Spiralgalakser - spiralstruktur

Transkript

1 Galakser 2014 F6 1

2 Spiralgalakser - spiralstruktur Spiralstruktur skyldes formentligt en quasistatisk tæthedsbølge. Tæthedsbølger er områder med 10-20% højere massetæthed end gennemsnittet jf. en trafikprop. Stjernerne er ikke stationære i forhold til armenes bevægelse. I stedet overhaler de armene inden for en kritisk radius, og bliver overhalet uden for. 2

3 Spiralgalakser - spiralstruktur Det gælder også støv og gas: 1. Gassky bevæger sig ind i spiralarm 2. Sky komprimeres og der dannes stjerner 3. Der dannes både tunge og lette stjerner 4. Tunge/unge stjerner (blå) bliver i spiralarmen 5. Lette/gamle stjerner (røde) har tid til at bevæge sig ud af tæthedsbølgen. Det passer med observationer! 3

4 Résume fra sidst De vigtigste galaksevarianter er elliptiske og spiralformede. Elliptiske galakser er typisk populeret af gamle stjerner samt en smule gas. Elliptiske galakser holdes typisk stabile af et anisotropt tryk fra stjernernes bevægelsesmønster. Afvigelsen fra ellipticitet beskrives ved graden af boxiness a 4. Der eksisterer en klar sammenhæng mellem a 4 og flere andre egenskaber ved elliptiske, som indikerer, at især elliptiske med boxy isofoter kan skyldes mergers. Elliptiske galakser indeholder meget mørkt stof. 4

5 Résume fra sidst Spiralgalaksers rotationskurver indikerer klart, at mørkt stof udgør det største bidrag til massen. Spiralarmene i galakserne skyldes en tæthedsbølge, som bevæger sig rundt. Her er tætheden høj nok til at stjernedannelse sker oftere end normalt. 5

6 I dag anden del Kan man bestemme en galakses absolutte luminositet uden at kende afstanden til den? Hvor gode er metoderne til afstandsbestemmelse med skalarelationer? Hvordan finder man afstanden til fjerne galakser? Hvad er en afstandsstige? Hvad kan vi bruge luminositetsfunktioner til? Hvordan finder man sorte huller i centrum af andre galakser? 6

7 Skalarelationer Der eksisterer en række kinematiske egenskaber ved galakser, som relaterer til galaksernes luminositet. Det kan ikke være helt tilfældigt. Vi diskuterer dem her. Spiralgalaksen M101, Spitzer Space Teelscope 7

8 Tully-Fisher Vha. 21-cm observationer af spiralgalakser fandt Tully & Fisher i 1977 en sammenhæng mellem den maksimale rotationshastighed i galakser og deres luminositet Ud fra sammenhængen kan vi let finde en galakses luminositet fra Dopplermålinger. 8 Figur 3.19

9 Tully-Fisher Alternativt kan man bruge 21-cm linjen fra HI, som er Dopplerforbredt pga. rotationen med en bredde på ca. 2V MAX. Figur

10 Faber-Jackson For elliptiske galakser eksisterer en helt analog relation mellem luminositeten og hastighedsdispersionen. Figur

11 Fundamentalplanet Pga. den store spredning omkring Faber-Jacksonrelationen, er vi interesseret i et alternativ. Det får vi med fundamentalplanet. Figur

12 D n -σ relationen En sidste relation for elliptiske galakser er D n -σ relationen, hvor D n er defineret som diameteren(!) af en ellipse inden for hvilken den gennemsnitlige flade-lysstyrke er μ n =20.75 mag/arcsec 2 i B- båndet. Data er fittet af D n 1.33 kpc = 2.05 σ km/s og kan bruges til afstandsbestemmelse. 12 D n

13 Sorte huller i centrum af galakser Det at Mælkevejen og mange andre galakser ser ud til at have sorte huller i deres centre rejser et par spørgsmål: Har alle galakser et SMBH i centrum? Hvad adskiller en normal galakse fra en aktiv? Tegning af quasar M81, Chandra X-ray Observatory 13

14 Sorte huller i centrum af galakser Det er endnu sværere at finde SMBH i andre galakser end i MV, da de jo er længere væk. Derfor bliver beviserne på eksistensen af SMBH i andre galakser indirekte. MV centrum, Chandra X-ray Observatory 14

15 Sorte huller i centrum af galakser Den afstand ud til hvilken et sort hul har betydning for kinematiske forhold kaldes radius of influence, r BH, og kan estimeres ud fra hastighedsdispersionen. Figur

16 Eksempler: M84 16

17 Eksempler: NGC

18 Eksempler: M87 18

19 Eksempler: NGC

20 Eksempler: NGC

21 Korrelationer mellem SMBH og Der er fundet mange SMBH i centrum af galakser. Det har vist en række korrelationer. galakser Den eneste måde vi kan forstå korrelationerne på, er hvis bulen og SMBH er dannet og udvikler sig sammen. (Husk på at SMBH kun har betydning for kinematiske forhold indenfor r BH.) Figur

