26.3: Властивості галактик

Last updated
Save as PDF

Page ID: 78486

\( \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } \) \( \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} \)\(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\)

Цілі навчання

До кінця цього розділу ви зможете:

Опишіть методи, за допомогою яких астрономи можуть оцінити масу галактики
Охарактеризуйте кожен тип галактики за співвідношенням маси до світла

Техніка виведення мас галактик в основному така ж, як та, яка використовується для оцінки маси Сонця, зірок та нашої власної Галактики. Ми вимірюємо, наскільки швидко об'єкти у зовнішніх областях галактики обертаються навколо центру, а потім використовуємо цю інформацію разом із третім законом Кеплера, щоб обчислити, скільки маси знаходиться всередині цієї орбіти.

Маси галактик

Астрономи можуть вимірювати швидкість обертання в спіральних галактиках, отримуючи спектри або зірок або газу, і шукаючи зсуви довжини хвилі, вироблені ефектом Допплера. Пам'ятайте, що чим швидше щось рухається до нас або від нас, тим більше зсув ліній в його спектрі. Закон Кеплера разом з такими спостереженнями тієї частини галактики Андромеди, яка яскрава у видимому світлі, наприклад, показують, що вона має галактичну масу близько\(4 \times 10^{11}\)\(M_{\text{Sun}}\) (достатньо матеріалу, щоб зробити 400 мільярдів зірок, як Сонце).

Однак загальна маса галактики Андромеди більша за цю, оскільки ми не включили масу матеріалу, який лежить за її видимим краєм. На щастя, за видимим краєм є кілька об'єктів, таких як ізольовані зірки, зоряні скупчення та супутникові галактики, що дозволяє астрономам оцінити, скільки додаткової речовини приховано там. Останні дослідження показують, що кількість темної матерії за видимим краєм Андромеди може бути такою ж великою, як і маса світлої частини галактики. Дійсно, використовуючи третій закон Кеплера та швидкості його супутникових галактик, галактика Андромеди, за оцінками, має масу ближче до\(1.4 \times 10^{12}\)\(M_{\text{Sun}}\). Маса Галактики Чумацького Шляху оцінюється\(8.5 \times 10^{11}\)\(M_{\text{Sun}}\), і тому наш Чумацький Шлях виявляється дещо меншим, ніж Андромеда.

Еліптичні галактики не обертаються систематично, тому ми не можемо визначити швидкість обертання; тому ми повинні використовувати дещо іншу техніку для вимірювання їх маси. Їх зірки все ще обертаються навколо галактичного центру, але не організовано, що характеризує спіралі. Оскільки еліптичні галактики містять зірки, яким мільярди років, можна припустити, що самі галактики не розлітаються. Тому, якщо ми можемо виміряти різні швидкості, з якими зірки рухаються по своїх орбітах навколо центру галактики, ми можемо обчислити, скільки маси повинна містити галактика, щоб утримувати зірки всередині неї.

На практиці спектр галактики є складом спектрів її численних зірок, чиї різні рухи виробляють різні доплерівські зрушення (деякі червоні, деякі сині). Результатом є те, що лінії, які ми спостерігаємо з усієї галактики, містять комбінацію багатьох доплерівських зрушень. Коли деякі зірки забезпечують сині зрушення, а інші забезпечують червоні зсуви, вони створюють ширшу або ширшу функцію поглинання або випромінювання, ніж ті ж лінії в гіпотетичній галактиці, в якій зірки не мали орбітального руху. Астрономи називають це явище розширенням лінії. Величина, на яку розширюється кожна лінія, вказує на діапазон швидкостей, з якими зірки рухаються по відношенню до центру галактики. Діапазон швидкостей залежить, в свою чергу, від сили тяжіння, яка утримує зірки всередині галактик. Маючи інформацію про швидкостях, можна обчислити масу еліптичної галактики.

Таблиця\(\PageIndex{1}\) узагальнює діапазон мас (та інших властивостей) різних типів галактик. Цікаво, що самі і найменш масивні галактики - це еліптичні. В середньому нерегулярні галактики мають меншу масу, ніж спіралі.

700», «106 до 1011», «Старий», «Майже немає пилу; мало газу», «10 до 20» і «100». Нарешті, під стовпцем «Нерегулярні» знаходяться значення: «108 до 1011», «від 3 до 30», «107 до 2 × 109», «Старий і молодий», «Багато газу; деякі мають мало пилу, деякі багато пилу», «1 до 10» і «?».">

Таблиця\(\PageIndex{1}\): Характеристики різних типів галактик
Характеристика	Спіралі	еліптики	Нерегулярні
Маса (\(M_{\text{Sun}}\))	\(10^9\)до\(10^{12}\)	\(10^5\)до\(10^{13}\)	\(10^8\)до\(10^{11}\)
Діаметр (тисячі світлових років)	Від 15 до 150	Від 3 до >700	Від 3 до 30
Світність (\(L_{\text{Sun}}\))	\(10^8\)до\(10^{11}\)	\(10^6\)до\(10^{11}\)	\(10^7\)до\(2 \times 10^9\)
популяції зірок	Старий і молодий	Старий	Старий і молодий
Міжзоряна матерія	Газ і пил	Майже немає пилу; мало газу	Багато газу; деякі мають мало пилу, деякі багато пилу
Співвідношення маси до світла у видимій частині	Від 2 до 10	Від 10 до 20	Від 1 до 10
Співвідношення маси до світла для загальної галактики	100	100	?

