Astronomie

Kann das Gravitationspotential in einer Spiralgalaxie positiv sein?

Kann das Gravitationspotential in einer Spiralgalaxie positiv sein?

Wenn ich über diese Frage nachdenke, wollte ich mit einem groben Modell des durchschnittlichen Gravitationspotentials der Milchstraße beginnen. Ich bin auf D. P. Cox und G. C. Gomez 2002 Analytical Expressions for Spiral Arm Gravitational Potential and Density gestoßen, von denen ich denke, dass ich sie zumindest genug verstehen kann, um sie zu schreiben. Sie begannen mit einer analytischen Dichteverteilung und näherten ihr Potenzial mit einer analytischen Form an, später lösten sie nach der genauen Dichte, die sie erzeugt, aber ich verwende sie nicht.

Ich habe das erste Beispiel berechnet, das in Abschnitt 4 diskutiert wurde, und zumindest auf den ersten Blick scheint es mit ihren Zahlen übereinzustimmen. Bei großen Entfernungen geht das Potential gegen Null, was gut ist, aber die Modulation ist sowohl positiv als auch negativ! Dies gilt sowohl für mein Drehbuch als auch für ihre Zahlen.

Ohne eine abstoßende Kraft glaube ich nicht, dass das Potenzial positiv sein kann. Was vermisse ich?

Anmerkung 1: Ich habe geplant für $z=0$

Anmerkung 2: Ich verwende kg Meter und Sekunden für Einheiten, daher ist das aufgetragene Potenzial in m^2/s^2.

import numpy as np import matplotlib.pyplot as plt def PHI(r, phi, z): term_1 = -4 * pi * G * H * rho_0 term_2 = np.exp(-(r-r_0)/Rs) gamma = N * (phi - phi_0 - np.log(r/r_0)/np.tan(alpha)) K = n * N / (r * np.sin(alpha)) KH = K * H beta = KH * (1 + 0,4*KH) D = (1 + KH + 0,3*KH**2) / (1 + 0,3*KH) Term_3 = ((C/(K*D)) * np.cos(n*gamma)) * ( np.cosh(K*z/beta))**-beta # sech ist nur 1/cosh Rückgabe term_1 * term_2 * (term_3.sum(axis=0)) # Summe über n G = 6.67430E-11 # m^ 3 / kg s^2 Parsec = 3,0857E+16 # Meter mH = 1,007825 * 1,660539E-27 # kg pi = np.pi N = 2 # Anzahl der Arme alpha = 15 * pi/180. # Nickwinkel Rs = 7000 * Parsec # Radial Dropoff rho_0 = 1E+06 * (14./11) * mH # Midplane Arm Density r_0 = 8000 * Parsec # bei Bezugsradius H = 180 * Parsec # Skalenhöhe der Störung C = np.array([8/(3*pi), 0.5, 8/(15*pi)])[:, Keine, Keine] n = np.array([1, 2, 3])[:, Keine, Keine] # plotten hw = 30000 * Parsec x = np.linspace(-hw, hw, 200) X, Y = np.meshgrid(x, x) r = np.sqrt(X**2 + Y**2 ) phi = np.arctan2(Y, X) z = 0. phi_0 = 0. potential = PHI(r, phi, z) if True: plt.figure() plt.imshow(potential) plt.colorbar() plt. gca().axes.xaxis.set_ticklabels([]) plt.gca().axes.yaxis.set_ticklabels([]) plt.title('+/- 30 kpc') plt.show()

Ich denke, Ihre Erholung ist im Wesentlichen richtig. Wenn Sie sich beispielsweise Abbildung 1 in diesem Papier ansehen, können Sie sehen, dass das Potenzial als Funktion des Azimutwinkels ("Phase") von positiv nach negativ wechselt.

Was Ihnen fehlt, ist, dass die von ihnen definierten Potential- und Dichtefunktionen Störungen, die sein sollen hinzugefügt zu ein axialsymmetrisches Galaxienmodell. Die Idee ist, dass die axialsymmetrische Scheibe durch ihre Störung moduliert wird, so dass die Gesamtdichte kleiner als der Durchschnitt (aber nicht kleiner als Null!) ist, wenn ihre Störung . ist $< 0$ und größer als der Durchschnitt, wenn ihre Störung $> 0$. (Ähnlich ist das Gesamtpotential $< 0$ überall; in den Regionen, in denen ihre Störung positiv ist, wird das Gesamtpotenzial weniger negativ, aber nie $> 0$.)

Sie weisen darauf hin (S. 4-5): „Die durch die Dichteverteilungen der Abbildungen 3 und 5 hervorgerufenen Eindrücke können etwas irreführend sein. Diese Dichten müssen als Störungen einer azimutal gleichförmigen Sternscheibe mit derselben vertikalen Skalenhöhe betrachtet werden. "

Und: "In Abbildung 10 wurde eine Scheibenkomponente mit dem gleichen radialen Abfall und der gleichen Skalenhöhe wie die Störung und gerade ausreichender Amplitude, um die Nettodichte überall positiv zu machen, zur Störungsdichte hinzugefügt." und "In den Abbildungen 12 und 13 sind verschiedene Mengen an Störungsdichte zu einer repräsentativen vollständigen Sternscheibe hinzugefügt."


Entdeckte Gravitationslinse am weitesten entfernt

Dieses Bild zeigt die vierfache Gravitationslinse J1000+0221. Bildnachweis: NASA / ESA / A. van der Wel.

Licht wird durch die Schwerkraft beeinflusst und Licht, das eine weit entfernte Galaxie passiert, wird als Folge davon abgelenkt. Seit dem ersten Fund 1979 wurden zahlreiche solcher Gravitationslinsen entdeckt. Diese Objekte bieten nicht nur Tests von Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie, sondern haben sich auch als wertvolle Werkzeuge erwiesen – sie vergrößern die Hintergrundlichtquelle und fungieren als natürliches Teleskop, das Astronomen einen detaillierteren Blick auf entfernte Galaxien als normalerweise ermöglicht möglich.

Gravitationslinsen bestehen aus zwei Teilen: Der eine ist weiter entfernt und liefert das Licht und der andere, die Linsenmasse oder Gravitationslinse, die zwischen uns und der entfernten Lichtquelle sitzt und deren Schwerkraft das Licht ablenkt.

Jetzt hat Dr. Arjen Van der Wel vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg mit Kollegen eine vierfache Gravitationslinse namens J1000+0221 entdeckt – die am weitesten entfernte Gravitationslinse, die jemals gesehen wurde.

“Die Entdeckung war rein zufällig. Ich hatte Beobachtungen aus einem früheren Projekt überprüft, als ich eine ausgesprochen seltsame Galaxie bemerkte. Es sah aus wie eine extrem junge Galaxie, schien aber in einer viel größeren Entfernung als erwartet zu sein. Es hätte nicht einmal Teil unseres Beobachtungsprogramms sein dürfen!“ sagte Dr. Van der Wel, der einer der Hauptautoren des Papiers ist, das zur Veröffentlichung in der Astrophysikalische Zeitschriftenbriefe (arXiv.org).

