Sterrekunde

Kan die swaartekragpotensiaal in 'n spiraalstelsel positief wees?

Kan die swaartekragpotensiaal in 'n spiraalstelsel positief wees?


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.

As ek aan hierdie vraag dink, wou ek begin met 'n rowwe model van die gemiddelde swaartekragpotensiaal van die Melkweg. Ek het D. P. Cox en G. C. Gomez 2002 raakgeloop met analitiese uitdrukkings vir die swaartekragpotensiaal en digtheid van die spiraalarm, wat ek dink ek ten minste genoeg kan verstaan ​​om dit te draaiboek. Hulle het begin met 'n analitiese digtheidsverdeling en benader die potensiaal daarvan met 'n analitiese vorm, later het hulle die presiese digtheid wat dit genereer opgelos, maar ek gebruik dit nie.

Ek het die eerste voorbeeld in Afdeling 4 bespreek, en ten minste met die eerste oogopslag lyk dit of dit ooreenstem met hul syfers. Op groot afstande neig die potensiaal tot nul, wat goed is, maar die modulasie is positief en negatief! Dit geld sowel in my teks as in sy figure.

Sonder 'n afstootlike krag dink ek nie die potensiaal kan positief wees nie. Wat mis ek?

Nota 1: Ek het beplan vir $ z = 0 $

Nota 2: Ek gebruik kg meter en sekondes vir eenhede, dus die gestipte potensiaal is in m ^ 2 / s ^ 2.

invoer gevoelloos as np invoer matplotlib.pyplot as 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 * gamma)) * ( np.cosh (K * z / beta)) ** - beta # sech is net 1 / cosh retour term_1 * term_2 * (term_3.sum (as = 0)) # som oor n G = 6.67430E-11 # m ^ 3 / kg s ^ 2 parsec = 3.0857E + 16 # meter mH = 1.007825 * 1.660539E-27 # kg pi = np.pi N = 2 # aantal arms alfa = 15 * pi / 180. # toonhoogte Rs = 7000 * parsec # radiale aftrek rho_0 = 1E + 06 * (14./11) * mH # middelvlakarmdigtheid r_0 = 8000 * parsec # by fidusiale radius H = 180 * parsec # skaalhoogte van versteuring C = np.array ([8 / (3 * pi), 0.5, 8 / (15 * pi)]) [:, Geen, Geen] n = np.array ([1, 2, 3]) [:, Geen, Geen] # plot dit 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. potensiaal = PHI (r, phi, z) as Waar: plt.figure () plt.imshow (potensiaal) plt.kleurbalk () plt. gca (). assen.xaxis.set_ticklabels ([]) plt.gca (). assen.yaxis.set_ticklabels ([]) plt.title ('+/- 30 kpc') plt.show ()

Ek dink u ontspanning is in wese korrek. As u byvoorbeeld na figuur 1 in daardie vraestel kyk, kan u sien dat die potensiaal van positief na negatief gaan as 'n funksie van die azimutale hoek ('fase').

Wat u mis, is dat die potensiaal en digtheidsfunksies wat hulle definieer, is versteurings, wat bedoel is om te wees bygevoeg tot 'n asimmetriese sterrestelsel-model. Die idee is dat die asimmetriese skyf deur hul versteuring gemoduleer word, sodat die totale digtheid minder is as die gemiddelde (maar nie minder nie as nul!) Waar hul versteuring is $< 0$ en groter as die gemiddelde waar hul versteuring is $> 0$. (Net so is die totale potensiaal $< 0$ oral; in die streke waar hul versteuring positief is, word die totale potensiaal minder negatief, maar nooit $> 0$.)

Soos hulle daarop wys (pp.4-5), "Die indrukke wat deur die digtheidsverdelings van Figuur 3 en 5 aangeroep word, kan ietwat misleidend wees. Hierdie digthede moet beskou word as versteurings tot 'n azimutiese eenvormige sterre skyf met dieselfde vertikale skaalhoogte. "

En: "In Figuur 10 is 'n skyfkomponent met dieselfde radiale aftrek- en skaalhoogte as die versteuring, en net voldoende amplitude om die netto digtheid oral positief te maak, by die versteuringsdigtheid gevoeg." en "In Figuur 12 en 13 word verskillende hoeveelhede versteuringsdigtheid getoon wat by 'n verteenwoordigende volledige sterskyf gevoeg word."


Die mees verwyderde swaartekraglens ontdek

Hierdie beeld toon die viervoudige gravitasielens J1000 + 0221. Beeldkrediet: NASA / ESA / A. van der Wel.

Lig word beïnvloed deur swaartekrag, en lig wat deur 'n verre sterrestelsel beweeg, sal gevolglik afgewyk word. Sedert die eerste vonds in 1979 is daar talle sulke gravitasielense ontdek. Benewens die toetse van die teorie van algemene relatiwiteit van Einstein, het hierdie voorwerpe waardevolle hulpmiddels geblyk en vergroot dit die agtergrondligbron, wat dien as 'n natuurlike teleskoop wat sterrekundiges 'n meer gedetailleerde blik op sterre in die verte moontlik maak as gewoonlik moontlik.

