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Laut Wikipedia-Artikel Elliptische Galaxie haben elliptische Galaxien ein spärliches interstellares Medium. Ich weiß, dass wahrscheinlich manchmal zwei Spiralgalaxien kollidieren und sich dann exponentiell dem Zustand einer elliptischen Galaxie nähern. Für eine Spiralgalaxie, die niemals kollidieren wird, denn wenn sie nicht kollidiert ist, bevor alle anderen Galaxien ihren kosmischen Horizont überschritten haben, frage ich mich, ob ihr interstellares Medium langsam dünner wird, bis es so dünn ist, dass Sterne nicht mehr auf die Ebene von die Galaxie durch Reibung und sobald einige von ihnen beginnen, sich leicht außerhalb der Ebene zu bewegen, bringen sie ihr Gravitationsfeld mit sich, wodurch Sterne weiter außerhalb der Ebene wandern und dann, wenn sie breit genug ist, wird das interstellare Medium noch schneller von Sternen verzehrt werden, die sich in zufällige Richtungen bewegen.
Erstens sind Sterne nicht durch Reibung mit dem interstellaren Medium auf die Ebene der Scheibe einer Spiralgalaxie beschränkt. Sterne sind sehr massereiche Objekte und das interstellare Medium ist extrem dünn (vergleichbar mit den besten Laborvakuums auf der Erde), sodass praktisch keine Reibung im Spiel ist. (Und wenn ja, würde dies dazu führen, dass sich Sterne in das Zentrum der Galaxie drehen.) Kollisionen zwischen Gaswolken neigen dazu, die Gas auf eine dünne Scheibe beschränkt.
In der Praxis verwandelt sich eine isolierte Spiralgalaxie allmählich in eine linsenförmige (auch bekannt als S0)-Galaxie, nicht in eine elliptische. Wenn es sein Gas bei der Bildung von Sternen verbraucht, wird die Sternentstehung dann allmählich aufhören, und die sichtbaren Spiralarme werden schwächer und verblassen; Sie werden mit einer glatten Sternenscheibe zurückbleiben. (Dieser Prozess kann in Galaxienhaufen schneller ablaufen, wo die Hochgeschwindigkeitsbewegung einer Spirale durch das heiße Hochdruckgas des Haufens das Gas schnell austreibt und nur die Sterne zurückbleiben.)
Sterne in Spiralgalaxienscheiben tun neigen dazu, ihre vertikalen Bewegungen aufgrund der Gravitationseffekte kleiner Verschmelzungen, Spiralarme und massiver Molekülwolken im Laufe der Zeit etwas zu verstärken (nicht wegen Reibung, sondern weil die Schwerkraft der Molekülwolke die Bahnen der nahen Sterne ein wenig verschiebt). Ironischerweise bedeutet dies, dass die Ausdünnung des interstellaren Mediums wahrscheinlich schwächen die Tendenz von Sternen, ihre vertikalen Bewegungen zu verstärken, weil es keine Molekülwolken mehr geben wird, die die Sternbahnen stören.
Bei ausreichender Zeit neigen enge Begegnungen zwischen Sternpaaren dazu, ihre Umlaufbahnen zufällig zu bestimmen, und die linsenförmige Galaxie werden sich schließlich zu etwas mehr wie einer elliptischen Galaxie entwickeln. Da jedoch die durchschnittlichen Entfernungen zwischen den Sternen so groß sind, ist die Häufigkeit von Nahbegegnungen sehr gering und der gesamte Prozess dauert will Billionen von Jahren.
Samen von Riesengalaxien, die im frühen Universum gebildet wurden
Moderne Galaxien weisen eine große Vielfalt auf, darunter Zwerggalaxien, irreguläre Galaxien, Spiralgalaxien und massereiche elliptische Galaxien. Dieser letzte Typ, massereiche elliptische Galaxien, stellt Astronomen vor ein Rätsel. Obwohl sie die massereichsten Galaxien mit den meisten Sternen sind, sind fast alle ihre Sterne alt. Irgendwann in der Vergangenheit müssen die Vorläufer massereicher elliptischer Galaxien schnell viele Sterne gebildet und dann aus irgendeinem Grund aufgehört haben.
Glücklicherweise bietet die endliche Lichtgeschwindigkeit Wissenschaftlern die Möglichkeit, die Uhr zurückzudrehen und das frühe Universum zu betrachten. Wenn sich eine Galaxie 12 Milliarden Lichtjahre entfernt befindet, muss das Licht dieser Galaxie 12 Milliarden Jahre gereist sein, bevor es die Erde erreicht hat. Das bedeutet, dass das Licht, das wir heute beobachten, die Galaxie vor 12 Milliarden Jahren verlassen haben muss. Mit anderen Worten, das Licht ist das Abbild dessen, wie die Galaxie vor 12 Milliarden Jahren aussah. Durch die Beobachtung von Galaxien in verschiedenen Entfernungen von der Erde können Astronomen die Geschichte des Universums rekonstruieren.
