Galakser 2014 F2 1
Resumé fra sidst Der findes overordnet tre typer galakser: Spiraler, elliptiske og irregulære For viden om galakseudvikling kigger vi primært på Mælkevejen For viden om galaksedannelse kigger vi primært på andre galakser Galakser samler sig i hobe Størstedelen af masserne af galakser og hobe udgøres af mørkt stof Universet startede med Big Bang, hvorefter det har udvidet sig siden. Udvidelsen har ikke været monoton og er i dag accelererende. 2
Hvad er det mørke stof? Planeter Dværgstjerner MACHOs Sorte huller Weakly Interacting Massive Particles WIMPs WIMPs dominerer MACHOs!!!
Hubble s Law: v = H 0 d (1998) Hubbles originale data Riess 1998
Deceleration/Acceleration Forventer udvidelsen decelererer: tyngdekraften er tiltrækkende Overraskelse: vi måler acceleration!
Det femte element Lys Mørkt stof Alm. stof Neutrinoer Mørk energi? 6
Der er mange tekniske detaljer relateret til teleskoper Fotometri Sensitivitet Lysforurening Vinkelopløsning θ = λ/d Seeing Spektroskopi Interferometri Sky coverage Desuden spiller andre ting ind såsom Observationstid Antal klare nætter (=vejret) Tekniske problemer Stabilitet af målinger M.fl.
Jordens atmosfære er gennemsigtig i radio, så vi observerer fra jordoverfladen. Det største enkeltstående radioteleskop er Areciboteleskopet i Puerto Rico. Den har en diameter på 305 m, hvilket er nødvendigt da λ er stor - husk θ = λ/d. Til gengæld kan teleskopet ikke styres ret meget. Radioteleskoper
Radioteleskoper Man bruger ofte interferometri i radioområdet pga. den lave vinkelopløsning. ALMA er det nyeste projekt af den type og består af 66 teleskoper med diametre på hhv. 7 & 12 m. Det er bygget i 5000 meters højde i Atacama-ørkenen, hvorfra det studerer stjerne- og planetdannelse.
Mikrobølgeteleskoper WMAP- og Planck-satellitterne studerer den kosmiske mikrobølgebaggrund. Målingerne er vanvittigt præcise og har bl.a. bekræftet Big Bang- teorien samt teorien for dannelse af struktur i universet.
Infrarøde Teleskoper Atmosfæren er gennemsigtig i IR-området i nogen enkelte vinduer. Udenfor dem må observationer foretages fra rummet. Et eksempel er James Clerk Maxwell teleskopet (JCMT) på Hawaii, som studerer solsystemet, interstellar gas og støv samt fjerne galakser.
Optiske Teleskoper Atmosfæren er heldigvis stort set gennemsigtig i det optiske område af det elektromagnetiske spektrum, så vi kan se ud gennem den. Derfor findes der også en bunke af store optiske teleskoper i alle dele af verden. Fx Canada-Hawaii-France teleskopet (CFHT) på Mauna Kea, Hawaii (på billedet), som har en fantastisk god seeing. CFHT 3.6m JCMT 15m Subaru 8m Keck 10m
Optiske Teleskoper For at undgå forstyrrelser fra atmosfæren kan teleskoperne placeres i bane om Jorden som fx Hubble Space Telescope (HST). Den skulle oprindeligt have været opsendt med Challenger i 1986, men blev udskudt til 1990. HST har leveret fantastiske billeder og forskningsresultater i over 20 år, hvorfor vi fx ved at der findes sorte huller i centrum af de fleste galakser.
Optiske Teleskoper Det største optiske teleskop er indtil videre Very Large Telescope (VLT), som består af 4 individuelle 8.2 m teleskoper på et bjerg i Atacama ørkenen i Chile. Alle består de hver især af et enkelt spejl produceret i Mainz i Tyskland. Det er planlagt, at European Extremely Large Telescope om 10 år skal være færdigt. Det skal have et spejl på 39 meter!
Ultraviolette Teleskoper Jordens atmosfære er heldigvis ikke gennemsigtig for UV-lys, som bl.a. fanges i ozonlaget. Derfor er det nødvendigt at observere derover. Forskellige satellitter har fungeret i UV-området, hvor de fx har udført spektroskopiske målinger af lyset fra fjerne quasarer samt lyset fra store stjerner og stjernedannelsesområder. Lyset fra Solen er tydeligt(venstre) og reflekteres faktisk på jorden som på billedet her fra Apollo 16 missionen (højre).