Gravitasielense bestaan ​​uit twee dele: die een is verder weg en voorsien die lig en die ander die lensmassa of gravitasielens wat tussen ons en die verre ligbron sit en waarvan die swaartekrag die lig aflei.

Nou het dr Arjen Van der Wel van die Max Planck Instituut vir Sterrekunde in Heidelberg, Duitsland, saam met kollegas 'n viervoudige swaartekraglens ontdek wat J1000 + 0221 genoem word en die verste gravitasielens wat ooit gesien is.

& # 8220Die ontdekking was heeltemal toevallig. Ek het waarnemings van 'n vorige projek nagegaan toe ek 'n sterrestelsel opmerk wat vreemd was. Dit het soos 'n uiters jong sterrestelsel gelyk, maar dit was op 'n veel groter afstand as wat verwag is. Dit moes nie eens deel van ons waarnemingsprogram gewees het nie! ” sê dr Van der Wel, wat 'n hoofskrywer van die referaat is, aanvaar vir publikasie in die artikel Astrofisiese joernaalbriewe (arXiv.org).

Die lensmassa is so ver dat die lig na afbuiging 9,4 miljard jaar gereis het om die aarde te bereik. Die vorige rekordhouer, wat dertig jaar gelede gevind is, het minder as 8 miljard ligjare geneem voordat die lig ons bereik het.

Dit is nie net 'n nuwe rekord nie, maar die voorwerp dien ook 'n belangrike doel: die hoeveelheid vervorming wat deur die lensstelsel veroorsaak word, laat die massa daarvan regstreeks meet.

Die ontdekking bied ook 'n raaisel. Swaartekraglense is die resultaat van 'n toevallige belyning. In hierdie geval is die belyning baie presies. Om die saak te vererger, is die vergrote voorwerp 'n sterrestelsel-dwergstelsel: 'n relatief ligte sterrestelsel en het slegs ongeveer 100 miljoen sonmassas in die vorm van sterre, maar uiters jonk en produseer nuwe sterre teen 'n enorme tempo. Die kans dat so 'n eienaardige sterrestelsel swaartekragverleng sal word, is baie klein.

'Dit was 'n vreemde en interessante ontdekking. Dit was 'n volkome ernstige vonds, maar dit het die potensiaal om 'n nuwe hoofstuk te begin in ons beskrywing van sterrestelsel evolusie in die vroeë heelal, 'het dr. Van der Wel afgesluit.

Bibliografiese inligting: A. van der Wel et al. 2013. Ontdekking van 'n viervoudige lens in CANDELS met 'n rekordlensrooi verskuiwing z = 1.53. ApJ Briewe, aanvaar vir publikasie arXiv: 1309.2826


Deeltjiefisika buite die standaardmodel

Pierre Binétruy, in Les Houches, 2006

2.3 Gravitasie-onstabiliteit I: sterrestelsels

Ons aanvaar in afdeling 2.1 'n homogene heelal. As daar 'n mate van onhomogeniteit voorkom, sal gravitasie-onstabiliteit dit ontwikkel. Om te sien hoe dit kan gebeur, kom ons kyk na 'n heelal wat deur sake oorheers word ( ρa −3) en aanvaar dat 'n mate van onheiligheid δρ verskyn plaaslik 5: dit word geassosieer met 'n variasie δa van die kosmiese skaalfaktor a sodat δρ / ρ = −3δa / a. 'N Mens ontwikkel dit (2.17) tot eerste orde

t 2/3 , H = 2/(3t) en ons vind skaaloplossings δa ∼ t 1 2 ± 5 6. Die oplossing δa

t 2/3 en dus tot 'n gravitasie-onstabiliteit.

Daar is een bestanddeel waarmee ons tot nou toe nie rekening gehou het nie: die vroeë heelal is warm. Dit is die rede waarom die swaartekrag-onstabiliteit wat ons so pas gevind het, nie noodwendig tot swaartekrag-ineenstorting lei nie: swaartekrag-energie kan moontlik teen balans word deur termiese energie. Ter illustrasie, kom ons kyk na 'n stelsel van grootte R en massa M met temperatuur kB T

GNM mN / R (dit wil sê die termiese energie van 'n nukleon in die stelsel is in die orde van sy gravitasie-energie). 'N Tipiese tydskaal vir gravitasie-ineenstorting word verkry deur dimensionele analise (sien later (2.62)):