Die Linsenmasse ist so weit entfernt, dass das Licht nach der Ablenkung 9,4 Milliarden Jahre zurückgelegt hat, um die Erde zu erreichen. Der bisherige Rekordhalter, der vor dreißig Jahren gefunden wurde, brauchte weniger als 8 Milliarden Lichtjahre, bis sein Licht uns erreichte.

Das ist nicht nur ein neuer Rekord, das Objekt erfüllt auch einen wichtigen Zweck: Die Verzerrung durch die Linsengalaxie ermöglicht eine direkte Messung ihrer Masse.

Die Entdeckung wirft auch ein Rätsel auf. Gravitationslinsen sind das Ergebnis einer zufälligen Ausrichtung. In diesem Fall ist die Ausrichtung sehr genau. Erschwerend kommt hinzu, dass das vergrößerte Objekt eine sternenklare Zwerggalaxie ist: eine vergleichsweise leichte Galaxie – sie hat nur etwa 100 Millionen Sonnenmassen in Form von Sternen, aber sie ist extrem jung und produziert in enormer Geschwindigkeit neue Sterne. Die Wahrscheinlichkeit, dass eine so eigentümliche Galaxie eine Gravitationslinse erhält, ist sehr gering.

„Das war eine seltsame und interessante Entdeckung. Es war ein völlig zufälliger Fund, aber er hat das Potenzial, ein neues Kapitel in unserer Beschreibung der Galaxienentwicklung im frühen Universum aufzuschlagen“, schloss Dr. Van der Wel.

Bibliographische Angaben: A. van der Wel et al. 2013. Entdeckung einer Vierfachlinse in CANDELS mit einer Rekordlinsen-Redshift z=1.53. ApJ-Briefe, zur Veröffentlichung angenommen arXiv: 1309.2826


Teilchenphysik jenseits des Standardmodells

Pierre Binétruy, in Les Houches, 2006,

2.3 Gravitationsinstabilität I: Galaxien

Wir haben in Abschnitt 2.1 ein homogenes Universum angenommen. Wenn eine gewisse Inhomogenität auftritt, entwickelt sich eine Gravitationsinstabilität. Um zu sehen, wie dies geschehen kann, betrachten wir ein von Materie dominiertes Universum ( ρein −3 ) und nehmen an, dass eine gewisse Inhomogenität δρ erscheint lokal 5 : es ist mit einer Variation verbunden a des kosmischen Skalenfaktors ein so dass = −3a/a. Entwickelt man ( 2.17) nach erster Ordnung, erhält man

t 2/3 , H = 2/(3t) und wir finden Skalierungslösungen δa ∼ t 1 2 ± 5 6 . Die Lösung a

t 2/3 und damit zu einer gravitativen Instabilität.

Eine Zutat haben wir bisher noch nicht berücksichtigt: Das frühe Universum ist heiß. Deshalb führt die soeben gefundene Gravitationsinstabilität nicht unbedingt zum Gravitationskollaps: Gravitationsenergie kann durch thermische Energie ausgeglichen werden. Betrachten wir zur Veranschaulichung ein Größensystem R und Masse M mit Temperatur kB T

GNeinM mNein / R (d.h. die thermische Energie eines Nukleons im System liegt in der Größenordnung seiner Gravitationsenergie). Eine typische Zeitskala für den Gravitationskollaps erhält man durch Dimensionsanalyse (siehe später (2.62)):

Gleichzeitig kühlt das Plasma ab, mit einer Zeitkonstanten tc. Wenn tc < tG, dann gewinnt die Schwerkraft die thermische Energie und das System kollabiert. Wenn die Kühlung des Urplasmas hauptsächlich durch thermische Bremsstrahlung erfolgt, dann ([ 4 ], Abschnitt 1.5.1)

wo nein ist die Zahlendichte. Die Bedingung tc < tG wird zu einer Bedingung auf R:

wobei α G ≡ ( G N m N 2 / ℏc ) ∼ 6 × 10 − 39 die Schwerkraft bei niedriger Energie misst. Diese Längenskala liegt im Standard der Galaxiengrößen, typischerweise 10 bis 20 kpc. Auch typische Massen können abgeleitet werden (durch explizite Annahme, dass die thermische Energie kB T ist höher als das Ionisationspotential α 2 ichec 2 siehe Abschnitt 1.5.1 von [ 4 ]):

Aus diesen Zahlen kann man schließen, dass Galaxien bei einer Rotverschiebung kleiner als 9 entstanden sind (siehe Aufgabe 2-3).

Übung 2-3: Betrachten Sie eine Galaxie von typischer Größe Rgal

3 × 1044 g. Unter der Annahme, dass Dichteregionen ρ 100 Mal größer als die durchschnittliche Dichte des Universumskollapses, folgern Sie, bei welcher ungefähren Rotverschiebung die Galaxienentstehung stattfand. Man gibt die gegenwärtige mittlere Dichte des Universums an: ρ0


Teil II Stellare Dynamik und Struktur von Galaxien

[Die in den Stundenplänen markierten Themen werden vorgetragen, aber in Prüfungen nicht befragt.]

Umlaufbahnen in einem gegebenen Potential. Teilchenbahn in Newtonscher Gravitationsenergie, Drehimpuls. Radialkraftgesetz - allgemeine Bahn ist in einer Ebene Bewegungsgleichungen in zylindrischen Polaren. Inverses quadratisches Gesetz gebundene und ungebundene Umlaufbahnen, Keplersche Gesetze entkommen Geschwindigkeits-Doppelsternen reduzierter Masse. Allgemeine Umlaufbahn unter dem Radialkraftgesetz, radiale und azimutale Präzessionsperioden. [4]

Ableitung des Potenzials aus der Dichteverteilung. Poissonsche Gleichung. Beschreibung der Struktur von Galaxien. Gravitationspotential für sphärische Systeme: homogene Kugel, modifiziertes Hubble-Profil, Potenzgesetz. Kreisbahn-Rotationsgesetz Vc(R) Fluchtgeschwindigkeiten VEsc(R). [2]

Nahezu kreisförmige Umlaufbahnen. Radiale Störungen epizyklische Frequenzstabilität apsidale Präzession. Anwendung auf das Pseudo-Schwarze-Loch-Potenzial &Phi = -GM/(r-rso). Vertikale Störungen in der achsensymmetrischen potentiellen vertikalen Oszillationsfrequenzknotenpräzession. [2]

Achsensymmetrische Dichteverteilung. Allgemeine axialsymmetrische Lösung von &nabla 2 &Phi = 0. Potential aufgrund der Ring-of-Materie-Serienlösung 18-jähriger Finsterniszyklus. Potenzial aufgrund der dünnen Disc-Rotationskurven der exponentiellen Disc von Mestel. Rotationskurve der Oortschen Konstanten der Galaxie. Rotationskurven von Spiralgalaxien benötigen für Dunkle Materie. [5]

Kollisionsfreie Systeme. Entspannungs Zeit. Schätzungen für Stern- und Galaxienhaufen. Gravitationswiderstand. Die kollisionsfreie Boltzmann-Gleichung der Sternverteilungsfunktion. Die Jeans-Gleichungen als Momente der Boltzmann-Gleichung. Analogie zu Flüssigkeitsgleichungen. Anwendung auf Masse in der solaren Nachbarschaft (Oort-Grenze). [4]

