الفلك

هل يمكن أن تكون قوة الجاذبية في المجرة الحلزونية موجبة؟

هل يمكن أن تكون قوة الجاذبية في المجرة الحلزونية موجبة؟

بالتفكير في هذا السؤال ، أردت أن أبدأ بنموذج تقريبي لمتوسط ​​جهد الجاذبية لطريقة درب التبانة. ركضت عبر D. P. Cox و G.C.Gomez 2002 التعبيرات التحليلية لإمكانات وثقافة الذراع الحلزونية التي أعتقد أنني أستطيع فهمها بما يكفي على الأقل لكتابتها. لقد بدأوا بتوزيع كثافة تحليلي وقربوا إمكاناتها بشكل تحليلي ، ثم حلوا فيما بعد الكثافة الدقيقة التي تولدها ، لكنني لا أستخدم ذلك.

لقد حسبت المثال الأول الذي تمت مناقشته في القسم 4 ويبدو للوهلة الأولى على الأقل أنه يتفق مع أرقامهم. على مسافات كبيرة ، تميل الإمكانات إلى الصفر وهو أمر جيد ، لكن التعديل إيجابي وسالب! هذا صحيح من كل من نصي وأرقامهم.

بدون قوة مثيرة للاشمئزاز ، لا أعتقد أن الإمكانات يمكن أن تكون إيجابية. ماذا ينقصني؟

ملاحظة 1: لقد تآمرت ل $ z = 0 دولار

ملاحظة 2: أنا أستخدم الكيلوجرام متر والثواني للوحدات ، لذا فإن الجهد المخطَّط هو م ^ 2 / ث ^ 2.

استيراد numpy كـ np import matplotlib.pyplot كـ 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 (alpha)) K = n * N / (r * np.sin (alpha)) 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 * gamma)) * ( np.cosh (K * z / beta)) ** - beta # sech هي فقط 1 / cosh return term_1 * term_2 * (term_3.sum (محور = 0)) # sum over n G = 6.67430E-11 # m ^ 3 / كجم s ^ 2 parsec = 3.0857E + 16 # متر mH = 1.007825 * 1.660539E-27 # kg pi = np.pi N = 2 # عدد الأسلحة ألفا = 15 * pi / 180. # زاوية الملعب Rs = 7000 * parsec # الانحدار الشعاعي rho_0 = 1E + 06 * (14./11) * mH # كثافة ذراع الطائرة المتوسطة r_0 = 8000 * parsec # عند نصف القطر الإيماني H = 180 * parsec # ارتفاع مقياس الاضطراب C = np.array ([8 / (3 * pi) ، 0.5 ، 8 / (15 * pi)]) [: ، لا شيء ، لا شيء] n = np.array ([1 ، 2 ، 3]) [: ، بلا ، بلا] # 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. الاحتمال = PHI (r، phi، z) إذا كان صحيحًا: plt.figure () plt.imshow (المحتملة) plt.colorbar () plt. gca (). axes.xaxis.set_ticklabels ([]) plt.gca (). axes.yaxis.set_ticklabels ([]) plt.title ('+/- 30 kpc') plt.show ()

أعتقد أن استجمامك صحيح في الأساس. على سبيل المثال ، إذا نظرت إلى الشكل 1 في تلك الورقة ، يمكنك أن ترى أن الجهد ينتقل من الموجب إلى السالب كدالة لزاوية السمت ("المرحلة").

ما تفتقده هو أن وظائف الإمكانات والكثافة التي تحددها هي اضطرابات، والتي من المفترض أن تكون مضاف إلى نموذج مجرة ​​متماثل المحور. الفكرة هي أن القرص المتماثل المحور يتم تعديله من خلال اضطرابها ، بحيث تكون الكثافة الإجمالية أقل من المتوسط ​​(ولكن ليس أقل من الصفر!) حيث يكون اضطرابها $< 0$ وأكبر من المتوسط ​​حيث يكون اضطرابهم $> 0$. (وبالمثل ، فإن إجمالي الإمكانات $< 0$ في كل مكان؛ في المناطق التي يكون فيها اضطرابها إيجابيًا ، يصبح إجمالي الإمكانات أقل سلبية ، ولكن لا يحدث أبدًا $> 0$.)

كما أوضحوا (ص 4-5) ، "يمكن أن تكون الانطباعات التي يستدعيها توزيع الكثافة في الشكلين 3 و 5 مضللة إلى حد ما. يجب اعتبار هذه الكثافات بمثابة اضطرابات في قرص نجمي موحد السمتي له نفس ارتفاع المقياس الرأسي. "

و: "في الشكل 10 ، تمت إضافة عنصر قرص له نفس الانحدار الشعاعي وارتفاع المقياس مثل الاضطراب ، والسعة الكافية فقط لجعل الكثافة الصافية في كل مكان موجبة ، إلى كثافة الاضطراب." و "في الشكلين 12 و 13 ، تظهر كميات مختلفة من كثافة الاضطراب مضافة إلى قرص نجمي كامل تمثيلي."


تم اكتشاف عدسة الجاذبية الأكثر بعدًا

تُظهر هذه الصورة عدسة الجاذبية الرباعية J1000 + 0221. رصيد الصورة: NASA / ESA / A. van der Wel.

