Astronomia pozagalaktyczna Wykład 3 Własności i ewolucja galaktyk

Astronomia
pozagalaktyczna
Wykład 3
Własności i ewolucja galaktyk
Ewolucja galaktyk: ogólne uwagi
1. Sekwencja Hubble’a NIE JEST sekwencją ewolucyjną!
2. Wygląd galaktyki zależy przede wszystkim od ogólnych
warunków, w jakich się formowała...
3. ...choć może ona później ewoluować.
4. Fizyczne własności są z klasą Hubble’a związane!
X
EWOLUCJA ?
Własności galaktyk
1.
2.
3.
4.
5.
6.
Masa.
Rozkład masy z odległością od centrum (krzywe rotacji).
Stosunek masy MM (gazu) do masy gwiazd.
Widmo integralne.
Jasność absolutna.
Rozmiary i odległości.
Galaktyki (jak nasza) mogą być zbudowane z:
- gwiazd,
- materii międzygwiazdowej (gaz + pył),
- ciemnej materii.
Własności galaktyk: masy
Problem z oszacowaniem masy ciemnej materii (która w
Galaktyce stanowi 90% całkowitej masy !!!) dotyczy
wszystkich galaktyk.
Metody wyznaczania mas galaktyk:
1. Krzywa rotacji (galaktyki spiralne).
Zalety: Dość łatwy pomiar V(r) (zwykle w linii 21 cm H),
uwzględnia ciemną materię, względnie bezpośrednia.
Wady: Założenia co do symetrii, metoda jest dobra jeśli
zgrubienie nie jest zbyt duże i masywne, konieczna
znajomość r, czyli także odległości. Daje tylko dolne
ograniczenie na masę.
Własności galaktyk: masy
prędkości
radialne
wodór H I
obszar widzialny
Własności galaktyk: masy: krzywe rotacji
Sofue i in., 1999, ApJ 523, 136
Własności galaktyk: masy: krzywe rotacji
Sb/Sc
Sofue i in., 1999, ApJ 523, 136
Własności galaktyk: masy
2. Dyspersja prędkości radialnych (galaktyki eliptyczne).
Zalety: Łatwy pomiar ΔV, proporcjonalnego do (M/R)1/2
przy założeniu wirializacji systemu (Ekin = -Epot/2).
Wady: Wymaga znajomości rozmiarów, R, a więc i
odległości. Daje tylko dolne ograniczenie na masę.
3. Rentgenowskie halo (galaktyki eliptyczne).
Założenie: Gazowe halo (gorący gaz) jest grawitacyjnie
związane z galaktyką (galaktyka musi mieć odpowiednią
masę, aby taki gaz utrzymać).
Własności galaktyk: masy
NGC 4555
Składniki galaktyk: gaz
MASA GAZU
O (nie)obecności gazu świadczy sam wygląd galaktyki.
Całkowitą masę galaktyki, M, szacuje się z krzywej rotacji,
masę widzialną – dodatkowo z L (MVIS/L), masę wodoru, MH
(a dokładniej H I), z gęstości kolumnowej linii 21 cm.
Problem: niepewność co do zawartości H2, H II i innych
pierwiastków.
Stosunek MH/MVIS wynosi zwykle:
- < 1% dla galaktyk E/S0, zwłaszcza dla dE/dSph
- 5-15 % dla galaktyk S, wzrasta od typu Sa do Sc (SBa – SBc)
(ok. 10% dla Galaktyki),
ALE...
- 15-25 % dla Irr.
Składniki galaktyk: gaz
BARDZO GORĄCY GAZ !!!!
Wodór zjonizowany w E, a przynajmniej w cD.
jest go czasami tyle ile w S wodoru neutralnego (we
względnej masie). Dla mniej masywnych E jest go
zdecydowanie mniej.
NGC 3923
Składniki galaktyk: gaz
Dlaczego obserwuje się linię 21 cm w celu oszacowania
masy gazu ?
Składniki galaktyk: gaz
S0 / E
Morganti i in., 2006, MNRAS 371, 157
Składniki galaktyk: gaz
S0 / E
•
•
•
•
H I wykryto w 9/12 badanych galaktyk S0/E,
nie ma go tam, gdzie nie ma gorącego, zjonizowanego H,
masy: od 106 do 109 Mʘ (to już takie jak w Galaktyce !),
pozostałości historii formowania się gwiazd,
Morganti i in., 2006, MNRAS 371, 157
Składniki galaktyk: gwiazdy
Występują we wszystkich rodzajach galaktyk, ale ich własności
zależą przede wszystkim od historii formowania się gwiazd (SFH =
star formation history).
