Det vi lærte om utviklingen av galakser de siste 20 årene • Marat Mussin • Vitenskapelig nyhet om "Elementer" • Astronomi, Galakseutvikling

Hva vi lærte om utviklingen av galakser de siste 20 årene

Fig. 1. Kolliderende spiralgalaksier NGC 2207 og IC 2163. Kollisjoner og fusjoner av galakser er en av de svært effektive mekanismene for den nye stjernedannelsen av galakser. Bilde fra hubblesite.org

De første artiklene om stjernedannelsens historie i universet ble publisert for over 20 år siden, og hundrevis av forskere verden rundt er fortsatt aktivt ute etter generelle mønstre for dannelsen og utviklingen av galakser de siste 10 milliarder årene. Nå vet vi at galaksenes historie kan ses som en sammenhengende prosess, der hver etterfølgende epoke følger logisk fra den forrige og ingenting forblir uendret. Vi gir deg en oversikt over den nåværende situasjonen i dette feltet av astrofysikk.

"Stjarnedannelsens historie i universet"

Vi vet fortsatt ikke mye om galaksen, men vi kan allerede si sikkert: de utvikler seg. De kommer i en sky av mørk materie, de går gjennom flere stadier (ikke nødvendigvis i den rekkefølge): En økning i tettheten og avkjølingen av den opprinnelige gassen, dens fragmentering i mindre skyer som de første stjernene ser ut, det aktive stadiet av stjernedannelse, utseendet til et supermassivt svart hull i midten , absorpsjonen av dvergfamilienes galakser,utmattelse av materiale for dannelsen av nye stjerner, forandringen i morfologi på grunn av gradvis utvikling eller kollisjoner med andre massive galakser (figur 1).

Utviklingen av galakser går uten å stoppe i tusenvis av år: de får masse, endrer størrelse og tetthet, nye stjerner lyser opp, og de gamle dør, og alt dette påvirker de synlige farger av galakser. Det er umulig å observere disse endringene: Vi lever for lite for det. Men i de siste tiårene, basert på hva som er observerbart, har astrofysikere vært i stand til å lage en evolusjonær modell av galakser.

Galaksen er en svært kompleks struktur. Å beskrive det i detalj, som beskriver hver komponent separat, er ikke lenger en enkel oppgave, og når man teller galakser til millioner eller milliarder, er det helt umulig. På grunn av de generelle egenskapene til galakser spredt over hele universet, begrenser forskerne seg vanligvis til noen av de viktigste parametrene: masse (målt i solmasser), størrelse (i kiloparsek), avstand til oss (vanligvis uttrykt i dimensjonsløse redshift-enheter). z), antall nye stjerner som vises i denne galaksen (stjernedannelseshastighet), metallicitet (antall elementer tyngre enn hydrogen og helium),mengden av støv, gass og mørk materie og endelig, morfologien (galakser kan være disk, sfærisk, linsformet eller uregelmessig).

Dette er alt i teorien. I virkeligheten er kunnskapen om galaksen enten ufullstendig eller nøyaktigheten er ekstremt lav. Hvis du spør astrofysikk å velge bare tre parametere som han må studere galakser, vil han si: "Gi meg en masse, et rødt skifte og en stjernedannelsesrate." Disse parametrene er nok til å ligge i en datamodell av data fra noen kjente galakser, og begynner med den svært primære mørke materiellskyen som tjener som en gravitasjonsfelle for hydrogen, komme i løpet av tusenvis av år (på en galakseform, utfører datamaskinen disse operasjonene i minutter) en galakse som ligner den vi observerer.

Hvis evolusjonen i en galakse beskriver livets historie av alle dens elementer, hva skjer hvis vi prøver å undersøke utviklingen av alle de galakser som er tilgjengelige for oss i universet? Separate galakser kan bli født, kollidere og dø, men jeg lurer på om de hadde, tegnet en analogi med menneskehetens historie, sin egen gamle verden, middelalder, ny tid? Er det mulig å si det,Til tross for den stokastiske prosessen med dannelse og utvikling av hver galakse separat, er det epoker når de fleste galakser har spesifikke egenskaper – akkurat slik, men ikke annerledes – og årsaken til dette er kjent for oss? Det viser seg at ja.

