Son 20 yılda galaksilerin gelişimi hakkında neler öğrendik • Marat Mussin • “Elementler” ile ilgili bilim haberleri • Astronomi, Galaksilerin evrimi

Son 20 yılda galaksilerin gelişimi hakkında neler öğrendik?

Şek. 1. Çarpışan sarmal gökadalar NGC 2207 ve IC 2163. Gökadaların çarpışmaları ve birleşmeleri, galaksilerin yeni yıldız oluşumu için çok etkili mekanizmalardan biridir. Fotoğraf hubblesite.org

Evrendeki yıldız oluşum tarihi üzerine ilk makaleler 20 yıldan fazla bir süre önce yayınlanmıştı ve dünyadaki yüzlerce bilim insanı hala son 10 milyar yıldaki galaksilerin oluşum ve evrimine dair genel kalıpları aktif olarak arıyorlar. Şimdi biliyoruz ki, galaksilerin tarihi, birbirini izleyen her dönemin mantıksal olarak bir öncekinden izlediği ve hiçbir şeyin değişmediği tutarlı bir süreç olarak görülebilir. Bu astrofizik alanındaki mevcut durum hakkında size genel bir bakış sunuyoruz.

"Evrendeki yıldız oluşumunun tarihi"

Galaksiyi hala bilmiyoruz, ama kesin olarak söyleyebiliriz: onlar evrim geçiriyorlar. Karanlık maddeden oluşan bir buluttan çıkan, birkaç aşamadan geçerler (zorunlu olarak bu sırada değil): orijinal gazın yoğunluğu ve soğumasında bir artış, ilk yıldızların göründüğü daha küçük bulutlara parçalanması, yıldız oluşumunun aktif aşaması, merkezde süper kütleli bir kara deliğin görünümü cüce refakatçi gökadalarının emilimi,Yeni yıldızların oluşumu için malzemenin tükenmesi, kademeli evrime bağlı morfolojide değişim veya diğer masif galaksilerle çarpışmalar (Şekil 1).

Galaksilerin evrimi milyarlarca yıldır durmadan devam eder: kütle kazanır, boyut ve yoğunluk alır, yeni yıldızlar yanar ve eskiler ölür ve tüm bunlar gökadaların görünür renklerini etkiler. Bu değişiklikleri gözlemlemek imkansız: bunun için çok az yaşıyoruz. Ancak son yıllarda, gözlemlenebilir olana dayanarak, astrofizikçiler evrimsel bir gökada modeli kurabildiler.

Gökada çok karmaşık bir yapıdır. Her bir bileşeni ayrı ayrı açıklayan ayrıntılı bir şekilde tanımlamak artık kolay bir iş değildir ve galaksileri milyonlara veya hatta milyarlara sayarak tamamen imkansızdır. Bu nedenle, evren boyunca dağılmış olan gökadaların genel özelliklerinden bahsetmek gerekirse, bilim adamları genellikle kendilerini en önemli parametrelerden birkaçıyla sınırlarlar: kütle (güneş kütlelerinde ölçülen), büyüklük (kiloparecler cinsinden), bize olan uzaklık (genellikle boyutsuz redshift birimlerinde ifade edilir). z), bu galakside ortaya çıkan yeni yıldızların sayısı (yıldız oluşumu oranı), metaliklik (hidrojen ve helyumdan daha ağır elementlerin sayısı),toz, gaz ve karanlık madde miktarı ve son olarak morfoloji (galaksiler disk, küresel, merceksi veya düzensiz olabilir).

Hepsi teoride. Gerçekte, galaksi hakkında bilgi eksik ya da doğruluğu son derece düşüktür. Eğer astrofiziği, galaksileri incelemek zorunda kalacağı sadece üç parametre seçmesini istiyorsan, "Bana bir kitle, kırmızı bir vardiya ve bir yıldız oluşum oranı ver" der. Bu parametreler, bir bilgisayar modelinde bazı ünlü galaksinin verilerini yerleştirmek için yeterlidir ve hidrojen için bir yerçekimsel tuzağı olarak hizmet eden çok temel karanlık madde bulutundan başlayarak, milyarlarca yıl içerisinde (galaksinin bir zaman ölçeğinde) Bu operasyonlar, gözlemlediğimize çok benzeyen bir galaksidir.