22 Extragalaktiske afstande Vi har tidligere beskæftiget os med afstande i Mælkevejen nu bevæger vi os udenfor. Her gælder Hubbleloven v=h 0 D=zc. z måles let fra spektret, men for at finde D skal vi kende H 0 (kalibrering). For at gøre det, må finde måle afstande uafhængigt af z. 22

23 Extragalaktiske afstande Udover udvidelsen har pekuliarbevægelser også betydning. Vores galakse bevæger sig fx mod centrum af Virgohoben pga. gravitationel tiltrækning. Rødforskydningen er derfor en superposition af udvidelsen samt pekuliarbevægelse. 23

24 Extragalaktiske afstande Pekuliarbevægelsen af MV er bestemt ret præcist fra dipolkomponenten i CMB. Dipolen kommer fra solsystemets hastighed i forhold til det hvilesystem, hvor CMB er isotropt. Derfor virker CMB varmere i apex og koldere i antapex. Solen bevæger sig med V SOL =368±2 km/s i forhold til CMB-hvilesystemet. Desuden bevæger den lokale gruppe sig med V LG ~600 km/s i forhold til CMBhvilesystemet. CMB Anisotropier, COBE-satellitten 24

25 Extragalaktiske afstande Hvis rødforskydningen af et objekt skal være domineret af Hubbleekspansionen, skal V ekspansion >V pekuliar. Det betyder, at for at bestemme H 0 skal vi se på objekter på store afstande, hvor V pekuliar er negligibel. Til det formål defineres afstandsstigen: Først måles absolutte afstande til nære galakser. Derefter bruges metoder til at bestemme relative afstande. Derved kan vi finde afstande til fjerne galakser. 25

26 Afstanden til LMC Afstanden til LMC kan bestemmes fra SN 1987A: Elliptisk ring af udskudt materiale fra eksplosion Ringen er faktisk cirkulær bestemme inklination Gassen i ringen lyser pga excitation af fotoner fra centrum Vi kan måle tidsforskel mellem lyset fra forreste og bagerste del Vi kan bestemme afstanden fra den målte diameter d=1.7 D SN1987A = 51.8 kpc ± 6% 26

27 Cepheider Cepheider kan observeres ud til store afstande. For at finde en god P/L-relation er vi nødt til at finde cepheider, hvis afstand vi allerede kender. Løsning: Cepheider i LMC! De har alle omtrent samme afstand, og vi kan observere mange af dem. Cepheider kan observeres ud til omkring Virgohoben. 27

28 Afstandsstigen Desværre er det ikke helt nok at bestemme Hubblekonstaten (ud fra Virgohoben (D~16 Mpc)), da V pekuliar stadig bidrager her. Derfor bruger man SNIa, som giver forholdet mellem afstanden til to galakser. Hvis vi kender afstanden til den nærmeste (fx fra cepheider), kan vi bestemme afstanden til den fjerneste. Virgohoben 28

29 Afstandsstigen SNIa kan måles så langt væk, at Hubbleloven ikke gælder længere. Målinger af SNIa har vist, at Universets udvidelse accelereres. 29

30 Afstandsstigen Alternativt kan man anvende relationer som Tully-Fisher, Faber-Jackson, etc. Usikkerheden på afstanden til hver enkelt galakse kan være høj, så vi skal bruge mange galakser. Afstanden til Comahoben er bestemt ved sekundære metoder til D=90 Mpc. Det er langt nok væk til at estimere H 0 =72±8 km/s/mpc Andre estimater bekræfter resultatet. Figur

31 Luminositetsfunktionen Antalstæthed af galakser med luminositet L: Φ L Kræver kendskab til Galaksers luminositet Mange galakser Bias (lettest at se de klare) Schechter-funktionen er et godt fit totalt dog ikke for de individuelle galakser. 31

32 Luminositetsfunktionen Luminositetsfunktionen bekræfter vores forventning om to separate klasser i form af spiraler og elliptiske: Røde, lysstærke elliptiske galakser Blå, mindre lysstærke spiralgalakser 32

33 Resumé Tully-Fisher, Faber-Jackson m.fl. er empiriske relationer, som relaterer kinematiske egenskaber af galakser til deres luminositet. Metoderne kan derfor bruges til afstandsbestemmelse. Selvom SMBH i centre af andre galakser kun påvirker stjerner og gas i de inderste dele, kan vi alligevel se, de er der, pga målingernes kvalitet. Afstanden til fjerne objekter findes ved hjælp af afstandsstigen. Nedeste trin på stigen er en absolut afstand typisk til LMC. Derefter bestemmes afstande relativt med cepheider eller SNIa. Ud fra afstandsstigen kan vi estimere Hubblekonstanten til H 0 =72±8 km/s/mpc. 33