I dag. Er der cooling flows i centrum af hobe? Hvad er Sunyaev-Zeldovich effekten, og hvad kan den bruges til?

Transkript

1 Galakser 2014 F10 1

2 I dag Er der cooling flows i centrum af hobe? Hvad er specielt ved The Bullet Cluster? Hvad er Sunyaev-Zeldovich effekten, og hvad kan den bruges til? Hvilke egenskaber for galaksehobe har relation til hobens masse? Hvad er grunden til at vi ser lysende arcs på himlen? Hvad er princippet i weak gravitational lensing? 2

3 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 3

4 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. dp dr = GM(r)ρ g(r) r 2 4

5 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. 5

6 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. 6

7 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. 7

8 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. 8

9 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. 9

10 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 10

11 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 11 centrale del af den lette hob.

12 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. 12

13 Bullet Cluster Der er fundet flere lignende systemer. 13

14 Sunyaev-Zeldovich effekten Elektroner fra gas i hobe kan sprede CMB fotoner. Pga. isotropi modtager vi samme antal fotoner, men deres energi er ændret, da de vinder energi fra de varme elektroner. Det giver færre kolde fotoner og flere varme, dvs. Planck-spektret skubbes mod højre. 14

15 Sunyaev-Zeldovich effekten Observationer af SZ-effekten afslører fordeling og temperatur af gas i hobene. Desuden kan den bruges til afstandsbestemmelse. Metoden giver et uafhængigt estimat af H 0. Det er vigtigt at have metoder, som ikke bruger afstandsstigen, da de metoder mest er gældende inden for ca. 100 Mpc. Hvad hvis vi bor her? På den skala kan Universet stadig være inhomogent. Hvis vi fx bor i en stor void kan vi lokalt have en anden værdi af H 0 end den globale. 15

16 Skalarelationer for hobe Skalarelationer for hobe er knyttet til deres Röntgenegenskaber. Fra virialsætningen får vi følgende sammenhæng mellem temperatur og masse: T M 2/3 Sammenhængen kan testes med observationer, hvor T & M er bestemt. I figuren er M erstattet af M 500 (den inderste del af hoben, hvor ρ > 500ρ baggrund ). Röntgentemperaturen er et rigtig godt mål for massen! 16

17 Skalarelationer for hobe Massen kan også estimeres ud fra andre observable størrelser som σ v, L X samt L 500 i K-båndet, men relationerne er mindre gode pga. spredningen omkring fittet. 17

18 Galaksehobe som gravitationslinser Arcs er forvrængede og stærkt forstærkede billeder ved høje værdier af z, som skyldes lensing. I flere tilfælde har man set flere arcs fra samme kilde, selvom de sekundære arcs er sværere at se. Det kan bruges til massebestemmelse j.f. afsnit

19

20

21 Galaksehobe som gravitationslinser Meget kraftig forstærkning af lys forekommer kun for billeder, som befinder sig tæt på θ E. Dvs. arcs ligger omkring θ E, hvilket vi kan benytte til at bestemme massen. Hobe er ikke 100% sfæriske, så usikkerheden kan være omkring 30%. 21

22 Galaksehobe som gravitationslinser Figuren viser Abell 1689, hvor der er fundet mere end 100 arcs. For Abell 1689 kan der konstrueres særdeles gode massemodeller. 22

23 Galaksehobe som gravitationslinser Lensinganalysen bekræfter resultater fra Röntgenanalyser: Totalmasse Mørkt stof Undtagelsen er core radius (hvor tætheden er aftaget 50% fra centrum) Lensing: r c ~ 30 h -1 kpc Röntgen: r c ~ 150 h -1 kpc Lensingresultater burde være bedst, da de er modeluafhængige. Til gengæld måler vi massen i cylindre i stedet for massen i kugler. Derfor kan resultater være svære at sammenligne direkte især for hobe, som afviger meget fra sfærisk symmetri. 23

24 Galaksehobe som gravitationslinser For hobe med cooling flows passer den estimerede profil fra de to metoder fint overens. Det skyldes formentligt, at hobene er i ligevægt, så antagelsen om hydrostatisk ligevægt i Röntgenanalysen er fin. Hobe uden cooling flows er ikke i ligevægt og er typisk noget mere komplekse. Der finder de to metoder ikke altid samme massemidtpunkt. Det skyldes nok at gassen ikke har haft tid til at sætte sig i en ligevægts-konfiguration. 24

25 Weak lensing Pga. differentiel afbøjning af lyset fra en kilde forstærkes lyset. Samtidig forvrænger det også fordelingen af lys, så billedet ser anderledes ud end kilden de store arcs er et godt eksempel. 25

26 Weak lensing Der er rigtig mange baggrundsgalakser - XDF, som giver anledning til små afbøjninger og forvrængninger. Der er som regel kun tale om en svag effekt, som ikke er synlig for den individuelle galakse (weak lensing). 26

27 Weak lensing Galaksernes observerede form er en superposition af to effekter: 1. Kildens faktiske form, som kan afvige en del fra sfærisk symmetri 2. Forvrængning pga. lensing 27

28 Weak lensing Bemærkninger: Galaksernes egen form er den dominerende effekt For nabogalakser er lysets vej stort set den samme de påvirkes af en linse på samme måde. Ved at midle over mange galakser kan vi estimere effekten af weak lensing. 28

29 Weak lensing Effekten af weak lensing er en kombination af to effekter: 1. Konvergens - forstørrelse. 2. Shear tangential udstrækning i forhold til hoben. Det er en slags tidevandseffekt. Ved observationer af shear og konvergens for mange baggrundsgalakser kan vi rekonstruere for en hob og det er modeluafhængigt! 29

30 Weak lensing Weak lensing er brugt succesfuldt til at rekonstruere for et stort antal hobe. Hvad har vi lært: Centrum af massefordelingen svarer til hobens optiske center Hvis vi har Röntgenobservationer er massefordelingen centreret om Röntgenmax. Fordelingen af masse følger ofte lysstærke galakser i nogle tilfælde forekommer substruktur. Fordelingen af masse fra hhv. weak lensing og Röntgenmetoden stemmer nogenlunde overens. 30

31 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. 31

32 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 bevis for eksistensen af mørkt stof. Sunyaev-Zeldovich effekten er vekselvirkningen mellem CMB-fotoner og den varme gas i en hob. Det skubber Planck-spektret for CMB mod højre og kan anvendes til både masse- og afstandsbestemmelse. Især Rötgentemperaturen er stærkt korreleret med massen af en hob. Det kan vi med fordel anvende til at bestemme masse. Der gælder også andre relationer 32

33 Resumé Arcs er forvrængede og stærkt forstærkede billeder af baggrundsgalakser, som skyldes lensing. Lensinganalysen bekræfter, at M hob >>M lys. Resultaterne stemmer overens med resultater fra Röntgenanalyser. Estimater af kerneradius r c er dog noget forskellige i de to metoder. Mange baggrundsgalakser oplever en lille grad af forstærkning/forvrængning pga. en mellemliggende hob. Der er kun tale om weak lensing, som ikke er synlig for den individuelle galakse. Weak lensing bekræfter resultater fra andre metoder. Resultaterne har de mindste usikkerheder og er faktisk modeluafhængige. 33