Astronomija

Ar spiralinės galaktikos gravitacijos potencialas gali būti teigiamas?

Ar spiralinės galaktikos gravitacijos potencialas gali būti teigiamas?


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.

Galvodamas apie šį klausimą norėjau pradėti nuo apytikslio Paukščių tako vidutinio gravitacinio potencialo modelio. Aš perėjau per D. P. Coxo ir G. C. Gomezo 2002 m. Analitines spiralinės rankos gravitacijos potencialo ir tankio išraiškas, kurias, manau, galiu suprasti bent tiek, kad galėčiau ją scenarijuoti. Jie pradėjo nuo analitinio tankio pasiskirstymo ir apytiksliai įvertino jo potencialą analitine forma, vėliau išsprendė tiksliam tankiui, kuris jį generuoja, bet aš to nenaudoju.

Aš apskaičiavau pirmąjį pavyzdį, aptartą 4 skyriuje, ir bent jau iš pirmo žvilgsnio atrodo, kad jis sutampa su jų skaičiais. Dideliais atstumais potencialas linkęs į nulį, o tai yra gerai, tačiau moduliacija yra teigiama ir neigiama! Tai pasakytina ir iš mano scenarijaus, ir iš jų paveikslų.

Be atgrasios jėgos nemanau, kad potencialas gali būti teigiamas. Ko man trūksta?

1 pastaba: Aš planavau $ z = 0 $

Užrašas 2: Vienetams naudoju kg metrus ir sekundes, todėl nubrėžtas potencialas yra m ^ 2 / s ^ 2.

import numerį kaip np importuoti matplotlib.pyplot kaip plt def PHI (r, phi, z): term_1 = -4 * pi * G * H * rho_0 term_2 = np.exp (- (r-r_0) / Rs) gamma = N * (phi - phi_0 - np.log (r / r_0) / np.tan (alfa)) K = n * N / (r * np.sin (alfa)) KH = K * H beta = KH * (1 + 0,4 * KH) D = (1 + KH + 0,3 * KH ** 2) / (1 + 0,3 * KH) termas_3 = ((C / (K * D)) * np.cos (n * gama)) * ( np.cosh (K * z / beta)) ** - beta # sech yra tik 1 / cosh grąžinimo terminas_1 * term_2 * (term_3.sum (ašis = 0)) # suma virš n G = 6.67430E-11 # m ^ 3 / kg s ^ 2 parsek = 3.0857E + 16 # metrų mH = 1.007825 * 1.660539E-27 # kg pi = np.pi N = 2 # ginklų skaičius alfa = 15 * pi / 180. # žingsnio kampas Rs = 7000 * parsekas # radialinis nuleidimas rho_0 = 1E + 06 * (14./11) * mH # vidurio plokštumos rankos tankis r_0 = 8000 * parsek # atskaitos taško spinduliu H = 180 * parsekas # sutrikimo aukštis C = np.raray ([8 / (3 * pi), 0,5, 8 / (15 * pi)]) [:, Nėra, Nėra] n = np.Dydis ([1, 2, 3]) [:, Nėra, Nėra] # plot it hw = 30000 * parsec x = np.linspace (-hw, hw, 200) X, Y = np.meshgrid (x, x) r = np.sqrt (X ** 2 + Y ** 2 ) phi = np.arctan2 (Y, X) z = 0. phi_0 = 0. potencialas = PHI (r, phi, z) jei True: plt.pavaizdas () plt.imshow (potencialas) plt.colorbar () plt. gca (). axes.xaxis.set_ticklabels ([]) plt.gca (). axes.yaxis.set_ticklabels ([]) plt.title ('+/- 30 kpc') plt.show ()

Manau, kad jūsų poilsis iš esmės yra teisingas. Pavyzdžiui, pažvelgus į 1 paveikslą tame darbe, galite pamatyti, kad potencialas eina iš teigiamo į neigiamą kaip azimutinio kampo („fazės“) funkciją.

Jums trūksta, kad yra jų apibrėžtos potencialo ir tankio funkcijos sutrikimai, kurie yra skirti pridėtas prie ašimetrinis galaktikos modelis. Idėja yra tai, kad ašimetrinis diskas yra moduliuojamas dėl jų trukdžių, todėl bendras tankis yra mažesnis nei vidutinis (bet ne mažiau kaip nulis!) Kur jų sutrikimas yra $< 0$ ir didesnis už vidutinį, kai jų sutrikimas yra $> 0$. (Panašiai bendras potencialas yra $< 0$ visur; tuose regionuose, kur jų sutrikimas yra teigiamas, bendras potencialas tampa mažiau neigiamas, bet niekada $> 0$.)

Kaip jie nurodo (p. 4-5), "įspūdžiai, kuriuos sukelia 3 ir 5 paveikslų tankio pasiskirstymas, gali būti šiek tiek klaidinantys. Šie tankiai turi būti vertinami kaip azimutiškai vienodo žvaigždžių disko, turinčio tą patį vertikalios skalės aukštį, sutrikimai. "

Ir: "10 paveiksle disko komponentas, kurio radialinis nuleidimas ir skalės aukštis yra tokie patys kaip perturbacijos, ir tik pakankama amplitudė, kad grynasis tankis būtų visur teigiamas, pridėtas prie trikdymo tankio." ir "12 ir 13 paveiksluose rodomi įvairūs trukdžių tankio kiekiai, pridedami prie reprezentatyvaus viso žvaigždinio disko".


Atrastas tolimiausias gravitacinis objektyvas

Šiame paveikslėlyje parodytas keturvietis gravitacinis lęšis J1000 + 0221. Vaizdo kreditas: NASA / ESA / A. van der Wel.

Šviesą veikia gravitacija, todėl šviesa, praeinanti per tolimą galaktiką, bus nukreipta. Nuo pirmojo radimo 1979 m. Atrasta daugybė tokių gravitacinių lęšių. Be to, kad šie objektai pateikia Einšteino ir # 8217s bendrosios reliatyvumo teorijos testus, šie objektai pasirodė esąs vertingi įrankiai ir # 8211 jie padidina fono šviesos šaltinį, veikdami kaip natūralus teleskopas, leidžiantis astronomams išsamiau apžiūrėti tolimas galaktikas nei paprastai įmanoma.

Gravitaciniai lęšiai susideda iš dviejų dalių: viena yra toliau ir tiekia šviesą, o kita - lęšių masė arba gravitacinis lęšis, kuris yra tarp mūsų ir tolimo šviesos šaltinio ir kurio sunkis nukreipia šviesą.

Dabar dr. Arjenas Van der Welas iš Maxo Plancko astronomijos instituto Heidelberge, Vokietijoje, su kolegomis atrado keturvietį gravitacinį lęšį, pavadintą J1000 + 0221 & # 8211 tolimiausiu kada nors matytu gravitaciniu objektyvu.

Atradimas buvo visiškai atsitiktinis. Aš buvau peržiūrėjęs ankstesnio projekto pastebėjimus, kai pastebėjau akivaizdžiai keistą galaktiką. Tai atrodė kaip itin jauna galaktika, tačiau atrodė, kad ji yra daug didesniu atstumu, nei tikėtasi. Tai net neturėjo būti mūsų stebėjimo programos dalis! “ sakė dr. Van der Welas, kuris yra pagrindinis šio straipsnio autorius, priimtas paskelbti Astrofizikos žurnalo laiškai (arXiv.org).