Ein internationales Team, dem Forscher des National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ), der Universität Tokio und der Universität Kopenhagen angehören, nutzte Daten des NAOJ-Subaru-Teleskops und anderer Teleskope, um nach 12 Milliarden Lichtjahren entfernten Galaxien zu suchen. In dieser Probe identifizierten sie massereiche Ruhegalaxien, also massereiche Galaxien ohne aktive Sternentstehung, als wahrscheinliche Vorläufer moderner elliptischer Riesengalaxien. Überraschend ist, dass es schon sehr früh reife Riesengalaxien gab, als das Universum noch etwa so groß war
Abbildung 2: Die Beziehung zwischen Masse (x-Achse) und Größe (y-Achse) wurde unter der Annahme abgeleitet, dass die massereichsten Galaxien jeder Epoche die Vorfahren der modernen massereichsten elliptischen Riesengalaxien (rot) sind. Graue durchgezogene und gestrichelte Kurven zeigen die Größenentwicklung, die durch viele kleinere bzw. große Fusionen getrieben wird. Bildnachweis: NAOJ Das Team nutzte dann das Subaru-Teleskop, um hochauflösende Folgebeobachtungen im nahen Infrarot für die 5 hellsten massereichen ruhenden Galaxien durchzuführen, die sich 12 Milliarden Lichtjahre entfernt befinden.
Die Ergebnisse zeigen, dass die massereichen Ruhegalaxien zwar kompakt sind (nur etwa 2% der Größe der Milchstraße), aber fast so schwer sind wie moderne Galaxien. Das bedeutet, dass sie sich um das 100-fache aufblähen müssen, um zu modernen elliptischen Riesengalaxien zu werden, aber nur um das 5-fache an Masse zunehmen. Beim Vergleich der Beobachtungen mit Spielzeugmodellen zeigte das Team, dass dies möglich wäre, wenn das Wachstum nicht durch große Verschmelzungen, bei denen zwei ähnliche Galaxien zu einer größeren verschmelzen, sondern durch kleinere Verschmelzungen, bei denen eine große Galaxie kleinere kannibalisiert, vorangetrieben würde.
„Wir sind sehr gespannt auf die Auswirkungen unserer Ergebnisse“, erklärt die korrespondierende Autorin Mariko Kubo, Postdoktorandin am NAOJ. „Aber wir sind jetzt an der Auflösungsgrenze bestehender Teleskope. Die überlegene räumliche Auflösung des derzeit in Entwicklung befindlichen Dreißig-Meter-Teleskops wird es uns ermöglichen, die Morphologien entfernter Galaxien genauer zu studieren. Für weiter entfernte Galaxien jenseits von 12 Milliarden Lichtjahren werden wir brauchen das James-Webb-Weltraumteleskop der nächsten Generation."
Galaxienbildung:
Der aktuelle wissenschaftliche Konsens ist, dass die gesamte Materie im Universum vor ungefähr 13,8 Milliarden Jahren während eines Ereignisses namens Urknall entstand. Zu dieser Zeit war die gesamte Materie zu einer sehr kleinen Kugel mit unendlicher Dichte und intensiver Hitze, die als Singularität bezeichnet wird, verdichtet. Plötzlich begann sich die Singularität auszudehnen und das Universum, wie wir es kennen, begann.
Nach rascher Expansion und Abkühlung war die gesamte Materie fast gleichförmig verteilt. Im Laufe der folgenden mehreren Milliarden Jahre begannen sich die etwas dichteren Regionen des Universums gravitativ anzuziehen. Daher wurden sie noch dichter und bildeten Gaswolken und große Materieklumpen.
Diese Klumpen wurden zu Urgalaxien, als die Wasserstoffwolken in den Protogalaxien einem Gravitationskollaps unterzogen wurden, um die ersten Sterne zu werden. Einige dieser frühen Objekte waren klein und wurden zu winzigen Zwerggalaxien, während andere viel größer waren und die vertrauten Spiralformen wie unsere eigene Milchstraße erhielten.
Astronomen-Modell, bestimmen, wie sich Scheibengalaxien so reibungslos entwickeln
Diese Abbildung zeigt, wie zwei Beispielsternbahnen von nahezu kreisförmigen Bahnen durch die Schwerkraft massereicher Klumpen innerhalb von Galaxien gestreut werden. Forscher haben herausgefunden, dass Millionen von Orbitaländerungen, wie die hier gezeigten, das Gesamtlichtprofil von Galaxienscheiben glätten. Der blaue Stern ist mehrfach verstreut. Der orangefarbene Stern wird von der Schwerkraft eines Klumpens eingefangen und bewegt sich um ihn herum. Im Hintergrund ist eine typische, relativ glatte Spiralgalaxie (UGC 12224) zu sehen. Größere Abbildung. Illustration von Jian Wu. Galaxiebild aus der Sloan Digital Sky Survey.
AMES, Iowa &ndash Computersimulationen zeigen Astrophysikern, wie massive Gasklumpen innerhalb von Galaxien einige Sterne aus ihren Umlaufbahnen streuen und schließlich das sanfte, exponentielle Nachlassen der Helligkeit vieler Galaxienscheiben erzeugen.
Forscher der Iowa State University, der University of Wisconsin-Madison und IBM Research haben vor fast 10 Jahren mit fortgeschrittenen Studien begonnen. Sie konzentrierten sich ursprünglich darauf, wie massive Klumpen in jungen Galaxien die Sternenbahnen beeinflussen und Galaxienscheiben mit hellen Zentren erzeugen, die zu dunklen Rändern verblassen.
(Wie Curtis Struck, ein Professor für Physik und Astronomie im Bundesstaat Iowa, 2013 in einer Forschungszusammenfassung schrieb: &bdquoIn Galaxienscheiben, den Narben einer rauen Kindheit und jugendlichen Schönheitsfehlern, die sich mit der Zeit alle glätten.&rdquo)
Jetzt hat die Gruppe eine neue Veröffentlichung mitverfasst, in der es heißt, dass ihre Ideen zur Bildung exponentieller Scheiben nicht nur auf junge Galaxien zutreffen. Es ist auch ein Prozess, der in allen Arten von Galaxien robust und universell ist. Die Exponentialscheiben sind schließlich in Spiralgalaxien, elliptischen Zwerggalaxien und einigen irregulären Galaxien üblich.