Tek bir galaksinin evrimi tüm unsurlarının yaşam tarihini anlatıyorsa, Evren'de bize sunulan tüm galaksilerin evrimini araştırmaya çalışırsak ne olur? Ayrı galaksiler doğabilir, çarpışabilir ve öldürebilirler, ama merak ettiler mi, insanlık tarihi, kendi Antik Dünyası, Orta Çağ, Yeni Zaman ile bir benzetme mi yapıyorlar? Bunu söylemek mümkün müHer bir gökadanın stokastik oluşum süreci ve evrimine rağmen, birçok gökadanın spesifik özellikleri (tam olarak böyle ama farklı değil) olduğu ve bunun nedeninin bilindiği dönemler vardır. Bu evet çıkıyor.

İlk defa, tüm galaksilerin zaman içinde tek bir süreç olarak değişimini keşfetme fikri, 1996 yılında astrofizikçi Simon Lilly tarafından “Kanada-Fransa Redshift Araştırması: z ~ 1'e Sınırsız” adlı makalesinde ortaya konmuştur. Bu kısa – sadece dört sayfa – makale çok önemliydi.

Onun fikri, tüm mevcut galaksileri bizden uzaklaştırarak sıralamaktı. Işığın hızının sınırlılığı nedeniyle, bu ışık, ışığın kendisinden geldiği zamana göre ayrıştırmak gibidir: Şu andaki galaksileri, kırmızı bir vardiyada bulunan galaksileri görüyoruz z = 1, – 8 milyar yıl önce oldukları gibi (kırmızıya kayma z = 1 kabaca 8 milyar ışıkyılı bir mesafeye karşılık gelir; Ayrıntılar için diyagrama bakınız). Galaksiler gruplara ayrıldı: bizden bir milyar ışıkyılı uzaklıkta olmayan galaksiler; Bir ila iki milyar ışık yılı arasındaki galaksiler, vb. Yılda güneş kütlelerindeki galaksilerdeki yıldız oluşum hızını hesaplayıp, küresel tabakanın hacmine bölerek,o aldı yıldız oluşumu yoğunluğu Belirli bir dönemdeki galaksilerde (Şekil 2). Sonraki, zaten bir teknoloji meselesidir: bu noktaları yoğunluğun zamana bağımlılığı grafiğine koymanız gerekir ve daha sonra Evrenin ortalama yıldız oluşum yoğunluğunun zamanla nasıl değiştiğini öğrenebilirsiniz.

Şek. 2. Simon Lilly'nin 1996 tarihli makalesinden yola çıkarak – bilim adamları bunu "Evrende yıldız oluşumunun tarihi" olarak adlandırıyorlar (Evrenin yıldız oluşum tarihi). Grafikteki puanlar Kırmızıya bağlı olarak yıldız oluşum hızını gösterir. sıfır yatay eksende Big Bang'den sadece bir milyar yıl sonra şimdiki zamana, 4 kez işaretine karşılık gelir.

Yıldız oluşumundan kütleye gitmek zor değil, fikir şu şekilde. Yeni galakside bir yılda ortalama 100 güneş kütlesi yıldız oluşursa, o zaman basit bir toplama ile bin yılda yüz bin yıldız olacak ve kütlesi 10 olarak alınabilecektir.5 Hava güneşli. Daha karmaşık sistemler için, toplanma yerine, yıldız oluşturma hızının zamana göre entegrasyonu kullanılır. Bu nedenle, yıldız oluşum hızının galaksinin toplam kütlesine karşılık gelmesi her zaman mümkündür; bu, evrende ortalama yıldız yoğunluğunun, gözlemler için mevcut zaman boyunca büyümesinin bir grafiğini oluşturmak anlamına gelir.Tüm Evrenin tarihinin çeşitli noktalarda ve kıvrımlarda saklandığı fevkalade güzel bir eser!

Kitleler farklı

Burada hangi kütleyi gerçekten ölçtüğümüzü anlamak için bir kazı yapmak gerekiyor. Modern kavramlara göre, iki tür kütle – parçacıkları henüz bulunamamış olan ve doğası hakkında sadece spekülasyon yapabileceğimiz, ve protonlar ve nötronlar da dahil olmak üzere her zamanki baryon kütlesi olan iki tür kütle vardır. Baryonik maddenin çeşitli bileşenlerinin bileşimi ve yüzdesi ayrı ve karmaşık bir konudur, ancak Schulle, Smith ve Danforth 2012'nin makalesi,% 50'ye kadar izin verilen hatalara rağmen genel olarak bilimsel topluluk tarafından kabul edilen aşağıdaki oranı vermektedir:

