Вклад таких компонентов, как темная материя, звезды и газ, в массу галактики

Это довольно сложный вопрос по нескольким причинам.

• Во-первых, галактики бывают разных вариаций в отношении таких разнообразных свойств, как масса, морфология и окружение.
• Во-вторых, разные методы наблюдения и разные модели дают разные наблюдаемые объекты — вы можете наблюдать одно и то же поле неба двумя разными инструментами и делать выводы о различном распределении галактик и их свойствах.
• В-третьих, как вы упомянули, галактики эволюционируют, и вы не обязательно получите такое же соотношение между, скажем, массой газа и звездной массой, даже для данного типа галактики, при разных красных смещениях.

Тем не менее, о некоторых вещах можно сказать, что они верны «вообще»:

Звездная масса - отношение массы газа

Чем массивнее галактика (с точки зрения звездной массы,$M_*$), тем эффективнее он формирует звезды. Отсюда газовая доля $f_\mathrm{gas} \equiv M_\mathrm{gas}/(M_\mathrm{gas}+M_*)$уменьшается с$M_*$. Более того, хотя часть газа в звездах возвращается в межзвездную среду (МЗС), со временем, и галактика образует звезды, она будет «истощать» МСМ, еще больше уменьшая$f_\mathrm{gas}$.

Это видно на этом графике из Magdis et al. (2012) , показывающая долю газа в зависимости от массы звезды сегодня (незаштрихованные кружки) и ~ 10 миллиардов лет назад (заштрихованные кружки):

Галактики, используемые в этом обзоре, являются галактиками «главной последовательности», и другие критерии отбора также применимы.

Звездная масса - отношение массы гало

Компонент темной материи (DM) галактики гораздо более протяженный и рассеянный, чем барионы (поскольку DM не имеет столкновений), а скорее лежит в большом «ореоле» вокруг газа и звезд. Конечно, мы не можем видеть ДМ, что затрудняет измерение его массы. Только в численном моделировании мы точно знаем его массу.

Чем больше масса гало ТМ ($M_\mathrm{h}$), тем больше звезд в галактике. Но отношение не прямое. В общем,$M_*$увеличивается с$M_\mathrm{h}$быстрее для маломассивных галактик, в то время как для$M_\mathrm{h} \gtrsim 10^{12}\,M_\odot$(галактики размером примерно с Млечный Путь) соотношение выравнивается:

Это видно на левой панели этого графика из Behroozi et al. (2013) :

Разные цвета соответствуют разным эпохам во Вселенной. Данные взяты из космологического моделирования, но моделирование было откалибровано для соответствия различным наблюдениям.

Другой способ показать эту связь виден на правой панели, где звездная доля$M_*/M_\mathrm{h}$видно, что он поднимается примерно до$M_\mathrm{h} \sim 10^{12}\,M_\odot$, после чего снова уменьшается.

Почему это? В целом считается, что звездообразование подавляется при малых массах, потому что газ легче выбрасывается из неглубокого гравитационного потенциала, в то время как при больших массах активные галактические ядра становятся очень эффективными при выдувании газа, таким образом подавляя звездообразование.

Как измеряются массы?

Существует несколько методов измерения этих масс.

Звездные массы измеряются с использованием известных соотношений между количеством звезд и количеством света от какого-либо физического процесса — либо одной эмиссионной линии, либо более широкой полосы света. Для галактик с быстрым звездообразованием, где все еще есть много горячих звезд O и B, которые ионизируют окружающий газ, небулярные линии, такие как H$\alpha$или Ли$\alpha$можно использовать, а для галактик, не образующих звезд, можно использовать, например, непрерывное излучение нагретой пыли.

Преобразование зависит от предполагаемой начальной функции масс звездного населения.

Точно так же массы газа и молекулярные массы можно измерить, зная, сколько света излучает данное количество газа (при данной температуре, давлении и т. д.).

Измерения масс гало обычно выполняются с учетом ширины различных спектральных линий, таким образом определяя дисперсию скоростей.$\sigma_V$газа и звезд. Тогда общая масса$M$можно рассчитать из