੇ ਖੋਜ ਦਾ ਵਿਸ਼ਾ ਵੀ ਹੈ. ਇੱਕ ਪੁਰਾਣੇ-ਚਿੱਟੇ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਦੀ ਰਵਾਇਤੀ ਤਸਵੀਰ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਕ੍ਰਿਸਟਲਿਨ ਠੋਸ ਹੈ. ਮੱਧਮ ਪੁੰਜ ਦੇ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਅੰਦਰੂਨੀ ਹਿੱਸੇ ਦਾ ਕੁਝ ਹਿੱਸਾ ਪ੍ਰੋਟੋਨ ਅਤੇ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨ ਦੇ ਨਾਲ ਲਗਭਗ ਨਿਸ਼ਚਤ ਤੌਰ ਤੇ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਦਾ ਤਰਲ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ ਬਹੁਤ ਹੀ ਉੱਚ ਘਣਤਾ ਨੂੰ ਮਜ਼ਬੂਤ ​​ਬਣਾਉ ਅਤੇ ਰਾਜ ਦੇ ਸਮੀਕਰਨ ਲਈ ਇਹ "ਸਖ਼ਤ" ਵਿਕਲਪਾਂ ਵਿੱਚੋਂ ਇੱਕ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ.

@ ਜ਼ੈਫਾਇਰ ਦੁਆਰਾ ਇੱਕ ਟਿੱਪਣੀ ਦਾ ਜਵਾਬ ਦੇਣ ਲਈ - ਇਸ ਪ੍ਰਸੰਗ ਵਿੱਚ ਠੰਡੇ ਦਾ ਮਤਲਬ ਹੈ ਕਿ ਡੀਜਨਰੇਟ ਫਰਮੀਅਨ ਸਪੀਸੀਜ਼ ਦੀਆਂ ਫਰਮੀ giesਰਜਾ $ ਕੇਟੀ $ ਤੋਂ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਹਨ. ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਅਤੇ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਤਾਰੇ (ਕੁਝ ਸਕਿੰਟਾਂ ਤੋਂ ਪੁਰਾਣੇ) "ਠੰਡੇ" ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਅੰਦਰੂਨੀ ਤਾਪਮਾਨ ਹੋਣ ਦੇ ਬਾਵਜੂਦ, ਬਾਅਦ ਦੇ ਸਮੇਂ, ਅਰਬ ਡਿਗਰੀ ਦੇ. ਉਹਨਾਂ ਨੂੰ ਵਧੇਰੇ ਠੰਡਾ ਬਣਾਉਣਾ ਆਬਜੈਕਟ ਦੇ ਅਕਾਰ / ਘਣਤਾ ਨੂੰ ਨਹੀਂ ਬਦਲਦਾ ਪਰ ਇੱਕ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਦੇ ਅੰਦਰਲੇ ਹਿੱਸੇ ਨੂੰ ਕ੍ਰਿਸਟਲ ਕਰਨ ਦੇ ਯੋਗ ਕਰਦਾ ਹੈ.


ALMA ਅਰੰਭਿਕ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ ਵਿਸ਼ਾਲ ਘੁੰਮਣ ਵਾਲੀ ਡਿਸਕ ਦੀ ਖੋਜ ਕਰਦਾ ਹੈ

ਸਾਡੇ 13.8 ਬਿਲੀਅਨ ਸਾਲ ਪੁਰਾਣੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ, ਸਾਡੀ ਆਕਾਸ਼-ਗੰਗ ਵਰਗੀਆਂ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਹੌਲੀ-ਹੌਲੀ ਬਣਦੀਆਂ ਹਨ, ਆਪਣੇ ਵੱਡੇ ਪੁੰਜ ਨੂੰ ਮੁਕਾਬਲਤਨ ਦੇਰ ਨਾਲ ਪਹੁੰਚਦੀਆਂ ਹਨ. ਪਰ ਐਟਾਕਾਮਾ ਲਾਰਜ ਮਿਲੀਮੀਟਰ / ਸਬਮਿਲਿਮੀਟਰ ਐਰੇ (ALMA) ਅਟਕਾਮਾ ਲਾਰਜ ਮਿਲੀਮੀਟਰ / ਸਬਮਿਲਿਮੀਟਰ ਐਰੇ (ALMA) ਨਾਲ ਕੀਤੀ ਗਈ ਇੱਕ ਨਵੀਂ ਖੋਜ, ਯੂਐਸ ਨੈਸ਼ਨਲ ਸਾਇੰਸ ਫਾਉਂਡੇਸ਼ਨ ਅਤੇ ਇਸ ਦੇ ਅੰਤਰਰਾਸ਼ਟਰੀ ਭਾਈਵਾਲਾਂ (ਐਨਆਰਏਓ / ਈਐਸਓ / ਐਨਏਓਜੇ) ਦੁਆਰਾ ਫੰਡ ਪ੍ਰਾਪਤ, ਐਲਐਮਏ ਸਭ ਤੋਂ ਗੁੰਝਲਦਾਰ ਹੈ. ਅਤੇ ਧਰਤੀ ਉੱਤੇ ਜਾਂ ਪੁਲਾੜ ਵਿਚ ਸ਼ਕਤੀਸ਼ਾਲੀ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ ਨਿਗਰਾਨਾਂ. ਦੂਰਬੀਨ ਉੱਤਰੀ ਚਿਲੀ ਵਿਚ 66 ਉੱਚ-ਸ਼ੁੱਧਤਾ ਵਾਲੇ ਡਿਸ਼ ਐਂਟੀਨਾ ਦੀ ਇਕ ਲੜੀ ਹੈ. ਇੱਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਘੁੰਮਦੀ ਹੋਈ ਡਿਸਕ ਗਲੈਕਸੀ ਦਾ, ਜਦੋਂ ਵੇਖਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਜਦੋਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਆਪਣੀ ਮੌਜੂਦਾ ਉਮਰ ਦਾ ਸਿਰਫ ਦਸ ਪ੍ਰਤੀਸ਼ਤ ਸੀ, ਗਲੈਕਸੀ ਗਠਨ ਦੇ ਰਵਾਇਤੀ ਮਾਡਲਾਂ ਨੂੰ ਚੁਣੌਤੀ ਦਿੰਦਾ ਹੈ. ਇਹ ਖੋਜ 20 ਮਈ 2020 ਨੂੰ ਜਰਨਲ ਵਿਚ ਪ੍ਰਗਟ ਹੁੰਦੀ ਹੈ ਕੁਦਰਤ.

ਗਲੈਕਸੀ DLA0817g, ਜੋ ਕਿ ਪਿਛੋਕੜ ਦੇ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀ ਆਰਥਰ ਐਮ. ਵੁਲਫੇ ਦੇ ਬਾਅਦ ਵੁਲਫੇ ਡਿਸਕ ਦੇ ਨਾਮ ਨਾਲ ਜਾਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਹੁਣ ਤੱਕ ਦੀ ਸਭ ਤੋਂ ਦੂਰ ਦੀ ਘੁੰਮਾਉਣ ਵਾਲੀ ਡਿਸਕ ਗਲੈਕਸੀ ਹੈ. ਏਐਲਐਮਏ ਦੀ ਬੇਮਿਸਾਲ ਤਾਕਤ ਨੇ ਇਸ ਗਲੈਕਸੀ ਨੂੰ ਸਾਡੇ ਮਿਲਕੀ ਵੇਅ ਦੀ ਤਰ੍ਹਾਂ, 170 ਮੀਲ (272 ਕਿਲੋਮੀਟਰ) ਪ੍ਰਤੀ ਸੈਕਿੰਡ ਦੀ ਰਫਤਾਰ ਨਾਲ ਵੇਖਣਾ ਸੰਭਵ ਬਣਾਇਆ.

“ਹਾਲਾਂਕਿ ਪਿਛਲੇ ਅਧਿਐਨ ਨੇ ਇਨ੍ਹਾਂ ਮੁ earlyਲੀਆਂ ਘੁੰਮ ਰਹੀਆਂ ਗੈਸ-ਨਾਲ ਭਰੀਆਂ ਡਿਸਕ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੀ ਹੋਂਦ ਦਾ ਸੰਕੇਤ ਦਿੱਤਾ ਸੀ, ਪਰ ਐਲਐਮਏ ਦਾ ਧੰਨਵਾਦ ਹੁਣ ਸਾਡੇ ਕੋਲ ਇਸ ਗੱਲ ਦਾ ਸਪੱਸ਼ਟ ਪ੍ਰਮਾਣ ਹੈ ਕਿ ਉਹ ਬਿਗ ਬੈਂਗ ਤੋਂ ਡੇ billion ਬਿਲੀਅਨ ਸਾਲ ਪਹਿਲਾਂ ਵਾਪਰਦੇ ਹਨ,” ਮੈਕਸ ਪਲੈਂਕ ਦੇ ਪ੍ਰਮੁੱਖ ਲੇਖਕ ਮਾਰਸਲ ਨੀਲਮੈਨ ਨੇ ਕਿਹਾ। ਹੈਡਲਬਰਗ, ਜਰਮਨੀ ਵਿਚ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਲਈ ਸੰਸਥਾ.

ਵੁਲਫੇ ਡਿਸਕ ਕਿਵੇਂ ਬਣਾਈ?
ਵੁਲਫੇ ਡਿਸਕ ਦੀ ਖੋਜ ਬਹੁਤ ਸਾਰੀਆਂ ਗਲੈਕਸੀ ਗਠਨ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨਾਂ ਲਈ ਇੱਕ ਚੁਣੌਤੀ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਦੀ ਹੈ, ਜਿਹੜੀ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕਰਦੀ ਹੈ ਕਿ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੇ ਵਿਕਾਸ ਦੇ ਇਸ ਬਿੰਦੂ ਤੇ ਵਿਸ਼ਾਲ ਗਲੈਕਸੀਆ ਬਹੁਤ ਸਾਰੀਆਂ ਛੋਟੀਆਂ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਅਤੇ ਗੈਸ ਗਰਮ ਸੰਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਅਭੇਦ ਹੋਣ ਦੁਆਰਾ ਵਧੀਆਂ ਹਨ.

ਨੀਲਮੈਨ ਨੇ ਸਮਝਾਇਆ, “ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਜੋ ਸਾਨੂੰ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ ਜਲਦੀ ਮਿਲਦੀਆਂ ਹਨ, ਉਹ ਰੇਲ ਗੱਡੀਆਂ ਵਾਂਗ ਲੱਗਦੀਆਂ ਹਨ ਕਿਉਂਕਿ ਉਹ ਨਿਰੰਤਰ ਅਤੇ ਅਕਸਰ‘ ਹਿੰਸਕ ’ਸਮਾਉਂਦੀਆਂ ਰਹੀਆਂ,” ਨੀਲਮੈਨ ਨੇ ਸਮਝਾਇਆ। “ਇਹ ਗਰਮ ਰਲੇਵੇਂ ਚੰਗੇ orderedੰਗ ਨਾਲ, ਠੰਡੇ ਘੁੰਮਣ ਵਾਲੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਬਣਾਉਣਾ ਮੁਸ਼ਕਲ ਬਣਾਉਂਦੇ ਹਨ ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਅਸੀਂ ਆਪਣੇ ਮੌਜੂਦਾ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ ਦੇਖਦੇ ਹਾਂ.”

ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਗਲੈਕਸੀ ਗਠਨ ਦੇ ਦ੍ਰਿਸ਼ਾਂ ਵਿੱਚ, ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਸਿਰਫ ਬਿਗ ਬੈਂਗ ਤੋਂ ਲਗਭਗ 6 ਅਰਬ ਸਾਲਾਂ ਬਾਅਦ ਇੱਕ ਚੰਗੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਬਣਾਈ ਡਿਸਕ ਨੂੰ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਿਤ ਕਰਨਾ ਸ਼ੁਰੂ ਕਰਦੀਆਂ ਹਨ. ਤੱਥ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੂੰ ਅਜਿਹੀ ਡਿਸਕ ਗਲੈਕਸੀ ਮਿਲੀ ਜਦੋਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਆਪਣੀ ਮੌਜੂਦਾ ਉਮਰ ਦਾ ਸਿਰਫ ਦਸ ਪ੍ਰਤੀਸ਼ਤ ਸੀ, ਇਹ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਹੋਰ ਵਿਕਾਸ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆਵਾਂ ਦਾ ਦਬਦਬਾ ਹੋਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ.

“ਸਾਡੇ ਖਿਆਲ ਵਿਚ ਵੁਲਫੇ ਡਿਸਕ ਮੁੱਖ ਤੌਰ ਤੇ ਠੰ gasੇ ਗੈਸ ਦੀ ਸਥਿਰ ਪ੍ਰਾਪਤੀ ਨਾਲ ਵਧੀ ਹੈ,” ਕੈਲੀਫੋਰਨੀਆ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਦੇ ਸਾਂਟਾ ਕਰੂਜ਼ ਦੇ ਜੇ. ਜ਼ੇਵੀਅਰ ਪ੍ਰੋਕਾਸਕਾ ਨੇ ਕਿਹਾ ਅਤੇ ਪੇਪਰ ਦੇ ਸਹਿਕਾਰੀ ਨੇ ਕਿਹਾ। “ਫਿਰ ਵੀ, ਇਕ ਪ੍ਰਸ਼ਨ ਜੋ ਬਾਕੀ ਹੈ ਉਹ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਇਕ ਮੁਕਾਬਲਤਨ ਸਥਿਰ, ਘੁੰਮ ਰਹੀ ਡਿਸਕ ਨੂੰ ਬਣਾਈ ਰੱਖਦੇ ਹੋਏ ਇੰਨੇ ਵੱਡੇ ਗੈਸ ਪੁੰਜ ਨੂੰ ਕਿਵੇਂ ਇਕੱਠਾ ਕਰਨਾ ਹੈ.”

ਤਾਰਾ ਗਠਨ
ਟੀਮ ਨੇ ਨੈਸ਼ਨਲ ਸਾਇੰਸ ਫਾ Foundationਂਡੇਸ਼ਨ ਦੇ ਕਾਰਲ ਜੀ. ਜਾਨਸਕੀ ਬਹੁਤ ਵੱਡੇ ਐਰੇ (ਵੀਐਲਏ) ਅਤੇ ਨਾਸਾ / ਈਐਸਏ ਹਬਲ ਸਪੇਸ ਟੈਲੀਸਕੋਪ ਨੂੰ ਵੁਲਫੇ ਡਿਸਕ ਵਿਚ ਸਟਾਰ ਬਣਨ ਬਾਰੇ ਹੋਰ ਜਾਣਨ ਲਈ ਵੀ ਇਸਤੇਮਾਲ ਕੀਤਾ. ਰੇਡੀਓ ਵੇਵ-ਲੰਬਾਈ ਵਿੱਚ, ਐਲਐਮਏ ਨੇ ਗਲੈਕਸੀ ਦੀਆਂ ਹਰਕਤਾਂ ਅਤੇ ਪ੍ਰਮਾਣੂ ਗੈਸ ਅਤੇ ਧੂੜ ਦੇ ਪੁੰਜ ਨੂੰ ਵੇਖਿਆ ਜਦੋਂ ਕਿ VLA ਨੇ ਅਣੂ ਦੇ ਪੁੰਜ ਦੀ ਮਾਤਰਾ ਨੂੰ ਮਾਪਿਆ - ਤਾਰਾ ਬਣਨ ਲਈ ਬਾਲਣ. ਯੂਵੀ-ਲਾਈਟ ਵਿਚ, ਹੱਬਲ ਨੇ ਵਿਸ਼ਾਲ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਨੂੰ ਦੇਖਿਆ. “ਵੁਲਫੇ ਡਿਸਕ ਵਿਚ ਤਾਰਾ ਬਣਨ ਦੀ ਦਰ ਸਾਡੀ ਆਪਣੀ ਗਲੈਕਸੀ ਨਾਲੋਂ ਘੱਟੋ-ਘੱਟ ਦਸ ਗੁਣਾ ਜ਼ਿਆਦਾ ਹੈ,” ਪਰੋਸਕਾ ਨੇ ਦੱਸਿਆ। “ਇਹ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਧ ਉਤਪਾਦਕ ਡਿਸਕ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਵਿਚੋਂ ਇਕ ਹੋਣੀ ਚਾਹੀਦੀ ਹੈ.”

ਇੱਕ ‘ਆਮ’ ਗਲੈਕਸੀ
ਵੁਲਫੇ ਡਿਸਕ ਨੂੰ ਸਭ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ 2017 ਵਿੱਚ ਏਐਲਐਮਏ ਦੁਆਰਾ ਲੱਭਿਆ ਗਿਆ ਸੀ. ਨੀਲਮੈਨ ਅਤੇ ਉਸਦੀ ਟੀਮ ਨੇ ਗਲੈਕਸੀ ਨੂੰ ਲੱਭਿਆ ਜਦੋਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੇ ਇੱਕ ਦੂਰ ਦੁਰਾਡੇ ਤੋਂ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਦੀ ਜਾਂਚ ਕੀਤੀ. ਕਵਾਸਰ ਦੀ ਰੋਸ਼ਨੀ ਲੀਨ ਹੋ ਗਈ ਜਦੋਂ ਇਹ ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਹਾਈਡਰੋਜਨ ਗੈਸ ਦੇ ਵਿਸ਼ਾਲ ਭੰਡਾਰ ਵਿਚੋਂ ਲੰਘੀ - ਜਿਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਇਸ ਨੇ ਆਪਣੇ ਆਪ ਨੂੰ ਪ੍ਰਗਟ ਕੀਤਾ. ਬਹੁਤ ਹੀ ਚਮਕਦਾਰ, ਪਰ ਵਧੇਰੇ ਦੁਰਲੱਭ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਤੋਂ ਸਿੱਧੀ ਰੌਸ਼ਨੀ ਦੀ ਭਾਲ ਕਰਨ ਦੀ ਬਜਾਏ, ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੇ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ ਬੇਹੋਸ਼ੀ, ਅਤੇ ਵਧੇਰੇ 'ਆਮ' ਗਲੈਕਸੀਆ ਲੱਭਣ ਲਈ ਇਸ 'ਸਮਾਈ' .ੰਗ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕੀਤੀ.

ਨੀਲਮੈਨ ਨੇ ਕਿਹਾ, 'ਇਹ ਤੱਥ ਕਿ ਸਾਨੂੰ ਇਸ usingੰਗ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਵੁਲਫੇ ਡਿਸਕ ਮਿਲੀ ਹੈ, ਉਹ ਸਾਨੂੰ ਦੱਸਦੀ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਸਮੇਂ ਵਿੱਚ ਮੌਜੂਦ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੀ ਆਮ ਆਬਾਦੀ ਨਾਲ ਸਬੰਧਤ ਹੈ। " “ਜਦੋਂ ਅੱਲਮਾ ਦੇ ਨਾਲ ਸਾਡੀ ਨਵੀਨਤਮ ਨਿਗਰਾਨੀ ਨੇ ਹੈਰਾਨੀਜਨਕ ਦਿਖਾਇਆ ਕਿ ਇਹ ਘੁੰਮ ਰਿਹਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਅਸੀਂ ਮਹਿਸੂਸ ਕੀਤਾ ਕਿ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਘੁੰਮਦੀ ਹੋਈ ਡਿਸਕ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਇੰਨੀ ਘੱਟ ਨਹੀਂ ਹਨ ਜਿੰਨੀ ਅਸੀਂ ਸੋਚਿਆ ਸੀ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਵਿੱਚੋਂ ਬਹੁਤ ਕੁਝ ਉਥੇ ਹੋਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ.”