يتأثر الضوء بالجاذبية ، ونتيجة لذلك ينحرف الضوء الذي يمر من مجرة ​​بعيدة. منذ الاكتشاف الأول في عام 1979 ، تم اكتشاف العديد من عدسات الجاذبية. بالإضافة إلى توفير اختبارات لنظرية أينشتاين والنسبية العامة ، فقد أثبتت هذه الأجسام أنها أدوات قيّمة & # 8211 أنها تضخّم مصدر ضوء الخلفية ، وتعمل كتلسكوب طبيعي يسمح لعلماء الفلك بإلقاء نظرة أكثر تفصيلاً على المجرات البعيدة أكثر من المعتاد. ممكن.

تتكون عدسات الجاذبية من جزأين: أحدهما بعيد ويوفر الضوء ، والآخر ، كتلة العدسة أو عدسة الجاذبية ، التي تقع بيننا وبين مصدر الضوء البعيد ، والتي تعمل جاذبيتها على انحراف الضوء.

الآن ، اكتشف الدكتور Arjen Van der Wel من معهد ماكس بلانك لعلم الفلك في هايدلبرغ بألمانيا ، مع زملائه ، عدسة جاذبية رباعية يطلق عليها J1000 + 0221 & # 8211 ، وهي أبعد عدسة جاذبية شوهدت على الإطلاق.

& # 8220 كان الاكتشاف بالصدفة تمامًا. كنت أقوم بمراجعة الملاحظات من مشروع سابق عندما لاحظت مجرة ​​كانت غريبة بالتأكيد. بدت وكأنها مجرة ​​صغيرة جدًا ، لكنها بدت على مسافة أكبر بكثير مما كان متوقعًا. لا ينبغي أن يكون & # 8217t حتى جزءًا من برنامج المراقبة لدينا! " قال الدكتور فان دير ويل ، وهو المؤلف الرئيسي للورقة ، تم قبوله للنشر في رسائل مجلة الفيزياء الفلكية (arXiv.org).

كتلة العدسة بعيدة جدًا لدرجة أن الضوء ، بعد انحرافه ، قد قطع 9.4 مليار سنة للوصول إلى الأرض. صاحب الرقم القياسي السابق ، الذي تم العثور عليه قبل ثلاثين عامًا ، استغرق أقل من 8 مليارات سنة ضوئية حتى يصل ضوءه إلينا.

ليس هذا رقمًا قياسيًا جديدًا فحسب ، بل يخدم الكائن أيضًا غرضًا مهمًا: مقدار التشويه الذي تسببه المجرة العدسية يسمح بقياس مباشر لكتلتها.

يشكل الاكتشاف لغزًا أيضًا. عدسات الجاذبية هي نتيجة اصطفاف الصدفة. في هذه الحالة ، تكون المحاذاة دقيقة للغاية. ومما زاد الطين بلة ، أن الجسم المكبر هو مجرة ​​قزمة تنفجر النجوم: مجرة ​​خفيفة نسبيًا & # 8211 لديها فقط حوالي 100 مليون كتلة شمسية على شكل نجوم ، لكنها صغيرة جدًا وتنتج نجومًا جديدة بمعدل هائل. إن احتمالات أن تكون مثل هذه المجرة الغريبة عدسية جاذبية ضئيلة للغاية.

"لقد كان هذا اكتشافًا غريبًا ومثيرًا للاهتمام. لقد كان اكتشافًا صدفة تمامًا ، ولكن لديه القدرة على بدء فصل جديد في وصفنا لتطور المجرات في بدايات الكون ، "اختتم الدكتور فان دير ويل.

المعلومات الببليوغرافية: A. van der Wel et al. 2013. اكتشاف عدسة رباعية في CANDELS مع عدسة قياسية Redshift z = 1.53. رسائل ApJ، مقبول للنشر arXiv: 1309.2826


فيزياء الجسيمات وراء النموذج القياسي

بيير بينيتروي ، في Les Houches ، 2006

2.3 عدم استقرار الجاذبية 1: المجرات

لقد افترضنا في القسم 2.1 أ كونًا متجانسًا. إذا ظهر بعض عدم التجانس ، فسيؤدي عدم استقرار الجاذبية إلى تطويره. لكي نرى كيف يمكن أن يحدث هذا ، دعونا نفكر في كون خاضع لسيطرة المادة ( ρأ −3) وافترض أن بعض اللامبالاة δρ يظهر محليًا 5: يرتبط بالتباين δ أ من عامل المقياس الكوني أ مثل ذلك δρ / ρ = −3δ أ / أ. تطوير (2.17) إلى الدرجة الأولى ، يحصل المرء

ر 2/3 , ح = 2/(3ر) ونجد حلول القياس a ∼ t 1 2 ± 5 6. الحل δ أ

ر 2/3 وبالتالي لعدم استقرار الجاذبية.

هناك عنصر واحد لم نأخذه بعين الاعتبار حتى الآن: الكون المبكر حار. هذا هو السبب في أن عدم استقرار الجاذبية الذي اكتشفناه للتو لا يؤدي بالضرورة إلى انهيار الجاذبية: قد يتم موازنة طاقة الجاذبية بواسطة الطاقة الحرارية. للتوضيح ، دعونا ننظر في نظام الحجم ر والكتلة م مع درجة الحرارة كب تي

جينممن / ص (أي أن الطاقة الحرارية لنكليون في النظام هي من أجل طاقة جاذبيتها). يتم الحصول على مقياس زمني نموذجي لانهيار الجاذبية من خلال تحليل الأبعاد (انظر لاحقًا (2.62)):

في نفس الوقت ، تبرد البلازما ، مع وقت ثابت رج. إذا رج & lt رز، ثم تفوز الجاذبية على الطاقة الحرارية وينهار النظام. إذا كان تبريد البلازما البدائية هو السائد من خلال الإشعاع الحراري ، إذن ([4] ، القسم 1.5.1)