Terselfdertyd koel die plasma af met 'n tydskonstante tc. As tc & lt tg, dan wen swaartekrag oor termiese energie en val die stelsel in duie. As die verkoeling van die oerplasma oorheersend deur middel van termiese bremsstrahlung plaasvind, dan ([4], afdeling 1.5.1)

waar n is die getaldigtheid. Die toestand tc & lt tg verander in 'n voorwaarde op R:

waar α G ≡ (G N m N 2 / ℏc) ∼ 6 × 10 - 39 die swaartekrag meet by lae energie. Hierdie lengteskaal is in die balpark van sterrestelsels, gewoonlik 10 tot 20 kpc. Tipiese massas kan ook afgelei word (deur die aanname dat die termiese energie eksplisiet te maak kB T hoër is as die ioniseringspotensiaal α 2 mec 2 sien afdeling 1.5.1 van [4]):

Uit hierdie getalle kan afgelei word dat sterrestelsels met 'n rooiverskuiwing kleiner as 9 gevorm is (sien Oefening 2-3).

Oefening 2-3: Beskou 'n sterrestelsel van tipiese grootte Rgal

3 × 10 44 g. Gestel dat gebiede met digtheid ρ 100 keer groter as die gemiddelde digtheid van die heelal wat ineenstort, lei af waarteen die geskatte rooi verskuiwing plaasgevind het. Een gee die huidige gemiddelde digtheid van die heelal: ρ0


Deel II Sterre dinamika en struktuur van sterrestelsels

[Die onderwerpe wat in die Bylae verskyn, sal voorgelees word, maar vrae sal nie daaroor in eksamens gestel word nie.]

Bane in 'n gegewe potensiaal. Deeltjiebaan in Newtoniaanse swaartekrag-energie, hoekmomentum. Radiale kragwet - algemene baan is in 'n vlak bewegingsvergelykings in silindriese pole. Omgekeerde vierkantige wetsgebonde en ongebonde wentelbane, Kepler se wette ontsnap die snelheid van binêre sterre met verminderde massa. Algemene baan onder radiale krag wet radiale en azimutale periodes presessie. [4]

Afleiding van potensiaal uit digtheidsverdeling. Poisson & # 39s vergelyking. Beskrywing van struktuur van sterrestelsels. Gravitasiepotensiaal vir sferiese stelsels: homogene sfeer, gewysigde Hubble-profiel, kragwet. Omwentelingswet op sirkelbane Vc(R) ontsnap snelhede Vontsnap(R). [2]

Byna sirkelbane. Radiale versteurings episikliese frekwensie stabiliteit apsidale presessie. Toepassing op pseudo-swart gatpotensiaal & Phi = -GM / (r-rs). Vertikale versteurings in asimmetriese potensiaal vertikale ossillasie frekwensie nodale presessie. [2]

Aksimmetriese digtheidsverdeling. Algemene asimmetriese oplossing van & nabla 2 & Phi = 0. Potensiaal as gevolg van ring van materie-reeksoplossing 18-jarige verduisteringsiklus. Potensiaal as gevolg van dun skyfdraaikurwes van Mestel & # 39s skyfeksponensiële skyf. Rotasiekurwe van die sterrestelsel Oort & # 39 s konstantes. Rotasiekurwes van spiraalvormige sterrestelsels benodig donker materie. [5]

Botsingslose stelsels. Ontspanningstyd. Skattings vir sterre en sterrestelsels. Swaartekrag-drag. Die sterverspreidingsfunksie botsende Boltzmann-vergelyking. Die Jeans-vergelykings as oomblikke van die Boltzmann-vergelyking. Analogie met vloeistofvergelykings. Toepassing op massa in die sonarea (Oort-limiet). [4]

Jeansstelling. Toepassing op eenvoudige stelsels waarin die verspreidingsfunksie slegs van energie afhang. Nuttige geskatte galaktiese potensiaal polytrope, Plummer & # 39 s model, isotermiese sfeer. [3]

Globulêre groep evolusie. Modelle van bolvormige trosse. King-modelle. * Modelle met anisotropiese snelheidsverspreidings. * Waarnemingstoetse. [3]


2. Waarnemings en datareduksie

2.1. ALMA Voorbeeldseleksie en waarnemings

Die ALMA-waarnemings wat hier aangebied is, is in ses waarnemingsblokke van 28 Julie 2017 tot 27 Augustus geneem as deel van projek # 2016.1.00048.S. Ten einde S / N te maksimeer vir die waarnemings met 'n hoë resolusie, is die ses SMG's gekies as die submillimeter-helderste bronne uit die 16 ALESS-SMG's met vorige hoëresolusie (016) 870 μm ALMA-beelding van Hodge et al. (2016), wat self gekies is as die submillimeter-helderste bronne met (lukraak gerig) HST dekking. Al die bronne bestaan HST data van CANDELS of ons eie program (Chen et al. 2015). Geen voorafkeuring is gemaak op morfologie / skaal van die emissie in die vorige ALMA of HST beelding om die resultate nie te bevoordeel nie.

