I dag. Quasar absorptionslinjer. Hvordan er massen fordelt i hobene? Hvad er forskellen på en hob og en gruppe?

Transkript

1 Galakser 2014 F9 1

2 I dag Quasar absorptionslinjer. Hvad er forskellen på en hob og en gruppe? Hvad finder vi i den lokale gruppe, og hvordan bestemmer vi dens masse? Hvad er forskellen på en regulær og en irregulær hob kan vi forstå det fra et udviklingsmæssigt perspektiv? Hvordan er massen fordelt i hobene? Hvordan kan man generelt estimere massen af en hob? Hvad bestemmer dynamikken i en hob? Hvordan er forskellige galaksetyper fordelt i hobene kan vi forstå det fra et udviklingsmæssigt perspektiv? 2

3 I dag Hvordan produceres Röntgenstråling i hobe? Hvor gode er modeller for gassen, som producerer Röntgenemissionen? Er der cooling flows i centrum af hobe? Hvad er specielt ved The Bullet Cluster? 3

4 Absorptionslinjer i QSO ere

5 Absorptionslinjer i QSO ere

6 Absorptionslinjer i QSO ere

7 Galakser i hobe og grupper Galakser findes mest i grupper eller hobe, pga. tyngdekraften. Grove benchmarks: Hob: N > 50, D > 1.5 h -1 Mpc, M > M SOL Gruppe: N < 50, D < 1.5h -1 Mpc, M < M SOL Galaksehobe er de tungeste, bundne systemer i Universet. 7

8 Galakser i hobe og grupper Massen i galakser udgør kun en brøkdel af totalmassen. Fx har Röntgenmålinger vist store mængder af varm gas mellem galakserne. Desuden afslører bl.a. de samme målinger store mængder af mørkt stof, som dominerer totalmassen 8 Abell 85, Image credit: NASA/CXC/SAO/A.Vikhlinin

9 Galakser i hobe og grupper Galaksehobe spiller en vigtig rolle for kosmologi, da antallet til et givet tidspunkt, N(z), er direkte relateret til Universets indhold og udvikling. Desuden er hobe laboratorier til at studere, hvordan galakser vekselvirker. Måske er der en grund til at elliptiske galakser er almindelige i centrum af hobe 9

10 Den Lokale Gruppe 35 galakser inden for 1 Mpc af Mælkevejen Vigtigste medlemmer er MV, M31, M33, LMC, SMC Afstand M31-M33~770 kpc D LMC ~50 kpc, D SMC ~60 kpc Resten er dværggalakser omkring MV eller M31 Den Magellanske Strøm skyldes tidevandseffekter fra MV på L/SMC Satellitgalakser omkring MV (+M31?) ligger i et plan?! 10

11 Den Lokale Gruppe MV og M31 nærmer sig hinanden med v=130 km/s. Extrapolerer vi lineært betyder det sammenstød om 6 mia. år. Ud fra de to galaksers bevægelse kan vi lave et groft estimat af massen af den Lokale Gruppe. Antagelse: M LG =M MV +M M31 11

12 Den Lokale Gruppe I det tidlige univers fulgte MV og M31 udvidelsen, som flyttede dem fra hinanden. Pga. tyngdekraften decelererede deres relative bevægelse indtil r=r max, hvorefter de siden har nærmet sig hinanden. 12

13 hastighed (km/s) og afstand (kpc)

14 Den Lokale Gruppe Andre komponenter i LG Sagittarius dværggalaksen blev først opdaget i 1994, fordi den ligger bag GC. Den har en anderledes hastighedsfordeling end bulen samt lavere metallicitet. Den ligger i en afstand på 16 kpc og oplever voldsomme tidevandskræfter. 14

15 Den Lokale Gruppe Andre komponenter i LG Der er fundet såkaldte Compact High-Velocity Clouds (CHVC) omkring MV, som ikke indeholder stjerner 15

16 Den Lokale Gruppe Vores nærmeste naboer er Sculptorgruppen (D~1.8 Mpc) og M81-gruppen (D~3.1 Mpc). Nærmeste hob er Virgohoben (D~16 Mpc) med ca. 250 store og ca små galakser! 16