For første gang ble ideen om å utforske forandringen av alle galakser over tid som en enkelt prosess fremsatt i 1996 av astrofysiker Simon Lilly i sin artikkel "Canada-France Redshift Survey: bare fire sider – artikkelen var av fundamental betydning.

Hans ide var å sortere alle tilgjengelige galakser etter avstand fra oss. På grunn av lysets hastighet er det likestillende å sortere ved det tidspunktet lyset kom fra det: vi ser nærliggende galakser som de er nå, galakser ligger i et rødt skifte z = 1, – som de var 8 milliarder år siden (redshift z = 1 tilsvare omtrent en avstand på 8 milliarder lysår; for detaljer, se diagrammet). Galakser ble delt inn i grupper: galakser som ikke er lenger enn en milliard lysår fra oss; galakser mellom ett og to milliarder lysår unna, og så videre. Etter å ha beregnet stjernedannelseshastigheten i galakser i solmasser per år og dividert den av volumet av det sfæriske lag,han fikk stjerneformasjonsdensitet i galakser ved en gitt epoke (figur 2). Neste er allerede et spørsmål om teknologi: du må sette disse punktene på graden av tetthetens avhengighet til tiden, og deretter kan du finne ut hvordan den gjennomsnittlige stjernedannelsesdensiteten til universet endret seg over tid.

Fig. 2. Planlegg fra Simon Lilly's 1996 artikkel – forskere kaller det "stjernedannelsens historie i universet" (stjerneformasjonshistorie av universet). Poeng på diagrammet vis stjernedannelseshastigheten avhengig av redshiftet. null på den horisontale akse tilsvarer den nåværende tiden, merket på 4-tiden etter bare en milliard år etter Big Bang

Å gå fra stjerneformasjon til masse er ikke vanskelig, ideen er som følger. Hvis et gjennomsnitt på 100 solmassestjerner dannes i et år i en ny galakse, så ved enkel summering får vi det på tusen år vil det være hundre tusen stjerner og dets masse kan tas som 105 Det er sol. For mer komplekse systemer, i stedet for summering, blir integrasjonen av stjernedannelseshastigheten over tid brukt. Dermed er det alltid mulig å sette stjernedannelseshastigheten i samsvar med galaksens totale masse, noe som betyr å konstruere en graf av veksten av gjennomsnittlig stjernetetthet i universet for hele tiden tilgjengelig for observasjoner.Fantastisk vakkert arbeid, hvor historien til hele universet er skjult i flere punkter og kurver!

Massene er forskjellige

Her er det nødvendig å lage en undertrykkelse for å finne ut hvilken masse vi faktisk måler. Ifølge moderne konsepter finnes det to typer masse-mørk materie, hvor partikler ennå ikke er funnet, og om hvilken natur vi bare kan spekulere, og vår vanlige baryonmasse, inkludert protoner og nøytroner. Sammensetningen og prosentandelen av de forskjellige komponentene av baryonsyre er et eget og komplekst emne, men artikkelen av Schulle, Smith og Danforth 2012 gir følgende forhold, som til tross for tillatte feil på opptil 50%, er generelt akseptert av det vitenskapelige samfunn:

  • 57% av baryonmassen er varmt plasma og det kalles varm-varm intergalaktisk medium (varm-varm intergalaktisk medium). Dette stoffet er ikke gravitasjonelt forbundet med galakser, og har mest sannsynlig aldri vært en del av dem, og det er for varmt å kondensere og begynne å danne stjerner under selve tyngdekraften.
  • 5% er en ekstremt sjeldne materie som er tyngdekraften forbundet med klynger av galakser, men tilhører heller ikke noen galakse separat.
  • 7% er en gass (inkludert molekylær gass), som er tyngdekraften forbundet med noen galakse. Dette er enten et byggemateriale for nye stjerner, eller et stoff som allerede har blitt utløst fra deres dybder med en supernova-eksplosjon.
  • 0,1% er støv. Det synes å være en veldig liten, men den mest "skadelige" delen av universets substans: ved å skjule mange detaljer om galakser og forvrengende farger, forstyrrer det astronomer, uansett hva de gjør (med mindre de studerer støvet selv). Støvets innflytelse er universell – som vi ser verre når vi kjører på en støvete vei, blir teleskoper plaget. For å overvinne støvets virkninger, utvikler forskere infrarøde teleskoper, men vi snakker om dette litt senere.
  • 0,01% er massen av alle supermassive svarte hull i galakser.
  • 6% er stjerner. Dette er akkurat den vekten som Simon Lilly målte. Bare 6%, men dette er den viktigste interessen for oss. Faktisk er en galakse per definisjon et gravitasjonsbundet system av stjerner!

