Astronomiya

Spiral qalaktikadakı cazibə potensialı müsbət ola bilərmi?

Spiral qalaktikadakı cazibə potensialı müsbət ola bilərmi?



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.

Bu sualı düşünərək Samanyolu'nun orta cazibə potensialının kobud bir modelindən başlamaq istədim. D. P. Cox və G. C. Gomez arasında rastlaşdım 2002-ci ildə Spiral qolun cazibə potensialı və sıxlığı üçün analitik ifadələr, bunu ssenari üçün ən azı yetərincə başa düşə biləcəyimi düşünürəm. Analitik bir sıxlıq paylanmasından başladılar və potensialını analitik bir forma ilə yaxınlaşdırdılar, daha sonra onu yaradan dəqiq sıxlığı həll etdilər, amma mən istifadə etmirəm.

Bölmə 4-də müzakirə olunan ilk nümunəni hesabladım və ən azından ilk baxışdan onların rəqəmləri ilə razılaşdığını düşünürəm. Böyük məsafələrdə potensial sıfıra meyl edir ki, bu da yaxşıdır, lakin modulyasiya həm müsbət, həm də mənfidir! Bu həm ssenarimdən, həm də rəqəmlərindən doğrudur.

İtici bir qüvvə olmadan potensialın müsbət ola biləcəyini düşünmürəm. Mən nəyi itirirəm?

Qeyd 1: Mən hiylə qurdum $ z = 0 $

Qeyd 2: Vahidlər üçün kq metr və saniyədən istifadə edirəm, beləliklə qurulmuş potensial m ^ 2 / s ^ 2-dir.

idpy numpy np kimi idxal matplotlib.pyplot kimi 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) term_3 = ((C / (K * D)) * np.cos (n * qamma)) * ( np.cosh (K * z / beta)) ** - beta # sech cəmi 1 / cosh qaytarma müddəti_1 * term_2 * (term_3.sum (ox = 0)) # n-dən çox c = 6.67430E-11 # m ^ 3 / kg s ^ 2 parsek = 3.0857E + 16 # metr mH = 1.007825 * 1.660539E-27 # kg pi = np.pi N = 2 # qol sayı alfa = 15 * pi / 180. # pitch bucağı Rs = 7000 * parsek # radial açılış rho_0 = 1E + 06 * (14./11) * mH # orta düzlük qol sıxlığı r_0 = 8000 * parsek # fidusial radiusda H = 180 * parsec # narahatlıq şkalası hündürlüyü = np.array ([8 / (3 * pi), 0.5, 8 / (15 * pi)]) [:, Yoxdur, Yoxdur] n = np.array ([1, 2, 3]) [:, Yoxdur, Heç biri] # qurun 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. potensial = PHI (r, phi, z) əgər True: plt.figure () plt.imshow (potensial) plt.colorbar () plt. gca (). axes.xaxis.set_ticklabels ([]) plt.gca (). axes.yaxis.set_ticklabels ([]) plt.title ('+/- 30 kpc') plt.show ()

İstirahətinizin mahiyyətcə doğru olduğunu düşünürəm. Məsələn, həmin kağızdakı Şəkil 1-ə baxsanız, potensialın azimutal bucağın ("faz") funksiyası olaraq müsbətdən mənfiyə keçdiyini görə bilərsiniz.

Eksik olduğunuz şey, təyin etdikləri potensial və sıxlıq funksiyalarının olmasıdır narahatlıqolması nəzərdə tutulmuşdur əlavə edildi oxmetrik bir qalaktika modeli. Fikir ondan ibarətdir ki, eksimetrik disk onların narahatlığı ilə modulyasiya olunur, beləliklə ümumi sıxlıq orta səviyyədən azdır (lakin sıfırdan az deyil!). $< 0$ və narahatlıqlarının olduğu yerlərdən ortalamadan çoxdur $> 0$. (Eynilə, ümumi potensial belədir $< 0$ hər yerdə; narahatlıqlarının müsbət olduğu bölgələrdə ümumi potensial daha az mənfi olur, lakin heç vaxt $> 0$.)

İşarə etdikləri kimi (s.4-5), "Rəqəmlər 3 və 5-in sıxlıq bölgüsünün gətirdiyi təəssüratlar bir qədər yanıltıcı ola bilər. Bu sıxlıqlar eyni şaquli miqyas hündürlüyünə bərabər azimutal vahid bir ulduz diskinə qarşı narahatlıqlar kimi qəbul edilməlidir. "

Və: "Şəkil 10-da, narahatlıq ilə eyni radyal açılan və miqyaslı hündürlüyə və hər yerdə xalis sıxlığı müsbət etmək üçün kifayət qədər amplituda olan bir disk komponenti, narahatlıq sıxlığına əlavə edilmişdir." və "Şəkil 12 və 13-də, təmsil edən bir tam ulduz diskinə müxtəlif miqdarda narahatlıq sıxlığı göstərilmişdir."


Ən Uzaq Cazibə Lensi Kəşf edildi

Bu şəkil dördqat cazibə obyektivi J1000 + 0221-ni göstərir. Şəkil krediti: NASA / ESA / A. van der Wel.

İşıq cazibə qüvvəsindən təsirlənir və nəticədə uzaq bir qalaktikadan keçən işıq tərpənəcəkdir. 1979-cu ildəki ilk tapıntıdan bəri çox sayda belə cazibə linzaları aşkar edilmişdir. Eynşteyn və ümumi nisbilik nəzəriyyəsinin sınaqlarını təmin etməklə yanaşı, bu obyektlər dəyərli alətlər olduqlarını sübut etdilər və arxa plan mənbəyini böyüdürlər, təbii teleskop rolunu oynayaraq astronomlara uzaq qalaktikalara normaldan daha ətraflı baxmağa imkan verir. mümkündür.

