Astronomía

Evolución de las galaxias con el tiempo

Evolución de las galaxias con el tiempo

Estoy haciendo un curso de introducción a la astrofísica nivel UG. He estudiado esa masa de los gases ($ M_ {gas} $) disminuye con el tiempo a medida que se forman nuevas estrellas, pero la masa de estrellas ($ M_ {star} $) no aumenta porque las estrellas también se extinguen. ¿Qué pasa con el halo de materia oscura ($ M_ {halo} $)? ¿Su masa aumenta o disminuye con el tiempo ?. También como $ M_ {gas} / M_ {halo} $ y $ M_ {estrella} / M_ {halo} $ cambiar a medida que la galaxia envejece?


Se está reciclando la masa. A medida que se forman las estrellas, agotan la masa de gas, pero a medida que envejecen reponen la masa de gas con una fracción a través de la pérdida de masa y las supernovas.

El pensamiento actual es que la mayor parte de la formación de halo ya se ha producido, por lo que la masa permanece constante. Quizás haya un goteo de pérdida debido a la captura en objetos masivos (si hay alguna sección transversal entre las partículas de DM y la materia densa), incluidos los agujeros negros, pero esto es extremadamente pequeño durante la era estelífera (la siguiente $ sim 10 ^ {14} $ años más o menos). Durante la era degenerada más allá, esto puede importar más: si la materia oscura consta de partículas y antipartículas, se aniquilarían lentamente en el halo y más rápidamente dentro de los objetos densos. Incluso si no se aniquila, eventualmente muy lentamente caer en el agujero negro central en la era del agujero negro debido a la radiación gravitacional.

En el grande $ M_ {estrella} / M_ {halo} $ comienza bajo, a medida que se forman las estrellas, aumenta hacia el valor actual y seguirá aumentando a lo largo de la era estelífera (pero aún así, es $ ll 1 $). Entonces alrededor $10^{20}$ años en el futuro, comenzará a disminuir a medida que las estrellas sean expulsadas aleatoriamente de la galaxia o absorbidas por el agujero negro central debido a encuentros raros, y eventualmente se volverá cero (o se reducirá a la mitad, si aún se cuentan las estrellas expulsadas). $ M_ {gas} $ seguirá disminuyendo a lo largo de la era estelífera a medida que se agote, pero el gas interestelar que cae puede ralentizar el declive y producir más estrellas durante algún tiempo; en la era degenerada, la pequeña cantidad de gas restante seguirá condensándose en los cuerpos o será expulsado con ellos.

(Consulte el excelente artículo de Adams & Laughlin para obtener una descripción general de los problemas a largo plazo).


Evolución de las galaxias con el tiempo - Astronomía

Las mejoras de densidad en el universo temprano (que tienen su origen en fluctuaciones cuánticas que se expandieron a objetos del tamaño de una galaxia) tienen dos caminos por recorrer. Pueden crecer o dispersarse debido a los efectos de la gravedad y la expansión del universo.

Los "efectos de presión" que experimentan las mejoras de densidad se deben a la expansión del Universo. El espacio en sí entre las partículas se está expandiendo. Entonces, cada partícula se está alejando una de la otra. Solo si hay suficiente materia para que la fuerza de la gravedad supere la expansión, las mejoras de densidad colapsan y crecen. La estructura podría haberse formado en una de dos secuencias: o estructuras grandes del tamaño de cúmulos de galaxias se formaron primero, que las últimas se fragmentaron en galaxias, o galaxias enanas se formaron primero, y luego se fusionaron para producir galaxias y cúmulos de galaxias más grandes.

La primera secuencia se denomina escenario de arriba hacia abajo y se basa en el principio de que la radiación suaviza las fluctuaciones de densidad de la materia para producir panqueques grandes. Estos panqueques acumulan materia después de la recombinación y crecen hasta que colapsan y se fragmentan en galaxias.

Este escenario tiene la ventaja de predecir que debería haber grandes láminas de galaxias con vacíos de baja densidad entre las láminas. Los cúmulos de galaxias se forman donde las hojas se cruzan.

El escenario en competencia es uno en el que las galaxias se forman primero y se fusionan en cúmulos, llamado escenario de abajo hacia arriba. En este escenario, las mejoras de densidad en el momento de la recombinación estaban cerca del tamaño de las galaxias pequeñas de hoy. Estas mejoras colapsaron de la gravedad propia a galaxias enanas.

Una vez que se forman las galaxias pequeñas, se atraen entre sí por gravedad y se fusionan para formar galaxias más grandes. Las galaxias pueden entonces, por gravedad, agruparse para formar filamentos y cúmulos. Por lo tanto, la gravedad es el mecanismo para formar estructuras cada vez más grandes.

