Galakser
— det
i Universet!
I det store hele handler min forskning om at finde ud af som meget som muligt om Universet, især omkring galakser; de gigantiske samlinger af milliarder af stjerner, gas, støv, asteroider, planeter, kaffekopper, og sikkert også noget ukendt mørkt stof.
Mit arbejde er mest numerisk/teoretisk (i modsætning til observationelt/eksperimentelt). Mere specifikt bruger jeg hydrodynamisk simulerede galaksemodeller og beregner strålingstransport af deres udsendte lys gennem det interstellare og intergalaktiske medium for at finde ud af hvordan de rent faktisk ville se ud, hvis man observerede dem fra Jorden.
Ved at sammenligne rigtige og "syntetiske" observationer kan vi lære om de rigtige galaksers fysik, f.eks. deres masser, temperaturer, stjernedannelse, gas-kinematik, støvmængder, osv.
Mere generelt vil jeg gerne bidrage til at udvide vores horisont, på den ene eller anden måde.
I sektionerne nedenfor leder -ikonerne til korte beskrivelser i min encyklopædia for ikke-astronomer.
Lyman α-strålingstransport
Min hovedekspertise og -interesse ligger i et felt kaldet "Lyman α-strålingstransport. Lyα er en form for UV-lys, som kommer fra den mest almindelige atomproces i det mest almindelige stof i Universet; brint (også kaldet hydrogen). Strålingstransport (eller "RT" for "radiative transfer") betyder beregninger af, hvordan lys bevæger sig gennem et medium.
Når galakser dannes, udsender de enorme mængder af Lyα-fotoner (altså lyspartikler) som, hvis de fortolkes korrekt, afslører meget om hvordan galakserne blev dannes, og hvilke fysiske processer der herskede.
I løbet af min Ph.D. udviklede jeg et computerprogram (kaldet "MoCaLaTA"), som simulerer Lyα-RT'en i det interstellare medium. Med denne kode (programmører kan godt lide at kalde deres programmer for "koder"; det lyser lissom lidt federe) kan vi forudsige og fortolke forskellige egenskaber af unge galaksers udseende og spektrer, og dermed galaksernes natur.
Det intergalaktiske medium og Reionisations-epoken
Hvor Lyα-RT'en i det interstellare medium (altså inde in galaksen) er notorisk kompleks, er beregningerne relativt enkle så snart lyset bevæger sig ud i det intergalaktiske medium.
Jeg har skrevet en anden kode (kaldet "IGMtransfer") der beregner præcis dette, vha. en såkaldt transmissionsfunktion, TIGM. Den kosmologiske simulering der bruges i sådan et projekt kan også bruges til at undersøge hvornår Universet gik fra at være hovedsagligt neutral til at være hovedsagligt ioniseret, som følge af den stærke UV-stråling der undslap de første galakser — den såkaldte Reionisations-epoke.
I simuleringer har vi et spektrum udsendt fra en galakse, og kan så bruge den beregnede TIGM til at forudsige hvad man vil observere. I virkeligheden har vi et observed spectrum, og kan så bruge TIGM til at beregne (eller i hvert fald sætte grænser på) på det rigtige, oprindeligt udsendte spektrum fra galaksen. Det har vi f.eks. lige gjort i Pahl et al. (2019).
Galaksedannelse og kølestråling
Størstedelen af det Lyα der udsendes fra galakser er et resultat af de allervarmeste stjerner, der ioniserer det omkringliggende neutrale gas. Når gassen så rekombinerer, er der ca. 2/3 chance for at der bliver udsendt en Lyα-foton.
Men der er også en anden proces der bidrager til det totale Lyα-budget: Når galakser dannes, vælter store mængder gas ned i den "potentialebrønd" som (proto-)galaksen kan siges at skabe (se billedet). For at kunne falde til ro og blive en del af galaksens gasskive, er det nødt til at køle af. Det forventes at dette vil resultere i en mindre, men muligvis alligevel signifikant, mængde Lyα-stråling.
Jeg arbejder for tiden på at beregne (teoretisk) bidraget fra denne proces.
Simple galaksemodeller
Det fede ved numeriske simuleringer af galaksedannelse er deres evne til at inkludere alle mulige forskellige slags kompliceret fysik, som f.eks.
- turbulens og gas-klumpethed
- udviklingen af metaller (astronomers ord for alt det der ikke er brint eller helium)
- galaksernes anisotropiske morfologi (altså dé at de ikke er symmetriske, hvilket har stor betydning for Lyα)
- propagering af supernova-chokbølger
- magnetiske felter
- …
En anden måde at tilgå problemet er at lave simple modeller af galakser, f.eks. som sfæriske, homogene gasblobs, eventuelt omringet af en skal af ekspanderende gas med den samme hastighed i alle retninger.
Sådan en repræsentation er måske nok meget mindre realistisk, men til gengæld har det den fordel at vi ved præcis hvad der sker hvis, for eksempel, udvidelseshastigheden øges med 10 km/s, eller hvis gastætheden mindskes med en faktor 2, eller hvis støvsammensætningen ændres. Jeg har bl.a. brugt denne fremgangsmåde til at undersøge effekten af forskellige fysiske forhold i galaksen på dens Lyα-egenskaber.
Stjernestøv
En meget vigtig ingrediens i Lyα-RT er støv. Fordi Lyα "spredes" (eller "rikocherer" eller hvordan man nu staver til det) frem og tilbage millioner af gange på neutral hydrogen før det undslipper en galakse, bliver dets vej meget længere ud af galaksen, og derfor vil selv en lille smule støv blandet med gassen kunne absorbere en signifikant andel af fotonerne, og endda ændre dets spektrum.
Støv er lavet af forskellige metaller (f.eks. jern, silicium, kul og ilt), og kommer i forskellige mængder og størrelsesfordelinger, hvilket alt sammen vil påvirke Lyα. Desværre er det endelige resultat af en Lyα-RT-simulering ikke så afhængig af, hvilken støvtype man putter ind i simuleringen, så det er ikke let at lære om støvet fra sådan nogle simuleringer, men måske vil videreudviklede koder i fremtiden gøre dette muligt.
Lyα-emission fra "damped Lyα absorbers"
Damped Lyα absorbers (DLA'er) er gigantiske skyer af neutral gas, som menes at være forløbere for nutidens galakser. De opdages ved at de absorberer noget af lyset fra bagvedliggende kvasarer (eller andre lysstærke objekter).
Hvor de fleste astronomiske fænomener opdages pga. det lys de udsender, giver DLA'er derfor en komplimentær metode til at opnå viden om galakser.
Hvis DLA'er virkelig er galakser, burde de også udsende lys, men pga. den klare baggrundskilde er det en stor udfordring at observere det.
Da jeg startede med at interessere mig for dette, havde man kun set Lyα fra DLA'er et par gange, men nu er der en del (10–20 styk), detekteret specifikt ved at lede efter metalrige DLA'er fra SDSS vha. spektrografen X-shooter ved teleskopet VLT i Chile.
Ved at fitte syntetiske spektrer til disse observationer (dvs. sammenligne observationerne med en masse simuleringer og på matematisk vis finde det der ligner bedst), har jeg kunne sige noget om DLA'erne fysiske egenskaber.