Cazibə linzaları iki hissədən ibarətdir: biri uzaqlaşır və işığı təmin edir, digəri isə uzaq işıq mənbəyi ilə aramızda oturan və cazibəsi işığı sapdıran lens kütləsi və ya cazibə obyektividir.

İndi Almaniyanın Heidelberg şəhərindəki Max Planck Astronomiya İnstitutundan Dr Arjen Van der Wel həmkarları ilə birlikdə J1000 + 0221 & # 8211 adlandırılan dördqat cazibə obyektivini kəşf etdi.

& # 8220Kəşf tamamilə şansdır. Əvvəlki bir layihədəki müşahidələri nəzərdən keçirirdim, qətiliklə qəribə bir qalaktika gördüm. Son dərəcə gənc bir qalaktikaya bənzəyirdi, amma gözləniləndən daha böyük məsafədə görünürdü. Hətta müşahidə proqramımızın bir hissəsi olmamalıydı! ” Yazının aparıcı müəllifi olan Van Van Wel, nəşrdə qəbul edildiyini söylədi Astrofizik Jurnal Məktubları (arXiv.org).

Lens kütləsi o qədər uzaqdır ki, işıq, əyildikdən sonra Yerə çatmaq üçün 9,4 milyard il keçdi. Otuz il əvvəl tapılmış əvvəlki rekordçu, işığının bizə çatması üçün 8 milyard işıq ilindən az vaxt aldı.

Bu yalnız yeni bir qeyd deyil, obyekt də vacib bir məqsədə xidmət edir: linzalı qalaktikanın yaratdığı təhrif miqdarı onun kütləsinin birbaşa ölçülməsinə imkan verir.

Kəşf eyni zamanda bir tapmaca da yaradır. Cazibə lensləri bir şans düzəltməsinin nəticəsidir. Bu vəziyyətdə hizalama çox dəqiqdir. Məsələləri daha da pisləşdirmək üçün böyüdülmüş cisim ulduz fışqıran bir cırtdan qalaktikadır: nisbətən yüngül bir qalaktikadır və ulduz şəklində cəmi 100 milyon günəş kütləsinə sahibdir, lakin son dərəcə cavan və böyük dərəcədə yeni ulduzlar istehsal edir. Bu cür özünəməxsus bir qalaktikanın cazibə qüvvəsi ilə linzalanma ehtimalı çox azdır.

“Bu qəribə və maraqlı bir kəşf oldu. Tamamilə sərt bir tapıntı idi, lakin ilk kainatdakı qalaktika təkamülü təsvirimizdə yeni bir fəsil açmaq potensialına sahibdir. ”Deyə doktor Van der Wel sona çatdırdı.

Biblioqrafik məlumat: A. van der Wel et al. 2013. Record Lens Redshift z = 1.53 ilə ŞƏNLƏRDƏ Dörd Lensin Kəşfi. ApJ Məktubları, arXiv nəşri üçün qəbul edilmişdir: 1309.2826


Standart Modeldən kənar hissəciklər fizikası

Pierre Binétruy, Les Houches, 2006

2.3 Cazibə qüvvəsinin qeyri-sabitliyi I: qalaktikalar

2.1a bölməsində homojen bir kainat götürdük. Bəzi qeyri-bərabərlik ortaya çıxsa, cazibə qeyri-sabitliyi onu inkişaf etdirəcəkdir. Bunun necə baş verə biləcəyini bilmək üçün, hökm sürən bir kainatı nəzərdən keçirək ( ρa −3) və bəzi uyğunsuzluq olduğunu düşünək yerli olaraq görünür 5: bir dəyişiklik ilə əlaqələndirilir .a kosmik miqyas amilinin a belə δρ / ρ = −3/a / a. Birinci sıraya qədər inkişaf (2.17), biri əldə edilir

t 2/3 , H = 2/(3t) və miqyaslı həll δa ∼ t 1 2 ± 5 6 tapırıq. Həll .a

t 2/3 və buna görə cazibə qeyri-sabitliyinə.

İndiyə qədər nəzərə almadığımız bir tərkib var: erkən kainat isti. Bu səbəbdən yeni tapdığımız cazibə qeyri-sabitliyi mütləq cazibə çökməsinə səbəb olmur: cazibə enerjisi istilik enerjisi ilə tarazlaşa bilər. Təsəvvür etmək üçün bir ölçü sistemini nəzərdən keçirək R və kütləvi M temperaturla kB T

GNM mN / R (yəni sistemdəki bir nuklonun istilik enerjisi onun cazibə enerjisinin sırasıdır). Qravitasiya çöküşü üçün tipik bir zaman ölçüsü ölçülü analizlə əldə edilir (baxın (2.62)):

Eyni zamanda, plazma bir müddət sabit olaraq soyuyur tc. Əgər tc & ltg, sonra cazibə istilik enerjisi üzərində qazanır və sistem çökür. Əgər ilkin plazmanın soyuması əsasən termal qayalar vasitəsilə baş verirsə, ([4], bölmə 1.5.1)

harada n rəqəm sıxlığıdır. Vəziyyət tc & ltg bir şərtə çevrilir R:

burada α G ≡ (G N m N 2 / ℏc) ∼ 6 × 10 - 39 aşağı enerjidə cazibə gücünü ölçür. Bu uzunluq şkalası, ümumiyyətlə 10 ilə 20 kpc arasındakı qalaktika ölçüləri top parkındadır. Tipik kütlələr də çıxarıla bilər (istilik enerjisi olduğu açıq bir fərziyyə ilə kB T ionlaşma potensialından yüksəkdir α 2 mec 2 [4]) bəndinin 1.5.1-nə baxın:

Bu rəqəmlərdən qalaktikaların 9-dan kiçik bir qırmızı sürətdə əmələ gəldiyi qənaətinə gəlmək olar (bax: İş 2-3).