Gwiazdy mogą się tworzyć tam, gdzie jest chłodny gaz. Czyli w E
spodziewamy się małej liczby gwiazd młodych (zatem – gorących).
Co obserwujemy w E ? Brak jasnych obszarów formowania się
gwiazd – jak na razie jest zgodność.
A jakie są tam gwiazdy?
Widmo integralne i synteza populacji (jak najszerszy zakres
długości fal, w szczególności podczerwień).
Funkcja masy, funkcja jasności?
Jednoznaczność ?
Widma integralne
Widma integralne: synteza populacji
Jednoznaczne ?
Pickles, 1985, ApJ 296, 340
Uwaga
Galaktyki wczesnych typów
morfologicznych (E,S0)
zawierają dużo gwiazd późnych
typów widmowych !!!
I odwrotnie !!!
Im późniejszy typ
morfologiczny, tym więcej
młodych gwiazd
Widma integralne: „UV upturn” w galaktykach E
NGC 4552
Widma integralne: „UV upturn” w galaktykach E
Fakty obserwacyjne:
1. Silne „UV upturns” znajdują się tylko w olbrzymich
galaktykach eliptycznych.
2. Im galaktyka jest bogatsza w metale, tym silniejszy „UV
upturn”.
3. Niektóre obserwacje sugerują, że jego żródłem są gorące
gwiazdy o Teff w wąskim zakresie od 20 do 23 tys. K.
Możliwe wyjaśnienia:
1. Bardzo stare gwiazdy gałęzi horyzontalnej ubogie w
metale.
2. Bogate w metale gwiazdy gałęzi horyzontalnej.
- tracą dużo masy na etapie czerwonego olbrzyma (efekt
nieprzezroczystości) i stają się małomasywnymi gwiazdami
gałęzi horyzontalnej,
- pozostają w tym stanie długi czas ewoluując
bezpośrednio do białych karłów (gorące podkarły).
Odległości
M31
M81
gr. Coma
LMC
gr. Virgo
Prawo Hubble’a
Odległości: układy zaćmieniowe
E + SB2
promienie
masy
L1 = 4πR12 σTeff,14
L2 = 4πR22 σTeff,24
fλ = (R/D)2 Fλ (gw. pojedyńcza, bez EM)
fλ = (R/D)2 Fλ 10-0.4 Aλ (gw. pojedyńcza, z EM)
fλ = (R1/D)2 [Fλ,1 + (R2/R1)2 Fλ,2 ]  10-0.4 Aλ (gw. podwójna, z EM)
Odległości: układy zaćmieniowe: M33
M33, asocjacja OB66, D33J013346.2+304439.9
Bonanos i in. (2006)
Odległości: układy zaćmieniowe: M33
Masy: 33.4, 30.0 ± 3.5 Mʘ
Promienie: 12.3, 8.8 ± 0.4 Rʘ
Odległość: 964 ± 54 kpc / (m-M) = 24.92 ± 0.12 mag
Odległości: układy zaćmieniowe: SMC
Hilditch i in., 2005, MNRAS 357,304
Odległość: 60.6 ± 1.0/2.8 kpc / (m-M) = 18.91 ± 0.03/0.1 mag
Odległości: echo świetlne SN 1987A
Odległości: echo świetlne SN 1987A
Odległości: echo świetlne SN 1987A
Odległości: echo świetlne SN 1987A
Panagia (2003)
R = c Δt
Δt = 230 – 248 dni, i = 43º
R = 6.23 ± 0.08 x 1017 cm
D = 51.4 ± 1.2 kpc
θ = 0.808 ± 0.017 arcsec
m-M = 18.55 ± 0.05 mag
Odległości: RR Lyrae
Reticulum w LMC
Dall’Ora i in. (2004)
DM = 18.52 ± 0.14 mag
Odległości: dopasowanie ciągów głównych
Salaris i in. (2003)
DM = 18.33 ±
0.08 mag
NGC 1866 w LMC
Odległości: cefeidy: HST Key Project
Cele HST KP:
1. Pomiar odległości do 20-30 w miarę bliskich (D < 20 Mpc)
galaktyk.
2. Wyznaczenie H0 z dokładnością rzędu 5%.
3. Sprawdzenie uniwersalności stosowania zależności P-L dla
cefeid oraz test innych metod wyznaczania odległości.