Las galaxias son la unidad básica de la cosmología. Contienen estrellas, gas, polvo y mucha materia oscura. Son las únicas "señales" desde aquí hasta el borde del Universo y contienen las pistas fósiles de esta época anterior.

La formación de galaxias sigue el mismo marco conceptual utilizado para explicar la formación y evolución de la estructura a gran escala en el Universo. Las mejoras de densidad en el universo temprano crecieron o se dispersaron. De acuerdo con un escenario híbrido de arriba hacia abajo / de abajo hacia arriba que mejor se ajusta a las observaciones, una variedad de mejoras formadas de varios tamaños. Los pequeños y densos colapsaron primero, los grandes se formaron más lentamente y se fragmentaron a medida que colapsaron.

Los primeros grumos que se liberaron de la expansión del Universo fueron principalmente materia oscura y algo de hidrógeno neutro con una pizca de helio. Una vez que este objeto comienza a colapsar por su propia gravedad, se llama protogalaxia. Las primeras protogalaxias aparecieron hace unos 13-14 mil millones de años.

Tenga en cuenta que la materia oscura y la materia ordinaria (en forma de gas hidrógeno y helio en este momento) se separan en este momento. El gas puede disipar su energía a través de colisiones. Los átomos del gas chocan y se calientan, el calor se irradia en el infrarrojo (luz) y el resultado es que el gas pierde energía, se mueve lentamente = colapsa hacia el centro. La materia oscura no interactúa de esta manera y continúa orbitando en el halo.

Aunque todavía no hay estrellas, las protogalaxias deberían ser detectables por su emisión infrarroja (es decir, su calor). Sin embargo, son muy débiles y muy lejanos (hace mucho tiempo), por lo que nuestra tecnología no ha tenido éxito en descubrir ninguno en este momento.

Formación de las primeras estrellas :

A medida que el gas de la protogalaxia pierde energía, su densidad aumenta. Se forman nubes de gas y se mueven en la protogalaxia en órbitas. Cuando dos nubes chocan, el gas se comprime en un frente de choque.

Las primeras estrellas de una galaxia se forman de esta manera. Con la producción de sus primeros fotones por fusión termonuclear, la galaxia se convierte en una galaxia primigenia.

Los sitios de formación de estrellas en las galaxias primitivas son similares a las regiones de formación de estrellas en las galaxias actuales. Un grupo de estrellas jóvenes incrustadas en una nube de gas caliente. El gas eventualmente será empujado lejos de las estrellas para dejar un cúmulo estelar.

Las primeras estrellas de nuestra galaxia son los cúmulos de estrellas globulares que orbitan fuera del disco estelar que contiene los brazos espirales. La mayoría de las galaxias con formación estelar actual tienen una distribución subyacente de estrellas viejas de la primera época de formación estelar hace 14 mil millones de años.

Los dos tipos de galaxias más distintos son las elípticas y las espirales. Las elípticas no tienen formación estelar en curso en la actualidad, las espirales tienen muchas. Suponiendo que las elípticas y las espirales están hechas de las mismas mejoras de densidad en el momento de la recombinación, ¿por qué evolucionaron a apariencias y tasas de formación de estrellas muy diferentes?

La respuesta es qué tan rápida fue su formación estelar inicial cuando se formaron. Si la formación de estrellas avanza lentamente, el gas sufre colisiones y la conservación del momento angular forma un disco (una espiral). Si la formación de estrellas es rápida y todo el gas se agota en un estallido inicial, la galaxia se forma como una forma redonda suave, una elíptica.

El gas que cae en un disco en espiral se ralentiza por las colisiones y la formación de estrellas continúa hasta hoy. Los brazos y patrones espirales se deben a la formación estelar en curso, mientras que las elípticas usaron todos sus suministros de gas en una explosión inicial hace 14 mil millones de años y ahora no tienen formación estelar en curso.

Una vez que se forma una primera generación de estrellas, evolucionarán a través de las diversas etapas representadas en el diagrama HR. Las propiedades de toda la galaxia cambiarán a medida que la población estelar envejezca. Se llama evolución de la edad.

Las estrellas más masivas terminan sus vidas como supernova, la destrucción explosiva de una estrella. Las supernovas ocurren cuando una estrella consume su combustible interior de hidrógeno y colapsa por su propio peso. El hidrógeno que cae de la envoltura exterior de la estrella golpea el núcleo y se enciende explosivamente.

Durante la explosión, se produce una fusión descontrolada y se producen todos los elementos de la tabla periódica más allá del litio. Este es el único método de producción de elementos pesados ​​y es el origen de todos los elementos de su cuerpo.

Esta capa de gas enriquecido se expulsa al suministro de gas de la galaxia. Por lo tanto, cuanto más antigua es una galaxia, más rico es su gas en elementos pesados, un proceso llamado evolución química.

