Co dowiedzieliśmy się o ewolucji galaktyk w ciągu ostatnich 20 lat • Marat Mussin • Wiadomości naukowe o "elementach" • Astronomia, Ewolucja galaktyk

Czego dowiedzieliśmy się o ewolucji galaktyk w ciągu ostatnich 20 lat

Ryc. 1. Zderzające się galaktyki spiralne NGC 2207 i IC 2163. Zderzenia i galaktyki są jednym z bardzo skutecznych mechanizmów tworzenia się gwiazd w galaktykach. Zdjęcie z hubblesite.org

Pierwszy artykuł na temat historii powstawania gwiazd we Wszechświecie wyszło więcej niż 20 lat temu, a nadal setki naukowców na całym świecie aktywnie poszukują ogólnych schematów powstawania i ewolucji galaktyk w ciągu ostatnich 10 miliardów lat. Teraz wiemy, że historia galaktyk może być postrzegane jako spójny proces, w którym każda kolejna epoka logicznie wynika z poprzedniego i nic nie pozostaje takie samo. Oferujemy przegląd aktualnego stanu rzeczy w tej dziedzinie astrofizyki.

"Historia formowania się gwiazd we wszechświecie"

Nadal nie wiemy zbyt wiele o galaktyce, ale możemy powiedzieć już na pewno: ewoluują. Powstające w chmurze ciemnej materii przechodzą przez kilka etapów (niekoniecznie w tej kolejności): wzrost gęstości i chłodzenie pierwotnego gazu, jego fragmentacja na mniejsze chmury, z których pojawiają się pierwsze gwiazdy, aktywny etap formowania się gwiazd, pojawienie się supermasywnej czarnej dziury w centrum , absorpcja galaktyk towarzyszących karłom,wyczerpanie materiału do tworzenia nowych gwiazd, zmiana morfologii w wyniku stopniowej ewolucji lub kolizji z innymi masywnymi galaktykami (ryc. 1).

Ewolucja galaktyk przebiega bez przerwy przez miliardy lat: zyskują masę, zmieniają rozmiar i gęstość, nowe gwiazdy zapalają się, a stare umierają, a wszystko to wpływa na widzialne kolory galaktyk. Nie można zaobserwować tych zmian: żyjemy za mało na to. Jednak w ostatnich dziesięcioleciach, w oparciu o to, co można zaobserwować, astrofizycy byli w stanie stworzyć ewolucyjny model galaktyk.

Galaktyka jest bardzo złożoną strukturą. Opisanie go w szczegółach, opisanie każdego elementu osobno, nie jest już łatwym zadaniem, a licząc galaktyki do milionów, a nawet miliardów, jest to całkowicie niemożliwe. Dlatego mówiąc o ogólnych właściwościach galaktyk rozproszonych po całym wszechświecie, naukowcy ograniczają się zwykle do kilku najważniejszych parametrów: masy (mierzonej masami Słońca), wielkości (w kiloparsekach), odległości do nas (zwykle wyrażonej w bezwymiarowych jednostkach przesunięcia czerwonego). z), liczba nowych gwiazd, które pojawiają się w tej galaktyce (szybkość powstawania gwiazd), metaliczność (liczba pierwiastków cięższych niż wodór i hel),ilość pyłu, gazu i ciemnej materii oraz, na koniec, morfologia (galaktyki mogą być dyskowe, kuliste, soczewkowe lub nieregularne).

To wszystko w teorii. W rzeczywistości wiedza na temat galaktyki jest niekompletna lub jej dokładność jest bardzo niska. Jeśli poprosisz astrofizyka, aby wybrał tylko trzy parametry, za pomocą których będzie musiał badać galaktyki, powie: "Daj mi masę, przesunięcie czerwieni i tempo powstawania gwiazd". Te parametry są wystarczające, aby w modelu komputerowym znaleźć dane jakiejś słynnej galaktyki, a zaczynając od bardzo podstawowej chmury ciemnej materii, która służy jako pułapka grawitacyjna dla wodoru, dostają się w miliardy lat (w skali czasu galaktyki, komputer wykonuje te operacje w ciągu kilku minut) galaktyki bardzo podobnej do tej, którą obserwujemy.