Lęšių masė yra tokia tolima, kad šviesa, paslinkusi, pasiekė Žemę 9,4 milijardo metų. Ankstesniam rekordininkui, rastam prieš trisdešimt metų, prireikė mažiau nei 8 milijardų šviesmečių, kol jo šviesa pasiekė mus.

Šis objektas yra ne tik naujas įrašas, bet ir svarbus tikslas: objektyvuojančios galaktikos sukeltų iškraipymų dydis leidžia tiesiogiai išmatuoti jo masę.

Atradimas taip pat kelia galvosūkį. Gravitaciniai lęšiai yra atsitiktinio derinimo rezultatas. Šiuo atveju derinimas yra labai tikslus. Dar blogiau, kad padidintas objektas yra žvaigždžių nykštukinė galaktika: palyginti lengva galaktika & # 8211 turi tik apie 100 milijonų saulės masių žvaigždžių pavidalu, tačiau nepaprastai jauna ir sukuria naujas žvaigždes didžiuliu greičiu. Tikimybė, kad tokia savita galaktika bus gravitaciškai atspindėta, yra labai maža.

„Tai buvo keistas ir įdomus atradimas. Tai buvo visiškai nuostabus radinys, tačiau jis gali pradėti naują skyrių mūsų ankstyvosios Visatos galaktikos evoliucijos aprašyme “, - apibendrino dr. Van der Welas.

Bibliografinė informacija: A. van der Wel ir kt. 2013. Keturvietio objektyvo radimas KANDELIUOSE su įrašiniu objektyvo raudonu poslinkiu z = 1,53. ApJ laiškai, priimta publikuoti arXiv: 1309.2826


Dalelių fizika už standartinio modelio ribų

Pierre Binétruy, Les Houches, 2006 m

2.3 Gravitacinis nestabilumas I: galaktikos

2.1a skirsnyje mes priėmėme vienalytę visatą. Jei pasirodys tam tikras nehomogeniškumas, gravitacinis nestabilumas jį sukurs. Norėdami sužinoti, kaip tai gali atsitikti, apsvarstykime visatoje dominuojamą dalyką ( ρa −3) ir daroma prielaida, kad tam tikras nehomogiškumas δρ pasirodo lokaliai 5: jis siejamas su variantu δa kosminio mastelio faktoriaus a toks kad δρ / ρ = −3δa / a. Kuriant (2.17) pagal pirmąją eilę, gaunama

t 2/3 , H = 2/(3t) ir randame mastelio sprendimus δa ∼ t 1 2 ± 5 6. Sprendimas δa

t 2/3 ir taip į gravitacinį nestabilumą.

Yra vienas ingredientas, į kurį iki šiol neatsižvelgėme: ankstyvoji visata yra karšta. Štai kodėl ką tik nustatytas gravitacinis nestabilumas nebūtinai sukelia gravitacinį žlugimą: gravitacinę energiją gali atsverti šiluminė energija. Norėdami tai iliustruoti, apsvarstykime dydžio sistemą R ir masė M su temperatūra kB T

GNM mN / R (t. y. sistemoje esančio nukleono šiluminė energija yra jo gravitacinės energijos eilės). Tipinė gravitacinio žlugimo laiko skalė gaunama matmenų analizės būdu (žr. Vėliau (2.62)):

Tuo pačiu metu plazma atvėsta su laiko konstanta tc. Jei tc & lt tg, tada gravitacija laimi virš šiluminės energijos ir sistema žlunga. Jei pirminė plazma aušinama daugiausia per terminį bremstrahlungą, tada ([4], 1.5.1 skirsnis)

kur n yra skaičių tankis. Būsena tc & lt tg virsta sąlyga R:

kur α G ≡ (G N m N 2 / ℏc) ∼ 6 × 10 - 39 matuoja sunkio jėgą esant mažai energijos. Ši ilgio skalė yra galaktikų dydžio kamuolių parke, paprastai nuo 10 iki 20 kpc. Taip pat galima daryti išvadą apie tipines mases (aiškiai darant prielaidą, kad šiluminė energija kB T yra didesnis už jonizacijos potencialą α 2 mec 2 žr. [4] 1.5.1 skirsnį):

Iš šių skaičių galima spręsti, kad galaktikos buvo suformuotos raudoname poslinkyje, mažesniame nei 9 (žr. 2-3 pratimą).

2-3 pratimas: Apsvarstykite tipiško dydžio galaktiką Rgal

3 × 10 44 g. Darant prielaidą, kad tankio regionai ρ 100 kartų didesnis nei vidutinis visatos tankis žlunga, išskaičiuokite apytikslį raudonojo poslinkio galaktikos susidarymą. Pateikiamas dabartinis vidutinis visatos tankis: ρ0


II dalis Žvaigždžių dinamika ir galaktikų struktūra

[Tvarkaraščiuose pažymėtos temos bus skaitomos, tačiau egzaminuose joms nebus keliami klausimai.]

Orbita pagal tam tikrą potencialą. Dalelių orbita pagal Niutono gravitacijos energiją, kampinis impulsas. Radialinės jėgos dėsnis - bendra orbita yra plokštumos judėjimo lygtys cilindriniuose poliuose. Atvirkštiniai kvadratinių dėsnių surišti ir nesurišti orbitai, Keplerio dėsniai išvengia dvejetainių žvaigždžių greičio sumažintos masės. Bendra orbita pagal radialinės jėgos dėsnį radialinio ir azimutinio periodų precesija. [4]

Potencialo išvedimas iš tankio pasiskirstymo. Puasono ir # 39s lygtis. Galaktikų struktūros aprašymas. Sferinių sistemų gravitacinis potencialas: homogeninė sfera, modifikuotas Hablo profilis, galios dėsnis. Žiedinės orbitos sukimosi dėsnis Vc(R) evakuacijos greičiai Vesc(R). [2]

Beveik apskritos orbitos. Radialiniai sutrikimai epiciklinio dažnio stabilumo apsidinis precesija. Taikymas pseudo-juodosios skylės potencialui & Phi = -GM / (r-rs). Aksimetrinio potencialo vertikalaus virpesių dažnio mazgo precesijos vertikalūs sutrikimai. [2]

Ašisimetrinis tankio pasiskirstymas. & Nabla 2 & Phi = 0. bendras ašimetrinis sprendimas. Potencialas dėl materijos žiedo serijos sprendimo 18 metų užtemimo ciklo. Potencialas dėl plonų Mestel & # 39s disko eksponentinio disko sukimosi kreivių. Galaktikos Oort & # 39 s konstantų sukimosi kreivė. Tamsiosios medžiagos reikia spiralinių galaktikų sukimosi kreivėms. [5]

Nesusidūrimo sistemos. Atsipalaidavimo laikas. Žvaigždžių ir galaktikų spiečių įvertinimai. Gravitacinis pasipriešinimas. Žvaigždžių pasiskirstymo funkcija be susidūrimo Boltzmanno lygtis. Džinsų lygtys kaip Boltzmanno lygties momentai. Analogija su skysčių lygtimis. Taikymas masei saulės kaimynystėje (Oorto riba). [4]

Džinsų teorema. Taikymas paprastoms sistemoms, kuriose paskirstymo funkcija priklauso tik nuo energijos. Naudingas apytikslis galaktikos potencialų politropas, „Plummer & # 39s“ modelis, izoterminė sfera. [3]