Wie können sich Astrophysiker das erklären?
Durch die Verwendung realistischer Modelle zur Verfolgung der Sternstreuung in Galaxien „Wir glauben, ein viel tieferes Verständnis der physikalischen Prozesse zu haben, die dieses fast 50 Jahre alte Schlüsselproblem lösen“, sagte Struck.
Gravitationsimpulse von massiven Klumpen verändern die Umlaufbahnen von Sternen, fanden die Forscher heraus. Als Ergebnis ändert sich die Gesamtsternverteilung der Scheibe, und das exponentielle Helligkeitsprofil spiegelt diese neue Sternverteilung wider.
Die Ergebnisse der Astrophysiker werden in einem gerade online veröffentlichten Artikel der Monthly Notices of the Royal Astronomical Society veröffentlicht. Co-Autoren sind Struck Jian Wu, eine Doktorandin in Physik und Astronomie im Bundesstaat Iowa, Elena D&rsquoOnghia, eine außerordentliche Professorin für Astronomie in Wisconsin, und Bruce Elmegreen, ein Forscher am IBM&rsquos Thomas J. Watson Research Center in Yorktown Heights, New York.
Sterne werden gestreut, Scheiben geglättet
Die neueste Computermodellierung unter der Leitung von Wu &ndash ist ein Schlussstein für die jahrelangen Modellverbesserungen, sagte Struck. Frühere Modelle behandelten die Gravitationskräfte von Galaxienkomponenten genauer, und die Forscher untersuchten weniger Fälle.
Die neuesten Modelle zeigen, wie Sternhaufen und Klumpen interstellarer Gase innerhalb von Galaxien die Umlaufbahnen naher Sterne verändern können. Einige sternenstreuende Ereignisse verändern die Sternenbahnen erheblich und fangen sogar einige Sterne in Schleifen um massive Klumpen ein, bevor sie in den allgemeinen Fluss einer Galaxienscheibe entkommen können. Viele andere Streuereignisse sind weniger stark, da weniger Sterne gestreut werden und die Umlaufbahnen kreisförmiger bleiben.
&bdquoDie Art der Streuung ist weitaus komplexer, als wir bisher verstanden haben&bdquo Struck. &bdquoTrotz all dieser Komplexität auf kleinen Maßstäben mittelt es sich immer noch zu einer glatten Lichtverteilung auf großen Maßstäben.&rdquo
Die Modelle sagen auch etwas über die Zeit aus, die es braucht, bis sich diese exponentiellen Galaxienscheiben bilden, so das Papier der Forscher. Die Art der Klumpen und die Anfangsdichten der Scheiben beeinflussen die Geschwindigkeit der Entwicklung, aber nicht die endgültige Glätte der Helligkeit.
Geschwindigkeit ist in diesem Fall ein relativer Begriff, da die Zeitskalen für diese Prozesse Milliarden von Jahren betragen.
In all diesen Jahren und sogar bei Modellgalaxien, bei denen Sterne anfänglich auf verschiedene Weise verteilt sind, zeigen die Modelle laut Wu die Allgegenwart des Prozesses der Sternenstreuung bis zum exponentiellen Falloff.
&bdquoDie stellare Streuung ist sehr allgemein und universell&rdquo, sagte er. &bdquoEs funktioniert, um die Bildung von Exponentialscheiben in so vielen Fällen zu erklären.&rdquo
Wie sich Sternentstehungsgalaxien zu „roten und toten“ elliptischen Galaxien entwickeln
Astronomen, die das teilweise fertiggestellte ALMA-Observatorium nutzen, haben überzeugende Beweise dafür gefunden, wie sich sternbildende Galaxien zu "roten und toten" elliptischen Galaxien entwickeln und eine große Gruppe von Galaxien mitten in dieser Veränderung einfangen.
Seit Jahren entwickeln Astronomen ein Bild der Galaxienentwicklung, in dem Verschmelzungen zwischen Spiralgalaxien erklären könnten, warum nahe große elliptische Galaxien so wenige junge Sterne haben. Das theoretische Bild ist chaotisch und gewalttätig: Die verschmelzenden Galaxien schlagen Gas und Staub zu Klumpen schneller Sternentstehung, sogenannte Starbursts, und hinunter in den Rachen des supermassiven Schwarzen Lochs, das im Kern der Verschmelzung wächst. Während sich immer mehr Materie auf das Schwarze Loch hievt, brechen mächtige Jets aus, und die Region um das Schwarze Loch erstrahlt wie ein Quasar. Die aus der Verschmelzung ausströmenden Jets pflügen schließlich das potenzielle Sternentstehungsgas der Galaxie aus und beenden die Starbursts.
Bis jetzt hatten Astronomen in dieser kritischen Phase des Jet-Pflügens noch nie genug Verschmelzungen entdeckt, um die Jet-getriebenen Abflüsse definitiv mit der Beendigung der Starburst-Aktivität in Verbindung zu bringen. Während seiner frühen wissenschaftlichen Beobachtungen Ende 2011 war ALMA jedoch das erste Teleskop, das fast zwei Dutzend Galaxien in dieser kurzen Phase der Galaxienentwicklung bestätigte.
Was hat ALMA tatsächlich gesehen? „Trotz der großen Sensibilität von ALMA bei der Erkennung von Starbursts haben wir nichts oder so gut wie nichts gesehen – und genau das hatten wir uns erhofft“, sagte die leitende Ermittlerin Dr. Carol Lonsdale vom North American ALMA Science Center am National Radio Astronomy Observatory (NRAO) in Charlottesville, Virginia. Lonsdale präsentierte die Ergebnisse im Namen eines internationalen Astronomenteams beim Treffen der American Astronomical Society in Austin, Texas.