Después de su formación, las galaxias aún pueden cambiar su apariencia y las tasas de formación de estrellas mediante interacciones con otras galaxias. Las galaxias orbitan cada una en cúmulos. Esas órbitas a veces pueden hacer que dos galaxias pasen bastante cerca una de la otra para producir resultados interesantes.

Los objetos sólidos, como los planetas, pueden pasar cerca unos de otros sin efectos visibles. Sin embargo, las galaxias no son sólidas y pueden sufrir colisiones inelásticas, lo que significa que parte de la energía de la colisión se transfiere internamente a las estrellas y al gas de cada galaxia.

Las fuerzas de las mareas a menudo inducirán la formación de estrellas y distorsionarán el patrón en espiral en ambas galaxias. Este mecanismo es responsable de una morfológico y evolución masiva.

Si se transfiere suficiente energía internamente a las estrellas, las galaxias pueden fusionarse. Dependiendo de la época de la última gran fusión, una galaxia puede terminar pareciéndose morfológicamente a una galaxia espiral o una galaxia elíptica.

Desde el punto de vista teórico, modelar los procesos de formación de galaxias es una tarea compleja. Como hemos visto, la física de la formación de galaxias se ocupa de la dinámica de las estrellas (interacción gravitacional), la termodinámica de la producción de gas y energía de las estrellas, la evolución estelar y las colisiones y fusiones de galaxias.

Observacionalmente, el problema de identificar a los progenitores de la población de galaxias actual desde su formación en una época muy temprana y su evolución hasta el presente está lejos de ser trivial.

Sin embargo, la instrumentación futura para la próxima generación de grandes telescopios terrestres y observatorios espaciales puede permitir observar la formación de las primeras galaxias en el borde del universo y rastrear su evolución y transformación en la población de galaxias actual.


Espectros, colores y formas

La astronomía es una de las pocas ciencias en las que todas las mediciones deben realizarse a distancia. Los geólogos pueden tomar muestras de los objetos que están estudiando. Los químicos pueden realizar experimentos en sus laboratorios para determinar de qué está hecha una sustancia. Los arqueólogos pueden usar la datación por carbono para determinar la antigüedad de algo. Pero los astrónomos no pueden jugar con una estrella o una galaxia. Como hemos visto a lo largo de este libro, si quieren saber de qué están hechas las galaxias y cómo han cambiado a lo largo de la vida del universo, deben decodificar los mensajes transportados por la pequeña cantidad de fotones que llegan a la Tierra.

Afortunadamente (como ha aprendido) la radiación electromagnética es una rica fuente de información. La distancia a una galaxia se deriva de su corrimiento al rojo (cuánto se desplazan las líneas de su espectro al rojo debido a la expansión del universo). La conversión del corrimiento al rojo en una distancia depende de ciertas propiedades del universo, incluido el valor de la constante de Hubble y la cantidad de masa que contiene. Describiremos el modelo del universo actualmente aceptado en The Big Bang. Para los propósitos de este capítulo, es suficiente saber que la mejor estimación actual para la edad del universo es 13,8 mil millones de años. En ese caso, si vemos un objeto que emitió su luz hace 6 mil millones de años luz, lo estamos viendo como era cuando el universo tenía casi 8 mil millones de años. Si vemos algo que emitió su luz hace 13 mil millones de años, lo estamos viendo como era cuando el universo tenía menos de mil millones de años. Entonces, los astrónomos miden un corrimiento al rojo de una galaxia y rsquos de su espectro, usan la constante de Hubble más un modelo del universo para convertir el corrimiento al rojo en una distancia, y usan la distancia y la velocidad constante de la luz para inferir qué tan atrás en el tiempo están viendo la galaxia y mdashthe tiempo retrospectivo.

Además de la distancia y el tiempo retrospectivo, los estudios de los cambios Doppler de una galaxia y las líneas espectrales rsquos pueden decirnos qué tan rápido está girando la galaxia y, por lo tanto, qué tan masiva es (como se explica en Galaxias). El análisis detallado de tales líneas también puede indicar los tipos de estrellas que habitan una galaxia y si contiene grandes cantidades de materia interestelar.

Desafortunadamente, muchas galaxias son tan débiles que actualmente es imposible recolectar suficiente luz para producir un espectro detallado. Por lo tanto, los astrónomos tienen que usar una guía mucho más aproximada para estimar qué tipo de estrellas habitan en las galaxias más débiles y cuáles son sus colores generales. Mire nuevamente la Figura ( PageIndex <1> ) y observe que algunas de las galaxias son muy azules y otras son de color naranja rojizo. Ahora recuerde que las estrellas azules luminosas y calientes son muy masivas y tienen una vida útil de solo unos pocos millones de años. Si vemos una galaxia donde dominan los colores azules, sabemos que debe tener muchas estrellas azules luminosas y calientes, y esa formación estelar debe haber tenido lugar en los pocos millones de años antes de que la luz abandonara la galaxia. En una galaxia amarilla o roja, por otro lado, las estrellas azules jóvenes y luminosas que seguramente fueron creadas en las primeras explosiones de formación estelar de la galaxia y rsquos deben haber muerto ya debe contener en su mayoría viejas estrellas amarillas y rojas que duran mucho tiempo en su etapas de la secuencia principal y, por lo tanto, se formaron típicamente miles de millones de años antes de que se emitiera la luz que ahora vemos.

