La contribución de componentes como la materia oscura, las estrellas y el gas a la masa de una galaxia.

Estoy haciendo un curso de introducción a la astrofísica ya nivel licenciatura en astronomía. En él nos enseñaron que los componentes principales de la materia en una galaxia son el halo de materia oscura ( METRO h ), gasolina ( METRO gramo a s ) y estrellas ( METRO ∗ ). Así, la masa de la galaxia se puede dar como la suma de estos tres componentes. Quiero leer más sobre esto, pero cuando busco esto en la red no obtengo ningún resultado apropiado o son muy avanzados. Supongo que esto se debe a que la terminología y la nomenclatura reales de estas masas son diferentes. Por lo tanto, si alguien puede darme una terminología precisa de estas masas, sería útil.

Además, nos dijeron que dada la masa del halo de materia oscura, las otras dos masas pueden tener solo un cierto rango de valores. Quiero saber cómo podemos determinar este rango de valores posibles para una galaxia. Además, ¿cómo cambian estos valores a medida que la galaxia envejece? Cualquier enlace a recursos relacionados con los temas anteriores también es bienvenido.

Edición 1: con respecto a mi pregunta anterior sobre el cambio en la masa de las galaxias a lo largo del tiempo, estoy dando mi opinión. Por favor corrígeme si me equivoco en alguna parte.

Inicialmente, la galaxia consiste solo de materia oscura y gas. Este inicialmente se contrae pero luego se segmenta para formar estrellas. Por lo tanto, inicialmente debería haber una disminución en METRO gramo a s . Pero poco a poco se devuelve algo de gas a medida que mueren las estrellas y también se recolecta de los alrededores, por lo que la masa de gas debería permanecer constante o disminuir a un ritmo muy lento. Ahora para las estrellas inicialmente METRO ∗ debería aumentar debido a la creación de nuevas estrellas. Pero después de un tiempo, cuando algunas de las primeras estrellas comienzan a desaparecer, habrá un nacimiento y una muerte simultáneos de estrellas, de ahí la METRO ∗ debe permanecer relativamente constante durante este período. Finalmente, a medida que la tasa de formación de estrellas disminuye debido al agotamiento de METRO gramo a s se reducirá el nacimiento de nuevas estrellas. Lentamente, más y más estrellas comenzarán a morir y METRO ∗ se agotará dejando atrás sólo elementos más pesados. Por eso METRO ∗ debe disminuir durante este período. Finalmente llegando a Halo Mass, todavía no estoy seguro. Creo que no debería cambiar mucho durante la vida de la galaxia porque la materia oscura no parece interactuar con la masa bariónica. Sé que estos cambios serán lentos, pero ¿alguien puede darme un número aproximado de la lentitud de estos cambios?

Respuestas (1)

Esta es una pregunta bastante compleja, por varias razones.

  • Primero, las galaxias tienen muchas variaciones, con respecto a propiedades tan diversas como la masa, la morfología y el entorno.
  • En segundo lugar, diferentes técnicas de observación y diferentes modelos producen diferentes observables: puede observar el mismo campo del cielo con dos instrumentos diferentes y deducir una distribución diferente de galaxias y sus propiedades.
  • En tercer lugar, como mencionas, las galaxias evolucionan y no necesariamente obtendrás la misma relación entre, digamos, la masa del gas y la masa estelar, incluso para un tipo de galaxia dado, en diferentes corrimientos al rojo.

Sin embargo, se puede decir que algunas cosas son ciertas "en general":

Relación masa estelar - masa gas

Cuanto más masiva es una galaxia (en términos de masa estelar, METRO ∗ ), más eficiente es en la formación de estrellas. Por lo tanto, la fracción de gas F gramo a s ≡ METRO gramo a s / ( METRO gramo a s + METRO ∗ ) disminuye con METRO ∗ . Además, aunque parte del gas de las estrellas se devuelve al medio interestelar (ISM), a medida que pasa el tiempo y una galaxia forma estrellas, "agotará" el ISM, reduciendo aún más F gramo a s .

Esto se puede ver en este gráfico de Magdis et al. (2012) , que muestra la fracción de gas en función de la masa estelar actual (círculos abiertos) y hace ~10 mil millones de años (círculos cerrados):

fg

Las galaxias utilizadas en este estudio son galaxias de "secuencia principal", y también se aplican otros criterios de selección.

Relación masa estelar – masa halo

El componente de materia oscura (DM) de una galaxia es mucho más extenso y difuso que los bariones (porque la DM no tiene colisiones), sino que se encuentra en un gran "halo" alrededor del gas y las estrellas. Por supuesto, no podemos ver DM, lo que dificulta las mediciones de su masa. Solo en simulaciones numéricas sabemos exactamente su masa.