Den oppmerksomme leseren vil legge merke til at hvis du legger til alle prosentsatsene, vil noe bli savnet. Og vi snakker ikke om planeter, kometer og astroider – deres totale masse er mindre enn tusen av den totale baryonmassen. Denne massen ble målt ved resultatene av flere romoppdrag (for eksempel WMAP og Planck) for å studere homogeniteten til bakgrunnsstrålingen – termisk støy med en temperatur på 2.725 K.Det ble vist at CMB-strålingen faktisk er homogen med høy grad av nøyaktighet, det vil si at det er "imprint" av Big Bang, bevart i universet. Små inhomogeniteter som kan sees på kartet, er resultatet av Syunyaev-Zeldovich-effekten, hvor regioner med et stort antall baryoner varmelektroniske fotoner ligger litt over den generelle bakgrunnen.

Studien av disse inhomogeniteter, samt begrensningene som ble lagt til av teoriene om den primære formasjonen av materie umiddelbart etter storebaren, ga forskere en ide om hele baryonsmassen i universet. Og det viste seg at om lag 25% av massen eksisterer i et skjema som fremdeles er ukjent for oss (vi understreker igjen at vi snakker om en baryonisk masse, ikke om mørk materie). Den "manglende baryonmassen" (se manglende baryonproblem), som forskere begynte å kalle det, ble nylig oppdaget ved hjelp av røntgen-teleskoper og er en streng av varmt plasma som strekker seg mellom galakser, som danner en slags galaktisk hantel (se nyheten Astrofysikk under fotball: bekreftelse av GR på galaktiske skalaer og den manglende baryonsubstansen, "Elements", 07.02.2018, og artikkel A. de Graaff et al., 2017.Mangler baryoner i den kosmiske banen avslørt av Sunyaev-Zel'dovich-effekten).

Således er det nødvendig å være enig i at når vi fortsetter å snakke om massen av galakser, mener vi stjernemassen, det vil si galaksenmassen inneholdt i alle dens stjerner, og vi vil uttrykke den i solmasser (for eksempel den sterke massen av vår Melkevei ca 60 milliarder sol, og Andromeda-galakser -103 milliarder sol).

Bestemmelse av massen av galakser

Nå som vi vet hvilken masse vi trenger, la oss prøve å bestemme det. Den eneste informasjonen som kommer til oss fra galakser, er lett. Oversettelsen av lys til masse er en ikke-triviell oppgave, der det også er mange subtiliteter. La oss starte med lyset fra en stjerne. Det berømte Hertzsprung-Russell-diagrammet gir oss mulighet til å finne en (nesten) unik posisjon for hver stjerne på fargeluminitetsgrafen, som også kan tolkes som et massetemperaturforhold. Således, etter å ha bestemt stjernens farge, kan man utvetydig finne ut sin masse, temperatur og, i mange tilfeller, alder. På fig. 3, viser den horisontale akse stjernens farge i uvanlige enheter. B – V er stjernens størrelsesforskjell av stjernen oppnådd i filter B, som passerer blå, og i filter V, som passerer grønt, gult og oransje.En stjerne som er like lys i begge filtre (og som det kan ses på grafen, hundre ganger lysere enn solen) tilsvarer null på denne aksen, og jo lengre langs aksen i den positive regionen er stjernen – jo redder er den. Hvis astronomer finner en klynge av objekter som B – V = 0, og lysstyrken overskrider sollyset, ikke hundre ganger som forventet, men hundre tusen, vil det være en veldig ung klynge, der det bare er tusen stjerner, hver lysere enn Solen i 100 ganger.

Fig. 3. Hertzsprung – Russell diagram. Bilde fra ru.wikipedia.org

Med galakser er alt mer komplisert. For det første er det i noen galakser stjerner av forskjellige masser, lysstyrker og aldre – fra nyfødte til eldre, klar til å flare opp som en supernova. Og de fleste galakser i teleskopet er ikke løst – og blå, og gul og rød, og generelt går alle stjernene sammen til ett sted. Og to gule stjerner kan gi omtrent samme farge som en blå og en rød.