Für diese Beobachtungen wurde ALMA so eingestellt, dass es nach Staub sucht, der von aktiven Sternentstehungsregionen erwärmt wird. Die Hälfte der zwei Dutzend Galaxien von Lonsdale tauchte jedoch in ALMAs Beobachtungen überhaupt nicht auf, und die andere Hälfte war extrem dunkel, was darauf hindeutet, dass nur sehr wenig von dem verräterischen Staub vorhanden war.
„Die Ergebnisse von ALMA zeigen uns, dass es in diesen jungen, aktiven Galaxien kaum bis gar keine Starburstings gibt. Das Galaxienentwicklungsmodell sagt, dass dies ihren zentralen Schwarzen Löchern zu verdanken ist, deren Jets sie an Sternentstehungsgas verhungern“, Lonsdale sagte. "Als erster Anlauf bestätigte ALMA eine kritische Phase in der Zeitachse der Galaxienentwicklung."
Sobald ihr Sternentstehungsgas weggeblasen ist, können verschmelzende Galaxien keine neuen Sterne mehr bilden. Wenn die letzte Generation massereicher und brillanter, aber kurzlebiger blauer Sterne aussterbt, dominieren die langlebigen, röteren Sterne mit geringerer Masse die Sternenpopulation der Verschmelzung und verleihen der gashungrigen Galaxie im Laufe der Zeit einen insgesamt rötlichen Farbton.
Eine neue Methode zum Auffinden von hungernden Galaxienkandidaten
Um diese Theorie des Gasmangels zu unterstützen, mussten Astronomen sie in vielen verschmelzenden Galaxien mit Hochleistungsjets bei der Arbeit sehen. Der Ort, um genug von ihnen zu beobachten, ist unter den Quasaren, aktiven Galaxien, die in der Vergangenheit des Universums gefunden wurden, mehrere Milliarden Lichtjahre entfernt.
Lonsdale sagte: „Die fehlende Phase musste sich unter Quasaren befinden, die in Infrarot- und Radiowellenlängen hell zu sehen waren – Verschmelzungen, die jung genug sind, um ihre Kerne noch in infrarothellen Staub gewickelt zu haben, aber alt genug, dass ihre Schwarzen Löcher gut ernährt werden und Jets produzieren, die im Radio beobachtbar sind."
Ihre selektive Jagd nach diesen spezifischen Quasaren begann mit der Raumsonde Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) der NASA, die Hunderte von Millionen von Objekten in ihrer Infrarot-Untersuchung des Universums über den ganzen Himmel hat. Lonsdale leitete das Quasar-Vermessungsteam von WISE, das die hellsten und rötesten Objekte auswählte, die dieses Infrarotteleskop kartiert hatte.
Das Team verglich dann seine Auswahl mit der VLA Sky Survey von NRAO von 1,8 Millionen Funkobjekten und wählte die überlappenden Ergebnisse als die am besten geeigneten Ziele für seine Suche nach Starburst-Aktivitäten mit ALMA aus. Durch Beobachtung bei längeren Infrarotwellenlängen als WISE ermöglichte ALMA dem Team von Lonsdale die Unterscheidung zwischen Staub, der durch Starburst-Aktivität erwärmt wurde, und Staub, der durch Material erhitzt wurde, das auf das zentrale Schwarze Loch fällt.
ALMA muss 26 weitere WISE-Quasare untersuchen, bevor Lonsdale und ihr internationales Team ihre Ergebnisse noch in diesem Jahr veröffentlichen. In der Zwischenzeit werden sie und ihr Team diese und über hundert weitere Galaxien mit dem neu aufgerüsteten Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) von NRAO beobachten.
„ALMA hat uns dieses seltene Stadium des Hungers der Galaxien enthüllt, und jetzt wollen wir uns mit dem VLA darauf konzentrieren, die Abflüsse zu beschreiben, die diese Galaxien ihres Brennstoffs beraubt haben“, sagte Lonsdale. "Zusammen werden uns die beiden empfindlichsten Radioteleskop-Arrays der Welt helfen, das Schicksal von Spiralgalaxien wie unserer eigenen Milchstraße wirklich zu verstehen."
Galaktisches Schalenspiel
Da Astronomen vor fast einem Jahrhundert zum ersten Mal die Natur von Galaxien herausgefunden haben, könnte man meinen, dass wir sie inzwischen ziemlich gut verstehen.
Und in den meisten Fällen tun wir das. Aber manchmal werfen sie uns eine Kurve, und hin und wieder sehen wir etwas, von dem wir nicht ganz sicher sind, ob wir es einfach erklären können.
Das obige Bild zeigt eine solche Galaxie: ESO 381-12. Großartig, nicht wahr? Es hat Merkmale einer Spiralgalaxie oder zumindest einer Scheibengalaxie (Spiralen sind Scheiben, aber einige Scheibengalaxien haben keine Spiralen) und einige Merkmale eher einer elliptischen Galaxie. Aber seine offensichtlichsten Merkmale sind die seltsamen Bögen um ihn herum.
Außer sie sind keine Bögen, sie sind Muscheln. Und sie sind riesig, Zehntausende von Lichtjahren groß. Was könnte dazu führen, dass sich so riesige Strukturen bilden?