Jeśli ewolucja jednej galaktyki opisuje historię życia wszystkich jej elementów, to co się stanie, jeśli spróbujemy zbadać ewolucję wszystkich galaktyk dostępnych nam we Wszechświecie? Oddzielne galaktyki mogą się rodzić, zderzać się i umierać, ale zastanawiam się, czy tak było, tworząc analogię z historią ludzkości, ich własnym Starożytnym Światem, średnim wiekiem, nowym czasem? Czy można to powiedzieć,Pomimo stochastycznego procesu powstawania i ewolucji każdej galaktyki oddzielnie, są epoki, kiedy większość galaktyk ma określone właściwości – dokładnie takie, ale nie różne – i powód tego jest nam znany? Okazuje się, że tak.

Po raz pierwszy pomysł zbadania zmiany wszystkich galaktyk w czasie jako pojedynczego procesu został przedstawiony w 1996 r. Przez astrofizyka Simona Lilly w jego artykule "The Canada-France Redshift Survey: Unlimited to z ~ 1." Ten krótki – tylko cztery strony – artykuł miał fundamentalne znaczenie.

Jego zamiarem było posortowanie wszystkich dostępnych galaktyk na odległość od nas. Ze względu na skończoność prędkości światła, jest to równoznaczne z sortowaniem do czasu, gdy światło pochodzi z niego: widzimy pobliskie galaktyki, jakie są teraz, galaktyki znajdujące się na czerwonym przesunięciu z = 1, – jak było 8 miliardów lat temu (redshift z = 1 mniej więcej odpowiada odległości 8 miliardów lat świetlnych; po szczegóły zobacz schemat). Galaktyki podzielono na grupy: galaktyki oddalone nie dalej niż miliard lat świetlnych od nas; galaktyki oddalone od jednego do dwóch miliardów lat świetlnych, i tak dalej. Obliczając szybkość powstawania gwiazd w galaktykach w masach Słońca rocznie i dzieląc ją przez objętość warstwy sferycznej,on dostał gęstość powstawania gwiazd w galaktykach w danej epoce (ryc. 2). Następny jest już kwestią technologii: musisz umieścić te punkty na wykresie zależności gęstości od czasu, a następnie możesz dowiedzieć się, jak zmieniała się średnia gęstość formowania się gwiazd we Wszechświecie.

Ryc. 2 Zapoznaj się z artykułem Simona Lilly z 1996 roku – naukowcy nazywają to "historią powstawania gwiazd we Wszechświecie" (historia powstania wszechświata w gwiazdozbiorze). Punkty na wykresie pokaż szybkość tworzenia gwiazd w zależności od przesunięcia ku czerwieni. Zero na osi poziomej odpowiada obecnemu czasowi, czterokrotnemu znakowi po miliardach lat po Wielkim Wybuchu

Przechodzenie z formacji gwiazd na masę nie jest trudne, pomysł jest następujący. Jeśli średnio w ciągu roku wytworzy się średnio 100 gwiazd masy Słońca w nowej galaktyce, to dzięki prostemu podsumowaniu otrzymamy, że za tysiąc lat będzie ich sto tysięcy, a ich masę można przyjąć jako 105 słonecznie. W przypadku bardziej złożonych systemów, zamiast sumowania, stosuje się integrację szybkości powstawania gwiazd w czasie. W ten sposób zawsze można ustawić tempo powstawania gwiazd w korespondencji z całkowitą masą galaktyki, co oznacza zbudowanie wykresu wzrostu średniej gęstości gwiazdowej we Wszechświecie przez cały dostępny czas obserwacji.Fantastycznie piękna praca, w której historia całego Wszechświata jest ukryta w kilku punktach i zakrętach!