أين ن هي كثافة العدد. الحالة رج & lt رز يتحول إلى شرط على ر:

حيث α G ≡ (G N m N 2 / ℏc) ∼ 6 × 10 - 39 يقيس قوة الجاذبية عند الطاقة المنخفضة. مقياس الطول هذا موجود في حديقة الكرة بأحجام المجرات ، عادةً من 10 إلى 20 كيلوبتونات. يمكن أيضًا استنتاج الكتل النموذجية (من خلال توضيح الافتراض الصريح بأن الطاقة الحرارية كب تي أعلى من إمكانية التأين α 2 مهج 2 انظر القسم 1.5.1 من [4]):

يمكن للمرء أن يستنتج من هذه الأرقام أن المجرات تشكلت عند انزياح أحمر أصغر من 9 (انظر التمرين 2-3).

تمرين 2-3: تأمل مجرة ​​ذات حجم نموذجي رفتاه

3 × 10 44 جم. بافتراض أن مناطق الكثافة ρ أكبر بمئة مرة من متوسط ​​كثافة انهيار الكون ، واستنتاج حدوث الانزياح الأحمر التقريبي تشكل المجرة. يعطي المرء متوسط ​​الكثافة الحالية للكون: ρ0


الجزء الثاني الديناميكيات النجمية وهيكل المجرات

[سيتم إلقاء المحاضرات على الموضوعات المميزة بنجمة في الجداول ، ولكن لن يتم وضع الأسئلة عليها في الامتحانات.]

مدارات في إمكانات معينة. مدار الجسيمات في طاقة الجاذبية النيوتونية ، الزخم الزاوي. قانون القوة الشعاعية - المدار العام في مستوى معادلات الحركة في القطبين الأسطواني. المدارات المقيدة وغير المنضمة لقانون التربيع العكسي ، قوانين كبلر تهرب من سرعة النجوم الثنائية التي تخفض الكتلة. المدار العام بموجب قانون القوة الشعاعية بدورة الفترات الشعاعية والسمتية. [4]

اشتقاق الجهد من توزيع الكثافة. معادلة بواسون. وصف بنية المجرات. إمكانات الجاذبية للأنظمة الكروية: كرة متجانسة ، ملف تعريف هابل المعدل ، قانون القوة. قانون دوران المدارات الدائرية الخامسج(R) سرعات الهروب Vخروج(ص). [2]

مدارات شبه دائرية. الاضطرابات الشعاعية epicyclic تردد الاستقرار مقدمة مقلدة. التطبيق على إمكانات الثقب الأسود الزائف & Phi = -GM / (r-rس). الاضطرابات العمودية في المحور العمودي المحتمل التذبذب الرأسي مقدما العقدة. [2]

توزيع الكثافة المحورية. المحلول المتماثل المحور العام لـ & nabla 2 & Phi = 0. احتمالية ناتجة عن سلسلة حل الحلقة من المادة دورة خسوف مدتها 18 عامًا. المحتملة بسبب منحنيات دوران القرص الرقيقة للقرص الأسي Mestel & # 39s. منحنى دوران ثوابت المجرة Oort & # 39s. تحتاج منحنيات دوران المجرات الحلزونية إلى مادة مظلمة. [5]

أنظمة غير تصادمية. وقت الاسترخاء. تقديرات العناقيد النجمية والمجرية. سحب الجاذبية. دالة التوزيع النجمية معادلة بولتزمان. معادلات جينز كلحظات من معادلة بولتزمان. التشابه مع معادلات السوائل. التطبيق على الكتلة في الجوار الشمسي (حد أورت). [4]

نظرية الجينز. التطبيق على الأنظمة البسيطة التي تعتمد فيها وظيفة التوزيع على الطاقة فقط. إمكانات المجرة التقريبية المفيدة polytrope ، نموذج Plummer & # 39s ، كرة متساوية الحرارة. [3]

تطور الكتلة الكروية. نماذج العناقيد الكروية. نماذج الملك. * نماذج بتوزيعات سرعة متباينة الخواص * اختبارات الرصد. [3]


2. الملاحظات وخفض البيانات

2.1. اختيار عينة ALMA والملاحظات

تم أخذ ملاحظات ALMA المعروضة هنا في ستة كتل مراقبة من 2017 يوليو 28 إلى 27 أغسطس كجزء من المشروع رقم 2016.1.00048.S. من أجل زيادة نسبة الإشارة إلى الضوضاء (S / N) للرصدات عالية الدقة المطلوبة ، تم اختيار ستة SMGs على أنها المصادر الأقل سطوعًا من 16 ALESS SMGs ذات الدقة العالية السابقة (016) 870 ميكرومترm ALMA التصوير من Hodge et al. (2016) ، والتي تم اختيارها كمصادر تحت المليمترات الأكثر سطوعًا مع (مستهدفة بشكل عشوائي) HST تغطية. جميع المصادر موجودة HST بيانات من CANDELS أو برنامجنا الخاص (Chen et al. 2015). لم يتم إجراء اختيار مسبق على مورفولوجيا / مقياس الانبعاث في ALMA السابق أو HST التصوير لتجنب تحيز النتائج.