  • Baryon kütlesinin% 57'si sıcak plazmadır ve sıcak-sıcak intergalaktik ortam (sıcak-sıcak intergalaktik ortam) denir. Bu madde, galaksilerle yerçekimsel olarak ilişkili değildir ve büyük olasılıkla, bunların hiçbir zaman bir parçası olmamıştır ve yoğunlaşmak için çok sıcaktır ve kendi kendine çekim eylemi altında yıldızları oluşturmaya başlar.
  • % 5, gökada kümeleriyle yerçekimsel olarak ilişkili olan, ama aynı zamanda herhangi bir gökada ait olmayan, çok nadir görülen bir konudur.
  • % 7, bazı galaksilerle yerçekimsel olarak ilişkili olan bir gazdır (moleküler gaz dahil). Bu yeni yıldızlar için bir yapı malzemesi veya bir süpernova patlamasıyla derinliklerinden atılan bir maddedir.
  • % 0,1 tozdur. Çok küçük gözüküyor, ama Evrenin maddesinin en “zararlı” kısmı gibi görünüyor: gökadaların birçok detayını gizleyerek ve renkleri çarpıtarak, astronomlarla, ne yaparlarsa yapsınlar (tozun kendisi üzerinde çalışmadıkça). Tozun etkisi evrenseldir – tozlu bir yolda sürerken daha kötü gördüğümüz üzere teleskoplar “işkence” edilir. Tozun etkilerinin üstesinden gelmek için bilim adamları kızılötesi teleskoplar geliştiriyorlar, ancak bunun hakkında biraz sonra konuşacağız.
  • % 0,01, galaksilerdeki tüm süper kütleli kara deliklerin kütlesidir.
  • % 6 yıldız. Bu tam olarak Simon Lilly'nin ölçülen ağırlığıdır. Sadece% 6, ama bu bizim için en önemli ilgi. Gerçekten de, tanıma göre, bir galaksi yıldızların yerçekimine bağlı bir sistemidir!

Dikkatli okuyucu tüm yüzdeleri toplarsanız bir şeylerin gözden kaçırılacağını fark edeceksiniz. Ve biz gezegenler, kuyruklu yıldızlar ve astroidlerden bahsetmiyoruz – toplam kütleleri toplam baryonik kütlenin binde biri. Bu kütle, arka plan radyasyonunun homojenliğini incelemek için birkaç uzay görevinin (örneğin, WMAP ve Planck) sonuçlarıyla ölçüldü.CMB radyasyonunun yüksek doğruluk derecesiyle gerçekten homojen olduğu, yani Evrende korunan Big Bang'ın “damgası” olduğu gösterilmiştir. Harita üzerinde görülebilen küçük homojensizlikler, Syunyaev-Zeldovich etkisinin bir sonucudur, burada çok sayıda baryonsa sahip bölgeler, genel arka planın biraz üstünde ısınmıştır.

Bu homojensizliklerin yanı sıra, Büyük Patlama'dan hemen sonra maddenin birincil oluşum teorilerinin getirdiği sınırlamalar, bilim adamlarına evrendeki bütün baryonik kütle hakkında bir fikir verdi. Ve kitlenin yaklaşık% 25'inin hâlâ bilinmeyen bir biçimde var olduğu ortaya çıktı (bir kez daha bariz bir kütleden bahsediyoruz, karanlık madde hakkında değil). Bilim adamları dedikleri gibi, “eksik baryon kütlesi” (eksik baryon problemi), son zamanlarda X-ışını teleskoplarını kullanarak keşfedildi ve galaksiler çifti arasında bir tür galaktik dambıl oluşturan bir sıcak plazma sarısıydı. Futbol: Galaktik ölçeklerde GR'nin doğrulanması ve eksik baryon maddesi, "Elements", 07/02/2018 ve A. de Graaff ve ark., 2017.Sunyaev-Zel'dovich etkisi ile ortaya kozmik webde eksik baryons).

Dolayısıyla, galaksiler kütlesi hakkında konuşmaya devam ettiğimizde, yıldız kütlesini, yani tüm yıldızların içinde yer alan galaksiyi, yani güneş kütlelerinde (örneğin Samanyolu'nun yıldız kütlesi) ifade edeceğimizi kabul etmek gerekir. yaklaşık 60 milyar güneş ve Andromeda gökadaları -103 milyar güneş enerjisi).