Masy są różne

Tutaj trzeba dokonać dygresji, aby dowiedzieć się, jaką masę mierzymy. Według współczesnych koncepcji istnieją dwa rodzaje masy – ciemnej materii, której cząstek jeszcze nie znaleziono, i o których charakterze możemy jedynie spekulować, i naszej zwykłej masie barionowej, w tym protonów i neutronów. Skład i zawartość procentowa różnych składników materii barionowej jest osobnym i złożonym tematem, ale artykuł Schulle'a, Smitha i Danforth 2012 podaje następujący stosunek, który pomimo dopuszczalnych błędów aż w 50% jest ogólnie akceptowany przez społeczność naukową:

  • 57% masy barionowej stanowi gorąca plazma i to, co jest nazywane ciepłym i gorącym podłożem międzygalaktycznym (gorące i gorące medium międzygalaktyczne). Ta substancja nie jest grawitacyjnie związana z galaktykami i, najprawdopodobniej, nigdy nie była częścią nich, i jest zbyt gorąca, by kondensować i zacząć formować gwiazdy pod wpływem samograwitacji.
  • 5% to niezwykle rzadka materia, która jest grawitacyjnie powiązana z gromadami galaktyk, ale też nie należy do żadnej galaktyki oddzielnie.
  • 7% to gaz (w tym gaz cząsteczkowy), który jest grawitacyjnie związany z pewną galaktyką. Jest to albo materiał budowlany dla nowych gwiazd, albo substancja, która została już wyrzucona z ich głębin przez wybuch supernowej.
  • 0,1% to pył. Wydaje się, że jest to bardzo mała, ale najbardziej "szkodliwa" część substancji Wszechświata: ukrywając wiele szczegółów galaktyk i zniekształcając kolory, przeszkadza astronomom, niezależnie od tego, co robią (chyba że uczą się samego pyłu). Wpływ kurzu jest powszechny – jak widzimy gorzej podczas jazdy po zakurzonej drodze, więc teleskopy są "dręczone". Aby przezwyciężyć skutki kurzu, naukowcy opracowują teleskopy na podczerwień, ale porozmawiamy o tym nieco później.
  • 0,01% to masa wszystkich supermasywnych czarnych dziur w galaktykach.
  • 6% to gwiazdki. Dokładnie taką wagę mierzył Simon Lilly. Tylko 6%, ale to jest dla nas najważniejsze. Rzeczywiście, z definicji galaktyka jest grawitacyjnie związanym systemem gwiazd!

Uważny czytelnik zauważy, że jeśli dodasz wszystkie wartości procentowe, coś zostanie pominięte. I nie mówimy o planetach, kometach i astroidach – ich całkowita masa jest mniejsza niż jedna tysięczna całkowitej masy barionowej. Masę tę zmierzono na podstawie wyników kilku misji kosmicznych (na przykład WMAP i Planck) w celu zbadania jednorodności promieniowania tła – szumu termicznego o temperaturze 2,725 K.Wykazano, że promieniowanie CMB jest naprawdę jednorodne z dużą dokładnością, to znaczy jest "odciskiem" Wielkiego Wybuchu, zachowanym we Wszechświecie. Niewielkie niejednorodności widoczne na mapie wynikają z efektu Syunyaev-Zeldovicha, w którym regiony z dużą liczbą barionów ogrzewają fotony reiki nieco powyżej ogólnego tła.

Badanie tych niehomogeniczności, a także ograniczenia narzucone przez teorie pierwotnego kształtowania materii tuż po Wielkim Wybuchu, dały naukowcom pojęcie całej masy barionowej we Wszechświecie. Okazało się, że około 25% masy istnieje w nieznanej nam postaci (podkreślamy raz jeszcze, że mówimy o masie barionowej, a nie o ciemnej materii). "Zaginiona masa barionowa" (patrz: Brakujący problem barionowy), jak naukowcy zaczęli ją nazywać, została niedawno odkryta za pomocą teleskopów rentgenowskich i jest pasmem gorącej plazmy, która rozciąga się pomiędzy parami galaktyk, tworząc rodzaj galaktycznego hantle (patrz aktualności Astrofizyka podczas piłka nożna: weryfikacja GR w skalach galaktycznych i brakującej substancji barionowej, "Elements", 07/02/2018, oraz artykuł A. de Graaff i in., 2017.Brakujące bariony w kosmicznej sieci ujawnione przez efekt Sunyaev-Zel'dovicha).

Konieczne jest zatem uzgodnienie, że gdy mówimy o masie galaktyk, mamy na myśli masę gwiazdową, czyli masę galaktyki zawartą we wszystkich jej gwiazdach, i wyrażymy ją w masach Słońca (na przykład gwiezdna masa naszej Drogi Mlecznej). około 60 miliardów energii słonecznej, a galaktyki Andromedy – 103 miliardy energii słonecznej).

