Какая часть массы галактики приходится на звезды?

По иронии судьбы, на самом деле измерить массу Млечного Пути сложнее, чем массу других галактик. Вы могли бы подумать, что если бы это было ПРЯМО ТАМ, это было бы легко, но, увы. Большая часть трудностей возникает из-за того, что (1) галактика охватывает огромную часть неба, поэтому требуется очень много времени, чтобы подробно наблюдать за какой-либо конкретной особенностью во всем этом (например, картирование интенсивности линии излучения) , и (2) трудно получить общую картину галактики, потому что некоторые ее части мешают видеть другие части - в галактическом диске много пыли, которая закрывает нам обзор более удаленных частей диска, и диск находится там, где находится большинство звезд.

Звездную массу на самом деле легче всего измерить в астрономии, потому что вы можете видеть ее гораздо более непосредственно, чем другие компоненты массы. Все, что нужно сделать, это измерить внутреннюю (а не кажущуюся) светимость галактики, предположить «отношение массы к свету» и умножить, чтобы получить звездную массу. Отношение массы к свету порядка

Масса газа тоже не так уж плоха. В зависимости от фазы газа — будь то ионизированный, молекулярный или атомарный (нейтральный) водород — можно измерить линейное излучение. Нейтральный водород появляется в радиодиапазоне на расстоянии 21 см от сверхтонкого перехода (спин-флип). Большая часть массы газа находится в нейтральном водороде. В зависимости от условий могут быть видны линии серии Лаймана или Бальмера (первая линия Бальмера называется${\rm H}\alpha$на астрономическом жаргоне это обычное явление). Молекулярный водород — материал, из которого состоят звезды, как полагают в «Столпах творения», сложнее измерить, поскольку он не имеет сильных эмиссионных линий. Что обычно делают, так это измеряют эмиссию от других молекулярных видов...${\rm CO}$является распространенным - и предположим, какую долю массы газа составляет этот вид.

Масса темной материи выводится из таких вещей, как кривые вращения галактики или гравитационное линзирование, которые исследуют общую массу системы. Когда мы получаем общую массу от одного из этих трассеров, кажется, что мы всегда оказываемся на порядок меньше (я использую здесь «всегда» очень вольно). Это, в сочетании с космологическими наблюдениями, которые, кажется, подразумевают, что существует много материи («пыль» на космологическом жаргоне), которая не является «барионной», а скорее чем-то другим, что превосходит барионы по массе чуть меньше 10: 1.

Что касается Млечного Пути, то существует несколько (я знаю около 10) способов, которыми вы можете попытаться измерить массу. Я был соавтором статьи , в которой используется несколько методов. Одним из довольно хорошо известных измерений общей (не только звездной) массы MW и M31 является вот это , которое более чем в 2 раза больше, чем то, которое вы цитируете. Другие источники больше соответствуют вашей цифре ... неопределенность все еще довольно велика. Вот еще одна статья , в которой общая масса вычисляется по другой методологии (и примерно$1.26\times10^{12}{\rm M}_\odot$), а также моделирует звездную массу, находя около$6.43\times10^{10}{\rm M}_\odot$, что примерно соответствует большинству оценок Млечного Пути.

Если вы предприимчивы и хотите запачкать руки, оценки звездной массы по крайней мере для нескольких сотен тысяч галактик из SDSS легко доступны . Они основаны на светимости галактик, примерно так, как я описал выше. Оценки общей массы также существуют, но я не могу вспомнить, где их легко получить прямо сейчас, и они более неопределенны.

Джерри Ширмер упомянул черные дыры в комментариях, так что я тоже могу добавить примечание. Считается, что черная дыра MW составляет около$10^{6}{\rm M}_\odot$, то есть менее одной десятитысячной части звездной массы и, возможно, одной миллионной части всей массы. Это более или менее типично, хотя некоторые особенно большие черные дыры достигают, возможно, не более одной сотой массы своей галактики. СЧД не считаются доминирующим компонентом массы ни в одной известной галактике (хотя, конечно, они преобладают в самых центральных областях).

Если предположить, что существует 200 миллиардов звезд — это объекты с массой, скажем,$0.075 M_{\odot}$и$100 M_{\odot}$вы можете использовать это для нормализации функции масс — количества звезд на единицу массы — а затем интегрировать звездную массу, взвешенную по этой функции масс, для оценки общей массы звезд.

Если вы сделаете это, то обнаружите, что (1) объекты с большой массой вносят очень небольшой вклад в количество звезд в Галактике и составляют лишь малую часть массы; (2) объекты с очень малой массой (т. е. все, что имеет меньшую массу, чем предполагалось здесь — коричневые карлики) также почти ничего не вносят в массу (см. Может ли предполагаемая звездная масса галактики Млечный Путь включать в себя коричневые карлики? ). (3) Если вы посчитаете массу всех звезд, которые жили и умерли, это окажется непренебрежимым числом, в котором преобладают белые карлики - около$1.5\times 10^{10}$со средней массой$0.6M_{\odot}$). (4) Средняя масса невырожденной звезды составляет около$0.25M_{\odot}$.

Таким образом, вы ожидаете, что от 200 миллиардов звезд звездная масса будет примерно$5\times10^{10}M_{\odot}$с другим$\sim 10^{10}M_{\odot}$в виде дегенеративных трупов и еще несколько процентов в виде черных дыр и коричневых карликов.

Когда речь идет об отношении звездной массы к светимости, игра меняется, потому что светимость звезды (главной последовательности) пропорциональна$M^{3.5}$. В результате средняя масса живой звезды главной последовательности, взвешенная по светимости, чуть ниже$1M_{\odot}$- и, следовательно, отношение звездной массы к светимости немного больше 1. См. довольно подробный расчет в статье Какова светимость галактики Млечный Путь? Это будет еще выше из-за присутствия относительно темных белых карликов.

К сожалению, отношения массы к свету более сложны из-за присутствия относительно короткоживущих проэволюционировавших звезд с очень высокой светимостью. В Млечном Пути красные гиганты будут доминировать в видимом и инфракрасном диапазонах, а отношение массы звезды к свету упадет ниже единицы.

Обратите внимание, что все эти числа очень трудно установить в нашей собственной галактике; трудно провести точные переписи звездного населения из-за затенения пылью, а оценки звездных чисел и масс в нашей Галактике являются экстраполяциями, основанными на модельных распределениях плотности. В других галактиках мы можем видеть распределение светимости, но не можем сосчитать отдельные звезды. Здесь мы должны обратиться к моделям скорости образования звезд и распределения массы, чтобы оценить правильное отношение массы к свету. Однако это не является полностью неограниченным в том смысле, что можно посмотреть на спектральное распределение света, чтобы увидеть, соответствует ли оно также модели звездного населения.