4. W szczególności zmierzenie odległości do dwu bliskich
gromad galaktyk: Virgo i Fornax.
W sumie obserwowanych było 31 galaktyk
z DM = 25.0 – 32.0 mag
Pierwsza praca: Freedman i in., 1994, ApJ 427, 628 (M81)
Podsumowanie: Freedman i in., 2001, ApJ 553, 47
Odległości: cefeidy: HST Key Project
Freedman i in. (2001)
Odległości: cefeidy: HST Key Project
H0 = 72 ± 8 km/(s Mpc)
Odległości: cefeidy: HST Key Project
Odległości: zależność Tully’ego-Fishera
Dla galaktyk spiralnych całkowita moc promieniowania jest
skorelowana z maksymalną prędkością rotacji poprawioną
na nachylenie.
Tully i Fischer, 1977, A&A 54,661
L  (Vmax)4
Tully i Fisher (1977)
Giovanelli i in. (1997)
Odległości: zależność Fabera-Jacksona
Dla galaktyk eliptycznych całkowita moc promieniowania
jest skorelowana z dyspersją prędkości.
Faber i Jackson, 1976, ApJ 204,668
L  (ΔV)4
Faber i Jackson (1976)
Odległości: płaszczyzna podstawowa
Dla galaktyk eliptycznych: leżą one na płaszczyźnie podstawowej
(fundamental plane) w wielowymiarowej przestrzeni obserwabli.
Najczęściej rozważa się przestrzeń następujących parametrów: dyspersji
prędkości, ΔV, promienia izofoty, wewnątrz której zawarta jest połowa
światła galaktyki (half-light radius) , re, i średniej jasności powierzchniowej
wewnątrz tej izofoty, Ie. ΔV i Ie wyznacza się z obserwacji, otrzymując re
w jednostkach absolutnych.
Djorgovski i Davis, 1987, ApJ 313,59
Dressler i in., 1987, ApJ 313, L37
re  (ΔV)α Ieβ
α  1.2, β  -0.85
log re = 1.24 log (ΔV) –0.82 log Ie + γ
Jørgensen i in., 1996, MNRAS 280, 167
Odległości: supernowe typu Ia
Supernowe typu Ia: brak linii H w widmie, obecne linie Si II
blisko maksimum blasku. Układy podwójne z białym
karłem, który przekracza lub zbliża się do masy
Chandrasekhara wskutek akrecji materii z towarzysza.
Prowadzi to do wybuchowego zapalenia C i O w białym
karle.
MB  MV  -19.5 mag  const
Odległości: supernowe typu II
Supernowe typu II: linie H w widmie. Zapadnięcie się jądra w
masywnej gwieździe wskutek wyczerpania możliwości
syntezy dalszych pierwiastków.
Metoda ekspandującej otoczki, EPM (np. Dessart i Hillier, 2005, A&A
439,671).
Oparta na zależności między L, R i T dla sferycznego ciała
promieniującego jak ciało doskonale czarne.
T maleje, z widma.
R rośnie, z obserwacji prędkości (R1 = R0 + VΔt) i faktu, że f  R2T4.
Mając T0 i R0 możemy dostać L.
Odległości: fluktuacje jasności powierzchniowych (SBF)
Dyspersja jasności (w pojedynczych pikselach) na obrazie
CCD galaktyki zależy od liczby gwiazd składających się na
światło w tym pikselu, a ta z kolei – od odległości. Im
większa odległość, tym mniejsza dyspersja.
np. Jensen i in., 1998, ApJ 505, 111
Odległości: prawo Hubble’a
Przesunięcie ku czerwieni:
z = (λobs – λem)/λem = λobs/λem - 1
z = H0D/c
(Prawo Hubble’a)
Vrad = H0D
W tej postaci stosuje
się dla z < 0.2
Porównanie własności galaktyk E, S i Irr / podsumowanie
Własność
E
S
Irr
--------------------------------------------------Liczba
~60%
~30%
~15%
MH/MVIS
<1%
5-15%
15-25%
Populacje gw.
głównie II
I i II
I i II
Zakres M/MGAL
0.0001-50
0.005-20
0.0005-0.15
Zakres log(L/Lʘ)
5.5-11
9-11.5
7-10
Zakres D/DGAL
0.01-5
0.02-1.5
0.05-0.25
1.
2.
3.
4.