تم تنفيذ الملاحظات في تكوين موسع ، بحد أقصى قدره 3.7 كم. كان متوسط ​​عدد الهوائيات الموجودة أثناء عمليات المراقبة 45 (بمدى 42-47). المئين الخامس من خط الأساس u-v مسافات البيانات المقدمة هي 200 متر ، مما يعطي أقصى مقياس قابل للاسترداد (MRS) يبلغ 09 وفقًا للمعادلة (7.7) من الدليل الفني للدورة 4 ALMA. هذا يتوافق مع مقياس مادي

7.5 كيلوبتونات في انزياح أحمر قدره ض

بهدف تحديد الانبعاثات التي يحتمل حلها من خلال ملاحظات التكوين الموسعة المطلوبة ، استخدمنا إعدادًا طيفيًا مطابقًا لملاحظات Cycle 0 ALESS الأصلية لهذه المجرات (Hodge et al. 2013) ، بالإضافة إلى الملاحظات اللاحقة 016 بواسطة هودج وآخرون. (2016). يتمركز هذا الإعداد عند 344 جيجاهرتز (870 ميكرومترم) مع 4 & # x00d7 128 قناة ثنائية الاستقطاب تغطي عرض النطاق الترددي 8 جيجا هرتز. استخدمنا النطاق 7 من ALMA في وضع تقسيم الوقت (TDM). عند التردد المركزي ، تكون الحزمة الأولية 173 (FWHM). كان إجمالي وقت المصدر لكل هدف من الأهداف العلمية حوالي 50 دقيقة ، وقد طلبنا معايرة قياسية. تراوح متوسط ​​بخار الماء المتسرب عند الذروة من 0.4 إلى 1.0 مم عبر مجموعات البيانات الست ، بمتوسط ​​قيمة 0.5 مم.

نظرًا لمعايير الاختيار ، فإن أهداف هذه الورقة هي بعض المصادر الأقل سطوعًا لعينة ALESS SMG ككل (الجدول 2 Hodge et al. 2013). لديهم انزياحات حمراء تتراوح من

1.5 إلى 4.9 (الجدول 1) ، بما في ذلك خمسة مشتقة من التحليل الطيفي البصري وما دون المليمتر (دانيلسون وآخرون 2017 A. Weiss وآخرون 2019 ، قيد التحضير) وواحد من القياس الضوئي (da Cunha وآخرون 2015). انزياحهم الأحمر المتوسط ​​(ض = 3.0 ± 0.5) يتوافق مع عينة ALESS الكاملة (ض = 2.7 ± 0.1 دا كونها وآخرون. 2015). تم اشتقاق كتلها النجمية ، و SFR ، ودرجات حرارة الغبار من نوبات توزيع الطاقة الطيفية متعددة الأطوال (SED) ، والتي تم تحديثها من تلك المعروضة في da Cunha et al. (2015) لتضمين بيانات ALMA Band 4 الجديدة (E. da Cunha et al. 2019 ، قيد الإعداد). متوسط ​​SFR الخاص بهم (

300 م yr −1) مع عينة ALESS ككل (Swinbank et al. 2014 da Cunha et al. 2015) ، في حين أن متوسط ​​درجة حرارة الغبار لديهم (34 ± 3 K) أبرد بشكل هامشي من العينة الكاملة كما تم تحليلها بواسطة da Cunha وآخرون. (2015). متوسط ​​كتلتها النجمية (

2 & # x00d7 10 11 م) أكبر أيضًا من متوسط ​​العينة الكاملة (

8 & # x00d7 10 10 م Simpson et al. 2014) ، مما يشير إلى أننا قد نحقق في النهاية الجماعية للسكان. يرتبط أحد المصادر الستة بمصدر الأشعة السينية ويصنف على أنه نواة مجرة ​​نشطة (AGN ALESS 17.1، إل0.5-8 كيلوفولت ، مؤلف = 1.2 & # x00d7 10 43 ergs s −1 Wang et al. 2013).

الجدول 1. خصائص غالاكسي

معرف المصدر أ ض ب ضمصدر ب سجل(م*/م) ج تسجيل الدخول (SFR /م سنة -1) ج تيغبار/ ك ج
ALESS 3.1 3.374 ثاني أكسيد الكربون (4–3)
ALESS 9.1.2 تحديث 4.867 ثاني أكسيد الكربون (5-4)
ALESS 15.1.1 تحديث 2.67
ALESS 17.1.2 تحديث 1.539 حα، أول أكسيد الكربون (2–1)
ALESS 76.1 3.389 [يا الثالث]
ALESS 112.1 2.315 ليα

أ معرفات المصدر مأخوذة من Hodge et al. (2013). (ب) الانزياح الأحمر الطيفي البصري / القائم على الأشعة فوق البنفسجية في إطار الراحة من دانيلسون وآخرون (2017) ، الانزياح الأحمر القائم على ثاني أكسيد الكربون مأخوذ من A. Weiss et al. (2019 ، قيد الإعداد) أو J.L Wardlow et al. (2019 ، قيد الإعداد) ، وتم أخذ الانزياح الأحمر الضوئي الضوئي من da Cunha et al. (2015). ج الكتل النجمية ، و SFR ، ودرجات حرارة الغبار المتوسطة اللمعان هي من نوبات SED متعددة الأطوال الموجية تم تحديثها من تلك المعروضة في da Cunha et al. (2015) لتضمين بيانات ALMA band 4 الجديدة (da Cunha et al. 2019 ، قيد الإعداد). في الحالات التي يتوفر فيها انزياح أحمر محدث ، تمت إعادة حسابها باستخدام نفس الطريقة.

2.2. ALMA لخفض وتصوير البيانات

تم تقليل بيانات ALMA وتصويرها باستخدام الإصدار 4.7 من برنامج Common Astronomy Software Application 22 (casa). كشف فحص جداول البيانات المعايرة لخط الأنابيب عن بيانات ذات جودة عالية ، و u-v لذلك تم استخدام البيانات دون مزيد من التعديل على مخطط المعايرة أو وضع العلامات.

