Astronomi

Hvordan estimerer astronomer den samlede støvmasse i skyer og galakser?

Hvordan estimerer astronomer den samlede støvmasse i skyer og galakser?


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.

Som jeg forstår det, estimerer astronomer massen af ​​stjerner ved at studere kredsløbene til deres ledsagere (andre stjerner eller planeter). Dette hjælper dem med at udlede forhold mellem lysstyrken og masserne af stjerner. Dette giver dem mulighed for at udlede massen af ​​stjerner med kendt lysstyrke.

Men hvordan estimerer astronomer massen af ​​kosmisk støv i især skyer eller i hele galakser?


Støv absorberer stjernelys (primært i ultraviolet) og opvarmes. Derefter afkøles det ved at udsende infrarød, "termisk" stråling. Under forudsætning af en støvsammensætning og en kornstørrelsesfordeling kan mængden af ​​udsendt IR-lys pr. Støvmasse beregnes som en funktion af temperaturen. Når man observerer objektet ved flere forskellige IR-bølgelængder, kan en Planck-kurve monteres på datapunkterne, hvilket giver støvtemperaturen. Jo mere UV-lys der støder på støvet, jo højere temperatur.

Resultatet er noget følsomt over for antagelserne, og usikkerheden er derfor undertiden ret stor. Jo flere IR-datapunkter der opnås, jo bedre. Hvis der kun er et IR-punkt tilgængeligt, kan temperaturen ikke beregnes. Så er der en degenerering mellem indfaldende UV-lys og mængden af ​​støv, og massen kan kun estimeres til inden for nogle størrelsesordener (tror jeg).

Hvis der også ses linjer fra forskellige atom- eller molekylære overgange, kan sammensætningen begrænses bedre. Størrelsesfordelingen kan bestemmes fra tilpasning af det teoretiske spektrum af en given fordeling til observerede støvspektre. Denne information er ofte ikke tilgængelig i en given høj-rødskiftet galakse, så her kan vi blive tvunget til at antage, at støvet har samme karakter som "lokalt" støv, dvs. i Mælkevejen og vores nærmeste naboer.

Hvis du er interesseret i de relevante ligninger, kan de findes mange steder, f.eks. her.

En anden måde at estimere støvmassen på er at måle metalliciteten af ​​den gas, som støvet blandes med, enten fra emissionsledninger eller absorptionsledninger, hvis en baggrundskilde er tilgængelig. Støvmassen findes derefter fra et antaget forhold mellem støv og metal, hvilket er ret veletableret i det lokale univers, og til en vis grad også ved højere rødskift.


Selvom det accepterede svar er godt stillet og klart, vil jeg nævne en anden metode til støvmålinger. Røntgenspektre kan også hjælpe med at udlede mængden af ​​støv ved at analysere absorptionen ved lav energi af de observerede spektre.

Faktisk findes den neutrale hydrogensøjletæthed $ N_H $ og udryddelsen $ A (V) $, som er forårsaget af støvet, i vores Galaxy at være (Guver & Ozel, 2009):

$ N_H = 2,2 gange 10 ^ {21} A (V) , $ mag

Fra udryddelsen kan man få støvets optiske dybde (se her), og derfra den volumetriske støvtæthed.

Et godt eksempel på hvordan man opnår $ N_H $ er givet i følgende plot (S. Ikeda et al. 2009, ApJ 692 608):

Som det kan ses, modificeres spektrene forskelligt ved forskellige mængder af neutral hydrogensøjletæthed $ N_H $. Dette kan naturligvis være relateret til forskellige overflod, for bedst at passe til spektrene og finde metaller.

Denne metode er også tæt relateret til jern K $ alpha $ linjen ved $ 6,4 , $ keV, hvilket er en anden måling af metallet beløb (Fabian et al. 2000):

For at skelne mellem forskellige ioniseringstilstande er spektroskopi med høj opløsning meget almindelig.


Hvordan estimerer astronomer den samlede støvmasse i skyer og galakser? - Astronomi

Kilder: William Keel (205 / 348-1641) og Raymond White (205 / 348-1640). Billeder, der ledsager denne udgivelse, er tilgængelige på World Wide Web på http://www.astr.ua.edu/keel/research/dust.html

KOSMISKE SILHOUETTER GIVER SJÆLDNE GLIMPSE AF GALAXIES 'STØV

Til frigivelse: 09:20 EST, fredag ​​9. januar 1998

(Washington, DC) - Nye billeder, der præsenteres i dag fra et par satellitteleskoper, tilbyder en unik udsigt over det tilslørede støv i galakser, idet de udnytter sjældne kosmiske silhuetter til at hjælpe med at løse en debat om, hvor meget af dette støv der findes i galakser, hvor det er, og hvor meget det betyder.

Astronomerne William Keel og Raymond White III fra University of Alabama i Tuscaloosa præsenterede resultaterne på Washington-mødet i American Astronomical Society ved hjælp af data fra NASAs Hubble-rumteleskop (HST) og Den Europæiske Rumorganisation Observatorium for infrarødt rum (ISO) for at tilvejebringe den klareste kortlægning af støv endnu i fjerne galakser.

Mængden af ​​støv i typiske galakser og dens indvirkning på det, vi ser, har været et emne for kontrovers siden et papir fra Edwin Valentijn fra 1990 udfordrede den længe holdte opfattelse af, at galakser dybest set er gennemsigtige. Valentijn brugte statistisk bevis fra galakskataloger for at antyde, at de fleste galakser er næsten uigennemsigtige. Efterfølgende statistiske analyser har vist, at sådanne konklusioner kan være forudindtaget af måderne, hvorpå galakser blev udvalgt til undersøgelsen eller valgt til indføring i de eksisterende kataloger i første omgang. For at undgå sådanne tvetydigheder har Keel og White taget en mere direkte tilgang ved at undersøge de sjældne tilfælde, hvor en forgrundsgalakse delvist dækker en mere fjern baggrundsgalakse. Ved hjælp af jordbaserede teleskoper slog de gennem tusindvis af galakspar for at finde de få, der er symmetriske nok og set på den helt rigtige måde for at vise deres støv mod en baggrundsfælles spotlight. Nye data fra to kredsende observatorier giver visninger af nogle få udvalgte af disse objekter i hidtil uset detaljer.

Efterforskerne præsenterede billeder taget med Hubbles Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2) af to slående par galakser, hver med en spiralgalakse foran en glat elliptisk ledsager. Begge er for svage til at blive vist i det velkendte NGC-katalog og blev først opført i Arp-Madore (AM) kataloget over den sydlige himmel. AM1316-241 ligger omkring 400 millioner lysår væk (rødskift z = 0,033) i Hydra, mens AM0500-620 er i den dybe sydlige konstellation Dorado, omkring 350 millioner lysår væk (rødskift z = 0,028). Billederne løser strukturer i disse galakser så små som 175-200 lysår i størrelse og forbedrer mere end ti gange forskelsbehandlingen af ​​detaljer på de bedste tidligere billeder.

"Et blik på disse spektakulære billeder viser de samme punkter, som vi havde brugt i årevis på ved detaljeret analyse og modellering ud fra jordbaserede data", siger Keel. "De er lige så interessante for hvad vi ikke forventede at se som for hvad vi gjorde."