Galaksilerin kütlesinin belirlenmesi

Şimdi ihtiyacımız olan kütleyi biliyoruz, onu belirlemeye çalışalım. Galaksilerden bize gelen tek bilgi hafif. Işığın kütleye çevrilmesi, içinde pek çok incelik bulunan önemsiz bir görevdir. Bir yıldızdan gelen ışıkla başlayalım. Ünlü Hertzsprung-Russell diyagramı, her bir yıldız için renk-parlaklık grafiğinde (neredeyse) benzersiz bir pozisyon bulmamızı sağlar ki bu da bir kütle-sıcaklık ilişkisi olarak yorumlanabilir. Böylece, bir yıldızın rengini belirledikten sonra, kütlesini, sıcaklığını ve birçok durumda yaşı belirsiz bir şekilde bulabilir. Şek. 3, yatay eksen olağandışı birimlerde yıldızın rengini gösterir. B – V, maviyi geçen B filtresinde ve yeşil, sarı ve turuncudan geçen V filtresinde elde edilen yıldızın yıldız büyüklüğü farkıdır.Her iki filtrede de eşit derecede parlak bir yıldız (ve grafikte görüldüğü gibi, Güneş'ten yüz kat daha parlak) bu eksendeki sıfıra eşittir ve pozitif bölgedeki eksen boyunca daha uzak olan yıldızdır – o daha kırmızıdır. Eğer gökbilimciler, B – V = 0 olan bir nesne kümesini bulurlarsa ve parlaklık güneş ışığını tahmin ettikleri gibi yüz kere değil, yüz bin aşarsa, her biri Güneş'ten daha parlak, sadece bin yıldızın olduğu çok genç bir kümelenme olacaktır. 100 kere.

Şek. 3. Hertzsprung – Russell diyagramı. Ru.wikipedia.org dan görüntü

Galaksilerle, her şey daha karmaşıktır. Birincisi, herhangi bir galakside, yeni doğuştan yaşlıya, bir süpernova olarak parlamaya hazır olan farklı kitlelerin, parlaklıkların ve yaşların yıldızları vardır. Ve teleskoptaki gökadaların çoğu çözülmez – mavi, sarı ve kırmızı ve genel olarak bütün yıldızlar bir noktaya birleşir. Ve iki sarı yıldız bir mavi ve bir kırmızıyla aynı rengi verebilir.

İkincisi, diyagramın bazı kısımlarında bir dejenerasyon vardır – aynı renk (örneğin, B – V = 1.3), Güneş'in 10 kat daha sönük (ve dolayısıyla daha hafif) bir yıldızda ve bir yıldızda olabilir. Bu, 100 kat daha parlak, yani çok daha büyük. Yani galaksi kırmızı olabilir çünküyıldızların çoğunun düşük kütleli kırmızı cüceler olduğunu ve belki de hayatlarının son evresinde çok sayıda kısa ömürlü büyük yıldızların (Güneş'ten yüzlerce kez daha ağır) olduğu için. Genel olarak, burada bir renk çıkmayacaktır.

Dejenerasyonu renk ile gidermek için, hangi yıldızların kırmızı rengi verdiğini gösteren başka bir parametre bulmanız gerekir. Ve bu sadece kızılötesi radyasyon (ki, kızılötesi teleskoplar tarafından kaydediliyor!). Bu, astronomların yolunda hala çok fazla olmasına rağmen, aynı zamanda bu duruma biraz yardımcı olmasına rağmen, sıcak tozdan geliyor: galakside yıldız oluşumunun bir işareti olarak hareket ediyor.

Bu mantıklı bir zincir ortaya çıkıyor. Gökadada çok fazla sıcak toz varsa, çok fazla hidrojen var (birlikte yürüyorlar) ve bu tozun aktif olarak ısındığı bir şey var demektir. Hidrojen, ateşleme sırasında sadece onları çevreleyen hidrojen tozu bulutlarını ısındıran yıldızlara yönelik bir yapı malzemesidir. Gelişmekte olan yeni yıldızların tüm olası kütleleri ve büyüklükleri vardır, ancak tozu özellikle aktif olarak ısıtacak en büyük ve parlak olanlarıdır. Fakat bu tür yıldızlar en azından yaşarlar, yani yakın zamanda ve galakside göründükleri anlamına gelir, büyük ihtimalle hala yeni yıldızlar vardır – yani, içinde aktif bir yıldız oluşumu vardır.