17 Galakser i hobe og grupper Inden for kosmologi er man meget interesseret i hobe. Den såkaldte cluster mass function måler antal hobe som funktion af masse og rødforskydning N(M,z). Den er et stærkt redskab til at studere universets udvikling og indhold af fx mørk energi. 17

18 Galakser i hobe og grupper Cluster surveys tæller hobe til forskellige rødforskydninger. Masser bestemmes fx ved lensing. Begge dele vil kunne klares af Euclid, som sendes op i

19 Klassifikation af hobe Hobe klassificeres ud fra morfologien af deres galaksefordeling. Regulære Kompakte Mange elliptiske galakser cd galakse i centrum Høj central tæthed Ingen substruktur Mange galakser Ligevægt Comahoben Virgohoben Irregulære Åbne Elliptiske galakser og spiralgalakser Mindre tæthed i centrum Stor substruktur Færre galakser Stadig under udvikling Det tyder på, at der er en sammenhæng mellem elliptiske galakser og tidsudviklingen. 19

20 Hydra-hoben

21 Rumlig fordeling af galakser En relevant observation i en hob er den rumlige fordeling af galakser: Desværre kan vi kun observere en projiceret fordeling N(R): N(R) kan ikke observeres kun de individuelle galakser. Derfor konstruerer vi modeller. 21

22 Rumlig fordeling af galakser Ifølge observationer er hastighedsfordelingen af galakser nogenlunde beskrevet ved en Maxwellfordeling. Maxwell-fordelingen har en hale ved høje hastigheder. Da fordelingen har σ r ~konst, må partikler ikke undslippe. Det er kun muligt, hvis M. 22

23 Massen af en galaksehob Hvis vi observerer hastighedsfordelingen, kan vi estimere massen af en hob: M/L er noget højere end for individuelle galakser og indikerer, at størstedelen af masse findes uden for galakserne. Massebestemmelsen påvirkes af en anisotrop hastighedsfordeling samt afvigelser fra sfærisk symmetri. I begge tilfælde pga ækle projektionseffekter. Derfor bruges som regel andre metoder til massebestemmelse! 23

24 Dynamik i en galaksehob Kollisioner i hobe har ingen betydning, da t relax >t Univers. Galaksernes bevægelse skyldes tyngdepotentialet. Hvad bestemmer dynamikken af galakser i en hob? 24

25 Dynamik i en galaksehob Violent relaxation Proces som hurtigt etablerer virial ligevægt i løbet af et gravitationelt kollaps af en massefordeling. 1. Små tæthedsfluktuationer i massefordelingen under kollapset genererer fluktuationer i tyngdepotentialet (Poissonligningen) 2. Indfaldende partikler spredes og forstærker inhomogeniteter. 3. Der er effektiv energiudveksling mellem partikler. 4. Alle galakser får i gennemsnit samme hastighedsfordeling. Tidsskalaen er omtrent den dynamiske tidsskala. 25

26 Dynamik i en galaksehob Dynamisk friktion Et objekt med masse M bevæger sig gennem en fordeling af stjerner, gas, støv og mørkt stof med tæthed ρ (individuelle masser <M). M bevæger sig i en ret linje, men objekterne bliver trukket ind bag banen. Dermed øges tætheden og bremser M. 26

27 Dynamik i en galaksehob De største galakser bremses mest op i hoben og burde være koncentreret nær centrum. Hvis der er tid nok, kan det lede til dannelse af en cd galakse i centrum pga. mergers. Dynamisk friktion kan være grunden til ophobning af elliptiske i højtæthedsområder pga. mergers. 27

28 Galaksegrupper Grupper er groft sagt hobe med få medlemmer. De er sværere at se og har mindre masse, hastighedsdispersion og udstrækning. En speciel type er de kompakte grupper som Stephans Kvintet eller Seyferts Sekstet, hvor galakser er klumpet sammen på et tilsyneladende lille område. 28

29 Galaksegrupper I de kompakte grupper ser vi ofte tegn på tidevandseffekter samt indimellem Röntgenemission fra gas mellem galakserne. Kompakte grupper har en kort dynamisk tidsskala og er et godt sted at studere, hvordan galakser påvirker hinanden. 29