Die waarnemings is in 'n uitgebreide opset uitgevoer, met 'n maksimum basislyn van 3,7 km. Die gemiddelde aantal antennas tydens die waarnemings was 45 (met 'n reeks van 42–47). Die 5de persentiel van die basislyn u-v die afstande van die gelewerde data is 200 m, wat 'n maksimum herstelbare skaal (MRS) van 09 gee, volgens Vergelyking (7.7) van die ALMA Cycle 4 Technical Handbook. Dit stem ooreen met 'n fisiese skaal van

7,5 kpc teen 'n rooi verskuiwing van Z

Met die doel om die emissie te kwantifiseer wat moontlik deur die gevraagde waarnemings met uitgebreide konfigurasie opgelos is, het ons 'n spektrale opstelling gebruik identies aan die oorspronklike Cycle 0 ALESS waarnemings van hierdie sterrestelsels (Hodge et al. 2013), asook die daaropvolgende 016 waarnemings deur Hodge et al. (2016). Hierdie opstelling is gesentreer op 344 GHz (870 μm) met 4 & # x00d7 128 dubbelpolariseringskanale wat die 8 GHz-bandwydte dek. Ons het ALMA se band 7 in Time Division Mode (TDM) gebruik. By die sentrale frekwensie is die primêre straal 173 (FWHM). Die totale on-source tyd vir elk van die wetenskaplike teikens was ongeveer 50 minute, en ons het standaard kalibrasie aangevra. Die gemiddelde neerslagbare waterdamp by die hoogtepunt het gewissel van 0,4 tot 1,0 mm oor die ses datastelle, met 'n gemiddelde waarde van 0,5 mm.

As gevolg van die seleksiekriteria, is die teikens van hierdie referaat enkele van die submillimeter-helderste bronne van die ALESS SMG-monster as geheel (Tabel 2 Hodge et al. 2013). Hulle het rooi verskuiwings wat wissel van

1.5 tot 4.9 (Tabel 1), insluitend vyf afgelei van optiese en submillimeter spektroskopie (Danielson et al. 2017 A. Weiss et al., 2019, in voorbereiding) en een van fotometrie (da Cunha et al. 2015). Hul mediaan rooi verskuiwing (Z = 3.0 ± 0.5) stem ooreen met die volledige ALESS-monster (Z = 2,7 ± 0,1 da Cunha et al. 2015). Hul sterre massa's, SFR's en stoftemperature is afgelei van multigolflengte spektrale energieverspreiding (SED), wat opgedateer is van die wat in da Cunha et al. (2015) om nuwe ALMA Band 4-data in te sluit (E. da Cunha et al. 2019, ter voorbereiding). Hul mediaan SFR (

300 M jr-1) stem ooreen met die ALESS-monster as geheel (Swinbank et al. 2014 da Cunha et al. 2015), terwyl hul mediaan-stoftemperatuur (34 ± 3 K) effens koeler is as die volledige monster soos geanaliseer deur da Cunha et al. (2015). Hul gemiddelde sterre massa (

2 & # x00d7 10 11 M) is ook groter as die mediaan van die volledige steekproef (

8 & # x00d7 10 10 M Simpson et al. 2014), wat daarop dui dat ons moontlik die einde van die bevolking met 'n groot massa ondersoek. Een van die ses bronne hou verband met 'n X-straalbron en word geklassifiseer as 'n aktiewe galaktiese kern (AGN ALESS 17.1, L0,5–8 keV, korr = 1.2 & # x00d7 10 43 ergs s −1 Wang et al. 2013).

Tabel 1. Galaxy Properties

Bron-ID a Z b Zbron b Meld(M*/M) c log (SFR /M jr −1) c Tstof/ K c
ALSINDER 3.1 3.374 CO (4–3)
ALSINDER 9.1 4.867 CO (5–4)
ALESS 15.1 2.67
ALESS 17.1 1.539 Hα, CO (2–1)
ALESS 76.1 3.389 [O iii]
ALESS 112.1 2.315 Lyα

a Bron-ID's is van Hodge et al. (2013). b Optiese / UV-gebaseerde spektroskopiese rooi verskuiwings van die raamwerk is van Danielson et al. (2017), CO-gebaseerde rooi verskuiwings is van A. Weiss et al. (2019, ter voorbereiding) of J. L. Wardlow et al. (2019, ter voorbereiding), en die fotometriese rooi verskuiwing is geneem van da Cunha et al. (2015). c Stermassas, SFR's en stoftemperature met gemiddelde helderheid is afkomstig van SED-pasvorme met meerdere golwe wat opgedateer is van die wat in da Cunha et al. (2015) om nuwe ALMA-band 4-data in te sluit (da Cunha et al. 2019, ter voorbereiding). In gevalle waar 'n opgedateerde rooi verskuiwing beskikbaar was, is dit volgens dieselfde metode herbereken.

2.2. ALMA Data Vermindering en Beelding

Die ALMA-data is verklein en afgeneem met behulp van die Common Astronomy Software Application 22 (casa) weergawe 4.7. Inspeksie van die pyplyn-gekalibreerde datatabelle het data van hoë gehalte onthul, en die u-v data is dus gebruik sonder om die kalibrasie skema of vlag te verander.