Gökadadan gelen kızılötesi radyasyon zayıfsa, uzun zamandır orada yıldız oluşumu olmadığı ve tüm kırmızı devlerin eskimediği ve galaksinin tüm kırmızı renginin yalnızca düşük kütleli kırmızı cücelerden geldiği anlamına gelir.

IR teleskoplarının kullanımı, 20. yüzyılın son on yılından bu yana gerçekten büyük ölçüde astrofiziğe sahiptir. Bu aynı zamanda, elektromanyetik spektrumdaki son pencerelerden birini kapatarak, radyo bandını optik olanla ilişkilendirmelerini sağlayan bilim adamlarına erişemediğinden de. Yıldızların renginin dejenerasyonunu ortadan kaldırmanın yanı sıra, kara deliklerin yakınındaki alandan yayılan aktif galaktik nükleer radyasyon ışığında, yıldızlarla yapılan galaksilerin (Evrende yıldız oluşumunun tarihini incelemek için faydalı) toplam radyasyonuna olan katkının, bazen taklit edilebilecek şekilde ayrılmasına yardımcı oldu. galaksi.

Dolayısıyla, bir gökadanın kütlesini ölçmenin ilk adımı, birkaç farklı filtrede parlaklığını ölçmektir ve bunların bir kısmının IR aralığını geçmesi arzu edilir. Bundan sonra, spektral enerji dağılımı (spektral enerji dağılımı, SED) oluşturabilir – aynı zamanda spektrumun sürekli bir çizgisi yerine, “yoksullar için spektrum” olarak da adlandırılır.Tek bir nesnenin uzun süreli gözlemi ile elde edilebilen, sadece galaksinin özellikleri hakkında bize sadece bir kaç şey vereceğiz.

Bir sonraki aşamaya SED uydurma denir (“şablon spektrumlarının numaralandırılması” olarak tercüme edilebilir) – galaksinin ortaya çıkan gerçek enerji dağılımı, bir çok model kullanılarak elde edilen bir dizi sentetik spektrum, galaksilerin evrimi ve gerçek gözlemler ile karşılaştırılmıştır.

Bilim adamlarını sınırlayan önemli bir faktör, son sonuçların girişte belirlediğimiz modellere mutlak bağımlılığıdır. Herhangi bir galaksi, önceki yaşamının tamamını simüle etmek için çok karmaşıktır, bu nedenle basitleştirilmiş modeller, hesaplamanın tüm aşamalarında ikame edilir. Örneğin, yıldız oluşumunun tarihi ile ilgili çalışmalarda, genellikle hesaplamalarda, gökadadaki tüm yıldızların aynı anda ortaya çıktığı veya tam tersine, yıldız oluşumunun galaksinin ömrü boyunca aynı oranda ilerlediği veya üstel gibi biraz daha karmaşık bir ilişki olduğu varsayılmaktadır. Zamanla yıldız oluşum hızında azalma.

Gerçekte, kuşkusuz, herhangi bir galaksinin, herhangi düzgün bir fonksiyona uyacak şekilde ayarlanamayan çok daha karmaşık bir yıldız oluşumu geçmişi vardır. Diğer parametreler ile aynı: yıldızların kütleye göre ilk dağılımı (başlangıç ​​kütle fonksiyonu); Yeni bir yıldızın daha sonra ortaya çıkacağı bir soğuk hidrojen bulutunun sıkıştırma oranını etkilemek de dahil olmak üzere metaliklik; Radyasyonun bir kısmını emen ve gökadanın görünen rengini bozan toz miktarı. Tüm bu parametreler ya bize en yakın gökadalar temelinde belirlenir ve büyük mesafelerde olup bitenlere uymayabilir ya da genel kavramlara dayanarak kuramsal olarak türetilir.

SED uydurma yönteminin temelinde bile – galaksi spektrumunu oluşturan bireysel yıldızların sentetik spektrumları seti – periyodik olarak rafine edilir. Son zamanlarda dergide Kraliyet Astronomi Topluluğunun Aylık Bildirimleri İngiltere ve Yeni Zelanda'dan astrofizikçiler tarafından yayınlanan bir makale yayınlandı ve bu da daha kesin teorik spektrumların kullanılması sonucunda bazı galaksilerin ve kümelerin yaşını revize etti. Makale, özellikle, hakkında gidermevcut tüm programlar, yıldızların evrimini bağımsız nesneler olarak hesaplarken, galaksilerdeki yıldızların yaklaşık yarısı yerçekimsel olarak eşleşmiş sistemlerde ve bunların bir kısmı da madde değiştiriyor. Bir yıldıza düşen bir madde, onu muazzam ve gençleştirir, çünkü olduğu gibi: bir termonükleer reaksiyonu sürdürmek için daha fazla maddeye sahiptir. Bu çalışma bir kez daha, yıldız oluşumu alanında yeni ve daha doğru çözümler için aktif bir araştırmanın devam ettiğini göstermektedir.