& # 8220 ਇਹ ਨਿਰੀਖਣ ਇਸਦਾ ਸੰਕੇਤ ਦਿੰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਕਿਵੇਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਬਾਰੇ ਸਾਡੀ ਸਮਝ ਉੱਨਤ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲਤਾ ਨਾਲ ਵਧੀ ਹੋਈ ਹੈ ਜੋ ALMA ਰੇਡੀਓ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਲਈ ਲਿਆਉਂਦੀ ਹੈ, ਅਤੇ # 8221 ਨੈਸ਼ਨਲ ਸਾਇੰਸ ਫਾ Foundationਂਡੇਸ਼ਨ ਦੇ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ ਪ੍ਰੋਗਰਾਮ ਦੇ ਡਾਇਰੈਕਟਰ ਜੋ ਪੇਸ ਨੇ ਕਿਹਾ, ਜੋ ਦੂਰਬੀਨ ਨੂੰ ਫੰਡ ਦਿੰਦਾ ਹੈ। & # 8220ALMA ਸਾਨੂੰ ਲਗਭਗ ਹਰ ਨਿਰੀਖਣ ਨਾਲ ਨਵੀਂ, ਅਚਾਨਕ ਲੱਭਣ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦਾ ਹੈ. & # 8221

ਨੈਸ਼ਨਲ ਰੇਡੀਓ ਐਸਟ੍ਰੋਨਮੀ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ ਨੈਸ਼ਨਲ ਸਾਇੰਸ ਫਾ Foundationਂਡੇਸ਼ਨ ਦੀ ਇੱਕ ਸਹੂਲਤ ਹੈ, ਜੋ ਐਸੋਸੀਏਟਿਡ ਯੂਨੀਵਰਸਟੀਆਂ, ਇੰਕ. ਦੁਆਰਾ ਸਹਿਕਾਰੀ ਸਮਝੌਤੇ ਤਹਿਤ ਚਲਾਇਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ.

ਮੀਡੀਆ ਸੰਪਰਕ:
ਆਇਰਿਸ ਨਿਜਮਾਨ
ਨਿ Newsਜ਼ ਅਤੇ ਪਬਲਿਕ ਜਾਣਕਾਰੀ ਮੈਨੇਜਰ
ਨੈਸ਼ਨਲ ਰੇਡੀਓ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ (ਐਨਆਰਏਓ)
[email protected]

ਇਹ ਖੋਜ "ਇੱਕ ਠੰਡਾ, ਵਿਸ਼ਾਲ, ਘੁੰਮਣ ਵਾਲੀ ਡਿਸਕ 1.5 ਬਿਲੀਅਨ ਸਾਲ ਬਾਅਦ ਦੇ ਸਿਰਲੇਖ ਵਾਲੇ ਇੱਕ ਪੇਪਰ ਵਿੱਚ ਪੇਸ਼ ਕੀਤੀ ਗਈ ਸੀ
ਬ੍ਰਿਗ ਬੈਂਗ, ”ਮਾਰਸੇਲ ਨੀਲਮੈਨ ਅਤੇ ਐਮਪੀ ਜੇ ਜ਼ੇਵੀਅਰ ਪ੍ਰੋਕਾਸਕਾ, ਐਟ ਅਲ. ਦੁਆਰਾ, ਰਸਾਲੇ ਵਿਚ ਦਿਖਾਈ ਦੇ ਰਿਹਾ ਹੈ ਕੁਦਰਤ. ਡੀਓਆਈ: 10.1038 / s41586-020-2276-y

ਏਟਾਕਾਮਾ ਲਾਰਜ ਮਿਲੀਮੀਟਰ / ਸਬਮਿਲਿਮੀਟਰ ਐਰੇ (ਏਐਲਐਮਏ), ਇੱਕ ਅੰਤਰਰਾਸ਼ਟਰੀ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ ਸਹੂਲਤ, ਯੂਰਪੀਅਨ ਸੰਗਠਨ ਫਾਰ ਐਸਟ੍ਰੋਨੋਮਿਕਲ ਰਿਸਰਚ ਇਨ ਸਾ Southernਥਰਨ ਹੇਮਸਫੀਅਰ (ਈਐਸਓ), ਯੂਐਸ ਨੈਸ਼ਨਲ ਸਾਇੰਸ ਫਾਉਂਡੇਸ਼ਨ (ਐਨਐਸਐਫ) ਅਤੇ ਨੈਸ਼ਨਲ ਇੰਸਟੀਚਿtesਟਸ ਆਫ ਨੈਚੁਰਲ ਸਾਇੰਸਜ਼ ( ਚਿਲੀ ਗਣਰਾਜ ਦੇ ਸਹਿਯੋਗ ਨਾਲ ਜਾਪਾਨ ਦੇ ਐਨ.ਆਈ.ਐਨ.ਐੱਸ. ਐਲਐਮਏ ਨੂੰ ਆਪਣੇ ਸਯੁੰਕਤ ਰਾਜਾਂ ਦੀ ਤਰਫੋਂ, ਈਐਸਓ ਦੁਆਰਾ, ਨੈਸ਼ਨਲ ਰਿਸਰਚ ਕਾਉਂਸਿਲ ਆਫ਼ ਕਨੈਡਾ (ਐਨਆਰਸੀ) ਅਤੇ ਵਿਗਿਆਨ ਅਤੇ ਤਕਨਾਲੋਜੀ ਮੰਤਰਾਲੇ (ਐਮਓਐਸਟੀ) ਦੇ ਸਹਿਯੋਗ ਨਾਲ ਅਤੇ ਤਾਇਵਾਨ ਵਿੱਚ ਅਕਾਦਮੀਆ ਸਿਨਿਕਾ (ਏਐਸ) ਦੇ ਸਹਿਯੋਗ ਨਾਲ ਐਨਆਈਐਨਐਸ ਦੁਆਰਾ ਫੰਡ ਦਿੱਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਅਤੇ ਕੋਰੀਆ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਅਤੇ ਪੁਲਾੜ ਵਿਗਿਆਨ ਸੰਸਥਾ (ਕੇਏਐਸਆਈ)।

ਏਐਲਐਮਏ ਦੇ ਨਿਰਮਾਣ ਅਤੇ ਕਾਰਜਾਂ ਦੀ ਅਗਵਾਈ ਈਐਸਓ ਦੁਆਰਾ ਆਪਣੇ ਸਯੁੰਕਤ ਰਾਜਾਂ ਦੀ ਤਰਫੋਂ ਨੈਸ਼ਨਲ ਰੇਡੀਓ ਐਸਟ੍ਰੋਨਮੀ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ (ਐਨਆਰਏਓ) ਦੁਆਰਾ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਐਸੋਸੀਏਟਿਡ ਯੂਨੀਵਰਸਟੀਆਂ, ਇੰਕ. (ਏਯੂਆਈ) ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਬੰਧਿਤ ਹੈ, ਉੱਤਰੀ ਅਮਰੀਕਾ ਦੀ ਤਰਫੋਂ ਅਤੇ ਜਾਪਾਨ ਦੇ ਨੈਸ਼ਨਲ ਐਸਟ੍ਰੋਨੋਮਿਕ ਅਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ (ਐਨਏਓਜੇ) ਦੁਆਰਾ ) ਪੂਰਬੀ ਏਸ਼ੀਆ ਦੀ ਤਰਫੋਂ. ਸੰਯੁਕਤ ਏਐਲਐਮਏ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ (ਜੇਏਓ) ਏਐਲਐਮਏ ਦੇ ਨਿਰਮਾਣ, ਕਾਰਜਸ਼ੀਲਤਾ ਅਤੇ ਸੰਚਾਲਨ ਦੀ ਏਕਤਾ ਅਤੇ ਅਗਵਾਈ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਦਾ ਹੈ.


ਵਿਸ਼ਾਲ ਡਿਸਕ ਗਲੈਕਸੀ ਸਾਡੀ ਸਮਝ ਨੂੰ ਬਦਲ ਸਕਦੀ ਹੈ ਕਿ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਕਿਵੇਂ ਪੈਦਾ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ

ਇੱਕ ਵਿਸ਼ਾਲ, ਘੁੰਮਦੀ ਹੋਈ ਡਿਸਕ ਗਲੈਕਸੀ ਜੋ ਕਿ ਬਿਗ ਬੈਂਗ ਤੋਂ ਸਿਰਫ 1.5 ਬਿਲੀਅਨ ਸਾਲ ਬਾਅਦ ਬਣਾਈ ਸੀ, ਗਲੈਕਸੀ ਗਠਨ ਬਾਰੇ ਸਾਡੀ ਸਮਝ ਨੂੰ ਉੱਚਾ ਚੁੱਕ ਸਕਦੀ ਹੈ, ਵਿਗਿਆਨੀ ਇੱਕ ਨਵੇਂ ਅਧਿਐਨ ਵਿੱਚ ਸੁਝਾਅ ਦਿੰਦੇ ਹਨ.

ਰਵਾਇਤੀ ਗਲੈਕਸੀ ਗਠਨ ਦੇ ਮਾਡਲਾਂ ਵਿਚ ਅਤੇ ਆਧੁਨਿਕ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਗਿਆਨ ਦੇ ਅਨੁਸਾਰ, ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦਾ ਨਿਰਮਾਣ ਗੂੜ੍ਹੇ ਪਦਾਰਥ ਦੇ ਪ੍ਰਭਾਵ ਨਾਲ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਸਮੇਂ ਦੇ ਨਾਲ, ਉਹ ਹੌਲੋਸ ਗੈਸਾਂ ਅਤੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਨੂੰ ਖਿੱਚਦੇ ਹਨ, ਅੰਤ ਵਿੱਚ ਪੂਰੀਆਂ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦਾ ਨਿਰਮਾਣ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਡਿਸਕ ਗਲੈਕਸੀਆ, ਸਾਡੀ ਆਪਣੀ ਆਕਾਸ਼-ਗੰਗਾ ਦੀ ਤਰ੍ਹਾਂ, ਤਾਰਿਆਂ ਅਤੇ ਗੈਸ ਦੀਆਂ ਪ੍ਰਮੁੱਖ ਡਿਸਕਾਂ ਨਾਲ ਬਣਦੀਆਂ ਹਨ ਅਤੇ ਉਹਨਾਂ ਨੂੰ "ਗਰਮ ਮੋਡ" ਗਲੈਕਸੀ ਗਠਨ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ ਜਾਣੇ ਜਾਂਦੇ methodੰਗ ਵਿੱਚ ਬਣਾਇਆ ਗਿਆ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਜਿਥੇ ਗੈਸ ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ ਕੇਂਦਰੀ ਖੇਤਰ ਵੱਲ ਜਾਂਦੀ ਹੈ ਜਿੱਥੇ ਇਹ ਫਿਰ ਠੰ andਾ ਹੁੰਦੀ ਹੈ ਅਤੇ ਸੰਘੜ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. .

ਇਹ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆ ਕਾਫ਼ੀ ਹੱਦ ਤਕ ਹੌਲੀ ਹੌਲੀ ਮੰਨੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਬਹੁਤ ਸਮਾਂ ਲੈਂਦਾ ਹੈ. ਪਰ ਨਵੀਂ ਖੋਜ ਕੀਤੀ ਗਈ ਗਲੈਕਸੀ DLA0817g, ਜਿਸਦਾ ਨਾਮ "ਵੁਲਫੇ ਡਿਸਕ" ਹੈ, ਜੋ ਵਿਗਿਆਨੀ ਮੰਨਦੇ ਹਨ ਕਿ ਮੁ universeਲੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿੱਚ ਬਣੀ ਹੈ, ਸੁਝਾਅ ਦਿੰਦੀ ਹੈ ਕਿ ਡਿਸਕ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਬਹੁਤ ਜਲਦੀ ਬਣ ਸਕਦੀਆਂ ਹਨ.

ਜਰਮਨੀ ਵਿੱਚ ਮੈਕਸ ਪਲੈਂਕ ਇੰਸਟੀਚਿ forਟ ਫਾਰ ਐਸਟ੍ਰੋਨੋਮੀ ਦੇ ਮਾਰਸਲ ਨੀਲਮੈਨ ਦੀ ਅਗਵਾਈ ਵਾਲੇ ਇੱਕ ਨਵੇਂ ਅਧਿਐਨ ਵਿੱਚ, ਖੋਜਕਰਤਾਵਾਂ ਨੇ ਚਿੱਲੀ ਵਿੱਚ ਏਟਾਕਾਮਾ ਲਾਰਜ ਮਿਲੀਮੀਟਰ / ਸਬਮਿਲੀਮੀਟਰ ਐਰੇ, ALMA ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਵੋਂਫੇ ਡਿਸਕ ਨੂੰ ਵੇਖਿਆ। ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਪਤਾ ਲਗਾਇਆ ਕਿ ਵਸਤੂ ਇਕ ਵੱਡੀ, ਸਥਿਰ ਘੁੰਮਦੀ ਹੋਈ ਡਿਸਕ ਸੀ, ਜੋ ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਦੇ ਪੁੰਜ ਤੋਂ ਲਗਭਗ 70 ਅਰਬ ਗੁਣਾ ਵਿਚ ਘੜੀਸਦੀ ਹੈ.

ਨਵੀਂ ਪਰੀਖਿਆਵਾਂ ਵਿਚ, ਡਿਸਕ ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੀ ਹੈ ਜਦੋਂ ਇਹ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਸਿਰਫ 1.5 ਬਿਲੀਅਨ ਸਾਲ ਪੁਰਾਣਾ ਸੀ, ਜਾਂ ਇਸ ਦੀ ਮੌਜੂਦਾ ਉਮਰ ਦਾ 10%. ਇੰਨੀ ਛੋਟੀ ਜਿਹੀ ਚੀਜ਼ ਲਈ ਡਿਸਕ ਬਹੁਤ ਵਿਸ਼ਾਲ ਅਤੇ ਸਥਿਰ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੀ ਹੈ. ਤਾਂ ਫਿਰ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ ਇੰਨੀ ਜਲਦੀ, ਇੰਨੀ ਜਲਦੀ, ਇਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਗਲੈਕਸੀ ਦਾ ਰੂਪ ਕਿਵੇਂ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ?

ਖੋਜਕਰਤਾ ਸੁਝਾਅ ਦਿੰਦੇ ਹਨ ਕਿ ਗਲੈਕਸੀ ਇਕ ਅਜਿਹੀ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆ ਦੁਆਰਾ ਬਣਾਈ ਗਈ ਹੋ ਸਕਦੀ ਹੈ ਜਿਸ ਨੂੰ "ਕੋਲਡ-ਮੋਡ ਐਕ੍ਰੀਸ਼ਨ" ਵਜੋਂ ਜਾਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਉਹ ਸੋਚਦੇ ਹਨ ਕਿ ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ ਕੇਂਦਰ ਵੱਲ ਜਾਣ ਵਾਲੀ ਗੈਸ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਬਹੁਤ ਠੰ wasੀ ਸੀ, ਕਿਉਂਕਿ ਗੈਸ ਨੂੰ ਠੰ timeਾ ਹੋਣ ਲਈ ਸਮੇਂ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਨਹੀਂ ਸੀ ਕਿਉਂਕਿ ਇਹ ਗੈਲੈਕਟਿਕ ਸੈਂਟਰ ਦੇ ਨੇੜੇ ਪਹੁੰਚ ਰਿਹਾ ਸੀ, ਡਿਸਕ ਵਧੇਰੇ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਸੰਘਣੇ ਦੇ ਯੋਗ ਸੀ.

"ਨਤੀਜਾ ਅਜੌਕੀ ਵਿਚਾਰ-ਵਟਾਂਦਰੇ ਲਈ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਇੰਪੁੱਟ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਕਿਵੇਂ ਬਣਦੀਆਂ ਹਨ," ਇੱਕ ਬਿਆਨ ਦੇ ਅਨੁਸਾਰ ਮੈਕਸ ਪਲੈਂਕ ਇੰਸਟੀਚਿ .ਟ ਤੋਂ.

ਹਾਲਾਂਕਿ, ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨੀ ਐਲਫਰੇਡ ਟਲੀ ਨੇ ਇਸ ਅਧਿਐਨ ਦੇ ਨਾਲ ਨੇਚਰ ਨਿ Newsਜ਼ ਐਂਡ ਐਮਪੀ ਵਿ Viewsਜ਼ ਲੇਖ ਵਿੱਚ ਨੋਟ ਕੀਤਾ ਹੈ, ਇਹ ਖੋਜਾਂ ਇੱਕ ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਹਨ. ਉਸਨੇ ਜ਼ੋਰ ਦੇ ਕੇ ਕਿਹਾ ਕਿ ਇਸ ਅਨੁਮਾਨ ਨੂੰ ਜਾਇਜ਼ ਠਹਿਰਾਉਣ ਲਈ ਇਸੇ ਤਰਾਂ ਦੀਆਂ ਹੋਰ ਨਿਰੀਖਣਾਂ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੋਏਗੀ।

ਇਹ ਕੰਮ ਬੁੱਧਵਾਰ ਨੂੰ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਸੀ (20 ਮਈ) ਨੇਚਰ ਜਰਨਲ ਵਿਚ.

ਸੀਮਤ ਸਮੇਂ ਲਈ, ਤੁਸੀਂ ਸਾਡੀ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਧ ਵਿਕਣ ਵਾਲੀ ਵਿਗਿਆਨ ਰਸਾਲਿਆਂ ਲਈ ਸਿਰਫ $ 2.38 ਪ੍ਰਤੀ ਮਹੀਨਾ, ਜਾਂ ਪਹਿਲੇ ਤਿੰਨ ਮਹੀਨਿਆਂ ਲਈ ਮਿਆਰੀ ਕੀਮਤ ਤੋਂ 45% ਦੀ ਛੋਟੀ ਡਿਜੀਟਲ ਗਾਹਕੀ ਲੈ ਸਕਦੇ ਹੋ.

ਸਾਡੇ ਨਵੇਂ ਪੁਲਾੜ ਫੋਰਮ ਵਿੱਚ ਸ਼ਾਮਲ ਹੋਵੋ ਤਾਂ ਜੋ ਤੁਸੀਂ ਨਵੇਂ ਮਿਸ਼ਨਾਂ, ਰਾਤ ​​ਦੇ ਅਸਮਾਨ ਅਤੇ ਹੋਰ ਬਹੁਤ ਕੁਝ ਵੇਖ ਸਕੋ! ਅਤੇ ਜੇ ਤੁਹਾਡੇ ਕੋਲ ਕੋਈ ਖ਼ਬਰਾਂ ਬਾਰੇ ਸੁਝਾਅ, ਤਾੜਨਾ ਜਾਂ ਟਿੱਪਣੀ ਹੈ, ਤਾਂ ਸਾਨੂੰ ਇਸ ਤੇ ਦੱਸੋ: ਕਮਿ@ਨਿਟੀ@ ਸਪੇਸ.ਕਾੱਮ.