Voor die beelding is die data gekombineer met die laer resolusie (

016), laer sensitiwiteitsdata wat voorheen met dieselfde frekwensie vir hierdie bronne verkry is en in Hodge et al. (2016). As gevolg van die laer sensitiwiteit van die vorige data, sowel as die groot MRS wat al met die nuwe data bereik is (Afdeling 2.1), het dit baie min verskil gemaak aan die resulterende beeldkwaliteit.

Beelde van die gekombineerde data is gedoen met behulp van casa se skoon taak en multiskaal skoon, 'n skaal-sensitiewe dekonvolusie-algoritme (Cornwell 2008). Hiervoor het ons 'n meetkundige progressie van weegskale gebruik, soos aanbeveel, en ons het gevind dat die presiese weegskaal nie die uitkoms beïnvloed het nie. Die gebruik van multiskaal skoonmaak het min kwalitatiewe verskil gemaak aan die finale beelde, in vergelyking met die wat sonder multiskaal skoon gemaak is, maar ons het gevind dat die oorblywende beeldprodukte van die lopies sonder multiskaal skoon 'n beduidende plato van positiewe, gereinigde emissie vertoon wat in die oorblywende kaarte gemaak met multiskaal skoonmaak. Ons gebruik dus die multiskaal-skoon resultate vir die res van die analise.

Skoonmaak is interaktief gedoen deur strakke skoon bokse om die bronne te definieer en tot 1,5 skoon te maakσ. Verskillende gewigskemas is op die u-v data om beelde met verskillende ruimtelike resolusies te produseer en sodoende die struktuur in die bronne te ondersoek. As verwysingspunt is die beelding van die data met Briggs-gewig (Briggs et al. 1999) en 'n robuuste parameter van R = + 0,5 - gewoonlik 'n goeie kompromie tussen resolusie en sensitiwiteit - het beelde met 'n gesintetiseerde balkgrootte van 008 geproduseer & # x00d7 006 en 'n tipiese rms-geraas van 23 μJy beam −1. Met hierdie skikkingkonfigurasie en bron S / N word die astrometriese akkuraatheid van die ALMA-data waarskynlik beperk deur die faseveranderings oor die skikking tot 'n paar miljard-sekondes. 23

Die MRS van die pas afgelewerde data (09 Afdeling 2.1) is groter as die mediaan-hoofas-FWHM-grootte van die ALESS-bronne teen hierdie frekwensie (042 ± 004 Hodge et al. 2016), wat aandui dat die grootste deel van die vloeistofdigtheid herwin moet word . Om dit te toets, het ons u-v het die saamgevoegde gegewens tot 03 afgeneem, dit interaktief skoongemaak en die geïntegreerde vloeddigtheid gemeet, aangesien die bronne steeds met hierdie resolusie opgelos word. Die resultate word in Tabel 2 getoon, tesame met die vloeistofdigthede gemeet vanaf die kompakte konfigurasie (

16) Siklus 0-waarnemings (Hodge et al. 2013). Oor die algemeen herwin ons die meeste vloeidigtheid wat gemeet is in die laer-resolusie Cycle 0-waarnemings, wat aandui dat die bronne relatief kompak is. Vir twee van die ses bronne kan die huidige data ontbreek

20% van die totaal 870 μm-emissie, wat dui op die teenwoordigheid van 'n lae helderheid van die oppervlak en / of uitgebreide komponent tot die emissie wat nie in die huidige data verhaalbaar is nie. Ons rapporteer dus enige breukbydraes van strukture wat in hierdie werk opgespoor is, met behulp van die totale vloeidigtheid afgelei in die laer-resolusie Cycle 0-waarnemings.

Tabel 2. 870 μm Kontinuumeiendomme

Bron-ID Siklus 0 (15) This Work (03 Taper) Herwinde breuk
(mJy) (mJy)
ALSINDER 3.1 8.3 ± 0.4 8.7 ± 0.2 1.05 ± 0.06
ALSINDER 9.1 8.8 ± 0.5 9.1 ± 0.2 1.03 ± 0.06
ALESS 15.1 9.0 ± 0.4 9.6 ± 0.2 1.06 ± 0.05
ALESS 17.1 8.4 ± 0.5 8.8 ± 0.2 1.04 ± 0.06
ALESS 76.1 6.4 ± 0.6 5.0 ± 0.1 0.78 ± 0.07
ALESS 112.1 7.6 ± 0.5 6.1 ± 0.2 0.80 ± 0.06