Die offensichtlichste Antwort wäre eine Kollision mit einer anderen Galaxie. Wenn Galaxien kollidieren, kann ihre gegenseitige Schwerkraft alle möglichen bizarren, verdrehten Formen erzeugen. Sowohl elliptische als auch spiralförmige Galaxien können lange Sternen- und Gasschlangen haben, die von ihnen weggezogen werden (sogenannte „Gezeitenschweife“) oder zu riesigen Ringen geformt werden.
Diese Muscheln sind jedoch mysteriöser. Sie sind nur um Ellipsen herum zu sehen, nicht um Spiralen. Andere Beispiele sind Centaurus A und NGC 3923 (die bis zu 42 separate Schalen haben!). Ungefähr 10 Prozent der Ellipsentrainer haben diese Schalen.
Eine Idee, wie sich diese bilden, wenn ein großer Ellipsentrainer mit einer kleineren Galaxie kollidiert und die Kollision frontal erfolgt (die kleinere Galaxie stürzt direkt durch das Zentrum des Ellipsentrainers). Die Gravitationswechselwirkung kann dazu führen, dass sich Materialwellen komprimieren und nach außen ausbreiten, ähnlich wie Wellen in einem Teich. Dies kann zu Sternentstehungswellen führen, die die Schalen produzieren. Junge Sterne sind in den Muscheln zu sehen, das ist also konsistent. Es ist auch möglich (wenn auch weniger wahrscheinlich), dass mehr außermittige Kollisionen die Sterne von einer kleineren Galaxie entfernen und sie um die größere Galaxie schleudern, wodurch die Schalen entstehen.
Ich habe in den wissenschaftlichen Zeitschriften gestöbert und es scheint einen Konsens darüber zu geben, dass die Frontalkollision im Allgemeinen vor sich geht, obwohl die Details noch ausgearbeitet werden. In einigen Fällen ist die primäre Ursache überhaupt nicht klar. Interessanterweise haben viele, aber nicht alle dieser Galaxien Hinweise darauf, dass sie in ihrer Vergangenheit auch große Kollisionen erlebt haben (weshalb wir keine Spiralen mit Schalen sehen, Spiralarme können solche großen Kollisionen möglicherweise nicht überleben, und das Ergebnis nach einer eon oder zwei ist eine elliptische Galaxie).
Die erste solche Schalengalaxie wurde 1980 entdeckt, und erst vor kurzem sind Detektoren empfindlich genug geworden, um die schwachen Schalen gegen die viel hellere Galaxie zu sehen. Ich vermute, dass wir mit der Analyse weiterer dieser Objekte eine bessere Vorstellung davon bekommen, wie sie sich bilden und entwickeln, aber auch, dass wir Beispiele finden werden, die immer noch ein wenig verwirrend sein werden. Das ist in der Astronomie fast immer der Fall, wenn ein neuer Objekttyp gefunden wird.
Der erste wichtige Schritt besteht darin, sich eine allgemeine Vorstellung davon zu machen, wie sie sich überhaupt bilden. Danach sind die seltsameren Beispiele normalerweise nur das Ergebnis eines anderen Prozesses, der die Grundstruktur modifiziert.
Kurz gesagt, es veranschaulicht eines meiner Lieblingsdinge an der Wissenschaft: wie sie der Wahrheit immer näher kommt. Der erste Schritt mag der größte sein und die allgemeinsten Dinge erklären, und dann sind die nächsten Schritte kleiner, aber machen es immer besser, die Details dessen, was wir sehen, zu erklären. Wir können uns der Wahrheit asymptotisch nähern, und niemals erreichen es in seiner Gesamtheit genau, aber irgendwann ist es nah genug, um zufrieden zu sein, dass wir das bekommen haben.
Spiralgalaxie M33 oder NGC 598
Die Galaxie des Dreiecks, auch unter dem Namen M33 bekannt, ist eine Spiralgalaxie vom Typ Sc, die sich im Sternbild des Dreiecks befindet. Die Galaxie M33 NGC 598 ist die dritte der lokalen Gruppe in aufsteigender Reihenfolge, nach der Milchstraße und Andromeda. Diese Galaxie ist klein im Vergleich zu ihrer Nachbargalaxie Andromeda M31 und unserer Milchstraße, aber im Durchschnitt der Spiralgalaxien des Universums. M33 nähert sich uns mit 182 km/sec nach R. Brent Tully oder mit 179 +/-3 km/sec nach Ned. Es befindet sich in 3 Millionen Jahren Licht. Diese Galaxie wurde wahrscheinlich vor 1654 von Hodierna, einem Anhänger von Galiläa, entdeckt, der sie möglicherweise mit dem geöffneten Haufen NGC 752 gruppiert hat.
Es wurde am 25. August 1764 von Charles Messier unabhängig wiederentdeckt, der es als M33 katalogisierte. Von William Herschel am 11. September 1784 unter dem Namen H V.17 klassifiziert, war die Galaxie des Dreiecks einer der ersten Spiralnebel, die William Parsons als einige identifizierte.
Bild: Die Galaxie M33 oder NGC 598, die dritte Galaxie der Lokalen Gruppe.
Wie man eine Galaxie wachsen lässt
TITEL: Die Carnegie-Irvine-Galaxie-Durchmusterung. IV. Eine Methode zur Bestimmung des durchschnittlichen Massenverhältnisses von Verschmelzungen, die massereiche elliptische Galaxien bildeten
AUTOREN: Song Huang, Luis C. Ho, Chien Y. Peng, Zhao-Yu Li und Aaron J. Barth
ERSTE AUTORENINSTITUTION: Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe, University of Tokyo
STATUS: Zur Veröffentlichung angenommen vom Astrophysical Journal (ApJ)
Stellen Sie sich vor, Sie brauchen eines Tages ein neues Hobby. Dann fällt es dir ein: “Was wäre, wenn ich eine Galaxie machen würde?” Es wäre sicherlich ein langes Projekt, das sicher viel deiner Freizeit in Anspruch nehmen würde. Ressourcen mögen ein Problem sein, aber stellen Sie sich den Neid Ihrer Freunde vor, wenn Sie (zehn Milliarden Jahre später) das fertige Produkt präsentieren können. Ja, das klingt definitiv nach einer guten Idee – versuchen Sie besser herauszufinden, was es beinhalten würde.