ਇਸ ਦਿਲਚਸਪ, ਉੱਚ ਰੈਡਸ਼ਾਫਟ ਗਲੈਕਸੀ ਅਤੇ ਬੀ ਬੀ ਮਾਡਲ ਵਿਚ ਫਿੱਟ ਹੋਣ ਵਿਚ ਮੁਸ਼ਕਲ ਬਾਰੇ ਕੁਝ ਵਧੇਰੇ ਰਿਪੋਰਟਾਂ. https://phys.org/news/2020-05-alma-massive-rotating-disk-early.html
"ਗਲੈਕਸੀ ਡੀ ਐਲ 00817 ਗ੍ਰਾਮ, ਜੋ ਕਿ ਪਿਛੋਕੜ ਦੇ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀ ਆਰਥਰ ਐਮ. ਵੌਲਫੇ ਦੇ ਬਾਅਦ ਵੁਲਫੇ ਡਿਸਕ ਦੇ ਨਾਮ ਨਾਲ ਜਾਣੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਹੁਣ ਤੱਕ ਦੀ ਸਭ ਤੋਂ ਦੂਰ ਦੀ ਘੁੰਮਾਉਣ ਵਾਲੀ ਡਿਸਕ ਗਲੈਕਸੀ ਹੈ. ALMA ਦੀ ਬੇਮਿਸਾਲ ਤਾਕਤ ਨੇ ਇਸ ਗਲੈਕਸੀ ਨੂੰ 170 ਮੀਲ (272 ਕਿਲੋਮੀਟਰ) ਪ੍ਰਤੀ ਸਕਿੰਟ ਤੇ ਸਪਿਨਿੰਗ ਕਰਨਾ ਸੰਭਵ ਬਣਾਇਆ. ਸਾਡੇ ਮਿਲਕੀ ਵੇਅ ਵਰਗਾ. "

ਮੈਂ ਨੋਟ ਕੀਤਾ ਕਿ 272 ਕਿਮੀ / ਪ੍ਰਤੀ ਘੰਟਾ ਘੁੰਮਣਾ ਆਕਾਸ਼ਵਾਣੀ ਵਿਚ ਸੂਰਜ ਦੇ ਸਥਾਨਕ ਸਟੈਂਡਰਡ ਆਫ ਰੈਸਟ (ਐਲਐਸਆਰ) ਦੇ ਵੇਗ ਨੂੰ ਮਾਪਣ ਲਈ ਪੁਰਾਣੀਆਂ ਰਿਪੋਰਟਾਂ ਦੇ ਸਮਾਨ ਹੈ, ਸਹੀ ਗਤੀਵਿਧੀਆਂ ਤੋਂ ਮਿਲੀ ਗਲੈਕਸੀ ਲਈ ਇਕ ਵੱਡੀ ਸਥਾਨਕ ਰੋਟੇਸ਼ਨਲ ਸਪੀਡ: ਮਾਸ ਦੇ ਮਾਸ ਲਈ ਪ੍ਰਭਾਵ. ਆਕਾਸ਼ਗੰਗਾ
ਇਹ ਦਿਲਚਸਪ ਹੈ. ਵਿਸ਼ਾਲ ਘੁੰਮਦੀ ਹੋਈ ਡਿਸਕ ਬੀਬੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਗਿਆਨ ਦੇ ਮਾਡਲ ਨੂੰ ਚੁਣੌਤੀ ਦਿੰਦੀ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਦੱਸਣ ਲਈ ਕਿ ਬੀਬੀ ਮਾਡਲ ਵਿਚ ਇਹ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਇੰਨੀ ਜਲਦੀ ਕਿਵੇਂ ਬਣੀਆਂ. ਮੈਂ ਫੌਰ. Org ਦੀ ਰਿਪੋਰਟ ਵਿਚ ਦਿੱਤੇ ਲਿੰਕ ਦੇ ਅਨੁਸਾਰ ਰੀਡਸ਼ਿਪਟ ਜਾਂ ਜ਼ੈਡ = 2.2 note603 ਨੋਟ ਕਰਦਾ ਹਾਂ: https://www.nature.com/articles/s41586-020-2276-y
"ਆਕਾਸ਼ਵਾਣੀ ਜਿਹੀ ਅਲੱਗ ਅਲੱਗ ਡਿਸਕ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਗਲੈਕਸੀ ਗਠਨ ਦੇ ਪਰੰਪਰਾਗਤ ਮਾਡਲਾਂ ਵਿਚ ਦੇਰ ਸਮੇਂ ਬਣਨ ਦੀ ਉਮੀਦ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਪਰ ਤਾਜ਼ਾ ਅੰਕੀ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ ਸੁਝਾਅ ਦਿੰਦੀਆਂ ਹਨ ਕਿ ਅਜਿਹੀਆਂ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਠੰ of ਦੀ ਪ੍ਰਾਪਤੀ ਦੁਆਰਾ ਬਿਗ ਬੈਂਗ ਤੋਂ ਇਕ ਅਰਬ ਸਾਲ ਦੇ ਸ਼ੁਰੂ ਵਿਚ ਬਣ ਸਕਦੀਆਂ ਹਨ. ਸਮਗਰੀ ਅਤੇ ਅਭੇਦ 3,4 ਨਿਰੀਖਣ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ, ਗਲੈਕਸੀ ਗਠਨ ਦੇ ਪ੍ਰਤੀਯੋਗੀ ਮਾਡਲਾਂ ਵਿਚ ਅੰਤਰ ਜਾਣਨ ਲਈ ਉੱਚ ਰੈਡਸ਼ਿਫਟ 5,6 ਤੇ ਨਿਕਾਸ ਵਿਚ ਡਿਸਕ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੀ ਪਛਾਣ ਕਰਨਾ ਮੁਸ਼ਕਲ ਹੋਇਆ ਹੈ. ਇੱਥੇ ਅਸੀਂ ਇਮੇਜਿੰਗ ਦੀ ਰਿਪੋਰਟ ਕਰਦੇ ਹਾਂ, 158 ਦੇ ਲਗਭਗ 1.3 ਕਿੱਲੋ ਪਾਰਕਸ ਦੇ ਮਤਾ ਨਾਲ. ਇਕੋ ਆਯੋਨਾਈਜ਼ਡ ਕਾਰਬਨ, ਮਾਈਕ੍ਰੋਮੀਟਰ ਐਮੀਸ਼ਨ ਲਾਈਨ, ਦੂਰ-ਅੰਡਰ ਇਨਫਰਾਰੈੱਡ ਧੂੜ ਨਿਰੰਤਰਤਾ ਅਤੇ 4.2603 ਦੇ ਇੱਕ ਰੈੱਡਸ਼ਿਫਟ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਗਲੈਕਸੀ ਤੋਂ ਨਜ਼ਦੀਕੀ ਅਲਟਰਾਵਾਇਲਟ ਨਿਰੰਤਰ ਨਿਕਾਸ, ਜੋ ਕਿ ਇਸ ਦੇ ਕਵਾਸਰ ਰੋਸ਼ਨੀ ਦੇ ਜਜ਼ਬ ਹੋਣ ਦਾ ਪਤਾ ਲਗਾਉਣ ਦੁਆਰਾ ਪਛਾਣਿਆ ਗਿਆ ਹੈ. ਲਗਭਗ 272 ਕਿਲੋਮੀਟਰ ਪ੍ਰਤੀ ਸਕਿੰਟ ਦੇ ਰੋਟੇਸ਼ਨਲ ਵੇਗ ਨਾਲ ਇੱਕ ਠੰ ,ੀ, ਧੂੜ ਭਰੀ, ਘੁੰਮਦੀ ਹੋਈ ਡਿਸਕ. ਗਲੈਕਸੀ ਵਿੱਚ ਕਾਰਬਨ ਮੋਨੋਆਕਸਾਈਡ ਤੋਂ ਨਿਕਾਸ ਦੀ ਖੋਜ ਨਾਲ ਇੱਕ ਐਮ.ਓ. ਲੇਕੂਲਰ ਪੁੰਜ ਜੋ ਲਗਭਗ 72 ਬਿਲੀਅਨ ਸੋਲਰ ਪੁੰਜ ਦੇ ionized ਕਾਰਬਨ ਨਿਕਾਸ ਦੇ ਅਨੁਮਾਨ ਦੇ ਅਨੁਕੂਲ ਹੈ. ਅਜਿਹੀ ਵਿਸ਼ਾਲ, ਰੋਟੇਸ਼ਨਲ ਤੌਰ ਤੇ ਸਹਾਇਤਾ ਪ੍ਰਾਪਤ, ਕੋਲਡ ਡਿਸਕ ਗਲੈਕਸੀ ਦੀ ਹੋਂਦ ਜਦੋਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਸਿਰਫ 1.5 ਬਿਲੀਅਨ ਸਾਲ ਪੁਰਾਣੀ ਸੀ ਜਾਂ ਤਾਂ ਕੋਲਡ-ਮੋਡ ਐਕ੍ਰੀਸ਼ਨ ਜਾਂ ਅਭੇਦ ਦੁਆਰਾ ਗਠਨ ਦੇ ਪੱਖ ਵਿਚ ਸੀ, ਹਾਲਾਂਕਿ ਇਸ ਦਾ ਵੱਡਾ ਘੁੰਮਣਾ ਵੇਗ ਅਤੇ ਕੋਲਡ ਗੈਸ ਦੀ ਵੱਡੀ ਸਮੱਗਰੀ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਨਾਲ ਪੈਦਾ ਕਰਨ ਲਈ ਚੁਣੌਤੀਪੂਰਨ ਬਣੀ ਹੋਈ ਹੈ ਅੰਕੀ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ 7,8. "

ਬੀ ਬੀ ਮਾਡਲ ਲਈ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਗਿਆਨ ਕੈਲਕੁਲੇਟਰਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ, z = 4.2603 ਧਰਤੀ ਤੋਂ 12.276E + 9 ਲਾਈਟ-ਟਾਈਮ ਦੀ ਦੂਰੀ ਹੈ. ਮਨਮੋਹਕ ਰੇਡੀਏਲ ਦੂਰੀ ਬਹੁਤ ਦੂਰ ਹੈ, http://www.astro.ucla.edu/

ਠੰਡਾ ਗੈਸ ਮਾਰਗ, ਜਿਥੇ ਗੈਸ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੇ ਤੰਦਾਂ ਨਾਲ ਟਕਰਾਏ ਬਗੈਰ ਵਗਦੀ ਹੈ, ਦਿਲਚਸਪ ਹੈ. ਟੇਲੀ ਸਹੀ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਨਤੀਜਾ ਮਜ਼ਬੂਤ ​​ਨਹੀਂ ਹੈ ਬਲਕਿ ਦੁਹਰਾਉਣ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੈ, ਪਰ ਇਸਤੇਮਾਲ ਕੀਤਾ ਤਰੀਕਾ ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦੀ ਗਲੈਕਸੀ ਨੂੰ ਆਮ ਹੋਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ - ਉਹਨਾਂ ਨੂੰ ਪਿਛੋਕੜ ਦੀ ਕਵਾਸਰ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੀ ਸ਼ੁਰੂਆਤ ਨਾਨ-ਕਾਸਰ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਨੂੰ ਜਜ਼ਬ ਕਰਨ ਵਾਲੀ ਰੋਸ਼ਨੀ ਦੁਆਰਾ ਵੇਖਣੀ ਪਈ, ਅਤੇ ਉਹ ਸਿਰਫ ਇਨ੍ਹਾਂ ਤੱਕ ਸਨ 6 ਨੂੰ ਗਲੈਕਸੀ ਉਮੀਦਵਾਰ ਮਿਲੇ ਜਦੋਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਵੁਲਫੇ ਡਿਸਕ ਮਿਲੀ.

ਮੈਂ ਗਲੈਕਸੀ ਰੋਟੇਸ਼ਨ ਕਰਵ ਵਿੱਚ ਵੰਡ ਨੂੰ ਨਹੀਂ ਜਾਣਦਾ, ਪਰ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਗਠਨ ਦੇ ਇਤਿਹਾਸ ਦੇ ਕਾਰਨ - ਗੈਲੇਕੈਟਿਕ ਤੰਦਾਂ ਦੇ ਨਾਲ ਵਗਣ ਵਾਲੇ ਗੈਸ ਬੱਦਲ - ਗਲੈਕਸੀ ਅਜੀਬ ਵੇਗ (ਜਦੋਂ ਵਿਸਥਾਰ ਦਾ ਹਿਸਾਬ ਲਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ) ਬਹੁਤ ਸਮਾਨ ਹੈ. ਘੁੰਮਣ ਦੇ ਕਾਰਨ ਮਿਲਕੀ ਵੇਅ ਨਾਲ ਜੁੜੇ ਤਾਰਿਆਂ ਲਈ ਇਹ ਇਕ ਅਜਿਹਾ ਵਰਤਾਰਾ ਹੈ, ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਤੌਰ 'ਤੇ ਕੁਝ ਸਿਤਾਰੇ ਗਰੇਵਟੀਸ਼ਨਲ ਸਲਿੰਗ ਸ਼ਾਟਸ ਦੁਆਰਾ ਤੇਜ਼ ਕੀਤੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ.

ਡਿਸਕ ਦੀ ਘੁੰਮਣ ਦਾ ਫੈਸਲਾ ਇਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਕ੍ਰਮ ਦੇ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥ ਹਾਲੋ ਦੇ ਇਕ ਕ੍ਰਮ ਦੇ ਘੁੰਮਣ ਦੁਆਰਾ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਜਿਸ ਵਿਚ ਇਸ ਨੂੰ ਸ਼ਾਮਲ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਉਸੇ ਘੇਰੇ ਵਿਚ - ਵੁਲਫੇ ਡਿਸਕ

10 ^ (11-12) ਤਾਰੇ - ਮੈਂ ਫਿਰ ਉਸੇ ਘੁੰਮਣ ਦੀ ਗਤੀ ਬਾਰੇ ਆਸ ਕਰਾਂਗਾ.

ਜ਼ਾਹਰ ਹੈ ਕਿ ਗਲੈਕਸੀ ਹਿਸਟਰੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੇ ਤੰਦ ਦੇ ਪ੍ਰਵਾਹ ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਤੀਬੰਧਿਤ ਹਨ, ਇਸ ਲਈ ਉਹ ਰੇਸ਼ੇ ਦੇ ਧੁਰੇ ਦੇ ਨਾਲ ਰੇਸ਼ੇਰੀ ਧੁਰਾ ਦੇ ਨਾਲ ਘੁੰਮਦੇ ਹੋਏ ਗੈਸ ਦੇ ਨਾਲ ਸ਼ੁਰੂ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਜਿਸਦਾ ਤਣਾਅ "ਤੰਗ" ਧੁਰੇ ਦੇ ਬਰਾਬਰ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਇਕ ਅੰਦਾਜ਼ੇ 'ਤੇ ਫਿਲੇਮੈਂਟ ਰੇਡੀਅਸ ਦੁਆਰਾ ਘੁੰਮਣ ਦਾ ਫੈਸਲਾ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਦੁਬਾਰਾ ਫਿਰ, ਤਿੱਖੀ ਚੌੜਾਈ ਦੀ ਬਜਾਏ ਤੰਗ ਵੰਡ ਨਾਲ ਘੁੰਮਣ ਦੀ ਸੌਖੀ ਵੰਡ ਹੁੰਦੀ ਹੈ. ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਫਿਲੇਮੈਂਟ ਦੀਆਂ ਨੋਡਾਂ ਵੱਲ ਵਹਿੰਦੀਆਂ ਹਨ, ਅਤੇ ਤਿਲਕਣ ਉਸ ਪੁੰਜ ਦੀ ਮੁੜ ਵੰਡ ਦੇ ਕਾਰਨ ਅਤੇ ਇਸਦੇ ਅੰਦਰ ਗੁਰੂਤਾ-ਸੰਬੰਧੀ ਕਲੰਪਿੰਗ ਦੇ ਕਾਰਨ ਸੰਕਰਮਿਤ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਉਹ ਟਕਰਾਉਂਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਘੁੰਮਣ ਦੇ ਧੁਰੇ ਦੇ ਸੁਝਾਆਂ ਨੂੰ ਤੰਦੂਰ ਦੇ ਧੁਰੇ 'ਤੇ pੁੱਕਵੇਂ ਬਣਨ ਲਈ ਉਪਜਦਾ ਹੈ. ਆਈਆਈਆਰਸੀ ਮਿਲਕੀ ਵੇ, ਜੋ ਕਿ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਤੌਰ 'ਤੇ ਸ਼ਾਂਤ ਹੈ - ਇਹ ਅਭੇਦ ਵੇਖਿਆ ਗਿਆ ਹੈ ਪਰੰਤੂ ਇੱਕ ਦਰਮਿਆਨੀ ਸਟਾਰ ਬਣਨ ਦੀ ਦਰ ਅਤੇ ਇੱਕ ਦਰਮਿਆਨੀ ਸ਼ਾਂਤ ਸੁਪਰ ਵਿਸ਼ਾਲ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਹੈ - ਦੋ ਰਾਜਾਂ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਹੈ (ਬਨਾਮ ਟਿਪਟ ਓਵਰ ਉੱਤੇ ਟਿਪਟਡ ਨਹੀਂ). ਬੇਤਰਤੀਬੇ ਟਕਰਾਅ ਨੂੰ ਮੰਨਦਿਆਂ ਮੈਂ ਰੋਟੇਸ਼ਨਲ ਡਿਸਟਰੀਬਿ broadਸ਼ਨ ਦੇ ਥੋੜ੍ਹੇ ਜਿਹੇ ਵਿਆਪਕ ਹੋਣ ਦੀ ਉਮੀਦ ਕਰਾਂਗਾ.

ਮੈਨੂੰ ਲਗਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇੱਥੇ ਸਮੱਸਿਆ ਠੰ gasੇ ਗੈਸ ਦੇ ਰਸਤੇ ਦਾ ਲੇਖਾ ਦੇਣਾ ਹੈ. ਪਰ ਇਹ ਹੋ ਗਿਆ ਹੈ, ਮੈਂ ਲੈਂਦਾ ਹਾਂ:

"Structureਾਂਚੇ ਦੇ ਗਠਨ ਦੇ ਆਧੁਨਿਕ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ ਵੱਡੇ ਧਮਾਕੇ ਦੇ ਬਾਅਦ ਅਰਬਾਂ ਸਾਲਾਂ ਤੋਂ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥ ਅਤੇ ਗੈਸ ਦੀ ਪਾਲਣਾ ਕਰਨ ਲਈ ਸੁਪਰ ਕੰਪਿutersਟਰਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਅਸਲ ਵਿਚ, ਉਹ ਇਕ ਆਭਾਸੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਬਣਾਉਂਦੇ ਹਨ, ਜਾਣੇ-ਪਛਾਣੇ ਭੌਤਿਕ ਨਿਯਮਾਂ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ, ਜੋ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੂੰ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੇ ਸਾਰੇ ਪੜਾਵਾਂ ਦਾ ਵਿਸ਼ਲੇਸ਼ਣ ਕਰਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦਾ ਹੈ ਵਿਕਾਸ.