Röntgenteleskoper Atmosfæren er heller ikke gennemsigtig i Röntgenområdet, så vi observerer med satellitter. De to vigtigste af slagsen er NASAs Chandra og ESAs XMM-Newton. Begge har en høj vinkelopløsning og har givet os unik indsigt i fx Röntgenemission fra varm gas i galaksehobe samt fra jets i aktive galaksekerner. Desuden lyser Mælkevejens centrum kraftigt i Röntgenområdet.
Gammastrålingsteleskoper Gammastråling er den mest energirige type stråling i det elektromagnetiske spektrum. Jordens atmosfære er heldigvis ikke gennemsigtig for gammastråler, hvilket er heldigt for liv på Jorden. Gammastråler kommer fra forskellige astrofysiske kilder som gamma-ray bursts, blazarer, supernovaer, m.fl. De er blevet studeret af flere forskellige satellitter som fx EGRET og Fermi.
Galaktiske koordinater 18
Galaktiske koordinater 19
Galaktiske koordinater 20
Zone of avoidance Skiven er fyldt med støv og stjerner, hvilket gør det svært at observere i synligt lys. Derfor blev galaksen Dwingeloo 1 først opdaget i 1994. 21
Moving cluster-metoden Stjerner i en åben stjernehob bevæger sig i samme retning. Måden vi observerer det på kan bruges til at bestemme afstanden. 22
Moving cluster-metoden Vi kan bestemme afstanden til en åben hob ud fra parallelle linjer. Parallelle 3dlinjer ser ud til at konvergere i 2d. Konvergenspunkt 23
Variable stjerner Der eksisterer stjerner, hvis egenskaber ændrer sig på korte tidsskalaer. De to mest kendte typer er Cepheider og RR Lyrae stjerner, som pulserer radielt. 24
Variable stjerner For cepheider gælder en simpel sammenhæng mellem P & L. Det kan vi bruge til afstandsbestemmelse ud til omkring Virgohoben. v = H 0 d 25
Resumé Metoder til afstandsbestemmelse: Trigonometrisk parallakse Moving cluster method Fotometrisk hovedseriefitting Dobbeltstjerner Pulserende stjerner 26
Mælkevejens struktur MV består af En skive En bule En halo Skiven indeholder spiralarmene inkl. Solen, som er i en cirkulær bane om centrum (GC). Afstanden fra Solen til GC er ca. 8.0 kpc. Diameteren af skiven (den synlige) er ca. 40 kpc. 27
Skiven a) Fordeling af stjerner Afstandsmålinger viser, at der findes flere populationer, som adlyder med forskellige værdier af skalahøjden h z. Vi skelner mellem tre komponenter: Den unge tynde skive, som indeholder gas og støv (=aktiv stjernedannelse) og unge stjerner. h ytd =100 pc. Den gamle tynde skive (mindre aktiv stjernedannelse) og h otd =325 pc. Den tykke skive er mindre tæt (2% ved Solen) med har til h td =1.5 kpc. Jo yngre en population, jo lavere h z. 28
Skiven Vi kan skelne stjernepopulationer ved deres hastigheder: Stjernerne bevæger sig stort set i cirkelbaner. Oveni har de tilfældige hastigheder, som kan beskrives ved hastighedsdispersionen σ. Spørgsmål: Stjerner med høj σ tilhører primært 1) Den tynde skive 2) Den tykke skive 29
Skiven Vi kan skelne stjernepopulationer ved deres hastigheder: Stjernerne bevæger sig stort set i cirkelbaner. Oveni har de tilfældige hastigheder, som kan beskrives ved hastighedsdispersionen σ. Jo større σ, jo bredere en fordeling af hastigheder. Bevægelsen vinkelret på skiven er grunden til tykkelsen af de 3 skiver. 30
Skiven b) Den kemiske sammensætning af stjerner i skiverne varierer. Mest metal i den tynde skive Mindst metal i haloen Vi skelner mellem 3 populationer 31
Skiven 1. Pop I har samme metallicitet som Solen, dvs. Z 0.02. Findes mest i den tynde skive 2. Pop II er metalfattige stjerner med Z 0.001. Findes mest i den tykke skive, i haloen og i bulen. 3. Pop III er de tidligste stjerner med Z 0, dannet af H og He fra BBN. De kunne blive meget store. 32