30 Kan vi forklare sammenhængen mellem morfologi og placering i en hob? Fordelingen af isolerede galakser (70% spiraler) er meget forskellig fra fordelingen i hobe (mange elliptiske) især nær centrum. Desuden vokser procentdelen af spiraler i hobe med afstanden fra centrum. Det er der nok en grund til 30

31 Kan vi forklare sammenhængen mellem morfologi og placering i en hob? Figuren viser resultater for SDSS af procentdelen af forskellige galakser plottet mod hhv. tæthed samt afstand fra centrum i hobe. R>R VIR : Procentdelen af forskellige galakser konstant 31

32 Kan vi forklare sammenhængen mellem morfologi og placering i en hob? 1>R/R VIR >0.3: Procentdelen af S0 galakser vokser kraftigt indad, mens procentdelen af sene spiraler aftager tilsvarende. Det passer med, at gasrige spiralgalakser i de ydre dele af hoben taber gas, hvorved de bliver til S0. 32

33 Kan vi forklare sammenhængen mellem morfologi og placering i en hob? 0.3>R/R VIR : Procentdelen af S0 falder drastisk, mens procentdelen af elliptiske vokser. Det tyderpå, at S0 bliver til elliptiske ved mergers. De gasfri mergers sørger for, at der ikke sker et burst af stjernedannelse, som jo ikke observeres. 33

34 Kan vi forklare sammenhængen mellem morfologi og placering i en hob? Fortolkningen bakkes op af venstresiden af figur Desuden observeres lavere σ for de mest lysende galakser i hobene. Hvis ellers M/L er ca. konstant for alle galakser, giver det god mening, hvis de tungeste galakser er dannet ved mergers af mindre, som derved bremses op. 34

35 Röntgenstråling fra hobe Hobe udsender Röntgenstråling se figurerne. RXJ er hoben med højest L X. Selvom Comahoben er i ligevægt ser vi stadig substruktur i emissionen. 35

36 Röntgenstråling fra hobe Generelle egenskaber L X ~ erg/s T~ K ( M SOL ) Röntgenemissionen er udstrakt (dvs. ikke fra individuelle galakser). Størrelse af kilde ~ 1 Mpc Ingen variation i emissionen Röntgen/IR billede af hoben MS

37 Strålingsmekanisme Strålingen produceres ved termisk bremsstrahlung (frifri) fra varm gas. Bremsstrahlung produceres pga. acceleration af elektroner i Coulombfeltet af protoner og kerner, hvorved fotoner udsendes. 37

38 Strålingsmekanisme At kilden er varm gas bekræftes af observationer af linjeemission i spektret. Den mest dominerende linje ved 7 kev stammer fra Lyman-α linjen for en jernkerne med en elektron! Jo varmere gassen er, des bedre ioniseret er den. Dvs. linjeemission er mest prominent for mindre varm gas (sort i figuren). 38

39 Strålingsmekanisme Nederste del af figuren viser, hvad der sker, hvis vi inkluderer photoabsorption. Dvs. processer hvor lavenergifotoner overfører al deres energi til atomer. + 39

40 Röntgenemission fra hobe Figuren viser morfologi for Röntgenemission for fire hobe. Morfologien kan bruges groft til at skelne mellem regulære og irregulære hobe: Regulære Jævn fordeling af emission Centreret omkring det optiske center Høj L X samt T gas Irregulære Flere maksima Lavere L X samt T gas Dog kan T være høj pga. mergers Manglende central top i L X 40

41 Modeller for Röntgenemission For at kunne tolke på observationer af Röntgenemission skal vi bruge en model at sammenligne med. Vi antager hydrostatisk ligevægt: Vi håber i sidste ende at kunne bestemme massen for hoben ud fra Röntgenemissionen. Det vil være brugbart både inden for galaksefysik samt kosmologi. Desværre er vi nødt til at lave supplerende approximationer: 41

42 Cooling flows Hydrostatisk ligevægt kan ikke fastholdes for evigt. Gas afkøles ved emission, hvorved energien falder. Nær centrum af hobe kan hydrostatisk ligevægt ikke opretholdes. For at genetablere ligevægt bevæger gassen sig indad og komprimeres. 42

43 Cooling flows Vi forventer altså et flow af masse indad. Det øger tætheden, hvilket igen øger afkølingsprocessen. Emission for kold gas vokser med faldende T (6.32). Vi forventer en sammentrykt, kold gas med kraftig Röntgenemission i centrum af galaksehobe. Det kan vi tydeligt se i fx Centaurushoben. 43