Rutulio sankaupos evoliucija. Rutulinių grupių modeliai. King modeliai. * Modeliai su anizotropinio greičio pasiskirstymu. * Stebėjimo testai. [3]


2. Stebėjimai ir duomenų mažinimas

2.1. ALMA pavyzdžių atranka ir stebėjimai

Čia pateikti ALMA stebėjimai buvo atlikti šešiuose stebėjimo blokuose nuo 2017 m. Liepos 28 d. Iki rugpjūčio 27 d. Kaip projekto # 2016.1.00048.S dalis. Siekiant maksimaliai padidinti reikalaujamos didelės skiriamosios gebos stebėjimo signalą, šeši SMG buvo pasirinkti kaip ryškiausi submilimetro šaltiniai iš 16 ALESS SMG, kurių ankstesnė didelės skiriamosios gebos (016) 870 μm ALMA vaizdavimas iš Hodge ir kt. (2016), kurie patys buvo pasirinkti kaip ryškiausi submilimetro šaltiniai su (atsitiktinai nukreiptais) HST aprėptis. Visi šaltiniai yra HST duomenys iš CANDELS ar mūsų pačių programos (Chen ir kt., 2015). Ankstesnėje ALMA ar ALS nebuvo iš anksto pasirinkta teršalų morfologija / skalė HST kad būtų išvengta šališka rezultatų.

Stebėjimai buvo atlikti išplėstine konfigūracija, maksimali bazinė linija siekė 3,7 km. Vidutinis stebėjimų metu esančių antenų skaičius buvo 45 (diapazonas 42–47). 5-oji bazinės linijos procentilė u-v pateiktų duomenų atstumai yra 200 m, o tai suteikia didžiausią atkuriamą skalę (MRS) 09 pagal ALMA 4 ciklo techninio vadovo (7.7) lygtį. Tai atitinka fizinę skalę

7,5 kpc raudonu poslinkiu z

Siekdami kiekybiškai įvertinti emisiją, kurią galima išspręsti atlikus prašomus išplėstinės konfigūracijos stebėjimus, mes panaudojome spektrinę sąranką, identišką pirminiams šių galaktikų 0 ciklo ALESS stebėjimams (Hodge et al. 2013), taip pat vėlesnius 016 stebėjimus. Hodge ir kt. (2016). Šios sąrankos centras yra 344 GHz (870 GHz) μm) su 4 & # x00d7 128 dvigubos poliarizacijos kanalai, apimantys 8 GHz pralaidumą. Mes panaudojome ALMA 7 juostą laiko paskirstymo režimu (TDM). Centriniu dažniu pirminis pluoštas yra 173 (FWHM). Bendras kiekvieno mokslo tikslo šaltinio laikas buvo maždaug 50 minučių, ir mes paprašėme standartinio kalibravimo. Vidutinis nusodinamų vandens garų kiekis zenite svyravo nuo 0,4 iki 1,0 mm visuose šešiuose duomenų rinkiniuose, vidutinė vertė buvo 0,5 mm.

Dėl atrankos kriterijų šio straipsnio tikslai yra vieni ryškiausių submilimetro ALESS SMG imties šaltinių kaip visuma (2 lentelė Hodge et al. 2013). Jie turi raudonų poslinkių, kurie svyruoja nuo

1,5–4,9 (1 lentelė), įskaitant penkis, gautus iš optinės ir submilimetrinės spektroskopijos (Danielson ir kt., 2017 A. Weiss ir kt., 2019, rengiama) ir vieną iš fotometrijos (da Cunha ir kt., 2015). Jų vidutinis raudonas poslinkis (z = 3,0 ± 0,5) atitinka visą ALESS mėginį (z = 2,7 ± 0,1 da Cunha ir kt. 2015). Jų žvaigždžių masės, SFR ir dulkių temperatūra buvo gauta iš daugiabangių spektrinių energijos pasiskirstymo (SED) tinkamumų, kurie buvo atnaujinti iš tų, kurie pateikti da Cunha ir kt. (2015) įtraukti naujus ALMA Band 4 duomenis (E. da Cunha ir kt., 2019, rengiama). Jų vidutinė SFR (

300 M yr −1) atitinka visą ALESS mėginį (Swinbank ir kt., 2014 da Cunha ir kt., 2015), tuo tarpu jų vidutinė dulkių temperatūra (34 ± 3 K) yra šiek tiek vėsesnė už visą mėginį, kurį analizavo da Cunha ir kt. (2015). Jų vidutinė žvaigždžių masė (

2 & # x00d7 10 11 M) taip pat yra didesnis nei visos imties mediana (

8 & # x00d7 10 10 M Simpsonas ir kt. 2014), nurodant, kad mes galime tirti didelę masės populiacijos pabaigą. Vienas iš šešių šaltinių yra susijęs su rentgeno spindulių šaltiniu ir yra klasifikuojamas kaip aktyvus galaktikos branduolys (AGN ALESS 17.1, L0,5–8 keV, koreg = 1.2 & # x00d7 10 43 ergai s −1 Wang ir kt. 2013).

1 lentelė. „Galaxy Properties“

Šaltinio ID a z b zšaltinis b žurnalas (M*/Mc žurnalas (SFR /M metų −1) c Tdulkės/ K c
ALESS 3.1 3.374 CO (4–3)
ALESS 9.1 4.867 CO (5–4)
ALESS 15.1 2.67
ALESS 17.1 1.539 Hα, CO (2–1)
ALESS 76.1 3.389 [O iii]
ALESS 112.1 2.315 Lyα

Šaltinio ID yra iš Hodge ir kt. (2013). b Optinio / ultravioletinio spinduliuotės pagrindo rėmo rėmo spektroskopiniai raudoni poslinkiai yra iš Danielsono ir kt. (2017), CO pagrindu sukurti raudoni poslinkiai yra iš A. Weiss ir kt. (2019 m., Rengiama) arba J. L. Wardlow ir kt. (2019 m. Rengiama), o fotometrinis raudonos spalvos poslinkis buvo paimtas iš da Cunha ir kt. (2015). c Žvaigždžių masės, SFR ir vidutinė šviesumo dulkių temperatūra yra iš daugiabučio ilgio SED priepuolių, kurie buvo atnaujinti iš tų, kurie pateikti da Cunha ir kt. (2015) įtraukti naujus ALMA 4 juostos duomenis (da Cunha ir kt., 2019, rengiama). Tais atvejais, kai buvo atnaujintas raudonas poslinkis, jie buvo perskaičiuoti tuo pačiu metodu.

2.2. ALMA duomenų mažinimas ir vaizdavimas

ALMA duomenys buvo sumažinti ir atvaizduoti naudojant „Common Astronomy Software Application 22“ („casa“) 4.7 versiją. Apžiūrėjus dujotiekyje kalibruotas duomenų lenteles, buvo nustatyti aukštos kokybės duomenys ir u-v todėl duomenys buvo naudojami nekeičiant kalibravimo schemos ar žymėjimo.

Prieš vaizdavimą duomenys buvo derinami su mažesnės skiriamosios gebos (

016), mažesnio jautrumo duomenys, anksčiau gauti šiems šaltiniams tuo pačiu dažniu ir pateikti Hodge ir kt. (2016). Dėl mažesnio ankstesnių duomenų jautrumo, taip pat dėl ​​didelio MRS, kurį jau pasiekė nauji duomenys (2.1 skirsnis), tai labai mažai pakeitė gautą vaizdo kokybę.