قبل التصوير ، تم دمج البيانات مع الدقة المنخفضة (

016) ، البيانات منخفضة الحساسية التي تم الحصول عليها مسبقًا لهذه المصادر بنفس التردد والمقدمة في Hodge et al. (2016). نظرًا لانخفاض حساسية البيانات السابقة ، فضلاً عن MRS الكبير الذي تم تحقيقه بالفعل بواسطة البيانات الجديدة (القسم 2.1) ، فقد أحدث هذا اختلافًا طفيفًا في جودة الصورة الناتجة.

تم تصوير البيانات المجمعة باستخدام مهمة casa النظيفة وخوارزمية deconvolution الحساسة للمقياس (Cornwell 2008). لهذا استخدمنا تدرجًا هندسيًا للمقاييس ، على النحو الموصى به ، ووجدنا أن المقاييس الدقيقة المستخدمة لم تؤثر على النتيجة. أحدث استخدام التنظيف متعدد النطاقات اختلافًا نوعيًا بسيطًا في الصور النهائية ، مقارنةً بتلك التي تم تصويرها بدون تنظيف متعدد النطاقات ، لكننا وجدنا أن منتجات الصور المتبقية من عمليات التشغيل بدون تنظيف متعدد النطاقات أظهرت ثباتًا كبيرًا من الانبعاث الإيجابي غير النظيف الذي كان غائبًا في خرائط متبقية مصنوعة بمقاييس متعددة نظيفة. لذلك نستخدم النتائج النظيفة متعددة النطاقات لبقية التحليل.

تم التنظيف بشكل تفاعلي من خلال تحديد صناديق نظيفة محكمة حول المصادر والتنظيف وصولاً إلى 1.5σ. تم استخدام مخططات ترجيح مختلفة على u-v البيانات من أجل إنتاج صور بدقة مكانية مختلفة وبالتالي التحقق من البنية في المصادر. كنقطة مرجعية ، فإن تصوير البيانات باستخدام ترجيح بريجز (بريجز وآخرون 1999) ومعلمة قوية ر = + 0.5 - حل وسط جيد بشكل عام بين الدقة والحساسية - تم إنتاج صور بحجم شعاع مركب يبلغ 008 & # x00d7 006 وضوضاء نموذجية جذر متوسط ​​التربيع 23 ميكرومترشعاع جي −1. مع تكوين المصفوفة هذا ومصدر S / N ، من المحتمل أن تكون الدقة الفلكية لبيانات ALMA محدودة بتغيرات الطور عبر المصفوفة إلى بضعة مللي ثانية. 23

تعد MRS للبيانات التي تم تسليمها حديثًا (09 القسم 2.1) أكبر من متوسط ​​حجم FWHM للمحور الرئيسي لمصادر ALESS عند هذا التردد (042 ± 004 Hodge et al. 2016) ، مما يشير إلى أنه يجب استرداد معظم كثافة التدفق . لاختبار هذا ، نحن u-v قلل البيانات المتسلسلة إلى 03 ، ونظفها بشكل تفاعلي ، وقاس كثافة التدفق المتكامل ، حيث لا تزال المصادر تحل بهذا القرار. النتائج موضحة في الجدول 2 ، جنبًا إلى جنب مع كثافات التدفق المقاسة من التكوين المضغوط (

16) ملاحظات الدورة 0 (هودج وآخرون 2013). بشكل عام ، نستعيد معظم كثافة التدفق المقاسة في ملاحظات الدورة 0 منخفضة الدقة ، مما يشير إلى أن المصادر مضغوطة نسبيًا. بالنسبة لاثنين من المصادر الستة ، قد تكون البيانات الحالية مفقودة

20٪ من الإجمالي 870 ميكرومترm ، يشير إلى وجود سطوع منخفض للسطح و / أو مكون ممتد للانبعاثات غير القابلة للاسترداد في البيانات الحالية. لذلك قمنا بالإبلاغ عن أي مساهمات جزئية من الهياكل المكتشفة في هذا العمل باستخدام كثافة التدفق الإجمالية المشتقة في ملاحظات الدورة 0 منخفضة الدقة.

الجدول 2. 870 ميكرومترم خصائص الاستمرارية

معرف المصدر دورة 0 (15) هذا العمل (03 تفتق) تم استرداد الكسر
(ملي جول) (ملي جول)
ALESS 3.1 8.3 ± 0.4 8.7 ± 0.2 1.05 ± 0.06
ALESS 9.1.2 تحديث 8.8 ± 0.5 9.1 ± 0.2 1.03 ± 0.06
ALESS 15.1.1 تحديث 9.0 ± 0.4 9.6 ± 0.2 1.06 ± 0.05
ALESS 17.1.2 تحديث 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 التصوير

نحن ندرج في تحليلنا HST التصوير المأخوذ من التجميع الكوني للأشعة تحت الحمراء القريبة من مسح التراث العميق خارج المجرة (CANDELS Grogin et al. 2011 Koekemoer et al. 2011) ومسحنا الخاص HST البرنامج (Chen et al. 2015). كما تم تقديمه في Chen et al. (2015) ، فإن مجموعة البيانات المجمعة لجميع 60 ALESS SMGs التي تغطيها هذه البرامج لديها حساسية متوسطة لمصدر نقطة في ح160 عصابة من

27.8 ماج ، الموافق 1σ عمق ميكرومترح

26 ماج قوسس −2. تم تصحيح القياس الفلكي على أساس مجال تلو الآخر باستخدام جايا ملاحظات DR1 (Gaia Collaboration et al. 2016a ، 2016b). كانت الحلول المشتقة حديثًا ضمن 01 في كل من R.A. ورفض. من الحلول الفلكية المشتقة سابقًا بواسطة Chen et al. (2015) من مقارنة مع 3.6 ميكرومترم سبيتزر التصوير.


