स्पिन फ़्लिप दिखाते हैं कि सह से आकाशगंगाएँ कैसे बढ़ती हैं

आकाशगंगाओं के वितरण से ब्रह्मांड की बड़े पैमाने की संरचना का पता लगाया जाता है। इस ‘कॉस्मिक वेब’ में विशाल फिलामेंटरी संरचनाएं हैं जो आकाशगंगाओं के विशाल समूहों को जोड़ती हैं।

नए अध्ययन में पाया गया है कि बड़े उभार वाली आकाशगंगाएं उन फिलामेंट्स के लंबवत घूमती हैं, जिसमें वे एम्बेडेड होते हैं, जबकि छोटे उभार वाली आकाशगंगाएं इन फिलामेंट्स के समानांतर घूमती हैं।

“यह सब उभार के द्रव्यमान से संबंधित है,” ऑस्ट्रेलियन नेशनल यूनिवर्सिटी के एस्ट्रोफिजिसिस्ट डॉ स्टेफ़ानिया बरसांती कहते हैं, पेपर के प्रमुख लेखक और एस्ट्रो 3 डी सेंटर ऑफ एक्सीलेंस के सदस्य।

“आकाशगंगा जो ज्यादातर डिस्क हैं, कम द्रव्यमान वाले उभार के साथ, उनकी स्पिन धुरी निकटतम फिलामेंट के समानांतर होती है। ऐसा इसलिए है क्योंकि वे मुख्य रूप से फिलामेंट पर गिरने वाली गैस से बनते हैं और इसे ‘रोल अप’ करते हैं। आकाशगंगाएं तब बढ़ती हैं जब आकाशगंगाएं विलीन हो जाती हैं, आमतौर पर जब वे फिलामेंट के साथ चलती हैं। इसलिए, विलय भी आकाशगंगा स्पिन और फिलामेंट के बीच संरेखण को समानांतर से लंबवत तक ‘फ्लिप’ करते हैं।

“हमें लगता है कि विलय की अधिक संभावना होनी चाहिए क्योंकि आकाशगंगाएं एक दूसरे की ओर फिलामेंट्स के साथ चलती हैं। इन विलय की दिशा स्पिन फ्लिप को चलाती है,” प्रो। स्कॉट क्रूम, सिडनी विश्वविद्यालय के एक खगोलशास्त्री और कागज पर सह-लेखक हैं।

यह खोज आकाशगंगाओं के दो मुख्य घटकों के निर्माण पर प्रकाश डालती है, और वे ब्रह्मांडीय वेब में बड़े पैमाने की संरचनाओं और पदार्थ की गति से कैसे संबंधित हैं।

डॉ बरसंती कहते हैं, “हमारी प्रेरणा यह समझने की कोशिश करना था कि आकाशगंगाएं क्यों घूमती हैं और वे अपनी कोणीय गति को उस सामग्री से कैसे प्राप्त करती हैं जो उन्हें बनाती है।”

“इस अध्ययन के माध्यम से, हम समझ सकते हैं कि विलय कैसे आकाशगंगाओं के निर्माण में एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाते हैं, केंद्रीय उभार घटक और स्पिन फ़्लिपिंग दोनों,” वह कहती हैं। “यह विशेष रूप से गठन चैनलों की ओर इशारा करता है कि आकाशगंगाएँ कैसे घूमना शुरू करती हैं और आकाशगंगा के विकसित होने के साथ ही स्पिन कैसे बदलती है।”

यद्यपि यह विकास कंप्यूटर सिमुलेशन द्वारा सुझाया गया है, यह अध्ययन पहली बार है जब वैज्ञानिकों ने आकाशगंगा के केंद्रीय उभार के विकास की पुष्टि करने के लिए प्रत्यक्ष अवलोकन का उपयोग किया है, जिससे यह संरेखण को फ्लिप कर सकता है।

डॉ बरसंती कहते हैं, “यह एक सूक्ष्म संकेत है जिसे अवलोकनों में पहचानना वाकई मुश्किल है।”

यह इंटीग्रल फील्ड स्पेक्ट्रोस्कोपी के आगमन के साथ संभव हो गया है, एक ऐसी तकनीक जिसमें एक ऑप्टिकल उपकरण आकाशगंगा की 3 डी छवि बनाने के लिए स्पेक्ट्रोग्राफिक और इमेजिंग क्षमताओं को जोड़ता है और साथ ही साथ इसकी आंतरिक गति को हल करता है।