44 Cooling flows Men der er(var) ikke observeret cooling flows! Og det selvom vi forventer så meget som måske 100 M SOL /yr. Der må være noget i vejen med modellen. Det underbygges af manglen på store mængder af kold gas i centrum af cd galakser. 44

45 Cooling flows Figuren illustrerer problemet og løsningen. Modellen forudsiger effektiv køling til T<<1 kev. Det øverste panel viser overgange, når gas afkøles fra 8 kev til 0 kev. Det mellemste panel viser et fit til modellen. Det nederste panel viser overgange, når gas afkøles fra 8 kev til 3 kev. Det er et bedre fit. 45

46 Cooling flows Konklusionen er klar: Der er en minimumstemperatur T min for gassen. Det kan forklare den lavere flow rate og mindre stjernedannelse i de centrale galakser i hobene. 46

47 Cooling flows Hvad holder gassen på T min? Mange hobe har en aktiv galakse nær kernen. Der er der radiojets, som overfører energi til ICM. Figuren viser tydeligt, hvordan plasma i jetten forstyrrer Röntgenemissionen. Det er dog ikke alle hobe, som har en AGN nær centrum. Men måske har de haft det tidligere 47

48 Bullet Cluster Hoben viser intens Röntgenemission i en karakteristisk form Mens The den Bullet lette Cluster. hob er på vej gennem den tunge, bevæger galakser og mørkt stof sig kollisionsløst. Gassen derimod decelereres af friktion pga. gassen i den tunge Kuglen hob. estimeres til at have den Galakserne her er formentlig en hastighed måde separeres på ca. gassen 3500 og tidligere medlemmer af den km/s galakser/mørkt fra venstre Vi mod stof. ser formentlig højre på to hobe, lette hob. gennem ICM. hvor en let er på vej gennem en tung. Kuglen er gas i den 48 centrale del af den lette hob.

49 Bullet Cluster En weak lensing-analyse bekræfter, at massen af den lette hob er centreret om galakserne til højre for shockfronten ikke omkring gassen med Röntgenemission. Det er svært at komme uden om eksistensen af mørkt stof. 49

50 Bullet Cluster Der er fundet flere lignende systemer. 50

51 Resumé Forskellen mellem hobe og grupper er størrelse, masse og antal galakser. MV tilhører den Lokale Gruppe med en totalmasse over M SOL. Hobe klassificeres ud fra morfologien af deres galaksefordeling. Regulære hobe er i ligevægt og er domineret af elliptiske. Irregulære hobe er under udvikling og indeholder flere spiralgalakser. Størstedelen af masse ligger uden for galakserne i form af mørkt stof og gas. Den totale masse for en hob kan fx estimeres vha. virialsætningen. Vi foretrækker dog andre metoder. 51

52 Resumé Violent relaxation og dynamisk friktion er processer som kan forklare flere observerede forhold for hobe (ensartet hastighedsfordeling samt tungeste galakser nær centrum). I hobene ser vi mange elliptiske nær centrum, flest S0 galakser lidt længere ude og flest spiralgalakser længst væk. Den relation mellem morfologi og afstand giver mening, hvis: a) spiralgalakser strippes for gas i det ydre og bliver til S0 galakser b) S0 galakser merger med hinanden og bliver til elliptiske galakser 52

53 Resumé Röntgenstråling i hobe produceres ved bremsstrahlung (fri-fri) fra varm gas. Det produceres pga. acceleration af elektroner i Coulombfeltet af protoner og atomkerner. Emissionen kan modelleres med rimelig succes og kan bruges til at estimere hobens masse. Hydrostatisk ligevægt kan ikke fastholdes for evigt, hvilket leder til cooling flows. Effektiviteten af kølingen er ikke så effektiv som modellerne forudsiger. Det skyldes formentlig opvarming pga. aktivitet i centrum. 53

54 Resumé The Bullet cluster er et system af to hobe, som er på vej gennem hinanden. Under kollisionen vekselvirker den varme gas i de to hobe og decelererer, mens galakser og mørkt bevæger sig kollisionsløst igennem. Det er et fint eksempel på eksistensen af mørkt stof. 54