Sujungtų duomenų atvaizdavimas buvo atliktas naudojant „casa“ švarią užduotį ir daugiakalbį švarų, skalei jautrų dekonvoliucijos algoritmą (Cornwell 2008). Tam naudojome geometrinę svarstyklių progresiją, kaip rekomenduojama, ir nustatėme, kad tikslios naudojamos skalės neturėjo įtakos rezultatui. Naudojant daugiasluoksnius švarius, galutiniai vaizdai turėjo mažai kokybinių skirtumų, palyginti su vaizdais be daugiasluoksnių švarių, tačiau mes nustatėme, kad likusių vaizdo produktų, gautų atliekant bandymus be daugialypės skalės švarumo, metu buvo pastebėta daug teigiamos neišvalytos emisijos, kurios nebuvo likę žemėlapiai, pagaminti iš daugiakalbio švarumo. Todėl likusioje analizės dalyje naudojame daugiasluoksnius švarius rezultatus.

Valymas buvo atliekamas interaktyviai apibrėžiant griežtas švarias dėžutes aplink šaltinius ir valant iki 1,5σ. Programoje buvo naudojamos skirtingos svertinės schemos u-v duomenis, kad būtų galima gauti vaizdus skirtingomis erdvinėmis raiškomis ir taip ištirti šaltinių struktūrą. Kaip atskaitos tašką, duomenų vaizdavimas naudojant Briggso svorį (Briggs ir kt., 1999) ir patikimą parametrą R = + 0,5 - paprastai geras kompromisas tarp skiriamosios gebos ir jautrumo - pagaminti vaizdai, kurių sintezuotas pluošto dydis yra 008 & # x00d7 006 ir tipinis vidutinis kvadratinis triukšmas 23 μJy spindulys −1. Naudojant šią masyvo konfigūraciją ir šaltinį S / N, ALMA duomenų astrometrinį tikslumą greičiausiai riboja masyvo faziniai pokyčiai iki kelių miliarcsekundžių. 23

Naujai pateiktų duomenų MRS (09 skyrius 2.1) yra didesnis nei vidutinis ALESS šaltinių pagrindinės ašies FWHM dydis šiuo dažniu (042 ± 004 Hodge et al. 2016), nurodant, kad didžioji srauto tankio dalis turėtų būti atkurta . Norėdami tai išbandyti, mes u-v susiaurintus duomenis susiaurino iki 03, juos interaktyviai išvalė ir išmatavo integruoto srauto tankį, nes šaltiniai vis dar išspręsti šia raiška. Rezultatai parodyti 2 lentelėje kartu su srauto tankiais, išmatuotais pagal kompaktišką konfigūraciją (

16) 0 ciklo stebėjimai (Hodge et al. 2013). Apskritai mes atkuriame didžiąją srauto tankio dalį, išmatuotą atliekant mažesnės skiriamosios gebos 0 ciklo stebėjimus, o tai rodo, kad šaltiniai yra palyginti kompaktiški. Dviejų iš šešių šaltinių dabartinių duomenų gali trūkti

20% viso 870 μm išmetamųjų teršalų kiekį, nurodantį esant mažam paviršiaus ryškumui ir (arba) išplėstą komponentą, kad išmetamų teršalų kiekis nebūtų atstatomas šiais duomenimis. Todėl mes pranešame apie bet kokį dalinį indėlį iš šiame darbe aptiktų struktūrų, naudojant bendrą srauto tankį, gautą atliekant mažesnės skiriamosios gebos 0 ciklo stebėjimus.

2 lentelė. 870 μm „Continuum“ savybės

Šaltinio ID 0 ciklas (15) Šis darbas (03 Taper) Atkurta trupmena
(mJy) (mJy)
ALESS 3.1 8.3 ± 0.4 8.7 ± 0.2 1.05 ± 0.06
ALESS 9.1 8.8 ± 0.5 9.1 ± 0.2 1.03 ± 0.06
ALESS 15.1 9.0 ± 0.4 9.6 ± 0.2 1.06 ± 0.05
ALESS 17.1 8.4 ± 0.5 8.8 ± 0.2 1.04 ± 0.06
ALESS 76.1 6.4 ± 0.6 5.0 ± 0.1 0.78 ± 0.07
ALESS 112.1 7.6 ± 0.5 6.1 ± 0.2 0.80 ± 0.06

2.3. HST Vaizdavimas

Mes įtraukiame į savo analizę HST vaizdai iš kosminės asamblėjos artimojo infraraudonųjų spindulių gilaus ekstragalaktinio palikimo tyrimo (CANDELS Grogin ir kt. 2011 Koekemoer ir kt. 2011) ir mūsų pačių HST programa (Chen ir kt., 2015). Kaip pateikta Chen ir kt. (2015 m.), Visų 60 ALESS SMG, kuriems taikomos šios programos, duomenų rinkinys turi vidutinį taškinio šaltinio jautrumą H160 grupė

27,8 mag, atitinkantis 1σ gylis μH

26 mag arcsek −2. Astrometrija buvo koreguojama kiekvienam laukui naudojant Gaia DR1 stebėjimai (Gaia Collaboration et al. 2016a, 2016b). Naujai gauti sprendimai buvo per 01 tiek R.A. ir deklaruoti. iš astrometrinių tirpalų, anksčiau gautų Chen ir kt. (2015) iš palyginimo su 3.6 μm Špiceris vaizdavimas.


Ar spiralinės galaktikos gravitacijos potencialas gali būti teigiamas? - Astronomija




Spiralinės galaktikos auga prarijus nykštukus
Nicky Guttridge
ASTRONOMIJAI DABAR
Paskelbta: 2010 m. Rugsėjo 9 d

Naujas tyrimas, pagrįstas giluminių spiralinių ir nykštukinių galaktikų stebėjimais, suteikė gilesnį supratimą apie spiralinių galaktikų augimą.


Žvaigždžių srautai aplink M63 galaktiką: palydovo galaktikos likučiai, kuriuos M63 prarijo. Centrinė dalis yra įprastas teigiamas vaizdas išoriniuose regionuose, rodomas neigiamas vaizdas. Paveikslėlis: R Jay GaBany („Blackbird“ observatorija, www.cosmotography.com) bendradarbiaujant su Davidu Martinezu ir # 8211Delgado.

Bandomasis tyrimas buvo atliktas naudojant tris privačias JAV ir Australijos observatorijas. Šiuose teleskopuose taip pat buvo įrengtos CCD kameros, juos buvo galima valdyti nuotoliniu būdu. Pirmą kartą stebėjimai pasiekia mūsų artimiausią kosminę kaimynystę & # 8211, žinomą kaip galaktikų & # 8220Vietinė grupė & # 8221, ir atskleidžia galaktikas supančias struktūras, susijusias su galaktikos susijungimu ir augimu.

Spiralinės galaktikos auga prarijus mažesnes nykštukų galaktikas, kurios praeina arti jų. Didesnės galaktikos ir gravitacinės traukos stipriai deformuoja mažesnių žvaigždžių sistemą, iškreipdama jos formą. Per kelis milijardus metų dėl šios įtakos tarp dviejų galaktikų susidaro struktūros, tokios kaip ūseliai ir žvaigždžių srautai. Tada šias struktūras galima aptikti taikant jautrų stebėjimą. Vienas iš bendrų rezultatų yra tai, kad mažesnė galaktika bus transformuota į žvaigždžių & # 8220 potvynių srautą & # 8221, kurios po papildomų milijardų metų bus visiškai įsisavintos į spiralinę galaktiką. Šis naujas tyrimas rodo, kad žvaigždžių srautai, kurių masė siekia iki penkių procentų visos galaktikos ir # 8217s bendros masės, yra gana paplitę spiralinėse galaktikose.