Otra pista importante sobre la naturaleza de una galaxia es su forma. Las galaxias espirales se pueden distinguir de las galaxias elípticas por su forma. Las observaciones muestran que las galaxias espirales contienen estrellas jóvenes y grandes cantidades de materia interestelar, mientras que las galaxias elípticas tienen principalmente estrellas viejas y muy poca o ninguna formación estelar. Las galaxias elípticas convirtieron la mayor parte de su materia interestelar en estrellas hace muchos miles de millones de años, mientras que la formación estelar ha continuado hasta el día de hoy en las galaxias espirales.

Si podemos contar el número de galaxias de cada tipo durante cada época del universo, nos ayudará a comprender cómo cambia el ritmo de formación estelar con el tiempo. Como veremos más adelante en este capítulo, las galaxias del universo distante, es decir, las galaxias jóvenes, tienen un aspecto muy diferente de las galaxias más antiguas que vemos cerca en el universo actual.


Evolución de galaxias y cuásares

El estudio del origen y evolución de las galaxias y el fenómeno de los quásares apenas ha comenzado. Muchos modelos de formación y evolución de galaxias se han construido sobre la base de lo que sabemos sobre las condiciones del universo temprano, que a su vez se basa en modelos de la expansión del universo después del Big Bang (la explosión primordial de la que se forma el universo. se cree que se originó) y en las características del fondo cósmico de microondas (los fotones observados que nos muestran el universo lleno de luz como era cuando tenía unos pocos cientos de miles de años).

Cuando el universo se expandió para ser lo suficientemente frío como para que la materia permaneciera en átomos neutros sin ser ionizada instantáneamente por la radiación, la estructura aparentemente ya se había establecido en forma de fluctuaciones de densidad. En un punto crucial en el tiempo, se condensaron a partir de la materia en expansión pequeñas nubes (protogalaxias) que podrían colapsar bajo su propio campo gravitacional para formar galaxias.

Durante la segunda mitad del siglo XX, hubo dos modelos de formación de galaxias en competencia: "de arriba hacia abajo" y "de abajo hacia arriba". En el modelo de arriba hacia abajo, las galaxias se formaron a partir del colapso de nubes de gas mucho más grandes. En el modelo ascendente, las galaxias se formaron a partir de la fusión de entidades más pequeñas que tenían el tamaño de cúmulos globulares. En ambos modelos, el momento angular de las nubes originales determinó la forma de la galaxia que finalmente evolucionó. Se cree que una protogalaxia con una gran cantidad de momento angular tendía a formar un sistema plano que giraba rápidamente (una galaxia espiral), mientras que uno con muy poco momento angular se convirtió en un sistema más casi esférico (una galaxia elíptica).

La transición del siglo XX al XXI coincidió con una transición dramática en nuestra comprensión de la evolución de las galaxias. Ya no se cree que las galaxias hayan evolucionado sin problemas y solas. De hecho, ha quedado claro que las colisiones entre galaxias han ocurrido durante toda su evolución, y estas colisiones, lejos de ser eventos raros, fueron el mecanismo por el cual las galaxias se desarrollaron en el pasado distante y son el medio por el cual están cambiando su estructura y apariencia incluso ahora. La evidencia de esta nueva comprensión de la evolución galáctica proviene principalmente de dos fuentes: estudios más detallados de galaxias cercanas con instrumentos nuevos y más sensibles y estudios profundos de galaxias extremadamente distantes, vistas cuando el universo era joven.

Estudios recientes de galaxias cercanas, incluida la Vía Láctea, han mostrado evidencia de colisiones pasadas y captura de galaxias. Para la Vía Láctea, el ejemplo más conspicuo es la Galaxia Sagitario, que ha sido absorbida por nuestra Galaxia. Ahora sus estrellas yacen esparcidas por el cielo, sus siete cúmulos globulares entremezclados con los cúmulos globulares de la Vía Láctea. El encuentro formó largas colas de estrellas alrededor de la Vía Láctea que actúan como pistas sobre la geometría del evento. Una segunda galaxia remanente, conocida como la Galaxia Enana Canis Major, también se puede rastrear mediante la detección de corrientes de estrellas en las partes externas de nuestra Galaxia. Estas galaxias apoyan la idea de que la Vía Láctea es una mezcla de piezas, formadas por la fusión de muchas galaxias más pequeñas.