2.3. HST Beeldvorming

Ons sluit dit in ons ontleding in HST beelding van die Kosmiese Vergadering Naby-infrarooi Deep Extragalactic Legacy Survey (CANDELS Grogin et al. 2011 Koekemoer et al. 2011) en ons eie HST program (Chen et al. 2015). Soos aangebied in Chen et al. (2015), het die gekombineerde datastel vir al 60 ALESS SMG's wat deur hierdie programme gedek word, 'n mediaan-puntbronsensitiwiteit in die H160 band van

27,8 mag, wat ooreenstem met 'n 1σ diepte van μH

26 mag boogsek −2. Die astrometrie is reg-vir-veld-reggestel met behulp van Gaia DR1 waarnemings (Gaia Collaboration et al. 2016a, 2016b). Die nuut afgeleide oplossings was binne 01 in R.A. en verwerp. van die astrometriese oplossings wat voorheen deur Chen et al. (2015) uit 'n vergelyking met die 3.6 μm Spitzer beelding.


Kan die swaartekragpotensiaal in 'n spiraalstelsel positief wees? - Sterrekunde




Spiraalstelsels groei deur dwergies in te sluk
deur Nicky Guttridge
vir ASTRONOMIE NOU
Geplaas: 09 September 2010

'N Nuwe opname, gebaseer op diepveldwaarnemings van spiraal- en dwergstelsels, het 'n dieper insig gegee in die groei van spiraalstelsels.


Sterrestrome stroom rondom die sterrestelsel M63: oorblyfsels van 'n satellietstelsel wat M63 gesluk het. Die sentrale deel is 'n gewone positiewe beeld in die buitenste streke, die negatiewe van die beeld word getoon. Beeld: R Jay GaBany (Blackbird Observatory, www.cosmotography.com) in samewerking met David Martinez & # 8211Delgado.

Die loodsopname is gedoen met behulp van drie sterrewagte in die VSA en Australië. Hierdie teleskope was ook toegerus met CCD-kameras en kon op afstand bestuur word. Vir die eerste keer strek die waarnemings verder as ons onmiddellike kosmiese omgewing, bekend as die & # 8220Local Group & # 8221 van sterrestelsels, en word strukture rondom sterrestelsels onthul wat verband hou met galaktiese samesmelting en groei.

Spirale sterrestelsels groei deur kleiner dwergstelsels in te sluk wat naby hulle loop. Die groter sterrestelsel en swaartekrag vervorm die kleiner sterstelsel ernstig en verwring die vorm. In die loop van 'n paar miljard jaar veroorsaak hierdie invloed strukture tussen die twee sterrestelsels, soos tendrels en sterrestrome. Hierdie strukture kan dan opgespoor word deur sensitiewe waarneming. Een algemene uitkoms is dat die kleiner sterrestelsel omskep word in 'n & # 8220 getystroom & # 8221 van sterre wat, na bykomende miljarde jare, heeltemal in die spiraal sterrestelsel opgeneem sal word. Hierdie nuwe studie toon dat sterrestrome met massas van tot vyf persent van die sterrestelsel en totale massa in spiraalstelsels heel algemeen voorkom.


Voorbeelde vir spore van spirale wat dwergstelsels insluk, soos gevind in die nuwe opname. Vir alle beelde is die sentrale deel 'n gewone positiewe beeld. In die buitenste streke word die negatiewe van die beeld getoon. Wispe, pluime, sterstrome en gedeeltelik ontwrigte satelliete of sterwolk dui op samesmeltingsprosesse. Beeld: D. Mart & iacutenez-Delgado (MPIA en IAC), R. Jay Gabany (Blackbird Obs.), K. Crawford (Rancho del Sol Obs.) Et al.

Om te ondersoek hoe die teoretiese voorspellings van die frekwensie van sulke verteringsprosesse ooreenstem met waarnemingsbewyse, is 'n groter monster sterrestelsels nodig. Hierdie nuwe navorsing, gelei deur sterrekundige David Mart & iacutenez-Delgado van die Duitse Max Planck Instituut vir Sterrekunde en die Instituto de Astrofisica de Canarias in Spanje, spoor tekens op van sterrestelsels wat op 'n afstand van tot & # 16050 miljoen ligjare van die aarde af saamsmelt.

Teoretiese modelle rakende die evolusie van spiraal- en dwergstelsels voorspel die teenwoordigheid van verskillende strukture in die galaktiese skyf, wat 'n duidelike aanduiding is van samesmelting, soos reuse-afvalwolke. Hierdie nuutste navorsing toon dat al hierdie voorspelde kenmerke teenwoordig sou wees, en gewig verleen aan bestaande evolusieteorieë.

Die volledige navorsingsartikel sal in die Sterrekundige Tydskrif. Vervolgens is Delgado en die span navorsers van plan om meer kwantitatiewe toetse uit te voer om te sien of die modelle akkuraat is om die relatiewe frekwensie van die verskillende morfologiese kenmerke te voorspel.