Oznaczanie masy galaktyk

Teraz, gdy wiemy, jakiej masy potrzebujemy, spróbujmy ją określić. Jedyną informacją przychodzącą do nas z galaktyk jest światło. Tłumaczenie światła na masę jest zadaniem nietrywialnym, w którym występuje również wiele subtelności. Zacznijmy od światła od jednej gwiazdy. Słynny diagram Hertzsprunga-Russella pozwala nam znaleźć dla każdej gwiazdy (prawie) unikalną pozycję na wykresie jaskrawości kolorów, która może być również interpretowana jako relacja temperatura-masa. Tak więc, ustalając kolor gwiazdy, można jednoznacznie ustalić jej masę, temperaturę i, w wielu przypadkach, wiek. Na rys. 3, oś pozioma pokazuje kolor gwiazdy w nietypowych jednostkach. B – V jest gwiazdową różnicą wielkości gwiazdy otrzymanej w filtrze B, który przechodzi w niebieski, oraz w filtrze V, który przechodzi w zielony, żółty i pomarańczowy.Gwiazda, która jest równie jasna w obu filtrach (i, jak widać na wykresie, sto razy jaśniejsza od Słońca) odpowiada zeru na tej osi, a im dalej wzdłuż osi w dodatnim obszarze jest gwiazda – tym jest ona czerwona. Jeśli astronomowie znajdą skupisko obiektów, dla których B – V = 0, a jasność przekracza energię słoneczną nie sto razy zgodnie z oczekiwaniami, ale sto tysięcy, to będzie to bardzo młoda gromada, w której znajduje się tylko tysiąc gwiazd, z których każda jest jaśniejsza od Słońca w 100 razy.

Ryc. 3 Hertzsprung – diagram Russella. Zdjęcie z ru.wikipedia.org

W przypadku galaktyk wszystko jest bardziej skomplikowane. Po pierwsze, w każdej galaktyce istnieją gwiazdy różnych mas, jasności i wieku – od nowonarodzonego do starego, gotowego do wybuchu jako supernowa. Większość galaktyk w teleskopie jest nierozstrzygalna – i niebieska, żółta i czerwona, a na ogół wszystkie gwiazdy łączą się w jedno miejsce. Dwie żółte gwiazdy mogą dać ten sam kolor co jeden niebieski i jeden czerwony.

Po drugie, w niektórych częściach diagramu występuje degeneracja – ten sam kolor (na przykład B – V = 1,3) może znajdować się w gwiazdce, która jest 10 razy ciemniejsza (i tym samym jaśniejsza) od Słońca, oraz w gwiazdę który jest 100 razy jaśniejszy, co oznacza, że ​​jest o wiele bardziej masywny. Oznacza to, że galaktyka może być czerwona, ponieważże większość gwiazd to małe czerwone karły o niskiej masie, a może dlatego, że w ostatniej fazie życia istnieje wiele krótkich, masywnych gwiazd (które są setki razy cięższe od Słońca). Ogólnie rzecz biorąc, jeden kolor tutaj nie zejdzie.

Aby usunąć degenerację według koloru, musisz znaleźć inny parametr, który wskazuje, które gwiazdy dają czerwony kolor. A to tylko promieniowanie podczerwone (które oczywiście jest rejestrowane przez teleskopy podczerwieni!). Pochodzi z gorącego pyłu, który, mimo że nadal jest bardzo podobny do astronomów, ale także pomaga w tej sytuacji: działa jako znak formowania się gwiazd w galaktyce.

Okazuje się, że taki logiczny łańcuch. Jeśli w galaktyce jest dużo gorącego pyłu, oznacza to, że jest dużo wodoru (idą razem) i coś aktywnie ogrzewa ten pył. Wodór jest materiałem budowlanym dla gwiazd, które podczas zapalania rozgrzewają otaczające je chmury pyłu wodorowego. Pojawiające się nowe gwiazdy mają wszystkie możliwe masy i rozmiary, ale są to najbardziej masywne i jasne, które będą szczególnie aktywnie rozgrzewać pył. Ale takie gwiazdy żyją najmniej, co oznacza, że ​​pojawiły się całkiem niedawno iw galaktyce najprawdopodobniej wciąż są nowe gwiazdy – to znaczy, że jest w nich aktywna formacja gwiazdowa.