Məşq 2-3: Tipik ölçülü qalaktikanı nəzərdən keçirin Rqal

3 × 10 44 g. Sıxlığın bölgələrini fərz etsək ρ Kainatın ortalama sıxlığından 100 qat daha böyük bir çökmə, qalaktikanın meydana gəlməsində təxmini qırmızı sürüşmənin baş verdiyi. Biri kainatın indiki orta sıxlığını verir: ρ0


II hissə Ulduz dinamikası və qalaktikaların quruluşu

[Cədvəllərdə göstərilən mövzular mühazirə oxunacaq, lakin imtahanlarda suallar qoyulmayacaq.]

Müəyyən bir potensialdakı orbitlər. Nyuton cazibə enerjisindəki hissəcik orbiti, açısal impuls. Radial qüvvə qanunu - ümumi orbit silindrik qütblərdə təyyarə hərəkət tənliklərindədir. Ters kvadrat qanuna bağlı və əlaqəsiz orbitlər, Kepler qanunları sürətdən qaçarkən ikili ulduzların kütləsini azaltdı. Radial qüvvə qanunu altında ümumi orbit radial və azimutal dövrlər presessiyası. [4]

Sıxlığın paylanmasından potensialın çıxarılması. Poisson tənliyi. Qalaktikaların quruluşunun təsviri. Sferik sistemlər üçün cazibə potensialı: homojen kürə, dəyişdirilmiş Hubble profili, güc qanunu. Dairəvi orbitlərin fırlanma qanunu Vc(R) qaçış sürətləri VEsc(R). [2]

Təxminən dairəvi orbitlər. Radial narahatlıqlar epikiklik tezlik sabitliyi apsidal prekresiya. Psevdo-qara dəlik potensialına tətbiq və Phi = -GM / (r-rs). Eksen-simmetrik potensial şaquli rəqs tezliyindəki şaquli narahatlıqlar nodal prekresiya. [2]

Eksimetrik sıxlıq paylanması. & Nabla 2 & Phi = 0.-nin ümumi eksimetrik həlli. Maddə seriyası məhlulu halqası səbəbiylə potensial 18 illik tutulma dövrü. Mestel & # 39s diskin eksponensial diskinin incə disk fırlanma əyriləri sayəsində potensial. Qalaktika Oort & # 39s sabitlərinin fırlanma əyrisi. Qaranlıq maddə üçün spiral qalaktikaların fırlanma əyrilərinə ehtiyac var. [5]

Çarpışmadan sistemlər. İstirahət vaxtı. Ulduz və qalaktika qrupları üçün təxminlər. Cazibə qüvvəsi. Ulduz paylama funksiyası toqquşmadan Boltzmann tənliyi. Cins tənlikləri Boltzmann tənliyinin anları kimi. Maye tənlikləri ilə oxşarlıq. Günəş məhəlləsində kütləyə tətbiq (Oort həddi). [4]

Cins teoremi. Paylama funksiyasının yalnız enerjidən asılı olduğu sadə sistemlərə tətbiq. Faydalı qalaktika potensialları polytrope, Plummer & # 39s modeli, izotermik kürə. [3]

Qlobal klaster təkamülü. Kürə qruplarının modelləri. Kral modelləri. * Anizotrop sürət paylamalı modellər. * Müşahidə testləri. [3]


2. Müşahidələr və məlumatların azaldılması

2.1. ALMA Nümunə Seçimi və Müşahidələri

Burada təqdim olunan ALMA müşahidələri 2016.1.00048.S saylı layihə çərçivəsində 2017-ci il 28 iyul - 27 avqust tarixləri arasında altı müşahidə blokunda aparılmışdır. Tələb olunan yüksək qətnamə müşahidələri üçün S / N-i maksimuma çatdırmaq üçün altı SMG əvvəlki yüksək qətnamə (016) 870 ilə 16 ALESS SMG-dən submillimetr parlaq mənbələr seçildi. μm HMA və digərlərindən ALMA görüntüləmə. (2016), özləri ilə (təsadüfi hədəflənmiş) submillimetr parlaq mənbələr seçilmişdir. HST əhatə dairəsi. Bütün mənbələr mövcuddur HST CANDELS-dən və ya öz proqramımızdan (Chen et al. 2015). Əvvəlki ALMA-da və ya emissiyanın morfologiyasında / miqyasında əvvəlcədən seçim edilməmişdir HST nəticələrin qərəzli olmasının qarşısını almaq üçün görüntüləmə.

Müşahidələr genişləndirilmiş bir konfiqurasiyada aparıldı, maksimum baza hızı 3,7 km. Müşahidələr zamanı mövcud olan antenaların orta sayı 45 idi (42-47 aralığında). Əsas səviyyənin 5-ci faizi u-v çatdırılan məlumatların məsafələri 200 m-dir və ALMA Cycle 4 Texniki El Kitabının Denklemine (7.7) uyğun olaraq 09-a bərpa edilə bilən maksimum miqyas (MRS) verilir. Bu fiziki miqyasa uyğundur

7.5 kpc bir sürüşmə ilə z

Tələb olunan genişləndirilmiş konfiqurasiya müşahidələri ilə potensial olaraq həll olunan emissiyanın miqdarını təyin etmək məqsədi ilə bu qalaktikaların orijinal Cycle 0 ALESS müşahidələrinə (Hodge və digərləri 2013), eyni zamanda sonrakı 016 müşahidələrinə bənzər bir spektral quraşdırma istifadə etdik. Hodge et al. (2016). Bu quraşdırma 344 GHz (870) mərkəzindədir μm) 4 ilə & # x00d7 8 GHz bant genişliyini əhatə edən 128 cüt polarizasiya kanalı. ALMA-nın Band 7-ni Time Division Mode-da (TDM) istifadə etdik. Mərkəzi tezlikdə birincil şüa 173 (FWHM) təşkil edir. Elm hədəflərinin hər biri üçün ümumi qaynaq müddəti təxminən 50 dəqiqə idi və standart kalibrləmə tələb etdik. Zenitdə orta yağışlı su buxarı, orta hesabla 0,5 mm olan altı məlumat dəsti boyunca 0,4 ilə 1,0 mm arasında dəyişdi.