La galaxia de Andrómeda (M31) también tiene un pasado de colisiones y acreción. Su peculiar compañera cercana, M32, muestra una estructura que indica que anteriormente era una galaxia normal y más masiva que perdió gran parte de sus partes externas y posiblemente todos sus cúmulos globulares a M31 en un encuentro pasado. Los estudios profundos de las partes externas de la galaxia de Andrómeda han revelado enormes estructuras coherentes de corrientes de estrellas y nubes, con propiedades que indican que estas incluyen los restos externos de galaxias más pequeñas "devoradas" por la galaxia central gigante, así como las nubes de estrellas M31 expulsadas. por las fuertes fuerzas de marea de la colisión.

Más espectaculares son las galaxias actualmente en proceso de colisión y acreción en el universo más distante, pero aún cercano. Los síntomas de la colisión son la distorsión de la forma de las galaxias (especialmente la de los brazos espirales), la formación de arcos gigantes de estrellas por la acción de las mareas y la mayor tasa de formación de estrellas y cúmulos de estrellas. Algunos de los cúmulos de estrellas jóvenes más masivos y luminosos observados en cualquier lugar se encuentran en las regiones donde se han unido dos galaxias, con sus nubes de gas y polvo colisionando y fusionándose en un espectacular espectáculo de fuegos artificiales cósmicos.

Un segundo tipo de evidencia del hecho de que las galaxias crecen al fusionarse proviene de estudios muy profundos del universo muy distante, especialmente los llevados a cabo con el Telescopio Espacial Hubble (HST). Estos estudios, especialmente el campo profundo del Hubble y el campo ultraprofundo del Hubble, encontraron galaxias tan lejanas que la luz observada por el HST las dejó cuando eran muy jóvenes, con solo unos pocos cientos de millones de años. Esto permite la detección y medición directa de galaxias jóvenes tal como eran cuando el universo era joven. El resultado es una vista de un universo de galaxias muy diferente. En lugar de galaxias elípticas gigantes y grandes espirales, el universo en sus primeros años estaba poblado de objetos pequeños e irregulares que parecían meros fragmentos. Estos fueron los bloques de construcción que eventualmente formaron galaxias más grandes como la Vía Láctea. Muchos muestran la formación activa de estrellas que son deficientes en elementos pesados ​​porque muchos de los elementos pesados ​​aún no se habían creado cuando se formaron estas estrellas.

La tasa de formación de estrellas en estos primeros tiempos fue significativa, pero no alcanzó un pico hasta aproximadamente mil millones de años después. Las galaxias de este tiempo muestran un máximo en la cantidad de hidrógeno excitado, lo que indica una alta tasa de formación de estrellas, ya que las estrellas jóvenes y muy calientes son necesarias para excitar el hidrógeno interestelar y poder detectarlo. Desde entonces, se ha encerrado tanta materia en las estrellas (especialmente en las enanas blancas) que no hay suficiente polvo y gas interestelar disponibles para lograr tasas tan altas de formación estelar.

Un avance importante que nos ha ayudado a comprender la forma en que se forman las galaxias es el gran éxito de las simulaciones por computadora. Los cálculos de alta velocidad de la historia gravitacional de los ensamblajes de estrellas, materia interestelar y materia oscura sugieren que después del Big Bang el universo se desarrolló como una disposición de material en forma de red, con una condensación gradual de masas donde los hilos de la red se cruzaban. En las simulaciones de este proceso, se forman galaxias masivas, pero cada una está rodeada por un centenar de objetos más pequeños. Los objetos pequeños pueden corresponder a las galaxias enanas, como las que rodean la Vía Láctea, pero de las que solo quedan una docena, el resto presumiblemente ha sido acrecido por la galaxia principal. Estos modelos de computadora, llamados "simulaciones de n cuerpos", son especialmente exitosos para imitar colisiones de galaxias y ayudar a explicar la presencia de varios brazos de marea y chorros observados por los astrónomos.

En resumen, la visión actual de la historia galáctica es que las galaxias actuales son una mezcla de objetos gigantes que acrecieron galaxias menores en sus alrededores, especialmente al principio de la formación del universo, junto con algunas galaxias menores o enanas remanentes que han aún no se ha acercado lo suficiente a una galaxia más masiva para ser capturada. La expansión del universo disminuye gradualmente la probabilidad de tales capturas, por lo que algunos de los enanos pueden sobrevivir hasta la vejez y eventualmente morir, como sus primos gigantes, cuando todas sus estrellas se convierten en enanas blancas tenues o agujeros negros y desaparecen lentamente.