Jeśli promieniowanie podczerwone z galaktyki jest słabe, oznacza to, że przez długi czas nie było formacji gwiazd, a wszystkie czerwone olbrzymy dawno przestały istnieć, a cały czerwony kolor galaktyki może pochodzić tylko od czerwonych karłów o niskiej masie.

Zastosowanie teleskopy na podczerwień bardzo zaawansowało astrofizykę od ostatniej dekady XX wieku. Jest tak również dlatego, że zamknął jedno z ostatnich okien w widmie elektromagnetycznym, które było niedostępne dla naukowców, pozwalając im "powiązać" pasmo radiowe z pasmem optycznym. Oprócz usunięcia degeneracji na kolorach gwiazd, pomógł oddzielić wkład w całkowite promieniowanie galaktyk wytwarzanych przez gwiazdy (przydatne do badania historii powstawania gwiazd we Wszechświecie) od światła aktywnych jąder galaktycznych – promieniowania emitowanego z obszaru w pobliżu czarnych dziur, które może czasami naśladować zwykłe promieniowanie. galaktyki.

Tak więc pierwszym krokiem pomiaru masy galaktyki jest zmierzenie jej jasności w kilku różnych filtrach i pożądane jest, aby niektóre z nich przechodziły przez zakres IR. Następnie można zbudować spektralny rozkład energii (rozkład energii spektralnej, SED) – jest on również nazywany "widmem dla ubogich", ponieważ zamiast ciągłej linii widma,które można uzyskać przez długotrwałą obserwację pojedynczego obiektu, otrzymujemy tylko kilka punktów, które tylko w przybliżeniu mówią nam o cechach galaktyki.

Następny etap nazywa się dopasowaniem SED (co można przetłumaczyć jako "wyliczenie widm matrycowych") – wynikowy rozkład energii rzeczywistej galaktyki porównuje się z zestawem syntetycznych widm, które uzyskano na komputerze wykorzystującym wiele modeli, nasze zrozumienie ewolucji galaktyk, a także rzeczywiste obserwacje.

Ważnym czynnikiem ograniczającym naukowców jest bezwzględna zależność ostatecznych wyników od modeli, które kładziemy przy wejściu. Każda galaktyka jest zbyt złożona, aby całkowicie symulować jej całe poprzednie życie, więc uproszczone modele są zastępowane na wszystkich etapach obliczeń. Na przykład w badaniach historii powstawania gwiazd bardzo często w obliczeniach zakłada się, że wszystkie gwiazdy w galaktyce pojawiły się jednocześnie, lub, przeciwnie, że tworzenie się gwiazd przebiega w tym samym tempie przez całe życie galaktyki, lub nieco bardziej złożona zależność, taka jak wykładnicza. spadek szybkości tworzenia gwiazd w czasie.

W rzeczywistości, oczywiście, każda galaktyka ma znacznie bardziej złożoną historię powstawania gwiazd, której nie można dopasować do żadnej płynnej funkcji. To samo dotyczy innych parametrów: początkowego rozkładu gwiazd na masę (funkcja masy początkowej); metaliczność, w tym wpływ na szybkość kompresji chmury zimnego wodoru, z której później pojawi się nowa gwiazda; ilość pyłu pochłaniająca część promieniowania i zniekształcająca widzialną barwę galaktyki. Wszystkie te parametry są określane na podstawie galaktyk położonych najbliżej nas i mogą nie odpowiadać temu, co dzieje się na dużych odległościach, lub były generalnie wyprowadzane teoretycznie, w oparciu o ogólne pojęcia.

Nawet podstawa metody dopasowania SED – zestaw syntetycznych widm poszczególnych gwiazd, które składają się na widmo galaktyki – jest okresowo dopracowywana. Ostatnio w magazynie Comiesięczne zawiadomienia Royal Astronomical Society opublikowany został artykuł astrofizyków z Anglii i Nowej Zelandii, który rewiduje wiek niektórych galaktyk i klastrów w wyniku użycia dokładniejszych widm teoretycznych. W szczególności chodzi o artykułże wszystkie istniejące programy obliczają ewolucję gwiazd jako niezależnych obiektów, podczas gdy około połowa gwiazd w galaktykach jest w układach sprzężonych grawitacyjnie, a niektóre z nich wymieniają materię. Substancja opadająca na gwiazdę czyni ją masywną i odmładzającą: ma więcej substancji do utrzymania reakcji termojądrowej. Ta praca po raz kolejny pokazuje, że trwa aktywne poszukiwanie nowych i dokładniejszych rozwiązań w dziedzinie formowania gwiazd.