هل يمكن أن تكون قوة الجاذبية في المجرة الحلزونية موجبة؟ - الفلك




تنمو المجرات الحلزونية عن طريق ابتلاع الأقزام
بواسطة نيكي جوتريدج
لأسترونومي الآن
تم النشر: 09 سبتمبر 2010

قدم مسح جديد ، استنادًا إلى الملاحظات الميدانية العميقة للمجرات الحلزونية والقزمة ، نظرة أعمق على نمو المجرات الحلزونية.


تتدفق النجوم حول المجرة M63: بقايا مجرة ​​تابعة لمجرة ابتلعها M63. الجزء المركزي عبارة عن صورة موجبة عادية في المناطق الخارجية ، وتظهر الصورة السلبية. الصورة: R Jay GaBany (مرصد Blackbird ، www.cosmotography.com) بالتعاون مع David Martinez & # 8211Delgado.

تم إجراء المسح التجريبي باستخدام ثلاثة مراصد مملوكة ملكية خاصة في الولايات المتحدة الأمريكية وأستراليا. تم تجهيز هذه التلسكوبات أيضًا بكاميرات CCD ، ويمكن تشغيلها عن بُعد. ولأول مرة ، تصل الأرصاد إلى ما وراء جوارنا الكوني المباشر & # 8211 المعروفة باسم & # 8220Local Group & # 8221 من المجرات وتكشف عن الهياكل المحيطة بالمجرات المرتبطة بدمج المجرات ونموها.

تنمو المجرات الحلزونية عن طريق ابتلاع المجرات القزمة الأصغر التي تمر بالقرب منها. تشوه المجرة الأكبر & # 8217s الجاذبية بشدة النظام النجمي الأصغر ، مما يؤدي إلى تشويه شكله. على مدار عدة مليارات من السنين ، تسبب هذا التأثير في تكوين هياكل بين المجرتين ، مثل المحلاق والجداول النجمية. يمكن بعد ذلك اكتشاف هذه الهياكل من خلال الملاحظة الحساسة. إحدى النتائج الشائعة هي أن تتحول المجرة الصغيرة إلى تيار مدّي & # 8220 & # 8221 من النجوم التي ، بعد مليارات السنين الإضافية ، سيتم استيعابها بالكامل في المجرة الحلزونية. تُظهر هذه الدراسة الجديدة أن التيارات النجمية بكتل تصل إلى خمسة في المائة من إجمالي كتلة المجرة و # 8217 ثانية شائعة جدًا في المجرات الحلزونية.


أمثلة على آثار ابتلاع الحلزونات المجرات القزمية ، كما وجد في المسح الجديد. بالنسبة لجميع الصور ، يعتبر الجزء المركزي صورة إيجابية عادية. في المناطق الخارجية ، يتم عرض الصورة السلبية. تشير الخصلات ، والأعمدة ، والجداول النجمية ، والأقمار الصناعية المعطلة جزئيًا أو السحابة النجمية إلى عمليات الاندماج. الصورة: D. Mart & iacutenez-Delgado (MPIA and IAC) ، R. Jay Gabany (Blackbird Obs.) ، K. Crawford (Rancho del Sol Obs.) et al.

ومع ذلك ، للتحقيق في كيفية تطابق التنبؤات النظرية لتكرار مثل هذه العمليات الهضمية مع أدلة المراقبة ، هناك حاجة إلى عينة أكبر من المجرات. هذا البحث الجديد ، بقيادة عالم الفلك David Mart & iacutenez-Delgado من معهد ماكس بلانك الألماني لعلم الفلك ومعهد الفضاء الفلكي في كندا في إسبانيا ، يكتشف علامات اندماج المجرات على مسافات تصل إلى 16050 مليون سنة ضوئية من الأرض.

تتنبأ النماذج النظرية المتعلقة بتطور المجرات الحلزونية والقزمة بوجود تراكيب مختلفة في القرص المجري تُعد مؤشرات واضحة على الاندماجات ، مثل سحب الحطام العملاقة. يُظهر هذا البحث الأخير وجود كل هذه الميزات التي تم التنبؤ بها مسبقًا ، مما يضفي وزناً على نظريات التطور الحالية.

سيتم نشر الورقة البحثية الكاملة في المجلة الفلكية. بعد ذلك ، يعتزم Delgado وفريق الباحثين إجراء المزيد من الاختبارات الكمية لمعرفة ما إذا كانت النماذج دقيقة في التنبؤ بالتردد النسبي للسمات المورفولوجية المختلفة.


جامعة كاليفورنيا ، سان دييغو مركز الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء

تتكون الهالة من أقدم النجوم المعروفة ، بما في ذلك حوالي 146 مجموعة كروية ، يعتقد أنها تشكلت خلال التكوين المبكر للمجرة بأعمار تتراوح بين 10-15 مليار سنة من مخططات HR الخاصة بهم. تمتلئ الهالة أيضًا بغاز منتشر جدًا وساخن شديد التأين. ينتج الغاز شديد السخونة في الهالة هالة أشعة جاما.