For det andre er det i noen deler av diagrammet en degenerasjon – samme farge (for eksempel B – V = 1,3) kan være i en stjerne som er 10 ganger lysere (og dermed lettere) av Solen og i en stjerne som er 100 ganger lysere, noe som betyr at den er mye mer massiv. Det vil si at galaksen kan være rød fordiat de fleste av stjernene er lavmassede røde dverger, og kanskje fordi det er mange kortvarige massive stjerner (som er hundrevis tyngre enn solen) i den siste fasen av deres liv. Generelt vil en farge her ikke gå av.

For å fjerne degenerasjonen etter farge, må du finne en annen parameter som indikerer hvilke stjerner som gir den røde fargen. Og dette er bare infrarød stråling (som selvfølgelig er registrert av infrarøde teleskoper!). Det kommer fra varmt støv, som, selv om det fortsatt er veldig i vei for astronomer, men hjelper også litt i denne situasjonen: det virker som et tegn på stjernedannelse i galaksen.

Det viser seg en så logisk kjede. Hvis det er mye varmt støv i galaksen, betyr det at det er mye hydrogen (de går sammen), og noe støtter aktivt støvet. Hydrogen er et byggemateriale for stjerner, som, mens de antennes, bare varme opp hydrogenstøvskyvene rundt dem. Emerging nye stjerner har alle mulige masser og størrelser, men det er de mest massive og lyse som vil varme støvet spesielt aktivt. Men slike stjerner lever minst, noe som betyr at de dukket opp ganske nylig, og i galaksen, sannsynligvis er det fortsatt nye stjerner – det er en aktiv stjernedannelse i den.

Hvis den infrarøde strålingen fra galaksen er svak, betyr det at det ikke var noen stjernedannelse der lenge, og alle de røde gigantene har lenge vært utdaterte, og hele den røde fargen på galaksen kan bare komme fra lavmassede røde dverger.

Bruken av IR-teleskoper har virkelig sterkt avansert astrofysikk siden det siste tiåret av det 20. århundre. Dette er også fordi den har lukket en av de siste vinduene i det elektromagnetiske spektret, som var utilgjengelig for forskere, slik at de kunne "forbinde" radiobåndet med den optiske. I tillegg til å fjerne degenerasjonen på stjernens farge, bidro det til å separere bidraget til totalstråling av galakser laget av stjerner (nyttig for å studere stjernedannelsens historie i universet) fra lyset av aktive galaktiske kjerner – stråling utstrålet fra området i nærheten av svarte hull, som noen ganger kan etterligne vanlig stråling. galakse.

Dermed er det første trinnet i å måle massen av en galakse å måle lysstyrken i flere forskjellige filtre, og det er ønskelig at noen av dem passerer IR-området. Etter det kan du bygge spektral energidistribusjon (spektral energidistribusjon, SED) – den kalles også "spektrum for de fattige", fordi i stedet for en kontinuerlig linje av spekteret,som kan oppnås ved langvarig observasjon av et enkelt objekt, får vi bare noen få poeng, som bare omtrent forteller oss om funksjonene i galaksen.

Den neste fasen kalles SED-montering (som kan oversettes som "oppregning av malspektre") – den resulterende virkelige energidistribusjonen av galaksen sammenlignes med et sett med syntetiske spektra som ble oppnådd på en datamaskin ved hjelp av mange modeller, vår forståelse av galakseutviklingen, samt virkelige observasjoner.

En viktig faktorbegrensende forskere er absolutt avhengighet av de endelige resultatene på modellene vi lå ved inngangen. Enhver galakse er for kompleks for å simulere hele sitt tidligere liv, så forenklede modeller er erstattet i alle stadier av beregningen. For eksempel i studier av historien om stjernedannelse, er det ofte i beregninger antatt at alle stjerner i galaksen dukket opp samtidig, eller tværtimot, fortsetter stjernedannelsen i samme hastighet gjennom galaksens levetid eller et litt mer komplekst forhold, som eksponentiell reduksjon i stjernedannelseshastigheten over tid.