Seçim meyarlarına görə bu sənədin hədəfləri ALESS SMG nümunəsinin bütövlükdə submillimetr parlaq bəzi mənbələridir (Cədvəl 2 Hodge və digərləri 2013). Aralarındakı qırmızı sürüşmələr var

Optik və submillimetr spektroskopiyasından (Danielson et al. 2017 A. Weiss et al. 2019, hazırlıq mərhələsində) və biri fotometriyadan (da Cunha və digərləri 2015) əldə edilən beşi də daxil olmaqla 1.5 - 4.9 (Cədvəl 1). Onların orta redshift (z = 3.0 ± 0.5) tam ALESS nümunəsi ilə uyğundur (z = 2.7 ± 0.1 da Cunha et al. 2015). Ulduz kütlələri, SFR-ləri və toz istiliyi çox dalğalı spektral enerji paylanması (SED) uyğunluğundan qaynaqlanır və bunlar da Cunha et al. (2015) yeni ALMA Band 4 məlumatlarını daxil etmək üçün (E. da Cunha et al. 2019, hazırlıq mərhələsində). Onların orta SFR (

300 M yr -1) bir bütün olaraq ALESS nümunəsi ilə uyğundur (Swinbank və digərləri. 2014 da Cunha və digərləri. 2015), ortalama toz istiliyi (34 ± 3 K) da Cunha tərəfindən təhlil edildiyi kimi tam nümunədən daha soyuqdur. və s. (2015). Onların orta ulduz kütləsi (

2 & # x00d7 10 11 M) tam nümunənin orta ölçüsündən də böyükdür (

8 & # x00d7 10 10 M Simpson et al. 2014), əhalinin yüksək kütləvi sonunu araşdırdığımızı göstərən. Altı mənbədən biri rentgen mənbəyi ilə əlaqələndirilir və aktiv qalaktik nüvə kimi təsnif edilir (AGN ALESS 17.1, L0,5-8 keV, düzəliş = 1.2 & # x00d7 10 43 ergs s −1 Wang et al. 2013).

Cədvəl 1. Galaxy Xüsusiyyətləri

Mənbə kimliyi a z b zmənbə b giriş (M*/M) c günlük (SFR /M il −1) c Ttoz/ K c
SƏHİF 3.1 3.374 CO (4-3)
QARŞI 9.1 4.867 CO (5-4)
SƏHİF 15.1 2.67
SƏHİF 17.1 1.539 Hα, CO (2-1)
TƏSİLSİZ 76.1 3.389 [O iii]
ALESS 112.1 2.315 Lyα

bir Mənbə Kimlikləri Hodge və digərlərindəndir. (2013). b İstirahət çərçivəsi optik / UV əsaslı spektroskopik qırmızı sürüşmələr Danielson və digərlərindəndir. (2017), CO əsaslı qırmızı sürüşmələr A. Weiss et al. (2019, hazırlıq mərhələsində) və ya J. L. Wardlow et al. (2019, hazırlıq mərhələsində) və fotometrik redshift da Cunha və digərlərindən götürülmüşdür. (2015). c Ulduz kütlələri, SFR-lər və parlaqlığa görə ortalama toz istiliyi çox dalğalı SED uyğunluğundan da Cunha et al. (2015) yeni ALMA band 4 məlumatlarını daxil etmək üçün (da Cunha et al. 2019, hazırlıq mərhələsində). Yenilənmiş bir qırmızı sürüşmə mövcud olduğu hallarda, eyni metoddan istifadə edərək yenidən hesablandı.

2.2. ALMA Məlumat Azaldılması və Görüntüləmə

ALMA məlumatları Ümumi Astronomiya Proqram Tətbiqi 22 (casa) 4.7 versiyasından istifadə edərək azaldılmış və görüntülənmişdir. Boru kəməri ilə kalibrlənmiş məlumat cədvəllərinin yoxlanılması zamanı yüksək keyfiyyətli məlumatlar aşkar edilmişdir u-v məlumatlar bu səbəbdən kalibrləmə sxemində əlavə dəyişiklik edilmədən və ya işarələnmədən istifadə edilmişdir.

Görüntüdən əvvəl məlumatlar daha aşağı qətnamə ilə birləşdirildi (

016), əvvəllər bu mənbələr üçün eyni tezliklə əldə edilmiş və Hodge və digərlərində təqdim olunan daha aşağı həssaslıq məlumatları. (2016). Əvvəlki məlumatların həssaslığının aşağı olması və yeni məlumatların artıq əldə etdiyi böyük MRS (Bölmə 2.1) sayəsində, bu, ortaya çıxan görüntü keyfiyyətinə çox az dəyişiklik etdi.

Birləşdirilmiş məlumatların görüntülənməsi casa 's təmiz tapşırığı və miqyaslı həssas bir dekonvolution alqoritmi olan çox ölçülü təmiz (Cornwell 2008) istifadə edildi. Bunun üçün tövsiyə olunduğu kimi tərəzilərin həndəsi bir irəliləməsini istifadə etdik və istifadə olunan dəqiq tərəzilərin nəticəni təsir etmədiyini gördük. Çoxölçülü təmizin istifadəsi, çox ölçülü təmiz olmadan görüntülənənlərlə müqayisədə son şəkillərdə az keyfiyyət fərqi yaratdı, lakin çoxölçülü təmiz olmayan qaçışlardan qalan qalıq görüntü məhsullarında pozitiv təmizlənməmiş emissiya platolarını göstərdiyini gördük. çox ölçülü təmizlə hazırlanmış qalıq xəritələr. Bu səbəbdən analizin qalan hissəsi üçün çox ölçülü təmiz nəticələrdən istifadə edirik.