Nykštukų galaktikas ryjančių spiralių pėdsakų pavyzdžiai, kaip nustatyta naujajame tyrime. Visiems vaizdams centrinė dalis yra įprastas teigiamas vaizdas. Išoriniuose regionuose rodomas neigiamas vaizdas. „Veislės, plunksnos, žvaigždžių srautai ir iš dalies sutrikę palydovai ar žvaigždžių debesys rodo susijungimo procesus. Vaizdas: D. Mart & iacutenez-Delgado (MPIA ir IAC), R. Jay Gabany (Blackbird Obs.), K. Crawford (Rancho del Sol Obs.) Ir kt.

Tačiau norint ištirti, kaip teorinės tokių virškinimo procesų dažnio prognozės atitinka stebėjimo įrodymus, reikia didesnės galaktikų imties. Šis naujas tyrimas, kuriam vadovauja astronomas Davidas Martas ir iacutenezas-delgado iš Vokietijos Maxo Plancko astronomijos instituto ir Instituto de Astrofisica de Canarias Ispanijoje, nustato galaktikų susiliejimo požymius, nutolusius iki & # 16050 milijonų šviesmečių nuo Žemės.

Teoriniai spiralinių ir nykštukinių galaktikų evoliucijos modeliai numato galaktikos diske esančių įvairių struktūrų, kurios yra aiškios susijungimo indikacijos, pavyzdžiui, milžiniškus šiukšlių debesis. Šis naujausias tyrimas rodo visas šias anksčiau numatytas ypatybes, suteikiančias reikšmės esamoms evoliucijos teorijoms.

Visas mokslinis darbas bus paskelbtas Astronomijos žurnalas. Toliau Delgado ir tyrėjų komanda ketina atlikti daugiau kiekybinių tyrimų, norėdami sužinoti, ar modeliai tikslūs numatant skirtingų morfologinių požymių santykinį dažnį.


Kalifornijos universitetas, San Diegas Astrofizikos ir kosmoso mokslų centras

„Halo“ susideda iš seniausių žinomų žvaigždžių, įskaitant apie 146 rutulinius klasterius, kurie, kaip manoma, buvo suformuoti ankstyvosios galaktikos formavimosi metu, kurių amžius buvo 10–15 mlrd. Aureolė taip pat užpildyta labai difuzinėmis, karštomis, labai jonizuotomis dujomis. Haleo labai karštos dujos sukuria gama spindulių aureolę.

Nei visa aureolės apimtis, nei masė nėra gerai žinoma. Kitų spiralinių galaktikų dujinių halų tyrimai rodo, kad haloje esančios dujos tęsiasi daug toliau, nei manyta anksčiau, iki šimtų tūkstančių šviesmečių. Paukščių tako sukimosi tyrimai rodo, kad aureolė dominuoja galaktikos masėje, tačiau medžiagos nematyti, dabar vadinamos tamsiąja materija.

Galaktikos diskas yra suplota, besisukanti sistema, kurioje yra Saulė ir kitos žvaigždės nuo tarpinių iki jaunų. Saulė sėdi maždaug 2/3 kelio nuo centro iki disko krašto (apie 25 000 l.y. pagal moderniausius vertinimus). Saulė aplink galaktikos centrą sukasi maždaug kartą per 250 milijonų metų. Diske, taip pat galaktikoje, yra atominė (HI) ir molekulinė (H2) dujos ir dulkės.

Čia yra puiki Ricko Arendto pamoka apie Paukščių Tako formą.
Kreditai ir autorinės teisės: John P. Gleason, Dangaus vaizdai

Optiniame vaizde (viršuje) vyrauja žvaigždžių emisija, o dulkių išnykimas lėktuve galime pamatyti tik maždaug tūkstantį šviesos metų. IRAS infraraudonųjų spindulių vaizdai, parodyti žemiau, rodo, kad Paukščių Tako forma yra taisyklingesnė

Kadangi Žemė yra Paukščių Tako diske, dulkės trukdo mums nustatyti didelę galaktikos spiralės struktūros struktūrą už kelių tūkstančių šviesmečių. Radijo stebėjimai detalizavo dujų spiralinių ginklų struktūrą, tačiau vis dar nežinoma, ar mūsų galaktika yra įprasta spiralė, tokia kaip mūsų kaimynė Andromeda, ar uždaryta spiralė, kaip parodyta kairėje. Galaktikos išsipūtimas yra šiek tiek pailgas Saulės kryptimi, o tai gali būti dėl juostos.

Kas slypi mūsų Galaktikos centre? Vėlgi, dulkės užgožia regimą mūsų šviesą, todėl mes turime naudoti radijo ir infraraudonųjų spindulių stebėjimus, kad išaiškintume galaktikos branduolines savybes. Surašymas mums rodo, kad Galaktikos centro regionas yra neįprastai sausakimša vieta net šiame matomos šviesos Centrinio regiono žemėlapyje. Radijo bangų ilgyje, kur galime žvilgtelėti į patį centrą, matome sudėtingas atkarpas, parodytas žemiau pateiktame NRL astronomų sudarytame 1 m ilgio radijo žemėlapyje. Žemėlapyje parodyta, kad maždaug 2000 šviesmečių rajonas yra Paukščių Tako centras, sutampantis su šaltiniu, pažymėtu Sag A (arba Šauliu A), kuris iš tikrųjų yra trys šaltiniai, yound supernova, likusi rytinėje pusėje, neįprasta jonizuota vandenilio regionas vakarų pusėje, o pačiame centre - labai kompaktiškas šaltinis, vadinamas Šauliu A *.

  • Tęsiasi nuo maždaug 5 l.y. iki 25 l.y. nuo centro.
  • Parodo smūgio bangų dėl netolimos praeities sprogstamųjų įvykių įrodymus.
  • & quotTekanti & quot materija į centrą
  • 60 l.y. ilgos linijinės struktūros, sekančios galaktinio magnetinio lauko linijas.
  • izoliuoti žvaigždžių formavimo regionai ir supernovos liekanos.
  • Rentgeno spinduliai iš juodųjų skylių dvejetainių žvaigždžių sistemų ir supernovų šalia galaktikos centro.
  • 0,5 MeV gama spinduliai iš antimaterijos pozitronų „fontano“ iš Galaktikos centro regiono, galbūt daugelio supernovų rezultatas Paukščių Tako centriniuose regionuose.

Nors netrūksta įspūdingų klausimų apie „Galaktikos centrą“, pastaruoju metu susidomėta galimybe, kad centrinės žvaigždžių sankaupos centre egzistuoja didžiulė juodoji skylė. Esant labai dideliam greičiui žvaigždėse ir dujose netoli galaktikos centro astronomams ilgą laiką buvo prielaida, kad gali būti didžiulė juodoji skylė, suteikianti pakankamai stiprią gravitacinę jėgą, kad žvaigždės ir dujos liktų orbitoje. UCLA profesorė Andrea Ghez panaudojo Keck 10 metrų teleskopą infraraudonųjų spindulių bangos ilgyje, kad matuotų 20 žvaigždžių, esančių netoli galaktikos centro, greitį per trejus metus. Ji nustatė, kad žvaigždės skrieja greičiu iki 1000 km / s (3 milijonai mylių per valandą)! Vokietijos Max-Planck instituto mokslininkų atlikti stebėjimai patvirtino šiuos rezultatus. Šiam dideliam gravitaciniam pagreičiui reikalingas objektas, kurio masė 2,5 milijono kartų viršija mūsų Saulės masę.