Faktisk så astronomerne, hvad de forventede at finde, at støvet er ujævnt og klumpet, stort set justeret langs spiralarmene. "At have det meste af det absorberende støv i spiralarmene, hvor det meste af lyset stammer, er det, der forårsagede, at de statistiske undersøgelser fejlagtigt konkluderede, at spiraler er uigennemsigtige," siger White. Denne kendsgerning var implicit i sammenligning af deres tidligere resultater gennem forskellige filtre i synligt og næsten infrarødt lys, men fra jorden kunne kun de aller største af disse støvpletter, tusinder af lysår i omfang, ses tydeligt. Selvom det ikke ligefrem er overraskende - denne form for distribution er tydelig fra de mest detaljerede billeder af spiralgalakser - denne teknik ved hjælp af overlappende galakser undgår mange uklarheder, der dukker op i forsøget på at måle støvindholdet i en individuel galakse.

De nye data afslører også overraskelser. De støveste pletter, der vises i HST-billederne, er ikke meget mørke, da mindst 20% af det blå lys kommer igennem og endnu mere af det næsten infrarøde lys. Dette ser ud til at bryde forventningerne baseret på at se sidelæns gennem armene på vores egen galakse. Derudover viser de støvede spiralarme ikke så meget fin struktur, som forskerne måske havde forventet. Støvpletterne glatter ud i størrelser på 500 lysår eller deromkring, snarere end hele størrelsesområdet, og går ned så lille, som det kan måles, foreslået af fraktalmodeller af interstellært materiale. De to galakser, der observeres af HST, adskiller sig også i støvets bredde og struktur i spiralarme, på trods af at de er spiralgalakser af lignende overordnet type.

ISO-infrarøde observationer supplerer den udsøgte Hubble-billeddannelse i deres evne til at kigge ind i de støvede områder for spor af stjernedannelse og ved at måle den samlede mængde støv baseret på dets egen emission af langt-infrarød stråling. De viser, at der ikke er signifikant stjernedannelse i de støvede regioner kortlagt med HST, hvilket giver yderligere grænser for, hvor meget af handlingen i disse galakser finder sted, hvor det er svært at se.

At kende mængden af ​​støv, der findes i galakser, er vigtigt i en lang række spørgsmål inden for astrofysik. Disse resultater tyder for eksempel på, at absorption af støv i mellemliggende galakser sandsynligvis ikke tegner sig for, at vi ikke ser mange kvasarer med meget høj rødskift mere sandsynligt, vi ser ud over den tid, hvor de dannedes. Tættere på hjemmet er forsøg på at afbalancere bøgerne om energistrøm i galakser, både hvad der udsendes af stjerner og det, der absorberes af støv og efterfølgende udstråles dybt i den infrarøde, blevet bragt ud af vores manglende viden om, hvor støvet ligger og hvordan det er placeret i forhold til de lyseste og hotteste stjerner.

Keel og White er hurtige til at påpege områder til yderligere arbejde i denne retning. Disse galakspar fortæller os kun om deres ydre regioner, hvor baggrundsbelysningen er stærkest, de indre dele af galakser, rigest på tunge kemiske grundstoffer og måske i støv, er meget sværere at udforske. HST-observationer planlagt til det næste år, både af en direkte galakseoverlejring, der udvider deres eget program, og af flere andre forskningsgrupper, der bruger det nye infrarøde instrument NICMOS om bord på HST, vil sandsynligvis forbedre denne situation. Efterhånden som analysen fortsætter med ISO-dataene i det langt infrarøde, hvor alt, hvad vi ser, er støvkomponenten i galakser, forbedres også den samlede forståelse af de mest typiske støvkorn. Det er denne form for måling, der kan fortælle os den samlede mængde støv, hvilket er vigtigt for at vurdere, hvordan det masseres sammen på skalaer ud over evnen til selv Hubble-teleskopet at skelne direkte.

Denne forskning blev finansieret af NASA i et HST-forskningsstipend gennem Space Telescope Science Institute og gennem støtte til amerikansk deltagelse i ISO-missionen.

BAGGRUND: STØV I GALAXIER

Astronomer har lært, normalt på den hårde måde, at "det, du ser, ikke altid er, hvad du får" på en kosmisk skala. I de senere år kom adskillige astronomer til denne erkendelse i sammenhæng med noget, som mange længe havde troet et afgjort problem - kan vi se gennem galakser? Det var tydeligt fra de tidligste fotografier af spiralgalakser, at der er absorberende materiale foran noget af stjernelyset. Faktisk producerede James Keeler ved Lick Observatory en detaljeret sammenligning af udseendet af støvstrukturer i spiralgalakser år før Edwin Hubble etablerede deres natur som uafhængige galakser som vores egen Mælkevej. Alligevel var de fleste astronomer overbevist af Erik Holmbergs resultater for mere end 40 år siden, at det samlede tab af lys fra støv er lille, og derfor er støv ikke en vigtig faktor i vores målinger af almindelige galakser. Holmberg sammenlignede galaksernes gennemsnitlige overfladelysstyrke med deres tilbøjeligheder i forhold til vores synsfelt og begrundede, at hvis støv ikke er vigtigt, vil kant-på-galakser have en højere overfladelysstyrke med den samme mængde lys pakket ind i et slankere område.

Denne trøstende konklusion kom i tvivl omkring 1990 med en kombination af teoretiske studier af astronomer ved University of Wales i Cardiff og en statistisk analyse af Edwin Valentijn fra European Southern Observatory, som tilsammen viste, at de tilgængelige data var lige i overensstemmelse med forestillingen om, at spiralgalakser var meget støvede, og at vi måske kunne se mindre end halvdelen af ​​deres stjernelys, da det absorberes af støvkorn. Disse rapporter berørte en strøm af yderligere forskning, da der er en tung astronomisk investering i at vide, hvor mange stjerner der er i galakser versus hvor meget stjernelys vi faktisk ser. Uanset om spiralgalakser i vid udstrækning er gennemsigtige eller uigennemsigtige, har det betydning for naturen af ​​mørkt stof, stjernedannelsen i galakser og observerbarheden af ​​kvasarer blandt de fjerneste objekter i universet.

Astronomer estimerer de synlige masser af spiralgalakser ved at tilføje lyset fra deres stjerner og ved at kende de typiske masser af sådanne stjerner ved målinger i vores egen Mælkevejsgalakse. Men spiralgalakser indeholder meget mere masse end observeret i synlige stjerner og gas. Denne ekstra masse, der kun detekteres gennem dens tyngdevirkninger på galakser, tilskrives såkaldt "mørkt stof", hvis art er et af de vigtigste uløste problemer i astronomi. Hvis spiralgalakser er uigennemsigtige over for deres eget synlige lys, så undervurderer astronomer muligvis mængden af ​​normalt stjernemateriale, de indeholder, og tilskriver det "mørke stof" for meget masse.

Infrarøde teleskoper, som f.eks Infrarød astronomisk satellit, har fundet mange galakser, der er stærke udsendere af langt-infrarød stråling, menes at være et tegn på intense udbrud af stjernedannelse. Da de fleste stjerner er dannet dybt i støvede skyer af interstellar gas, er deres stjernelys ikke direkte synlig i det optiske, men lys fra de unge stjerner opvarmer det omgivende støv, som igen udstråler ved infrarøde bølgelængder, der kan undslippe de støvede skyer. Men hvis støv er meget udbredt og tykt i galakser, er stjernerne, der opvarmer det omgivende støv, måske ikke kun de unge stjerner, så den observerede infrarøde stråling er ikke det gode mål for stjernedannelseshastigheder, som det normalt antages at være. Det er vigtigt at afklare støvindholdet i typiske galakser for at forstå, hvordan de udvikler sig over tid, da interstellar gas omdannes til stjerner.