इस अध्ययन में SAMI नामक एक स्पेक्ट्रोस्कोप का उपयोग किया गया, जो साइडिंग स्प्रिंग, NSW में स्थित 3.9-मीटर चौड़े एंग्लो ऑस्ट्रेलियन टेलीस्कोप से जुड़ा है।

शोधकर्ताओं ने 2013 और 2020 के बीच 3,068 आकाशगंगाओं का सर्वेक्षण करने के लिए SAMI का उपयोग किया। डेटा की इस चौंका देने वाली मात्रा का अध्ययन करने और प्रकाशित पेपर के लिए प्रत्यक्ष प्रमाण की आपूर्ति करने में वर्षों लग गए।

डॉ बरसंती कहते हैं, “एसएएमआई गैलेक्सी सर्वे के साथ हमने स्थानिक रूप से हल की गई स्पेक्ट्रोस्कोपी को आकाशगंगा के कई बिंदुओं पर स्पेक्ट्रा के साथ आकाशगंगा को मैप करने की इजाजत दी है।” “यह हमें आकाशगंगा के भीतर सितारों और गैस की आंतरिक गति बताता है, इसलिए हम इसके समग्र स्पिन को माप सकते हैं।”

“सामी गैलेक्सी सर्वे ने हमें आकाशगंगा का नक्शा बनाने की अनुमति दी,” डॉ बरसंती कहते हैं। “इसका माप हमें आकाशगंगा के भीतर सितारों और गैस की आंतरिक गति बताता है, इसलिए हम इसकी समग्र स्पिन निर्धारित कर सकते हैं।”

ये परिणाम हमारे शोध के अगले बड़े चरण, हेक्टर गैलेक्सी सर्वे को सूचित करेंगे। हेक्टर एंग्लो-ऑस्ट्रेलियाई टेलीस्कोप में सैमी की जगह अगली पीढ़ी का स्पेक्ट्रोग्राफ है, जिसका उपयोग हम लगभग 30,000 आकाशगंगाओं का सर्वेक्षण करने के लिए करेंगे।

मेलबर्न विश्वविद्यालय के प्रोफेसर स्टुअर्ट वाईथ, जो एस्ट्रो 3डी के निदेशक हैं, का कहना है कि यह शोध पत्र ब्रह्मांड के शुरुआती समय से लेकर आज तक पदार्थ के वितरण का पता लगाने के केंद्र के प्रमुख लक्ष्यों को आगे बढ़ाता है, और एक 3डी तस्वीर का निर्माण करता है। ब्रह्मांड का निर्माण और विकास जो हम आज देखते हैं।

“एसएएमआई आकाशगंगा सर्वेक्षण की शक्ति का उपयोग करके, जिसने अलग-अलग आकाशगंगाओं की 3 डी संरचना के साथ-साथ अंतरिक्ष में उनकी स्थिति को मापा, यह पेपर दिखाता है कि आकाशगंगाओं में द्रव्यमान की गति और आकाशगंगाओं की स्थिति कैसे जुड़ी हुई है, जो समझने में एक आवश्यक टुकड़ा है आकाशगंगाएँ कैसे इकट्ठी हुईं, “प्रोफेसर वाईथ कहते हैं

अध्ययन ऑस्ट्रेलियाई राष्ट्रीय विश्वविद्यालय, सिडनी विश्वविद्यालय, जॉन्स हॉपकिन्स विश्वविद्यालय, हैम्बर्ग विश्वविद्यालय, कैम्ब्रिज विश्वविद्यालय और मैक्वेरी विश्वविद्यालय के शोधकर्ताओं के सहयोग से आयोजित किया गया था।

$40 मिलियन एआरसी सेंटर ऑफ एक्सीलेंस फॉर ऑल स्काई एस्ट्रोफिजिक्स इन 3 डाइमेंशन (एएसटीआरओ 3डी) को ऑस्ट्रेलियाई अनुसंधान परिषद (एआरसी) और छह सहयोगी ऑस्ट्रेलियाई विश्वविद्यालयों द्वारा वित्त पोषित किया जाता है: ऑस्ट्रेलियाई राष्ट्रीय विश्वविद्यालय, सिडनी विश्वविद्यालय, मेलबर्न विश्वविद्यालय, स्विनबर्न प्रौद्योगिकी विश्वविद्यालय, पश्चिमी ऑस्ट्रेलिया विश्वविद्यालय और कर्टिन विश्वविद्यालय।