Žvaigždės yra netoli Šaulio A *, radijo šaltinio, esančio netoli galaktikos centro. Vien nuo radijo signalo Sgr A * neturėjo būti ypač masyvus, nes jo spinduliavimas nėra labai galingas. Naudodami VLBA (Very Long Baseline Array) radijo teleskopą, astronomai tyrė Sgr A * judėjimą ir rado mažesnį nei 20 km / sek greitį pačiam Sgr A *. Tai reiškia, kad mažai tikėtina, kad Sgr A * yra viena žvaigždė arba žvaigždžių grupė. Galaktikos centre egzistuojančiomis sąlygomis gali likti nejudantis tik labai masyvus objektas. Įrodyta, kad „Sag A *“ iš tikrųjų yra juodoji skylė, 2–3 milijonus kartų didesnė už saulės masę. Astronomai spėja, kad Juodąją skylę „maitina“ molekulinio žiedo dujos arba supernovos liekanos. Kiekvienais metais sunaudodamas mažiau nei apie 1% žvaigždės masės ir išlaisvindamas gravitacinę potencialą, Sag A * gali lengvai atsižvelgti į galaktikos centre esančius didelės energijos reiškinius.

Prof. H. E. (Genas) Smithas
CASS 0424 UCSD
9500 „Gilman Drive“
La Jolla, CA 92093-0424


Paskutinį kartą atnaujinta: 1999 m. Balandžio 28 d


Tyrimo langelio pavadinimas

Naujas žvilgsnis į Hablo galaktikų vaizdus galėtų būti žingsnis įsibrėžiant sunkiai suvokiamą tamsiosios materijos prigimtį, nepastebimą medžiagą, sudarančią didžiąją visatos dalį, rodo tyrimas, paskelbtas internete internete, mėnesio pranešimuose apie Karališkąją astronomijos draugiją.

Pasinaudoję ankstesniais Hubble'o stebėjimais, susijusiais su šešiais masyviais galaktikų spiečiais programoje „Pasienio laukai“, astronomai parodė, kad vidinė klasterio šviesa - difuzinis švytėjimas tarp grupėje esančių galaktikų - seka tamsiosios materijos kelią, tiksliau apšviesdamas jos pasiskirstymą nei esami metodai, stebintys rentgeno spindulius. lengvas.

Vidinė klasterio šviesa yra galaktikų sąveikos, sutrikdančios jų struktūras chaose, šalutinis produktas, atskiros žvaigždės išmetamos be gravitacinių švartavimosi vietų savo galaktikoje, kad galėtų susitaikyti su viso spiečiaus gravitacijos žemėlapiu. Čia taip pat gyvena didžioji dauguma tamsiosios materijos. Rentgeno spinduliai rodo galaktikų grupių susidūrimo vietą, bet ne pagrindinę klasterio struktūrą. Dėl to jis yra mažiau tikslus tamsiosios medžiagos atsekėjas.

„Priežastis, kad vidinė klasterio šviesa yra toks puikus tamsiosios materijos žymeklis galaktikos spiečiuje, yra ta, kad tiek tamsioji materija, tiek šios žvaigždės, formuojančios vidinį klasterį, laisvai plaukioja ant paties klasterio gravitacinio potencialo, todėl jos tiksliai seka tokio pat sunkumo “, - sakė Mireia Montes iš Naujojo Pietų Velso universiteto Sidnėjuje (Australija), kuri yra tyrimo bendraautorė. "Mes radome naują būdą pamatyti vietą, kurioje turėtų būti tamsioji materija, nes jūs atsekate lygiai tą patį gravitacinį potencialą. Mes galime labai silpnai švytėdami apšviesti tamsiosios materijos padėtį."

Montesas taip pat pabrėžia, kad metodas yra ne tik tikslus, bet ir efektyvesnis tuo, kad jame naudojamas tik giluminis vaizdavimas, o ne sudėtingesni, daug laiko reikalaujantys spektroskopijos metodai. Tai reiškia, kad daugiau grupių ir objektų kosmose galima ištirti per trumpesnį laiką - tai reiškia daugiau galimų įrodymų, iš ko susidaro tamsioji materija ir kaip ji elgiasi.

„Šis metodas leidžia mums statistiškai apibūdinti pagrindinę tamsiosios materijos prigimtį“, - sakė Montesas.

„Tyrimo idėja kilo, žiūrint į nesugadintus Hablo pasienio lauko vaizdus“, - sakė tyrimo bendraautorius Ignacio Trujillo iš Kanarų salų astronomijos instituto Tenerifėje (Ispanija), kuris kartu su Montes daugelį metų tyrinėjo vidinę klasterio šviesą. "Hablo pasienio laukai beprecedentį aiškumą parodė įbrėžtą šviesą. Vaizdai įkvėpė", - sakė Trujillo. "Vis dėlto nesitikėjau, kad rezultatai bus tokie tikslūs. Poveikis būsimiems kosmoso tyrimams yra labai įdomus."

"The astronomers used the Modified Hausdorff Distance (MHD), a metric used in shape matching, to measure the similarities between the contours of the intracluster light and the contours of the different mass maps of the clusters, which are provided as part of the data from the Hubble Frontier Fields project, housed in the Mikulski Archive for Space Telescopes (MAST). The MHD is a measure of how far two subsets are from each other. The smaller the value of MHD, the more similar the two point sets are. This analysis showed that the intracluster light distribution seen in the Hubble Frontier Fields images matched the mass distribution of the six galaxy clusters better than did X-ray emission, as derived from archived observations from Chandra X-ray Observatory's Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS).

Beyond this initial study, Montes and Trujillo see multiple opportunities to expand their research. To start, they would like to increase the radius of observation in the original six clusters, to see if the degree of tracing accuracy holds up. Another important test of their method will be observation and analysis of additional galaxy clusters by more research teams, to add to the data set and confirm their findings.

The astronomers also look forward to the application of the same techniques with future powerful space-based telescopes like the James Webb Space Telescope and WFIRST, which will have even more sensitive instruments for resolving faint intracluster light in the distant universe.

Trujillo would like to test scaling down the method from massive galaxy clusters to single galaxies. "It would be fantastic to do this at galactic scales, for example exploring the stellar halos. In principal the same idea should work the stars that surround the galaxy as a result of the merging activity should also be following the gravitational potential of the galaxy, illuminating the location and distribution of dark matter."

The Hubble Frontier Fields program was a deep imaging initiative designed to utilize the natural magnifying glass of galaxy clusters' gravity to see the extremely distant galaxies beyond them, and thereby gain insight into the early (distant) universe and the evolution of galaxies since that time. In that study the diffuse intracluster light was an annoyance, partially obscuring the distant galaxies beyond. However, that faint glow could end up shedding significant light on one of astronomy's great mysteries: the nature of dark matter.