Universiteit van Kalifornië, San Diego Sentrum vir Astrofisika en ruimtewetenskappe

Die Halo bestaan ​​uit die oudste sterre wat bekend is, waaronder ongeveer 146 bolvormige trosse, wat vermoedelik tydens die vroeë vorming van die Melkweg gevorm is, met ouderdomme van 10-15 miljard jaar uit hul HR-diagramme. Die stralekrans word ook gevul met 'n baie diffuse, warm, hoogs geïoniseerde gas. Die baie warm gas in die halo lewer 'n gammastraal-stralekrans.

Die volle omvang of die massa van die stralekrans is nie bekend nie. Ondersoeke na die gasvormige stralekrans van ander spiraalvormige sterrestelsels toon dat die gas in die stralekrans veel verder strek as wat voorheen gedink is, tot honderdduisende ligjare. Studies oor die rotasie van die melkweg toon dat die stralekrans die massa van die sterrestelsel oorheers, maar die materiaal is nie sigbaar nie, wat nou donker materie genoem word.

Die skyf van die Galaxy is 'n afgeplatte, draaiende stelsel wat die son en ander tussen-tot-jong sterre bevat. Die son sit ongeveer 2/3 van die middelpad tot die rand van die skyf (volgens die modernste ramings ongeveer 25.000 l.y.). Die son draai ongeveer 250 miljoen jaar om die middel van die sterrestelsel. Die skyf bevat ook atoom (HI) en molekulêr (H)2) gas en stof.

Hier is 'n uitstekende handleiding oor die vorm van die melkweg deur Rick Arendt.
Krediet en kopiereg: John P. Gleason, hemelse beelde

Die optiese aansig (hierbo) word oorheers deur emissies van sterre en uitsterwing deur stof, en ons kan slegs 'n duisend ligjare in die vliegtuig sien. Die infrarooi aansigte van IRAS, hieronder getoon, toon aan dat die vorm van die Melkweg meer gereeld is

Aangesien die aarde op die skyf van die Melkweg lê, kan stof ons verhinder om die grootskeepse struktuur van die spiraalpatroon van die Melkweg verder as enkele duisende ligjare te bepaal. Radiowaarnemings het die struktuur van die gas in die spiraalarms uiteengesit, maar dit is nog steeds nie bekend of ons sterrestelsel 'n normale spiraal is soos ons buurman Andromeda nie, of 'n dwarsstreep soos links nie. Die bult van die sterrestelsel is effens verleng in die rigting van die son, wat te wyte is aan 'n balk.

Wat lê in die middel van ons Melkweg? Weer verdoesel stof die sigbare lig van ons, en ons moet radio- en infrarooi-waarnemings gebruik om die kerneienskappe van die Melkweg uit te lok. 'N Sensus toon ons dat die Galactic Center-streek 'n buitengewone druk plek is, selfs op hierdie sigbare ligkaart van die Central-streek. Op radiogolflengtes, waar ons tot in die middel kan neersien, sien ons die ingewikkelde strukture wat in die 1-meter golflengte-radiokaart deur NRL-sterrekundiges gemaak word, wat hieronder getoon word. Die kaart toon 'n streek van ongeveer 2000 ligjaar aan 'n kant, die middelpunt van die melkweg val saam met die bron gemerk Sag A (of Boogskutter A), wat eintlik drie bronne is, 'n supernova-oorblyfsel aan die oostekant, 'n ongewone geïoniseerde waterstofstreek aan die westekant, en 'n baie kompakte bron genaamd Boogskutter A * in die middelste middel.

  • Strek vanaf ongeveer 5 l.y. tot 25 l.y. van die sentrum af.
  • Toon bewyse vir skokgolwe as gevolg van plofbare gebeure in die onlangse verlede.
  • & quotLek & quot saak in die sentrum
  • 60 l.y. lang lineêre strukture wat Galaktiese magnetiese veldlyne opspoor.
  • geïsoleerde stervormende streke en supernova-oorblyfsels.
  • X-strale van swartgat-binêre sterstelsels en supernovas naby die galaktiese middelpunt.
  • 0,5 MeV gammastrale uit 'n 'fontein' van antimateriepositrone uit die Galactic Center-streek, miskien die resultaat van baie supernovas in die sentrale streke van die Melkweg.

Alhoewel daar nie fassinerende vrae oor die Galactic Centre ontbreek nie, is onlangse belangstelling gefokus op die vraag na die moontlikheid dat 'n massiewe swart gat in die middel van die sentrale sterregroep bestaan. Die teenwoordigheid van baie hoë snelhede in die sterre en gas naby die middelpunt van die sterrestelsel, het astronome al lank voorgestel dat 'n massiewe swart gat teenwoordig kan wees, wat 'n sterk swaartekrag bied om die sterre en gas in 'n wentelbaan te hou. Andrea Ghez, 'n professor aan UCLA, het die Keck 10-meter-teleskoop op infrarooi golflengtes gebruik om die snelhede te meet van 20 sterre wat gedurende 'n periode van drie jaar naby die galaktiese middelpunt lê. Sy het bevind die sterre wentel teen snelhede tot 1000 km / s (3 miljoen myl per uur)! Waarneming gedoen deur wetenskaplikes van die Max-Planck Institut in Duitsland, het hierdie resultate bevestig. Hierdie groot swaartekragversnelling benodig 'n voorwerp met 'n massa van 2,5 miljoen keer die son.

