Jak zważyć galaktykę? Szczególnie tę, w której się znajdujesz

Credit: Adam Block/University of Arizona

Nowa technika szacowania masy galaktyk obiecuje bardziej wiarygodne wyniki, zwłaszcza w przypadku zastosowania do dużych zbiorów danych generowanych przez bieżące i przyszłe badania, informuje zespół badawczy kierowany przez Ektę Patel z University of Arizona. Artykuł opublikowany w czasopiśmie Astrophysical Journal  jako pierwsza łączy obserwowane pełne trójwymiarowe ruchy kilku galaktyk satelitarnych Drogi Mlecznej z rozległymi symulacjami komputerowymi w celu uzyskania dokładnych oszacowań masy naszej macierzystej galaktyki.

Określenie masy galaktyk odgrywa kluczową rolę w rozwiązywaniu podstawowych zagadek dotyczących architektury wszechświata. Zgodnie z obecnymi modelami kosmologicznymi widoczna materia galaktyki, taka jak gwiazdy, gaz i pył, stanowi jedynie 15 procent jej masy. Ocenia się, że pozostałe 85% znajduje się w ciemnej materii, tajemniczym składniku, którego nigdy nie zaobserwowano i którego właściwości fizyczne pozostają w dużej mierze nieznane. Ogromna większość masy galaktyki (głównie ciemnej materii) znajduje się w jej halo, rozległym, otaczającym ją regionie zawierającym niewiele, jeśli w ogóle, gwiazd i którego kształt jest w dużej mierze nieznany.

W powszechnie akceptowanym modelu kosmologicznym włókna ciemnej materii przenikają cały wszechświat, przyciągając do siebie świetlistą („zwykłą”) materię. Tam, gdzie się krzyżują, gromadzi się gaz i pył łącząc się w galaktyki. W ciągu miliardów lat małe galaktyki łączą się w większe, a gdy i te rosną, ich przyciąganie grawitacyjne sięga coraz dalej w kosmos, przyciągając zoo innych małych galaktyk, które następnie stają się ich galaktykami satelitarnymi. Ich orbity są określane przez  galaktykę-gospodarza, podobnie jak przyciąganie grawitacyjne Słońca kieruje ruchem planet i ciał w Układzie Słonecznym.

„Teraz wiemy, że wszechświat się rozszerza” – mówi Patel, student czwartego roku studiów magisterskich w Wydziale Astronomii i Obserwatorium Stewarda UA. „Ale kiedy dwie galaktyki zbliżą się wystarczająco mocno, ich wzajemne przyciąganie przezwycięża wpływ rozszerzającego się wszechświata, i zaczynają one krążyć wokół siebie wokół wspólnego centrum, tak jak nasza Droga Mleczna i nasz najbliższy sąsiad, Galaktyka Andromedy.”


Potrzebujemy Twojego wsparcia.

Puls Kosmosu:

  • powstaje w czasie wolnym od zajęć,
  • nie zarabia na reklamach,
  • nie sprzedaje zbędnych gadżetów.

Popularyzujemy naukę, bo wiemy, że tak trzeba, że nikt nie zrobi tego za nas.

Pozwól nam kontynuować naszą misję – wesprzyj nas na Patronite.

Dołącz do 57 obecnych patronów, dzięki którym czytasz dzisiaj ten artykuł.


Chociaż Andromeda zbliża się do Drogi Mlecznej z prędkością 110 kilometrów na sekundę, nie zderzy się z nią jeszcze przez około 4,5 miliarda lat. Według Patela śledzenie ruchu Andromedy przypomina obserwowanie wzrostu ludzkiego włosa na Księżycu.

Ponieważ nie można „zważyć” galaktyki po prostu na nią patrząc  – szczególnie gdy obserwator znajduje się w jej wnętrzu, tak jak to jest w przypadku naszej Drogi Mlecznej – badacze szacują masę galaktyki, badając ruchy ciał niebieskich krążących wokół galaktyki, kierowanych przez jej przyciąganie grawitacyjne. Takie obiekty – zwane także znacznikami, ponieważ śledzą masę swojej galaktyki-gospodarza – mogą być galaktykami satelitarnymi lub strumieniami gwiazd utworzonymi w procesie rozpraszania dawnych galaktyk, które zbytnio się do niej zbliżyły, aby pozostać niezmienione.

W przeciwieństwie do poprzednich metod powszechnie stosowanych do oszacowania masy galaktyki, takich jak pomiar prędkości i położenia znaczników, podejście opracowane przez Patela i jej współpracowników wykorzystuje ich moment pędu, który daje bardziej wiarygodne wyniki, ponieważ nie zmienia się z czasem. Moment pędu ciała w przestrzeni zależy zarówno od jego odległości, jak i prędkości. Ponieważ galaktyki satelitarne poruszają się wokół Drogi Mlecznej po orbitach eliptycznych, ich prędkości rosną gdy zbliżają się do naszej galaktyki i zmniejszają się, gdy się oddalają. Ponieważ moment pędu jest produktem zarówno położenia, jak i prędkości, nie następuje żadna zmiana netto, niezależnie od tego, czy znacznik znajduje się w najbliższym lub najdalszym położeniu na swojej orbicie.

„Pomyśl o łyżwiarce figurowej wykonującej piruet” – mówi Patel. „Kiedy przyciąga do siebie ramiona, obraca się szybciej, innymi słowy, jej prędkość zmienia się, ale jej moment pędu pozostaje taki sam przez cały czas jej działania.”

Credit: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt/SSC/Caltech

Badania, które Patel przedstawi w czwartek, 7 czerwca, na 232. posiedzeniu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego w Denver, są pierwszymi, które przyglądają się pełnym trójwymiarowym ruchom dziewięciu spośród 50 znanych galaktyk satelitarnych Drogi Mlecznej jednocześnie  i porównują ich momenty pędu z symulowanym wszechświatem zawierającym w sumie 20 000 galaktyk macierzystych, które przypominają naszą własną galaktykę. Łącznie symulowane galaktyki uwzględniają około 90 000 galaktyk satelitarnych.

Zespół Patela ustalił masę Drogi Mlecznej na 0,96 biliona mas Słońca. Wcześniejsze szacunki umieściły masę naszej galaktyki między 700 miliardów a 2 bilionami mas Słońca. Otrzymane wyniki potwierdzają również szacunki wskazujące, że Galaktyka Andromedy (M31) jest bardziej masywna niż nasza Droga Mleczna.

Autorzy mają nadzieję na zastosowanie tej metody do stale rosnących zbiorów danych zbieranych w przeglądach galaktyk prowadzonych za pomocą obserwatorium kosmicznego Gaia czy LSST (Large Synoptic Survey Telescope). Według współautorki opracowania Gurtiny Besli, adiunkta astronomii na UA, ograniczenia na zakres masy Drogi Mlecznej ulegną uściśleniu wraz z uzyskaniem nowych obserwacji, które będą uwzględniały prędkość większej liczby galaktyk satelitarnych, a symulacje następnej generacji zwiększą rozdzielczość, pozwalając naukowcom uzyskać lepszą statystykę dla najmniejszych masowych wskaźników, tak zwanych ultra-słabych galaktyk.

Źródło: University of Arizona