Jeans-Theorem. Anwendung auf einfache Systeme, bei denen die Verteilungsfunktion nur von der Energie abhängt. Nützliches ungefähres Polytrop der galaktischen Potentiale, Plummers Modell, isotherme Kugel. [3]

Entwicklung des Kugelsternhaufens. Modelle von Kugelsternhaufen. König Modelle. *Modelle mit anisotropen Geschwindigkeitsverteilungen.* Beobachtungstests. [3]


2. Beobachtungen und Datenreduktion

2.1. ALMA-Probenauswahl und Beobachtungen

Die hier vorgestellten ALMA-Beobachtungen wurden in sechs Beobachtungsblöcken vom 28. Juli bis 27. August 2017 im Rahmen des Projekts #2016.1.00048.S aufgenommen. Um das S/N für die angeforderten hochauflösenden Beobachtungen zu maximieren, wurden die sechs SMGs als submillimeterhellste Quellen aus den 16 ALESS SMGs mit der vorherigen hochauflösenden (016) 870 . ausgewählt μm ALMA-Bildgebung von Hodge et al. (2016), die selbst als submillimeterhellste Quellen mit (zufällig ausgerichteten) HST Abdeckung. Alle Quellen haben existierende HST Daten von CANDELS oder unserem eigenen Programm (Chen et al. 2015). Es wurde keine Vorauswahl bezüglich Morphologie/Skala der Emission in der vorherigen ALMA getroffen oder HST Bildgebung, um eine Verzerrung der Ergebnisse zu vermeiden.

Die Beobachtungen wurden in einer erweiterten Konfiguration mit einer maximalen Basislinie von 3,7 km durchgeführt. Die durchschnittliche Anzahl der während der Beobachtungen anwesenden Antennen betrug 45 (mit einer Reichweite von 42–47). Das 5. Perzentil der Baseline u-v Entfernungen der gelieferten Daten beträgt 200 m, was gemäß Gleichung (7.7) des ALMA Cycle 4 Technical Handbook eine maximal erzielbare Skala (MRS) von 09 ergibt. Dies entspricht einer physikalischen Skala von

7,5 kpc bei einer Rotverschiebung von z

Mit dem Ziel, die durch die angeforderten Beobachtungen mit erweiterter Konfiguration potenziell aufgelöste Emission zu quantifizieren, haben wir einen spektralen Aufbau verwendet, der mit den ursprünglichen ALESS-Beobachtungen dieser Galaxien im Zyklus 0 (Hodge et al. 2013) sowie den anschließenden 016-Beobachtungen von identical identisch ist Hodgeet al. (2016). Dieses Setup ist auf 344 GHz (870 .) zentriert μm) mit 4 × 128 Dual-Polarisationskanäle, die die 8 GHz Bandbreite abdecken. Wir haben ALMAs Band 7 im Time Division Mode (TDM) verwendet. Bei der Mittenfrequenz beträgt der Primärstrahl 173 (FWHM). Die gesamte On-Source-Zeit für jedes der wissenschaftlichen Targets betrug ungefähr 50 Minuten, und wir forderten eine Standardkalibrierung. Der Median des abscheidbaren Wasserdampfs im Zenit reichte über die sechs Datensätze hinweg von 0,4 bis 1,0 mm mit einem Durchschnittswert von 0,5 mm.

Aufgrund der Auswahlkriterien sind die Ziele dieses Papiers einige der submillimeterhellsten Quellen der ALESS-SMG-Stichprobe insgesamt (Tabelle 2 Hodge et al. 2013). Sie haben Rotverschiebungen, die von

1,5 bis 4,9 (Tabelle 1), davon fünf aus der optischen und Submillimeter-Spektroskopie (Danielson et al. 2017 A. Weiss et al. 2019, in Vorbereitung) und einer aus der Photometrie (da Cunha et al. 2015). Ihre mittlere Rotverschiebung (z = 3,0 ± 0,5) stimmt mit der vollständigen ALESS-Probe (z = 2,7 ± 0,1 da Cunha et al. 2015). Ihre stellaren Massen, SFRs und Staubtemperaturen wurden aus Anpassungen der spektralen Energieverteilung (SED) mit mehreren Wellenlängen abgeleitet, die aus den in da Cunha et al. (2015), um neue ALMA-Band-4-Daten aufzunehmen (E. da Cunha et al. 2019, in Vorbereitung). Ihre mittlere SFR (

300 M yr −1 ) stimmt mit der ALESS-Probe insgesamt überein (Swinbank et al. 2014 da Cunha et al. 2015), während ihre mittlere Staubtemperatur (34 ± 3 K) geringfügig kühler ist als die von da Cunha . analysierte Gesamtprobe et al. (2015). Ihre mittlere Sternmasse (

2 × 10 11 M) ist auch größer als der Median der Gesamtstichprobe (

8 × 10 10 M Simpsonet al. 2014), was darauf hindeutet, dass wir möglicherweise das Ende der Bevölkerung mit hoher Masse untersuchen. Eine der sechs Quellen ist mit einer Röntgenquelle verbunden und wird als aktiver galaktischer Kern (AGN ALESS 17.1, L0,5–8 keV,korr = 1.2 × 10 43 ergs s −1 Wang et al. 2013).

Tabelle 1. Galaxy-Eigenschaften

Quell-ID a z b zQuelle b Log(M*/M) c log(SFR/M Jahr −1 ) c TStaub/K c
ALESS 3.1 3.374 CO (4–3)
ALESS 9.1 4.867 CO (5–4)
ALESS 15.1 2.67
ALESS 17,1 1.539 Hα, CO (2–1)
ALESS 76,1 3.389 [Oiii]
ALESS 112,1 2.315 Lyα

a Quell-IDs stammen von Hodge et al. (2013). b Optische/UV-basierte spektroskopische Rotverschiebungen im Rest-Frame stammen von Danielson et al. (2017), CO-basierte Rotverschiebungen stammen von A. Weiss et al. (2019, in Vorbereitung) oder J. L. Wardlow et al. (2019, in Vorbereitung) und die photometrische Rotverschiebung wurde von da Cunha et al. (2015). c Stellare Massen, SFRs und leuchtkraftgemittelte Staubtemperaturen stammen aus Multiwellenlängen-SED-Anpassungen, die von denen aktualisiert wurden, die in da Cunha et al. (2015), um neue ALMA-Band-4-Daten aufzunehmen (da Cunha et al. 2019, in Vorbereitung). In Fällen, in denen eine aktualisierte Rotverschiebung verfügbar war, wurden sie mit derselben Methode neu berechnet.

2.2. ALMA-Datenreduktion und Bildgebung

Die ALMA-Daten wurden mit der Common Astronomy Software Application 22 (casa) Version 4.7 verkleinert und abgebildet. Die Prüfung der Pipeline-kalibrierten Datentabellen ergab Daten von hoher Qualität, und die u-v Die Daten wurden daher ohne weitere Modifikation des Kalibrierschemas oder Flagging verwendet.

Vor der Bildgebung wurden die Daten mit der niedriger aufgelösten (

016), Daten mit niedrigerer Sensitivität, die zuvor für diese Quellen mit der gleichen Häufigkeit erhalten und in Hodge et al. (2016). Aufgrund der geringeren Sensitivität der bisherigen Daten sowie der bereits durch die neuen Daten erreichten großen MRS (Kap. 2.1) änderte sich dies kaum in der resultierenden Bildqualität.