Zuerst müssen Sie entscheiden, welche Art von Galaxie Sie erstellen möchten. Galaxien gibt es in allen Formen und Größen, aber im Großen und Ganzen teilen sie sich in zwei Kategorien auf, von denen jede eine Fülle von Namen hat: Auf der einen Seite gibt es Galaxien vom frühen Typ / elliptische Galaxien / Galaxien mit roter Sequenz – sie wie nennen sie es? Sie werden, sie sind ziemlich funktionslos, werden von alten Sternen ohne fortlaufende Sternentstehung bevölkert und sehen rot aus (weil alle heißen, blauen Sterne mit kurzer Lebensdauer entweder explodiert sind oder sich zu roten Riesen entwickelt haben und eine Galaxie voller rote Zwergsterne und rote Riesensterne). Auf der anderen Seite gibt es Galaxien des späten Typs/Spiralgalaxien/blaue Wolkengalaxien. Aufgrund der anhaltenden Sternentstehung enthalten sie junge blaue Sterne, sodass sie insgesamt blauer aussehen als Galaxien vom frühen Typ. Dies sind die Galaxien mit dramatischen Spiralarmen, die in einer dünnen Scheibe angeordnet sind. Sie neigen auch dazu, schneller zu rotieren als Galaxien vom frühen Typ.
Die Namen Early-Type und Late-Type sind etwas irreführend, ein Überbleibsel aus alten Theorien der Galaxienentstehung, die darauf hindeuteten, dass blobby ‘early-type’ Galaxien sich im Laufe der Zeit schließlich zu schönen ordentlichen Scheiben mit Spiralarmen, dh ‘late ., festsetzen -Typ Galaxien’. Leider sind diese alten Theorien, wenn überhaupt, rückwärts gegangen! Es stellt sich heraus, dass Galaxien aufeinanderprallen und sich zu einer zusammengesetzten Galaxie (a Galaxienverschmelzung) ist ziemlich verbreitet. Es ist dieser Prozess, der die geordneten Galaxien des späten Typs in unordentliche elliptische Galaxien des frühen Typs umwandeln kann.
Die Begriffe ‘red-sequence’ und ‘blue-cloud’ sind vielleicht genauer, bedürfen aber einer Erklärung. Dies sind Beobachtungsklassifikationen: Sie messen, wie hell eine Galaxie ist und wie blau / rot sie ist (Farbe hat in der Astronomie eine strenge Definition: Ohne auf Details einzugehen, ist es der Unterschied zwischen wie vielen blauen Photonen und wie vielen roten Photonen Sie zählen, wenn Sie eine Galaxie betrachten) und tragen dann die Helligkeit und die Farbe gegeneinander auf. Galaxien vom frühen Typ bilden in diesem Plot eine schöne, enge Sequenz: Hellere, größere Galaxien sind röter. Getrennt von dieser ‘roten Sequenz’ ist die ‘blaue Wolke’, ein ziemlich amorpher Klumpen von Galaxien des späten Typs mit blaueren Farben und fortlaufender Sternentstehung. Diese sind in Abbildung 1 dargestellt. Nur wenige Galaxien liegen dazwischen.
Abbildung 1 – Eine Cartoon-Version der roten Sequenz und der blauen Wolke, die zeigt, wie das Ausgehen des Gases dazu führt, dass Galaxien auf die rote Sequenz migrieren. Galaxien mit roter Sequenz verschmelzen dann miteinander (eine ‘trockene’ Verschmelzung ist, wenn Galaxien, denen das Gas bereits ausgegangen ist, miteinander verschmelzen: Dies bedeutet, dass die Verschmelzung nicht zu einer neuen Sternentstehung führt), um schließlich massereiche elliptische Galaxien zu bilden .
In der heutigen Arbeit dreht sich alles darum herauszufinden, wie man Galaxien mit roter Sequenz erzeugt. Betrachten Sie es als eine Art Anleitung für Ihr neues Projekt! Die Autoren diskutieren zunächst den aktuellen wissenschaftlichen Konsens. Als das Universum jung war, kollabierten etwas dichtere Regionen unter ihrer eigenen Schwerkraft und bildeten Klumpen aus dunkler Materie unterschiedlicher Größe, in die Gas fiel. Dieses Gas bildete Sterne, von denen einige als Supernovae explodierten, schwere Elemente erzeugten und Gas aus der jungen Protogalaxie trieb. Ein Teil dieses Gases (das durch die Trümmer der Supernovae chemisch angereichert ist) fiel dann unter der Schwerkraft zurück und wurde zu neuen Sternen. Der entscheidende Punkt dabei ist, dass die größeren Protogalaxien eine stärkere Gravitation hatten und daher mehr Gas zurückhielten, wobei das Gas auch schneller zurückfiel. Daher können die größeren Protogalaxien mehr Zyklen chemischer Anreicherung durchlaufen, bevor ihnen das Gas ausgeht (die Schlüsselrolle der Galaxienmasse wurde bereits bei Astrobiten hervorgehoben).
