Wie viel Masse einer Galaxie steckt in Sternen?

Ironischerweise ist es tatsächlich schwieriger, die Masse der Milchstraße zu messen als die anderer Galaxien. Sie würden denken, dass es einfach wäre, wenn es genau dort ist, aber leider. Die meisten Schwierigkeiten ergeben sich daraus, dass (1) die Galaxie einen großen Teil des Himmels überspannt, sodass es extrem lange dauert, ein bestimmtes Merkmal im Detail über das Ganze zu beobachten (sagen wir zum Beispiel, die Stärke einer Emissionslinie abzubilden). , und (2) es ist schwierig, sich ein Gesamtbild der Galaxie zu machen, weil Teile davon die Sicht auf andere Teile behindern - es gibt viel Staub in der galaktischen Scheibe, der unsere Sicht auf die weiter entfernten Teile der Scheibe verdeckt, und auf der Scheibe sind die meisten Sterne.

Die Sternmasse ist eigentlich die am einfachsten zu messende Masse in der Astronomie, weil man sie viel direkter sehen kann als andere Massenkomponenten. Alles, was getan werden muss, ist die intrinsische (und nicht die scheinbare) Leuchtkraft einer Galaxie zu messen, ein „Masse-zu-Licht-Verhältnis“ anzunehmen und zu multiplizieren, um die Sternmasse zu erhalten. Masse-zu-Licht-Verhältnisse liegen in der Größenordnung von

Die Gasmasse ist auch nicht schlecht. Abhängig von der Phase des Gases - ob es sich um ionisierten, molekularen oder atomaren (neutralen) Wasserstoff handelt, kann es möglich sein, die Linienemission zu messen. Neutraler Wasserstoff erscheint im Radio bei 21 cm vom Hyperfeinübergang (Spin-Flip). Der größte Teil der Gasmasse befindet sich in neutralem Wasserstoff. Abhängig von den Bedingungen können die Linien der Lyman- oder Balmer-Serie sichtbar sein (die erste Balmer-Linie heißt${\rm H}\alpha$im Astronomie-Jargon ist es eine häufige Beobachtung). Molekularer Wasserstoff – der Stoff, aus dem Sterne direkt hergestellt werden, wie Pillars of Creation, ist schwieriger zu messen, da er keine starken Emissionslinien aufweist. Üblicherweise misst man die Emission anderer molekularer Spezies -${\rm CO}$ist eine häufige - und nehmen Sie etwas darüber an, welchen Anteil der Gasmasse diese Art ausmacht.

Die Masse der Dunklen Materie wird aus Dingen wie galaktischen Rotationskurven oder Gravitationslinsen abgeleitet, die beide die Gesamtmasse des Systems untersuchen. Wenn wir von einem dieser Tracer eine Gesamtmasse erhalten, scheinen wir immer um eine Größenordnung zu kurz zu kommen (ich verwende "immer" hier sehr locker). Dies, zusammen mit kosmologischen Beobachtungen, die darauf hinzudeuten scheinen, dass es eine Menge Materie ("Staub" im kosmologischen Jargon) gibt, die nicht "baryonisch" ist, sondern etwas anderes, das Baryonen mit etwas weniger als 10: 1 in der Masse übertrifft.

In Bezug auf die Milchstraße gibt es eine Reihe (ungefähr 10, die ich kenne) von Möglichkeiten, wie Sie versuchen können, die Masse zu messen. Ich habe ein Papier mitverfasst , das mehrere Methoden verwendet. Eine ziemlich bekannte Messung der Gesamtmasse (nicht nur der Sternmasse) von MW und M31 ist diese , die um mehr als den Faktor 2 größer ist als die von Ihnen zitierte. Andere Quellen stimmen eher mit Ihrer Zahl überein ... die Unsicherheit ist immer noch ziemlich groß. Hier ist ein weiteres Papier , das die Gesamtmasse mit einer anderen Methodik erstellt (und sich fortbewegt$1.26\times10^{12}{\rm M}_\odot$) und modelliert auch die Sternmasse und findet ungefähr$6.43\times10^{10}{\rm M}_\odot$, was ungefähr dem gleichen Anhaltspunkt entspricht wie die meisten Schätzungen für die Milchstraße.

Wenn Sie abenteuerlustig sind und sich die Hände schmutzig machen wollen, sind Schätzungen der Sternmasse für mindestens mehrere hunderttausend Galaxien vom SDSS leicht verfügbar . Diese basieren auf der Leuchtkraft der Galaxien, mehr oder weniger wie ich es oben beschrieben habe. Es gibt auch Schätzungen zur Gesamtmasse, aber ich kann mich nicht erinnern, wo sie im Moment leicht erhältlich sind, und sie sind unsicherer.