Gennemsigtigheden eller uigennemsigtigheden af ​​spiralgalakser kan også begrænse, hvor dybt vi kan se ud i rummet. De mest fjernt kendte objekter er kvasarer, meget energiske galaktiske kerner, som ses i større og større antal, jo længere væk astronomer sonder. Men ud over en bestemt afstand, omkring 85 procent af vejen til kanten af ​​det observerbare univers, opdages kvasarer ikke længere. Nogle astronomer antyder, at denne afskæring skyldes at kigge gennem mellemliggende galakser på vej til fjerne kvasarer, hvor disse galakser skygger deres lys. Men hvis spiralgalakser stort set er gennemsigtige, kan de ikke forårsage kvasarafskæringen.

Kornene i det interstellære rum, der er produceret i de ydre atmosfærer af stjerner nær de sidste stadier af deres levetid og i stjerneksplosioner, er små, tusindedele af en millimeter eller mindre. Ligesom støvet i jordens atmosfære tillader de mere rødt end blåt lys at passere igennem, rødme baggrundsobjekter. I tilstrækkelig mængde kan disse korn blokere næsten alt det synlige lys fra fjerne objekter.


Astronomer finder massiv støvkappet galakse fra det tidlige univers

Et af de største ubesvarede spørgsmål inden for astronomi er, hvordan vores moderne galaksesystem udviklede sig til dets nuværende konfiguration i første omgang. Nu har forskere fundet beviser for en massiv galakse, der dannedes, da universet var langt yngre end det i dag, med en meget anden konfiguration end de galakser, vi ser i den moderne æra.

Astronomen Christina Williams, der var forfatter til undersøgelsen, arbejdede med Atacama Large Millimeter Array (ALMA), da hun observerede en ekstremt svag galakse i et område, hvor der ikke tidligere var kendt nogen galakse.

& # 8220Det var meget mystisk, fordi lyset overhovedet ikke var knyttet til nogen kendt galakse, & # 8221 sagde Williams, en postdoktor ved National Science Foundation ved Steward Observatory. & # 8220Når jeg så, at denne galakse var usynlig i enhver anden bølgelængde, blev jeg virkelig begejstret, fordi det betød, at den sandsynligvis var virkelig langt væk og skjult af støvskyer. & # 8221

Sådan var det. Og dets opdagelse kan hjælpe astronomer med at løse et langvarigt problem med eksisterende teorier om galakse dannelse. Fordi det åbenbart er umuligt for astronomer at skabe et flaskeunivers og derefter se for at se, hvordan galakser dannes, er vi nødt til at stole på computermodeller, der genererer resultater baseret på indledende forudsætninger. Hvis modellen ikke producerer et univers, der ligner det, vi lever i, ved du, at modellen er forkert på en eller anden måde.

Antennegalakser NGC 4038 & amp 4039 midtfusion. Blå områder er områder med stjernedannelse. Billede fra Wikipedia

På nuværende tidspunkt antyder teorier, at stjernedannelsen toppede cirka 3,5B år efter Big Bang med en rødskiftværdi (udtrykt i z) af 1.9. Redshift-værdier skaleres ikke lineært, de stiger hurtigt, når vi nærmer os universets begyndelse. Den kosmiske mikrobølge baggrundsstråling, der dateres til

389.000 år efter Big Bang, har en z værdi på 1089. Den hidtil opdagede højeste rødforskydningsgalakse er GN-z11, som observeres, da den eksisterede for 13,4 år siden, 400 millioner år efter Big Bang, og har en rød forskydningsværdi på 11,09. Lys fra denne nyligt opdagede galakse (endnu ikke navngivet) har rejst omkring 12,5B år for at nå os og har en observeret rødskiftværdi på z = 5,5 med et interval på +/- 1.1.

En af udfordringerne for eksisterende teorier om tidlig galakse dannelse er, at tidlige galakser ser ud til at være blevet meget store, meget hurtige. Der er et bevismateriale, der tyder på, at disse sjældne, men massive galakser ved rødforskydningsværdier på 3 eller mindre kan tegne sig for halvdelen af ​​den kosmiske stjernedannelseshastighedstæthed (CSFRD). Optiske og næsten infrarøde galakser tegner sig for den anden halvdel af observerede stjerner. Ud over z & gt 3, situationen er imidlertid uklar. Mens en bare håndfuld af disse store, støvtilslørede galakser er blevet observeret ved større rødforskydningsafstande, skriver forfatterne, at & # 8220de sporer kun spidsen af ​​stjerneformationshastighedsfordelingen (SFR) på tidlige tidspunkter & # 8230 Det samlede bidrag af støv tilslørede stjernedannelse, og derfor er folketællingen af ​​stjernedannelse i det tidlige univers ukendt. & # 8221

Lyset & # 8212 den bit, der når os & # 8212, er sandsynligvis forårsaget af stjerner, der opvarmer gasskyer, der sidder mellem os selv og den fjerne galakse. Selve galaksen er helt tilsløret af denne tåge, skønt astronomer vurderer, at det er den omtrentlige størrelse på Mælkevejen. Det er dog langt mere aktivt end vores hjem. Satser for stjernedannelse kan være op til 100 gange højere end Mælkevejen i øjeblikket oplever.

Stjernedannelseshastigheder så høje kunne forklare, hvordan det tidlige univers blev så stort, så hurtigt, men vi er nødt til at finde mange flere galakser som denne for fuldt ud at forklare de implicitte hastigheder for stjernedannelse i det tidlige univers.

& # 8220Vores skjulte monstergalakse har nøjagtigt de rigtige ingredienser til at være det manglende led, & # 8221 Williams forklarer, & # 8220 fordi de sandsynligvis er meget mere almindelige. & # 8221 Lanceringen af ​​James Webb Space Telescope i 2021 skulle hjælpe med at skinne mere lys over, hvor udbredte disse store galakser er.


20.1: Det interstellare medium

  • Bidraget af Andrew Fraknoi, David Morrison & amp Wolff et al.
  • Stammer fra OpenStax

Ved slutningen af ​​dette afsnit vil du være i stand til at:

  • Forklar, hvor meget interstellar stof der er i Mælkevejen, og hvad dens typiske tæthed er
  • Beskriv, hvordan det interstellare medium er opdelt i gasformige og faste komponenter

Astronomer henviser til alt materialet mellem stjerner som interstellar materie hele samlingen af ​​interstellar materie kaldes interstellar medium (ISM). Noget interstellært materiale koncentreres i kæmpe skyer, som hver især er kendt som en tåge (flertal & ldquonebulae, & rdquo Latin for & ldquoclouds & rdquo). De mest kendte tåger er dem, vi kan se glødende eller reflektere synligt lys. Der er mange billeder af disse i dette kapitel.

Interstellare skyer holder ikke hele universets levetid. I stedet er de som skyer på jorden, der konstant skifter, smelter sammen, vokser eller spredes. Nogle bliver tætte og massive nok til at kollapse under deres egen tyngdekraft og danne nye stjerner. Når stjerner dør, skubber de til gengæld noget af deres materiale ud i det interstellære rum. Dette materiale kan derefter danne nye skyer og begynde cyklussen igen.

Cirka 99% af materialet mellem stjernerne er i form af en gasDet betyder, det består af individuelle atomer eller molekyler. De mest rigelige elementer i denne gas er brint og helium (som vi så også er de mest rigelige grundstoffer i stjernerne), men gassen inkluderer også andre grundstoffer. Noget af gassen er i form af molekyler & mdashkombinationer af atomer. Den resterende 1% af det interstellare materiale er faste & mdashfrosne partikler bestående af mange atomer og molekyler, der kaldes interstellære korn eller interstellært støv (figur ( PageIndex <1> )). Et typisk støvkorn består af en kerne af stenlignende materiale (silikater) eller grafit omgivet af en kappe af isvand, metan og ammoniak er sandsynligvis de mest rigelige is.