Wenn den Galaxien schließlich der Treibstoff für die weitere Sternentstehung ausgeht (entweder weil er verbraucht oder verdrängt wurde), sagen wir, die Sternentstehung war gelöscht. Was Ihnen bleibt, ist ein kompaktes ‘red Nugget‘ ohne fortlaufende Sternentstehung. Dies hat nicht wirklich viel Ähnlichkeit mit einer modernen elliptischen Galaxie, die nicht besonders kompakt ist. Wenn wir unsere eigenen machen wollen, müssen wir herausfinden, wie wir voneinander kommen.
Eine Kombination aus Simulationen der Verschmelzung von Galaxien und Beobachtungen wurde verwendet, um dieses Problem mehr oder weniger zu lösen. Die einzige Möglichkeit, eine rote Nugget-Galaxie in eine massive elliptische Galaxie zu verwandeln, besteht darin, viele Galaxien ineinander zu stürzen. Aber es gibt einige Vorbehalte. Es gibt verschiedene Arten von Galaxienverschmelzungen: Sie können „trocken“ oder „nass“ sein (wenn die kollidierenden Galaxien Gas enthalten, das zur Bildung von Sternen verwendet werden kann, handelt es sich um eine nasse Verschmelzung, und wenn beide bereits verwendet wurden wenn ihr Gas trocken ist), und sie können klein oder groß sein (große Verschmelzungen sind, wenn die beiden kollidierenden Galaxien mehr oder weniger gleich groß sind, kleinere Verschmelzungen sind, wenn eine deutlich kleiner ist als die andere). Dies sind die praktischen Dinge, die wir wissen müssen, wenn wir diese Galaxie bauen wollen.
Es stellt sich heraus, dass nur trockene, kleine Verschmelzungen ausreichen, wenn Sie eine wirklich beeindruckende massereiche elliptische Galaxie erstellen möchten. Alles andere verjüngt entweder die Galaxie (startet eine neue Sternentstehung und bringt sie zurück in die blaue Wolke) oder bläst die Größe der Galaxie nicht richtig auf. Eine kleine Verschmelzung fügt eine Menge Energie hinzu (was allen Sternen erlaubt, breitere Umlaufbahnen um die Galaxie zu nehmen), ohne zu viel zusätzliche Masse hinzuzufügen (was die Umlaufbahnen enger binden würde).
Das Ziel der Autoren ist es herauszufinden, welches Massenverhältnis von Galaxien typisch für die Verschmelzungen war, die echte Galaxien bildeten. Sie sind Pionier einer neuen Methode dafür, die auf der Tatsache beruht, dass wirklich massereiche Rote Nuggets – die Samen massereicher elliptischer Galaxien – chemisch viel stärker angereichert sind als ihre kleineren Gegenstücke, mit denen sie später verschmelzen. Die Idee ist, dass sich alle Sterne ungefähr zur gleichen Zeit gebildet haben, da es sich um trockene Verschmelzungen handelt. Die Sterne am Rand massereicher elliptischer Galaxien stammen jedoch aus kleinen Systemen, während die Sterne im Kern die des ursprünglichen großen roten Nuggets sein werden. Ich habe bereits gesagt, dass wie blau oder rot eine Gruppe von Sternen erscheint, vom Alter dieser Sterne abhängt, aber wenn sie alle gleich alt sind, kommt ein neuer Effekt ins Spiel chemisch angereicherte Sterne erscheinen aufgrund eines Effekts namens ‘metal . röter Linienüberdeckung‘, was nur bedeutet, dass schwere Elemente blaues Licht bevorzugt absorbieren.
Das Ergebnis ist das wenn Wenn Sie davon ausgehen, dass alle Sterne gleich alt sind und Sie die Farbe des Kerns und der Außenbezirke einer massereichen elliptischen Galaxie messen, können Sie ableiten, wie chemisch angereichert die beiden Regionen sind – und somit wie massereich die Protogalaxien, die die Sterne haben in wurden gebildet (für die Außenbezirke ist dies ein Durchschnitt, da sie aus vielen kleinen Galaxien bestehen). Das Verhältnis von diesen sollte Ihnen sagen, wie das durchschnittliche Massenverhältnis bei den Verschmelzungen, die die Galaxie wachsen ließen, war, oder mit anderen Worten, wie klein Ihre Verschmelzungen sein müssen. Durch die Anwendung dieser Technik auf die Carnegie-Irvine-Galaxiedurchmusterung naher heller Galaxien können die Autoren schlussfolgern, dass sich nahe massereiche elliptische Galaxien durch Anhäufung von vielen Galaxien gebildet haben, die etwa fünf- bis zehnmal kleiner als der zentrale rote Nugget sind. Dies stimmt weitgehend mit früheren Ergebnissen überein (siehe Abbildung 2), was eine gute Nachricht für die von den Autoren entwickelte Methode ist.
Abbildung 2 – Ergebnisse: Die orangefarbenen und blauen Linien und Balken zeigen die verschiedenen Ergebnisse, die die Autoren durch unterschiedliche Implementierung der Methode erhalten. Dargestellt sind auch Beobachtungsergebnisse, die mit anderen Methoden gewonnen wurden (grau/schwarz) und die Vorhersagen von Simulationen (grün). Die Methode des Autors stimmt weitgehend mit der Arbeit anderer überein.