Hablo kosminis teleskopas yra NASA ir ESA (Europos kosmoso agentūra) tarptautinio bendradarbiavimo projektas. Teleskopą valdo NASA „Goddard“ kosminių skrydžių centras Greenbelt mieste (Merilandas). The Space Telescope Science Institute (STScI) in Baltimore, Maryland, conducts Hubble science operations. STScI is operated for NASA by the Association of Universities for Research in Astronomy in Washington, D.C.

Kreditai:NASA, ESA, and M. Montes (University of New South Wales) Acknowledgment: J. Lotz (STScI) and the HFF team


Blankiausios nykštukų galaktikos

Joshua D. Simonas
T. 2019 m. 57 d

Santrauka

Mažiausio Paukščių Tako šviesumo (L) ryškumo palydovinės galaktikos rodo kraštutinę galaktikos švytėjimo funkcijos ribą. Šie itin silpni nykštukai yra seniausios, daugiausia dominuoja tamsiosios materijos, skurdžiausios metalų ir mažiausiai chemiškai išsivysčiusios žvaigždžių sistemos. Skaityti daugiau

Papildomos medžiagos

1 paveikslas: Paukščių Tako palydovų galaktikų surašymas kaip laiko funkcija. Čia parodyti objektai apima visas spektroskopiškai patvirtintas nykštukines galaktikas, taip pat įtariamus nykštukais remiantis l.

2 paveikslas: Paukščių Tako palydovų pasiskirstymas absoliučiu dydžiu () ir pusės šviesos spinduliu. Patvirtintos nykštukinės galaktikos rodomos tamsiai mėlynais užpildytais apskritimais, o objektai, kaip įtariama, yra nykštukiniai gal.

3 paveikslas. Itin silpnų Paukščių Tako palydovų regėjimo linijos greičio sklaidos kaip absoliutaus dydžio funkcija. Matavimai ir neapibrėžtys rodomi kaip mėlyni taškai su klaidų juostomis ir 90% c.

4 paveikslas: (a) Itin silpnų Paukščių Tako palydovų dinaminės masės, priklausomai nuo ryškumo. b) ypač silpnų Paukščių Tako palydovų masės ir šviesos santykis pusės šviesos spinduliu.

5 paveikslas: Paukščių Tako palydovų vidutinis žvaigždžių metalizmas kaip absoliutaus dydžio funkcija. Patvirtintos nykštukų galaktikos rodomos tamsiai mėlynais užpildytais apskritimais, o objektai, kaip įtariama, yra nykštukai.

6 paveikslas: Labai silpnų nykštukų žvaigždžių metalizmo pasiskirstymo funkcija. Čia pateiktų metalinių medžiagų nuorodos yra išvardytos 1 papildomoje lentelėje. Pažymime, kad šie duomenys yra gana heterogeniški.

7 paveikslas: UFD žvaigždžių cheminės gausos modeliai. Čia rodomi atitinkamai (a) [C / Fe], (b) [Mg / Fe] ir (c) [Ba / Fe] santykiai kaip metališkumo funkcijos. UFD žvaigždės braižomos kaip spalvotos diamo.

8 paveikslas: silpnų žvaigždžių sistemų aptikimas kaip atstumo, absoliutaus dydžio ir tyrimo gylio funkcijos. Raudona kreivė rodo 20 ryškiausių objekto žvaigždžių, kaip funkcijų, ryškumą.

9 paveikslas: (a) 1 segmento spalvų ir dydžių diagrama (fotometrija iš Muñoz ir kt., 2018). Užtamsinti mėlynos ir rausvos spalvos regionai nurodo apytikslį gylį, kurį galima pasiekti naudojant esamą terpę.


Astronomers Find A Galaxy Of Unusual Size (G.O.U.S.), And Discover Why It Exists

This galaxy, UGC 2885, also known as Rubin's galaxy, is the largest spiral galaxy ever discovered at . [+] approximately 800,000 light-years in diameter. It is truly a G.O.U.S.: a galaxy of unusual size.

NASA, ESA, and B. Holwerda (University of Louisville)

Above a certain size, spiral galaxies shouldn't exist. A single major merger — where two galaxies of comparable mass interact to form a larger one — will almost always destroy that spiral structure, producing a giant elliptical instead. The only ultra-large spiral galaxies we typically find are in the process of gravitationally interacting with a neighbor, producing an extended but temporary "grand spiral" structure.

But for every rule, there are remarkable exceptions. One particular galaxy, known unofficially as Rubin's Galaxy after Vera Rubin's observations of the rotational properties of UGC 2885, is far larger and quieter than practically any other spiral galaxy known. This is a spiral galaxy of unusual size, a true G.O.U.S., and while it doesn't quite defy our theories of how galaxies form, it certainly is a challenge to explain. Remarkably, just from observing the right details, astronomers now think they know how this most unusual galaxy formed.

The previous record-holder for largest spiral galaxy, Malin 1, consists of a small core surrounded . [+] by extensive, sweeping spiral arms. These extended features were created by gravitational interactions with surrounding nearby galaxies, and led to the belief that there would be no larger spirals that weren't experiencing such interactions, a belief that was overturned with the discovery and analysis of UGC 2885.

In theory, there are two ways to build up a large spiral galaxy, and they both begin the same way. In the young Universe, a large cloud of matter — both normal matter and dark matter — will begin to collapse under its own gravity. While the dark matter is responsible for the majority of the mass, it only interacts gravitationally, which means it can't collide, heat up, lose angular momentum, or collapse. The dark matter always remains in a diffuse, "fluffy" halo.

But the normal matter, made out of the same ingredients that we are, interacts with itself. Normal matter doesn't just experience gravitation, but as it collapses, the different atoms, molecules and other particles collide and interact. They lose angular momentum, and in whichever dimension it collapses first, it goes "splat" and forms a disk, which then rotates. This is the origin of the disk-like structure present in all spiral galaxies.

In general, a cloud of gas that will collapse to form structure (such as a galaxy) in the Universe . [+] will begin as an irregularly shaped mass, which will then gravitationally contract along all three axes. The shortest axis will 'splat' first, leading to the formation of a plane and a disk that will rotate: a phenomenon that works on scales from large spiral galaxies down to individual stars and planetary systems.

JoshDif / Wikimedia Commons

As far as we can tell, galaxies always start out small and then grow in two possible ways.

  1. Intergalactic gas can get gravitationally drawn in from the surrounding, less dense areas of space. This slow, gradual funneling of matter into the galaxy will provide new fuel for new generations of stars, will settle into the disk-and-spiral structure of the existing galaxy, and will cause the galaxy to both become slightly thicker and significantly larger in terms of its radial extent.
  2. Smaller galaxies and proto-galaxies, also from the surrounding, less dense areas of space, can get drawn into the larger galaxy. This process is a little different, since there are already stars and structure inside these objects, and they will get disrupted and torn apart, stretched into debris streams before eventually settling down as part of the larger spiral, also growing it to become both thicker and larger in extent.

Both of these processes are seen to occur in our Universe, with the latter one occurring for dwarf galaxies surrounding our own Milky Way right now.

This artist's impression shows how intergalactic gas flows and funnels onto galaxies, leading to . [+] gradual growth that neither disturbs nor destroys and pre-existing spiral structure.