संपर्क:

बिल कोंडी (मीडिया संपर्क, सार्वजनिक रूप से विज्ञान)

फोन: +61 450 952 365 ई: bill@scienceinpublic.com.au

लौरा बोलैंड (मीडिया संपर्क, सार्वजनिक रूप से विज्ञान)

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स्टेफ़ानिया बरसांती (शोध के प्रमुख लेखक, एस्ट्रो 3डी, साक्षात्कार के लिए उपलब्ध)

ई: स्टेफ़ानिया.बार्संती@anu.edu.au

कागज पर उपलब्ध है https://doi.org/10.1093/mnras/stac2405

सैमी गैलेक्सी सर्वे: स्पिन-फिलामेंट संरेखण का फ़्लिपिंग उभार के विकास के साथ सबसे मजबूती से संबंधित है

स्टेफेनिया बरसांती, मैथ्यू कोलेस, चार्लोट वेल्कर, श्री ओह, सारा कासुरा, जूलिया जे ब्रायंट, स्कॉट एम क्रूम, फ्रांसेस्को डी’यूजेनियो, जॉन एस लॉरेंस, सैमुअल एन रिचर्ड्स, जेसी वैन डे सैंड

सार

हम आकाशगंगाओं के विभिन्न गुणों और उनके घटक उभार और डिस्क के एक कार्य के रूप में ब्रह्मांडीय वेब फिलामेंट्स के संबंध में आकाशगंगा स्पिन अक्षों के संरेखण का अध्ययन करते हैं। हम एसएएमआई गैलेक्सी सर्वेक्षण का उपयोग स्थानिक रूप से हल किए गए तारकीय किनेमेटिक्स से 3 डी स्पिन अक्षों की पहचान करने और आकाशगंगा को गतिज उभार और डिस्क घटकों में विघटित करने के लिए करते हैं। GAMA सर्वेक्षण का उपयोग कॉस्मिक फिलामेंट्स के पुनर्निर्माण के लिए किया जाता है। उभार का द्रव्यमान, तारकीय द्रव्यमान और उभार-से-कुल प्रवाह अनुपात के उत्पाद के रूप में परिभाषित किया गया है एमउभाड़ना = एममैं × (बी/टी), स्पिन-फिलामेंट संरेखण के साथ सहसंबंध का प्राथमिक पैरामीटर है: निचले उभार वाले आकाशगंगाओं में उनके स्पिन निकटतम फिलामेंट के समानांतर होते हैं, जबकि उच्च उभार वाले आकाशगंगाओं को अधिक लंबवत रूप से गठबंधन किया जाता है। एममैंऔर बी / टी अलग-अलग सहसंबंध दिखाते हैं, लेकिन वे स्पिन-फिलामेंट संरेखण को पूरी तरह से नहीं सुलझाते हैं। अन्य आकाशगंगा गुण, जैसे दृश्य आकारिकी, तारकीय आयु, तारा निर्माण गतिविधि, गतिज पैरामीटर और स्थानीय वातावरण, द्वितीयक अनुरेखक हैं। S0 आकाशगंगाओं पर ध्यान केंद्रित करते हुए, हम उच्च-द्रव्यमान S0 आकाशगंगाओं के प्रभुत्व वाले संकेत के साथ, अधिमानतः लंबवत संरेखण पाते हैं। उभार और डिस्क स्पिन-फिलामेंट संरेखण का अलग-अलग अध्ययन करने से संबंधित आकाशगंगाओं के गठन मार्गों के बारे में अतिरिक्त जानकारी का पता चलता है: उभार में अधिक लंबवत संरेखण होते हैं, जबकि डिस्क उनकी गतिज विशेषताओं और संबंधित उभार के द्रव्यमान के अनुसार अलग-अलग प्रवृत्ति दिखाते हैं। स्पिन-फिलामेंट संरेखण के फ़्लिपिंग और उभार के विकास के बीच देखे गए सहसंबंध को विलय द्वारा समझाया जा सकता है, जो संरेखण फ़्लिप और उभार गठन दोनों को चलाते हैं।