Galaktyki eliptyczne to elipsoidalne twory złożone głównie ze starych
gwiazd z niewielką domieszką gazu i pyłu. Ich trójwymiarowa struktura
jest trudna do odtworzenia, ale przynajmniej niektóre wydają się mieć
kształt trójosiowej elipsoidy z niewielką rotacją. Niektóre mniejsze
galaktyki eliptyczne mają kształt spłaszczonej sferoidy.
Galaktyki soczewkowate stanowią klasę pośrednią między najbardziej
spłaszczonymi galaktykami eliptycznymi a galaktykami spiralnymi.
Wykazują obecność dysku i zgrubienia centralnego, ale nie mają ramion
spiarlnych i tylko niewielką ilość gazu międzygwiazdowego.
Galaktyki spiralne mają dysk, zgrubienie centralne i często poprzeczkę.
Największe normalne galaktyki to olbrzymie galaktyki eliptyczne (cD).
Ewolucja galaktyk (I)
Podstawowe pytania:
1. Jak formują się galaktyki?
2. Kiedy się uformowały?
3. Jakie czynniki określają typ morfologiczny galaktyki?
4. Jaki jest związek pomiędzy formowaniem się galaktyk a
formowaniem się gwiazd?
Ewolucja galaktyk (II)
Dwa podejścia do problemu powstawania i ewolucji
galaktyk:
1. Śledzenie ewolucji „do tyłu”, począwszy od obecnie
obserwowanych własności galaktyk. Im dalsze galaktyki,
tym młodsze, ale coraz gorzej ze szczegółami.
2. Wychodząc od warunków panujących we wczesnym
Wszechświecie rozważamy, czy doprowadzą one do
obserwowanych obecnie struktur i własności galaktyk.
Własności wczesnego Wszechświata
Podstawowy paradygmat: Wszechświat powstał podczas
Wielkiego Wybuchu
1. Wszechświat ma skończony wiek obecnie szacowany na
około 14 mld lat.
2. Obserwowana ekspansja Wszechświata ma miejsce od
początku Wszechświata, choć tempo tej ekspancji nie
zawsze było takie samo jak obecnie.
3. Warunki fizyczne we wczesnym Wszechświecie
charakteryzowały bardzo wysokie temperatury i gęstości.
Wszechświat pozostawał jednakże wysoce (choć nie
idealnie) jednorodny.
4. W miarę ekspansji i ochładzania się W-ta z kwarków
utworzyły się protony i neutrony (materia barionowa).
Liczba protonów równoważy się z liczbą elektronów, co
sprawia, że sumaryczny ładunek elektryczny W-ta jest
równy lub bardzo bliski zeru.
Własności wczesnego Wszechświata
5. W ciągu kilku pierwszych minut po WW reakcje jądrowe
doprowadziły do utworzenia jąder helu. Jądra te stanowiły
około 24% masy materii barionowej. Pozostałe 76%
stanowiły jądra wodoru z niewielką tylko domieszką
innych lekkich pierwiastków.
6. Materia, która wypełniała wczesny W-t zawierała również
materię niebarionową, która stanowi obecnie dominującą
formę materii w galaktykach.
7. Oddziaływanie grawitacyjne między wszystkimi formami
materii (barionową i niebarionową) istnieje od początku
W-ta.
8. Mimo dużej jednorodności, materia wypełniająca wczesny
W-t podlegała niewielkim fluktuacjom gęstości. Innymi
słowy, były we wczesnym W-cie obszary, w których
gęstość była nieco różna od średniej.
Formowanie się galaktyk
Podstawowa idea powstawania galaktyk: fluktuacje gęstości
prowadzące do powstania (gromad) galaktyk w procesie
niestabilności grawitacyjnej.
W jaki sposób kolaps obłoków prowadzi do powstania
galaktyk? Najprostszy scenariusz:
- Pojedyncze zgęszczenie prowadzi do powstania
pojedynczej galaktyki.
- Składa się ono głównie z materii niebarionowej, choć jest
tam też materia barionowa.
- Materia barionowa może wypromieniować energię w
sposób, w który materia niebarionowa zrobić tego nie może.
Konsekwencja: powstanie galaktyki, w której w centrum
znajduje się materia barionowa otoczona przez halo ciemnej
materii.
Scenariusz kolapsu monolitycznego (monolithic collapse)
Formowanie się galaktyk
Skoro – jak wierzymy – o sposobie formowania się galaktyk
decyduje grawitacja, jest oczywiste, że ciemna materia
odgrywa w tym procesie dominującą rolę. Nieznajomość jej
natury to największy problem związany ze zrozumieniem
kolapsu grawitacyjnego. W szczególności chodzi o dynamiczne
zachowanie się ciemnej materii (CM).