Um es zusammenzufassen: Wenn Sie eine elliptische Galaxie bauen möchten, müssen Sie zunächst eine Menge Gas in einen Klecks dunkler Materie fallen lassen, je größer, desto besser. Zwei Milliarden Jahre köcheln lassen oder bis die Sternentstehung aufhört. Wiederholen Sie dies viele Male mit viel kleineren Mengen an Gas und dunkler Materie (fünf bis zehnmal kleiner) und lassen Sie sie dann auf das rote Nugget fallen, das Sie zuerst gemacht haben. Tun Sie dies im Laufe von acht Milliarden Jahren oder so. Stellen Sie sicher, dass Ihr rotes Nugget von äußeren Frischgasquellen isoliert ist, oder Sie könnten stattdessen versehentlich eine Spiralgalaxie erstellen. Voilà – eine wirklich beeindruckende elliptische Galaxie.
Wie sterben Galaxien?
Alles stirbt schließlich, sogar Galaxien. Wie geht das also?
Es ist an der Zeit, unsere galaktische Sterblichkeit in den Griff zu bekommen. Nicht als mickrige Fleischwesen, nicht als Felsbrocken oder auch nur als relativ bescheidene Plasmakugel, die wir umkreisen.
Heute werden wir über die Lebensdauer der Galaxie, die wir bewohnen, der Milchstraße nachdenken. If we look at a galaxy as a collection of stars, some are like our Sun, and others aren't.
The Sun consumes fuel, converting hydrogen into helium through fusion. It's been around for 5 billion years, and will probably last for another 5 before it bloats up as a red giant, sheds its outer layers and compresses down into a white dwarf, cooling down until it's the background temperature of the universe.
So if a galaxy like the Milky Way is just a collection of stars, isn't that it? Doesn't a galaxy die when its last star dies?
But you already know a galaxy is more than just stars. There's also vast clouds of gas and dust. Some of it is primordial hydrogen left from the formation of the universe 13.8 billion years ago.
All stars in the Milky Way formed from this primordial hydrogen. It and other similar sized galaxies produce 7 bouncing baby stars every year. Sadly, ours has used up 90% of its hydrogen, and star formation will slow down until it both figuratively, and literally, runs out of gas.
The Milky Way will die after it's used all its star-forming gas, when all of the stars we have, and all those stars yet to be born have died. Stars like our Sun can only last for 10 billion years or so, but the smallest, coolest red dwarfs can last for a few trillion years.
That should be the end, all the gas burned up and every star burned out. And that's how it would be if our Milky Way existed all alone in the cosmos.
Fortunately, we're surrounded by dozens of dwarf galaxies, which get merged into our Milky Way. Each merger brings in a fresh crop of stars and more hydrogen to stoke the furnaces of star formation.
There are bigger galaxies out there too. Andromeda is bearing down on the Milky Way right now, and will collide with us in the next few billion years.
When that happens, the two will merge. Then there'll be a whole new era of star formation as the unspent gas in both galaxies mix together and are used up.
Eventually, all galaxies gravitationally bound to each other in this vicinity will merge together into a giant elliptical galaxy.
The Andromeda Galaxy. Credit: Adam Evans We see examples of these fossil galaxies when we look out into the universe. Here's M49, a supermassive elliptical galaxy. Who knows how many grand spiral galaxies stoked the fires of that gigantic cosmic engine?
Elliptical galaxies are dead galaxies walking. They've used up all their reserves of star forming gas, and all that's left are the longer lasting stars. Eventually, over vast lengths of time, those stars will wink out one after the other, until the whole thing is the background temperature of the universe.
Eta Carinae shines brightly in X-rays in this image from the Chandra X-Ray Observatory. As long as galaxies have gas for star formation, they'll keep thriving. Once it's gonzo, or a dramatic merger uses all the gas in one big party, they're on their way out.
What could we do to prolong the life of our galaxy? Let's hear some wild speculation in the comments below.
Tidal tails
This exceptional massive ejection is being caused by a tidal tail, produced by the galaxy’s merger with another galaxy. Tidal tails are elongated streams of stars and gas extending into the interstellar space, as a result of tidal forces caused by the interaction – like the moon’s tidal pull on Earth.
Tidal tails are commonly seen in nearby merging galaxies, but it is difficult to identify them in the distant universe because of their low luminosity. Luckily, even though ID2299 was observed at a time when the universe was only 4.5 billion years old (our universe is now about 14 billion years old), we were able to see this ejection when it first started happening, when these tails are usually at their brightest.
Some of the galaxy’s gas is being ejected as a result of a merger. ESO/M. Kornmesser, Author provided
We discovered this exceptional galaxy by inspecting a survey of galaxies made with the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), designed to study the properties of the cold gas in more than 100 galaxies in the distant universe. Data from ALMA provided the spectrum of the cold, star-forming gas. The ejection was observed as a broad emission line, near the very prominent emission line associated with the galaxy. From this spectrum, we were able to measure the mass and velocity of the ejected gas.
This is the first time we have observed a typical massive star-forming galaxy in the distant universe about to die because of a massive cold gas ejection. Our study provides an important observational confirmation of the fact galaxies can stop forming stars as a result of gas expulsions.
Part of the gas is ejected in large tails and as the galaxies get closer they merge to form a single system. Jeremy Fensch, et al
Simulations and previous observational results suggested gas ejections were associated with galactic winds produced either by the accretion of gas onto a supermassive black holes or intense star formation episodes. In our study, we showed that the ejection detected in ID2299 cannot be explained by a galactic wind. The results might therefore lead us to revise our understanding of how galaxies stop forming their stars.
Our study shows that mergers have a crucial role in the evolution of galaxies because they are capable of expelling large quantities of gas from galaxies, shutting down star formation and affecting galaxy growth.
Future studies with deeper and higher resolution data will allow us to better understand the dynamics of the ejected gas in ID2299. Observing more ejections in other distant galaxies will also be important to understand how common these phenomena are.