Cuanto mayor sea la masa del halo de DM ( METRO h ), más estrellas tiene la galaxia. Pero la relación no es directa. En general, METRO ∗ aumenta con METRO h más rápidamente para las galaxias de baja masa, mientras que para METRO h ≳ 10 12 METRO ⊙ (galaxias del tamaño de la Vía Láctea aproximadamente) la relación se aplana:

Esto se ve en el panel izquierdo de este gráfico de Behroozi et al. (2013) :

msmh

Los diferentes colores corresponden a diferentes épocas en el Universo. Los datos son de una simulación cosmológica, pero la simulación fue calibrada para coincidir con varias observaciones.

Otra forma de mostrar esta relación se ve en el panel derecho, donde la fracción estelar METRO ∗ / METRO h se ve subir hasta alrededor METRO h ∼ 10 12 METRO ⊙ , después de lo cual vuelve a disminuir.

¿Por qué es esto? En general, se cree que la formación de estrellas se suprime en masas bajas porque el gas se expulsa más fácilmente de un potencial gravitacional poco profundo, mientras que los núcleos galácticos activos de masas altas se vuelven muy eficientes para expulsar gas, apagando así la formación estelar.

¿Cómo se miden las masas?

Hay varias técnicas para medir estas masas.

Las masas estelares se miden utilizando relaciones conocidas entre la cantidad de estrellas y la cantidad de luz de algún proceso físico, ya sea una sola línea de emisión o una banda de luz más amplia. Para las galaxias altamente formadoras de estrellas, donde todavía hay muchas estrellas O y B calientes que ionizan el gas circundante, las líneas nebulares como H α o ly α se puede usar, mientras que para las galaxias que no forman estrellas se puede usar, por ejemplo, la radiación continua del polvo calentado.

La conversión depende de la supuesta función de masa inicial de la población estelar.

Asimismo, se pueden medir masas de gases y masas moleculares sabiendo cuánta luz emite una determinada cantidad de gas (a una determinada temperatura, presión,…).

Las mediciones de las masas de los halos generalmente se realizan observando el ancho de varias líneas espectrales, deduciendo así la dispersión de la velocidad. σ V del gas y las estrellas. Entonces, la masa total METRO se puede calcular a partir de

σ 2 = GRAMO METRO C R ,
dónde GRAMO es la constante gravitacional, R es el radio y C es un factor geométrico (ver esta respuesta para una explicación).