لا يُعرف المدى الكامل للهالة ولا كتلتها جيدًا. تظهر التحقيقات التي أجريت على الهالات الغازية للمجرات الحلزونية الأخرى أن الغاز الموجود في الهالة يمتد إلى أبعد مما كان يُعتقد سابقًا ، ويمتد إلى مئات الآلاف من السنين الضوئية. تظهر الدراسات حول دوران مجرة ​​درب التبانة أن الهالة تهيمن على كتلة المجرة ، لكن المادة غير مرئية ، وتسمى الآن المادة المظلمة.

قرص المجرة عبارة عن نظام مستوي ودوران يحتوي على الشمس والنجوم المتوسطة إلى الشابة. تقع الشمس على بعد حوالي ثلثي الطريق من المركز إلى حافة القرص (حوالي 25000 لتر حسب أحدث التقديرات). تدور الشمس حول مركز المجرة مرة كل 250 مليون سنة تقريبًا. يحتوي القرص أيضًا على المجرة الموجودة حوله على الذرات (HI) والجزيئية (H2) الغاز والغبار.

إليك برنامج تعليمي ممتاز عن شكل مجرة ​​درب التبانة بقلم ريك أرندت.
الائتمان وحقوق النشر: جون ب.جليسون ، الصور السماوية

المنظر البصري (أعلاه) يهيمن عليه الانبعاث من النجوم والانقراض بواسطة الغبار لا يمكننا رؤية سوى ألف سنة ضوئية أو نحو ذلك في الطائرة. تظهر مناظر الأشعة تحت الحمراء من IRAS ، الموضحة أدناه ، أن شكل مجرة ​​درب التبانة أكثر انتظامًا

نظرًا لأن الأرض تقع في قرص مجرة ​​درب التبانة ، فإن الغبار يمنعنا من تحديد البنية الكبيرة للنمط الحلزوني للمجرة بعد بضعة آلاف من السنين الضوئية. قامت الملاحظات الراديوية بتفصيل بنية الغاز في الأذرع الحلزونية ، ولكن لا يزال من غير المعروف ما إذا كانت مجرتنا عبارة عن حلزوني عادي مثل جارنا أندروميدا ، أو حلزوني ذو قضيب كما هو موضح على اليسار. انتفاخ المجرة ممدود قليلاً في اتجاه الشمس ، والذي قد يكون بسبب قضيب.

ما الذي يقع في مركز مجرتنا؟ مرة أخرى ، يحجب الغبار الضوء المرئي عنا ويجب علينا استخدام عمليات المراقبة الراديوية والأشعة تحت الحمراء لاستنباط الخصائص النووية للمجرة. يوضح لنا الإحصاء أن منطقة مركز المجرة مكان مزدحم بشكل غير عادي ، حتى في خريطة الضوء المرئي هذه للمنطقة الوسطى. في الأطوال الموجية الراديوية ، حيث يمكننا النظر إلى المركز ذاته ، نرى التركيبات المعقدة الموضحة في خريطة الراديو ذات الطول الموجي التي يبلغ طولها 1 متر والتي صممها علماء الفلك NRL والتي تظهر أدناه. تُظهر الخريطة منطقة حوالي 2000 سنة ضوئية على جانب يتطابق مركز درب التبانة مع المصدر الذي يحمل علامة Sag A (أو Sagittarius A) ، وهو في الواقع ثلاثة مصادر ، وبقايا مستعر أعظم شبابي على الجانب الشرقي ، وهو مؤين غير عادي. منطقة الهيدروجين على الجانب الغربي ، ومصدر مضغوط للغاية يسمى القوس A * في المركز.

  • يمتد من حوالي 5 لترات. إلى 25 لترًا. من المركز.
  • يظهر أدلة على موجات الصدمة بسبب الأحداث المتفجرة في الماضي القريب.
  • & quot تسريب & quot الأمر في المركز
  • 60 لترًا. هياكل خطية طويلة تتبع خطوط المجال المغناطيسي للمجرة.
  • مناطق تشكل النجوم المعزولة وبقايا المستعر الأعظم.
  • الأشعة السينية من أنظمة النجوم الثنائية للثقب الأسود والمستعرات الأعظمية بالقرب من مركز المجرة.
  • 0.5 ميغا إلكترون فولت من أشعة جاما من "ينبوع" من بوزيترونات المادة المضادة من منطقة مركز المجرة ، وربما تكون نتيجة للعديد من المستعرات الأعظمية في المناطق الوسطى من مجرة ​​درب التبانة.

على الرغم من عدم وجود نقص في الأسئلة الرائعة حول مركز المجرة ، فقد تركز الاهتمام مؤخرًا على مسألة احتمال وجود ثقب أسود هائل في مركز العنقود النجمي المركزي. إن وجود سرعات عالية جدًا في النجوم والغاز بالقرب من مركز المجرة قد أوحى لعلماء الفلك لفترة طويلة أن ثقبًا أسودًا هائلاً قد يكون موجودًا ، مما يوفر قوة جاذبية كافية لإبقاء النجوم والغاز في المدار. استخدم أندريا جيز ، الأستاذ في جامعة كاليفورنيا ، تلسكوب كيك الذي يبلغ طوله 10 أمتار بأطوال موجات الأشعة تحت الحمراء لقياس سرعات 20 نجمًا بالقرب من مركز المجرة خلال فترة ثلاث سنوات. وجدت أن النجوم تدور بسرعة تصل إلى 1000 كم / ث (3 ملايين ميل في الساعة)! أكدت الملاحظات التي أجراها العلماء في معهد ماكس بلانك في ألمانيا هذه النتائج. تتطلب عجلة الجاذبية الكبيرة هذه جسمًا كتلته 2.5 مليون ضعف كتلة شمسنا.