Od Wielkiego Wybuchu do Kosmicznej Południa

Wykorzystując nowoczesne modele i nowe teleskopy, Simon Lilly wraz z obserwatorami – Piero Madau, Mark Dickinson, Simon Driver, Leonidas Moustakas i inni astrofizycy – znacznie ulepszyli pierwotny harmonogram z siedmioma punktami w ciągu ostatnich 20 lat, a teraz wygląda to tak jak pokazano na rys. 4

Ryc. 4 Po lewej: nowoczesny wykres szybkości tworzenia gwiazd we Wszechświecie (w logarytmach dziesiętnych liczby nowych gwiazd rocznie w megaparsek kubicznym). Z prawej: zmiana średniej gęstości masy gwiazdowej. Różne kolory odpowiadają różnym danym z różnych grup naukowych.Im głębiej w przeszłość Wszechświata, w który patrzymy (tj. Im większe przesunięcie ku czerwieni na wykresie), tym mniej danych i większe rozpowszechnienie danych. Grafika autorstwa P. Madau, M. Dickinson, 2014. Kosmiczna historia formacji gwiazd

Te wykresy są demontowane zgodnie z kościami wielu grup naukowych, i wciąż są udoskonalane, kwestionowane i rozumiane, ale są w nich dwa najważniejsze punkty.

1. Gwiezdna masa wszechświata nieustannie rośnie i jest dostępna dla nas do obserwacji: astrofizycy nie znają jednej galaktyki, która straciłaby masę gwiazdową w czasie (w przeciwieństwie do masy gazu lub masy pyłu, którego rezerwy mogą z czasem wyschnąć).

2. W historii Wszechświata istniało "kosmiczne popołudnie" – czas maksymalnego natężenia powstawania gwiazd, kiedy masy galaktyk rosły szczególnie szybko. Zaczęło się około 11 miliardów lat temu i trwało około dwóch miliardów lat. Cała nasza wiedza o Wszechświecie mówi, że nigdy już nie będzie takiej formacji gwiazd – po prostu nie ma takiej ilości wolnego wodoru!

Co jeszcze można zrobić z tymi wykresami? Na przykład, aby podzielić galaktyki na dwie grupy według koloru: niebieskie, czyli jaśniejsze, zwykle galaktyki spiralne, w których zachodzi aktywne formowanie się gwiazd, a czerwone, "czerwone i martwe", jak się je nazywa, to stare galaktyki eliptyczne, w których prawie nie pojawiają się nowe gwiazdy. .Kolor w astronomii, jak widzieliśmy – jest różnica w jasności tych dwóch filtrów. Eric Bell i współpracownicy w 2003 roku badane ewolucję mas tych dwóch grup w czasie i były na pierwszy rzut oka sprzeczne wspólnych wyników zmysłowych: średnia gęstość galaktyk, które rodzą się co roku dziesiątki nowych gwiazd, pozostała taka sama, natomiast gęstość stary eliptyczny galaktyki, gdzie nie pojawiają się żadne nowe gwiazdy, tylko rosły (EF Bell et al., 2003. optycznym i bliskiej podczerwieni Właściwości galaktyk. I. Jasność i funkcje Stellar masowy).

Pozorna sprzeczność może być usunięty, jeśli weźmiemy pod uwagę, że ewolucja galaktyk – to nie tylko zwiększenie masy gwiezdnej. Kiedy rezerwy gazu w galaktyce dobiegła końca, jego formacja gwiazda przestaje, najjaśniejsze gwiazdy niebieskie wypalić w ciągu kilku milionów lat, a są jedynie długowieczne czerwone gwiazdy. Jeśli nie poleciał innej galaktyki, a nawet jeśli są one skierowane, prowadzi to do mieszania gazu i wprowadza na rynek nową falę powstawania gwiazd, ale jednocześnie niszczy spiralne ramiona, dzięki czemu Galaxy bardziej jednorodna. Ostatecznie, galaktyka ma już zimny wodór lub ramiona spiralne galaktyki karłowate lub w pobliżu, które mogłyby go pobudzać – zmienia swoją barwę i staje się Red Dead galaktyki eliptyczne.