Figur ( PageIndex <1> ) Forskellige typer interstellar materie. De rødlige tåger i dette spektakulære fotografi lyser med lys, der udsendes af brintatomer. De mørkeste områder er støvskyer, der blokerer lyset fra stjernerne bag dem. Den øverste del af billedet er fyldt med den blålig lysglød, der reflekteres fra varme stjerner indlejret i udkanten af ​​en enorm, kølig sky af støv og gas. Den seje superkæmpestjerne Antares kan ses som en stor, rødlig plaster i nederste venstre del af billedet. Stjernen kaster noget af sin ydre atmosfære og er omgivet af en sky af sin egen skabelse, der reflekterer det røde lys fra stjernen. Den røde tåge i midten til højre omgiver delvist stjernen Sigma Scorpii. (Til højre for Antares kan du se M4, en langt fjernere klynge af ekstremt gamle stjerner.)

Hvis al den interstellare gas i galaksen spredes jævnt, ville der kun være omkring et gasatom pr. Cm3 i det interstellære rum. (I modsætning hertil har luften i rummet, hvor du læser denne bog, cirka 1019 atomer pr. Cm3.) Støvkornene er endnu mindre. Et km 3 rum ville kun indeholde et par hundrede til et par tusinde små korn, hver typisk mindre end en ti tusindedel af en millimeter i diameter. Disse tal er imidlertid kun gennemsnit, fordi gassen og støvet fordeles på en ujævn og uregelmæssig måde, ligesom vanddamp i Jorden & rsquos atmosfære ofte er koncentreret i skyer.

I nogle interstellære skyer kan tætheden af ​​gas og støv overstige gennemsnittet med så meget som tusind gange eller mere, men selv denne tæthed er næsten et vakuum end noget, vi kan lave på Jorden. For at vise hvad vi mener, lad & rsquos forestille os et lodret rør med luft, der når fra jorden til toppen af ​​jorden & rsquos atmosfære med et tværsnit på 1 kvadratmeter. Lad os nu udvide det samme rør fra toppen af ​​atmosfæren helt til kanten af ​​det observerbare univers og mdashover 10 milliarder lysår væk. Længe det er, ville det andet rør stadig indeholde færre atomer end det i vores planet & rsquos atmosfære.

Mens massefylde af interstellar materie er meget lav, rumfanget, hvor sådant stof findes, er enormt, og det er dets Total masseer væsentlig. For at se hvorfor skal vi huske på, at stjerner kun optager en lille brøkdel af Mælkevejsstørrelsen. For eksempel tager det kun lys omkring fire sekunder at rejse en afstand svarende til solens diameter, men mere end fire flere år at rejse fra solen til den nærmeste stjerne. Selvom mellemrummet mellem stjernerne er tyndt befolket, er der & rsquos en masse plads derude!

Astronomer vurderer, at den samlede masse af gas og støv i Mælkevejsglacen er lig med ca. 15% af massen indeholdt i stjerner. Dette betyder, at massen af ​​det interstellære stof i vores galakse beløber sig til omkring 10 milliarder gange solens masse. Der er masser af råmateriale i Galaxy til at skabe generationer af nye stjerner og planeter (og måske endda astronomistuderende).

Eksempel ( PageIndex <1> ): Estimering af interstellær masse

Du kan lave et groft skøn over, hvor meget interstellar masse vores galakse indeholder, og også hvor mange nye stjerner der kunne fremstilles af denne interstellare materie. Alt hvad du behøver at vide er, hvor stor Galaxy er og den gennemsnitlige tæthed ved hjælp af denne formel:

Du skal huske at bruge ensartede enheder og mdashsuch som meter og kilogram. Vi antager, at vores Galaxy er formet som en cylinder, volumenet på en cylinder er lig med arealet af dens base gange dens højde

hvor (R ) er cylinderens radius, og (h ) er dens højde.

Antag, at den gennemsnitlige tæthed af brintgas i vores galakse er et atom pr. Cm3. Hvert brintatom har en masse på 1,7 & gange 10 & minus27 kg. Hvis Galaxy er en cylinder med en diameter på 100.000 lysår og en højde på 300 lysår, hvad er massen af ​​denne gas? Hvor mange solmassestjerner (2,0 og gange 10 30 kg) kunne produceres ud fra denne gasmasse, hvis det hele blev forvandlet til stjerner?

Husk at 1 lysår = 9,5 & gange 10 12 km = 9,5 & gange 10 17 cm, så Galaxy's volumen er

[V = pi R ^ 2 h = pi venstre (50.000 gange 9.5 gange 10 ^ <17> tekst højre) ^ 2 venstre (300 gange 9.5 gange 10 ^ <17 > text right) = 2.0 & times10 ^ <66> text ^ 3 nonumber ]

Den samlede masse er derfor

[2.0 gange 10 ^ <66> tekst ^ 3 gange tilbage (1 tekst ^ 3 højre) gange 1,7 gange 10 ^ <& ndash27> tekst = 3,5 gange 10 ^ <39> tekst ikke nummer ]

Dette er tilstrækkeligt at lave

stjerner svarende til massen af ​​solen. Det & rsquos omkring 2 milliarder stjerner.

Du kan bruge den samme metode til at estimere massen af ​​interstellar gas omkring solen. Afstanden fra solen til den nærmeste anden stjerne, Proxima Centauri, er 4,2 lysår. Vi vil se i Interstellar Matter around the Sun, at gassen i umiddelbar nærhed af solen er mindre tæt end gennemsnittet, ca. 0,1 atomer pr. Cm3. Hvad er den samlede masse af interstellært brint i en sfære centreret på solen og strækker sig ud til Proxima Centauri? Hvordan sammenlignes dette med solens masse? Det er nyttigt at huske, at volumenet af en kugle er relateret til dens radius:

Volumenet af en kugle, der strækker sig fra solen til Proxima Centauri, er:

[V = (4/3) pi R ^ 3 = (4/3) pi venstre (4,2 gange 9,5 gange 10 ^ <17> tekst højre) ^ 3 = 2,7 & gange10 ^ <56> tekst ^ 3 ikke nummer ]

Derfor er massen af ​​brint i denne sfære:

[M = V gange tilbage (0,1 tekst ^ 3 højre) gange 1,7 gange 10 ^ <& ndash27> tekst = 4,5 gange 10 ^ <28> tekst < kg> ikke nummer ]

Dette er kun ( venstre (4,5 gange 10 ^ <28> tekst højre) / venstre (2,0 gange 10 ^ <30> tekst højre) = 2,2 /% ) solens masse.

Når du ser på billedteksterne til nogle af de spektakulære fotografier i dette kapitel og Stjernernes fødsel og opdagelsen af ​​planeter uden for solsystemet, vil du bemærke de mange navne, der gives til tågen. Nogle få, som i små teleskoper ligner noget genkendeligt, er undertiden opkaldt efter de skabninger eller genstande, de ligner. Eksempler inkluderer krabbe, tarantula og nøglehulståger. Men de fleste har kun tal, der er poster i et katalog over astronomiske objekter.

Det mest kendte katalog over tåger (såvel som stjerneklynger og galakser) blev muligvis udarbejdet af den franske astronom Charles Messier (1730 & ndash1817). Messier & rsquos lidenskab var at opdage kometer, og hans hengivenhed over for denne sag gav ham tilnavnet & ldquo The Comet Ferret & rdquo fra kong Louis XV. Når kometer først ses mod solen, ligner de små uklare lyspletter i små teleskoper, de er nemme at forveksle med tåger eller med grupperinger af mange stjerner så langt væk, at deres lys blandes sammen. Gang på gang sprang Messier & rsquos hjerte, da han troede, at han havde opdaget en af ​​sine dyrebare kometer, kun for at finde ud af, at han & ldquomerely & rdquo havde observeret en tåge eller klynge.

I frustration satte Messier sig ud på at katalogisere placeringen og udseendet på over 100 objekter, der kunne forveksles med kometer. For ham var denne liste blot et redskab i det langt vigtigere arbejde med kometjagt. Han ville blive meget overrasket, hvis han vendte tilbage i dag for at opdage, at ingen husker hans kometer længere, men hans katalog over & ldquofuzzy ting, der ikke er kometer & rdquo, bruges stadig meget. Når Figur ( PageIndex <1> ) henviser til M4, angiver det den fjerde post i Messier & rsquos-listen.

En langt mere omfattende liste blev samlet under titlen på Nyt generelt katalog (NGC) af tåger og stjerneklynger i 1888 af John Dreyer, der arbejdede ved observatoriet i Armagh, Irland. Han baserede sin samling på arbejde fra William Herschel og hans søn John plus mange andre observatører, der fulgte dem. Med tilføjelsen af ​​yderligere to lister (kaldet Indeks kataloger), Dreyer & rsquos kompilering omfattede til sidst 13.000 objekter. Astronomer bruger i dag stadig hans NGC-numre, når de henviser til de fleste tåger og stjernegrupper.


Undskyld, astronomer: Praktisk talt mangler hele universets sag

Når vi ser op i universets store afgrund, bliver vi mødt af en enorm serie af stjerner, galakser og tåger, der både udsender og absorberer lys. Baseret på alt, hvad vi observerer og opdager, kan vi tilføje alt, hvad vi opdager gennem astronomiens videnskab, og finde ud af, hvor meget det hele vejer. Det giver os et tal: hvor meget stof der er i universet, som vi for tiden forstår.

Men vi har en anden metode, vi kan bruge i stedet for, der er helt uafhængig. Ved at observere, hvordan stof og lys bevæger sig eller ændres ved hjælp af tyngdekraften, kan vi måle den samlede mængde masse i universet. Hvis vi kan få dem til at stemme overens, forstår vi endelig, hvor al sagen i universet kommer fra. Ikke alene kan vi ikke, men 85% af det er stadig ikke regnskabsmæssigt. På trods af nylige rapporter om, at vi har fundet universets manglende sag, var det kun en lille brøkdel af det, vi har brug for. Her er den fulde historie.

Ideen om manglende stof går helt tilbage til 1930'erne. På det tidspunkt forstod vi, hvordan stjerner (såsom vores sol) fungerede godt nok til, at hvis vi kunne måle lyset, der kom fra dem, kunne vi udlede, hvor massive de var. Dette fungerede ikke kun for individuelle stjerner, men også for store samlinger af stjerner. Ved at anvende det, vi ved om stjerner på lyset fra fjerne galakser, kunne vi få et skøn over, hvor meget stof der er i en velforstået type objekt: stjerner.

Vi kunne også måle, hvordan disse galakser bevægede sig inden for den større struktur, som de alle er en del af: en galaksehob. Fordi vi ved, hvordan tyngdekraften fungerer, lærer det os at måle bevægelserne i disse galakser, hvad klyngens samlede masse skal være for at give dem stabile baner.

Det store problem? Det andet nummer var ikke bare større end det første, men det var 160 gange så stort!

I lang tid nægtede astronomer at acceptere dette som en meningsfuld opdagelse. Der blev fremført mange indvendinger, nogle gyldige og andre ikke så gyldige.

  • Maybe you’re only seeing the brightest stars, but the fainter ones have most of the mass.
  • Maybe most of the matter isn’t in stars, but consists of smaller, non-luminous clumps: planets, gas, dust, and perhaps even black holes.
  • Or maybe we don’t understand stars and solar systems as well as we think we do, and we’ve simply calculated the “mass in stars” incorrectly.

As the years and decades went by, we learned a lot about what we both were and weren’t seeing. The stars we see in other galaxies aren’t dominated by stars like our Sun, but rather by more massive, luminous, and (generally) bluer stars: the mismatch was more like 50-to-1 than 160-to-1. In addition, there really was a lot of dust and gas in these galaxies, which X-ray emitting galaxies and clusters truly helped reveal.

In addition to that, there’s also evidence for matter — normal matter, made of protons, neutrons and electrons — existing in the space between galaxies and galaxy clusters: the warm-hot intergalactic medium. This ionized plasma has been very difficult to detect, but has long been thought to exist in large quantities, making up significantly more mass than all the stars in the Universe combined.

Recently, to the highest precision ever, this sought-after matter has been detected as pulses of light known as fast radio bursts travel through them on their way to Earth. This is the “missing matter” that’s finally been discovered, as reported in numerous outlets over the past week or two. It’s an extremely important discovery for astrophysics, but it doesn’t come close to solving the problem of what or where the actual “missing mass” in the Universe actually is.

When you add up all the sources of matter that we have, know, and can identify, we find that:

  • black holes, planets, and dust make up significantly less that 1% of the total mass,
  • stars contribute about 1–2% of the total mass,
  • neutral gas, including gas found within galaxies, makes up about 5–6% of the total mass,
  • and the ionized plasma in the warm-hot intergalactic medium makes up about another 7–8% of the total mass.

Add up everything we understand, and we finally come out to about 15% of the total. That’s great, but it’s nowhere close to 100%.

And we knew it couldn’t be. All of this “missing matter” is normal, regular, proton/neutron/electron-based matter: the same building blocks that we’re made out of. But even before we discovered it, we already knew, without a doubt, how much normal matter needed to be out there.

That’s because one of the things we’ve been able to do is measure, from very pristine clouds of gas that have never (or only rarely) formed stars, which elements were present (and in what ratios) in the aftermath of the Big Bang. These “primordial abundances” teach us how protons and neutrons fused together to make the lightest elements in the Universe at extremely early times: before any stars had ever formed.

Because nuclear physics is now very well-understood, and we know about the presence of both radiation and neutrinos in the early Universe, measuring the abundances of these light elements teaches us how many baryons — i.e., how much total normal matter — there is in the Universe. We’ve measured our Universe’s hydrogen, helium-4, helium-3, deuterium, and lithium-7, all to incredible precision. And when we look at what they teach us, it’s the answer we fully expect: about 15% of all the matter in the Universe is normal matter.

4–5% of the critical density is in the form of normal matter. With another

25–28% in the form of dark matter, only about 15% of the total matter in the Universe can be normal, with 85% in the form of dark matter. (NASA / WMAP SCIENCE TEAM)

So it’s great that we found the missing baryons, or the missing normal matter, but that doesn’t teach us where the remaining 85% of the Universe’s mass is. That’s the heart of the real dark matter problem. It’s not, “where are the dark baryons, or the normal matter that we don’t directly see?”

Instead, the real question is, “what is responsible for the majority of mass in the Universe?” That’s the key to unlocking our big cosmic mystery: working to understand what dark matter is, and why it has the effects on the Universe that it does.

And we see the evidence for dark matter everywhere, which is to say, wherever we’re capable of making measurements of gravitational mass.

We see it when we look at the patterns of temperature fluctuations in the cosmic microwave background. If we didn’t have dark matter of any type, the heights, ratios, and number of “bumps” in the cosmic microwave background would be all wrong they don’t align with what we observe. (And definitively haven’t, by the way, since the first WMAP results came back in 2003. Once the third peak was discovered, scenarios without dark matter were altogether ruled out.)

When we look at systems of gravitational lenses, we can not only measure the total mass of the lens, but the distribution of various mass clumps in between ourselves and the objects we’re looking at. They help teach us that dark matter is not only real, but that it must have been moving quite slowly at relatively early times: a necessary condition to form the tiny clumps of mass that agree with our observations.

We have other means of measuring dark matter’s presence, too. The cosmic web wouldn’t have the shape or structure that it has with normal matter alone adding in 85% dark matter and just 15% normal matter leads to an agreement between theoretical predictions and our observed Universe. The absorption features of gas clouds along the line-of-sight from quasars — known as the Lyman-alpha forest — agrees with cold dark matter scenarios only.

And, perhaps most spectacularly, we’ve observed more than a dozen galaxy groups and clusters in various stages of mergers. Wherever we do, we can identify where the normal matter is from the presence of light, X-ray, and radio emissions. But we can also reconstruct where the mass is from weak gravitational lensing. The fact that the majority of the mass doesn’t line up with where the normal matter is may be the most important clue we have that dark matter, and not just normal matter alone, is required to explain our Universe.

It’s an amazing detective story to finally acquire the observational evidence needed to identify where the normal matter in the Universe has been hiding, and a very clever result to get it from an unexpected and poorly-understood phenomenon: fast radio bursts. While some of the normal matter is in the form of stars, a little less than half of it is in the form of gas, while the remaining half is an ionized plasma residing in the space between the Universe’s galaxies. Everything else — dust, planets, stars, asteroids, etc. — is completely negligible.

But the overwhelming majority of the total matter in the Universe, the remaining 85%, is still missing. We call it dark matter we know it can’t be made out of the stuff normal matter is made of about 1% (or slightly less) of it is neutrinos the remaining 99%+ is still unknown. That’s the great mystery of our time, and this new research doesn’t put a dent in it. Practically all of the Universe’s matter is still missing, and that’s a mystery still waiting to be solved.


Indhold

Large surveys with sensitive, but low resolution radio telescopes like Arecibo or the Parkes Telescope look for 21 cm emission from atomic hydrogen in galaxies. These surveys are then matched to optical surveys to identify any objects with no optical counterpart, i.e. sources with no stars.

Another way astronomers search for dark galaxies is to look for hydrogen absorption lines in the spectra of background quasars. This technique has revealed many intergalactic clouds of hydrogen, but following up candidate dark galaxies is difficult, since these sources tend to be too far away, and are often optically drowned out by the bright light from the quasar.

Origin Edit

In 2005, astronomers found gas cloud VIRGOHI21 and attempted to determine what it was and why it caused such a gravitational pull on galaxy NGC 4254. After years of running out of other explanations, some have concluded that VIRGOHI21 is a dark galaxy, due to the massive effect it had on NGC 4254. [9]

Size Edit

The actual size of dark galaxies is unknown because they cannot be observed with normal telescopes. There have been various estimations, ranging from double the size of the Milky Way [10] to the size of a small quasar.

Structure Edit

Dark galaxies are composed of dark matter. Furthermore, dark galaxies are theoretically composed of hydrogen and dust. [9] Some scientists support the idea that dark galaxies may contain stars. [11] Yet the exact composition of dark galaxies is unknown because there is no conclusive way to spot them so far. However, astronomers estimate that the mass of the gas in these galaxies is approximately 1 billion times that of the Sun. [12]

Methodology to observe dark bodies Edit

Dark galaxies contain no visible stars, and are not visible using optical telescopes. The Arecibo Galaxy Environment Survey (AGES) is a current study using the Arecibo radio telescope to search for dark galaxies, which are predicted to contain detectable amounts of neutral hydrogen. The Arecibo radio telescope is useful where others are not because of its ability to detect the emission from this neutral hydrogen, specifically the 21 cm line. [13] Unfortunately, the decommissioning and subsequent catastrophic collapse of the Arecibo Radio Telescope on December 1st, 2020 has somewhat limited its efficacy in facilitating further data collection.

Alternative theories Edit

Scientists say that the galaxies we see today only began to create stars after dark galaxies. Based on numerous scientific assertions, dark galaxies played a big role in many of the galaxies astronomers and scientists see today. Martin Haehnel, from Kavli Institute for Cosmology at the University of Cambridge, claims that the precursor to the Milky Way galaxy was actually a much smaller bright galaxy that had merged with dark galaxies nearby to form the Milky Way we currently see. Multiple scientists agree that dark galaxies are building blocks of modern galaxies. Sebastian Cantalupo of the University of California, Santa Cruz, agrees with this theory. He goes on to say, "In our current theory of galaxy formation, we believe that big galaxies form from the merger of smaller galaxies. Dark galaxies bring to big galaxies a lot of gas, which then accelerates star formation in the bigger galaxies." Scientists have specific techniques they use to locate these dark galaxies. These techniques have the capability of teaching us more about other special events that occur in the universe for instance, the “cosmic web”. This “web” is made of invisible filaments of gas and dark matter believed to permeate the universe, as well as “feeding and building galaxies and galaxy clusters where the filaments intersect.” [12]

HE0450-2958 Edit

HE0450-2958 is a quasar at redshift z=0.285. Hubble Space Telescope images showed that the quasar is located at the edge of a large cloud of gas, but no host galaxy was detected for the quasar. The authors of the Hubble study suggested that one possible scenario was that the quasar is located in a dark galaxy. [14] However, subsequent analysis by other groups found no evidence that the host galaxy is anomalously dark, and demonstrated that a normal host galaxy is probably present, [15] [16] so the observations do not support the dark galaxy interpretation.

HVC 127-41-330 Edit

HVC 127-41-330 is a cloud rotating at high speed between Andromeda and the Triangulum Galaxy. Astronomer Josh Simon considers this cloud to be a dark galaxy because of the speed of its rotation and its predicted mass. [17] [18]

Smith's Cloud Edit

Smith's Cloud is a candidate to be a dark galaxy, due to its projected mass and survival of encounters with the Milky Way. [19]

VIRGOHI21 Edit

Initially discovered in 2000, VIRGOHI21 was announced in February 2005 as a good candidate to be a true dark galaxy. [11] [20] [21] [22] It was detected in 21-cm surveys, and was suspected to be a possible cosmic partner to the galaxy NGC 4254. This unusual-looking galaxy appears to be one partner in a cosmic collision, and appeared to show dynamics consistent with a dark galaxy (and apparently inconsistent with the predictions of the Modified Newtonian Dynamics (MOND) theory). [23] However, further observations revealed that VIRGOHI21 was an intergalactic gas cloud, stripped from NGC4254 by a high speed collision. [24] [25] [26] The high speed interaction was caused by infall into the Virgo cluster.


How do you weigh a galaxy? Especially the one you're in?

Pinning down the mass of a galaxy may seem like an esoteric undertaking, but scientists think it holds the key to unraveling the nature of the elusive, yet-to-be-seen dark matter, and the fabric of our cosmos.

A new technique for estimating the mass of galaxies promises more reliable results, especially when applied to large datasets generated by current and future surveys, according to a research team led by Ekta Patel at the University of Arizona. Udgivet i Astrofysisk tidsskrift, the study is the first to combine the observed full three-dimensional motions of several of the Milky Way's satellite galaxies with extensive computer simulations to obtain a high-accuracy estimate for the mass of our home galaxy.

Determining the mass of galaxies plays a crucial part in unraveling fundamental mysteries about the architecture of the universe. According to current cosmological models, a galaxy's visible matter, such as stars, gas and dust, accounts for a mere 15 percent of its mass. The remaining 85 percent is believed to reside in dark matter, a mysterious component that never has been observed and whose physical properties remain largely unknown. The vast majority of a galaxy's mass (mostly dark matter) is located in its halo, a vast, surrounding region containing few, if any, stars and whose shape is largely unknown.

In a widely accepted cosmological model, dark-matter filaments span the entire universe, drawing luminous ("regular") matter with them. Where they intersect, gas and dust accumulate and coalesce into galaxies. Over billions of years, small galaxies merge to form into larger ones, and as those grow in size and their gravitational pull reaches farther and farther into space, they attract a zoo of other small galaxies, which then become satellite galaxies. Their orbits are determined by their host galaxy, much like the sun's gravitational pull directs the movement of planets and bodies in the solar system.

"We now know that the universe is expanding," says Patel, a fourth-year graduate student in the UA's Department of Astronomy and Steward Observatory. "But when two galaxies come close enough, their mutual attraction is greater than the influence of the expanding universe, so they begin to orbit each other around a common center, like our Milky Way and our closest neighbor, the Andromeda Galaxy."

Although Andromeda is approaching the Milky Way at 110 kilometers per second, the two won't merge until about 4.5 billion years from now. According to Patel, tracking Andromeda's motion is "equivalent to watching a human hair grow at the distance of the moon."

Because it's impossible to "weigh" a galaxy simply by looking at it -- much less when the observer happens to be inside of it, as is the case with our Milky Way -- researchers deduce a galaxy's mass by studying the motions of celestial objects as they dance around the host galaxy, led by its gravitational pull. Such objects -- also called tracers, because they trace the mass of their host galaxy -- can be satellite galaxies or streams of stars created from the scattering of former galaxies that came too close to remain intact.

Unlike previous methods commonly used to estimate a galaxy's mass, such as measuring its tracers' velocities and positions, the approach developed by Patel and her co-authors uses their angular momentum, which yields more reliable results because it doesn't change over time. The angular momentum of a body in space depends on both its distance and speed. Since satellite galaxies tend to move around the Milky Way in elliptical orbits, their speeds increase as they get closer to our galaxy and decrease as they get farther away. Because the angular momentum is the product of both position and speed, there is no net change regardless of whether the tracer is at its closest or farthest position in its orbit.

"Think of a figure skater doing a pirouette," Patel says. "As she draws in her arms, she spins faster. In other words, her velocity changes, but her angular momentum stays the same over the whole duration of her act."

The study, which Patel presents on Thursday, June 7, at the 232nd meeting of the of the American Astronomical Society in Denver, is the first to look at the full three-dimensional motions of nine of the Milky Way's 50 known satellite galaxies at once and compare their angular momentum measurements to a simulated universe containing a total of 20,000 host galaxies that resemble our own galaxy. Together those simulated galaxies host about 90,000 satellite galaxies.

Patel's team pinned down the Milky Way's mass at 0.96 trillion solar masses. Previous estimates had placed our galaxy's mass between 700 billion and 2 trillion solar masses. The results also reinforce estimates suggesting that the Andromeda Galaxy (M31) is more massive than our Milky Way.

The authors hope to apply their method to the ever-growing data as they become available by current and future galactic surveys such as the Gaia space observatory and LSST, the Large Synoptic Survey Telescope. According to co-author Gurtina Besla, an assistant professor of astronomy at the UA, constraints on the mass of the Milky Way will improve as new observations are obtained that clock the speed of more satellite galaxies, and as next-generation simulations will provide higher resolution, allowing scientists to get better statistics for the smallest mass tracers, the so-called ultra-faint galaxies.

"Our method allows us to take advantage of measurements of the speed of multiple satellite galaxies simultaneously to get an answer for what cold dark matter theory would predict for the mass of the Milky Way's halo in a robust way," Besla says. "It is perfectly suited to take advantage of the current rapid growth in both observational datasets and numerical capabilities."


How do astronomers estimate the total mass of dust in clouds and galaxies? - Astronomi

Based on tons of scientific data and decades of research, here is an artist s impression of the Milky Way Galaxy, as seen from above the galactic North pole . Credit: NASA. All of the basic elements have been established including its spiral arm pattern and the shape of its central bulge of stars. To directly answer this question, however, is a difficult, if not impossible, task. The problem is that we cannot directly see every star in the Milky Way because most are located behind interstellar clouds from our vantage point in the Milky Way. The best we can do is to figure out the total mass of the Milky Way, subtract the portion that is contributed by interstellar gas and dust clouds ( about 1 - 5 percent or so), and then divide the remaining mass by the average mass of a single star.

From a number of studies, the mass of the Milky Way inside the orbit of our sun can be estimated to an accuracy of perhaps 20 percent as 140 billion times the mass of the Sun, if you use the Sun's speed around the core of the galaxy. Radio astronomers have detected much more material outside the orbit of the Sun, so the above number is probably an underestimate by a factor of 2 to 5 times in mass alone.

Now, to find out how many stars this represents, you have to divide by the average mass of a star. If you like the sun, then use 'one solar mass' and you then get about 140 billion sun-like stars for what's inside the sun's orbit. But astronomers have known for a long time that stars like the sun in mass are not that common. Far more plentiful are stars with half the mass of the sun, and even one tenth the mass of the sun. The problem is that we don't know exactly how much of the Milky Way is in the form of these low-mass stars. In text books, you will therefore get answers that range anywhere between a few hundred billion and as high as a trillion stars depending on what the author used as a typical mass for the most abundant type of star. This is a pretty embarrasing uncertainty, but then again, why would you need to know this number exactly?

The best estimates come from looking at the motions of nearby galaxies such as a recent study by G. R. Bell (Harvey Mudd/USNO Flagstaff), S. E. Levine (USNO Flagstaff):

Using radial velocities and the recently determined proper motions for the Magellanic Clouds and the dwarf spheroidal galaxies in Sculptor and Ursa Minor, we have modeled the satellite galaxies' orbits around the Milky Way. Assuming the orbits of the dwarf spheroidals are bound, have apogalacticon less than 300 kpc, and are of low eccentricity, then the minimum mass of our galaxy contained within a radius of 100 kpc is 590 billion solar masses, and the most likely mass is 700 billion. These mass estimates and the orbit models were used to place limits on the possible maximum tangential velocities and proper motions of the other known dwarf spheroidal galaxies and to assess the likelihood of membership of the dwarf galaxies in various streams.

Again, you have to divide this by the average mass of a star. say 0.3 solar masses, to get an estimate for the number of stars which is well into the trillions!

Another factor that confuses the prpoblem is that our Milky Way contains a lot of dark matter that also produces its own gravity and upsets the estimates for actual stellar masses. Our galaxy is embedded in a roughly spherical cloud of dark matter (shown in the artists rendering above courtesy ESO) that is strongly concentrated towards the galactic center regions. By using the motions of distant galaxies astronomers have 'weighed' the entire Milky Way and deduce that the dark matter halo is likely to include around 3 trillion solar masses of dark matter.


Hunting in Total Darkness: The Search for Dust-Obscured Galaxies at Cosmic Dawn

Editor’s note: Astrobites is a graduate-student-run organization that digests astrophysical literature for undergraduate students. As part of the partnership between the AAS and astrobites, we occasionally repost astrobites content here at AAS Nova. We hope you enjoy this post from astrobites the original can be viewed at astrobites.org.

Titel: Illuminating the dark side of cosmic star formation two billion years after the Big Bang
Forfattere: M. Talia et al.
First Author’s Institution: University of Bologna & INAF, Italy
Status: Accepted to ApJ

The modern terminology of galaxies is extraordinarily anthropomorphic blue, star-forming galaxies are “alive”, and red galaxies that have ceased star formation are “dead”. So then how do galaxies “live”? In other words, why do some galaxies form lots of stars while others do not? Are the dead galaxies older, or do they simply mature faster? What role do external forces such as galaxy mergers play in the lives of galaxies? How can their internal structures (bars, arms, and bulges) or internal forces (supernovae and active supermassive black holes) work to enhance or inhibit star formation? These details have been the focus of the past two decades of galaxy studies, trying to answer the question: How and when did galaxies assemble their mass of stars?