Співвідношення маси до світла

Корисним способом характеристики галактики є відзначення відношення її маси (в одиницях маси Сонця) до її світловіддачі (в одиницях світності Сонця). Це єдине число приблизно говорить нам про те, які зірки складають більшу частину світлого населення галактики, а також говорить нам, чи багато темної матерії присутня. Для таких зірок, як Сонце, співвідношення маси до світла становить 1 за нашим визначенням.

Галактики, звичайно, не складаються повністю з зірок, ідентичних Сонцю. Переважна більшість зірок менш масивні і менш світяться, ніж Сонце, і зазвичай ці зірки вносять більшу частину маси системи, не враховуючи дуже багато світла. Співвідношення маси до світла для зірок з низькою масою більше 1 (ви можете переконатися в цьому, використовуючи дані таблиці\(18.4.2\) в розділі 18.4). Тому співвідношення маси до світла галактики також, як правило, перевищує 1, з точним значенням залежно від співвідношення зірок високої маси до зірок з низькою масою.

Галактики, в яких все ще відбувається утворення зірок, мають багато масивних зірок, і їх співвідношення маси до світла зазвичай знаходяться в діапазоні від 1 до 10. Галактики, що складаються здебільшого з старшої зоряної популяції, таких як еліптики, в яких масивні зірки вже завершили свою еволюцію і перестали світити, мають співвідношення маси до світла від 10 до 20.

Але ці цифри відносяться тільки до внутрішніх, помітним частинам галактик (рис.\(\PageIndex{1}\)). У Галактиці Чумацького Шляху і вище ми обговорювали докази темної матерії у зовнішніх областях нашої власної Галактики, що простягаються набагато далі від галактичного центру, ніж яскраві зірки та газ. Останні вимірювання швидкості обертання зовнішніх частин сусідніх галактик, таких як галактика Андромеди, про яку ми говорили раніше, свідчать про те, що вони також мають розширені розподіли темної матерії навколо видимого диска зірок і пилу. Ця значною мірою невидима матерія додає до маси галактики, не вносячи нічого в її світність, тим самим збільшуючи співвідношення маси до світла. Якщо темна невидима речовина присутня в галактиці, її співвідношення маси до світла може досягати 100. Два різних співвідношення маси до світла, виміряних для різних типів галактик, наведені в табл\(\PageIndex{1}\).

альт — Малюнок\(\PageIndex{1}\) М101, Галактика Вертушка. Ця галактика являє собою віч-на-віч спіраль на відстані 21 мільйон світлових років. М101 майже вдвічі перевищує діаметр Чумацького Шляху, і містить не менше 1 трильйона зірок.

Ці вимірювання інших галактик підтверджують висновок, вже досягнутий з досліджень обертання нашої власної Галактики, а саме, що більшість матеріалів у Всесвіті в даний час не може спостерігатися безпосередньо в будь-якій частині електромагнітного спектру. Розуміння властивостей та розподілу цієї невидимої матерії має вирішальне значення для нашого розуміння галактик. Стає зрозуміліше і зрозуміліше, що завдяки гравітаційній силі, яку вона надає, темна матерія відіграє домінуючу роль у формуванні галактик та ранній еволюції. Тут є цікава паралель між нашим часом і часом, протягом якого Едвін Хаббл отримував свою підготовку з астрономії. До 1920 року багато вчених знали, що астрономія стоїть на межі важливих проривів, якби тільки природа і поведінка туманностей можна було б врегулювати за допомогою кращих спостережень. Таким же чином, багато астрономів сьогодні вважають, що ми можемо закрити набагато більш витончене розуміння великомасштабної структури Всесвіту - якщо тільки ми зможемо дізнатися більше про природу та властивості темної матерії. Якщо ви стежите за статтями про астрономію в новині (як ми сподіваємось), ви повинні чути більше про темну матерію в найближчі роки.

Резюме

Маси спіральних галактик визначаються за вимірами їх швидкості обертання. Маси еліптичних галактик оцінюються на основі аналізу руху зірок всередині них. Галактики можна охарактеризувати співвідношенням маси до світла. Світлові частини галактик з активним зоряним утворенням зазвичай мають відношення маси до світла в діапазоні від 1 до 10; світяться частини еліптичних галактик, які містять лише старі зірки, зазвичай мають відношення маси до світла від 10 до 20. Співвідношення маси до світла цілих галактик, включаючи їх зовнішні області, сягають 100, що свідчить про наявність великої кількості темної матерії.

Глосарій

співвідношення маси до світла: відношення загальної маси галактики до її загальної світності, зазвичай виражається в одиницях сонячної маси та сонячної світності; співвідношення маси до світла дає грубу вказівку на типи зірок, що містяться в галактиці, і чи є істотні кількості темної речовини