Təmizlik interaktiv şəkildə qaynaqların ətrafındakı sıx təmiz qutuları təyin edərək 1,5-ə qədər təmizləyərək aparıldıσ. Üzərində müxtəlif çəki sxemlərindən istifadə edilmişdir u-v müxtəlif məkan qətnamələrində görüntülər yaratmaq və beləliklə mənbələrdəki quruluşu araşdırmaq üçün məlumatlar. Məlumat üçün Briggs çəkisi (Briggs et al. 1999) və sağlam bir parametr ilə görüntüləmə. R = + 0,5 - ümumiyyətlə qətnamə və həssaslıq arasında yaxşı bir uzlaşma - sintez edilmiş şüa ölçüsü 008 olan şəkillər & # x00d7 006 və tipik bir rms səs 23 μJy şüa −1. Bu sıra konfiqurasiyası və mənbəyi S / N ilə ALMA məlumatlarının astrometrik dəqiqliyi, ehtimal ki, sıra üzərindəki faz dəyişikliyi ilə bir neçə milli saniyə arasında məhdudlaşır. 23

Yeni çatdırılmış məlumatların MRS-si (09 Bölmə 2.1), bu tezlikdəki ALESS mənbələrinin orta böyük ox FWHM ölçüsündən daha böyükdür (042 ± 004 Hodge və digərləri 2016), axının sıxlığının çoxunun bərpa olunmalı olduğunu göstərir. . Bunu yoxlamaq üçün u-v birləşdirilmiş məlumatları 03-ə endirdi, interaktiv şəkildə təmizlədi və mənbələrin bu qətnamədə həll olunduğu üçün inteqrasiya edilmiş axın sıxlığını ölçdü. Nəticələr Cədvəl 2-də, kompakt konfiqurasiyadan ölçülmüş axın sıxlığı ilə birlikdə göstərilir (

16) Dövrə 0 müşahidələri (Hodge və digərləri 2013). Ümumiyyətlə, mənbələrin nisbətən yığcam olduğunu göstərən aşağı qətnamə Cycle 0 müşahidələrində ölçülən axın sıxlığının çox hissəsini bərpa edirik. Altı mənbədən ikisi üçün mövcud məlumatlar itkin ola bilər

Ümumi 870-in 20% -i μindiki məlumatlarda bərpa olunmayan emissiyaya az səth parlaqlığının və / və ya genişləndirilmiş komponentin olduğunu göstərən m emissiyası. Bu səbəbdən, aşağı qətnamə Cycle 0 müşahidələrində əldə edilən ümumi axın sıxlıqlarını istifadə edərək, bu işdə aşkar edilmiş strukturların hər hansı bir fraksiya qatqısını bildiririk.

Cədvəl 2. 870 μm Davamlı Xüsusiyyətlər

Mənbə kimliyi Döngə 0 (15) Bu iş (03 konus) Bərpa olunmuş kəsr
(mJy) (mJy)
SƏHİF 3.1 8.3 ± 0.4 8.7 ± 0.2 1.05 ± 0.06
QARŞI 9.1 8.8 ± 0.5 9.1 ± 0.2 1.03 ± 0.06
SƏHİF 15.1 9.0 ± 0.4 9.6 ± 0.2 1.06 ± 0.05
SƏHİF 17.1 8.4 ± 0.5 8.8 ± 0.2 1.04 ± 0.06
TƏSİLSİZ 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 Görüntüləmə

Analizimizə daxil edirik HST Kosmik Məclisdən Yaxın İnfraqırmızı Dərin Ekstragalaktik Miras Tədqiqatından görüntülər (CANDELS Grogin et al. 2011 Koekemoer et al. 2011) və özümüzün HST proqramı (Chen et al. 2015). Chen və digərlərində təqdim olunduğu kimi. (2015), bu proqramların əhatə etdiyi bütün 60 ALESS SMG-də birləşdirilmiş məlumat dəsti orta nöqtə mənbəyi həssaslığına malikdir. H160 qrupu

27.8 mag, birinə uyğun gəlirσ dərinliyi μH

26 mag arcsec −2. Astrometriya sahə-sahə əsasında düzəldildi Gaia DR1 müşahidələri (Gaia Collaboration et al. 2016a, 2016b). Yeni çıxarılan həllər həm R.A. və dekl. əvvəllər Chen və digərlərinin əldə etdiyi astrometrik məhlullardan. (2015) 3.6 ilə müqayisədən μm Spitzer görüntüləmə.


Spiral qalaktikadakı cazibə potensialı müsbət ola bilərmi? - Astronomiya




Spiral qalaktikalar cırtdanları udaraq böyüyür
Nicky Guttridge tərəfindən
İNDİ ASTRONOMİYA ÜÇÜN
Göndərilib: 09 sentyabr 2010

Spiral və cırtdan qalaktikaların dərin sahə müşahidələrinə əsaslanan yeni bir araşdırma, spiral qalaktikaların böyüməsi haqqında daha dərin bir fikir verdi.


M63 qalaktikasının ətrafındakı ulduz axınları: M63-in udduğu bir peyk qalaktikasının qalıqları. Mərkəzi hissə xarici bölgələrdə adi bir pozitiv görüntüdür, görüntünün mənfi tərəfi göstərilir. Şəkil: R Jay GaBany (Blackbird Rəsədxanası, www.cosmotography.com) David Martinez & # 8211Delgado ilə əməkdaşlıqda.