Zwykle zakłada się jedno z dwu ekstremalnych zachowań
dynamicznych CM:
1. CM składa się z wolno poruszających się masywnych
cząstek, tzw. zimna ciemna materia (cold dark matter,
CDM).
2. CM składa się z szybko (tj. z prędkościami bliskimi
prędkości światła) poruszających się cząstek, tzw. gorąca
ciemna materia (hot dark matter, HDM)
Formowanie się galaktyk: symulacje
Modelowanie pół-analityczne: formowanie się galaktyki
spiralnej przez łączenie mniejszych fragmentów
Virgo Consortium: http://www.virgo.dur.ac.uk/new/index.php
Formowanie się galaktyk: symulacje
Ewolucja halo ciemnej materii od z = 4 do z = 0.4
Formowanie się galaktyk: symulacje
Halo ciemnej materii dla z = 0.4 z różnych stron
Formowanie się galaktyk: symulacje
Rozwój fluktuacji gęstości
Scenariusz z CDM
Symulacje komputerowe we W-cie zdominowanym przez CDM
prowadzą do pierwszych struktur o masach rzędu 106 Mʘ, czyli
dużo mniejszych niż typowe galaktyki (rzędu 1011 Mʘ) w
obecnym W-cie. Niemniej, w miarę upływu czasu mniejsze
struktury łączą się tworząc coraz większe. Ze scenariusza tego
wynikałoby, że wiekszość obecnych galaktyk to wynik
połączenia wielu mniejszych protogalaktyk.
Scenariusz ten nazywa się scenariuszem hierarchicznym albo
wstępującym (hierarchical / bottom-up scenario)
We W-cie takie pierwsze obiekty byłyby bardzo masywnymi
gwiazdami, po czym powstałyby obiekty o skali
porównywalnej do gromad kulistych.
„Merger tree”
Scenariusz hierarchiczny
Scenariusz z HDM
Symulacje komputerowe we W-cie zdominowanym przez HDM
prowadzą z kolei do pierwszych struktur o masach znacznie
większych niż pojedyncze galaktyki. Zatem galaktyki
powstawałyby poprzez fragmentację takich wiekszych struktur.
Jest to tzw. scenariusz zstępujący (top-down scenario).
Problem: przewiduje za dużo wielkoskalowych struktur w
porównaniu z tym, co się obserwuje. Obserwacje wydają się
też przeczyć temu, że wielkoskalowe struktury powstały przed
galaktykami.
Obecnie preferowaną teorią
jest teoria, która mówi iż
formowanie się galaktyk
przebiegało we W-cie
zdominowanym przez CDM
Problemy z modelowaniem powstawania galaktyk
1. Zrozumienie (i włączenie do symulacji) procesów
fizycznych ważnych dla formowania się galaktyk:
- grawitacja -> proste,
- wiatry gwiazdowe, efekty dynamiczne związane z
supernowymi, zmiany chemiczne -> trudniejsze
2. Połączenie w symulacjach procesów zachodzących w skali
pojedynczej gwiazdy i galaktyki (jedne i drugie są ze sobą
ściśle związane).
Modele formowania się galaktyk nie potrafią na razie
przewidzieć typu morfologicznego, ale...
... pewne ogólne zasady wydają się obowiązywać.
Scenariusze formowania się galaktyk
Jeśli galaktyka powstaje przez połączenie (merger), to
morfologia i rozkład prędkości jest taki jak dla galaktyk
eliptycznych. Wydaje się więc, że przynajmniej niektóre
galaktyki eliptyczne (na pewno olbrzymie) powstają zgodnie
ze scenariuszem hierarchicznym.
Dla formowania się galaktyk spiralnych,
atrakcyjniejszym scenariuszem jest scenariusz kolapsu
monolitycznego, który jest w stanie wytłumaczyć
powstanie gwiazdowego halo i dysku gazowego.
W scenariuszu hierarchicznym trudno jest otrzymać
dysk, nawet jeśli dwie łączące się galaktyki są
galaktykami spiralnymi.
Scenariusze formowania się galaktyk
Scenariusz łączący elementy obydwu (MK i H):
1. Łączące się galaktyki prowadzą do powstania coraz
większych galaktyk eliptycznych, ale
2. Ma miejsce długotrwały spadek gazu z otoczenia tych
galaktyk. Jeśli ma on dostateczny moment pędu, utworzy
dyski wokół czegoś, co wcześniej było galaktyką
eliptyczną zmieniając ją w galaktykę spiralną lub
soczewkowatą.
