¿Qué parte de la masa de una galaxia está en las estrellas?

Irónicamente, en realidad es más difícil medir la masa de la Vía Láctea que la de otras galaxias. Uno pensaría que con estar JUSTO AQUÍ sería fácil, pero, por desgracia. La mayor parte de la dificultad proviene de (1) la galaxia abarca una gran parte del cielo, por lo que se necesita mucho tiempo para observar cualquier característica particular en detalle en todo el conjunto (por ejemplo, mapear la fuerza de una línea de emisión) , y (2) es difícil obtener una imagen general de la galaxia porque partes de ella interfieren con la vista de otras partes: hay mucho polvo en el disco galáctico que oscurece nuestra vista de las partes más distantes del disco, y el disco es donde están la mayoría de las estrellas.

La masa estelar es en realidad la masa más fácil de medir en astronomía, porque se puede ver mucho más directamente que otros componentes de la masa. Todo lo que se necesita hacer es medir la luminosidad intrínseca (en lugar de la aparente) de una galaxia, asumir una "relación masa-luz" y multiplicar para obtener la masa estelar. Las relaciones de masa a luz son del orden de

La masa de gas tampoco es tan mala. Dependiendo de la fase del gas, ya sea hidrógeno ionizado, molecular o atómico (neutro), es posible medir la emisión de la línea. El hidrógeno neutro aparece en la radio a 21 cm de la transición hiperfina (spin flip). La mayor parte de la masa de gas está en hidrógeno neutro. Dependiendo de las condiciones, las líneas de la serie Lyman o Balmer pueden ser visibles (la primera línea de Balmer se llama${\rm H}\alpha$en la jerga de la astronomía, es común observar). Hidrógeno molecular: el material del que están hechas las estrellas directamente, piense en Pillars of Creation, es más difícil de medir ya que no tiene líneas de emisión fuertes. Lo que se suele hacer es medir la emisión de otras especies moleculares.${\rm CO}$es común, y suponga algo sobre qué fracción de la masa de gas constituye esa especie.

La masa de la materia oscura se infiere de cosas como las curvas de rotación galáctica o las lentes gravitatorias, que sondean la masa total del sistema. Cuando obtenemos una masa total de uno de estos trazadores, siempre parece que nos quedamos cortos en un orden de magnitud (estoy usando "siempre" de manera muy vaga aquí). Esto, junto con las observaciones cosmológicas que parecen implicar que hay mucha materia ("polvo" en la jerga de la cosmología) que no es "bariónica", sino algo más que supera a los bariones en un poco menos de 10:1 en masa.

En cuanto a la Vía Láctea, hay un número (alrededor de 10 que yo sepa) de formas en las que puedes intentar medir la masa. He sido coautor de un artículo que utiliza varios métodos. Una medida bastante conocida de la masa total (no solo estelar) de MW y M31 es esta , que es más de un factor de 2 más grande que la que cita. Otras fuentes están más en línea con su número... la incertidumbre sigue siendo bastante grande. Aquí hay otro artículo que hace la masa total con una metodología diferente (y se acerca$1.26\times10^{12}{\rm M}_\odot$), y también modela la masa estelar, encontrando alrededor$6.43\times10^{10}{\rm M}_\odot$, que es aproximadamente el mismo estadio de béisbol que la mayoría de las estimaciones para la Vía Láctea.

Si eres aventurero y quieres ensuciarte las manos, las estimaciones de masa estelar de al menos varios cientos de miles de galaxias del SDSS están disponibles . Estos se basan en la luminosidad de las galaxias, más o menos como he descrito anteriormente. También existen estimaciones de masa total, pero no recuerdo dónde se obtienen fácilmente en este momento, y son más inciertas.

Jerry Schirmer mencionó agujeros negros en los comentarios, así que también puedo agregar una nota. Se cree que el agujero negro de MW se trata de$10^{6}{\rm M}_\odot$, menos de una parte en diez mil de la masa estelar, y quizás una millonésima parte de la masa total. Esto es más o menos típico, aunque algunos agujeros negros particularmente grandes alcanzan quizás una centésima parte de la masa de su galaxia, como máximo. No se cree que los SMBH sean el componente de masa dominante en ninguna galaxia conocida (aunque, por supuesto, dominan en las regiones muy centrales).

Si asumes que hay 200 mil millones de estrellas , es decir, objetos con masa entre digamos$0.075 M_{\odot}$y$100 M_{\odot}$puede usar esto para normalizar una función de masa, el número de estrellas por unidad de masa, y luego integrar la masa estelar, ponderada por esta función de masa, para estimar la masa total en estrellas.

Si hace eso, lo que encontrará es que (1) los objetos de gran masa contribuyen muy poco a la cantidad de estrellas en la galaxia y solo una pequeña fracción de la masa; (2) los objetos de muy baja masa (es decir, cualquier cosa de menor masa que la asumida aquí - enanas marrones) tampoco contribuyen casi en nada a la masa (ver ¿Podría la masa estelar estimada para la galaxia de la Vía Láctea incluir enanas marrones? ). (3) Si calculas la masa de todas las estrellas que han vivido y muerto, resulta ser un número no despreciable, dominado por enanas blancas, aproximadamente$1.5\times 10^{10}$con masa media$0.6M_{\odot}$). (4) La masa promedio de una estrella no degenerada es aproximadamente$0.25M_{\odot}$.

Por lo tanto, de 200 mil millones de estrellas se espera que la masa estelar sea de aproximadamente$5\times10^{10}M_{\odot}$con otro$\sim 10^{10}M_{\odot}$en forma de cadáveres degenerados y otro pequeño porcentaje en forma de agujeros negros y enanas marrones.

Cuando se trata de la relación masa-luz estelar , el juego cambia, porque la luminosidad de una estrella (secuencia principal) es proporcional a$M^{3.5}$. Como resultado, la masa promedio ponderada por luminosidad de una estrella viva de la secuencia principal está justo debajo$1M_{\odot}$- y, por lo tanto, la relación masa-luz estelar está un poco por encima de 1. Vea el cálculo bastante detallado en ¿Cuál es la luminosidad de la galaxia de la Vía Láctea? Esto será empujado aún más por la presencia de enanas blancas relativamente oscuras.

Desafortunadamente, las proporciones de masa a luz son más complejas debido a la presencia de estrellas evolucionadas de vida relativamente corta con luminosidades muy altas. En la Vía Láctea, las gigantes rojas dominarían en las longitudes de onda visibles e infrarrojas y la relación masa-luz estelar se reduciría a menos de uno.

Tenga en cuenta que todos estos números son muy difíciles de establecer en nuestra propia galaxia; es difícil hacer censos precisos de poblaciones estelares debido al oscurecimiento del polvo y las estimaciones de números y masas estelares en nuestra galaxia son extrapolaciones basadas en distribuciones de densidad modelo. En otras galaxias, lo que podemos ver es la distribución de la luminosidad, pero no podemos contar estrellas individuales. Aquí debemos apelar a modelos de la velocidad a la que se forman las estrellas y con qué distribución de masa para estimar la relación masa-luz correcta a utilizar. Sin embargo, esto no está completamente libre de restricciones en el sentido de que uno puede observar la distribución espectral de la luz para ver si también coincide con el modelo de población estelar.