ਦੋ ਹਾਲੀਆ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨਜ਼, ਮਿਲਕੀ-ਵੇਅ ਵਰਗੇ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦਾ ਛੋਟਾ ਪੈਮਾਨਾ igaਰਿਗਾ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ ਅਤੇ ਵੱਡੇ ਪੱਧਰ 'ਤੇ ਵਿਸਥਾਰ ਟੀ ਐਨ ਜੀ 50-ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ, ਦੇ ਗਠਨ ਦੇ ਵਿਕਲਪਕ modeੰਗ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਨੂੰ ਖੋਲ੍ਹ ਦਿੱਤਾ: ਪਹਿਲਾਂ ਹੀ ਠੰ gasੀ ਗੈਸ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਵਿਚ ਵਗਦੀ ਹੈ, ਦੇ ਤੰਦਾਂ ਦਾ ਪਾਲਣ ਕਰਦੇ ਹੋਏ. ਡਾਰਕ ਮੈਟਰ ਨੈਟਵਰਕ, ਟਕਰਾਉਣ ਵਾਲੀਆਂ ਘਟਨਾਵਾਂ ਤੋਂ ਪਰਹੇਜ਼ ਕਰਦਾ ਹੈ ਜੋ ਗੈਸ ਨੂੰ ਤੇਜ਼ ਕਰ ਦਿੰਦੇ ਹਨ, ਟਕਰਾਅ-ਅਤੇ-ਠੰ .ੇ ਦ੍ਰਿਸ਼ ਦੀ ਤੁਲਨਾ ਵਿੱਚ ਬਹੁਤ ਪਹਿਲੇ ਸਮੇਂ ਵਿੱਚ ਵਿਸ਼ਾਲ ਡਿਸਕ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਗਠਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦੇ ਹਨ. "

ਜੋ ਕੁਝ ਮੈਂ ਰਿਪੋਰਟ ਵਿਚ ਵੇਖ ਰਿਹਾ ਹਾਂ, ਨੂੰ ਸਾਫ ਕਰਨ ਵਿਚ ਸਹਾਇਤਾ ਲਈ ਮੇਰੇ ਵੱਲੋਂ ਕੁਝ ਨੋਟ. https://www.nature.com/articles/s41586-020-2276-y, ". ਇੰਨੀ ਵਿਸ਼ਾਲ, ਘੁੰਮਣ-ਫਿਰਨ ਦੁਆਰਾ ਸਹਿਯੋਗੀ, ਕੋਲਡ ਡਿਸਕ ਗਲੈਕਸੀ ਦੀ ਹੋਂਦ ਜਦੋਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਸਿਰਫ 1.5 ਬਿਲੀਅਨ ਸਾਲ ਪੁਰਾਣੀ ਸੀ ਜਾਂ ਕਿਸੇ ਵੀ ਜ਼ੁਕਾਮ ਦੇ ਜ਼ਰੀਏ ਬਣਨ ਦੇ ਹੱਕ ਵਿਚ ਸੀ. modeੰਗ ਪ੍ਰਾਪਤੀ ਜਾਂ ਅਭੇਦ, ਹਾਲਾਂਕਿ ਇਸਦਾ ਵੱਡਾ ਘੁੰਮਣਾ ਵੇਗ ਅਤੇ ਕੋਲਡ ਗੈਸ ਦੀ ਵੱਡੀ ਸਮੱਗਰੀ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਸੰਖਿਆਤਮਕ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ 7,8 ਦੇ ਨਾਲ ਪ੍ਰਜਨਨ ਕਰਨ ਲਈ ਚੁਣੌਤੀਪੂਰਨ ਰਹਿੰਦੀ ਹੈ. "

ਕੰਪਿ 27ਟਰ ਦੀਆਂ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨਾਂ ਵਿੱਚ ਅਜੇ ਵੀ ਅਜਿਹੀਆਂ ਵੱਡੀਆਂ, ਘੁੰਮਣ ਦੀਆਂ ਗਤੀਆ ਬਾਰੇ ਦੱਸਣ ਲਈ ਮੁਸ਼ਕਲਾਂ ਆਈਆਂ ਹਨ ਜੋ ਕਿਸੇ ਗਲੈਕਸੀ ਲਈ z = 4.2603 ਸਪਿਨਿੰਗ ਵਿੱਚ ਲਗਭਗ 270 ਕਿਲੋਮੀਟਰ ਪ੍ਰਤੀ ਘੰਟਾ ਦੀ ਦੂਰੀ ਤੇ ਦੱਸੀਆਂ ਹਨ. ਸਾਡੇ ਕੋਲ ਅਜਿਹੀਆਂ ਰਿਪੋਰਟਾਂ ਹਨ ਜੋ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੀਆਂ ਹਨ ਆਕਾਸ਼ਵਾੜੇ ਨਾਲ ਸਮੱਸਿਆਵਾਂ ਹਨ, ਕੰਪਿwarਟਰ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨਾਂ ਵਿੱਚ ਬਾਂਗ ਗਲੈਕਸੀ ਦੀ ਗਿਣਤੀ. ਮਿਲਕੀ ਵੇਅ ਦੇ ਚੱਕਰ ਵਿਚ ਘੁੰਮ ਰਹੀ 'ਗਰੁੱਪੀ' ਗਲੈਕਸੀਆ ਸਾਨੂੰ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਬਾਰੇ ਦੱਸਦੀਆਂ ਹਨ, ਕਿਸ ਗਲੈਕਸੀ ਬਣਦੀ ਹੈ, "ਵਿਗਿਆਨਕਾਂ ਨੇ ਇਨ੍ਹਾਂ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੇ ਹਾਲਾਂ ਬਾਰੇ ਵੀ ਜਾਣਕਾਰੀ ਕੱ extੀ ਹੈ, ਅਤੇ ਨਾਲ ਹੀ ਇਹ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕੀਤੀ ਹੈ ਕਿ ਸਾਡੀ ਘਰੇਲੂ ਗਲੈਕਸੀ ਵਿਚ ਇਕ ਵਾਧੂ 100 ਜਾਂ ਮੇਜ਼ਬਾਨ ਹੋਣੇ ਚਾਹੀਦੇ ਹਨ. ਇਸ ਲਈ ਬਹੁਤ ਹੀ ਬੇਹੋਸ਼ ਸੈਟੇਲਾਈਟ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਖੋਜ ਦੀ ਉਡੀਕ ਵਿੱਚ ਹਨ. "

ਮੇਰੀ ਟਿੱਪਣੀ - * ਖੋਜ ਦੀ ਉਡੀਕ ਵਿੱਚ *. ਸਾਡੇ ਕੋਲ ਡੀਐਮ ਬਾਰੇ ਇਕ ਹੋਰ ਰਿਪੋਰਟ ਵੀ ਸਾਹਮਣੇ ਆਈ ਹੈ ਜਿਸ ਵਿਚ ਦਿਖਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ ਕਿ ਡੀਐਮ ਹੁਣ ਸੰਕਟ ਦੇ ਪੜਾਅ ਵਿਚ ਦਾਖਲ ਹੋ ਰਿਹਾ ਹੈ. ਵਿਵਾਦਪੂਰਨ ਨਵੇਂ ਪੇਪਰਾਂ ਤੋਂ ਬਾਅਦ ਸ਼ੱਕੀ ਵਿਚ ਮਿਲਕੀ ਵੇਅ ਡਾਰਕ ਮੈਟਰ ਸਿਗਨਲ, 'ਹੋਂਦ ਦਾ ਸੰਕਟ' "" ਅਸੀਂ ਜਾਣਦੇ ਹਾਂ ਕਿ ਇਹ ਉਥੇ ਹੈ, ਪਰ ਅਸੀਂ ਨਹੀਂ ਜਾਣਦੇ ਕਿ ਇਹ ਕੀ ਹੈ: ਇਹ ਅਦਿੱਖ ਚੀਜ਼ ਡਾਰਕ ਹੈ. ਵਿਗਿਆਨੀ ਕਾਫ਼ੀ ਪੱਕਾ ਯਕੀਨ ਕਰਦੇ ਹਨ ਕਿ ਇਹ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ 'ਤੇ ਹਾਵੀ ਹੈ, ਫਿਰ ਵੀ ਇਸਦਾ ਸਮੱਗਰੀ ਅਸਪਸ਼ਟ ਹਨ. " ਹੁਣ ਸਮੀਖਿਆ ਅਧੀਨ ਸਕੈਲਰ ਡੀਐਮ ਮਾਡਲ ਹੈ, ਸੰਖੇਪ ਮਕੈਨੀਕਲ ਰੈਸੋਨੇਟਰਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਸਕੇਲਰ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥ ਦੀ ਭਾਲ ਕਰ ਰਿਹਾ ਹੈ
"ਖੋਜਕਰਤਾ ਇਹ ਧਾਰਣਾ ਬਣਾਉਂਦੇ ਹਨ ਕਿ ਅਲਟ੍ਰਾਲਾਈਟ ਹਨੇਰਾ ਪਦਾਰਥ ਨਿ neutਟ੍ਰੀਨੋ ਨਾਲੋਂ ਵੀ ਬਹੁਤ ਹਲਕਾ, ਹਲਕਾ ਹੈ. ਜੇਕਰ ਅਜਿਹੇ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥ ਦੇ ਕਣਾਂ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਹੁੰਦੀ, ਤਾਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਘਣਤਾ ਇੰਨੀ ਜ਼ਿਆਦਾ ਹੁੰਦੀ ਕਿ ਉਹ ਗਲੈਕਸੀ ਨੂੰ ਪ੍ਰਭਾਵਿਤ ਕਰਨ ਵਾਲੇ ਤਰਲ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਚੰਗੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਵੇਖਣਗੇ, ਜੋ ਕਿ ਆਮ ਪਦਾਰਥ ਉੱਤੇ ਇੱਕ ਵੇਵਲ ਗੜਬੜੀ ਪੈਦਾ ਕਰਦੇ ਹਨ. "ਅਲਟਰਾਲਾਈਟ ਡਾਰਕ ਪਦਾਰਥ ਦੀ ਪਰਿਕਲਪਨਾ ਸਤਰ-ਸਿਧਾਂਤ ਦੇ ਦ੍ਰਿਸ਼ਾਂ ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰੇਰਿਤ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਸ ਤੋਂ ਇਲਾਵਾ, ਹੋਰ ਪ੍ਰਾਸੈਕਿਕ ਹਨੇਰੇ ਅਣੂਆਂ ਦੀ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਅਤੇ ਗੈਲੈਕਟਿਕ ਸਕੇਲ 'ਤੇ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੀ ਵੰਡ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਕੁਝ ਹੈਰਾਨ ਕਰਨ ਵਾਲੀਆਂ ਭਿੰਨਤਾਵਾਂ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਹੋ ਸਕਦੀ ਹੈ," ਡੈਨੀਅਲ ਗਰਿਨ, ਇਕ ਹੋਰ ਖੋਜਕਰਤਾ ਇਸ ਵਿਚ ਸ਼ਾਮਲ ਹੈ. ਕੁਲ ਮਿਲਾ ਕੇ, ਸਿੰਘ, ਮੈਨਲੇ, ਗ੍ਰੀਨ, ਵਿਲਸਨ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਸਾਥੀਆਂ ਦੁਆਰਾ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਅਧਿਐਨ, ਪਿਛਲੇ ਅਣਪਛਾਤੇ ਵਿਚ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦਾ ਪਤਾ ਲਗਾਉਣ ਲਈ ਸੈਮੀ-ਸਕੇਲ 'ਤੇ ਅਤਿ ਆਧੁਨਿਕ ਮਕੈਨੀਕਲ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਨੂੰ ਉਜਾਗਰ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਸ਼ਾਸਨ, ਵਿਅਕਤੀਗਤ ਕਣ ਜਨਤਾ ਦੇ ਨਾਲ 10 ^ -48 ਕਿਲੋਗ੍ਰਾਮ ਤੋਂ 10 ^ -42 ਕਿਲੋਗ੍ਰਾਮ ਤੱਕ ਦੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਭਵਿੱਖ ਵਿੱਚ, ਇਹ ਗੂੰਜਦੇ ਹਨੇਰੇ ਮਾਂ ਦੀ ਭਾਲ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਭੂਮਿਕਾ ਅਦਾ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹਨ. tter, ਖਾਸ ਕਰਕੇ ਅਲਟਰਾ-ਲਾਈਟ ਸ਼ਾਸਨ ਵਿਚ. "

ਮੇਰਾ ਨਿਰੀਖਣ. ਇਹ ਦਰਸਾਇਆ ਜਾਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ ਕਿ ਡੀ ਐਮ ਤੋਂ ਬਿਨਾਂ, ਬੀ ਬੀ ਮਾਡਲ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ structureਾਂਚਾ ਬਣਾਉਣ ਵਿਚ ਅਸਫਲ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਜਿਵੇਂ ਇਹ ਫੈਲਦਾ ਹੈ, ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਕੋਈ ਗਲੈਕਸੀਆਂ, ਕੋਈ ਤਾਰੇ, ਕੋਈ ਗ੍ਰਹਿ ਨਹੀਂ. ਡੀ ਐਮ ਦੇ ਕਿਸੇ ਵੀ ਰੂਪ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦੇ ਹੋਏ ਕੰਪਿ Computerਟਰ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ, ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ ਨੂੰ ਕੰਮ ਕਰਨ ਲਈ ਇਸ ਨਾਜ਼ੁਕ ਇਨਪੁਟ ਪੈਰਾਮੀਟਰ ਤੇ ਮਾਡਲ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਮੌਜੂਦਾ ਸਮੇਂ, ਸਪਸ਼ਟ ਤੌਰ ਤੇ ਪਛਾਣ ਕਰਨਾ ਕਿ ਡੀ ਐਮ ਕੀ ਹੈ (ਇਹ ਮੰਨ ਕੇ ਕਿ ਇਹ ਮੌਜੂਦ ਹੈ) ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਗਿਆਨ ਵਿੱਚ ਚੁਣੌਤੀਪੂਰਨ ਬਣਿਆ ਹੋਇਆ ਹੈ. ਜਦੋਂ ਮੈਂ ਆਪਣੀਆਂ ਦੂਰਬੀਨਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਬੁੱupੀ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਘੁੰਮ ਰਹੇ ਗੈਲੀਲੀਅਨ ਚੰਦ੍ਰਮਾ ਦਾ ਅਧਿਐਨ ਕਰਨ ਲਈ ਕਰਦੀ ਹਾਂ, ਤਾਂ ਡੀਐਮ ਦਿਖਾਈ ਨਹੀਂ ਦਿੰਦਾ ਜਾਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ bitsਰਬਿਟ ਨੂੰ ਜੁਪੀਟਰ ਵਿਚ ਬਦਲ ਨਹੀਂ ਰਿਹਾ :)

ਜੋ ਕੁਝ ਮੈਂ ਰਿਪੋਰਟ ਵਿਚ ਵੇਖ ਰਿਹਾ ਹਾਂ, ਨੂੰ ਸਾਫ ਕਰਨ ਵਿਚ ਸਹਾਇਤਾ ਲਈ ਮੇਰੇ ਵੱਲੋਂ ਕੁਝ ਨੋਟ. https://www.nature.com/articles/s41586-020-2276-y, ". ਇੰਨੀ ਵਿਸ਼ਾਲ, ਘੁੰਮਣ-ਫਿਰਨ ਦੁਆਰਾ ਸਹਿਯੋਗੀ, ਕੋਲਡ ਡਿਸਕ ਗਲੈਕਸੀ ਦੀ ਹੋਂਦ ਜਦੋਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਸਿਰਫ 1.5 ਬਿਲੀਅਨ ਸਾਲ ਪੁਰਾਣੀ ਸੀ ਜਾਂ ਕਿਸੇ ਵੀ ਜ਼ੁਕਾਮ ਦੇ ਜ਼ਰੀਏ ਬਣਨ ਦੇ ਹੱਕ ਵਿਚ ਸੀ. modeੰਗ ਪ੍ਰਾਪਤੀ ਜਾਂ ਅਭੇਦ, ਹਾਲਾਂਕਿ ਇਸਦਾ ਵੱਡਾ ਘੁੰਮਣਾ ਵੇਗ ਅਤੇ ਕੋਲਡ ਗੈਸ ਦੀ ਵੱਡੀ ਸਮੱਗਰੀ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਸੰਖਿਆਤਮਕ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ 7,8 ਦੇ ਨਾਲ ਪ੍ਰਜਨਨ ਕਰਨ ਲਈ ਚੁਣੌਤੀਪੂਰਨ ਰਹਿੰਦੀ ਹੈ. "

ਕੰਪਿ 27ਟਰ ਦੀਆਂ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨਾਂ ਵਿੱਚ ਅਜੇ ਵੀ ਅਜਿਹੀਆਂ ਵੱਡੀਆਂ, ਘੁੰਮਣ ਦੀਆਂ ਗਤੀਆ ਬਾਰੇ ਦੱਸਣ ਲਈ ਮੁਸ਼ਕਲਾਂ ਆਈਆਂ ਹਨ ਜੋ ਕਿਸੇ ਗਲੈਕਸੀ ਲਈ z = 4.2603 ਸਪਿਨਿੰਗ ਵਿੱਚ ਲਗਭਗ 270 ਕਿਲੋਮੀਟਰ ਪ੍ਰਤੀ ਘੰਟਾ ਦੀ ਦੂਰੀ ਤੇ ਦੱਸੀਆਂ ਹਨ. ਸਾਡੇ ਕੋਲ ਅਜਿਹੀਆਂ ਰਿਪੋਰਟਾਂ ਹਨ ਜੋ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੀਆਂ ਹਨ ਆਕਾਸ਼ਵਾੜੇ ਨਾਲ ਸਮੱਸਿਆਵਾਂ ਹਨ, ਕੰਪਿwarਟਰ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨਾਂ ਵਿੱਚ ਬਾਂਗ ਗਲੈਕਸੀ ਦੀ ਗਿਣਤੀ. ਮਿਲਕੀ ਵੇਅ ਦੇ ਚੱਕਰ ਵਿਚ ਘੁੰਮ ਰਹੀ 'ਗਰੁੱਪੀ' ਗਲੈਕਸੀਆ ਸਾਨੂੰ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਬਾਰੇ ਦੱਸਦੀਆਂ ਹਨ, ਕਿਸ ਗਲੈਕਸੀ ਬਣਦੀ ਹੈ, "ਵਿਗਿਆਨਕਾਂ ਨੇ ਇਨ੍ਹਾਂ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੇ ਹਾਲਾਂ ਬਾਰੇ ਵੀ ਜਾਣਕਾਰੀ ਕੱ extੀ ਹੈ, ਅਤੇ ਨਾਲ ਹੀ ਇਹ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕੀਤੀ ਹੈ ਕਿ ਸਾਡੀ ਘਰੇਲੂ ਗਲੈਕਸੀ ਵਿਚ ਇਕ ਵਾਧੂ 100 ਜਾਂ ਮੇਜ਼ਬਾਨ ਹੋਣੇ ਚਾਹੀਦੇ ਹਨ. ਇਸ ਲਈ ਬਹੁਤ ਹੀ ਬੇਹੋਸ਼ ਸੈਟੇਲਾਈਟ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਖੋਜ ਦੀ ਉਡੀਕ ਵਿੱਚ ਹਨ. "