Skiven Populationerne varierer i alder (pop II ældre end pop I), skalahøjde (h II >h I ) og hastighedsdispersion (σ 2 II>σ 2 I). Grunden til stjernernes forskellige metalindhold skyldes stjerneudvikling og efterfølgende supernovaeksplosioner. 33
Skiven: Supernovaer Supernovaer kommer i forskellige kategorier, som defineres ud fra deres spektre: Type Ia: Ingen H (Balmer), SiII linje ved 6150 Å Type Ib,Ic: Ingen H, Ingen SiII Type II: H (Balmer) 34
Skiven: Supernovaer SNII+SNIb,c (core-collapse) Eksplosioner af tunge metalrige stjerner Stjernerne eksploderer, da kernen ikke kan opretholde ligevægt Stjernen frigiver bindingsenergien i form af fotoner (1%) og neutrinoer (99%) Materialet slynges ud i ISM, hvorfra de næste stjerner dannes. De bliver mere metalrige. 35
Skiven: Supernovaer SNIa Hvide dværge i bane om røde kæmpestjerner får overført masse Hvide dværge må ikke være tungere end M CH Eksplosionen beriger ISM med ca. 0.6 M SOL Fe. SNIa har ca. samme L og kan bruges som standardlyskilder (skal kalibreres) 36
Skiven: Supernovaer Hvad er mest korrekt? 1) SNIa og CC-SN findes i alle typer af galakser 2) SNIa og CC-SN findes i primært i spiralgalakser 3) SNIa findes primært i spiralgalakser, mens CC- SN findes i alle galakser 4) SNIa findes i alle galakser, mens CC-SN primært findes i spiralgalakser 37
Skiven: Metalindhold CC-SN findes kun når stjernerne er unge, da levetiden for tunge stjerner er kort. SNIa findes naturligt i alle galakser. ISM bliver desuden beriget af massetab i forbindelse med stjerneudvikling (blå kæmpestjerner, planetariske tåger, etc.) 38
Skiven: Metalindhold Hvis MV var metalfattig, da den blev dannet burde en populations metallicitet og alder være stærkt korreleret. Man bruger typisk Fe som indikator, hvilket muligvis er uheldigt, da det typisk dannes i SNIa. 39
Skiven: Metalindhold Stjerner i den tykke skive har mindre metal end stjerner i den tynde skive. Dvs. stjerner i den tykke skive er ældst. Hvad er den mest sandsynlige forklaring? 1) Stjernedannelse startede tidligere i den tykke skive 2) Stjerner har bevæget sig fra den tynde til den tykke skive 3) Den tykke skive stammer fra stjerner dannet uden for Mælkevejen 40
Skiven: Metalindhold Stjerner i den tykke skive har mindre metal end stjerner i den tynde skive. Dvs. stjerner i den tykke skive er ældst. Fortolkning: 1. Stjernedannelse startede tidligere i den tykke (eller sluttede senere) 2. Stjerner har bevæget sig fra den tynde til den tykke skive Nummer 2 er foretrukket, da 1. Hvorfor skulle molekylær gas tidligere have været fordelt over et bredere område? 2. Tilfældige bevægelser får en fordeling af stjerner til at brede sig ud over tid. Det får både σ z og h z til at vokse. 41
Skiven: Metalindhold En alternativ forklaring kan være, at den tykke skive skyldes stjerner dannet uden for MV. Det kunne forklare hvorfor V ROT er mindre i den tykke skive end i den tynde. I andre galakser finder man endda endnu større forskelle. Fx flere med modsat rotation. 42
Skiven: Fakta Den tynde skive Den tykke skive M stjerner ~6 10 10 M SOL M støv+gas ~5 10 9 M SOL L B ~1.8 10 10 L SOL M L ~3 M SOL L SOL M stjerner ~3 10 9 M SOL L B ~2 10 8 L SOL M L ~15 M SOL L SOL Kombineret får vi M L ~4 M SOL L SOL. Det stemmer med andre spiralgalakser. 43
Skiven c) Støv og gas Fungerer som byggesten for stjernedannelse primært i spiralarmene. Gas detekteres ved pga. emission fra hhv. HI (21 cm) og CO(H 2 ). MV er optisk tynd ved λ=21 cm (radio), så det når os selv igennem skiven. Støv observeres ved extinktion (rødfarvning) og fra termisk stråling (T 20 K). Støvet er fordelt omkring planen, men heldigvis er der huller, som vi kan kigge igennem. 44