3. Takie galaktyki mogą się oczywiście połączyć tworząc
znowu galaktykę eliptyczną.
Zaleta: wyjaśnienie podobieństwa galaktyk eliptycznych i
zgrubień centralnych galaktyk spiralnych.
Ewolucja pojedynczej galaktyki
Załóżmy, że mamy uformowaną galaktykę z gwiazdami,
gazem i pyłem, zanurzoną w halo ciemnej materii. Jak będzie
dalej ewoluować ?
Ewolucja jasności
Zależy od sumarycznej jasności gwiazd, a więc zależy od
dwóch czynników:
1. Tempa formowania się gwiazd (SFR).
2. Ewolucji jasności gwiazd, które się uformowały.
Zwykle zakłada się, że funkcja masy (MF) jest jednakowa
dla wszystkich galaktyk.
Porównanie temp formowania się gwiazd
Kennicutt (1998, ARA&A 36,189)
Efekt Butchera-Oemlera
Badanie ewolucji SFR z czasem można też prowadzić
obserwując odległe (czyli młodsze galaktyki).
Dalsze gromady galaktyk zawierają (po uwzględnieniu
przesunięcia ku czerwieni) względnie więcej niebieskich
galaktyk (efekt Butchera-Oemlera)
(Butcher & Oemler, 1978, ApJ 219,18)
De Propris i in. (2003,
ApJ 598,20)
Modelując SFR(t)
możemy również
modelować zmiany
widm galaktyk w
czasie
Ewolucja chemiczna
LMC
Hill i in. (2000)
Znaczenie łączenia się galaktyk
Liczba oddziałujących galaktyk jest obecnie stosunkowo niska,
zaledwie kilka % jasnych galaktyk, ale są one miejscem
intensywnego formowania się gwiazd (starburst galaxies)
Toomre & Toomre, 1972, ApJ 178,623
Znaczenie łączenia się galaktyk
Znaczenie łączenia się galaktyk
1983 – IRAS, galaktyki jasne w IR często oddziałują ze sobą.
Międzygwiazdowy pył reemituje pochłonięte prom. UV w IR
Mirabel i in., 1998, A&A 333,L1 (IR z ISO + widzialne)
Znaczenie łączenia się galaktyk
NGC 7252
Znaczenie łączenia się galaktyk
NGC 4365
Davies i in., 2001, ApJ 548, L33
Głębokie przeglądy: HDF-N
HDF-N: UMa
(WFPC2)
10 dni w grudniu 1995
(150 orbit)
Najsłabsze galaktyki
30 mag
Głębokie przeglądy: HDF-S
HDF-S:
(WFPC2)
Październik 1997
R.A. = 22:33,
Dec = -60:33
Głębokie przeglądy: HUDF
HUDF: UMa
(ACS+NICMOS)
3 miesiące obserwacji
(412 orbit)
R.A = 3:32,
Dec = -27:47
Najsłabsze galaktyki
32 mag
Głębokie przeglądy
Najważniejsze wyniki:
1. Potwierdzenie efektu Butchera-Oemlera.
2. Liczba galaktyk nieregularnych i osobliwych
była kiedyś większa niż obecnie (dla jasnych
galaktyk tego typu jest to około 25% w
porównaniu z liczbą około 7% obecnie).
SFR dla Wszechświata
Ferguson i in., 2000, ARA&A 38,667: The Hubble Deep Fields
Podsumowanie
1. Galaktyki powstały jako wynik niestabilności grawitacyjnej
w ekspandującym gazie złożonym z barionowej i
niebarionowej materii, która powstała w Wielkim
Wybuchu.
2. Formowanie się galaktyk można badać za pomocą
symulacji numerycznych, które za punkt początkowy
przyjmują warunki panujące we wczesnym Wszechświecie.
3. Najbardziej prawdopodobny scenariusz formowania się
galaktyk to scenariusz wstępujący (bottom-up), w którym
ciemna materia odgrywa decydującą rolę.
4. Oddziałujące galaktyki mogą być miejscami intensywnego
formowania się gwiazd.
5. Ewolucję galaktyk można badać obserwacyjnie za pomocą
głębokich przeglądów. Ujawniły one m.in. zmiany w
rozkładzie morfologicznym galaktyk, co pozwala
odtworzyć zależność SFR od czasu.
6. Wyniki z głębokich przeglądów pozostają zgodne ze
scenariuszem hierarchicznego formowania się galaktyk.