The highest-level diagnostic we can construct to help us understand the big picture of star formation in galaxies is the cosmic star formation rate density (SFRD) diagram. It maps the average rate at which stars are formed in the universe at a given time, per unit volume. The physics, then, is a matter of both supply and efficiency: how much gas is available to be formed into stars (supply), and how well did galaxies turn that gas into stars (efficiency)? Constructing the SFRD diagram can then help us to understand the interplay between gas and the processes that can act to enhance or inhibit star formation.

Figure 1: The star formation rate density diagram, including many literature measurements focusing on the early universe (z > 3). The results from this paper indicate that a missing population of galaxies might account for a large portion of the SFRD at z > 4. [Talia et al. 2021]

75% of the history of our universe by carefully constructing unbiased, representative samples of galaxies such that specific inferences of that sample also hold for the general, wider population of galaxies. As shown in Figure 1, the SFRD rises for the first 3 billion years before peaking at a redshift of z

2, after which it declines for the remaining 10 billion years until today.

Observing star formation rates during the first 2 billion years of the universe (z > 3) is incredibly difficult. Not only were the first galaxies intrinsically smaller and fainter than galaxies we see today, but starting at z

6, the universe is pervaded by a dense fog of neutral hydrogen (from which galaxies formed!) that obscures their light. Given these difficulties, these incredibly early galaxies are only now being observed in large numbers.

The authors of today’s paper point out that the existing samples of z > 3 galaxies are not at all representative. For the most part, and almost exclusively at z > 6, these galaxies are discovered via their bright ultraviolet (UV) emission, which has been redshifted so that it is observed in the optical and infrared. Not only must these galaxies be incredibly bright to be found at such large distances, but their intensive UV emission translates directly to an enormous star formation rate. That is, the feature that makes them easy to find also makes their star formation rates high. This is a huge bias in our samples! To overcome this bias, the authors turn to radio wavelengths. They used a large radio survey VLA-COSMOS to find 197 radio sources that have no counterpart in near-infrared wavelengths. These, they argue, are heavily dust-obscured galaxies without any UV emission — the missing link.

Figure 2: Median galaxy template (top) fitted to stacked observations in many broadband filters (bottom). The derived average physical parameters, as well as the redshift distribution, are also shown. [Talia et al. 2021]

The authors’ first test was to stack the broadband brightness measurements of each galaxy together so that they can predict what the average total spectrum would look like for these galaxies, and hence their average properties. The lack of blue light on the left-hand side of the spectrum indicates that there is no luminous UV component as seen in the UV-bright galaxies of previous samples. Moreso, the authors estimate an incredibly high dust extinction of a whopping 4.2 magnitudes (nearly a factor of 50)! These galaxies are super dusty indeed.

Using a similar approach to the stacked analysis, the authors then estimate the redshift and star formation rate for each of the 98 galaxies for which they could reliably measure an infrared brightness. Due to their unique radio selection approach, the authors are able to compile a large sample of very high redshift galaxies at z > 4.5. They estimate the redshifts and star formation rates for the remaining 99 sources as well, but with much greater uncertainty.

Lastly, the authors compute the SFRD using their sample, taking care to correct for any dusty galaxies they may have missed. This is a challenging correction to make, so the authors do so by adopting an agnostic approach, seeing how their SFRD looks depending on how complete their sample might be.

As shown by the red bars in Figure 1, it is precisely this population of highly dust-obscured galaxies at z > 3, invisible to optical and infrared surveys, that may indeed constitute a væsentlig portion of the star formation rate density in the early universe compared to other less-dusty samples!

These findings highlight the surprising extent of our missing knowledge of the first galaxies, and they encourage investment in future radio surveys with ALMA and follow-up with JWST.

Original astrobite edited by William Saunders with Lukas Zalesky.

About the author, John Weaver:

I am a second year PhD student at the Cosmic Dawn Center at the University of Copenhagen, where I study the formation and evolution of galaxies across cosmic time with incredibly deep observations in the optical and infrared. I got my start at a little planetarium, and I’ve been doing lots of public outreach and citizen science ever since.


Astronomers observe how two suns collect matter in a binary system

Cosmic delivery room: This picture shows Barnard 59, part of a vast dark cloud of interstellar dust called the Pipe Nebula. The proto-binary systems [BHB2007] 11 studied with high-resolution images is embedded in dense clouds, but can be observed at longer wavelengths with the radio telescope ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array). Kredit: ESO

Stars are born in the midst of large clouds of gas and dust. Local densifications first form "embryos," which then collect matter and grow. But how exactly does this accretion process work? And what happens when two stars form in a disk of matter? High-resolution images of a young stellar binary system for the first time reveal a complex network of accretion filaments nurturing two protostars at the center of the circumbinary disk. With these observations, an international team of astronomers led by the Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics was able to identify a two-level accretion process, circumbinary disk to circumstellar disk to stars, constraining the conditions leading to the formation and evolution of binary star systems.

Most stars in the universe come in the form of pairs—binaries—or even multiple star systems. Now, the formation of such a binary star system has been observed for the first time with high-resolution ALMA (Atacama Large Millimetre/submillimeter Array) images. An international team of astronomers led by the Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics targeted the system [BHB2007] 11, the youngest member of a small cluster of young stellar objects in the Barnard 59 core in the Pipe nebula molecular cloud. While previous observations showed an accretion envelope surrounding a circumbinary disk, the new observations now also reveal its inner structure.

"We see two compact sources, that we interpret as circumstellar disks around the two young stars," explains Felipe Alves from MPE, who led the study. "The size of each of these disks is similar to the asteroid belt in our Solar System, and their mutual distance is about 28 times the distance between the Earth and the Sun." Both protostars are surrounded by a circumbinary disk with a total mass of about 80 Jupiter masses, which shows a complex network of dust structures distributed in spiral shapes. The shape of the filaments suggest streamers of in-falling material, which is confirmed by the observation of molecular emission lines.

  • A zoom into the shared disk: this observation of ALMA shows that the proto-binary system [BHB2007] 11 is surrounded by dust filaments, where the southern (brighter) young star accretes more material. Credit: MPE
  • The Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) captured this unprecedented image of two circumstellar disks, in which baby stars are growing, feeding with material from their surrounding birth disk. The complex network of dust structures distributed in spiral shapes remind of the loops of a pretzel. These observations shed new light on the earliest phases of the lives of stars and help astronomers determine the conditions in which binary stars are born. Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Alves et al.

"This is a really important result," says Paola Caselli, director and MPE and head of the center of Astrochemical Studies. "We have finally imaged the complex structure of young binary stars, with their "feeding filaments" connecting them to the circumbinary disk. This provides important constraints for current models of star formation."

The astronomers interpret the filaments as inflow streamers from the extended circumbinary disk, where the circumstellar disk around the less massive of the two protostars receives more input, consistent with theoretical predictions. The estimated accretion rate is only about 0.01 Jupiter masses per year, which agrees with rates estimated for other protostellar systems. In a similar way as the circumbinary disk feeds the circumstellar disks, each circumstellar disk feeds the protostar in its center. At the disk-star level though, the accretion rate inferred from the observations is higher for the more massive object. The observation of emission from an extended radio jet for the northern object confirms this result, which is an independent indication that this protostar is indeed accreting more material.

"We expect this two-level accretion process to drive the dynamics of the binary system during its mass accretion phase," says Alves. "While the good agreement of these observations with theory is already very promising, we will need to study more young binary systems in detail to further constrain the conditions that lead to stellar multiplicity."


Se videoen: Universets størrelse slik DU vil forstå det! (December 2022).