Die Bildgebung der kombinierten Daten erfolgte mit Casas clean Task und multiscale clean, einem skalensensitiven Dekonvolutionsalgorithmus (Cornwell 2008). Dazu verwendeten wir wie empfohlen eine geometrische Abfolge von Skalen und stellten fest, dass die verwendeten exakten Skalen das Ergebnis nicht beeinflussten. Die Verwendung von Multiskalen-Reinigung machte im Vergleich zu denen ohne Multiskalen-Reinigung keinen qualitativen Unterschied bei den endgültigen Bildern, aber wir fanden, dass die Restbildprodukte aus den Durchläufen ohne Multiskalen-Reinigung ein signifikantes Plateau positiver ungereinigter Emission zeigten, die in Restkarten, die mit Multiscale Clean erstellt wurden. Daher verwenden wir die Multiskalen-Reinigungsergebnisse für den Rest der Analyse.

Die Reinigung erfolgte interaktiv durch das Definieren enger, sauberer Kästen um die Quellen und die Reinigung bis auf 1,5 Zollσ. Es wurden unterschiedliche Gewichtungsschemata verwendet u-v Daten, um Bilder mit unterschiedlichen räumlichen Auflösungen zu erzeugen und so die Struktur in den Quellen zu untersuchen. Als Bezugspunkt dient die Abbildung der Daten mit Briggs-Gewichtung (Briggs et al. 1999) und einem robusten Parameter von R = +0,5 – im Allgemeinen ein guter Kompromiss zwischen Auflösung und Empfindlichkeit – erzeugte Bilder mit einer synthetisierten Strahlgröße von 008 × 006 und ein typisches Effektivrauschen von 23 μJy-Strahl −1 . Bei dieser Array-Konfiguration und diesem Quellen-S/N wird die astrometrische Genauigkeit der ALMA-Daten wahrscheinlich durch die Phasenvariationen über das Array auf einige Millibogensekunden begrenzt. 23

Die MRS der neu gelieferten Daten (09 Abschnitt 2.1) ist bei dieser Frequenz größer als die mittlere Hauptachsen-FWHM-Größe der ALESS-Quellen (042 ± 004 Hodge et al. 2016), was darauf hindeutet, dass der größte Teil der Flussdichte wiedergewonnen werden sollte . Um dies zu testen, haben wir u-v die verketteten Daten auf 03 verjüngt, interaktiv bereinigt und die integrierten Flussdichten gemessen, da die Quellen bei dieser Auflösung noch aufgelöst sind. Die Ergebnisse sind in Tabelle 2 zusammen mit den gemessenen Flussdichten aus der Kompaktkonfiguration (

16) Beobachtungen des Zyklus 0 (Hodge et al. 2013). Im Allgemeinen erhalten wir den größten Teil der Flussdichte, die in den Beobachtungen des Zyklus 0 mit niedrigerer Auflösung gemessen wurde, was darauf hindeutet, dass die Quellen relativ kompakt sind. Bei zwei der sechs Quellen können die aktuellen Daten fehlen

20% der insgesamt 870 μm-Emission, die das Vorhandensein einer geringen Oberflächenhelligkeit und/oder einer erweiterten Komponente der Emission anzeigt, die in den vorliegenden Daten nicht wiederherstellbar ist. Wir berichten daher über alle Teilbeiträge von Strukturen, die in dieser Arbeit entdeckt wurden, unter Verwendung der Gesamtflussdichten, die in den niedriger aufgelösten Beobachtungen von Zyklus 0 abgeleitet wurden.

Tabelle 2. 870 μm Kontinuumseigenschaften

Quell-ID Zyklus 0 (15) Diese Arbeit (03 Taper) Zurückgewonnener Anteil
(mJj) (mJj)
ALESS 3.1 8.3 ± 0.4 8.7 ± 0.2 1.05 ± 0.06
ALESS 9.1 8.8 ± 0.5 9.1 ± 0.2 1.03 ± 0.06
ALESS 15.1 9.0 ± 0.4 9.6 ± 0.2 1.06 ± 0.05
ALESS 17,1 8.4 ± 0.5 8.8 ± 0.2 1.04 ± 0.06
ALESS 76,1 6.4 ± 0.6 5.0 ± 0.1 0.78 ± 0.07
ALESS 112,1 7.6 ± 0.5 6.1 ± 0.2 0.80 ± 0.06

2.3. HST Bildgebung

Wir beziehen in unsere Analyse ein HST Bildgebung aus der Cosmic Assembly Near-Infrared Deep Extragalactic Legacy Survey (CANDELS Grogin et al. 2011 Koekemoer et al. 2011) und unserer eigenen HST (Chen et al. 2015). Wie in Chen et al. (2015) weist der kombinierte Datensatz zu allen 60 ALESS-SMGs, die von diesen Programmen abgedeckt werden, eine mittlere Punktquellen-Sensitivität im H160 Band von

27,8 mag, entsprechend einem 1σ Tiefe von μH

26 mag arcsec -2 . Die Astrometrie wurde feldweise korrigiert unter Verwendung von Gaia DR1-Beobachtungen (Gaia Collaboration et al. 2016a, 2016b). Die neu abgeleiteten Lösungen lagen innerhalb von 01 in beiden R.A. und dekl. aus den astrometrischen Lösungen, die zuvor von Chen et al. (2015) aus einem Vergleich mit dem 3.6 μich Spitzer Bildgebung.


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Spiralgalaxien wachsen durch das Verschlucken von Zwergen
von Nicky Guttridge
für Astronomie JETZT
Gepostet: 09. September 2010

Eine neue Durchmusterung, die auf Tieffeldbeobachtungen von Spiral- und Zwerggalaxien basiert, hat einen tieferen Einblick in das Wachstum von Spiralgalaxien geliefert.


Sternströme um die Galaxie M63: Überreste einer Satellitengalaxie, die M63 verschluckt hat. Der mittlere Teil ist ein gewöhnliches Positivbild in den äußeren Bereichen, das Negativ des Bildes wird gezeigt. Bild: R Jay GaBany (Blackbird Observatory, www.cosmotography.com) in Zusammenarbeit mit David Martinez–Delgado.

Die Piloterhebung wurde mit drei privaten Observatorien in den USA und Australien durchgeführt. Auch diese Teleskope waren mit CCD-Kameras ausgestattet und konnten ferngesteuert werden. Zum ersten Mal reichen die Beobachtungen über unsere unmittelbare kosmische Nachbarschaft –, bekannt als die “Lokale Gruppe” von Galaxien, hinaus und zeigen Strukturen um Galaxien, die mit galaktischer Verschmelzung und Wachstum verbunden sind.