ਮੇਰੀ ਟਿੱਪਣੀ - * ਖੋਜ ਦੀ ਉਡੀਕ ਵਿੱਚ *. ਸਾਡੇ ਕੋਲ ਡੀਐਮ ਬਾਰੇ ਇਕ ਹੋਰ ਰਿਪੋਰਟ ਵੀ ਸਾਹਮਣੇ ਆਈ ਹੈ ਜਿਸ ਵਿਚ ਦਿਖਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ ਕਿ ਡੀਐਮ ਹੁਣ ਸੰਕਟ ਦੇ ਪੜਾਅ ਵਿਚ ਦਾਖਲ ਹੋ ਰਿਹਾ ਹੈ. ਵਿਵਾਦਪੂਰਨ ਨਵੇਂ ਪੇਪਰਾਂ ਤੋਂ ਬਾਅਦ ਸ਼ੱਕੀ ਵਿਚ ਮਿਲਕੀ ਵੇਅ ਡਾਰਕ ਮੈਟਰ ਸਿਗਨਲ, 'ਹੋਂਦ ਦਾ ਸੰਕਟ' "" ਅਸੀਂ ਜਾਣਦੇ ਹਾਂ ਕਿ ਇਹ ਉਥੇ ਹੈ, ਪਰ ਅਸੀਂ ਨਹੀਂ ਜਾਣਦੇ ਕਿ ਇਹ ਕੀ ਹੈ: ਇਹ ਅਦਿੱਖ ਚੀਜ਼ ਡਾਰਕ ਹੈ. ਵਿਗਿਆਨੀ ਕਾਫ਼ੀ ਪੱਕਾ ਯਕੀਨ ਕਰਦੇ ਹਨ ਕਿ ਇਹ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ 'ਤੇ ਹਾਵੀ ਹੈ, ਫਿਰ ਵੀ ਇਸਦਾ ਸਮੱਗਰੀ ਅਸਪਸ਼ਟ ਹਨ. " ਹੁਣ ਸਮੀਖਿਆ ਅਧੀਨ ਸਕੈਲਰ ਡੀਐਮ ਮਾਡਲ ਹੈ, ਸੰਖੇਪ ਮਕੈਨੀਕਲ ਰੈਸੋਨੇਟਰਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਸਕੇਲਰ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥ ਦੀ ਭਾਲ ਕਰ ਰਿਹਾ ਹੈ
"ਖੋਜਕਰਤਾ ਇਹ ਧਾਰਣਾ ਬਣਾਉਂਦੇ ਹਨ ਕਿ ਅਲਟ੍ਰਾਲਾਈਟ ਹਨੇਰਾ ਪਦਾਰਥ ਨਿ neutਟ੍ਰੀਨੋ ਨਾਲੋਂ ਵੀ ਬਹੁਤ ਹਲਕਾ, ਹਲਕਾ ਹੈ. ਜੇਕਰ ਅਜਿਹੇ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥ ਦੇ ਕਣਾਂ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਹੁੰਦੀ, ਤਾਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਘਣਤਾ ਇੰਨੀ ਜ਼ਿਆਦਾ ਹੁੰਦੀ ਕਿ ਉਹ ਗਲੈਕਸੀ ਨੂੰ ਪ੍ਰਭਾਵਿਤ ਕਰਨ ਵਾਲੇ ਤਰਲ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਚੰਗੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਵੇਖਣਗੇ, ਜੋ ਕਿ ਆਮ ਪਦਾਰਥ ਉੱਤੇ ਇੱਕ ਵੇਵਲ ਗੜਬੜੀ ਪੈਦਾ ਕਰਦੇ ਹਨ. "ਅਲਟਰਾਲਾਈਟ ਡਾਰਕ ਪਦਾਰਥ ਦੀ ਪਰਿਕਲਪਨਾ ਸਤਰ-ਸਿਧਾਂਤ ਦੇ ਦ੍ਰਿਸ਼ਾਂ ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰੇਰਿਤ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਸ ਤੋਂ ਇਲਾਵਾ, ਹੋਰ ਪ੍ਰਾਸੈਕਿਕ ਹਨੇਰੇ ਅਣੂਆਂ ਦੀ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਅਤੇ ਗੈਲੈਕਟਿਕ ਸਕੇਲ 'ਤੇ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੀ ਵੰਡ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਕੁਝ ਹੈਰਾਨ ਕਰਨ ਵਾਲੀਆਂ ਭਿੰਨਤਾਵਾਂ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਹੋ ਸਕਦੀ ਹੈ," ਡੈਨੀਅਲ ਗਰਿਨ, ਇਕ ਹੋਰ ਖੋਜਕਰਤਾ ਇਸ ਵਿਚ ਸ਼ਾਮਲ ਹੈ. ਕੁਲ ਮਿਲਾ ਕੇ, ਸਿੰਘ, ਮੈਨਲੇ, ਗ੍ਰੀਨ, ਵਿਲਸਨ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਸਾਥੀਆਂ ਦੁਆਰਾ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਅਧਿਐਨ, ਪਿਛਲੇ ਅਣਪਛਾਤੇ ਵਿਚ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦਾ ਪਤਾ ਲਗਾਉਣ ਲਈ ਸੈਮੀ-ਸਕੇਲ 'ਤੇ ਅਤਿ ਆਧੁਨਿਕ ਮਕੈਨੀਕਲ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਨੂੰ ਉਜਾਗਰ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਸ਼ਾਸਨ, ਵਿਅਕਤੀਗਤ ਕਣਾਂ ਦੀ ਜਨਤਾ ਦੇ ਨਾਲ 10 ^ -48 ਕਿਲੋਗ੍ਰਾਮ ਤੋਂ 10 ^ -42 ਕਿਲੋਗ੍ਰਾਮ ਤੱਕ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਭਵਿੱਖ ਵਿੱਚ, ਇਹ ਗੂੰਜਦੇ ਹਨੇਰੇ ਮਾਂ ਦੀ ਭਾਲ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਭੂਮਿਕਾ ਅਦਾ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹਨ. tter, ਖਾਸ ਕਰਕੇ ਅਲਟਰਾ-ਲਾਈਟ ਸ਼ਾਸਨ ਵਿਚ. "

ਮੇਰਾ ਨਿਰੀਖਣ. ਇਹ ਦਰਸਾਇਆ ਜਾਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ ਕਿ ਡੀ ਐਮ ਤੋਂ ਬਿਨਾਂ, ਬੀ ਬੀ ਮਾਡਲ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ structureਾਂਚਾ ਬਣਾਉਣ ਵਿਚ ਅਸਫਲ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਜਿਵੇਂ ਇਹ ਫੈਲਦਾ ਹੈ, ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਕੋਈ ਗਲੈਕਸੀਆਂ, ਕੋਈ ਤਾਰੇ, ਕੋਈ ਗ੍ਰਹਿ ਨਹੀਂ. ਡੀ ਐਮ ਦੇ ਕਿਸੇ ਵੀ ਰੂਪ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦੇ ਹੋਏ ਕੰਪਿ Computerਟਰ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ, ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ ਨੂੰ ਕੰਮ ਕਰਨ ਲਈ ਇਸ ਨਾਜ਼ੁਕ ਇਨਪੁਟ ਪੈਰਾਮੀਟਰ ਤੇ ਮਾਡਲ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਮੌਜੂਦਾ ਸਮੇਂ, ਸਪਸ਼ਟ ਤੌਰ ਤੇ ਪਛਾਣ ਕਰਨਾ ਕਿ ਡੀ ਐਮ ਕੀ ਹੈ (ਇਹ ਮੰਨ ਕੇ ਕਿ ਇਹ ਮੌਜੂਦ ਹੈ) ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਗਿਆਨ ਵਿੱਚ ਚੁਣੌਤੀਪੂਰਨ ਬਣਿਆ ਹੋਇਆ ਹੈ. ਜਦੋਂ ਮੈਂ ਆਪਣੀਆਂ ਦੂਰਬੀਨਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਬੁੱupੀ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਘੁੰਮ ਰਹੇ ਗੈਲੀਲੀਅਨ ਚੰਦ੍ਰਮਾ ਦਾ ਅਧਿਐਨ ਕਰਨ ਲਈ ਕਰਦੀ ਹਾਂ, ਤਾਂ ਡੀਐਮ ਦਿਖਾਈ ਨਹੀਂ ਦਿੰਦਾ ਜਾਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ bitsਰਬਿਟ ਨੂੰ ਜੁਪੀਟਰ ਵਿਚ ਬਦਲਦਾ ਨਹੀਂ ਹੈ :)

ਮੈਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ ਨੂੰ ਇਹ ਨਹੀਂ ਜਾਣਦਾ ਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਅੰਕੜਿਆਂ ਨਾਲ ਮੁਸਕਲਾਂ ਹਨ - ਉਹ ਵੱਡੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਵੇਖ ਸਕਦੇ ਹਨ, ਪਰ ਸ਼ਾਇਦ ਇੰਨੀ ਜਲਦੀ ਅਤੇ / ਜਾਂ ਅਕਸਰ ਨਹੀਂ ਦੇਖੇ ਜਾਣਗੇ ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਹੁਣ ਇਹ ਨਿਰੀਖਣ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ - ਪਰ ਮੈਂ ਨੋਟ ਕੀਤਾ ਕਿ ਖੋਜ ਦਾ ਕ੍ਰਮ ਸੀ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ ਨੇ ਨਿਰੀਖਣ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਕੋਲਡ ਮੋਡ ਦੀ ਪ੍ਰਾਪਤੀ ਦੀ ਖੋਜ ਕੀਤੀ. ਗਲੈਕਸੀ ਅਤੇ ਸਟਾਰ ਅਧਿਐਨ ਮਹਿੰਗਾਈ ਤੋਂ ਬਾਅਦ ਸਾਰੇ ਖੋਜ ਖੋਜ ਦੇ ਨਾਲ ਨਾਲ ਹਨੇਰੀ energyਰਜਾ ਅਤੇ ਹਨੇਰਾ ਪਦਾਰਥ ਉਥੇ ਸਭ ਤੋਂ ਉੱਤਮ ਸਿਧਾਂਤ ਬਣ ਗਿਆ ਹੈ http://www.sज्ञानmag.org/news/2018/05/ galaxy-simulations-are -ਸਿੱਖ ਨਾਲ ਮੇਲ ਖਾਂਦਾ-ਹਕੀਕਤ-ਅਤੇ-ਪੈਦਾ-ਕਰਨ-ਹੈਰਾਨੀ-ਇਨਸਾਈਟਸ-ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ].

ਸ਼ਾਇਦ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨਜ਼ ਦਾ ਹੁਣ ਤੱਕ ਦਾ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਡਾ ਸਬਕ ਇਹ ਨਹੀਂ ਹੈ ਕਿ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੂੰ ਆਪਣੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਗਿਆਨ ਦੇ ਓਵਰਰੈਚਿੰਗ ਸਿਧਾਂਤ ਨੂੰ ਸੰਸ਼ੋਧਿਤ ਕਰਨ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੈ, ਬਲਕਿ ਇਹ ਕਿ ਸਮੱਸਿਆਵਾਂ ਛੋਟੇ ਪੈਮਾਨਿਆਂ ਤੇ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ ਬਾਰੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਸਮਝ ਵਿਚ ਘੁੰਮਦੀਆਂ ਹਨ. ਸਪ੍ਰਿੰਗੇਲ ਕਹਿੰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਖ਼ਾਸਕਰ, ਉਨ੍ਹਾਂ ਦਾ ਤਾਰਾ ਬਣਨ ਦਾ ਸਿਧਾਂਤ ਲੋੜੀਂਦਾ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਯਥਾਰਥਵਾਦੀ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਪੈਦਾ ਕਰਨ ਲਈ, ਮਾਡਲਾਂ ਨੂੰ ਇਸ ਦਰ ਨੂੰ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਕਰਨਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ ਜਿਸ ਤੇ ਗੈਸ ਦੇ ਬੱਦਲ ਤਾਰੇ ਬਣਦੇ ਹਨ ਜੋ ਕਿ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨੀ ਉਮੀਦ ਕਰਦੇ ਹਨ, ਉਹ ਕਹਿੰਦਾ ਹੈ. "ਅਸਲ ਵਿਚ, ਅਣੂ ਬੱਦਲ ਤਾਰੇ ਬਣਦੇ ਹਨ ਜਿਸ ਨਾਲੋਂ ਤੁਸੀਂ ਸੋਚਦੇ ਹੋ 100 ਗੁਣਾ ਹੌਲੀ ਹੋ ਜਾਵੇਗਾ," ਉਹ ਕਹਿੰਦਾ ਹੈ.

ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ ਤੇ, ਸਟਾਰ ਬਣਨ ਦੇ ਝੰਡੇ ਕਿਉਂਕਿ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਅਤੇ ਸੁਪਰਮੈਸਿਵ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਤੋਂ ਆਉਣ ਵਾਲੀਆਂ ਫੀਡਬੈਕ ਗੈਲੈਕਸੀ ਤੋਂ ਗੈਸ ਕੱ driveਦੀਆਂ ਹਨ. ਬਦਕਿਸਮਤੀ ਨਾਲ, ਉਹ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ ਵਿੱਚ ਹੱਲ ਕਰਨ ਲਈ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਹਨ. ਜਦੋਂ ਸੰਚਾਲਕ ਇੱਕ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਦੀ aਰਜਾ ਨੂੰ ਇੱਕ ਵੱਡੇ ਗਰਿੱਡ ਤੱਤ ਵਿੱਚ ਜਮ੍ਹਾ ਕਰਦੇ ਹਨ, ਤਾਂ ਬਹੁਤ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦਾ: ਹਵਾ ਪੈਦਾ ਕਰਨ ਦੀ ਬਜਾਏ, energyਰਜਾ ਸਿਰਫ ਦੂਰ ਚਲੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਇਸੇ ਤਰ੍ਹਾਂ, ਖੋਜਕਰਤਾ wayੁਕਵੇਂ simੰਗ ਨਾਲ ਨਕਲ ਨਹੀਂ ਕਰ ਸਕਦੇ ਕਿ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਗੈਸ ਤੇ ਫੀਡ ਕਰਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਐਕਸਰੇ ਨੂੰ ਰੇਡੀਏਟ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ ਦੇ ਇਨ੍ਹਾਂ ਪ੍ਰਮੁੱਖ ਬਿੱਟਾਂ ਨੂੰ ਹਾਸਲ ਕਰਨ ਲਈ, ਮਾਡਲਾਂ ਨੂੰ ਲਾਜ਼ਮੀ ਤੌਰ 'ਤੇ ਐਡਹਾਕ ਸਬਗ੍ਰਿਡ ਨੁਸਖ਼ਿਆਂ' ਤੇ ਭਰੋਸਾ ਕਰਨਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਉਹ ਹੱਥ ਨਾਲ ਟਿ .ਨ ਕਰਦੇ ਹਨ.

ਸਿਮੂਲੇਟਰ ਆਸ ਕਰਦੇ ਹਨ ਕਿ ਅਜਿਹੀਆਂ ਕੱਚੀਆਂ ਧਾਰਨਾਵਾਂ ਨੂੰ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਮਾਡਲਾਂ ਨਾਲ ਬਦਲਿਆ ਜਾਏ. ਅਜਿਹਾ ਕਰਨ ਲਈ, ਉਹ ਉਮੀਦ ਕਰ ਰਹੇ ਹਨ ਕਿ ਖਣਿਜ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਦੀ ਸਹਾਇਤਾ ਲਈ ਕੰਮ ਕੀਤੇ ਜਾਣਗੇ ਜੋ ਕਿ ਕੁਝ ਹੋਰ ਬਾਰੀਕੀ ਨਾਲ ਹੱਲ ਕੀਤੇ ਗਏ ਮਾਡਲਾਂ 'ਤੇ ਕੰਮ ਕਰ ਰਹੇ ਹਨ ਜੋ ਅਣੂ ਬੱਦਲ ਦੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਜਨਮ ਨੂੰ ਸਿਰਫ ਕੁਝ ਹਲਕੇ-ਵਰ੍ਹੇ ਚੌੜੇ ਅਤੇ ਵਿਅਕਤੀਗਤ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਵਿਕਾਸ ਲਈ ਨਕਲ ਦਿੰਦੇ ਹਨ. ਉਹ ਛੋਟੇ-ਪੈਮਾਨੇ ਦੇ ਮਾਡਲ ਆਪਣੇ ਆਪ ਪ੍ਰਗਤੀ ਵਿੱਚ ਕੰਮ ਕਰ ਰਹੇ ਹਨ. ਉਦਾਹਰਣ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ, ਅਲੌਕਿਕ ਵਿਗਿਆਨੀ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਧਮਾਕਿਆਂ ਦਾ ਮਾਡਲਿੰਗ ਅਜੇ ਵੀ ਆਪਣੇ ਵਰਚੁਅਲ ਸਟਾਰਲਰ ਟਾਈਮ ਬੰਬ ਨੂੰ ਬੰਦ ਕਰਨ ਲਈ ਸੰਘਰਸ਼ ਕਰਦੇ ਹਨ.

ਫਿਰ ਵੀ, ਪ੍ਰਿੰਸਟਨ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਦੇ ਇਕ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀ ਹੱਵ stਸਟ੍ਰਾਈਕਰ, ਜੋ ਇੰਟਰਸਟਰੈਲਰ ਗੈਸ ਦਾ ਨਮੂਨਾ ਲੈਂਦੀ ਹੈ, ਦਾ ਕਹਿਣਾ ਹੈ ਕਿ ਉਹ ਗਲੈਕਸੀ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ ਨੂੰ ਵਧੀਆ ਪੈਰ 'ਤੇ ਪਾਉਣ ਵਿਚ ਮਦਦ ਕਰਨ ਲਈ ਉਤਸੁਕ ਹੈ. "ਇਸ ਵਿੱਚ ਮੇਰੀ ਦਿਲਚਸਪੀ ਕੁਝ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨ ਨਾਲ ਟਿingਨਿੰਗ ਨੂੰ ਤਬਦੀਲ ਕਰਨਾ ਅਤੇ ਕਹਿਣਾ ਹੈ,‘ ‘ਠੀਕ ਹੈ, ਇਹ ਉਹ ਹੈ ਜੋ ਕਿਸੇ ਟਿingਨਿੰਗ ਦੀ ਆਗਿਆ ਨਹੀਂ ਹੈ,” ”ਉਹ ਕਹਿੰਦੀ ਹੈ। ਖੋਜਕਰਤਾਵਾਂ ਦਾ ਕਹਿਣਾ ਹੈ ਕਿ ਉਮੀਦ ਵੱਖ ਵੱਖ ਅਕਾਰ ਦੇ ਸਕੇਲ ਦੇ ਨਤੀਜਿਆਂ ਨੂੰ ਇਸ stringੰਗ ਨਾਲ ਜੋੜਨ ਦੀ ਹੈ ਜੋ ਫਜ਼ੂਲ ਕਾਰਕਾਂ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਨੂੰ ਘਟਾਉਂਦੀ ਹੈ. ਹੌਪਕਿੰਸ ਕਹਿੰਦਾ ਹੈ, "ਤੁਸੀਂ ਜੋ ਚਾਹੁੰਦੇ ਹੋ ਉਹ ਤਸਵੀਰ ਹੈ ਜੋ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਸਕੇਲ ਦੀ ਇਕਸਾਰਤਾ ਵਿੱਚ ਇਕੱਠੇ ਟਿਕੇ ਰਹਿੰਦੀ ਹੈ."