I virkeligheten har selvfølgelig en galakse en mye mer kompleks historie med stjernedannelse, som ikke kan justeres for å passe til en jevn funksjon. Det samme med de andre parameterne: Den første fordelingen av stjerner etter masse (den innledende massefunksjonen); metallicitet, inkludert påvirkning av kompresjonsgraden av en sky av kald hydrogen, hvorfra en ny stjerne senere kommer til syne; mengden støv som absorberer noe av strålingen og forvrenger galaksens synlige farge. Alle disse parametrene bestemmes enten på grunnlag av galakser nærmest oss og kan ikke korrespondere med det som skjer i store avstander, eller de ble generelt avledet teoretisk, basert på generelle begreper.

Selv grunnlaget for SED-monteringsmetoden – settet av syntetiske spektra av de enkelte stjernene som utgjør galaksspektret – blir periodisk raffinert. Nylig i bladet Månedlige merknader av Royal Astronomical Society en artikkel fra astrofysikere fra England og New Zealand ble publisert, noe som reviderer alderen til noen galakser og klynger som et resultat av å bruke mer nøyaktige teoretiske spektra. Artikkelen gjelder spesieltat alle eksisterende programmer beregner utviklingen av stjerner som uavhengige objekter, mens omtrent halvparten av stjernene i galakser er i gravitasjonskoblede systemer, og noen av dem utveksler materie. Et stoff som faller på en stjerne gjør det massivt og forynker, som det var: det har mer substans for å opprettholde en termonuklear reaksjon. Dette arbeidet viser igjen at et aktivt søk etter nye og mer nøyaktige løsninger innen stjernedannelse er i gang.

Fra Big Bang til kosmisk middag

Ved hjelp av moderne modeller og nye teleskoper har Simon Lilly med tilhenger – Piero Madau, Mark Dickinson, Simon Driver, Leonidas Moustakas og andre astrofysikere – betydelig forbedret den opprinnelige planen med bare syv poeng de siste 20 årene, og nå ser det ut som dette som vist på fig. 4.

Fig. 4. Til venstre: moderne graf av stjernedannelseshastigheten i universet (i desimallogaritmer av antall nye stjerner per år i kubisk megaparsek). høyre: endring i gjennomsnittlig stellær massetetthet. Ulike farger tilsvarer ulike data fra forskjellige vitenskapelige grupper.Jo dypere inn i universets fortid vi ser i (det vil si jo større redshift på grafen), jo mindre data og jo større spredning av data. Grafikk fra P. Madau, M. Dickinson, 2014. Kosmisk stjerneformasjonshistorie

Disse grafene demonteres i henhold til mange vitenskapelige gruppers bein, og de blir fortsatt raffinert, omstridt og forstått, men det er to viktigste punkter i dem.

1. Stellarmassen i universet vokser kontinuerlig hele tiden for observasjon: astrofysikere kjenner ikke til en eneste galakse som vil miste sin stjernemasse over tid (i motsetning til massen av gass eller støvmassen, hvis reserver kan tørke ut over tid).

2. I universets historie var det en "kosmisk ettermiddag" – tiden for den maksimale stjernedannelseshastigheten, da massene av galakser vokste spesielt raskt. Det begynte for rundt 11 milliarder år siden og varte omtrent to milliard år. All vår kunnskap om universet sier at det aldri vil bli en slik stjernedannelse igjen – det er ganske enkelt ikke så mye fri hydrogen igjen!

Hva annet kan gjøres med disse grafer? For eksempel, å dele galakser i to grupper i henhold til farge: Blå, det er lysere, vanligvis spiralgalaksier, der aktiv stjerneformasjon finner sted, og rød, "rød og død" som de kalles, er gamle elliptiske galakser, hvor nesten ingen nye stjerner vises. .Farge i astronomi, som vi allerede har funnet ut, er forskjellen i lysstyrke mellom de to filtrene. Eric Bell og kollegaer i 2003 undersøkte utviklingen av massene av disse to gruppene over tid og oppnådde tilsynelatende motstridende resultater: Den gjennomsnittlige tettheten av galakser, hvor mange nye stjerner ble født årlig, forblir de samme, mens tettheten av gamle elliptiske galakser, hvor ingen nye stjerner vises, vokste bare (EF Bell et al., 2003. De optiske og nesten infrarøde egenskapene til galakser. I. Lysstyrke og stjernemassefunksjoner).