Spiralgalaxien wachsen, indem sie kleinere Zwerggalaxien verschlucken, die nahe an ihnen vorbeiziehen. Die Anziehungskraft der größeren Galaxie verformt das kleinere Sternensystem stark und verzerrt seine Form. Im Laufe von mehreren Milliarden Jahren entstehen durch diesen Einfluss zwischen den beiden Galaxien Strukturen wie Ranken und Sternströme. Diese Strukturen können dann durch empfindliche Beobachtung nachgewiesen werden. Ein häufiges Ergebnis ist, dass sich die kleinere Galaxie in einen „Gezeitenstrom“ von Sternen verwandelt, der nach weiteren Milliarden von Jahren vollständig in die Spiralgalaxie assimiliert wird. Diese neue Studie zeigt, dass Sternströme mit Massen von bis zu fünf Prozent der Gesamtmasse der Galaxie in Spiralgalaxien recht häufig sind.


Beispiele für Spuren von Spiralen, die Zwerggalaxien verschlucken, wie sie mit der neuen Durchmusterung gefunden wurden. Bei allen Bildern ist der zentrale Teil ein gewöhnliches Positivbild. In den äußeren Regionen wird das Negativ des Bildes gezeigt. Irrlichter, Plumes, Sternströme und teilweise zerstörte Satelliten oder Sternwolken weisen auf Verschmelzungsprozesse hin. Bild: D. Martínez-Delgado (MPIA und IAC), R. Jay Gabany (Blackbird Obs.), K. Crawford (Rancho del Sol Obs.) et al.

Um jedoch zu untersuchen, wie die theoretischen Vorhersagen über die Häufigkeit solcher Verdauungsprozesse mit Beobachtungen übereinstimmen, wird eine größere Stichprobe von Galaxien benötigt. Diese neue Forschung unter der Leitung des Astronomen David Martínez-Delgado vom deutschen Max-Planck-Institut für Astronomie und dem Instituto de Astrofisica de Canarias in Spanien entdeckt Anzeichen von Galaxien, die in Entfernungen von bis zu 㺲 Millionen Lichtjahren von der Erde verschmelzen.

Theoretische Modelle zur Entwicklung von Spiral- und Zwerggalaxien sagen das Vorhandensein verschiedener Strukturen in der galaktischen Scheibe voraus, die eindeutige Hinweise auf Verschmelzungen sind, wie etwa riesige Trümmerwolken. Diese neueste Forschung zeigt, dass all diese zuvor vorhergesagten Merkmale vorhanden sind, was den bestehenden Evolutionstheorien Gewicht verleiht.

Das vollständige Forschungspapier wird in der veröffentlicht Astronomisches Journal. Als nächstes beabsichtigen Delgado und das Forscherteam, weitere quantitative Tests durchzuführen, um zu sehen, ob die Modelle die relative Häufigkeit der verschiedenen morphologischen Merkmale genau vorhersagen können.


Universität von Kalifornien, San Diego Zentrum für Astrophysik und Weltraumwissenschaften

Der Halo besteht aus den ältesten bekannten Sternen, darunter etwa 146 Kugelsternhaufen, von denen angenommen wird, dass sie während der frühen Entstehung der Galaxie mit einem Alter von 10-15 Milliarden Jahren nach ihren H-R-Diagrammen entstanden sind. Der Halo ist außerdem mit einem sehr diffusen, heißen, hochionisierten Gas gefüllt. Das sehr heiße Gas im Halo erzeugt einen Gammastrahlen-Halo.

Weder das volle Ausmaß noch die Masse des Heiligenscheins sind bekannt. Untersuchungen der gasförmigen Halos anderer Spiralgalaxien zeigen, dass sich das Gas im Halos viel weiter erstreckt als bisher angenommen, nämlich auf Hunderttausende von Lichtjahren. Studien zur Rotation der Milchstraße zeigen, dass der Halo die Masse der Galaxie dominiert, die Materie jedoch nicht sichtbar ist, die heute dunkle Materie genannt wird.

Die Scheibe der Galaxie ist ein abgeflachtes, rotierendes System, das die Sonne und andere mittlere bis junge Sterne enthält. Die Sonne steht etwa 2/3 des Weges vom Zentrum bis zum Rand der Scheibe (nach modernsten Schätzungen etwa 25.000l.y). Die Sonne dreht sich etwa alle 250 Millionen Jahre einmal um das Zentrum der Galaxie. Die Scheibe, auch die Galaxie, enthält atomare (HI) und molekulare (H2) Gas und Staub.

Hier ist ein hervorragendes Tutorial zur Form der Milchstraße von Rick Arendt.
Kredit & Urheberrecht: John P. Gleason, Himmlische Bilder

Die optische Ansicht (oben) wird von der Emission von Sternen und der Auslöschung durch Staub dominiert, wir können nur etwa tausend Lichtjahre in der Ebene sehen. Die unten gezeigten Infrarotaufnahmen von IRAS zeigen, dass die Form der Milchstraße regelmäßiger ist

Da die Erde in der Scheibe der Milchstraße liegt, hindert uns Staub daran, die großräumige Struktur des Spiralmusters der Galaxie über einige tausend Lichtjahre hinaus zu bestimmen. Radiobeobachtungen haben die Struktur des Gases in den Spiralarmen detailliert beschrieben, aber es ist immer noch nicht bekannt, ob unsere Galaxie eine normale Spirale wie unsere Nachbarin Andromeda oder eine Balkenspirale wie links gezeigt ist. Die Ausbuchtung der Galaxie ist in Richtung Sonne leicht verlängert, was an einem Balken liegen kann.

Was liegt im Zentrum unserer Galaxie? Auch hier verdunkelt Staub das sichtbare Licht von uns und wir müssen Radio- und Infrarotbeobachtungen verwenden, um die nuklearen Eigenschaften der Galaxie zu ermitteln. Eine Volkszählung zeigt uns, dass die Region des Galaktischen Zentrums ein ungewöhnlich überfüllter Ort ist, selbst in dieser Karte der Zentralregion mit sichtbarem Licht. Bei Radiowellenlängen, bei denen wir bis ins Zentrum blicken können, sehen wir die komplexen Strukturen, die in der unten gezeigten 1-Meter-Wellenlängen-Radiokarte von NRL-Astronomen gezeigt werden. Die Karte zeigt eine Region von etwa 2000 Lichtjahren auf einer Seite des Zentrums der Milchstraße, die mit der mit Sag A (oder Sagittarius A) bezeichneten Quelle übereinstimmt, die eigentlich aus drei Quellen besteht, ein junger Supernova-Überrest auf der Ostseite, ein ungewöhnlicher ionisierter Wasserstoffregion auf der Westseite und eine sehr kompakte Quelle namens Sagittarius A* im Zentrum.

  • Verlängert von ca. 5 l.y. bis 25 L.J. aus der Mitte.
  • Zeigt Hinweise auf Stoßwellen aufgrund explosiver Ereignisse in der jüngsten Vergangenheit.
  • "Materie durchsickern" in die Mitte
  • 60 L.J. lange lineare Strukturen, die galaktische Magnetfeldlinien verfolgen.
  • isolierte Sternentstehungsgebiete und Supernova-Überreste.
  • Röntgenstrahlen von Schwarzen-Loch-Doppelsternsystemen und Supernovae in der Nähe des galaktischen Zentrums.
  • 0,5 MeV Gammastrahlen von einer "Quelle" von Antimaterie-Positronen aus der Region des Galaktischen Zentrums, vielleicht das Ergebnis vieler Supernovae in den zentralen Regionen der Milchstraße.