ਅਖੀਰ ਵਿੱਚ, ਨਿਰੀਖਣਾਂ ਅਤੇ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨਾਂ ਦੁਆਰਾ, ਕੁਝ ਖੋਜਕਰਤਾ ਅਜੇ ਵੀ ਇੱਕ ਏਕੀਕ੍ਰਿਤ ਬਿਰਤਾਂਤ ਵਿਕਸਿਤ ਕਰਨ ਦੀ ਉਮੀਦ ਕਰਦੇ ਹਨ ਜੋ ਦੱਸ ਸਕਦਾ ਹੈ ਕਿ ਕੋਈ ਵੀ ਗਲੈਕਸੀ ਆਪਣੀ ਸ਼ਕਲ ਅਤੇ ਗੁਣ ਕਿਵੇਂ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰਦੀ ਹੈ. ਇੱਕ ਅਤਿ ਸਥਿਤੀ ਨੂੰ ਲੈ ਕੇ, ਫੈਬਰ ਨੇ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕੀਤੀ ਹੈ ਕਿ ਸਾਰੀਆਂ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਅਖੀਰ ਵਿੱਚ ਸਿਰਫ ਦੋ ਪੈਰਾਮੀਟਰਾਂ ਦੁਆਰਾ ਕ੍ਰਮਬੱਧ ਕੀਤੀਆਂ ਜਾਣਗੀਆਂ: ਵਿਆਪਕ ਅਤੇ ਰੇਡੀਅਸ. "ਇੱਥੇ ਇੱਕ ਗਲੈਕਸੀ ਕਾਨੂੰਨ ਹੈ ਜਿਸ ਨੂੰ ਅਸੀਂ ਹੁਣ ਲੱਭ ਰਹੇ ਹਾਂ ਜੋ ਇਸਨੂੰ ਸੌਖਾ ਬਣਾਉਂਦਾ ਹੈ."

ਪਰ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਗਲੈਕਸੀ ਮਾੱਡਲਰ ਮੰਨਦੇ ਹਨ ਕਿ ਪਕਵਾਨਾ ਹਮੇਸ਼ਾ ਗੁੰਝਲਦਾਰ ਅਤੇ ਅਨਿਸ਼ਚਿਤ ਰਹੇਗਾ. ਗਲੈਕਸੀ ਦਾ ਗਠਨ ਮੌਸਮ ਵਰਗਾ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਹਫੜਾ-ਦਫੜੀ ਵਾਲੇ ਸੁਭਾਅ ਕਾਰਨ ਸਟੀਕ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀਆਂ ਨੂੰ ਸਦਾ ਲਈ ਪਹੁੰਚ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਰੱਖਦਾ ਹੈ, ਸਪ੍ਰਿੰਗੇਲ ਕਹਿੰਦਾ ਹੈ. "ਮੈਂ ਥੋੜਾ ਜਿਹਾ ਚਿੰਤਤ ਹਾਂ ਕਿ ਅਸੀਂ ਵੱਡੀ ਤਸਵੀਰ ਨੂੰ ਸਮਝਾਂਗੇ ਪਰ ਵੇਰਵਿਆਂ ਨੂੰ ਕਦੇ ਨਹੀਂ ਸਮਝਾਂਗੇ," ਉਹ ਕਹਿੰਦਾ ਹੈ. ਉਸ ਸਥਿਤੀ ਵਿੱਚ, ਗਲੈਕਸੀ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ ਦੀ ਵੱਧ ਰਹੀ ਯਥਾਰਥਵਾਦ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿੱਚ ਸਿਰਫ ਇੱਕ ਬੁਨਿਆਦੀ ਪੇਚੀਦਗੀ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੀ ਹੈ.

ਜੋ ਲਿੰਕ ਤੁਸੀਂ ਸੈਟੇਲਾਈਟ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਅਤੇ ਡਾਰਕ ਮੈਟਰ ਪੈਰਾਮੀਟਰਾਂ ਵੱਲ ਇਸ਼ਾਰਾ ਕਰਦੇ ਹੋ ਅਸੀਂ ਮਿਲਕੀ ਵੇ ਦੇ ਸੈਟੇਲਾਈਟ ਦੀ ਨਿਗਰਾਨੀ ਤੋਂ ਕੱract ਸਕਦੇ ਹਾਂ ਜੋ ਮੈਂ ਇਹ ਦੱਸਦਾ ਹਾਂ ਕਿ ਆਮ ਤੌਰ 'ਤੇ ਮਿਲਕੀ ਵੇਅ ਨਾਲ ਘੱਟ ਸਮੱਸਿਆਵਾਂ ਹਨ ਅਤੇ ਆਮ ਤੌਰ' ਤੇ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥ. ਉਹ ਦੋਵਾਂ ਦੀ ਸਾਡੀ ਸਮਝ ਦੀ ਪੁਸ਼ਟੀ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਅਤੇ ਕੁਝ ਹੱਦ ਤਕ "ਚੰਦਰਮਾ ਦੇ ਸ਼ਾਟ" ਦੇ ਸਿੱਧੇ ਅਸਵੀਕਾਰ ਵਜੋਂ, ਸਕੇਲਰ ਦੀ ਖੋਜ ਜਾਰੀ ਰੱਖੀ, ਪੁੰਜ ਵਰਗਾ ਧੁਰਾ, ਹਨੇਰਾ ਮਾਮਲਾ ਜਿਸ ਨਾਲ ਤੁਸੀਂ ਜੋੜਦੇ ਹੋ ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਕਿਸੇ ਤਰ੍ਹਾਂ ਆਮ ਤੌਰ ਤੇ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥ ਬਾਰੇ ਦੱਸਦਾ ਹੈ. ਉਹ ਕਣ ਸਟ੍ਰਿੰਗ ਥਿ inਰੀ ਵਿੱਚ ਕੁਦਰਤੀ ਹਨ ਪਰ ਇਹ ਨਹੀਂ ਵੇਖਿਆ ਜਾਂਦਾ ਕਿ ਹਨੇਰਾ ਪਦਾਰਥ "ਅਸਪਸ਼ਟ" ਅਤੇ ਲਹਿਰ ਵਰਗਾ ਹੋਵੇਗਾ, ਨਾ ਕਿ ਠੰਡਾ ਅਤੇ ਕਣ https://scitechdaily.com/is-dark-matter-warm-cold-or-fuzzy-new -ਸਮੂਲੇਸ਼ਨ-ਪ੍ਰਦਾਨ-ਦਿਲਚਸਪ-ਇਨਸਾਈਟਸ /].


ਤਿੰਨ ਗੂੜ੍ਹੇ ਪਦਾਰਥ ਦ੍ਰਿਸ਼ਾਂ ਅਧੀਨ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਗਲੈਕਸੀ ਗਠਨ ਦਾ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ. ਠੰ darkੇ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਨਾਲ ਭਰੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ, ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਸਭ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਚਮਕਦਾਰ ਹਾਲਸ (ਬਹੁਤ ਖੱਬੇ ਪਾਸੇ) ਵਿਚ ਬਣਦੀਆਂ ਸਨ. ਜੇ ਹਨੇਰਾ ਪਦਾਰਥ ਇਸ ਦੀ ਬਜਾਏ ਗਰਮ ਹੈ, ਤਾਂ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਪਹਿਲੇ ਲੰਬੇ, ਪੂਛ ਵਰਗੀ ਤੰਦਾਂ (ਕੇਂਦਰ) ਵਿਚ ਬਣਦੀਆਂ ਹਨ. ਅਸਪਸ਼ਟ ਹਨੇਰਾ ਪਦਾਰਥ ਇਸੇ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦੇ ਤੰਦਾਂ ਪੈਦਾ ਕਰੇਗਾ, ਹਾਲਾਂਕਿ ਸਜਾਏ ਗਏ (ਬਿਲਕੁਲ ਸੱਜੇ), ਇੱਕ ਰਬਾਬ ਦੀਆਂ ਤਾਰਾਂ ਵਾਂਗ. ਕ੍ਰੈਡਿਟ: ਖੋਜਕਰਤਾਵਾਂ ਦਾ ਚਿੱਤਰ ਸ਼ਿਸ਼ਟਤਾ
ਸਾਰੇ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਵਿਚ ਫੈਲੇ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੀ ਮਾਤਰਾ asਸਤਨ ਇਕ ਗ੍ਰਹਿ ਸਮੂਹ ਦੀ ,ਸਤਨ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ ਤੇ ਸੂਰਜ ਦੇ ਅੰਦਰ ਬੂਟੇ ਲਗਾਉਣ ਲਈ ਸਥਾਪਤ ਹੁੰਦੀ ਹੈ. ਤੁਸੀਂ ਇਸ ਨੂੰ ਗੰਭੀਰਤਾ ਨਾਲ ਦੇਖਣ ਦੀ ਉਮੀਦ ਕਿਉਂ ਕਰੋਗੇ? https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2018/03/24/ask-ethan-if-dark-matter-is-everywhere-why-havent-we-detemitted-it-in-our-solar- ਸਿਸਟਮ /]

ਕਿਉਂਕਿ ਅਸੀਂ ਆਕਾਸ਼ਵਾਣੀ ਦੇ ਪੁੰਜ ਨੂੰ ਜਾਣਦੇ ਹਾਂ, ਆਮ ਅਤੇ ਹਨੇਰਾ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੇ ਅਨੁਸਾਰੀ ਘਣਤਾ, ਅਤੇ ਸਾਡੇ ਕੋਲ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ ਹਨ ਜੋ ਸਾਨੂੰ ਦੱਸਦੀਆਂ ਹਨ ਕਿ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੀ ਘਣਤਾ ਨੂੰ ਕਿਵੇਂ ਵਿਵਹਾਰ ਕਰਨਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ, ਅਸੀਂ ਕੁਝ ਬਹੁਤ ਵਧੀਆ ਅਨੁਮਾਨ ਲਗਾ ਸਕਦੇ ਹਾਂ. ਜਦੋਂ ਤੁਸੀਂ ਇਹ ਗਣਨਾ ਕਰਦੇ ਹੋ, ਤਾਂ ਤੁਸੀਂ ਦੇਖੋਗੇ ਕਿ ਤਕਰੀਬਨ 10 ^ 13 ਕਿਲੋ ਹਨੇਰਾ ਪਦਾਰਥ ਧਰਤੀ ਦੇ ਚੱਕਰ ਦੁਆਰਾ ਮਹਿਸੂਸ ਕੀਤਾ ਜਾਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ, ਜਦੋਂ ਕਿ ਲਗਭਗ 10 ^ 17 ਕਿਲੋ ਨੇਪਚਿ likeਨ ਵਰਗੇ ਗ੍ਰਹਿ ਦੁਆਰਾ ਮਹਿਸੂਸ ਕੀਤਾ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ.

ਪਰ ਨਤੀਜੇ ਦੇ ਹੋਰ ਜਨਤਾ ਦੇ ਮੁਕਾਬਲੇ ਇਹ ਕਦਰ ਥੋੜੇ ਹਨ! ਸੂਰਜ ਦਾ ਪੁੰਜ 2 × 10 ^ 30 ਕਿਲੋਗ੍ਰਾਮ ਹੈ, ਜਦੋਂ ਕਿ ਧਰਤੀ 6 × 10 ^ 24 ਕਿਲੋਗ੍ਰਾਮ ਵਰਗੀ ਹੈ. 10 ^ 13 - 10 ^ 17 ਕਿਲੋਗ੍ਰਾਮ ਦੀ ਸੀਮਾ ਵਿੱਚ, ਜਿਸ ਦੇ ਮੁੱਲ ਅਸੀਂ ਲੈ ਕੇ ਆਏ ਹਾਂ, ਇਕੋ ਮਾਮੂਲੀ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਪੁੰਜ ਹਨ. ਕਿਸੇ ਦਿਨ, ਅਸੀਂ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਨੂੰ ਚੰਗੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਸਮਝ ਸਕਦੇ ਹਾਂ ਕਿ ਅਜਿਹੇ ਛੋਟੇ ਫਰਕ ਖੋਜਣਯੋਗ ਹੋਣਗੇ, ਪਰ ਅਸੀਂ ਇਸ ਤੋਂ 100,000+ ਦੂਰ ਦਾ ਇੱਕ ਚੰਗਾ ਕਾਰਕ ਹਾਂ.

ਟੋਰਬਜੋਰਨ ਦੁਆਰਾ ਪੇਸ਼ ਕੀਤੀ ਦਿਲਚਸਪ ਜਾਣਕਾਰੀ. ਲੇਖ ਨੇ ਸਾਡੇ ਸੌਰ ਮੰਡਲ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਅਤੇ ਪ੍ਰਭਾਵ ਪਾਉਣ ਵਾਲੇ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੀ ਮਾਤਰਾ ਨੂੰ ਜਾਣਨ ਵਿਚ ਸਹਾਇਤਾ ਕਰਨ ਦਾ ਹਵਾਲਾ ਦਿੰਦੇ ਹੋਏ ਕਿਹਾ ਕਿ “ਕਿਉਂਕਿ ਅਸੀਂ ਆਕਾਸ਼ਵਾਣੀ ਦੇ ਪੁੰਜ ਨੂੰ ਜਾਣਦੇ ਹਾਂ, ਆਮ ਅਤੇ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੇ ਰਿਸ਼ਤੇਦਾਰ ਘਣਤਾ, ਅਤੇ ਸਾਡੇ ਕੋਲ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ ਹਨ ਜੋ ਸਾਨੂੰ ਦੱਸਦੀਆਂ ਹਨ ਕਿ ਕਿਵੇਂ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੀ ਘਣਤਾ ਨੂੰ ਵਰਤਾਓ ਕਰਨਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ, ਅਸੀਂ ਕੁਝ ਬਹੁਤ ਵਧੀਆ ਅਨੁਮਾਨਾਂ ਦੇ ਨਾਲ ਸਾਹਮਣੇ ਆ ਸਕਦੇ ਹਾਂ ਜਦੋਂ ਤੁਸੀਂ ਇਹ ਗਣਨਾ ਕਰਦੇ ਹੋ, ਤਾਂ ਤੁਸੀਂ ਪਾਉਂਦੇ ਹੋ ਕਿ ਤਕਰੀਬਨ 10 10 13 ਕਿਲੋ ਹਨੇਰਾ ਪਦਾਰਥ ਧਰਤੀ ਦੇ ਚੱਕਰ ਦੁਆਰਾ ਮਹਿਸੂਸ ਕੀਤਾ ਜਾਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ, ਜਦੋਂ ਕਿ ਲਗਭਗ 10 ^ 17 ਕਿਲੋ ਨੇਪਚਿ likeਨ ਵਰਗੇ ਗ੍ਰਹਿ ਦੁਆਰਾ ਮਹਿਸੂਸ ਕੀਤਾ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ। '' ਸਮੱਸਿਆ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਆਕਾਸ਼ਵਾਣੀ ਦਾ ਡੀਐਮ ਮਾਡਲ ਇੱਕ ਹੋਰ 100 ਬਾਂਦਰ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ ਜੋ ਆਕਾਸ਼ਗੰਗਾ ਦੇ ਨੇੜੇ ਹੋਣੀਆਂ ਚਾਹੀਦੀਆਂ ਹਨ ਅਤੇ ਹੁਣ ਤੱਕ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਪਛਾਣ ਨਹੀਂ ਕੀਤੀ ਗਈ ਹੈ. ਇਹ ਸੰਕੇਤ ਕਰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਵਿਚ ਡੀਐਮ ਬਾਰੇ ਦਾਅਵਾ ਕੀਤੇ ਗਏ * ਗਿਣਤੀਆਂ * ਸ਼ੱਕੀ ਹਨ.

ਸੂਰਜ ਬਾਰੇ ਟੋਰਬਜੋਰਨ ਦਾ ਬਿਆਨ, "ਸਾਰੇ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਵਿਚ ਫੈਲੇ ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੀ ਮਾਤਰਾ asਸਤਨ ਇਕ ਗ੍ਰਹਿ ਸਮੂਹ ਦਾ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਸੂਰਜ ਦੇ ਅੰਦਰ ਬੂਟੇ ਲਗਾਉਣ ਦੇ ਲਈ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ ਤੇ ਸੈਟਲ ਹੋ ਗਈ ਹੈ."

ਬੀ ਬੀ ਮਾਡਲ ਵਿੱਚ, ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਹਨੇਰੇ ਤਾਰੇ ਸੰਭਵ ਹਨ, ਹਨੇਰੇ ਤਾਰੇ: ਇੱਕ ਸਮੀਖਿਆ "ਐਬਸਟ੍ਰੈਕਟ ਡਾਰਕ ਸਟਾਰ ਹਾਈਡਰੋਜਨ ਅਤੇ ਹੀਲੀਅਮ ਦੇ ਬਣੇ (ਲਗਭਗ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ) ਸਜੀਵ ਵਸਤੂਆਂ ਹਨ, ਪਰ ਫਿ darkਜ਼ਨ ਦੁਆਰਾ ਨਹੀਂ, ਹਨੇਰੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੇ ਵਿਨਾਸ਼ ਤੋਂ ਗਰਮੀ ਦੁਆਰਾ ਸੰਚਾਲਿਤ. ਹਾਈਡ੍ਰੋਸਟੈਟਿਕ ਅਤੇ ਥਰਮਲ ਸੰਤੁਲਨ ਵਿਚ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਪਰ ਇਕ ਅਸਾਧਾਰਣ ਸ਼ਕਤੀ ਦੇ ਸਰੋਤ ਨਾਲ.ਕਾਲੀਨ ਪਦਾਰਥਾਂ ਲਈ ਸਭ ਤੋਂ ਵਧੀਆ ਉਮੀਦਵਾਰਾਂ ਵਿਚ ਕਮਜ਼ੋਰ ਤੌਰ 'ਤੇ ਵਿਸ਼ਾਲ ਕਣਾਂ (ਡਬਲਯੂਆਈਐਮਪੀਜ਼) ਦਾ ਆਪਸ ਵਿਚ ਮੇਲਣਾ, ਉਨ੍ਹਾਂ ਦਾ ਆਪਣਾ ਐਂਟੀਮੇਟਰ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਤਾਰੇ ਦੇ ਅੰਦਰ ਬਰਬਾਦ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਗਰਮੀ ਦਾ ਸਰੋਤ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਵਸਤੂ ਤਾਰਿਕ ਪੁੰਜ ਦਾ ਸਿਰਫ ≲ 0.1% ਬਣਦਾ ਹੈ, ਇਹ ਰਕਮ ਲੱਖਾਂ ਤੋਂ ਅਰਬਾਂ ਸਾਲਾਂ ਤੱਕ ਤਾਰੇ ਨੂੰ ਤਾਕਤ ਦੇਣ ਲਈ ਕਾਫ਼ੀ ਹੈ. ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ, ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੇ ਇਤਿਹਾਸ ਵਿੱਚ ਉੱਤਮ ਵਿਕਾਸ ਦਾ ਪਹਿਲਾ ਪੜਾਅ ਹਨੇਰਾ ਤਾਰੇ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹਨ. "