Den tilsynelatende motsigelsen kan fjernes dersom vi tar i betraktning at utviklingen av galakser ikke bare er en økning i stjernemassen. Når gassreserver i galaksen slutter, stopper stjernestasjonen, de lyseste blå stjernene fades ut over flere millioner år, og bare langlivede røde stjerner forblir i den. Hvis en annen galakse fløy i nærheten, eller hvis de selv kolliderte, fører det til gassblanding og starter en ny bølge av stjernedannelse, men ødelegger samtidig spiralarmene, noe som gjør galaksen mer jevn. Til slutt, i galaksen er det ikke lenger kaldt hydrogen, ingen spiralarm eller nær dverggalaksier som kan mate det – det endrer fargen og blir en rød elliptisk galakse død.

Dette er akkurat hva ris demonstrerer. 5, hvor de siste resultatene av studier av utviklingen av galakser i disse to gruppene presenteres. Galakser er delt inn i vekt i fire kategorier. Det kan sees hvordan tettheten av "døde" galakser øker (tiden i grafene flyter fra høyre til venstre), mens tettheten av stjernedannende galakser forblir uendret eller til og med redusert.

Fig. 5. Forandringen i tettheten av galakser på relativt korte avstander fra oss. Massen er gitt i enheter av desimallogaritmen av massaklassen til galaksen til solens masse (for eksempel svarer den første undergruppen til galakser med masse 109,5-1010 solar). Svarte prikker angir gjennomsnittlig tetthet av alle galakser, blå – unge stjernedannende galakser rød – stille "døde" galakser, målt i enheter av desimallogaritmen per kubikk megaparsek (for eksempel en verdi på -3 betyr at i gjennomsnitt tusen galakser faller i en kubikk megaparsek). Graf fra artikkel J. Moustakas, 2013. PRIMUS: Kontrakter på stjernemassefunksjonen fra z = 0-1

I løpet av de 22 årene som har gått siden publiseringen av Lilly's artikkel, gjennomførte mer enn et dusin vitenskapelige grupper sine studier for å avklare parametrene for å øke gjennomsnittsdensiteten til universets stjernemasse.Noen av dem brukte omfattende himmelundersøkelser (som Sloan digitalundersøkelsen), hvor hundretusener av galakser falt, men dette beløpet måtte betales med kvalitet: bare de nærmeste eller klareste galakser ser slike vurderinger. Den andre delen brukte tilgjengelige dype himmelundersøkelser, som det berømte Hubble Ultra Deep Field, som bare inntar en tjuefem milliarder av det totale himmelområdet, men hvor Hubble-teleskopet så mer enn ti tusen galakser (figur 6).

Fig. 6. Hubble Ultra Deep Field – en del av himmelen med en side på kun 2,4 vinkler (omtrent en tiendedel av vinkelen på månen), som viste tusenvis av galakser. Den kontinuerlige observasjonstiden for dette området er 11 dager, men på grunn av teknologiske begrensninger ble bildene som dette bildet ble til slutt tatt i løpet av noen få måneder. Bilde fra ru.wikipedia.org

Det er svært få så godt studerte områder på himmelen (og de utgjør en liten del av det totale arealet av den himmelske sfæren), men bare slike dype vurderinger kan gi oss informasjon om galakser i det unge universet. Alle punkter i fig. 4, som viser stellær tetthet ved redshifts mer z ~ 1, oppnådd nøyaktig ved hjelp av disse delene. Videre analyseres de oppnådde dataene på galakser og ekstrapoleres til hele himmelhvelvet. Dette kan føre til store feil hvis vi anser at fordeling av galakser ikke er ensartet: ingen kan garantere at en tilfeldig valgt del av himmelen inneholder gjennomsnittlig antall galakser av alle massene i alle redshifts. Derfor venter astrofysikere fra hele verden på lanseringen av en ny generasjon instrumenter – teleskoper "James Webb", WFIRST, LSST – og bruker også aktivt de nylig tilgjengelige funksjonene til Pan-STARRS-teleskopet, som kombinerer en bred synsvinkel med god følsomhet.

Marat Musin


Like this post? Please share to your friends:
Legg att eit svar

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