Büyük Patlamadan Kozmik Midday'a

Modern modelleri ve yeni teleskopları kullanarak, Simon Lilly takipçileri ile – Piero Madau, Mark Dickinson, Simon Driver, Leonidas Moustakas ve diğer astrofizikçiler – son 20 yılda sadece yedi puanla orijinal programı önemli ölçüde geliştirdi ve şimdi buna benziyor Şek. 4.

Şek. 4. Solda: Evrende yıldız oluşum hızının modern grafiği (kübik megaparsek'te yıllık yeni yıldız sayısının ondalık logaritmalarında). Sağ: ortalama yıldız kütle yoğunluğunda değişim. Farklı renkler Farklı bilimsel gruplardan farklı verilere karşılık gelir.Baktığımız Evrenin geçmişine daha derinden bakarsak (yani, grafikteki kırmızıya kayma ne kadar büyük olursa), daha az veri ve verinin yayılımı artar. P. Madau'dan Grafikler, Dickinson, 2014. Kozmik Yıldız Oluşum Tarihi

Bu grafikler birçok bilimsel grubun kemiklerine göre sökülmekte ve hala rafine edilmekte, tartışılmakta ve anlaşılmaktadır, ancak bunların içinde en önemli iki nokta vardır.

1. Evrenin yıldız kütlesi, gözlemlemek için bize sürekli olarak sahip olduğumuz her zaman sürekli olarak büyümektedir: astrofizikçiler zaman içinde yıldız kütlesini yitirecek olan tek bir gökada (gaz kütlesinin ya da toz kütlesinin aksine, rezervleri zamanla kurumaya devam edecektir) bilmezler.

2. Evrenin tarihinde, "kozmik bir öğleden sonra" vardı – galaksilerin kitlelerinin özellikle hızlı büyüdüğü azami yıldız oluşum hızının zamanı. Yaklaşık 11 milyar yıl önce başladı ve yaklaşık iki milyar yıl sürdü. Evren hakkındaki tüm bilgimiz, bir daha asla böyle bir yıldız oluşumunun olmayacağını söyler.

Bu grafiklerle başka neler yapılabilir? Örneğin, gökadaları renge göre iki gruba ayırmak için: mavi, yani, daha parlak, genellikle aktif yıldız oluşumunun meydana geldiği sarmal gökadalar ve kırmızı, "kırmızı ve ölü" denildiğinde, neredeyse hiç yeni yıldızın ortaya çıkmadığı eski eliptik gökadalardır. .Astronomide renk, zaten öğrendiğimiz gibi, iki filtre arasındaki parlaklık farkıdır. 2003 yılında Eric Bell ve meslektaşları zamanla bu iki grubun kitlelerinin evrimini araştırdılar ve görünüşte çelişkili sonuçlar elde ettiler: düzinelerce yeni yıldızın doğduğu ortalama galaksiler yoğunluğu aynı kalırken, eski eliptik yoğunluğu aynıydı. Yeni yıldızların ortaya çıkmadığı galaksiler, sadece büyüdü (EF Bell ve diğ., 2003. Gökadaların Optik ve Yakın Kızılötesi Özellikleri. I. Parlaklık ve Stellar Kütle Fonksiyonları).

Görünüşteki çelişki, galaksilerin evriminin sadece yıldız kütlesindeki bir artış olmadığını dikkate alırsak kaldırılabilir. Galaksideki gaz rezervleri sona erdiğinde, yıldız oluşumu durur, en parlak mavi yıldızlar birkaç milyon yıl boyunca söner ve sadece uzun ömürlü kırmızı yıldızlar kalır. Başka bir galaksi yakınlarda uçtuysa veya çarpıştıysa, gaz karışmasına neden olur ve yeni bir yıldız oluşum dalgasını başlatır, ama aynı zamanda sarmal kolları yok eder ve galaksiyi daha homojen hale getirir. En nihayetinde galakside artık soğuk hidrojen, sarmal kollar ya da onu besleyebilecek yakın cüce gökadalar yoktur – rengini değiştirir ve kırmızı eliptik bir gökadaya dönüşür.