ESO/L. Calçada/ESA/AOES Medialab

What couldn't happen, though, is the fastest, most efficient, and most common way to increase a galaxy's mass: through a major merger. If two galaxies that are comparable in size ever merge together, regardless of the orientation of the merger, an enormous fraction of the gas contained within both galaxies will collapse in a spectacular burst of new star formation. It's a spectacular astronomical event known as a starburst: where the entire galaxy becomes a giant star forming region.

This generally uses up most of the gas present in the new galaxy, forms a whole slew of stars all at once, and then star formation ceases. These stars form over a large volume of space, creating an elliptical structure rather than a spiral one, and then — as the galaxy ages — the most massive stars die and only the smaller, cooler, redder stars remain. Elliptical galaxies are notorious for having very few instances of star formation past the initial burst arising from their creation, and are far and away the largest and most massive galaxies of all.

Galaxies that have formed no new stars in billions of years and have no gas left inside them are . [+] considered 'red-and-dead.' A close look at NGC 1277, shown here, reveals that it may be the first such galaxy in our own cosmic backyard.

NASA, ESA, M. Beasley (Instituto de Astrofísica de Canarias), and P. Kehusmaa

To find a spiral as large as the one we see here — Rubin's galaxy (UGC 2885) — implies that there were no major mergers. The fact that we still see:

  • a spiral structure,
  • with dusty arms,
  • with the pink signatures of ionized hydrogen (from new star formation),
  • with blue stars dotting the arms (indicating recent episodes of newly forming stars),
  • and an undisturbed, flat, even disk,

tell us that this spiral grew by either gas accretion, minor mergers, or both, but via no other processes.

Even if it's a cosmic rarity that a galaxy would form this way, though, a good scientist always wants to know exactly how it happened. Fortunately, there's a very clever way to tell: by looking at the globular clusters present within the galaxy.

The globular cluster Messier 69 is highly unusual for being both incredibly old, at just 5% the . [+] Universe's present age, but also having a very high metal content, at 22% the metallicity of our Sun. The brighter stars are in the red giant phase, just now running out of their core fuel, while a few blue stars are these unusual blue stragglers. The globular clusters within the Milky Way display a variety of ages and colors, but the majority of them, like Messier 69, formed 12 or 13 billion years ago.

Hubble Legacy Archive (NASA / ESA / STScI), via HST / Wikimedia Commons user Fabian RRRR

Whenever you get a big burst of star formation, you don't just produce new stars evenly throughout the galaxy, although you do produce copious amounts of them over a wide area. What happens is that the largest, most concentrated areas of gas result in an enormous, dense collection of stars — from tens of thousands of stars all the way up to millions of new stars — all contained within just a few dozen light-years: a globular cluster.

Each galaxy has its own unique population of globular clusters found distributed all throughout its halo, which are formed during episodes of extreme star formation. If all the extreme star forming episodes happened at once, we expect the globular clusters to all be the same age in the galaxy, indicative of at least a medium-sized merger at a specific period in time. On the other hand, if there were many mergers of small galaxies or a build-up of gas to form the one we see at the present day, we expect globular clusters to come in a variety of ages. Both scenarios are eminently possible, but good enough observations of the globular clusters themselves should be able to determine which one is true from the colors of the stars within them.

This is a blink comparison that plots the location of the red stars and blue stars that dominate the . [+] globular clusters in galaxies NGC 1277 and NGC 1278. It shows that NGC 1277 is dominated by ancient red globular clusters. This is evidence that galaxy NGC 1277 stopped making new stars many billions of years ago, compared to NGC 1278, which has more young blue star clusters. The number and colors of globular clusters can shed light on the parent galaxy's star formation history.

NASA, ESA, and Z. Levay (STScI)

In our own Milky Way, for example, the majority of the globular clusters we find are extremely old, formed some 12 or 13 billion years ago. This component of the globulars indicate that the main component of our Milky Way was formed early on by gravitational collapse and a potential merger, leading to an extreme burst of star formation that occurred over just a brief period of time. However, alongside those, we also find globular clusters that are much younger, indicating that smaller galaxies and the inflow of gas, which caused new bursts of star formation and the formation of new globular clusters at various times, occurred gradually over time.

For this reason, measuring the ages of the globular clusters within Rubin's galaxy — a true G.O.U.S. — will reveal whether there were significant mergers in the past that resulted in bursts of star formation and the creation of new globulars all at once, or whether they formed at many different times, indicating only a gradual accretion of gas without any significant galactic mergers (and large bursts of star formation) to speak of. When a team of scientists turned the Hubble Space Telescope's eye on Rubin's galaxy, they were able to uncover something unprecedented.

The inner regions of UGC 2885, Rubin's galaxy, shows the ionized hydrogen (red) that occurs when you . [+] have new star formation, as well as a clearly visible population of young, blue stars along the arms. The globular clusters found throughout it, all 1600 of them, show a variety of colors and ages, but this number is very small for a galaxy this large and massive.

NASA, ESA, and B. Holwerda (University of Louisville)

First off, all of the globular clusters they did find showed a variety of colors, which is a great indication that they were formed at a variety of epochs from gradually inflowing gas. Perhaps most interestingly, there isn't a large set of globulars that all seemed to form at around the same time, indicating that there weren't any major or medium-sized mergers in the history of Rubin's galaxy. This piece of evidence, all on its own, is a point in favor of the "gradual accretion of gas" scenario, rather than an accretion and merger of surrounding, smaller galaxies.

But a second piece of evidence is even stronger: the number of globular clusters found in this behemoth of a spiral galaxy is tiny for its mass, indicating that there were realistically no major bursts of intense star formation since very early times that were triggered by mergers or gravitational interactions.

The outskirts of UGC 2885, hundreds of thousands of light-years from its center, still display . [+] sweeping arms and young stars, showing the enormous extent of it: 800,000 light-years across, making it the largest spiral galaxy to date.

NASA, ESA, and B. Holwerda (University of Louisville)

When we look at the environment surrounding this G.O.U.S., there are neither nearby massive structures nor disturbed internal structures that would account for the large, extended spiral structure of this galaxy. Rubin's galaxy really is this massive cosmic outlier, likely formed only by the gradual accretion of matter.

According to the study's Principal Investigator, Benne Holwerda, the most comparable galaxy to Rubin's galaxy in our own local neighborhood is the quiet, small spiral: M83, the southern pinwheel galaxy. It is:

  • relatively isolated,
  • with no massive galaxies in its neighborhood,
  • with only one stable nucleus,
  • undergoing stable, quiet, slow star-formation along its spiral arms,

all of which point to a quiet, slow accretion of gas. However, Rubin's galaxy is enormous, making it the first galaxy with these combined properties to date.

The spiral galaxy M83, also known as the Southern Pinwheel Galaxy, bears many similarities to UGC . [+] 2885 in terms of its isolation, globular cluster population, morphology and star formation rate and history. But UGC 2885 is approximately 16 times larger in diameter and contains about 40 times as many stars.

NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA) Acknowledgement: William Blair (Johns Hopkins University)

At 800,000 light-years across and with some 4 trillion stars inside, this is one of the largest spiral galaxies ever discovered: a true cosmic outlier. At just 230 million light-years away, it's also close enough that we can image and identify its globular clusters and star formation rate. The fact that a galaxy this large and massive is so regularly shaped, with such low levels of star formation and so few globular clusters (1600) for its incredible size really does make this a cosmic unicorn.


Watch the video: Atnaujinamų gamtamokslinio ugdymo bendrųjų programų fizikos mokymosi turinio pristatymas (Vasaris 2023).