ਸੂਰਜ ਵਿੱਚ ਡੀਐਮ ਸ਼ਾਇਦ, ਉੱਤਮ ਵਿਕਾਸ ਸਿਧਾਂਤ ਅਤੇ ਸੂਰਜ ਵਿੱਚ ਪੀ-ਪੀ ਚੇਨ ਫਿusionਜ਼ਨ ਲਈ ਈਓਐਸ ਨੂੰ ਬਦਲ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਸਾਡੇ ਕੋਲ ਧਰਤੀ ਉੱਤੇ ਡੀਐਮ ਨੂੰ ਵੇਖਣ ਅਤੇ ਦਸਤਾਵੇਜ਼ ਬਣਾਉਣ ਲਈ ਮੌਜੂਦਾ ਯਤਨ ਹਨ, ਅਜੇ ਤੱਕ ਡੀਐਮ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਣ ਵਾਲੀ ਕੁਝ ਵੀ ਨਹੀਂ ਪਛਾਣਿਆ ਗਿਆ, https://www.space.com/hunt-dark-matter-inside-earth.html ਲੰਬੇ ਸਮੇਂ ਤੋਂ ਘੁੰਮਣ ਦੀ ਸਮੱਸਿਆ ਹੈ ਗਲੈਕਸੀ ਵਿਚ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦਾ ਅਤੇ ਲੰਬੇ ਘੁੰਮਣ ਦੇ ਇਤਿਹਾਸ ਉੱਤੇ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਤੋਂ ਡੀ ਐਮ ਨੂੰ ਫੜਨਾ ਜਾਂ ਕੱjectionਣਾ. ਵਿਚਾਰੋ ਸੂਰਜ ਨੂੰ ਲਗਭਗ 18-20 ਗੈਲੇਕਟਿਕ ਘੁੰਮਣ ਨੂੰ ਪੂਰਾ ਕਰਨਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ ਮੀਟਰੋਰਾਇਟਿਕ ਉਮਰ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਵਰਤੀਆਂ ਜਾਂਦੀਆਂ ਹਨ. ਡੀਐਮ ਕੈਪਚਰ ਜਾਂ ਸੰਭਾਵਤ ਇਜਾਜ਼ਤ ਦੇ ਦੌਰ ਹੋਣਗੇ ਜੋ ਇਹ ਦਰਸਾਉਣ ਲਈ ਵਰਤੀਆਂ ਗਈਆਂ ਕੁਝ ਗਣਨਾ ਦੁਆਰਾ ਦਾਅਵਾ ਕੀਤੇ ਗਏ ਡੀਐਮ ਦੀ ਮਾਤਰਾ ਨੂੰ ਬਦਲ ਸਕਦੇ ਹਨ ਜੋ ਸਾਨੂੰ ਅੱਜ ਜੀਪੀਟਰ ਦੇ ਗੈਲੀਲੀਅਨ ਚੰਦ੍ਰਮਾਂ ਤੇ ਡੀਐਮ ਨੂੰ ਨਹੀਂ ਵੇਖਣਾ ਚਾਹੀਦਾ. ਸੌਰ ਸਿਸਟਮ ਦੁਆਰਾ ਡਾਰਕ ਮੈਟਰ ਨੂੰ ਕੈਪਚਰ ਅਤੇ ਇਜੇਕਸ਼ਨ, ਸੋਲਰ ਸਿਸਟਮ ਵਿਚ ਡਾਰਕ-ਮੈਟਰ ਕੈਪਚਰ 'ਤੇ ਤਾਜ਼ਾ ਕੰਮਾਂ ਬਾਰੇ ਟਿੱਪਣੀਆਂ
ਇਸ ਲਈ ਇਸ ਵਿਸ਼ੇ 'ਤੇ ਮੇਰਾ ਵਿਚਾਰ ਹੈ. ਹੁਣ ਤੱਕ, ਡੀ.ਐੱਮ. ਕੀ ਹੈ ਦੀ ਪਛਾਣ ਕਰਨ ਦੀਆਂ ਸਾਰੀਆਂ ਕੋਸ਼ਿਸ਼ਾਂ ਅਸਫਲ ਰਹੀਆਂ ਹਨ, ਦੋਵੇਂ ਨੇੜੇ ਅਤੇ ਦੂਰ. ਡੀ ਐਮ ਦੀ ਕੰਪਿ computerਟਰ ਸਿਮੂਲੇਸ਼ਨ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਇੱਕ ਮੁਫਤ ਪੈਰਾਮੀਟਰ ਹੈ ਜਿਸ ਨੂੰ ਆਉਟਪੁੱਟ ਲੋੜੀਂਦੀ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰਨ ਲਈ ਲੋੜ ਅਨੁਸਾਰ ਐਡਜਸਟ ਕੀਤਾ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ. I think computer simulations with free parameters should be clearly pointed out to the public in reports and the consequence of DM failing to be identified and what happens to the simulations if DM is not real. The BB model collapses. Thus, much is at stake here it seems to me---Rod

FYI. The information presented about DM in the solar system in this thread to support the BB cosmology model I find biased and not an objective comment - "The amount of dark matter spread out in the whole solar system averages an asteroid mass worth, much likely settled inside the Sun to boot. Why would you expect to see that gravitationally? https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2018/03/24/ask-ethan-if-dark-matter-is-everywhere-why-havent-we-detected-it-in-our-solar-system/ "

Here is an example of an objective and more accurate report on DM in the solar system, Measuring the local Dark Matter density in the laboratory I note this from the arxiv report. "Introduction. - A self-gravitating fluid that does not emit or absorb radiation at any observable wavelength, Dark Matter (DM) is the only coherent explanation for a number of otherwise anomalous phenomena . While the evidence for the existence of DM in the Universe and in our own galaxy is compelling, there is no direct indication of the presence of DM within a sphere of radius about one parsec around the Sun . More specifically, there is no astronomical tracer that can currently be used to directly probe the DM contribution to the Milky Way gravitational potential with sub-parsec resolution . Consequently, any statement about the properties of the DM flux through our planet relies heavily on the extrapolation of DM density estimates performed on much larger scales. Each of these methods comes with its own limitations as well systematic and statistical errors . "


‘Cold Neptunes’ are Common, New Study Says

A new statistical study of exoplanets found by an innovative technique called gravitational microlensing suggests that so-called ‘cold Neptunes’ are likely the most common type of planet to form in the icy outer regions of extrasolar planetary systems.

Neptune-mass planets like the one shown in this artist’s rendering may be the most common in the icy regions of planetary systems beyond a certain distance from a young star, water and other substances remain frozen, leading to an abundant population of icy objects that can collide and form the cores of new planets in the foreground, an icy body left over from this period drifts past the planet. Image credit: NASA’s Goddard Space Flight Center / Francis Reddy.

Gravitational microlensing takes advantage of the light-bending effects of massive objects predicted by Einstein’s general theory of relativity. It occurs when a foreground star, the lens, randomly aligns with a distant background star, the source, as seen from our planet.

As the lensing star drifts along in its orbit around the galaxy, the alignment shifts over days to weeks, changing the apparent brightness of the source.

The precise pattern of these changes provides astronomers with clues about the nature of the lensing star, including any planets it may host.

“We mainly determine the mass ratio of the planet to the host star and their separation,” said Dr. David Bennett, an astrophysicist at NASA’s Goddard Space Flight Center and the University of Notre Dame and co-author of the study, published in the ਐਸਟ੍ਰੋਫਿਜ਼ੀਕਲ ਜਰਨਲ.

“For about 40% of microlensing planets, we can determine the mass of the host star and therefore the mass of the planet.”

More than 50 exoplanets have been discovered using microlensing compared to thousands detected by other techniques, such as detecting the motion or dimming of a host star caused by the presence of planets.

Because the necessary alignments between stars are rare and occur randomly, astronomers must monitor millions of stars for the tell-tale brightness changes that signal a microlensing event.

However, microlensing holds great potential. It can detect planets hundreds of times more distant than most other methods, allowing astronomers to investigate a broad swath of our Milky Way galaxy.

The technique can locate exoplanets at smaller masses and greater distances from their host stars, and it’s sensitive enough to find planets floating through the galaxy on their own, unbound to stars.

This graph plots 4,769 exoplanets and planet candidates according to their masses and relative distances from the snow line, the point where water and other materials freeze solid (vertical cyan line) gravitational microlensing is particularly sensitive to planets in this region planets are shaded according to the discovery technique listed at right masses for unconfirmed planetary candidates from NASA’s Kepler mission are calculated based on their sizes for comparison, the graph also includes the planets of our Solar System. Image credit: NASA’s Goddard Space Flight Center.

“We’ve found the apparent sweet spot in the sizes of cold planets,” said study lead author Dr. Daisuke Suzuki, a researcher at NASA’s Goddard Space Flight Center and the University of Maryland Baltimore County.

“Contrary to some theoretical predictions, we infer from current detections that the most numerous have masses similar to Neptune, and there doesn’t seem to be the expected increase in number at lower masses.”

“We conclude that Neptune-mass planets in these outer orbits are about 10 times more common than Jupiter-mass planets in Jupiter-like orbits.”

From 2007 to 2012, the Microlensing Observations in Astrophysics (MOA) collaboration issued 3,300 alerts informing the astronomical community about ongoing microlensing events.

Dr. Bennett, Dr. Suzuki and their colleagues identified 1,474 microlensing events, with 22 displaying clear planetary signals. This includes four planets that were never previously reported.

To study these events in greater detail, the astronomers included data from the other major microlensing project operating over the same period, the Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE), as well as additional observations from other projects designed to follow up on MOA and OGLE alerts.

From this information, the authors determined the frequency of planets compared to the mass ratio of the planet and star as well as the distances between them.

For a typical planet-hosting star with about 60% the Sun’s mass, the typical microlensing planet is a world between 10 and 40 times Earth’s mass. For comparison, Neptune in our own Solar System has the equivalent mass of 17 Earths.

The results imply that cold Neptune-mass worlds are likely to be the most common types of planets beyond the so-called snow line, the point where water remained frozen during planetary formation.

In our Solar System, the snow line is thought to have been located at about 2.7 times Earth’s mean distance from the Sun, placing it in the middle of the main asteroid belt today.

“Beyond the snow line, materials that were gaseous closer to the star condense into solid bodies, increasing the amount of material available to start the planet-building process,” Dr. Suzuki said.

“This is where we think planetary formation was most efficient, and it’s also the region where microlensing is most sensitive.”

D. Suzuki ਅਤੇ ਬਾਕੀ. 2016. The Exoplanet Mass-Ratio Function from the MOA-II Survey: Discovery of a Break and Likely Peak at a Neptune Mass. ApJ 833, 145 doi: 10.3847/1538-4357/833/2/145


Dark Matter in the Universe

III.A.1 Radio and Far-Infrared (FIR) Observations

Neutral and molecular hydrogen (H I and H2), form only a small component of the total mass of the galactic system. Both 21-cm and CO (millimeter) observations can only account for about one-third of the total galactic mass being in the form of diffuse or cloud matter. The IRAS satellite, which performed an all-sky survey between 12 and 100 μm, did not find a significant population of optically unseen but FIR bright point sources in the galaxy. Instead, it showed that the emission from dust in the diffuse interstellar medium is consistent with the amount of neutral gas present in the plane and that there is not a very sizable component of the galaxy at high-galactic latitude. This severely constrains conventional explanations for the DM since any object would come into equilibrium at temperatures of the same order as an interstellar grain and would likely be seen by the IRAS satellite observations. As we mentioned, however, spectra obtained with ISO show diffuse molecular gas in unexpectedly large abundance in spirals.


How cold can you go? Cooler tested for NASA telescope

Technicians inspect the cooler for the Mid-Infrared Instrument, or MIRI, part of NASA's James Webb Space Telescope. ਕ੍ਰੈਡਿਟ: ਨਾਸਾ / ਜੇਪੀਐਲ-ਕਾਲਟੇਕ

A first-of-its-kind cooler for NASA's James Webb Space Telescope, scheduled to launch in 2018, has completed testing at NASA's Jet Propulsion Laboratory in Pasadena, California.

About the size of a household fridge, this cooler has a far more important role than chilling sodas and snacks. It is key to catching faint whispers of light from the very first stars born in our universe billions of years ago. The cooler will chill one of the Webb telescope's four instruments, called the Mid-Infrared Instrument, or MIRI, which will also study other stars, exoplanets and galaxies.

"When did stars start looking like they do today?" asks Michael Ressler, project scientist for the U.S. portion of the MIRI instrument at JPL. "MIRI will help us narrow in on the era of first light."

On May 24, MIRI's cooler officially passed its pre-ship review. Its main portion, called the cryocooler compressor assembly, was shipped May 26 to its next destination: the Northrop Grumman Aerospace Systems facility in Redondo Beach, California. There, the cooler will be united with the body of the Webb spacecraft. The MIRI instrument itself is currently at NASA's Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Maryland, where it is part of the integrated telescope and instruments. Eventually, those components will make their way to Northrop Grumman too, where the whole observatory will come together in preparation for its momentous 2018 launch.

"We fully expect that the MIRI will open up a whole new territory of astronomy, enabled by this cooler," said John Mather, Webb's lead project scientist and Nobel laureate at NASA Goddard.

MIRI is a joint project of Europe and the United States, with the U.S. portion being managed by JPL. The MIRI cooler was developed by Northrop Grumman, and then later sent to JPL for testing to demonstrate its performance and verify its readiness for spaceflight. The Webb telescope mission itself is managed by NASA Goddard.

MIRI will be the coldest instrument onboard the telescope, operating at beyond-frostbite temperatures of no more than 6.7 degrees above absolute zero, or minus 448 degrees Fahrenheit. Why so cold? MIRI sees what is known as mid-infrared light, which is given off by objects at around room temperature. Desks, people and the air we breathe, for example, are aglow with mid-infrared light that we can't see with our eyes. Specialized instruments like MIRI are designed to pick up this mid-infrared glow, but they must be chilled to avoid background infrared light that can drown out what astronomers want to see.

By comparison, Webb's three other science instruments, which record near-infrared light, all need to be cold too, but not as cold. The telescope optics and near-infrared instruments passively reach temperatures of around 40 degrees above absolute zero, i.e., 40 Kelvin, which is about minus 388 degrees Fahrenheit, by simply being in the shade of the observatory's tennis court-sized sunshield.

This image shows the cooling device for the Mid-Infrared Instrument, or MIRI, one of the James Webb Space Telescope's four instruments. ਕ੍ਰੈਡਿਟ: ਨਾਸਾ / ਜੇਪੀਐਲ-ਕਾਲਟੇਕ

"The instrument has to be cold enough to not detect itself," said Ressler, explaining that the instrument gives off its own heat. Moreover, MIRI's mid-infrared detectors, which convert light into electrical signals the way a camera chip inside a cell phone does to take photos, need to be chilled to less than 7 degrees above absolute zero to even work right.

Other infrared telescopes, such as NASA's Spitzer Space Telescope and Wide-field Infrared Survey Telescope (WISE), used thermos-bottle-like coolers filled with coolants, such as liquid helium and solid hydrogen, to chill their instruments. But those systems can be large and heavier to launch. Their biggest downside is that they have finite lifetimes, warming up when their coolants run out.

MIRI started out with a design like this, but was later changed to an active cooling system, which works more like a common refrigerator. The MIRI cooler, also called a cryocooler, can chill the instrument without the need for a consumable coolant.

"You can cool drinks with an ice chest full of ice, or you can put them in a fridge," said Konstantin Penanen, the cryocooler delivery manager at JPL. "Our cryocooler is equivalent to the fridge option." The ice in the ice chest eventually melts and then the drinks inside warm up, but the fridge uses electricity to keep things cool indefinitely.

The basic principle of active cooling is to compress a gas, then let it expand—a process that cools the gas. The same thing happens in refrigerators and air conditioners, which are heat pumps that move heat from a colder place to a warmer place, in reverse of what occurs naturally. A gas or "refrigerant" is compressed by a pump, then allowed to expand where you want the cooling to happen. The process of expansion absorbs heat, and the expanded gas is pumped away and its absorbed heat is dumped away by a radiator. The gas is then recycled and recompressed and the process begins anew. Active cooling on the Webb telescope is much more complicated than a household refrigerator.

To avoid excess heat and vibrations affecting MIRI, the Webb telescope's designers had to place the majority of the cooler behind the telescope's massive sunshield. Webb's telescope and main instrument module are protected from the heat of the sun by a shade about as big as a tennis court. With the pumping portion of the cooler on the other side of the shield, a pair of refrigerant lines—one feed line and one return line, each roughly one-sixteenth of an inch in diameter—are used to connect it to MIRI. In total, the cooling system involves roughly 67 feet (20 meters) worth of the thin tubing that snakes delicately throughout the observatory, carrying the recirculating helium coolant.

"There's nothing quite like this," said Kalyani Sukhatme, the instrument's U.S. project manager at JPL. "One of the complexities of this system is how distributed it is."

The MIRI cooling system has four stages, chilling gas down successively to lower and lower temperatures. The first three stages make up the majority of the cooler and take place in the cold compressor assembly—the largest portion of the cooler. That compressor, as well as its controlling electronics, recently passed cold and vibration tests at JPL. Engineers first fitted the compressor and their electronics into a special cold chamber and tested it, then they vibrated the compressor to mimic the effects of a rocket launch, and finally tested it once again in the cold chamber, checking-out its full range of performance.

The results showed that the device is twice as efficient as required. "If a lot of extra unanticipated heat is generated by the telescope, we can take care of it," said Sukhatme.


What happens when galaxies collide?

Galactic collisions are a fairly frequent occurrence in deep space and our Milky Way is no exception.

Approximately four billion years from now the neighbouring Andromeda galaxy will crash into the Milky Way.

Thankfully, the space in-between individual planets and stars is too great for any bodies to collide.

But the collisions will have a profound effect on the shape and movement of the galaxies.

When two spiral galaxies collide, for instance, they can end up creating an elliptical galaxy.

The galactic merger can also trigger the birth of new stars thanks to stellar gas and dust mixing in the presence of gravity.

ਰੁਝਾਨ


Experimental detection

Because WIMPs may only interact through gravitational and weak forces, they are extremely difficult to detect. However, there are many experiments underway to attempt to detect WIMPs both directly and indirectly. Direct detection refers to the observation of the effects of a WIMP-nucleus collision as the dark matter passes through a detector in an Earth laboratory. Indirect detection refers to the observation of annihilation or decay products of WIMPs far away from Earth.

Indirect detection efforts typically focus on locations where WIMP dark matter is thought to accumulate the most: in the centers of galaxies and galaxy clusters, as well as in the smaller satellite galaxies of the Milky Way. These are particularly useful since they tend to contain very little baryonic matter, reducing the expected background from standard astrophysical processes. Typical indirect searches look for excess gamma rays, which are predicted both as final-state products of annihilation, or are produced as charged particles interact with ambient radiation via inverse Compton scattering. The spectrum and intensity of a gamma ray signal depends on the annihilation products, and must be computed on a model-by-model basis. Experiments that have placed bounds on WIMP annihilation, via the non-observation of an annihilation signal, include the Fermi-LAT gamma ray telescope and the VERITAS ground-based gamma ray observatory. Although the annihilation of WIMPs into standard model particles also predicts the production of high-energy neutrinos, their interaction rate is too low to reliably detect a dark matter signal at present. Future observations from the IceCube observatory in Antarctica may be able to differentiate WIMP-produced neutrinos from standard astrophysical neutrinos however, at present, only 37 cosmological neutrinos have been observed, making such a distinction impossible.

Another type of indirect WIMP signal could come from the Sun. Halo WIMPs may, as they pass through the Sun, interact with solar protons, helium nuclei as well as heavier elements. If a WIMP loses enough energy in such an interaction to fall below the local escape velocity, it would not have enough energy to escape the gravitational pull of the Sun and would remain gravitationally bound. As more and more WIMPs thermalize inside the Sun, they begin to annihilate with each other, forming a variety of particles, including high-energy neutrinos. These neutrinos may then travel to the Earth to be detected in one of the many neutrino telescopes, such as the Super-Kamiokande detector in Japan. The number of neutrino events detected per day at these detectors depends on the properties of the WIMP, as well as on the mass of the Higgs boson. Similar experiments are underway to detect neutrinos from WIMP annihilations within the Earth and from within the galactic center.