Jerry Schirmer erwähnte schwarze Löcher in den Kommentaren, also kann ich auch eine Anmerkung hinzufügen. Es wird angenommen, dass es sich um das Schwarze Loch MW handelt$10^{6}{\rm M}_\odot$, also weniger als ein Zehntausendstel der Sternmasse und vielleicht ein Millionstel der Gesamtmasse. Dies ist mehr oder weniger typisch, obwohl einige besonders große Schwarze Löcher höchstens vielleicht ein Hundertstel der Masse ihrer Galaxie erreichen. Es wird nicht angenommen, dass SMBHs die dominierende Massenkomponente in irgendeiner bekannten Galaxie sind (obwohl sie natürlich in den sehr zentralen Regionen dominieren).

Wenn Sie davon ausgehen, dass es 200 Milliarden Sterne gibt - das sind Objekte mit einer Masse dazwischen, sagen wir$0.075 M_{\odot}$Und$100 M_{\odot}$Sie können dies verwenden, um eine Massenfunktion - die Anzahl der Sterne pro Masseneinheit - zu normalisieren und dann die mit dieser Massenfunktion gewichtete Sternmasse zu integrieren, um die Gesamtmasse der Sterne abzuschätzen.

Wenn Sie das tun, finden Sie (1) massereiche Objekte, die sehr wenig zur Anzahl der Sterne in der Galaxie beitragen und nur einen kleinen Bruchteil der Masse; (2) Objekte mit sehr geringer Masse (dh alles mit geringerer Masse als hier angenommen - Braune Zwerge) tragen ebenfalls fast nichts zur Masse bei (siehe Könnte die geschätzte Sternmasse für die Milchstraße Braune Zwerge enthalten? ). (3) Wenn Sie die Masse aller Sterne berechnen, die gelebt haben und gestorben sind, stellt sich heraus, dass es sich um eine nicht zu vernachlässigende Zahl handelt, die von Weißen Zwergen dominiert wird - etwa$1.5\times 10^{10}$mit durchschnittlicher Masse$0.6M_{\odot}$). (4) Die durchschnittliche Masse eines nicht entarteten Sterns beträgt ca$0.25M_{\odot}$.

Von 200 Milliarden Sternen erwartet man also etwa eine Sternmasse$5\times10^{10}M_{\odot}$mit einem anderen$\sim 10^{10}M_{\odot}$in Form entarteter Leichen und noch ein paar Prozent in Form von Schwarzen Löchern und Braunen Zwergen.

Beim Umgang mit stellarem Masse-zu-Licht-Verhältnis ändern sich die Spielchen, denn die Leuchtkraft eines (Hauptreihen-)Sterns ist proportional dazu$M^{3.5}$. Infolgedessen liegt die nach Leuchtkraft gewichtete Durchschnittsmasse eines lebenden Hauptreihensterns knapp darunter$1M_{\odot}$- und daher liegt das stellare Masse-zu-Licht-Verhältnis etwas über 1. Siehe die ziemlich detaillierte Berechnung in Was ist die Leuchtkraft der Milchstraße? Dies wird durch die Anwesenheit von relativ dunklen Weißen Zwergen noch weiter nach oben getrieben.

Leider sind Masse-zu-Leuchtkraft-Verhältnisse aufgrund der Anwesenheit relativ kurzlebiger entwickelter Sterne mit sehr hoher Leuchtkraft komplexer. In der Milchstraße würden rote Riesen bei sichtbaren und infraroten Wellenlängen dominieren und das Masse-zu-Licht-Verhältnis der Sterne würde auf unter eins reduziert.

Beachten Sie, dass all diese Zahlen in unserer eigenen Galaxie sehr schwer zu ermitteln sind; Es ist schwierig, genaue Zählungen von Sternpopulationen durchzuführen, da der Staub verdeckt ist, und Schätzungen der Zahl und Masse der Sterne in unserer Galaxie sind Extrapolationen auf der Grundlage von Modelldichteverteilungen. In anderen Galaxien können wir zwar die Leuchtkraftverteilung sehen, aber keine einzelnen Sterne zählen. Hier müssen wir uns auf Modelle der Geschwindigkeit berufen, mit der Sterne gebildet werden, und mit welcher Massenverteilung, um das richtige Masse-zu-Licht-Verhältnis abzuschätzen. Allerdings nicht ganz uneingeschränkt in dem Sinne, dass man anhand der spektralen Verteilung des Lichts sehen kann, ob sie auch mit dem Sternpopulationsmodell übereinstimmt.