En el diagrama de masa estelar - relación de masa de gas, se ha demostrado que f_gas y M_gas/M_* tienen una proporcionalidad diferente con M_*, pero en el párrafo anterior al diagrama se menciona que ambos son equivalentes. ¿Puede aclarar esto?
Solo quiero saber si mi interpretación es correcta. En el gráfico de M_h frente a la masa estelar M_*, considere una galaxia con M_h, digamos alrededor de 10^12, por lo que ahora, durante las diferentes épocas del universo, la masa estelar de dicha galaxia varió entre 10^10 y 10^11. Por lo tanto, este debería ser el rango posible de masa estelar para la masa del halo dada de la galaxia bajo consideración, ¿verdad?
¿Es correcto lo siguiente cuando la galaxia es joven, entonces no debería tener estrellas de secuencia principal, por lo que la masa estelar debe ser muy baja mientras que hay mucho gas, por lo que la masa de gas debe ser alta? Ahora, con el tiempo, a medida que la galaxia se desarrolla, la masa estelar aumentará y la masa del gas disminuirá. Entonces, ¿habrá un punto en el que todo el gas se agote y solo quede masa estelar? En tal escenario, ¿qué sucederá después? ¿También es directa esta conversión de masa estelar a masa de gas o está involucrada alguna conversión de masa-energía? ¿Cómo varían con el tiempo la masa estelar, la masa del gas y la masa del halo en una galaxia?
@DhruvDeshmukh Lo siento, cometí un error tipográfico: fg no es Mg/M*, sino Mg/(Mg+M*), de ahí la pendiente diferente.
escritura su segunda pregunta, sí, una galaxia con Mh ~ 1e12 tendría M* ~ 1e10 en épocas tempranas y M* ~ 1e11 en épocas tardías (las barras de error indican intervalos del 68%, por lo que ~ 1/3 cae fuera de este rango). Pero la mayoría de las galaxias crecen con el tiempo, por lo que no es necesariamente la misma galaxia.
escritura pregunta #3, las estrellas alcanzan la MS bastante rápido, en comparación con la escala de tiempo de formación de galaxias. Es cierto que, a medida que las galaxias evolucionan, utilizan cada vez más gas, pero en primer lugar se devuelve una parte y, en segundo lugar, siguen acumulando gas de los alrededores. Algunas galaxias carecen de gas, pero es más probable que esto se deba a fusiones anteriores en las que se expulsa parte del gas de las galaxias y el resto se usa en uno o más estallidos estelares, apagando su formación estelar. Estas son las elípticas masivas. Las espirales, por otro lado, tienen SF en curso y no se agotarán hasta que hayan pasado muchos miles de millones de años.
Usted pregunta "qué sucederá después": entonces, para estas galaxias extinguidas, las estrellas de mayor masa finalmente se extinguen, mientras que las estrellas de menor masa se quedan por más tiempo. Dado que las estrellas de baja masa son rojas/naranjas, este es el color de tales galaxias. La estrella de menor masa vive 100 veces la edad actual del Universo más o menos. No estoy seguro de entender con " esta conversión de masa estelar a masa de gas directa o alguna conversión de masa-energía está involucrada ". Si te refieres a si algo de masa se "pierde" en energía, entonces sí, una estrella convierte parte de su masa en energía, pero esta es una fracción menor.
Su pregunta final también es bastante compleja y tal vez debería publicarse como una segunda pregunta. Ahora veo que lo preguntaste en tu publicación original, y puedo intentar encontrar algunas referencias, pero tendré que volver al trabajo por ahora :)
@pela "Algunas galaxias están agotadas en gas, pero es más probable que esto se deba a fusiones anteriores": está ignorando algunos otros procesos, como la presión del ariete y la extracción de mareas, y posiblemente una fuerte retroalimentación de SF y AGN, que puede eliminar el gas de una galaxia.
@pela Una pequeña pregunta más. Usted mencionó en su comentario que las estrellas convierten una pequeña fracción de su masa en energía, lo que esencialmente significa que su masa es casi constante. ¿Esto se aplica solo cuando la estrella está en la secuencia principal o siempre es cierto?
@PeterErwin ¡Sí, buen punto!
@DhruvDeshmukh No exactamente: también pierden masa debido a los vientos estelares. No lo consideré "perdido", porque los átomos aún existen, simplemente son expulsados ​​​​al medio interestelar circundante (en contraste, la pérdida de masa debido a la producción de energía se convierte en fotones). Las estrellas masivas con luminosidades extremas pueden perder una fracción bastante significativa de su masa durante la secuencia principal. Creo que las estrellas más pequeñas no pierden mucho en la EM, pero más tarde, cuando se hinchan para convertirse en gigantes rojas, sus capas externas se vuelven más sueltas y, por lo tanto, se expulsan más fácilmente.
@pela Dijiste que el intervalo de confianza es del 68% en el gráfico de relación de masa estelar masa-halo. ¿Podría decirme el sigma/√n para que pueda calcular el rango posible? Además, ¿por qué la distribución se reduce a 10^12 y se amplía a medida que avanzamos hacia la izquierda y hacia la derecha en el gráfico?
@DhruvDeshmukh Según su descripción, las líneas muestran los valores medios para las galaxias centrales (es decir, no los satélites), y las barras de error incluyen incertidumbres sistemáticas y estadísticas, calculadas para un modelo cosmológico fijo. Puede leer más sobre su modelo y el número de galaxias que usaron para sus estadísticas en Behroozi+ 13. No sé el motivo de la ampliación de las barras de error, pero un efecto podría ser estadísticas de números pequeños para números grandes. galaxias y las mayores incertidumbres observacionales de las galaxias débiles.
@pela He agregado mi pensamiento sobre el cambio en estas masas de una galaxia a lo largo del tiempo. Si es posible, revíselo y corríjame si me equivoco en alguna parte.
@DhruvDeshmukh Su descripción de la formación de galaxias es similar al llamado "colapso monolítico", o escenario de arriba hacia abajo, descrito por [Eggen, Lynden-Bell y Sandage (1962)], pero este escenario realmente no está pensado para ser verdad nunca más. Lo más probable es que las galaxias se formen "de abajo hacia arriba", donde los mini-halos de M ~ 1e5 Mo más o menos son las primeras estructuras en formarse, y luego se fusionan para formar estructuras más grandes. Pero, en general, su descripción parece estar bien, aunque no creo que la evolución con el tiempo sea tan fuerte como la dependencia de la masa del halo.
Esta pregunta parece ser lo que buscas. No creo que la respuesta actual sea lo que estás buscando, pero en este momento no tengo tiempo para escribir una buena (lo siento).
La contribución de componentes como la materia oscura, las estrellas y el gas a la masa de una galaxia.
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