Obwohl es nicht an faszinierenden Fragen zum Galaktischen Zentrum mangelt, konzentrierte sich das jüngste Interesse auf die Frage, ob im Zentrum des zentralen Sternhaufens ein massereiches Schwarzes Loch existiert. Das Vorhandensein sehr hoher Geschwindigkeiten in den Sternen und Gasen in der Nähe des Zentrums der Galaxie hat Astronomen lange Zeit darauf hingewiesen, dass ein massereiches Schwarzes Loch vorhanden sein könnte, das eine ausreichend starke Anziehungskraft bietet, um die Sterne und das Gas in der Umlaufbahn zu halten. Andrea Ghez, Professorin an der UCLA, hat mit dem Keck 10-Meter-Teleskop bei Infrarotwellenlängen über einen Zeitraum von drei Jahren die Geschwindigkeiten von 20 Sternen gemessen, die sich in der Nähe des galaktischen Zentrums befinden. Sie fand heraus, dass die Sterne mit Geschwindigkeiten von bis zu 1000 km/s kreisen (3 Millionen Meilen pro Stunde)! Beobachtungen von Wissenschaftlern des Max-Planck-Instituts in Deutschland haben diese Ergebnisse bestätigt. Diese große Gravitationsbeschleunigung erfordert ein Objekt mit einer Masse von 2,5 Millionen Mal der Masse unserer Sonne.

Die Sterne befinden sich in der Nähe von Sagittarius A * , der Radioquelle, die nahe dem Zentrum der Galaxie liegt. Allein aufgrund seines Funksignals musste Sgr A * nicht besonders massiv sein, da seine Emission nicht sehr stark ist. Mit dem VLBA-Radioteleskop (Very Long Baseline Array) untersuchten Astronomen die Bewegung von Sgr A * und fanden eine Geschwindigkeit von weniger als 20 km/s für Sgr A * selbst. Dies bedeutet, dass es sehr unwahrscheinlich ist, dass Sgr A * ein einzelner Stern oder eine Gruppe von Sternen ist. Nur ein sehr massereiches Objekt konnte unter den Bedingungen im Zentrum der Galaxie stationär bleiben. Die Beweise verdichten sich, dass Sag A * tatsächlich ein Schwarzes Loch mit der 2-3-Millionen-fachen Sonnenmasse ist. Astronomen spekulieren, dass das Schwarze Loch von Gas aus dem Molekülring oder Supernova-Überrest "gespeist" wird. Indem Sag A * jedes Jahr weniger als etwa 1% der Masse eines Sterns verbraucht und dabei potenzielle Gravitationsenergie freisetzt, kann Sag A * leicht die hochenergetischen Phänomene in der Nähe des galaktischen Zentrums erklären.

Prof. H. E. (Gene) Smith
CASS 0424 UCSD
9500 Gilman-Laufwerk
La Jolla, CA 92093-0424


Letzte Aktualisierung: 28. April 1999


Titel der Forschungsbox

Ein neuer Blick auf Hubble-Bilder von Galaxien könnte ein Schritt sein, um die schwer fassbare Natur der Dunklen Materie zu beleuchten, dem unbeobachtbaren Material, das den Großteil des Universums ausmacht, so eine heute online in den Monthly Notices of the Royal Astronomical Society veröffentlichte Studie.

Mit Hubbles früheren Beobachtungen von sechs massereichen Galaxienhaufen im Rahmen des Frontier Fields-Programms zeigten Astronomen, dass Intracluster-Licht – das diffuse Leuchten zwischen Galaxien in einem Haufen – den Weg der dunklen Materie verfolgt und ihre Verteilung genauer beleuchtet als bestehende Methoden, die Röntgenstrahlen beobachten X Licht.

Intracluster-Licht ist das Nebenprodukt von Wechselwirkungen zwischen Galaxien, die ihre Strukturen im Chaos stören, einzelne Sterne werden aus ihrer gravitativen Verankerung in ihrer Heimatgalaxie geworfen, um sich neu mit der Gravitationskarte des gesamten Haufens auszurichten. Hier befindet sich auch die überwiegende Mehrheit der Dunklen Materie. Röntgenlicht zeigt an, wo Gruppen von Galaxien kollidieren, aber nicht die zugrunde liegende Struktur des Haufens. Dies macht es zu einem weniger genauen Tracer für dunkle Materie.

„Der Grund dafür, dass Intracluster-Licht ein so hervorragender Tracer für Dunkle Materie in einem Galaxienhaufen ist, liegt darin, dass sowohl die Dunkle Materie als auch diese Sterne, die das Intracluster-Licht bilden, frei auf dem Gravitationspotential des Haufens selbst schweben – sie folgen also genau dem gleiche Schwere", sagte Mireia Montes von der University of New South Wales in Sydney, Australien, die Mitautorin der Studie ist. "Wir haben einen neuen Weg gefunden, um den Ort zu sehen, an dem sich die Dunkle Materie befinden sollte, weil Sie genau das gleiche Gravitationspotential verfolgen. Wir können die Position der Dunklen Materie mit einem sehr schwachen Leuchten beleuchten."

Montes hebt auch hervor, dass die Methode nicht nur genau ist, sondern auch effizienter ist, da sie nur tiefe Bildgebung verwendet und nicht die komplexeren, zeitintensiveren Techniken der Spektroskopie. Dies bedeutet, dass mehr Cluster und Objekte im Weltraum in kürzerer Zeit untersucht werden können – was mehr potenzielle Beweise dafür bedeutet, woraus dunkle Materie besteht und wie sie sich verhält.

„Diese Methode versetzt uns in die Lage, die letztendliche Natur der Dunklen Materie statistisch zu charakterisieren“, sagt Montes.

"Die Idee für die Studie entstand beim Betrachten der makellosen Bilder des Hubble Frontier Field", sagte der Co-Autor der Studie, Ignacio Trujillo vom Institut für Astronomie der Kanarischen Inseln in Teneriffa, Spanien, der zusammen mit Montes jahrelang Intracluster-Licht untersucht hatte. „Die Hubble Frontier Fields zeigten Intracluster-Licht in beispielloser Klarheit. Die Bilder waren inspirierend“, sagte Trujillo. "Still, I did not expect the results to be so precise. The implications for future space-based research are very exciting."

"The astronomers used the Modified Hausdorff Distance (MHD), a metric used in shape matching, to measure the similarities between the contours of the intracluster light and the contours of the different mass maps of the clusters, which are provided as part of the data from the Hubble Frontier Fields project, housed in the Mikulski Archive for Space Telescopes (MAST). The MHD is a measure of how far two subsets are from each other. The smaller the value of MHD, the more similar the two point sets are. This analysis showed that the intracluster light distribution seen in the Hubble Frontier Fields images matched the mass distribution of the six galaxy clusters better than did X-ray emission, as derived from archived observations from Chandra X-ray Observatory's Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS).

Beyond this initial study, Montes and Trujillo see multiple opportunities to expand their research. To start, they would like to increase the radius of observation in the original six clusters, to see if the degree of tracing accuracy holds up. Another important test of their method will be observation and analysis of additional galaxy clusters by more research teams, to add to the data set and confirm their findings.

The astronomers also look forward to the application of the same techniques with future powerful space-based telescopes like the James Webb Space Telescope and WFIRST, which will have even more sensitive instruments for resolving faint intracluster light in the distant universe.