Bu tam olarak pirinç gösterilmektedir. 5, bu iki grupta galaksilerin evrimi çalışmalarının son sonuçları sunuldu. Galaksiler ağırlığa göre dört kategoriye ayrılır. “Ölü” gökadaların yoğunluğunun nasıl arttığı görülebilir (grafiklerdeki zaman sağdan sola doğru akar), yıldız oluşturan galaksilerin yoğunluğu değişmeden kalsa da azalır.

Şek. 5. Gökadaların yoğunluğundaki değişim bizden nispeten kısa mesafelerde. Kütle, galaksinin kütle oranının Güneş kütlesine ondalık logaritması biriminde verilir (örneğin, ilk alt grup, kütlenin 10 gökadalarına karşılık gelir)9,5-1010 Güneş). Siyah noktalar tüm galaksilerin ortalama yoğunluğunu, mavi – genç yıldız oluşturucu galaksiler, kırmızı – kübik megaparlar başına ondalık logaritma birimlerinde ölçülen sessiz “ölü” gökadalar (örneğin, −3 değeri, ortalama bin bin galaksinin bir kübik megapareciye düştüğü anlamına gelir). Madde J. Moustakas, 2013'ten Grafik. PRIMUS: Stellar Kütle Fonksiyonu Üzerindeki Z = 0-1

Lilly'nin makalesinin yayınlanmasından bu yana geçen 22 yıl boyunca, bir düzineden fazla bilimsel grup, evrenin yıldız kütlesinin ortalama yoğunluğunu arttırmak için parametreleri açıklığa kavuşturmak için çalışmalarını yürütmüştür.Bazıları, yüz binlerce galaksinin düştüğü kapsamlı gökyüzü araştırmaları (Sloan dijital anketi gibi) kullandı, ancak bu miktarın kalite ile ödemesi gerekiyordu: yalnızca en yakın veya en parlak gökadalar bu tür değerlendirmeleri görüyor. Diğer kısım ise, toplam gökyüzü alanının yalnızca yirmi altı millinasını işgal eden, ancak Hubble teleskopunun on binden fazla gökada gördüğü ünlü Hubble Ultra Derin Saha gibi, derin gök araştırmalarına erişebiliyordu (Şekil 6).

Şek. 6. Hubble Ultra Deep Field – binlerce galaksiyi tasvir eden, sadece 2.4 açısal dakikasının (Ay'ın açısal büyüklüğünün onda biri kadar) bir tarafı ile gökyüzünün bir bölümü. Bu alanın sürekli gözlem süresi 11 gündür, ancak teknolojik sınırlamalar nedeniyle, bu görüntünün nihayet elde edildiği görüntüler birkaç ay içinde alınmıştır. Ru.wikipedia.org'dan fotoğraf

Gökyüzünde bu kadar iyi çalışılmış çok az alan var (ve bunlar, göksel alanın toplam alanının küçük bir kısmını oluşturuyorlar), ancak sadece bu tür derin incelemeler genç Evren'in gökadaları hakkında bilgi verebilir. Şek. 4, kırmızıya kaymalarda yıldız yoğunluğunu gösterir daha fazla z ~ 1, bu bölümlerin yardımı ile kesin olarak elde edilmiştir. Ayrıca, gökadalar hakkındaki elde edilen veriler, tüm göksel tonoz ile analiz edilir ve tahmin edilir. Bu, galaksilerin dağılımının tekdüze olmadığını düşünürsek büyük hatalara yol açabilir: kimse gökyüzünün rastgele seçilen bir parçasının içerdiğini garanti edemez. ortalama Tüm kızakların tüm gökadalarındaki gökada sayısı. Bu nedenle, dünyanın dört bir yanından gelen astrofizikçiler, yeni jenerasyon aletlerin (teleskoplar "James Webb", WFIRST, LSST) piyasaya sürülmesini beklemekte ve aynı zamanda Pan-STARRS teleskobunun geniş bir görüş açısını iyi bir hassasiyetle birleştiren yeni mevcut yeteneklerini aktif olarak kullanmaktadır.

Marat Musin


Like this post? Please share to your friends:
Bir cevap yazın

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