While most WIMP models indicate that a large enough number of WIMPs must be captured in large celestial bodies for these experiments to succeed, it remains possible that these models are either incorrect or only explain part of the dark matter phenomenon. Thus, even with the multiple experiments dedicated to providing indirect evidence for the existence of cold dark matter, direct detection measurements are also necessary to solidify the theory of WIMPs.

Although most WIMPs encountering the Sun or the Earth are expected to pass through without any effect, it is hoped that a large number of dark matter WIMPs crossing a sufficiently large detector will interact often enough to be seen—at least a few events per year. The general strategy of current attempts to detect WIMPs is to find very sensitive systems that can be scaled up to large volumes. This follows the lessons learned from the history of the discovery and (by now) routine detection of the neutrino.

CDMS parameter space excluded as of 2004. DAMA result is located in green area and is disallowed.

Cryogenic crystal detectors

A technique used by the Cryogenic Dark Matter Search (CDMS) detector at the Soudan Mine relies on multiple very cold germanium and silicon crystals. The crystals (each about the size of a hockey puck) are cooled to about 50 mK. A layer of metal (aluminium and tungsten) at the surfaces is used to detect a WIMP passing through the crystal. This design hopes to detect vibrations in the crystal matrix generated by an atom being "kicked" by a WIMP. The tungsten transition edge sensors (TES) are held at the critical temperature so they are in the superconducting state. Large crystal vibrations will generate heat in the metal and are detectable because of a change in resistance. CRESST, CoGeNT, and EDELWEISS run similar setups.

Noble gas scintillators

Another way of detecting atoms "knocked about" by a WIMP is to use scintillating material, so that light pulses are generated by the moving atom and detected, often with PMTs. Experiments such as DEAP at SNOLAB, DarkSide, or WARP at the LNGS plan to instrument a very large target mass of liquid argon for sensitive WIMP searches. ZEPLIN, and XENON used xenon to exclude WIMPs at higher sensitivity until superseded in sensitivity by LUX in 2013. Larger ton-scale expansions of these xenon detectors have been approved for construction. PandaX is also using xenon. Neon may used in future studies.

Crystal scintillators

Instead of a liquid noble gas, an in principle simpler approach is the use of a scintillating crystal such as NaI(Tl). This approach is taken by DAMA/LIBRA, an experiment that observed an annular modulation of the signal consistent with WIMP detection (see #Recent Limits). Several experiments are attempting to replicate those results, including ANAIS and DM-Ice, which is codeploying NaI crystals with the IceCube detector at the South Pole. KIMS is approaching the same problem using CsI(Tl) as a scintillator.

Bubble chambers

The PICASSO (Project In Canada to Search for Supersymmetric Objects) experiment is a direct dark matter search experiment that is located at SNOLAB in Canada. It uses bubble detectors with Freon as the active mass. PICASSO is predominantly sensitive to spin-dependent interactions of WIMPs with the fluorine atoms in the Freon. COUPP, a similar experiment using trifluoroiodomethane(CF3I), published limits for mass above 20 GeV in 2011.

A bubble detector is a radiation sensitive device that uses small droplets of superheated liquid that are suspended in a gel matrix. It uses the principle of a bubble chamber but, since only the small droplets can undergo a phase transition at a time, the detector can stay active for much longer periods.When enough energy is deposited in a droplet by ionizing radiation, the superheated droplet becomes a gas bubble. The bubble development is accompanied by an acoustic shock wave that is picked up by piezo-electric sensors. The main advantage of the bubble detector technique is that the detector is almost insensitive to background radiation. The detector sensitivity can be adjusted by changing the temperature, typically operated between 15 °C and 55 °C. There is another similar experiment using this technique in Europe called SIMPLE.

PICASSO reports results (November 2009) for spin-dependent WIMP interactions on 19 F, for masses of 24 Gev new stringent limits have been obtained on the spin-dependent cross section of 13.9 pb (90% CL). The obtained limits restrict recent interpretations of the DAMA/LIBRA annual modulation effect in terms of spin dependent interactions.

PICO is an expansion of the concept planned in 2015.

ਹੋਰ

Time Project Chambers (TPC) filled with low pressure gases are being studied for WIMP detection. The Directional Recoil Identification From Tracks (DRIFT) collaboration is attempting to utilize the predicted directionality of the WIMP signal. DRIFT uses a carbon disulfide target, that allows WIMP recoils to travel several millimetres, leaving a track of charged particles. This charged track is drifted to an MWPC readout plane that allows it to be reconstructed in three dimensions and determine the origin direction. DMTPC is a similar experiment with CF4 gas.


College of Arts and Sciences

What is the Universe? What does it contain? What is its history? Its future? This talk will explore the scale, age, and fate of the Universe. We will learn how we observe the Universe, how we know what we know, and what is still not known. We will also explore alternate Universes as a portal to understanding our own.

Bio: Jeremy Darling is an Associate Professor of Astrophysics at the University of Colorado,

Star Smog: The role of dust in how we perceive galaxies
Benne Holwerde (University of Louisville)

Galaxies are made up of stars, gas, dark matter and dust. That last ingredient is only a small amount of the total but radically changes our view of galaxies. Up to half the starlight in a given galaxy could be invisible thanks to the small amount of dust. Over decades, astronomy has sought to get away from dust to study the galaxies’ stars and to study the dust itself. This talk will focus on how dust dims and reddens the starlight in galaxies other than our Milky Way.

Planet Hunters and the Most Mysterious Star in the Galaxy
Tabetha Boyajian (Louisiana State University)

Abstract: The NASA Kepler Mission provided 4 year long, ultra-precise light curves for over 150,000 stars with a primary science goal of finding transiting planets. In Kepler’s field of view was KIC 8462852, a star citizen scientists identified to have unusual brightness variations. This otherwise seemingly normal F star underwent erratic and completely unpredictable dips in flux ranging from <1% to more than 20%, with each event lasting from days to weeks at a time. In addition to this puzzling variability,

The Future of the Cosmos
Chris Mihos (CWRU Astronomy)

Abstract: The universe around us is ever-changing: stars are born and die, galaxies collide and merge with one another, titanic explosions rock our galaxy, and the very fabric of the universe itself expands at an ever-increasing rate, carrying galaxies across the universe at breakneck speeds. In this talk, CWRU Astronomy’s Chris Mihos will give us a peek into the far future, using the physical laws of the universe to explore the changes in store for the Sun, the Galaxy, and the Universe as a whole.

Bio: Chris Mihos is a Professor of Astronomy at Case Western Reserve University.

What’s inside the Moon?
Peter James (Baylor University)

Abstract: The Moon’s deep interior hides many clues about its formation and evolution. Unfortunately, it is easier to observe a star many light-years away than it is to peer through hundreds of miles of solid rock. We can nevertheless use geophysical techniques like seismic wave propagation, electromagnetic induction, and tidal deformation to learn about the interiors of planetary bodies. This talk will focus on recent exciting developments in the use of gravity anomalies that is, geographic variations in the strength of the Moon’s gravitational pull, to study the Moon’s interior.

Black Holes and Globular Clusters
Stephen Zepf (Michigan State Univ)

Black Holes have long excited the imagination of both scientists and the broader public. However, black holes are not easy to find because they emit very little light of their own. Often the best way to find a black hole is through its gravitational effect on a very nearby star. Seemingly excellent places to look for these interactions between stars and black holes are globular clusters with many stars all located very close together. I will talk about this search for black holes in globular clusters,

Lions, Archers, and Bears: Dwarf Galaxies in the Local Group
Bill Janesh (Case Western Reserve University)

The Local Group is our cosmic neighborhood — home to the Milky Way, the Andromeda Galaxy, and dozens of smaller objects called dwarf galaxies. Dwarf galaxies are valuable tools for answering questions about how the Universe works. How do stars and galaxies form and change over time? How do galaxies interact with each other? What is a galaxy, anyway? In this talk, we will take a closer look at some of the dwarf galaxies in the Local Group and how they can contribute to our knowledge of the Universe.

How were the most ancient objects in the universe formed?
Kelsey Johnson (University of Virginia)

Ancient remnants from the early universe surround our galaxy. These relics, know as “globular clusters” have the potential to provide insight into the prevailing physical conditions during an epoch that cannot be directly observed. While some progress has been made, and we now know globular clusters can still be formed during extreme episodes of star formation in the relatively nearby universe, the actual physical conditions that give rise to globular clusters has vexed both observers and theorists for decades. With the new capabilities of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA) we have the ability to probe the birth environments of that gave rise to these ancient objects for the first time.

Galaxy Cannibals: The Evolution of Massive Galaxies Through Cosmic Time
Rachel Bezanson (University of Pittsburgh)

Massive galaxies reside in the densest and oldest regions of the Universe, yet we are only beginning to understand their formation history. Once thought to be relics of a much earlier time, the most massive local galaxies are red and dead elliptical galaxies, with little ongoing star formation or organized rotation. In the last decade, observations of their assumed progenitors have demonstrated that the evolutionary histories of massive galaxies have been far from static. Instead, billions of years ago, massive galaxies looked completely different –

Galaxy dynamics: a tale of light and darkness
Benoit Famaey (CNRS/University of Strasbourg)

Galaxy dynamics is confronted with one of the deepest problems of modern physics: the dark matter problem. The motions of stars and gas observed exceed what can be explained by the mass visible in those same stars and gas. Either (i) there is a vast amount of unseen mass in some novel form – dark matter – or (ii) the data indicate a breakdown of our understanding of dynamics on the relevant scales, or (iii) both. We shall review the observational evidence for an intimate connection between the baryonic surface density and the total gravitational field in galaxies.

Other Earths and Origins of Life
Dimitar Sasselov, Harvard University

The lecture will discuss the new field of scientific research on the emerging frontier where astronomy meets biochemistry. In the past year astronomers have discovered planets that resemble Earth around nearby stars and now prepare to explore them with a new generation of telescopes. In the meantime, chemists and biologists have narrowed down the environments necessary for early forms of Earth life and are helping the astronomers in defining their targets. The search is on!

The New Moon
Brett Denevi, Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory

Although we may not think of the Moon as a dynamic place (the first lunar explorers described the landscape’s “magnificent desolation”), its past was one of intense bombardment, floods of lavas, and intrusive volcanism, and even today it continues to change. Understanding the Moon’s past and present may provide our best opportunity to gain new insights topics as diverse as the early evolution of the Solar System and the timeline of the first development of life on Earth. The Moon also yields insights into how a planetary body evolves from a fiery magma ocean to a solid world still cooling off today,

Simulating the Universe
Mark Vogelsberger (MIT)
Modern supercomputer simulations model the evolution of the Universe starting briefly after the Big Bang until today – spanning about 13.7 billion years. These simulations describe correctly the growth, structure, and composition of galaxies. I will give an overview of recent simulation efforts, and demonstrate that the virtual universes are nearly indistinguishable from the real Universe. However, our models are still not perfect and I will also show where simulations disagree with observational data and how we can improve our models to arrive at a better understanding of the evolution of our Universe.

The Universe on A Computer: The Formation of Galaxies, Stars, and Planets in a Violent Cosmos
Philip Hopkins, California Institute of Technology

Astronomers have now discovered planets around distant stars, the relics of the “first generation” of stars in the Universe, and the light from the first galaxies when the Universe was but a fraction of its present age. However, a human life is infinitesimally small compared to the cosmic time scales over which these systems evolved, so we see only snapshots, instants in time. To link them together and understand how our Universe evolved,

Mapping the Universe: New Vistas, New Lands
David Silva, National Optical Astronomy Observatory

To be human is to explore. Today’s astronomers are cosmic explorers, creating maps of the Universe, near and far. The earliest star maps were painted thousands of years ago on the walls of caves. Our maps today are spectacular, full of objects and phenomena that were completely undiscovered even 20 years ago. Yet, great mysteries remain. Is a civilization ending asteroid lurking in the darkness? Do Earth‐like planets orbit nearby stars and do they harbor life? How did our home galaxy, the Milky Way,

The Frontier From Space
Daniela Calzetti, University of Massachusetts – Amherst

In 2015 the Hubble Space Telescope celebrated its 25th anniversary. Hubble has produced a paradigm shift in how both astronomers and the general public understand the Universe, and it may be time to take stock of all the accomplishments of the many space missions undertaken by numerous agencies — ESA and NASA in particular — over the past 30 years. We will do this with an eye to set the stage for the next game‐changing space missions.

Daniela Calzetti is Professor of Astronomy at the Department of Astronomy,

Our Future Off-Earth
Chris Impey, University of Arizona

The Space Age is half a century old. Its early successes were driven by a fierce superpower rivalry between the Soviet Union and the United States, which tended to obscure the fact that exploration and risk‐taking is built into human DNA. Decades after we last set foot on the Moon, and several years after the Space Shuttle was retired, the space activity is finally leaving the doldrums. A vibrant private sector led by SpaceX and Virgin Galactic plans to launch supplies cheaply into Earth orbit and give anyone the chance of a sub‐orbital joy ride.

The Quest for Infinite Telescope Aperture: Are We There Yet?

Michael Skrutskie, University of Virginia

Since the invention of the telescope somewhere in the Netherlands around the end of the 16th century one thing has generally mattered most to builders and users of these instruments… larger apertures collect more light and reveal finer detail, ultimately opening the door to studies ranging from observations of the most distant observable universe, the direct detection and characterization of extrasolar planets, and “spacecraft quality” observations of Solar System objects. Individual institutions, entire nations, and now consortia of nations are striving to build bigger and better telescopes.

A Space‐time Symphony of Gravitational Waves
Kelly Holley-Bockelmann, Vanderbilt University

On February 11, 2016, scientists announced the first detection of gravitational waves, a Nobel Prize‐level achievement and a profound moment for humankind. Prior to that moment, the only way we learned about the distant Universe is through the light we received. Light revealed that we live in an extraordinarily beautiful expanding and accelerating Universe — full of exoplanets, stellar explosions, other galaxies, and dark matter that pervades everything. And now, humanity has observed the ripples in space‐time caused by the motion of massive objects like black holes

Doug Hamilton, University of Maryland

The icy white heart of Pluto became an instant sensation after the 2015 New Horizons flyby, featured on websites, blogs, and T‐shirts worldwide. The actual feature on Pluto is composed of frozen nitrogen, carbon monoxide, and methane, substances that can all be either in the solid or gaseous states at the cold temperatures of this distant world. Water plays the same role on Earth, being found as a solid in our twin polar ice caps, and Mars too has a pair of polar caps composed,

Biography of the Milky Way

James Bullock, University of California, Irvine

The Universe on the grandest scales is a vast network of galaxies. Dotted along an expanding cosmic web, galaxies shine with the collective light of thousands to billions of stars. More than just collections of stars however, galaxies are dynamic ecosystems. They allow multiple generations of stars to build new atoms that had never before existed. They foster complex chemistry, even organic chemistry, in an otherwise sterile universe. One galaxy, the Milky Way, is special to us. Without it, we would not exist.

Kathryn Johnston, Columbia University

Galaxies! Images of these objects are awe-inspiring – spirals of billions of stars, along with the gas and dust from which stars form, spinning slowly in the sky. Yet these majestic objects are thought to have formed quite violently through the agglomeration of smaller objects. Even our own home – the Milky Way galaxy – seems to be in the process of devouring several smaller galaxies! This talk examines why we think galaxies are cannibals in general, and what this means about the past and future evolution of the Milky Way in particular.

Gamma Ray Bursts: The Biggest Explosions Since the Big Bang

Edo Berger, Harvard University

Representing Nature’s biggest explosions since the Big Bang itself, gamma-ray bursts were first accidentally spotted in the 1960s by Department of Defense satellites hunting for terrestrial nuclear blasts. Prof. Berger will describe the ensuing decades-long quest to decipher the origin and energy source of these mysterious explosions.

Edo Berger is a professor of astronomy at Harvard University. He received his B.S. degree from the University of California, Los Angeles in 1999, and his Ph.D. from the California Institute of Technology in 2004.

The History of the Milky Way Written in Stars

Jennifer Johnson, Ohio State University

Our Galaxy, the Milky Way, did not always look as it does now, a multi-armed spiral galaxy with at least one neighborhood hospitable to life. The Galaxy has been growing and evolving for the last 13 billion years, creating billions of stars throughout its life. These stars, through their age, chemical composition, and motions, record the history of the Galaxy and provide a “fossil record” if we can observe enough of it to interpret it. The Sloan Digital Sky Survey has been observing stars,

25 Years of the Hubble Space Telescope

Frank Summers, Space Telescope Science Institute

In April 1990, astronauts aboard the Space Shuttle Discovery deployed the Hubble Space Telescope into Earth orbit, and launched a new era of astronomical discovery. Now, 25 years later, we celebrate a remarkable milestone for a space observatory whose ground-breaking investigations have brought revolutionary changes in our understanding from planets, stars, nebulae, and galaxies to the very frontiers of the cosmos. Explore the trials and triumphs of NASA’s first Great Observatory, and experience a compendium of some of the greatest imagery the universe has ever known.

Stellar Mergers and Interactions: Yes, Virginia, Stars Do Collide

Alison Sills, McMaster University

Professor Sills will discuss strong interactions between stars in a variety of environments. Despite the vast (average) interstellar distances, stars are social creatures and tend to live in pairs, multiples, or groups. Under these circumstances, stars can, and do, modify each other’s mass, radius, composition, and overall evolution through gravitational encounters ranging from wind mass transfer in a binary system to complete stellar collisions and mergers. She will show how such events can change our understanding of particular stellar systems, how they can explain the properties of many unusual objects,

Stars and Galaxies at the Dawn of Time

Volker Bromm, University of Texas, Austin

How and when did the cosmic dark ages end? I will present the remarkable story of how the first stars and galaxies formed, a few hundred million years after the Big Bang. These first sources of light fundamentally transformed the early universe from an initially very simple state to one of ever increasing complexity. Until now, our knowledge of this period of cosmic dawn relies on supercomputer simulations. But over the next decade, a number of new-generation observational facilities, such as the James Webb Space Telescope and the Giant Magellan Telescope,

Probing the Dark Universe

Josh Frieman, University of Chicago / FermiLab

Over the last two decades, cosmologists have made a remarkable discovery about our Universe: only 4% is made of ordinary matter—atoms, molecules, etc. The other 96% is dark, in forms unlike anything with which we are familiar. About 25% is dark matter, which holds galaxies and larger‐scale structures together, and may be a new elementary particle. And 70% is thought to be dark energy, which is driving the expansion of the Universe to speed up. This talk will introduce the Dark Universe, overview what we have learned about it,

Directions to the Nearest Alien Earth-like Planet

Sarah Ballard, University of Washington

Astronomers used to hedge at the question of whether the Sun and its system of planets are unusual in the cosmos. The study of exoplanets – planets around other stars – is relatively new. State-of- the-art instruments just brush up against the sensitivity to find planets similar to our very own planet Earth. I will summarize findings from the past couple years that contextualize Earth as one potentially habitable, rocky planet among many. However, the environments of these worlds are by-and-large astoundingly different from the conditions that have nourished life here at home.

ਵੀਡੀਓ ਦੇਖੋ: ЕГОР КРИД - ЗДРАВСТВУЙТЕ feat. OG Buda (ਨਵੰਬਰ 2024).