Trujillo would like to test scaling down the method from massive galaxy clusters to single galaxies. "It would be fantastic to do this at galactic scales, for example exploring the stellar halos. In principal the same idea should work the stars that surround the galaxy as a result of the merging activity should also be following the gravitational potential of the galaxy, illuminating the location and distribution of dark matter."

The Hubble Frontier Fields program was a deep imaging initiative designed to utilize the natural magnifying glass of galaxy clusters' gravity to see the extremely distant galaxies beyond them, and thereby gain insight into the early (distant) universe and the evolution of galaxies since that time. In that study the diffuse intracluster light was an annoyance, partially obscuring the distant galaxies beyond. However, that faint glow could end up shedding significant light on one of astronomy's great mysteries: the nature of dark matter.

The Hubble Space Telescope is a project of international cooperation between NASA and ESA (European Space Agency). NASA's Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Maryland, manages the telescope. The Space Telescope Science Institute (STScI) in Baltimore, Maryland, conducts Hubble science operations. STScI is operated for NASA by the Association of Universities for Research in Astronomy in Washington, D.C.

Credits:NASA, ESA, and M. Montes (University of New South Wales) Acknowledgment: J. Lotz (STScI) and the HFF team


The Faintest Dwarf Galaxies

Joshua D. Simon
Vol. 57, 2019

Abstrakt

The lowest luminosity ( L) Milky Way satellite galaxies represent the extreme lower limit of the galaxy luminosity function. These ultra-faint dwarfs are the oldest, most dark matter–dominated, most metal-poor, and least chemically evolved stellar systems . Read More

Supplemental Materials

Figure 1: Census of Milky Way satellite galaxies as a function of time. The objects shown here include all spectroscopically confirmed dwarf galaxies as well as those suspected to be dwarfs based on l.

Figure 2: Distribution of Milky Way satellites in absolute magnitude () and half-light radius. Confirmed dwarf galaxies are displayed as dark blue filled circles, and objects suspected to be dwarf gal.

Figure 3: Line-of-sight velocity dispersions of ultra-faint Milky Way satellites as a function of absolute magnitude. Measurements and uncertainties are shown as blue points with error bars, and 90% c.

Figure 4: (a) Dynamical masses of ultra-faint Milky Way satellites as a function of luminosity. (b) Mass-to-light ratios within the half-light radius for ultra-faint Milky Way satellites as a function.

Figure 5: Mean stellar metallicities of Milky Way satellites as a function of absolute magnitude. Confirmed dwarf galaxies are displayed as dark blue filled circles, and objects suspected to be dwarf .

Figure 6: Metallicity distribution function of stars in ultra-faint dwarfs. References for the metallicities shown here are listed in Supplemental Table 1. We note that these data are quite heterogene.

Figure 7: Chemical abundance patterns of stars in UFDs. Shown here are (a) [C/Fe], (b) [Mg/Fe], and (c) [Ba/Fe] ratios as functions of metallicity, respectively. UFD stars are plotted as colored diamo.

Figure 8: Detectability of faint stellar systems as functions of distance, absolute magnitude, and survey depth. The red curve shows the brightness of the 20th brightest star in an object as a functi.

Figure 9: (a) Color–magnitude diagram of Segue 1 (photometry from Muñoz et al. 2018). The shaded blue and pink magnitude regions indicate the approximate depth that can be reached with existing medium.


Astronomers Find A Galaxy Of Unusual Size (G.O.U.S.), And Discover Why It Exists

This galaxy, UGC 2885, also known as Rubin's galaxy, is the largest spiral galaxy ever discovered at . [+] approximately 800,000 light-years in diameter. It is truly a G.O.U.S.: a galaxy of unusual size.

NASA, ESA, and B. Holwerda (University of Louisville)

Above a certain size, spiral galaxies shouldn't exist. A single major merger — where two galaxies of comparable mass interact to form a larger one — will almost always destroy that spiral structure, producing a giant elliptical instead. The only ultra-large spiral galaxies we typically find are in the process of gravitationally interacting with a neighbor, producing an extended but temporary "grand spiral" structure.

But for every rule, there are remarkable exceptions. One particular galaxy, known unofficially as Rubin's Galaxy after Vera Rubin's observations of the rotational properties of UGC 2885, is far larger and quieter than practically any other spiral galaxy known. This is a spiral galaxy of unusual size, a true G.O.U.S., and while it doesn't quite defy our theories of how galaxies form, it certainly is a challenge to explain. Remarkably, just from observing the right details, astronomers now think they know how this most unusual galaxy formed.

The previous record-holder for largest spiral galaxy, Malin 1, consists of a small core surrounded . [+] by extensive, sweeping spiral arms. These extended features were created by gravitational interactions with surrounding nearby galaxies, and led to the belief that there would be no larger spirals that weren't experiencing such interactions, a belief that was overturned with the discovery and analysis of UGC 2885.

In theory, there are two ways to build up a large spiral galaxy, and they both begin the same way. In the young Universe, a large cloud of matter — both normal matter and dark matter — will begin to collapse under its own gravity. While the dark matter is responsible for the majority of the mass, it only interacts gravitationally, which means it can't collide, heat up, lose angular momentum, or collapse. The dark matter always remains in a diffuse, "fluffy" halo.

But the normal matter, made out of the same ingredients that we are, interacts with itself. Normal matter doesn't just experience gravitation, but as it collapses, the different atoms, molecules and other particles collide and interact. They lose angular momentum, and in whichever dimension it collapses first, it goes "splat" and forms a disk, which then rotates. This is the origin of the disk-like structure present in all spiral galaxies.

In general, a cloud of gas that will collapse to form structure (such as a galaxy) in the Universe . [+] will begin as an irregularly shaped mass, which will then gravitationally contract along all three axes. The shortest axis will 'splat' first, leading to the formation of a plane and a disk that will rotate: a phenomenon that works on scales from large spiral galaxies down to individual stars and planetary systems.

JoshDif / Wikimedia Commons

As far as we can tell, galaxies always start out small and then grow in two possible ways.

  1. Intergalactic gas can get gravitationally drawn in from the surrounding, less dense areas of space. This slow, gradual funneling of matter into the galaxy will provide new fuel for new generations of stars, will settle into the disk-and-spiral structure of the existing galaxy, and will cause the galaxy to both become slightly thicker and significantly larger in terms of its radial extent.
  2. Smaller galaxies and proto-galaxies, also from the surrounding, less dense areas of space, can get drawn into the larger galaxy. This process is a little different, since there are already stars and structure inside these objects, and they will get disrupted and torn apart, stretched into debris streams before eventually settling down as part of the larger spiral, also growing it to become both thicker and larger in extent.

Both of these processes are seen to occur in our Universe, with the latter one occurring for dwarf galaxies surrounding our own Milky Way right now.

This artist's impression shows how intergalactic gas flows and funnels onto galaxies, leading to . [+] gradual growth that neither disturbs nor destroys and pre-existing spiral structure.