Pilot anket ABŞ və Avstraliyadakı üç xüsusi rəsədxanadan istifadə edilərək aparılmışdır. Bu teleskoplar da CCD kameralarla təchiz edilmiş və uzaqdan idarə edilə bilər. İlk dəfə olaraq müşahidələr qalaktikaların yaxın kosmik qonşuluğumuzdan kənarda & # 8220Local Group & # 8221 olaraq bilinir və qalaktik birləşmə və böyümə ilə əlaqəli qalaktikaları əhatə edən strukturları ortaya qoyur.

Spiral qalaktikalar, özlərinə yaxın keçən kiçik cırtdan qalaktikaları yutaraq böyüyür. Daha böyük qalaktika və cazibə qüvvəsi kiçik ulduz sistemini ciddi şəkildə deformasiya edir və şəklini pozur. Bir neçə milyard il ərzində bu təsir, tendensiyalar və ulduz axınları kimi iki qalaktika arasında strukturların meydana gəlməsinə səbəb olur. Bu strukturlar daha sonra həssas müşahidə yolu ilə aşkar edilə bilər. Ən ümumi nəticələrdən biri, kiçik qalaktikanın milyardlarla il sonra spiral qalaktikaya tamamilə assimilyasiya ediləcək bir ulduz axınına və # 8221 ulduza çevrilməsidir. Bu yeni tədqiqat göstərir ki, qalaktikanın yüzdə beşinə qədər kütləsi olan ulduz axınları spiral qalaktikalarda olduqca yaygındır.


Yeni araşdırmada tapıldığı kimi cırtdan qalaktikaları yutan spiral izləri üçün nümunələr. Bütün şəkillər üçün mərkəzi hissə adi bir pozitiv görüntüdür. Xarici bölgələrdə, görüntünün mənfi tərəfi göstərilir. Açıqlamalar, şleyflər, ulduz axınları və qismən pozulmuş peyklər və ya ulduz buludları birləşmə proseslərini göstərir. Şəkil: D. Mart & iacutenez-Delgado (MPIA və IAC), R. Jay Gabany (Blackbird Obs.), K. Crawford (Rancho del Sol Obs.) Et al.

Bununla birlikdə, bu cür həzm proseslərinin tezliyinə dair nəzəri proqnozların müşahidə sübutlarına necə uyğun gəldiyini araşdırmaq üçün daha böyük bir qalaktika nümunəsinə ehtiyac var. Alman Max Planck Astronomiya İnstitutu və İspaniyadakı Astrofisica de Canarias İnstitutundan astronom David Mart & iacutenez-Delgado'nun rəhbərlik etdiyi bu yeni araşdırma, Yerdən & # 16050 milyon işıq ili məsafələrdə birləşən qalaktikaların əlamətlərini aşkar etdi.

Spiral və cırtdan qalaktikaların təkamülü ilə əlaqəli nəzəri modellər qalaktik diskdə birləşmələrin fərqli göstəriciləri olan nəhəng dağıntı buludları kimi müxtəlif strukturların mövcudluğunu təxmin edir. Bu son araşdırma, mövcud təkamül nəzəriyyələrinə ağırlıq verərək əvvəlcədən proqnozlaşdırılan xüsusiyyətlərin hamısını göstərir.

Tədqiqat işinin tam siyahısı Astronomik Jurnal. Sonra Delgado və tədqiqatçılar qrupu, modellərin fərqli morfoloji xüsusiyyətlərin nisbi tezliyini proqnozlaşdırmaqda dəqiq olub olmadığını görmək üçün daha çox kəmiyyət testləri aparmaq niyyətindədirlər.


Kaliforniya Universiteti, San Diego Astrofizika Mərkəzi & amp; Kosmik Elmlər

Halo, H-R Diaqramlarından 10-15 milyard il yaşlarında Qalaktikanın erkən meydana gəlməsi zamanı meydana gəldiyinə inanan təxminən 146 Qlobus Küməsi daxil olmaqla bilinən ən qədim ulduzlardan ibarətdir. Halo eyni zamanda çox dağınıq, isti, yüksək ionlaşmış qazla doludur. Halodakı çox isti qaz bir qamma şüası halo istehsal edir.

Halonun nə dərəcəsi, nə də kütləsi yaxşı bilinmir. Digər spiral qalaktikaların qaz haloslarının araşdırılması halodakı qazın əvvəllər düşünüləndən daha çox, yüz minlərlə işıq ilinə qədər uzandığını göstərir. Süd Yolunun fırlanmasına dair araşdırmalar göstərir ki, halo qalaktikanın kütləsində üstünlük təşkil edir, lakin maddə görünmür, indi qaranlıq maddə adlanır.

Qalaktika diski, Günəşi və digər ara-cavan ulduzları ehtiva edən yastı, fırlanan bir sistemdir. Günəş mərkəzdən diskin kənarına qədər təxminən 2/3 hissədə oturur (ən müasir hesablamalara görə təxminən 25,000 l.y.). Günəş təxminən 250 milyon ildə bir dəfə qalaktikanın mərkəzində fırlanır. Disk, həmçinin haqqında qalaktika atom (HI) və molekulyar (H) ehtiva edir2) qaz və toz.

Rick Arendt-in Samanyolu şəkli mövzusunda əla dərsdir.
Kredit və müəllif hüquqları: John P. Gleason, Göy Şəkillər

Optik Görünüşdə (yuxarıda) təyyarədə yalnız min işıq ili görə bildiyimiz ulduzların yayılması və tozun sönməsi üstünlük təşkil edir. Aşağıda göstərilən IRAS-dan gələn infraqırmızı görünüşlər Samanyolu şəklinin daha nizamlı olduğunu göstərir

Yer Samanyolu diskinin içində olduğu üçün toz, Qalaktikanın spiral naxışının bir neçə min işıq ili xaricindəki böyük miqyaslı quruluşunu təyin etməyimizə mane olur. Radio müşahidələrində spiral qollardakı qazın quruluşu ətraflı şəkildə izah edildi, lakin qalaktikamızın qonşumuz Andromeda kimi normal bir spiral və ya solda göstərildiyi kimi barmaqlıqlı bir spiral olub olmadığı hələ bilinmir. Qalaktikanın qabarıqlığı Günəş istiqamətində bir az uzanır, bu da bir çubuğa görə ola bilər.

Galaktikamızın mərkəzində nə var? Yenə də toz bizdən görünən işığı gizlədir və Qalaktikanın nüvə xüsusiyyətlərini aşkar etmək üçün radio və infraqırmızı müşahidələrdən istifadə etməliyik. Bir siyahıyaalma bizə göstərir ki, Qalaktik Mərkəz bölgəsi, bu Mərkəzi bölgənin görünən işıqlı xəritəsində belə, qeyri-adi dərəcədə izdihamlı bir yerdir. Tam mərkəzə nəzər yetirə biləcəyimiz radio dalğa uzunluqlarında, aşağıda göstərilən NRL astronomları tərəfindən hazırlanmış 1 metrlik dalğa uzunluğundakı radio xəritədə göstərilən kompleks hərəkətləri görürük. Xəritədə, Samanyolu mərkəzinin bir tərəfində təxminən 2000 işıq ili olan bir bölgə, Sag A (və ya Oxatan A) işarəsi ilə üst-üstə düşür; bu, həqiqətən üç mənbəyidir, şərq tərəfində bir yound supernova qalığı, qeyri-adi bir ionlaşmış qərb tərəfində hidrogen bölgəsi və mərkəzdə Oxatan A * adlanan çox kompakt bir qaynaq.

  • Təxminən 5 l.y.-dən uzanır 25 l.y.-ə qədər mərkəzdən.
  • Yaxın keçmişdə baş verən partlayıcı hadisələr səbəbindən şok dalğalarına dair dəlillər göstərir.
  • & quotMəsələn & mərkəzə daxil olmaq
  • 60 l.y. Qalaktik maqnit sahə xətlərini izləyən uzun xətti quruluşlar.
  • təcrid olunmuş ulduz meydana gətirən bölgələr və supernova qalıqları.
  • Qalaktik mərkəz yaxınlığındakı qara dəlikli ikili ulduz sistemlərindən və supernovalardan alınan rentgen şüaları.
  • Galaktik Mərkəz bölgəsindən antimaddə pozitronlarının "çeşməsindən" 0,5 MeV qamma şüaları, bəlkə də Samanyolu'nun mərkəzi bölgələrindəki bir çox supernovanın nəticəsidir.

Qalaktika Mərkəzi ilə bağlı cazibədar suallarınız olmasa da, son zamanlar mərkəz ulduz qrupunun mərkəzində böyük bir qara dəliyin mövcudluğu ehtimalı sualına yönəldilmişdir. Qalaktikanın mərkəzinə yaxın ulduzlarda və qazda çox yüksək sürətlərin olması uzun müddət astronomlara ulduzları və qazı orbitdə saxlamaq üçün kifayət qədər güclü bir cazibə qüvvəsi təmin edərək kütləvi bir qara dəliyin mövcud ola biləcəyini irəli sürdü. UCLA-nın professoru Andrea Ghez, üç il ərzində qalaktika mərkəzinə yaxın olan 20 ulduzun sürətlərini ölçmək üçün infraqırmızı dalğa uzunluqlarında 10 metrlik Keck teleskopunu istifadə etdi. Ulduzların 1000 km / s-ə qədər sürətlə fırlandığını tapdı (Saatda 3 milyon mil)! Almaniyadakı Max-Planck İnstitutunun alimləri tərəfindən aparılan müşahidələr bu nəticələri təsdiqlədi. Bu böyük cazibə sürətlənməsi, Günəşimizdən 2,5 milyon dəfə çox olan bir cisim tələb edir.

Ulduzlar, qalaktikanın mərkəzinin yaxınlığında yerləşən radio mənbəyi Oxatan A * yaxınlığında yerləşir. Yalnız radio siqnalından Sgr A * xüsusilə kütləvi olmalı deyildi, çünki emissiyası çox güclü deyil. VLBA (Çox Uzun Əsas Array) radio teleskopundan istifadə edərək astronomlar Sgr A * nın hərəkətini araşdırdılar və Sgr A * üçün 20 km / saniyədən az bir sürət tapdılar. Bu, Sgr A * nın bir ulduz və ya ulduz qrupu olması ehtimalı çox azdır. Qalaktikanın mərkəzində mövcud olan şərtlər daxilində yalnız çox böyük bir obyekt dayana bilər. Sag A * nin həqiqətən günəş kütləsindən 2-3 milyon qat böyük bir qara dəlik olduğuna dair dəlillər artmaqdadır. Astronomlar, Qara dəliyin molekulyar halqadan və ya supernova qalığından qazla "bəsləndiyini" təxmin edirlər. Hər il bir ulduz kütləsinin təxminən 1% -dən azını istehlak edərək, cazibə potensial enerjisini sərbəst buraxaraq Sag A * qalaktik mərkəzin yaxınlığındakı yüksək enerjili hadisələri asanlıqla hesablaya bilər.

Prof. H. E. (Gen) Smith
CASS 0424 UCSD
9500 Gilman Drive
La Jolla, CA 92093-0424


Son yenilənmə: 28 Aprel 1999


Tədqiqat qutusu adı

Hubble qalaktika şəkillərinə yeni bir baxış, bu gün krallığın Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişlərində onlayn olaraq nəşr olunan bir araşdırmaya görə, kainatın əksəriyyətini təşkil edən gözəgörünməz maddənin qaranlıq maddənin işıqlandırılmasına doğru bir addım ola bilər.

Hubble'ın Frontier Fields proqramında altı kütləvi qalaktika qrupuna dair keçmiş müşahidələrindən istifadə edərək, astronomlar, klasterdaxili işığın - bir klasterdəki qalaktikalar arasındakı diffuz parıltının qaranlıq maddənin yolunu izlədiyini və yayılmasını rentgen şüalarını müşahidə edən mövcud metodlardan daha dəqiq işıqlandırdığını nümayiş etdirdilər. işıq.

İntrakluster işığı, xaosdakı quruluşlarını pozan qalaktikalar arasındakı qarşılıqlı əlaqənin məhsuludur, ayrı-ayrı ulduzlar özlərini özlərini ümumi qalereyanın cazibə xəritəsi ilə yenidən düzəltmək üçün cazibə bağlamalarından azad olaraq atılır. Qaranlıq maddənin böyük əksəriyyətinin yerləşdiyi yer də budur. X-ray işığı, qalaktikaların qruplarının toqquşduğunu göstərir, lakin qrupun altındakı quruluşu deyil. Bu, qaranlıq maddənin daha az dəqiq bir izləyicisinə çevrilir.

"İntraklaster işığının bir qalaktika klasterindəki qaranlıq maddənin bu qədər mükəmməl bir izləyicisinə çevrilməsinin səbəbi həm qaranlıq maddənin, həm də intraklaster işığı meydana gətirən bu ulduzların çoxluqun özünün cazibə potensialı üzərində sərbəst üzmələridir. eyni cazibə "dedi. Araşdırmanın həmmüəllifi olan Avstraliyanın Sidneydəki Yeni Cənubi Uels Universitetindən Mireia Montes. "Qaranlıq maddənin yerləşəcəyi yeri görmək üçün yeni bir yol tapdıq, çünki tam olaraq eyni cazibə potensialını izləyirsiniz. Çox zəif bir parıltı ilə qaranlıq maddənin mövqeyini işıqlandıra bilərik."

Montes ayrıca metodun dəqiq olmasını deyil, həm də spektroskopiyanın daha mürəkkəb, zaman tələb edən texnikalarını deyil, yalnız dərin görüntüsünü istifadə etməsini daha təsirli olduğunu vurğulayır. Bu o deməkdir ki, kosmosdakı daha çox qrup və cisim daha az vaxtda öyrənilə bilər - qaranlıq maddənin nədən ibarət olduğu və necə davrandığına dair daha potensial dəlil deməkdir.

Montes, "Bu metod bizi statistik bir şəkildə qaranlıq maddənin son təbiətini xarakterizə etmək vəziyyətinə gətirir" dedi.

Montes ilə birlikdə illərdir intrasustera işığı öyrənən İspaniyanın Tenerife şəhərindəki Kanarya Adaları Astronomiya İnstitutunun müəlliflərindən İgnacio Trujillo, "Çalışma fikri, təmiz Hubble Frontier Field görüntülərinə baxarkən ortaya çıxdı" dedi. "Hubble Frontier Fields, misli görünməmiş bir aydınlıqda intlasluster işıq göstərdi. Görüntülər ilham verdi" dedi Trujillo. "Hələ də nəticələrin bu qədər dəqiq olacağını gözləmirdim. Gələcək kosmik araşdırmaların nəticələri çox həyəcan vericidir."

"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.

The Hubble Space Telescope is a project of international cooperation between NASA and ESA (European Space Agency). NASA's Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Maryland, manages the telescope. 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.

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


The Faintest Dwarf Galaxies

Joshua D. Simon
Vol. 57, 2019

Mücərrəd

The lowest luminosity ( L) Milky Way satellite galaxies represent the extreme lower limit of the galaxy luminosity function. These ultra-faint dwarfs are the oldest, most dark matter–dominated, most metal-poor, and least chemically evolved stellar systems . Read More

Supplemental Materials

Figure 1: Census of Milky Way satellite galaxies as a function of time. The objects shown here include all spectroscopically confirmed dwarf galaxies as well as those suspected to be dwarfs based on l.

Figure 2: Distribution of Milky Way satellites in absolute magnitude () and half-light radius. Confirmed dwarf galaxies are displayed as dark blue filled circles, and objects suspected to be dwarf gal.

Figure 3: Line-of-sight velocity dispersions of ultra-faint Milky Way satellites as a function of absolute magnitude. Measurements and uncertainties are shown as blue points with error bars, and 90% c.

Figure 4: (a) Dynamical masses of ultra-faint Milky Way satellites as a function of luminosity. (b) Mass-to-light ratios within the half-light radius for ultra-faint Milky Way satellites as a function.

Figure 5: Mean stellar metallicities of Milky Way satellites as a function of absolute magnitude. Confirmed dwarf galaxies are displayed as dark blue filled circles, and objects suspected to be dwarf .

Figure 6: Metallicity distribution function of stars in ultra-faint dwarfs. References for the metallicities shown here are listed in Supplemental Table 1. We note that these data are quite heterogene.

Figure 7: Chemical abundance patterns of stars in UFDs. Shown here are (a) [C/Fe], (b) [Mg/Fe], and (c) [Ba/Fe] ratios as functions of metallicity, respectively. UFD stars are plotted as colored diamo.

Figure 8: Detectability of faint stellar systems as functions of distance, absolute magnitude, and survey depth. The red curve shows the brightness of the 20th brightest star in an object as a functi.

Figure 9: (a) Color–magnitude diagram of Segue 1 (photometry from Muñoz et al. 2018). The shaded blue and pink magnitude regions indicate the approximate depth that can be reached with existing medium.


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.


Videoya baxın: Qalaktikamızın mərkəzindəki nəhəng Qara dəlik (Avqust 2022).