Właśnie to demonstruje ryż. 5, gdzie przedstawiono najnowsze wyniki badań ewolucji galaktyk w tych dwóch grupach. Galaktyki dzieli się na cztery kategorie według wagi. Widać, jak rośnie gęstość "martwych" galaktyk (czas na wykresach płynie z prawej na lewą), podczas gdy gęstość galaktyk gwiazdotwórczych pozostaje niezmieniona, a nawet maleje.

Ryc. 5 Zmiana gęstości galaktyk w stosunkowo niewielkich odległościach od nas. Masę podaje się w jednostkach logarytmu dziesiętnego stosunku masowego galaktyki do masy Słońca (na przykład pierwsza podgrupa odpowiada galaktykom o masie 10).9,5-1010 słoneczny). Czarne kropki oznacza średnią gęstość wszystkich galaktyk, niebieski – młode galaktyki gwiazdotwórcze, czerwony – ciche "martwe" galaktyki mierzone w jednostkach logarytmu dziesiętnego na sześcienną megaparsekundę (na przykład wartość -3 oznacza, że ​​średnio tysiąc galaktyk mieści się w jednym sześciennym megaparseku sześciennym). Wykres z artykułu J. Moustakas, 2013. PRIMUS: Przeciwwskazania do funkcji masy gwiazdowej od z = 0-1

W ciągu 22 lat, jakie minęły od publikacji artykułu Lilly, kilkanaście grup naukowych przeprowadziło badania w celu wyjaśnienia parametrów zwiększających średnią gęstość gwiezdnej masy Wszechświata.Niektórzy z nich korzystali z obszernych badań nieba (takich jak sloanska ankieta cyfrowa), w których ginęły setki tysięcy galaktyk, ale ta kwota musiała być opłacona jakością: tylko najbliższe lub najjaśniejsze galaktyki widzą takie recenzje. W drugiej części wykorzystano dostępne pogłębione badania nieba, takie jak słynne Hubble Ultra Deep Field, które zajmuje tylko jeden dwadzieścia sześć milinów całkowitego obszaru nieba, ale na którym teleskop Hubble'a widział ponad dziesięć tysięcy galaktyk (ryc. 6).

Ryc. 6 Hubble Ultra Deep Field – sekcja nieba o boku zaledwie 2,4 minuty kątowej (około jednej dziesiątej wielkości kątowej Księżyca), która przedstawia tysiące galaktyk. Ciągły czas obserwacji tego obszaru wynosi 11 dni, ale z powodu ograniczeń technologicznych zdjęcia, z których ostatecznie uzyskano ten obraz, zostały wykonane w ciągu kilku miesięcy. Zdjęcie z ru.wikipedia.org

Jest bardzo mało takich dobrze zbadanych obszarów na niebie (i stanowią one niewielką część całkowitej powierzchni sfery niebieskiej), ale tylko takie głębokie recenzje mogą nam dostarczyć informacji o galaktykach młodego Wszechświata. Wszystkie punkty na rys. 4, które pokazują gęstość gwiazdy przy redshift więcej z ~ 1, uzyskane dokładnie za pomocą tych sekcji. Kolejne odkrycia galaktyk są analizowane i ekstrapolację mieć cały firmament. Może to prowadzić do dużych błędów jeśli wziąć pod uwagę, że rozkład galaktyk jest niejednorodna: nikt nie może zagwarantować, że losowo wybrany fragment nieba zawiera dokładnie średnia liczba galaktyk wszystkich mas we wszystkich przesunięciach ku czerwieni. Dlatego astrofizycy z całego świata, jak czeka na uruchomienie nowej generacji instrumentów – teleskopy, „James Webb”, WFIRST, Godzina ostatniej, – jak również aktywne wykorzystanie możliwości udostępnione niedawno, Pan-STARRS teleskop, który łączy w sobie szeroki kąt widzenia z dobrą czułością.

Marat Musin


Like this post? Please share to your friends:

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: