ดาราศาสตร์

ทำไมความเป็นโลหะของดาราจักรวงรีจึงต่ำ?

ทำไมความเป็นโลหะของดาราจักรวงรีจึงต่ำ?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

เท่าที่ฉันเข้าใจ ความเป็นโลหะของดาวฤกษ์เก่ามักมีค่าต่ำ และดาวฤกษ์ใหม่มักมีค่าสูง

หากดาราจักรวงรีก่อตัวขึ้นหลังจากการรวมตัวของดาราจักร ย่อมหมายความว่าดาราจักรวงรีได้ผ่านระยะที่มันเป็นดาราจักรที่ไม่ปกติ ปัจจุบัน กาแล็กซีไม่ปกติถูกกล่าวขานว่าเป็นแหล่งกำเนิดดาวใหม่ที่รวดเร็ว

ทำไมเราถึงบอกว่าดาราจักรวงรีมีความเป็นโลหะต่ำ ถ้าการก่อตัวดาวเกิดขึ้นที่นั่นเป็นเวลานาน?

[ยังใหม่กับดาราศาสตร์ คำอธิบายโดยละเอียดจะช่วยได้]


ไม่เป็นความจริงที่ดาราจักรวงรี (หรือชนิดแรกเริ่ม) เป็นดาราจักรโลหะ ฟังดูเหมือนตำนานป๊อบ-ไซกำลังถูกเผยแพร่ บรรทัดแรกของบทคัดย่อของ Pipino & Matteucci (2006) ระบุว่า "ดาราจักรวงรีน่าจะเป็นที่อาศัยของประชากรดาวฤกษ์ที่อุดมด้วยโลหะมากที่สุดในจักรวาล" ดังนั้นความสงสัยของคุณเกี่ยวกับแนวคิดที่ว่า "วงรีเป็นโลหะไม่ดี" จึงมีมูลความจริง

การวัดความเป็นโลหะของดาราจักรและการไล่ระดับความเป็นโลหะนั้นมีมานานหลายทศวรรษแล้ว และแสดงให้เห็นว่ารูปวงรีเป็นไปตามความสัมพันธ์ของการปรับขนาดที่ค่อนข้างง่ายระหว่างมวล ความส่องสว่าง การกระจายความเร็ว และความเป็นโลหะ

ในแง่ของความเป็นโลหะ รูปวงรีขนาดมหึมาที่มีการกระจายตัวด้วยความเร็วที่มากกว่านั้นจะอุดมไปด้วยโลหะมากกว่าดวงอาทิตย์เล็กน้อย ในขณะที่ดาราจักรขนาดเล็กอาจลดความเป็นโลหะของดวงอาทิตย์ลงครึ่งหนึ่ง ช่วงคือ มาก ใหญ่ขึ้นสำหรับดาราจักรชนิดก้นหอย นอกจากนี้ มีแนวโน้มว่าวงรีคือ แก่กว่า ให้มีความเป็นโลหะสูงขึ้น ตัวอย่างของแนวโน้มเหล่านี้สามารถดูได้ใน Graves & Faber (2010) และ Li et al (2018).

แผนภาพศูนย์กลางที่นี่ (นำมาจาก Graves & Faber 2010) แสดงให้เห็นว่าความเป็นโลหะของดาราจักรแปรผันตามการกระจายความเร็วของดาวอย่างไร (ตัวบ่งชี้มวลของดาราจักร) [Z/H] เป็นมาตราส่วนฐานลอการิทึม 10 โดยที่ 0.0 หมายถึงความเป็นโลหะของดวงอาทิตย์ และ -1 จะเท่ากับหนึ่งในสิบของความเป็นโลหะของดวงอาทิตย์ คุณจะเห็นว่าดาราจักรวงรี (สีแดง) มีช่วงความเป็นโลหะที่ค่อนข้างแคบ ซึ่งส่วนใหญ่มีโลหะมากพอๆ กับดวงอาทิตย์ ซึ่งรูปวงรีที่มีมวลน้อยกว่าจะมีความเป็นโลหะต่ำกว่า และก้นหอย (สีน้ำเงิน) มีช่วงของความเป็นโลหะที่ใหญ่กว่ามาก

เหตุผลที่อยู่เบื้องหลังแนวโน้มเหล่านี้ยังคงเป็นที่ถกเถียงกันอยู่ แต่ในขณะที่คุณชี้ให้เห็นอย่างถูกต้อง วงรีน่าจะเกิดจากการรวมตัวของวัตถุที่ก่อตัวดาวฤกษ์อย่างแข็งขันแล้ว ดังนั้นจึงไม่จำเป็นต้องมีความเป็นโลหะต่ำ มากขึ้นอยู่กับปริมาณก๊าซที่ได้รับการเสริมสมรรถนะจากการปล่อยของประชากรดาวฤกษ์ก่อนหน้า (มวลที่สูงกว่า) มากเพียงใด เก็บไว้ ภายในกาแลคซี่ ดาราจักรมวลสูงที่มีศักย์โน้มถ่วงที่ลึกกว่าจะสามารถกักเก็บก๊าซที่เสริมสมรรถนะนั้นไว้ได้มากขึ้น


ดาราจักรวงรีไม่มีบริเวณที่มีความหนาแน่นสูง จึงไม่เกิดดาวอีกต่อไป ดังนั้นดาวทุกดวงในดาราจักรวงรีจึงเป็นดาวฤกษ์เก่า และอย่างที่คุณพูด มีแนวโน้มที่จะมีความเป็นโลหะต่ำ (ตามที่ได้กล่าวไปแล้ว ดูเหมือนจะไม่เป็นความจริงเลย -- พวกมันมีความเป็นโลหะสูงกว่า สันนิษฐานว่ามาจากการก่อตัวดาวฤกษ์เก่า ไม่ใช่ เกิดขึ้นอีกต่อไป) คุณพูดถูกว่าพวกมันอาจมีการก่อตัวดาวฤกษ์ในอดีตอันไกลโพ้น แต่มันสิ้นสุดไปนานแล้ว ดาราจักรชนิดก้นหอย เช่น ทางช้างเผือกกำลังก่อตัวดาวดวงใหม่ตลอดประวัติศาสตร์ของพวกมัน ดังนั้นมีโอกาสมากขึ้นในการเพิ่มความเป็นโลหะในปัจจุบัน แต่ดูเหมือนว่าจะเริ่มล้าหลัง ดังที่ได้กล่าวไว้ข้างต้น


Ajhar, E. A. และคณะ 1996, AJ, 111, 1110

Carollo, C. M. , Franx, M. , Illingworth, G. D. , & Forbes, D. A. 1996, ApJ, ในสื่อ

เครน, พี. และคณะ 1993, AJ, 106, 1371

Faber, S. M. และคณะ พ.ศ. 2539 กำลังเตรียม

Ferrarese, L., van den Bosch, F.C., Ford, H. C., Jaffe, W., & O'Connell, R.W. 1994, AJ, 108, 1598

Forbes, D.A., Franx, M., & Illingworth, G. D. 1995, AJ, 109, 1988

Forbes, D. A. , Franx, M. , Illingworth, G. D. , & Carollo, C. M. 1996, ApJ, ในสื่อ

Gebhardt, K. และคณะ พ.ศ. 2539 ในข่าวประชาสัมพันธ์

Jaffe, W. , Ford, H. C. , O'Connell, R. W. , van den Bosch, F. C. , & Ferrarese, L. 1994, AJ, 108, 1567

Kormendy, J. & Richstone, D. 1995, ARA&A, 33, 581

ลอเออร์, ที. อาร์. และคณะ 1992, AJ, 103, 703

ลอเออร์, ที. อาร์. และคณะ 1995, AJ, 110, 2622

Phillips, A. C. , Illingworth, G. D. , MacKenty, J. W. , & Franx, M. 1996a, AJ, in press


การไล่ระดับอายุและความเป็นโลหะในดาราจักรยุคแรก: ลำดับแคระถึงยักษ์

เราศึกษาประชากรดาวฤกษ์ของกาแลคซีประเภทแรกๆ 40 แห่งโดยใช้สเปกโตรสโคปีแบบยาวที่มีความละเอียดปานกลางตามแกนหลักของพวกมัน (และตามแนวแกนรองสำหรับสองกาแลคซี่) ตัวอย่าง ซึ่งรวมถึงดาราจักรวงรีและดาราจักรเลนติคูลาร์ รวมทั้งดาราจักรแคระ ถูกรวมเข้ากับข้อมูลอื่น ๆ ที่ตีพิมพ์ก่อนหน้านี้ เพื่ออภิปรายเกี่ยวกับระบบของการไล่ระดับอายุและความเป็นโลหะในแนวรัศมีในช่วงมวลกว้างตั้งแต่ 10 7 M ถึง 10 12 M (−9.2 > เอ็มบี > −22.4 มก.) ความสัมพันธ์ระหว่างมวล-โลหะที่เป็นที่รู้จักกันดีนั้นมีความต่อเนื่องตลอดช่วงมวลทั้งหมด ในแง่ที่ว่าดาราจักรมวลมากกว่าจะอุดมด้วยโลหะมากกว่า ความสัมพันธ์ระหว่างอายุและมวลนั้นสอดคล้องกับแนวคิดเรื่องการลดขนาด: ดาราจักรขนาดเล็กจะมีประวัติการกำเนิดดาวที่ขยายออกไปมากกว่าดาราจักรมวลมาก ดาวแคระประเภททรานซิชัน (ตัวกลางระหว่างดาราจักรแคระรูปร่างปกติและดาราจักรวงรีแคระ) เบี่ยงเบนไปจากความสัมพันธ์นี้โดยมีอายุเฉลี่ยน้อยกว่า และทรงกลมแคระมวลต่ำมีอายุมากขึ้น แสดงถึงความไม่ต่อเนื่องในความสัมพันธ์ อาจเป็นเพราะผลกระทบจากการคัดเลือก

ในทุกระบบมวล การไล่ระดับความเป็นโลหะเฉลี่ยอยู่ที่ประมาณ −0.2 และการไล่ระดับอายุเฉลี่ย +0.1 เดกซ์ต่อทศวรรษของรัศมี การไล่ระดับสีแต่ละรายการมีการแพร่กระจายอย่างกว้างขวาง: −0.1 < ∇อายุ < 0.4 และ −0.54 < ∇[เฟ/เอช] < +0.2. เราไม่พบหลักฐานที่แสดงถึงความสัมพันธ์ระหว่างการไล่ระดับความเป็นโลหะและความส่องสว่าง การกระจายความเร็ว อายุศูนย์กลางหรือการไล่ระดับอายุ ในทำนองเดียวกัน เราไม่พบความสัมพันธ์ระหว่างการไล่ระดับอายุกับพารามิเตอร์อื่นๆ ในดาราจักรยุคแรกที่มีแสงจ้า ในแบบจางๆ ก่อนๆ กับ เอ็มบีในทางกลับกัน ≳−17 mag เราพบว่ามีความสัมพันธ์ที่ชัดเจนระหว่างการไล่ระดับอายุและความส่องสว่าง: การไล่ระดับอายุจะกลายเป็นบวกมากขึ้นสำหรับดาราจักรที่มีแสงน้อย เมื่อรวมกับปรากฏการณ์การลดขนาดที่สังเกตได้ แสดงว่าเมื่อเวลาผ่านไป การก่อตัวดาวยังคงอยู่ในดาราจักรแคระและกระจุกตัวอยู่ตรงกลางมากขึ้น อย่างไรก็ตาม การก่อตัวดาวฤกษ์ที่อยู่ตรงกลางที่ยืดเยื้อนี้ไม่ได้สะท้อนให้เห็นในโปรไฟล์ความเป็นโลหะของดาวแคระในตัวอย่างของเรา

เราสรุปได้ว่ากลไกทางกายภาพต่างๆ สามารถนำไปสู่การไล่ระดับที่คล้ายคลึงกัน และการไล่ระดับเหล่านี้ทนทานต่อผลกระทบต่อสิ่งแวดล้อม โดยเฉพาะอย่างยิ่ง การไล่ระดับที่สังเกตพบในดาราจักรแคระสามารถอยู่รอดได้อย่างแน่นอนจากการเปลี่ยนแปลงของต้นกำเนิดผ่านการคุกคามของกระแสน้ำหรือ/และการแยกแรงดันจากรอยแยก ความหลากหลายของการไล่ระดับความเป็นโลหะในดาราจักรรูปวงรีแคระอาจสะท้อนถึงสัณฐานวิทยาของบรรพบุรุษจำนวนหนึ่ง ดาวแคระที่มีการไล่ระดับความเป็นโลหะสูงชันอาจมีต้นตอมาจากดาวแคระสีน้ำเงินขนาดเล็กและดาวแคระที่มีรูปทรงแบนจากดาวแคระที่ไม่ปกติและรูปก้นหอยประเภทปลาย

ตัวเลข B1-B10. พอดีกับการสกัดแกนกลางสำหรับกาแลคซี 40 แห่งในกลุ่มตัวอย่างของเรา

ชื่อไฟล์ คำอธิบาย
MNR_19057_sm_AppendixB_rev.zip7.8 MB รายการข้อมูลสนับสนุน

โปรดทราบ: ผู้จัดพิมพ์จะไม่รับผิดชอบต่อเนื้อหาหรือการทำงานของข้อมูลสนับสนุนใด ๆ ที่จัดทำโดยผู้เขียน คำถามใด ๆ (นอกเหนือจากเนื้อหาที่ขาดหายไป) ควรส่งไปยังผู้เขียนที่เกี่ยวข้องสำหรับบทความ


สีแดงและสีทองหรือสีเขียวและสีเงิน?

การคำนวณความเป็นโลหะของดวงดาวต้องใช้การวัดแสงของดวงดาว โดยพื้นฐานแล้ว เราจะถ่ายภาพดาวและนับจำนวนโฟตอนที่เราได้รับในแต่ละช่วงความยาวคลื่น โดยทั่วไปแล้ว ดาวที่มีโลหะน้อยจะมีสีน้ำเงินมากขึ้น และดาวที่มีโลหะเป็นองค์ประกอบจะมีสีแดงมากขึ้น อย่างไรก็ตาม เอฟเฟกต์อื่นๆ ก็สามารถเปลี่ยนสีได้เช่นกัน เช่น อายุของดวงดาว (สีน้ำเงิน = ใหม่กว่า!) และฝุ่นในแนวสายตาของเรา ในการลบเอฟเฟกต์เหล่านี้ ผู้เขียนในปัจจุบันใช้แผนที่ฝุ่นพื้นฐานเพื่อแก้ไขฝุ่นในส่วนโฟร์กราวด์ และสมมติให้มีอายุเท่ากัน 12 พันล้านปี เมื่อทำเช่นนี้แล้ว พวกเขาสามารถใช้แบบจำลองเพื่อให้พอดีกับความเป็นโลหะของดวงดาวในตัวอย่างได้

รูปที่ 2: ฟังก์ชันการกระจายความเป็นโลหะสำหรับมุมมองทั้งสอง (16 kpc เป็นสีดำ 33 kpc เป็นสีแดง) พื้นที่สีเทาแรเงาและแถบข้อผิดพลาดสีแดงแสดงถึงความไม่แน่นอนตามลำดับ ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่เป็นโลหะมาก (มีค่า [Z/H] ใกล้ศูนย์) ดัดแปลงจากภาพที่ 6 ของกระดาษ


ประชากรดาวฤกษ์

เราได้เห็นแล้วว่าดาราจักรวงรีมีสีแดงมากกว่าดาราจักรชนิดก้นหอยมาก โดยทั่วไปแล้วพวกมันยังมีก๊าซไฮโดรเจนที่เป็นกลางน้อยกว่ามาก สิ่งนี้แนะนำอะไรเกี่ยวกับประวัติศาสตร์การก่อตัวดาวของพวกเขา

การติดตามการสังเคราะห์ประชากรดาวฤกษ์: สี B-V เทียบกับอายุ สำหรับประชากรดาว "ระเบิดเดี่ยว" ที่กำลังพัฒนาซึ่งมีความเป็นโลหะต่างกัน:


สองสิ่งที่ทำให้ประชากรดาวฤกษ์เป็นสีแดง: อายุเยอะ , และ ความเป็นโลหะสูง . สีของกาแลคซีไม่สามารถแยกแยะระหว่างทั้งสองได้

ดาราจักรวงรี (คล้ายก้นหอย) แสดง a ความสัมพันธ์ของสีและความสว่าง : กาแล็กซีที่สว่างกว่าและมีมวลมากกว่าจะเป็นสีแดง . ในดาราจักรวงรี ดาราจักรวงรีนี้เป็นที่ยอมรับกันว่าเป็นผลจากความเป็นโลหะ ไม่ใช่อายุ กาแล็กซีที่สว่างกว่าจึงอุดมด้วยโลหะมากกว่า

ความแตกต่างระหว่างดาราจักรวงรีและก้นหอยที่ก่อตัวดาวสามารถเห็นได้ในแผนภาพสีเทียบกับความส่องสว่างหรือมวลดาว: พวกมันก่อตัวเป็น "ลำดับสีแดง" ที่ชัดเจนซึ่งถูกชดเชยจาก "เมฆสีน้ำเงิน" ของดาราจักรที่ก่อตัวดาว:

จำคำศัพท์เฉพาะ: "early-type" หมายถึง E/S0, "late-type" หมายถึง Sb/Sc/Irr

(จากข้อมูล SDSS, มารยาทของ Kevin Schawinski)


ขอให้โชคดีในการจัดเรียงหมวกใบนี้

หมายเหตุจากบรรณาธิการ: Astrobites เป็นองค์กรระดับบัณฑิตศึกษาที่ดำเนินการโดยนักศึกษาที่แยกย่อยวรรณกรรมทางดาราศาสตร์สำหรับนักศึกษาระดับปริญญาตรี ในฐานะที่เป็นส่วนหนึ่งของความร่วมมือระหว่าง AAS และ astrobites เราจึงโพสต์เนื้อหาเกี่ยวกับ astrobites อีกครั้งในบางครั้งที่ AAS Nova เราหวังว่าคุณจะสนุกกับการโพสต์นี้จาก astrobites ต้นฉบับสามารถดูได้ที่ astrobites.org

หัวข้อ: รัศมีที่อุดมด้วยโลหะของ Sombrero Galaxy
ผู้เขียน: โรเจอร์ อี. โคเฮน และคณะ
สถาบันผู้แต่งคนแรก: สถาบันวิทยาศาสตร์กล้องโทรทรรศน์อวกาศ
สถานะ: ตีพิมพ์ใน ApJ

กาแล็กซี่นี้เป็นวงรี (กริฟฟินดอร์) หรือเกลียวธรรมดา (สลิธีริน) หรือไม่?

มีการสังเกตกาแล็กซี Sombrero ซึ่งมีชื่อเสียงในด้านรูปร่างคล้ายหมวกหลายครั้ง อย่างไรก็ตาม มันยังคงรักษาระดับความลึกลับไว้ได้ เช่นเดียวกับหมวกคัดแยกที่พยายามแยกแฮร์รี่ พอตเตอร์เข้าไปในบ้านฮอกวอตส์ กาแล็กซี Sombrero นั้นยากต่อการจำแนกประเภทดาราจักร ตามระบบการจำแนกดาราจักรของฮับเบิล ดาราจักรแบ่งออกเป็นสี่ประเภทหลัก ได้แก่ วงรี วงก้นหอยธรรมดา ดาราจักรแบบมีคาน และส่วนที่ไม่ปกติ เรามีมุมมองจากขอบบนสุดของดาราจักร Sombrero ซึ่งช่วยให้เรามองเห็นทั้งดิสก์และส่วนที่นูนเป็นฝ้า ดังที่เห็นในภาพหน้าปกด้านบน เนื่องจากโครงสร้างดิสก์ของมันและไม่มีแขนกังหันที่พัฒนาแล้ว นักดาราศาสตร์หลายคนจึงจำแนกดาราจักร Sombrero เป็นดาราจักรชนิดแรกเริ่ม อย่างไรก็ตาม มีหลักฐานว่าขนาดของรัศมีของ Sombrero (ทรงกลมที่ขยายออกไปของดาวฤกษ์) และจำนวนกระจุกดาวทรงกลมมีความใกล้เคียงกับค่าที่พบในดาราจักรวงรีมากกว่า สิ่งนี้ทำให้เราเชื่อว่าดาราจักร Sombrero อาจมีองค์ประกอบหลักสององค์ประกอบที่รวมกัน: ดาราจักรจานก้นหอยและดาราจักรวงรี และดังนั้นจึงเป็นบ้านของฮอกวอตส์ที่แตกต่างกันสองหลังพร้อมกัน

ปีแรก ทางนี้…

ในการพิจารณาว่าดาราจักร Sombrero ก่อตัวอย่างไร ผู้เขียนบทความในวันนี้ได้ใช้ภาพกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล (HST) เพื่อวิเคราะห์รัศมีของดาราจักร มุมมองของพวกเขาสำหรับภาพสองภาพนั้นอยู่ที่ 16 และ 33 กิโลพาร์เซก (kpc) เหนือศูนย์กลางของกาแลคซี ซึ่งค่อนข้างห่างไกลจากองค์ประกอบที่สว่างที่สุดที่เรามักจะรู้จักว่าเป็นหมวกปีกกว้าง

เป้าหมายของภาพเหล่านี้คือการวิเคราะห์ฟังก์ชันการกระจายความเป็นโลหะของกาแลคซี หรือปริมาณโลหะของดาวที่เปลี่ยนแปลงไปเมื่อคุณเคลื่อนตัวออกห่างจากศูนย์กลางของ Sombrero ความเป็นโลหะวัดโดยปริมาณ [Z/H] ซึ่งใช้ล็อกของอัตราส่วนของโลหะ (Z) ต่อไฮโดรเจน (H) และเปรียบเทียบกับสิ่งที่เราเห็นในดวงอาทิตย์ ค่าความเป็นโลหะเท่ากับ 0 หมายความว่าดาวฤกษ์มีปริมาณโลหะเท่ากับดวงอาทิตย์ ค่าที่อยู่เหนือศูนย์นั้นอุดมไปด้วยธาตุโลหะมาก และความเป็นโลหะจะลดลงเมื่อคุณเคลื่อนไปสู่ค่าลบ

โดยทั่วไป ดาราจักรที่มีรัศมีมวลมากและมีเนื้อโลหะหลุดออกมามากกว่าเดิมเมื่อคุณเคลื่อนตัวออกจากศูนย์กลางมักจะมีดาราจักรต้นกำเนิดน้อยลง (ดาราจักรที่รวมเข้าด้วยกันเป็นดาราจักรลูกใหม่) ดังนั้น ฟังก์ชันการกระจายความเป็นโลหะจึงสามารถบอกเราเกี่ยวกับจำนวนดาราจักรต้นกำเนิดและประวัติการก่อตัวของดาราจักร Sombrero เรายังสามารถใช้ฟังก์ชันการกระจายความเป็นโลหะเพื่อช่วยจำแนกดาราจักร Sombrero โดยการเปรียบเทียบความเป็นโลหะสูงสุดของมันกับค่าที่พบในดาราจักรจานวงรีและจานก้นหอยอื่นๆ ที่รู้จัก

สีแดงและสีทองหรือสีเขียวและสีเงิน?

การคำนวณความเป็นโลหะของดวงดาวต้องใช้การวัดแสงของดวงดาว โดยพื้นฐานแล้ว เราจะถ่ายภาพดาวและนับจำนวนโฟตอนที่เราได้รับในแต่ละช่วงความยาวคลื่น โดยทั่วไปแล้ว ดาวที่มีโลหะน้อยจะมีสีน้ำเงินมากขึ้น และดาวที่มีโลหะเป็นองค์ประกอบจะมีสีแดงมากขึ้น อย่างไรก็ตาม เอฟเฟกต์อื่นๆ ก็สามารถเปลี่ยนสีได้เช่นกัน เช่น อายุของดวงดาว (สีน้ำเงิน = ใหม่กว่า!) และฝุ่นในแนวสายตาของเรา ในการลบเอฟเฟกต์เหล่านี้ ผู้เขียนในปัจจุบันใช้แผนที่ฝุ่นพื้นฐานเพื่อแก้ไขฝุ่นในส่วนหน้า รวมทั้งถือว่ามีอายุเท่ากัน 12 พันล้านปี เมื่อทำเช่นนี้แล้ว พวกเขาสามารถใช้แบบจำลองเพื่อให้พอดีกับความเป็นโลหะของดวงดาวในตัวอย่างได้

รูปที่ 1: ฟังก์ชันการกระจายความเป็นโลหะสำหรับมุมมองทั้งสอง (16 kpc เป็นสีดำ 33 kpc เป็นสีแดง) พื้นที่สีเทาแรเงาและแถบข้อผิดพลาดสีแดงแสดงถึงความไม่แน่นอนตามลำดับ ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่เป็นโลหะมาก (มีค่า [Z/H] ใกล้ศูนย์) [โคเฮนและคณะ 2020]

ไม่ใช่สลิธีริน ไม่ใช่สลิธีริน ไม่ใช่สลิธีริน

ผู้เขียนวันนี้พบว่าความเป็นโลหะภายในรัศมีของ Sombrero ลดลงเมื่อคุณเคลื่อนออกจากศูนย์กลางของกาแลคซี แต่ถูกครอบงำโดยดาวฤกษ์ที่มีโลหะเป็นส่วนประกอบทั้งหมด ดังที่แสดงในรูปที่ 1 โดยใช้ค่าความเป็นโลหะสูงสุดที่คำนวณได้ พวกเขาเปรียบเทียบดาราจักร Sombrero กับ การวัดความเป็นโลหะของดาราจักรอื่นๆ ในรูปที่ 2 พวกเขาพบว่ารัศมีของดาราจักรดิสก์มีโลหะไม่ดีโดยเฉลี่ย (มีค่า [Z/H] ต่ำกว่า) และเนื่องจากความเป็นโลหะสูงสุดของมัน ดาราจักร Sombrero จึงเข้ากันได้ดีกว่า ประชากรของดาราจักรวงรี

รูปที่ 2: เปรียบเทียบดาราจักร Sombrero (รูปห้าเหลี่ยมสีแดง) กับดาราจักรอื่นที่มีความเป็นโลหะสูงสุดและมีขนาดที่มองเห็นได้ ดาราจักรวงรีอยู่ทางซ้ายและดาราจักรดิสก์อยู่ทางขวา เส้นประทางด้านซ้ายแสดงถึงความเหมาะสมที่สุดสำหรับดาราจักรวงรี และเส้นในแผงด้านขวาจะเหมือนกันแต่มีการอนุมานเป็นมาตราส่วนขนาดต่างกัน [โคเฮนและคณะ 2020]

เมื่อใช้ภาพ HST ผู้เขียนในปัจจุบันยังสามารถจำลองมวลดาวฤกษ์ของรัศมีของหมวกปีกกว้างและเปรียบเทียบกับปริมาณมวลที่ดาราจักรสะสม หรือถูกขโมยมาจากดาราจักรอื่น ความหนาแน่นของจำนวนดาวภายในภาพทำให้ผู้เขียนสามารถคำนวณมวลฮาโลทั้งหมดได้โดยใช้สมมติฐานพื้นฐานบางประการเกี่ยวกับอายุของดาราจักร ผู้เขียนได้ใช้ค่าความเป็นโลหะและความสัมพันธ์ที่ทราบกันดีกับมวลเพิ่มมวลเพื่อคำนวณมวลเพิ่มมวลของดาราจักร Sombrero พวกเขาพบว่ามวลที่เพิ่มขึ้นนั้นใกล้เคียงกับมวลรัศมีทั้งหมดมาก ซึ่งบอกเราว่าหมวกปีกกว้างน่าจะเพิ่มรัศมีทั้งหมดของมันในการควบรวมกิจการครั้งใหญ่ครั้งเดียวเมื่อหลายพันล้านปีก่อน!

นอกเหนือจากเหตุการณ์การควบรวมกิจการครั้งใหญ่นี้ Sombrero ยังมีคุณสมบัติอื่นๆ ที่ขัดต่อบรรทัดฐาน เมื่อมองย้อนกลับไปที่รูปที่ 1 Sombrero นั้นขาดดาวที่มีโลหะต่ำโดยสิ้นเชิง และยังมีความเป็นโลหะเฉลี่ยที่สูงกว่าดาราจักรฮาโลที่รู้จักในปัจจุบันอีกด้วย! มีความเป็นไปได้ที่กลุ่มดาวโลหะต่ำจะมีอยู่ไกลออกไปในรัศมี แต่เราจำเป็นต้องใช้ภาพที่ห่างไกลจากใจกลางดาราจักรมากกว่านี้เพื่อที่จะหามันเจอ

เช่นเดียวกับบ้านของฮอกวอตส์ ระบบการจำแนกกาแล็กซี่ไม่ได้เป็นแบบขาวดำ อย่างไรก็ตาม ไม่เหมือนกับแฮร์รี่ พอตเตอร์ เราไม่สามารถตัดสินใจได้ว่าเราต้องการให้หมวกปีกกว้างพอดีกับหนึ่งในหมวดหมู่ที่เรากำหนดไว้ แม้จะดูเหมือนดิสก์อย่างมากจากมุมมองของเรา ดาราจักร Sombrero ก็มีคุณสมบัติหลายอย่างที่เราเชื่อมโยงกับดาราจักรวงรี น่าจะเป็นเพราะมันเกิดจากการรวมตัวของดาราจักร ด้วยเหตุนี้ Sombrero จึงให้ภาพโดยรวมที่มีลักษณะเฉพาะของดาราจักรที่อาจดูเหมือนหลังจากพวกมันโต้ตอบกัน ดาราจักร Sombrero แสดงให้เห็นอย่างชัดเจนถึงความหลากหลายที่มีอยู่ในจักรวาลของเรา และการมีส่วนร่วมที่เครื่องมืออย่าง HST ทำให้เราเข้าใจดาราศาสตร์!

เกี่ยวกับผู้เขียน Ashley Piccone:

ฉันเป็นนักศึกษาปริญญาเอกปีที่สองที่มหาวิทยาลัยไวโอมิง ซึ่งฉันใช้โพลาริเมทรีและสเปกโทรสโกปีเพื่อศึกษาสนามแม่เหล็กและฝุ่นรอบๆ เนบิวลาโบว์ช็อค ฉันชอบการสื่อสารทางวิทยาศาสตร์และค้นหาวิธีใหม่ๆ ในการแนะนำผู้คนให้รู้จักดาราศาสตร์และฟิสิกส์ นอกจากการดูดาวบนท้องฟ้าใสในไวโอมิงแล้ว ฉันยังสนุกกับการแบกเป้ เดินป่า วิ่งและเล่นสกีอีกด้วย


อาร์บีซี เฮนรี่

กาย เวิร์ทตี้

บทคัดย่อ. ในดาราจักรดิสก์ขนาดใหญ่และดาราจักรทรงกลม สามารถดึงข้อมูลความอุดมสมบูรณ์ที่แก้ไขเชิงพื้นที่ได้โดยการวิเคราะห์เส้นการปล่อยรังสี เส้นดูดกลืน หรือทั้งสองอย่าง ขึ้นอยู่กับสถานการณ์ การทบทวนนี้สรุปผลลัพธ์ที่มีนัยสำคัญเมื่อนำไปใช้กับดาราจักรที่ไม่ใช่ดาวแคระ ซึ่งรวมถึงทางช้างเผือก จานก้นหอยและส่วนที่นูน และดาราจักรวงรีและดาราจักรเลนติคูลาร์ วิธีการกำหนดความอุดมสมบูรณ์มีอธิบายไว้ในภาคผนวก

ข้อสรุปที่ครอบคลุมประเภทกาแลคซีที่รับการรักษาที่นี่มีดังนี้ โดยเฉลี่ยแล้ว ดาราจักรทั้งหมดมีธาตุหนักมากมาย (โลหะ) ที่ลดลงอย่างเป็นระบบจากศูนย์กลางของดาราจักร ในขณะที่ความเป็นโลหะทั่วโลกของพวกมันเพิ่มขึ้นตามมวลดาราจักร การไล่ระดับความอุดมสมบูรณ์จะชันที่สุดในเกลียวปกติและจะเห็นได้ชัดเจนขึ้นเรื่อย ๆ ตามลำดับจากเกลียวที่มีหนามแหลมไปจนถึงเลนติคูลาร์ไปจนถึงวงรี การกระจายความอุดมสมบูรณ์ นู๋(Z) กับ Z มีจุดสูงสุดอย่างมากเมื่อเทียบกับการทำนายแบบจำลองกล่องปิดอย่างง่ายของการเสริมสมรรถนะทางเคมีในดาราจักรทุกประเภท นั่นคือ "ปัญหาดาวแคระ G" ที่รู้จักกันทั่วไปในกระบอกสุริยะ มีอยู่สำหรับดาราจักรขนาดใหญ่ทั้งหมด

สำหรับดาราจักรชนิดก้นหอย ความเป็นโลหะเฉพาะที่ดูเหมือนจะสัมพันธ์กับความหนาแน่นของพื้นผิวทั้งหมด (ดิสก์+ส่วนนูน) การตรวจสอบ N/O กับ O/H ในจานเกลียวบ่งชี้ว่าการผลิต N ถูกครอบงำโดยกระบวนการหลักที่ความเป็นโลหะต่ำและกระบวนการรองที่ความเป็นโลหะสูง การผลิตคาร์บอนเพิ่มขึ้นตามความเป็นโลหะที่เพิ่มขึ้น อัตราส่วนความอุดมสมบูรณ์ Ne/O, S/O และ Ar/O นั้นคงที่ในระดับสากลและเป็นอิสระจากความเป็นโลหะ ซึ่งให้เหตุผลว่าฟังก์ชันมวลเริ่มต้น (IMF) นั้นคงที่ในระดับสากลหรืออัตราส่วนเหล่านี้ไม่ไวต่อการเปลี่ยนแปลงของ IMF ในทางช้างเผือก มีแนวโน้มของอายุโลหะโดยคร่าวๆ ที่กระจัดกระจายมาก ในแง่ที่ว่าดาวที่มีอายุมากกว่าจะมีธาตุโลหะน้อยกว่า

ในดาราจักรวงรี ปริมาณนิวเคลียสอยู่ในช่วง [Z/H] = 0.0-0.4 แต่ส่วนผสมของธาตุไม่มีสเกล-พลังงานแสงอาทิตย์ ในดาราจักรวงรีขนาดใหญ่ [Mg/Fe] อยู่ในช่วง 0.3-0.5 ซึ่งลดลงเหลือ 0 ในดาราจักรวงรีขนาดเล็ก องค์ประกอบแสงอื่นติดตามการเพิ่มประสิทธิภาพ Mg แต่ Ca ที่หนักกว่าติดตาม Fe การกระจายความเร็วดูเหมือนจะเป็นพารามิเตอร์สำคัญในการมอดูเลต [Mg/Fe] แต่สาเหตุของการเชื่อมต่อไม่ชัดเจน


คำนำ
SOC และ LOC
ผู้เข้าร่วม
ชีวิตในที่ประชุม
ภาพการประชุม
ช่วงที่ 1 ประชากร III และการเกิดดาวไร้โลหะ:
1. คำถามเปิดในการศึกษาการก่อตัวของดาวประชากร III S. C. O. Glover, P. C. Clark, T. H. Greif, J. L. Johnson, V. Bromm, R. S. Klessen และ A. Stacy
2. การก่อตัวของดาวฤกษ์ในเอกภพยุคแรก นาโอกิ โยชิดะ
3. ประชากร III.1 ดาว: การก่อตัว การตอบรับ และวิวัฒนาการของ IMF Jonathan C. Tan
4. การก่อตัวของดาราจักรแรกและการเปลี่ยนผ่านไปสู่การก่อตัวดาวมวลต่ำ T. H. Greif, D. R. G. Schleicher, J. L. Johnson, A.-K. Jappsen, R. S. Klessen, P. C. Clark, S. C. O. Glover, A. Stacy และ V. Bromm
5. การก่อตัวดาวโลหะต่ำ: มวลลักษณะเฉพาะและขีดจำกัดมวลบน Kazuyuki Omukai
6. ดาวมืด: สสารมืดในดาวดวงแรกนำไปสู่ช่วงใหม่ของวิวัฒนาการของดาว Katherine Freese, Douglas Spolyar, Anthony Aguirre, Peter Bodenheimer, Paolo Gondolo, J. A. Sellwood และ Naoki Yoshida
7. ผลกระทบของการทำลายล้างสสารมืดต่อดาวดวงแรก F. Iocco, A. Bressan, E. Ripamonti, R. Schneider, A. Ferrara และ P. Marigo
8. ค้นหาดาวและกาแล็กซี่ Pop III ที่การเปลี่ยนสีแดงสูง Daniel Schaeer
9. การค้นหาประชากร III นำแสดงโดย Sperello di Serego Alighieri, Jaron Kurk, Benedetta Ciardi, Andrea Cimatti, Emanuele Daddi และ Andrea Ferrara
10. การค้นหาเชิงสังเกตสำหรับประชากร III ดาวในดาราจักรเรดชิฟต์สูง Tohru Nagao
เซสชันที่สอง การเพิ่มคุณค่าของโลหะ วิวัฒนาการทางเคมี และผลตอบรับ:
11. การเสริมสมรรถนะโลหะคอสมิก Andrea Ferrara
12. ข้อมูลเชิงลึกเกี่ยวกับที่มาของความสัมพันธ์ระหว่างมวลและโลหะของดาราจักร Henry Lee, Eric F. Bell และ Rachel S. Somerville
13. LSD และ AMAZE: ความสัมพันธ์ระหว่างมวลกับโลหะที่ z > 3 F. Mannucci และ R. Maiolino
14. การก่อตัวของดาวที่อุดมด้วยโลหะสามโหมดที่การเปลี่ยนแปลงสูง Britton D. Smith, Matthew J. Turk, Steinn Sigurdsson, Brian W. O'Shea และ Michael L. Norman
15. ซุปเปอร์โนวาดึกดำบรรพ์และการรวมตัวของดาราจักรแรก Daniel Whalen, Bob Van Veelen, Brian W. O'Shea และ Michael L. Norman
16. ระบบ Lyα ที่ถูกทำให้หมาด ๆ เป็นเครื่องตรวจสอบวิวัฒนาการทางเคมีในช่วงเวลาจักรวาลวิทยา Miroslava Dessauges-Zavadsky
17. เชื่อมโยงประชากรดาราจักรเรดชิฟต์สูงผ่านการสังเกตการณ์ดาราจักรแคระอัลฟาดาวแคระ Lyman ในพื้นที่ชื้น Regina E. Schulte-Ladbeck
18. การเสริมสมรรถนะทางเคมีและการป้อนกลับในสภาพแวดล้อมที่เป็นโลหะต่ำ: ข้อจำกัดในการก่อตัวของกาแลคซี Francesca Matteucci
19. ผลของรีออไนเซชันต่อการก่อตัวของดาราจักรแคระ Massimo Ricotti
20. ความสำคัญของการติดตามวิวัฒนาการของฝุ่นในกาแลคซีบน SEDs A. Schurer, F. Calura, L. Silva, A. Pipino, G. L. Granato, F. Matteucci และ R. Maiolino
21. เกี่ยวกับวิวัฒนาการทางเคมีของ dSphs (และกระจุกดาวทรงกลมแปลกประหลาด ωCen) Andrea Marcolini และ Annibale D'Ercole
22. กระจุกดาวอายุน้อยในเมฆแมกเจลแลนขนาดเล็ก: ผลกระทบของสภาวะในท้องถิ่นและระดับโลกต่อการก่อตัวดาวฤกษ์ Elena Sabbi, Linda J. Smith, Lynn R. Carlson, Antonella Nota, Monca Tosi, Michele Cignoni, Jay S. Gallagher III, Marco Sirianni และ Margaret Meixner
23. การสร้างแบบจำลองคุณสมบัติ ISM ของดาราจักรโลหะยากจนและการระเบิดของรังสีแกมมา โฮสต์ Emily M. Levesque, Lisa J. Kewley, Kirsten Larson และ Leonie Snijders
24. ดาราจักรแคระและการสะกดจิตของ IGM Uli Klein
ภาคที่ 3 เหตุการณ์ระเบิดในสภาพแวดล้อมที่มีโลหะต่ำ:
25. ซุปเปอร์โนวาและวิวัฒนาการของพวกมันใน ISM ที่มีความเป็นโลหะต่ำ Roger A. Chevalier
26. ดาวดวงแรก – ซูเปอร์โนวาประเภท Ib เชื่อมต่อ Ken'ichi Nomoto, Masaomi Tanaka, Yasuomi Kamiya, Nozomu Tominaga และ Keiichi Maeda
27. การสังเคราะห์นิวเคลียสของซูเปอร์โนวาในเอกภพยุคแรก โนโซมุ โทมินางะ, ฮิเดยูกิ อุเมดะ, เคอิจิ มาเอดะ, เคนอิจิ โนโมโตะ และโนบุยูกิ อิวาโมโตะ
28. การระเบิดอันทรงพลังที่ Z = 0? Sylvia Ekström, Georges Meynet, Raphael Hirschi และ Andre Maeder
29. แอนไอโซโทรปีของลมและวิวัฒนาการของดวงดาว Cyril Georgy, Georges Meynet และ André Maeder
30. การระเบิดของรังสีแกมมาที่มีมวลต่ำและโลหะไม่ดี

Leslie K. Hunt, Istituto Nazionale di Astrofisica, โรม

Suzanne C. Madden

Raffaella Schneider, Istituto Nazionale di Astrofisica, โรม


Globular Clusters และความสัมพันธ์ระหว่างอายุกับโลหะ

Globular Clusters มีเรื่องเล่า กระจุกดาวหลายพันดวงที่หนาแน่นเหล่านี้เป็นวัตถุของประวัติศาสตร์ยุคแรกๆ ของดาราจักรของเรา โดยรักษาข้อมูลคุณสมบัติของดาราจักรไม่ให้ก่อตัว เมื่อทราบสิ่งนี้ นักดาราศาสตร์ได้ใช้กระจุกดาวทรงกลมมาเกือบ 30 ปีเพื่อสำรวจว่ากาแลคซีของเรามีวิวัฒนาการอย่างไร ข้อสังเกตใหม่จากฮับเบิล เพิ่มความเข้าใจใหม่ที่น่าประหลาดใจให้กับภาพนี้

ข้อดีอย่างหนึ่งของการศึกษากระจุกดาวคือ ดาวจำนวนมากช่วยให้นักดาราศาสตร์สามารถระบุคุณสมบัติบางอย่างของดาวฤกษ์ที่เป็นส่วนประกอบได้อย่างแม่นยำดีกว่าที่พวกมันจะทำได้ถ้าดาวถูกแยกออก โดยเฉพาะอย่างยิ่ง เนื่องจากกระจุกดาวทั้งหมดก่อตัวขึ้นในช่วงเวลาสั้นๆ ดาวทั้งหมดจะมีอายุเท่ากัน ดาวที่มีมวลมากกว่าจะตายก่อน โดยจะหลุดออกจากลำดับหลักก่อนที่พี่น้องมวลต่ำกว่าของพวกมัน จุดที่ดาวออกจากซีเควนซ์หลักไปไกลแค่ไหนแล้ว บ่งบอกถึงอายุของกระจุกดาว เนื่องจากกระจุกดาวทรงกลมมีประชากรดาวจำนวนมาก ไดอะแกรม HR ของพวกมันจึงมีรายละเอียดดีและการผลัดเปลี่ยนกลับปรากฏให้เห็นชัดเจนในทันที

การใช้อายุที่พบในลักษณะนี้ นักดาราศาสตร์สามารถใช้กระจุกดาวเหล่านี้เพื่อให้ได้ภาพรวมว่าสภาพของดาราจักรเป็นอย่างไรเมื่อก่อตัวขึ้น โดยเฉพาะอย่างยิ่ง นักดาราศาสตร์ได้ศึกษาปริมาณของธาตุที่หนักกว่าฮีเลียม ซึ่งเรียกว่า “metals” เนื่องจากดาราจักรมีอายุมากขึ้น การค้นพบครั้งแรกโดยใช้กระจุกดาวทรงกลมเพื่อตรวจสอบความสัมพันธ์ระหว่างอายุกับโลหะวิทยาก็คือ มีความแตกต่างที่เห็นได้ชัดในวิธีที่ส่วนด้านในและส่วนนอกของดาราจักรมีวิวัฒนาการ กระจุกดาวทรงกลมเปิดเผยว่า 15 kpc ภายในพัฒนาองค์ประกอบที่หนักกว่าได้เร็วกว่าส่วนนอก การค้นพบดังกล่าวทำให้นักดาราศาสตร์สามารถทดสอบแบบจำลองการก่อตัวและวิวัฒนาการของดาราจักร และช่วยสนับสนุนแบบจำลองที่เกี่ยวข้องกับรัศมีของสสารมืด

แม้ว่าผลลัพธ์เหล่านี้ได้รับการยืนยันจากการศึกษาติดตามผลจำนวนมาก แต่การสุ่มตัวอย่างกระจุกดาวทรงกลมยังคงค่อนข้างเบ้ กระจุกดาวทรงกลมจำนวนมากที่ศึกษาเป็นส่วนหนึ่งของโครงการ Galactic Globular Cluster Treasury ที่ดำเนินการโดยใช้กล้องขั้นสูงสำหรับการสำรวจของกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล (HST/ACS) เพื่อลดเวลาที่ใช้กล้องโทรทรรศน์ที่มีความต้องการสูง ทีมงานสามารถกำหนดเป้าหมายไปยังกระจุกดาวทรงกลมที่อยู่ใกล้เคียงเท่านั้น ดังนั้นกระจุกที่ห่างไกลที่สุดที่พวกเขาสังเกตเห็นคือ NGC 4147 ซึ่งก็คือ

21 kpc จากศูนย์กลางกาแล็กซี่ การศึกษาอื่น ๆ ได้ใช้ประโยชน์จาก Wide Field Planetary Camera 2 ของฮับเบิล และทำให้รัศมีกลับไปมากกว่า 50 kpc จากใจกลางกาแลคซี อย่างไรก็ตาม ในปัจจุบัน มีการรวมกระจุกดาวทรงกลมเพียง 6 แห่งที่มีระยะทางมากกว่า 50 kpc ในการศึกษาที่ใหญ่กว่านี้ ที่น่าสนใจคือการขาดคลัสเตอร์ที่โดดเด่นระหว่าง 15 ถึง 50 kpc ทำให้เกิดช่องว่างในความรู้ที่สมบูรณ์ยิ่งขึ้น

ช่องว่างนี้เป็นเป้าหมายของการศึกษาล่าสุดโดยทีมนักดาราศาสตร์ที่นำโดย Aaron Dotter จากสถาบันวิทยาศาสตร์กล้องโทรทรรศน์อวกาศในรัฐแมรี่แลนด์ ในการศึกษาครั้งใหม่นี้ ทีมงานได้ตรวจสอบกระจุกดาวทรงกลม 6 กระจุก สามคน (IC 4499, NGC 6426 และ Ruprecht 106) อยู่ที่ขอบด้านในของช่วงนี้ โดยอยู่ห่างจากใจกลางดาราจักรระหว่าง 15 ถึง 20 kpc ในขณะที่อีกสามคน (NGC 7006, Palomar 15 และ Pyxis) แต่ละตัวอยู่รอบๆ 40kpc.

อีกครั้งเมื่อใช้ HST/ACS ทีมงานพบว่ากระจุกดาวทั้งหมดอายุน้อยกว่ากระจุกทรงกลมจากส่วนด้านในของดาราจักรที่มีความเป็นโลหะคล้ายคลึงกัน แต่คลัสเตอร์สามกลุ่ม ได้แก่ IC 4499, Ruprecht 106 และ Pyxis นั้นอายุน้อยกว่ามากเมื่อเทียบกับอายุที่น้อยกว่า 1-2 พันล้านปีอีกครั้ง ซึ่งสนับสนุนภาพที่กลุ่มภายในมีวิวัฒนาการเร็วขึ้น นอกจากนี้ การค้นพบความแตกต่างที่คมชัดนี้ช่วยสนับสนุนภาพที่กระจุกด้านนอกได้รับกระบวนการวิวัฒนาการที่ต่างออกไป นอกเหนือจากการเพิ่มสมรรถนะอย่างรวดเร็วในรัศมีภายใน ข้อเสนอแนะประการหนึ่งคือกระจุกดาวทรงกลมชั้นนอกจำนวนมากเดิมก่อตัวขึ้นในดาราจักรแคระและต่อมารวมเข้าด้วยกันเป็นทางช้างเผือกเนื่องจากช่วงเวลาที่คาดว่ากระจุกในดาราจักรขนาดเล็กดังกล่าวจะมีวิวัฒนาการ


ทำไมความเป็นโลหะของดาราจักรวงรีจึงต่ำ? - ดาราศาสตร์

ก่อนการกำเนิดของดาราศาสตร์ในอวกาศ เป็นที่เชื่อกันโดยทั่วไปว่าดาราจักรวงรีจะมืดในแสงยูวี สเปกตรัมออปติคัลของวงรีแสดงให้เห็นว่าแสงของพวกมันถูกครอบงำโดยดาวสีแดงเย็นที่มีรังสี UV เพียงเล็กน้อย ดาวดังกล่าวมีอายุมาก และการไม่มีดาวสีน้ำเงินอายุน้อยๆ บ่งชี้ว่าวงรีมีประชากรดาวฤกษ์ที่สงบนิ่งซึ่งมีอายุย้อนหลังไปประมาณ 10 พันล้านปี ในทางตรงกันข้าม การก่อตัวดาวฤกษ์ในดาราจักรชนิดก้นหอย (รวมถึงทางช้างเผือก) และดาราจักรไม่ปกติ ยังคงดำเนินไปอย่างแข็งแกร่งจนถึงทุกวันนี้ การสังเกต UV ครั้งแรกของกาแลคซีที่สร้างด้วย made OAO-2 ดาวเทียม (Code & Welch 1979) และต่อมากับ ดาวเทียมดาราศาสตร์เนเธอร์แลนด์ (ตอบ) และ IUE อย่างไรก็ตาม แสดงให้เห็นว่าดาราจักรวงรีสว่างขึ้นต่ำกว่า 2000 Å โดยที่ฟลักซ์ยังคงเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่องจนถึงความยาวคลื่นที่สั้นที่สุดที่สังเกตได้ (1250 Å) ความแรงของการกลับตัวของ UV นี้จะแตกต่างกันอย่างมากในดาราจักรต่างๆ และ Burstein และคณะ (1988) แสดงให้เห็นว่าดาราจักรที่มีธาตุหนักในปริมาณมากจะมีรังสี UV สูงขึ้น

ผลลัพธ์ที่น่าประหลาดใจเหล่านี้ชี้ให้เห็นถึงความเป็นไปได้ที่การก่อตัวดาวฤกษ์จะยังคงดำเนินต่อไปในวงรีขนาดยักษ์ในอัตราที่ต่ำพอที่จะตรวจไม่พบในสเปกตรัมที่มองเห็นได้และยังไม่สามารถโดดเด่นในรังสียูวี คาดว่าประชากรดาวฤกษ์อายุน้อยจะรวมสัดส่วนของดาว O และ B ที่มีมวลสูงและมีความร้อนมาก ซึ่งการกระจายฟลักซ์สเปกตรัมสามารถอธิบายการกลับตัวของรังสียูวีได้ การสนับสนุนเพิ่มเติมสำหรับแนวคิดนี้มาจากการสังเกตการณ์ด้วยรังสีเอกซ์ซึ่งเผยให้เห็นก๊าซร้อนในวงรีบางรูปที่อาจเย็นลงและควบแน่นเพื่อก่อตัวเป็นดาวดวงใหม่

อีกทางหนึ่ง ประชากรดาวฤกษ์เก่าอาจให้แสงยูวีเพียงพอจากดาวฤกษ์ที่กำลังจะตาย ซึ่งได้ขจัดชั้นนอกสุดเย็นของพวกมันในช่วงหลังยักษ์แดงของการวิวัฒนาการ เผยให้เห็นแกนร้อนขนาดเล็กของพวกมัน ดาวดังกล่าวเป็นที่รู้จักกันดีในกาแล็กซี่ของเรา ประกอบด้วยดาวฤกษ์สาขาแนวนอนในกระจุกดาวทรงกลมและรัศมีทางช้างเผือก ดาวใจกลางเนบิวลาดาวเคราะห์ และดาวที่คล้ายกันซึ่งในที่สุดจะเย็นตัวลงจนกลายเป็นดาวแคระขาว จนกระทั่งเมื่อไม่นานมานี้ ความคิดที่แตกต่างกันมากทั้งสองนี้ - ดาวฤกษ์อายุน้อยหรือดาวที่กำลังจะตาย - ยังคงเป็นคำอธิบายที่เป็นไปได้ของแสงยูวีในดาราจักรวงรี แม้ว่าจะอ้างข้อตกลงที่น่าสนใจกับข้อเท็จจริงเชิงสังเกตการณ์ก็ตาม (Greggio & Renzini 1990)

เดิมปัญหานี้เป็นแรงจูงใจหลักประการหนึ่งในการพัฒนา HUT ตัวอย่างเช่น อัตราส่วนโฟกัสและรูรับแสงกว้างทำให้มีความไวมากกว่า HST ไปจนถึงฟลักซ์การกระเจิงที่คาดหวังจากดาราจักรขนาดใหญ่ที่อยู่ใกล้เคียง และการครอบคลุมความยาวคลื่นของมันจนถึงขีด จำกัด ของ Lyman ทำให้สามารถแยกแยะอุณหภูมิของดาวฤกษ์ที่รับผิดชอบต่อรังสีอัลตราไวโอเลตได้อย่างดีเยี่ยม ระหว่างภารกิจ Astro-1 HUT ได้รับสเปกตรัมฟาร์-ยูวีที่มีรายละเอียดเป็นครั้งแรกของดาราจักรวงรี (Ferguson et al. 1991), NGC 1399 ในกระจุกดาว Fornax ซึ่งทราบกันว่ามีการกลับตัวของรังสีอัลตราไวโอเลตที่แข็งแกร่งที่สุดแห่งหนึ่งของวงรีปกติ เรียนกับ IUE (เบอร์สไตน์และคณะ 1988). จากการไม่มีคุณลักษณะการดูดกลืนหรือการปล่อยที่ชัดเจนที่ CIV (1550 & #197) ซึ่งแข็งแกร่งในดาว O ที่ร้อนและอายุน้อยในกาแลคซีของเรา Ferguson et al (1991) สามารถแยกดาวฤกษ์ดังกล่าวที่เป็นแหล่งกำเนิดแสงยูวีหลักใน NGC 1399 ได้ การลดลงของฟลักซ์ที่สังเกตพบในสเปกตรัมที่ต่ำกว่า 1,050 Å ยังโต้แย้งกับดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิมากกว่า 25,000 K ซึ่งเป็นข้อพิสูจน์เพิ่มเติมว่า O ดาวไม่อยู่ คาดว่าดาวดังกล่าวจะเกิดได้หากการก่อตัวดาวฤกษ์ปกติในระดับต่ำยังคงดำเนินต่อไปในวันนี้ แม้ว่าการปะทุของการเกิดดาวฤกษ์ที่สิ้นสุดเมื่อหลายปีก่อนสามารถอธิบายข้อมูลได้ ประชากรในยุคนี้จะมีเพียงดาวฤกษ์ประเภทสเปกตรัม B และต่อมา ( K) เนื่องจากดาว O ที่ร้อนกว่าและมีมวลมากกว่าทั้งหมดจะมีวิวัฒนาการเพื่อก่อให้เกิดซุปเปอร์โนวาในตอนนี้ เหลือไว้เป็นเศษดาวนิวตรอนจางๆ และอาจเป็นหลุมดำ .

เฟอร์กูสัน และคณะ (1991) also found that theoretical models based on the evolution of post-asymptotic giant-branch (PAGB) stars (such as central stars of planetary nebulae) do not fit the data obtained with HUT. This is basically because stars that follow the evolutionary paths calculated for this phase spend a large fraction of their time at very high temperatures, K, whereas the HUT data indicate that the principal contribution to the UV radiation comes from stars with about 25,000 K. Although the hotter PAGB stars must be present in the old stellar population of ellipticals, they can contribute only a small fraction of the UV light seen in NGC 1399 if the evolutionary tracks and stellar atmospheres used to model them are correct.

Thus, both of the most popular explanations of the UV light in ellipticals appear to be excluded by the HUT results. Recently, however, there have been new calculations of the late stages of evolution of low-mass, high-metallicity stars (Brocato et al. 1990 Castellani & Tornambè 1991 Horch, Demarque & Pinsonneault 1992). These calculations have identified two new types of evolutionary behavior-the post-early-AGB stars (PEAGB) and the AGB-manqué stars. The PEAGB stars evolve part of the way up the AGB but depart from it at an early stage, before the onset of the thermal pulses that are experienced by normal PAGB stars. They then evolve to higher temperatures at lower luminosity than PAGB stars, with a longer timescale. They maintain two shell sources of nuclear burning (one hydrogen and one helium) during this evolution and consequently emit more UV light over their lifetimes than do the more luminous PAGB stars, making them an excellent candidate to account for the strong UV upturns in ellipticals. The AGB-manqué stars begin on the blue end of the horizontal branch and skip the evolution up the AGB altogether. They evolve slowly toward higher luminosities, before becoming even hotter and bluer in their final stages, and then settle on the white dwarf cooling sequence. These stars also provide an interesting, new possible source for the UV light in ellipticals.

We have computed an integrated spectrum of a population of stars evolving along one of these newly identified evolutionary tracks, namely, the one with the largest integrated output in the HUT wavelength band. When the result is compared with the HUT spectrum of NGC 1399 (Figure 2), the agreement is excellent. Therefore, it appears likely that these new theoretical insights, in combination with the HUT observations, have at last provided a viable explanation for the unexpectedly strong UV light in elliptical galaxies. Observations of a few more elliptical galaxies, including some with lower metallicity and weaker UV upturns, can be made on Astro-2. Such observations will then place important constraints on the theoretical calculations of these late stages of stellar evolution.