تقع النجوم بالقرب من القوس A * ، مصدر الراديو الكذب بالقرب من مركز المجرة. من إشارة الراديو الخاصة به ، لم يكن من الضروري أن يكون Sgr A * ضخمًا بشكل خاص ، نظرًا لأن انبعاثه ليس قويًا جدًا. باستخدام التلسكوب الراديوي VLBA (مصفوفة طويلة جدًا) ، درس علماء الفلك حركة Sgr A * ووجدوا سرعة أقل من 20 كم / ثانية لـ Sgr A * نفسها. هذا يعني أنه من غير المحتمل أن يكون Sgr A * نجمًا واحدًا أو مجموعة من النجوم. فقط جسم ضخم جدًا يمكن أن يظل ثابتًا في ظل الظروف الموجودة في مركز المجرة. يتزايد الدليل على أن Sag A * هو بالفعل ثقب أسود تبلغ كتلته 2-3 مليون مرة كتلة الشمس. يتكهن علماء الفلك بأن الثقب الأسود يتم تغذيته بالغاز من الحلقة الجزيئية ، أو بقايا المستعر الأعظم. من خلال استهلاك أقل من حوالي 1٪ من كتلة النجم كل عام ، وإطلاق طاقة وضع الجاذبية ، يمكن أن يفسر Sag A * بسهولة ظاهرة الطاقة العالية بالقرب من مركز المجرة.

البروفيسور هـ. (جين) سميث
كاس 0424 UCSD
9500 جيلمان درايف
لا جولا ، كاليفورنيا 92093-0424


آخر تحديث: 28 أبريل 1999


عنوان صندوق البحث

يمكن أن تكون نظرة جديدة على صور هابل للمجرات خطوة نحو إلقاء الضوء على الطبيعة المراوغة للمادة المظلمة ، وهي المادة غير المرئية التي تشكل غالبية الكون ، وفقًا لدراسة نُشرت على الإنترنت اليوم في الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية.

باستخدام ملاحظات هابل السابقة لست مجموعات مجرات ضخمة في برنامج Frontier Fields ، أوضح علماء الفلك أن الضوء داخل العنقود - التوهج المنتشر بين المجرات في عنقود - يتتبع مسار المادة المظلمة ، ويضيء توزيعها بشكل أكثر دقة من الطرق الحالية التي ترصد الأشعة السينية ضوء.

إن الضوء داخل العنقود هو نتيجة ثانوية للتفاعلات بين المجرات التي تعطل بنيتها في حالة الفوضى ، ويتم التخلص من النجوم الفردية من مراسي الجاذبية في مجرتهم الأصلية لإعادة تنظيم نفسها مع خريطة الجاذبية للمجموعة الكلية. هذا هو المكان الذي توجد فيه الغالبية العظمى من المادة المظلمة. يشير ضوء الأشعة السينية إلى مكان تصادم مجموعات المجرات ، ولكن ليس الهيكل الأساسي للعنقود. هذا يجعله أقل دقة لتتبع المادة المظلمة.

"السبب في أن الضوء داخل العنقود هو مثل هذا التتبع الممتاز للمادة المظلمة في مجموعة المجرات هو أن كلًا من المادة المظلمة وهذه النجوم التي تشكل الضوء داخل العنقود تطفو بحرية على إمكانات الجاذبية للمجموعة نفسها - لذا فهي تتبع بالضبط قالت ميريا مونتس من جامعة نيو ساوث ويلز في سيدني بأستراليا ، وهي مؤلفة مشاركة في الدراسة: "نفس الجاذبية". "لقد وجدنا طريقة جديدة لمعرفة الموقع حيث يجب أن تكون المادة المظلمة ، لأنك تتبع نفس إمكانات الجاذبية بالضبط. يمكننا أن نضيء ، بتوهج خافت للغاية ، موضع المادة المظلمة."

يبرز مونتيس أيضًا أن الطريقة ليست دقيقة فحسب ، بل إنها أكثر كفاءة من حيث أنها تستخدم التصوير العميق فقط ، بدلاً من تقنيات التحليل الطيفي الأكثر تعقيدًا والتي تستغرق وقتًا طويلاً. وهذا يعني أنه يمكن دراسة المزيد من المجموعات والأشياء في الفضاء في وقت أقل - مما يعني المزيد من الأدلة المحتملة على ماهية المادة المظلمة وكيف تتصرف.

قال مونتيس: "تضعنا هذه الطريقة في وضع يمكّننا من وصف الطبيعة النهائية للمادة المظلمة بطريقة إحصائية".

قال المؤلف المشارك في الدراسة إجناسيو تروجيلو Ignacio Trujillo من معهد جزر الكناري لعلم الفلك في تينيريفي بإسبانيا ، والذي درس مع مونتيس الضوء داخل العنقود لسنوات: "نشأت فكرة الدراسة أثناء النظر إلى صور حقل هابل الحدودي البكر". قال تروجيلو: "أظهرت حقول هابل الحدودية ضوءًا داخل عنقودًا بوضوح غير مسبوق. كانت الصور ملهمة". "Still, I did not expect the results to be so precise. The implications for future space-based research are very exciting."

"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.

Credits: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

Abstract

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.


شاهد الفيديو: هل يمكن أن تكون مكافحة الجاذبية ممكنة حقا (شهر اكتوبر 2021).