Der Beitrag von Komponenten wie dunkler Materie, Sternen und Gas zur Masse einer Galaxie

Dies ist aus mehreren Gründen eine ziemlich komplexe Frage.

• Erstens gibt es Galaxien in vielen Variationen in Bezug auf so unterschiedliche Eigenschaften wie Masse, Morphologie und Umgebung.
• Zweitens führen unterschiedliche Beobachtungstechniken und unterschiedliche Modelle zu unterschiedlichen Observablen – Sie können dasselbe Himmelsfeld mit zwei unterschiedlichen Instrumenten beobachten und daraus eine unterschiedliche Verteilung von Galaxien und deren Eigenschaften ableiten.
• Drittens, wie Sie bereits erwähnt haben, entwickeln sich Galaxien, und Sie werden nicht unbedingt das gleiche Verhältnis zwischen, sagen wir, Gasmasse und Sternmasse erhalten, selbst für einen bestimmten Galaxientyp, bei unterschiedlichen Rotverschiebungen.

Einiges lässt sich dennoch „allgemein“ sagen:

Sternmasse – Gasmassenbeziehung

Je massereicher eine Galaxie ist (in Bezug auf die Sternmasse,$M_*$), desto effizienter ist es bei der Sternentstehung. Daher der Gasanteil $f_\mathrm{gas} \equiv M_\mathrm{gas}/(M_\mathrm{gas}+M_*)$nimmt mit ab$M_*$. Obwohl ein Teil des Gases in Sternen in das interstellare Medium (ISM) zurückgeführt wird, wird es im Laufe der Zeit, wenn eine Galaxie Sterne bildet, das ISM "erschöpfen", wodurch es weiter reduziert wird$f_\mathrm{gas}$.

Dies ist in diesem Diagramm von Magdis et al. (2012) , die den Gasanteil als Funktion der Sternmasse heute (offene Kreise) und vor ~ 10 Milliarden Jahren (geschlossene Kreise) zeigen:

Die in dieser Untersuchung verwendeten Galaxien sind "Hauptreihen"-Galaxien, und es gelten auch andere Auswahlkriterien.

Stellare Masse – Halo-Masse-Beziehung

Die Komponente der Dunklen Materie (DM) einer Galaxie ist viel ausgedehnter und diffuser als die Baryonen (weil DM kollisionsfrei ist) und liegt eher in einem großen "Halo" um das Gas und die Sterne. Natürlich können wir DM nicht sehen, was Messungen seiner Masse erschwert. Nur in numerischen Simulationen kennen wir seine Masse genau.

Je größer die DM-Halomasse ($M_\mathrm{h}$), desto mehr Sterne hat die Galaxie. Aber die Beziehung ist nicht einfach. Allgemein,$M_*$steigt mit$M_\mathrm{h}$schneller für massearme Galaxien, während z$M_\mathrm{h} \gtrsim 10^{12}\,M_\odot$(etwa milchstraßengroße Galaxien) flacht das Verhältnis ab:

Dies ist im linken Feld dieses Diagramms von Behroozi et al. (2013) :

Die verschiedenen Farben entsprechen verschiedenen Epochen im Universum. Die Daten stammen aus einer kosmologischen Simulation, aber die Simulation wurde kalibriert, um mit verschiedenen Beobachtungen übereinzustimmen.

Eine andere Möglichkeit, diese Beziehung zu zeigen, ist im rechten Feld zu sehen, wo der Sternanteil ist$M_*/M_\mathrm{h}$ist zu sehen, bis um zu steigen$M_\mathrm{h} \sim 10^{12}\,M_\odot$, danach nimmt sie wieder ab.

Warum ist das? Im Allgemeinen wird angenommen, dass die Sternentstehung bei niedrigen Massen unterdrückt wird, weil Gas leichter aus einem flachen Gravitationspotential ausgestoßen wird, während aktive galaktische Kerne mit hohen Massen sehr effizient Gas ausblasen und so die Sternentstehung löschen.

Wie werden Massen gemessen?

Es gibt verschiedene Techniken, um diese Massen zu messen.

Sternmassen werden anhand bekannter Beziehungen zwischen der Anzahl der Sterne und der Lichtmenge eines physikalischen Prozesses gemessen – entweder eine einzelne Emissionslinie oder ein breiteres Lichtband. Für stark sternbildende Galaxien, in denen es immer noch viele heiße O- und B-Sterne gibt, die das umgebende Gas ionisieren, sind Nebellinien wie H$\alpha$oder Ly$\alpha$verwendet werden, während Sie für nicht-sternbildende Galaxien zB die Kontinuumsstrahlung von erhitztem Staub verwenden können.

Die Umrechnung hängt von der angenommenen anfänglichen Massenfunktion der Sternpopulation ab.

Ebenso können Gasmassen und Molekülmassen gemessen werden, wenn man weiß, wie viel Licht eine bestimmte Menge Gas aussendet (bei einer bestimmten Temperatur, einem bestimmten Druck, …).

Messungen von Halo-Massen werden typischerweise durchgeführt, indem die Breite verschiedener Spektrallinien betrachtet wird , wodurch die Geschwindigkeitsdispersion abgeleitet wird$\sigma_V$des Gases und der Sterne. Dann die Gesamtmasse$M$ausgerechnet werden kann