Evolución de las galaxias con el tiempo - Astronomía

Las galaxias individuales generalmente evolucionan a través de una de estas tres formas:

  1. Evolución pasiva en el que la galaxia permanece inalterada por fusiones o interacciones, y carece de formación estelar en curso. Estas galaxias se vuelven cada vez más débiles y rojas a medida que las estrellas más brillantes y de gran masa (más azules) salen de la secuencia principal y evolucionan hacia gigantes rojas. De lo contrario, la galaxia permanece sin cambios. Las galaxias aisladas de tipo temprano (elípticas y S0) generalmente evolucionan de esta manera.
  2. Interacciones y fusiones que puede o no producir nuevas estrellas. Las interacciones en las que no se forman nuevas estrellas resultan únicamente en la evolución de la morfología de las galaxias. Por ejemplo, una galaxia espiral puede evolucionar a una galaxia S0, o una galaxia S0 a una galaxia elíptica, sin cambiar los colores y la luminosidad de las galaxias individuales.

Por otro lado, las interacciones que hacer Como resultado la formación de nuevas estrellas cambia la luminosidad y el color así como la morfología de cada una de las galaxias. Los estallidos de formación de estrellas aumentan la luminosidad de las galaxias que, en promedio, se vuelven más azules debido a la presencia de estrellas de gran masa en la población joven. Sin embargo, a medida que las galaxias continúen evolucionando, su color y luminosidad volverán a los niveles previos a la interacción a medida que estas estrellas jóvenes de gran masa se alejen de la secuencia principal.

  1. Evolución secular. En este caso, las galaxias espirales evolucionan en color, luminosidad y quizás morfología a través de la acción de procesos internos como la formación de brazos o barras espirales.

Investiga cómo la población de galaxias como un todo ha evolucionado ha proporcionado algunos conocimientos importantes sobre la evolución de las galaxias. Uno de los resultados más importantes, el efecto Butcher-Oemler, muestra que, en promedio, las galaxias eran más azules en el pasado que en la actualidad. Esto indica que la tasa de formación de estrellas en el Universo ha disminuido en los últimos tiempos y que la tasa de evolución de las galaxias es más lenta hoy que en el pasado. Estas observaciones ahora deben ser reproducidas por cualquier modelo exitoso de formación y evolución de galaxias.

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The Dark Energy Survey fotografió el cielo nocturno utilizando la cámara Dark Energy de 570 megapíxeles en el telescopio Blanco de 4 metros en el Observatorio Interamericano Cerro Tololo en Chile, una división del NOIRLab de la Fundación Nacional de Ciencias. Reidar Hahn, Fermilab

"Este conjunto de datos empuja los límites de la cosmología a un nuevo nivel", dijo Tim Eifler, Profesor asistente de astronomía de Arizona, que codirigió el grupo de trabajo Teoría de la encuesta de energía oscura y sondas combinadas con Dragan Huterer, profesor de física en la Universidad de Michigan. "La gran cantidad de galaxias que observamos requiere un nuevo nivel de precisión en la metodología de análisis de datos".

Para cuantificar la distribución de la materia oscura y el efecto de la energía oscura, el Dark Energy Survey se basó en dos fenómenos principales. Primero, a gran escala, las galaxias no se distribuyen aleatoriamente por el espacio, sino que forman una estructura similar a una red debido a la gravedad de la materia oscura. El Dark Energy Survey midió cómo ha evolucionado esta red cósmica a lo largo de la historia del universo. La agrupación de galaxias que forma la red cósmica, a su vez, reveló regiones con una mayor densidad de materia oscura.

En segundo lugar, el Dark Energy Survey detectó la firma de la materia oscura a través de lentes gravitacionales débiles. A medida que la luz de una galaxia distante viaja a través del espacio, la gravedad de la materia tanto ordinaria como oscura puede doblarla, lo que resulta en una imagen distorsionada de la galaxia vista desde la Tierra. Al estudiar cómo las formas aparentes de las galaxias distantes se alinean entre sí y con las posiciones de las galaxias cercanas a lo largo de la línea de visión, los científicos infirieron la distribución espacial, o aglomeración, de la materia oscura.

"Este es un conjunto de datos fantástico para trabajar", dijo Xiao Fang, investigador postdoctoral en el Steward Observatory de UArizona y uno de los autores principales del artículo Dark Energy Survey que describe el modelado teórico de los observables. "Para los investigadores jóvenes como yo, es la oportunidad ideal para desarrollar e implementar nuevas ideas y probar algunas de las teorías más famosas de la física cosmológica".

Los métodos desarrollados por el equipo han allanado el camino para futuros estudios del cielo para sondear los misterios del cosmos.

"Los avances que DES ha logrado en este análisis son solo el comienzo", dijo Rozo. "Los avances que ha hecho nuestro equipo ahora se trasladarán a conjuntos de datos aún mayores y más masivos, como el Estudio del Legado del Espacio y el Tiempo del Observatorio Rubin a partir de 2023, y el Telescopio Espacial Romano de la NASA, programado para su lanzamiento en 2026".