Die sterre is naby Boogskutter A * geleë, die radiobron wat naby die middel van die sterrestelsel lê. Sgr A * hoef slegs vanweë sy radiosein besonder groot te wees, aangesien die emissie daarvan nie baie kragtig is nie. Met behulp van die VLBA (Very Long Baseline Array) radioteleskoop het sterrekundiges die beweging van Sgr A * bestudeer. Hulle het 'n snelheid van minder as 20 km / sek vir Sgr A * self gevind. Dit beteken dat dit baie onwaarskynlik is dat Sgr A * 'n enkele ster of groep sterre is. Slegs 'n baie massiewe voorwerp kon stilstaan ​​onder die toestande wat in die middel van die sterrestelsel bestaan. Die bewyse neem toe dat Sag A * inderdaad 'n swart gat van 2-3 miljoen keer die massa van die son is. Sterrekundiges bespiegel dat die swart gat "gevoed" word deur gas uit die molekulêre ring, of supernova-oorblyfsel. Deur jaarliks ​​minder as ongeveer 1% van die massa van 'n ster te verbruik en gravitasie-potensiële energie vry te stel, kan Sag A * maklik rekening hou met die hoë-energie verskynsels naby die galaktiese middelpunt.

Prof. E. E. (Gene) Smith
DASS 0424 UCSD
9500 Gilmanrylaan
La Jolla, CA 92093-0424


Laaste opdatering: 28 April 1999


Navorsingskassietitel

'N Nuwe blik op Hubble-beelde van sterrestelsels kan 'n stap wees in die lig van die ontwykende aard van donker materie, die onwaarneembare materiaal waaruit die meerderheid van die heelal bestaan, volgens 'n studie wat vandag aanlyn gepubliseer is in die Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Met behulp van Hubble se vorige waarnemings van ses massiewe sterrestelsels in die Frontier Fields-program, het sterrekundiges getoon dat intrakluster lig - die diffuse gloed tussen sterrestelsels in 'n groep - die weg van donker materie opspoor en die verspreiding daarvan akkurater belig as die bestaande metodes wat X-straal waarneem. lig.

Intraklusterlig is die neweproduk van interaksies tussen sterrestelsels wat hul strukture in die chaos ontwrig, en individuele sterre word vrygestel van hul gravitasie-vasmeerplekke in hul tuisstelsel om hulself in lyn te bring met die gravitasiekaart van die algehele groep. Dit is ook hier waar die oorgrote meerderheid van die donker materie is. X-straallig dui aan waar groepe sterrestelsels bots, maar nie die onderliggende struktuur van die groep nie. Dit maak dit 'n minder presiese spoor van donker materie.

"Die rede dat intrakluster lig so 'n uitstekende spoor van donker materie in 'n sterrestelsel is, is dat sowel die donker materie as hierdie sterre wat die intraklusterlig vorm, vry swaai op die swaartekragpotensiaal van die tros self - dus volg hulle presies die dieselfde erns, ”het Mireia Montes van die Universiteit van Nieu-Suid-Wallis in Sydney, Australië, gesê, wat mede-outeur van die studie is. "Ons het 'n nuwe manier gevind om die plek waar die donker materie moet wees, te sien, omdat u presies dieselfde gravitasiepotensiaal opspoor. Ons kan die lig van donker materie met 'n baie dowwe gloed belig."

Montes benadruk ook dat die metode nie net akkuraat is nie, maar dat dit meer doeltreffend is deurdat dit slegs diep beelding gebruik, eerder as die meer ingewikkelde, tydintensiewe tegnieke van spektroskopie. Dit beteken dat meer trosse en voorwerpe in die ruimte in minder tyd bestudeer kan word, wat beteken dat meer potensiële bewyse bestaan ​​waaruit donker materie bestaan ​​en hoe dit optree.

"Hierdie metode stel ons in staat om die uiteindelike aard van donker materie op 'n statistiese manier te karakteriseer," het Montes gesê.

"Die idee vir die studie is ontketen terwyl ons na die ongerepte Hubble Frontier Field-beelde gekyk het," het mede-outeur van die studie, Ignacio Trujillo, gesê. "Die Hubble Frontier Fields het intrakluster lig in ongekende helderheid getoon. Die beelde was inspirerend," het Trujillo gesê. "Tog het ek nie verwag dat die resultate so presies sou wees nie. Die implikasies vir toekomstige ruimte-gebaseerde navorsing is baie opwindend."

"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

Opsomming

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 . Lees meer

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.


Kyk die video: 10 Raarste Planeten in Ons Universum! (Januarie 2023).