ESO/L. Calçada/ESA/AOES Medialab

What couldn't happen, though, is the fastest, most efficient, and most common way to increase a galaxy's mass: through a major merger. If two galaxies that are comparable in size ever merge together, regardless of the orientation of the merger, an enormous fraction of the gas contained within both galaxies will collapse in a spectacular burst of new star formation. It's a spectacular astronomical event known as a starburst: where the entire galaxy becomes a giant star forming region.

This generally uses up most of the gas present in the new galaxy, forms a whole slew of stars all at once, and then star formation ceases. These stars form over a large volume of space, creating an elliptical structure rather than a spiral one, and then — as the galaxy ages — the most massive stars die and only the smaller, cooler, redder stars remain. Elliptical galaxies are notorious for having very few instances of star formation past the initial burst arising from their creation, and are far and away the largest and most massive galaxies of all.

Galaxies that have formed no new stars in billions of years and have no gas left inside them are . [+] considered 'red-and-dead.' A close look at NGC 1277, shown here, reveals that it may be the first such galaxy in our own cosmic backyard.

NASA, ESA, M. Beasley (Instituto de Astrofísica de Canarias), and P. Kehusmaa

To find a spiral as large as the one we see here — Rubin's galaxy (UGC 2885) — implies that there were no major mergers. The fact that we still see:

  • a spiral structure,
  • with dusty arms,
  • with the pink signatures of ionized hydrogen (from new star formation),
  • with blue stars dotting the arms (indicating recent episodes of newly forming stars),
  • and an undisturbed, flat, even disk,

tell us that this spiral grew by either gas accretion, minor mergers, or both, but via no other processes.

Even if it's a cosmic rarity that a galaxy would form this way, though, a good scientist always wants to know exactly how it happened. Fortunately, there's a very clever way to tell: by looking at the globular clusters present within the galaxy.

The globular cluster Messier 69 is highly unusual for being both incredibly old, at just 5% the . [+] Universe's present age, but also having a very high metal content, at 22% the metallicity of our Sun. The brighter stars are in the red giant phase, just now running out of their core fuel, while a few blue stars are these unusual blue stragglers. The globular clusters within the Milky Way display a variety of ages and colors, but the majority of them, like Messier 69, formed 12 or 13 billion years ago.

Hubble Legacy Archive (NASA / ESA / STScI), via HST / Wikimedia Commons user Fabian RRRR

Whenever you get a big burst of star formation, you don't just produce new stars evenly throughout the galaxy, although you do produce copious amounts of them over a wide area. What happens is that the largest, most concentrated areas of gas result in an enormous, dense collection of stars — from tens of thousands of stars all the way up to millions of new stars — all contained within just a few dozen light-years: a globular cluster.

Each galaxy has its own unique population of globular clusters found distributed all throughout its halo, which are formed during episodes of extreme star formation. If all the extreme star forming episodes happened at once, we expect the globular clusters to all be the same age in the galaxy, indicative of at least a medium-sized merger at a specific period in time. On the other hand, if there were many mergers of small galaxies or a build-up of gas to form the one we see at the present day, we expect globular clusters to come in a variety of ages. Both scenarios are eminently possible, but good enough observations of the globular clusters themselves should be able to determine which one is true from the colors of the stars within them.

This is a blink comparison that plots the location of the red stars and blue stars that dominate the . [+] globular clusters in galaxies NGC 1277 and NGC 1278. It shows that NGC 1277 is dominated by ancient red globular clusters. This is evidence that galaxy NGC 1277 stopped making new stars many billions of years ago, compared to NGC 1278, which has more young blue star clusters. The number and colors of globular clusters can shed light on the parent galaxy's star formation history.

NASA, ESA, and Z. Levay (STScI)

In our own Milky Way, for example, the majority of the globular clusters we find are extremely old, formed some 12 or 13 billion years ago. This component of the globulars indicate that the main component of our Milky Way was formed early on by gravitational collapse and a potential merger, leading to an extreme burst of star formation that occurred over just a brief period of time. However, alongside those, we also find globular clusters that are much younger, indicating that smaller galaxies and the inflow of gas, which caused new bursts of star formation and the formation of new globular clusters at various times, occurred gradually over time.

For this reason, measuring the ages of the globular clusters within Rubin's galaxy — a true G.O.U.S. — will reveal whether there were significant mergers in the past that resulted in bursts of star formation and the creation of new globulars all at once, or whether they formed at many different times, indicating only a gradual accretion of gas without any significant galactic mergers (and large bursts of star formation) to speak of. When a team of scientists turned the Hubble Space Telescope's eye on Rubin's galaxy, they were able to uncover something unprecedented.

The inner regions of UGC 2885, Rubin's galaxy, shows the ionized hydrogen (red) that occurs when you . [+] have new star formation, as well as a clearly visible population of young, blue stars along the arms. The globular clusters found throughout it, all 1600 of them, show a variety of colors and ages, but this number is very small for a galaxy this large and massive.

NASA, ESA, and B. Holwerda (University of Louisville)

First off, all of the globular clusters they did find showed a variety of colors, which is a great indication that they were formed at a variety of epochs from gradually inflowing gas. Perhaps most interestingly, there isn't a large set of globulars that all seemed to form at around the same time, indicating that there weren't any major or medium-sized mergers in the history of Rubin's galaxy. This piece of evidence, all on its own, is a point in favor of the "gradual accretion of gas" scenario, rather than an accretion and merger of surrounding, smaller galaxies.

But a second piece of evidence is even stronger: the number of globular clusters found in this behemoth of a spiral galaxy is tiny for its mass, indicating that there were realistically no major bursts of intense star formation since very early times that were triggered by mergers or gravitational interactions.

The outskirts of UGC 2885, hundreds of thousands of light-years from its center, still display . [+] sweeping arms and young stars, showing the enormous extent of it: 800,000 light-years across, making it the largest spiral galaxy to date.

NASA, ESA, and B. Holwerda (University of Louisville)

When we look at the environment surrounding this G.O.U.S., there are neither nearby massive structures nor disturbed internal structures that would account for the large, extended spiral structure of this galaxy. Rubin's galaxy really is this massive cosmic outlier, likely formed only by the gradual accretion of matter.

According to the study's Principal Investigator, Benne Holwerda, the most comparable galaxy to Rubin's galaxy in our own local neighborhood is the quiet, small spiral: M83, the southern pinwheel galaxy. It is:

  • relatively isolated,
  • with no massive galaxies in its neighborhood,
  • with only one stable nucleus,
  • undergoing stable, quiet, slow star-formation along its spiral arms,

all of which point to a quiet, slow accretion of gas. However, Rubin's galaxy is enormous, making it the first galaxy with these combined properties to date.

The spiral galaxy M83, also known as the Southern Pinwheel Galaxy, bears many similarities to UGC . [+] 2885 in terms of its isolation, globular cluster population, morphology and star formation rate and history. But UGC 2885 is approximately 16 times larger in diameter and contains about 40 times as many stars.

NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA) Acknowledgement: William Blair (Johns Hopkins University)

At 800,000 light-years across and with some 4 trillion stars inside, this is one of the largest spiral galaxies ever discovered: a true cosmic outlier. At just 230 million light-years away, it's also close enough that we can image and identify its globular clusters and star formation rate. The fact that a galaxy this large and massive is so regularly shaped, with such low levels of star formation and so few globular clusters (1600) for its incredible size really does make this a cosmic unicorn.