TELESCOPIO HUBBLE SPACE CAMPO ULTRA PROFUNDO FLY-THROUGH

Reproduzca este video para realizar un viaje a través del campo ultraprofundo del Hubble, hacia el Universo y el pasado. Estas imágenes de campo profundo nos permiten mirar casi desde el principio del Universo. Las galaxias que verá al principio están más cerca de nosotros. A medida que se reproduce la película, se irá alejando más en la distancia y más atrás en el tiempo. Todas las imágenes y distancias se han medido directamente con el telescopio espacial Hubble.

Este video no contiene audio

Las observaciones de galaxias pueden ayudarnos a aprender sobre la formación y evolución del propio Universo. El famoso astrónomo Edwin Hubble (1889 & ndash1953) midió las velocidades de las galaxias cercanas tomando espectros de ellas y midiendo el desplazamiento Doppler de sus líneas espectrales. Hubble descubrió que casi todas las galaxias que estudió se están alejando de nosotros, y las galaxias más distantes se están alejando de nosotros a velocidades más rápidas que las galaxias más cercanas a la Vía Láctea. Esta observación, que las galaxias más distantes tienen velocidades más rápidas lejos de nosotros, se llama ley de Hubble & rsquos. En un capítulo posterior estudiaremos los detalles de las mediciones de Hubble & rsquos y otras observaciones desde su época que apoyan sus resultados. Pero una cosa importante para quitar ahora es que la ley de Hubble & rsquos indica que la ¡El universo se está expandiendo!

La idea de que el Universo se está expandiendo puede ser nueva para ti. O puede ser algo de lo que haya oído hablar antes. Incluso si ha oído hablar de la expansión, es posible que no esté familiarizado con las observaciones astronómicas que dan peso a esta idea. De cualquier manera, es posible que ahora se esté preguntando: ¿Por qué se está expandiendo el Universo? ¿Continuará expandiéndose o se detendrá en algún momento? Estas son buenas preguntas, el tipo de preguntas que investigaremos más a fondo en capítulos posteriores. Por ahora, analizaremos un poco más de cerca el pasado del Universo y los rsquos.


Los astrónomos encuentran evidencia de una rápida evolución de las galaxias en el universo temprano

Un equipo internacional de astrónomos, incluido el grupo de investigación del astrónomo de Cornell Dominik Riechers, ha obtenido una nueva visión profunda de la naturaleza de las galaxias en el universo temprano y cómo formaron sus estrellas a lo largo de la historia cósmica. El equipo descubrió que las galaxias probablemente comenzaron a formar sus estrellas solo unos 200 millones de años después del Big Bang y que ya estaban bastante maduras menos de mil millones de años después.

Utilizando grandes cantidades de tiempo de observación en el Atacama Large sub / Millimeter Array (ALMA), el equipo de investigación, denominado ALPINE (el Programa grande de ALMA para investigar C + en los primeros tiempos), examinó 118 galaxias para llegar a la conclusión de que ya existían galaxias masivas. mucho más maduro en el universo temprano de lo esperado.

La mayoría de las galaxias se formaron cuando el universo aún era muy joven. (Nuestra propia galaxia probablemente comenzó a formarse hace 13.600 millones de años, en nuestro universo de 13.800 millones de años). Las galaxias se consideran más "maduras" que "primordiales" cuando contienen una cantidad significativa de polvo y elementos pesados, que se considera que ser los subproductos de las estrellas moribundas. Pero las galaxias del universo temprano aún no han tenido mucho tiempo para construir estrellas, por lo que los astrónomos no esperaban ver mucho polvo o elementos pesados. El equipo de ALPINE, sin embargo, descubrió que alrededor del 20 por ciento de las galaxias que estudiaron de esta época temprana ya estaban ocultas por el polvo.

Las galaxias también parecían más maduras de lo esperado debido a la diversidad en sus estructuras, incluidos los primeros signos de discos con soporte rotacional, que pueden conducir a galaxias con una estructura en espiral como nuestra Vía Láctea. Los astrónomos generalmente esperan que las galaxias en el universo temprano se parezcan más a restos de trenes, porque a menudo chocan.

Los científicos aún no comprenden completamente cómo estas galaxias crecieron tan rápido o por qué algunas de ellas ya tienen discos giratorios.

Ilustración artística de una galaxia distante y polvorienta en rotación. Crédito: B. Saxton NRAO / AUI / NSF, ESO, NASA / STScI NAOJ / Subaru

El estudio ALPINE fue habilitado críticamente por Riechers y las demostraciones iniciales de su equipo de que los estudios de las propiedades de formación estelar de galaxias débiles y muy distantes eran posibles con un telescopio tan sensible como ALMA. Las observaciones iniciales de Riechers se obtuvieron con solo alrededor de un tercio de las capacidades que ofrece ahora ALMA.

