Dannelsen af Galakser i det tidlige. Univers. Big Bang kosmologi Galakser Fysikken bag galaksedannelse. første galakser. Johan P. U.

Transkript

1 Dannelsen af Galakser i det tidlige Johan P. U. Fynbo, Adjunkt Univers Big Bang kosmologi Galakser Fysikken bag galaksedannelse Observationer af de første galakser

2 Et dybt billede af himlen væk fra Mælkevejens skive... Afstand <=> tilbageblikstid

3 Big Bang kosmologi Det kosmologiske princip : Universet er homogent og isotropt! Einsteins feltligning: Sammenhæng mellem universets metrik (geometri) og masse- og energitæthed

4 Homogent?

5 Ja, på stor (>300Mpc) skala!

6 Metrikken og Friedmann-ligningerne ds 2 c 2 dt²r 2 t dr 2 sinr 2 d 2 sin 2 d 2 De tre rumlige koordinater r, θ og ϕ er medfølgende koordinater. Hele dynamikken ligger i skalafaktoren R(t). R(t) er bestemt af Friedmann ligningerne, som er Einsteins feltligning under antagelse af det kosmologiske princip: 8G m 2 3 H 0 3 H 0 2 d 2 R dt 2 dr dt 4G 3 2 8G 3 R 3 p c² 1 3 R R 2 c R2 Universets krumningsradius: 1 m 1 c 2 2 H 0

7 Big Bang Friedmann-modeller

8 Den kosmologiske rødforskydning 1z 0 R R 0 Z=0.004 Rødforskydningen z er et mål for, hvor meget universet har udvidet sig siden lyset blev udsendt: (1+z) per dimension. Z= Z= Z= Z=0.20

9 Rødforskydning og tid

10 Rødforskydning og afstand

11 Galakser i det lokale Univers milliarder stjerner ~90% af stoffet er mørkt (har masse, men lyser ikke). Radius 1-20 kpc ca. 50% af alle stjerner er i skive-fordelinger, ca. 50% i sfæriske systemer (Buler og Elliptiske galakser).

12

13 Luminositetsfunktionen for Galakser Mælkevejen (M=-21)

14 Ioniseret Ioniseret Neutralt

15 Baggrundstrålingen Baggrundstrålingen blev udsendt som termisk stråling (T ~ 3000K) omkring z=1100 eller ca år efter Big Bang, da gassen i universet blev neutral (såkaldt rekombination). Vi modtager strålingen som mikrobølger idag (rødforskudt fra optisk lys til mikrobølger) Strålingen fortæller om forholdende i universet på det tidspunkt og kan derfor bruges til at give begyndelsesbetingelserne for galaksedannelse.

16 Mikrobølgebaggrundsstrålingen observeret med COBE satelliten

17 Fluktuationer i baggrundstrålingen observeret med COBE

18 Fluktuationer i baggrundstrålingen observeret med WMAP

19 Galaksedannelse Fluktuationer i mikrobølgebaggrundstrålingen skyldes kvantefluktuationer i et mikroskopisk volumen, der ved den såkaldte inflation blev blæst op til hele det synlige univers! Fluktuationerne er uhyre små 30ppm (part per million). Det svarer til, at Himmelbjerget skulle være det højeste bjerg på jorden. Det er af disse frø galakserne voksede frem. Den basale proces er, at overtætheder i det mørke stof vokser på grund af tyngdekraften. Dette kan simuleres, men afhænger af egenskaberne ved det mørke stof. Baryonerne (brint og helium) følger bare med, indtil de begynder at lyse (stjernedannelse). Hvad der sker derefter er meget svært at simulere. Det må observeres.

20 Kvantefluktuationer Inflation Skitse af hvordan galakser dannes Z=1100 δ baryon = R Resten af Universet Turnaround (z=10) δ =5-6 Kollaps objektdannelse relaxation køling Big Bang (z=6.2) δ= T

21 240Mpc

22 Hvordan finder vi de fjerne, unge galakser? - som at finde nålen i høstakken.

23 Very Large Telescope

24 Hubble Space Telescope

25 z(em) = 3.63

26 Lyman-alfa skoven Lyman-alfa absorption: en foton med bølgelængde 1216Å exiterer en elektron fra grundtilstanden til første exiterede niveau i brint. Dette er den stærkeste overgang i brint, og brint er langt det hyppigste grundstof i universet.

27 Lyman-alfa skoven Alle brintskyer mellem en fjern kvasar og jorden giver anledning til en absorptionslinie. En sky ved rødforskydning z absorbereved (1+z)*1216Å. Da z<z(kvasar) ligger alle disse absorptionslinier på den blå side af kvasarens Lyman-alfa emissionslinie.

28 Galakser i Lyman-alfa skoven: Dæmpede Lyman-alfa Absorbere DLA linie

29 DLA systemer Søjletæthed af brint gas N(HI) > 2*10 20 cm -2 (svarer til galakser idag.) DLAs indeholderstort set alt den neutralehi og omtrent den samme mængde baryoner som findes i stjerner idag. Metal-indholdet i DLAs kan måles præcist som funktion af rødforskydning.

30

31

32

33

34 Rødforskydningsudviklingen af metalindholdet i DLAs

35 Spektroskopisk detektion af Lymanalpha emission fra DLA

36 HST billede af DLA Palle Møller og Stephen Warren, 1998

37 HST / STIS VLT VLT

38 Lyman-alfa galakser (LEGOer) Unge galakser er gasrige og indeholder mange massive stjerner. De massive stjerner er meget varme og udsender derfor mange fotoner, der kan ionisere gassen. Lyman-alfa stråling udsendes, når brintgassen rekombinerer (bliver neutral igen). Lyman-alfa emissionslinien er derfor ofte den kraftigste linie fra en ung, gasrig, stjernedannende galakse.

39 Metoden Narrow B R

40 VLT

41 It's filamentary, my dear Watson!

42 Eksempler fra et stort igangværende survey

43 20-30 kandidater per VLT felt

44 Find Holger!

45 To af nålene i høstakken...

46 HST Observationer af LEGOer 3 arcsec = 22 kpc ANDROMEDA i UV De første galakser var meget små!

47 Opsummering Galakserne er vokset frem af (kvante)fluktuationer! Galakser består mest af mørkt stof stof som har masse, men ikke udsender lys.vi ved ikke, hvad det er. Den måde galaksedannelsen foregik på, siger os noget om det mørke stof. Vi kan studere galaksedannelsen ved at observere fjerne galakser. Vi ser tilbage i tiden. De tidlige galakser var meget små og kompakte. Vore dages galakser er fremkommet ved sammensmeltning af flere mindre galakser (bl.a. LEGOer).

48

49 Mørkt stof

50 Mørkt stof Observeret rotationskurve

51 Flere eksempler...

52 Gravitationel linsning - uafhængigt indicium for eksistensen af mørkt stof