“The ALPINE survey really allowed us to push our initial results to the next level now that ALMA has unfolded its full potential,” said Riechers, assistant professor of astronomy in the College of Arts and Sciences.

Riccardo Pavesi M.S. ’15, Ph.D. ‘19, a member of Riechers’ team, has carried out some of the most detailed studies to date of these early galaxies using ALMA and the Karl G. Jansky Very Large Array.

"It is exciting to see that my involvement in the early planning stages of ALPINE has been so fruitful," said Pavesi. "We now finally know that our initial findings were not a coincidence, but that it rather seems to be the norm for galaxies to mature quite rapidly at these early epochs."

Added Riechers, “The results from ALPINE are fantastic news for a large survey program we have designed for the Fred Young Submillimeter Telescope (FYST, formerly CCAT-prime), which will target the same diagnostic lines across the large-scale structure of the universe." The survey will be carried out with the EoR-Spec spectrometer, which is funded by the National Science Foundation and currently under construction in the Department of Astronomy.


Milky Way Galaxy Evolved Gradually, Astronomers Say

Astronomers the Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) on ESO’s Very Large Telescope have observed UGC 10738, a nearby, edge-on Milky Way-like galaxy, and found that it has distinct thick and thin disks similar to those of our own Milky Way Galaxy. This suggests, contrary to previous theories, that such structures are not the result of a rare long-ago collision with a smaller galaxy they appear to be the product of more peaceful change.

This image shows the Milky Way-like galaxy UGC 10738. Image credit: Centre de Données astronomiques de Strasbourg / SIMBAD / PanSTARRS.

“Our observations indicate that the Milky Way’s thin and thick disks didn’t come about because of a gigantic mash-up, but a sort-of default path of galaxy formation and evolution,” said Dr. Nicholas Scott, an astronomer at the University of Sydney and the ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D).

“From these results we think galaxies with the Milky Way’ particular structures and properties could be described as the normal ones.”

“It was thought that the Milky Way’s thin and thick disks formed after a rare violent merger, and so probably wouldn’t be found in other spiral galaxies,” he added.

“Our research shows that’s probably wrong, and it evolved naturally without catastrophic interventions. This means Milky Way-type galaxies are probably very common.”

“It also means we can use existing very detailed observations of the Milky Way as tools to better analyze much more distant galaxies which, for obvious reasons, we can’t see as well.”

Dr. Scott and his colleagues used the MUSE instrument on ESO’s Very Large Telescope to observe UGC 10738, a spiral galaxy located some 334 million light-years away in the constellation of Ophiuchus.

They found that this galaxy, like the Milky Way, has a thick disk consisting mainly of ancient stars, identified by their low ratio of iron to hydrogen and helium, and that its thin disk stars are more recent and contain more metal.

Although such disks have been previously observed in other galaxies, it was impossible to tell whether they hosted the same type of star distribution — and therefore similar origins.

“Using MUSE, we were able to assess the metal ratios of the stars in its thick and thin disks,” said Dr. Jesse van de Sande, also from the University of Sydney and ASTRO 3D.

“They were pretty much the same as those in the Milky Way — ancient stars in the thick disk, younger stars in the thin one.”

“We’re looking at some other galaxies to make sure, but that’s pretty strong evidence that the two galaxies evolved in the same way.”

“This is an important step forward in understanding how disk galaxies assembled long ago,” said Professor Ken Freeman, an astronomer at the Australian National University.

“We know a lot about how the Milky Way formed, but there was always the worry that the Milky Way is not a typical spiral galaxy.”

“Now we can see that the Milky Way’s formation is fairly typical of how other disk galaxies were assembled.”

“This work shows how the Milky Way fits into the much bigger puzzle of how spiral galaxies formed across 13 billion years of cosmic time,” said Professor Lisa Kewley, director of ASTRO 3D.

The findings were published in the Cartas de revistas astrofísicas.

Nicholas Scott et al. 2021. Identification of an [α/Fe]-Enhanced Thick Disk Component in an Edge-on Milky Way Analog. ApJL 913, L11 doi: 10.3847/2041-8213/abfc57


Key Concepts and Summary

When we look at distant galaxies, we are looking back in time. We have now seen galaxies as they were when the universe was about 500 million years old—only about five percent as old as it is now. The universe now is 13.8 billion years old. The color of a galaxy is an indicator of the age of the stars that populate it. Blue galaxies must contain a lot of hot, massive, young stars. Galaxies that contain only old stars tend to be yellowish red. The first generation of stars formed when the universe was only a few hundred million years old. Galaxies observed when the universe was only a few billion years old tend to be smaller than today’s galaxies, to have more irregular shapes, and to have more rapid star formation than the galaxies we see nearby in today’s universe. This shows that the smaller galaxy fragments assembled themselves into the larger galaxies we see today.


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