Galakser 2011 F6

Report
Galakser 2013 F6
1
Spiralgalakser - rotationskurver
Rotationskurver er ikke ens
for alle spiralgalakser.
Jo større L jo stejlere stigning
af VROT nær centrum og jo
større VMAX. Det indikerer at
M ∝ L.
Den vigtigste lektie: Mørkt
stof udgør langt størstedelen
af massen i spiralgalakser.
2
Spiralgalakser - spiralstruktur
Galakser viser en stor
variation i spiralstruktur
(antal arme, vinding, etc.).
Der findes tre overordnede
typer
• De mest majestætiske med
to symmetriske veldefinerede arme (M51) – 10%
• Spiraler med flere arme
(M101) – 60%
• Spiraler med en stribe af
arm-fragmenter (NGC
2841) – 30%
3
Spiralgalakser - spiralstruktur
Optiske billeder domineres af
spiralarmene.
Det skyldes O+B stjerner samt
HII-områder i armene.
Når spiralgalakser observeres
i rødt lys, bliver armene
bredere og mindre tydelige.
Blå
Rød
4
Spiralgalakser - spiralstruktur
Observationer indikerer, at
spiralarme er ”trailing”.
Dog har fx NGC 4622 to arme,
som bevæger sig modsat ift.
en tredje arm. Det skyldes
formentligt en merger med
en modsat roterende galakse.
Rotation
Rotation
5
Spiralgalakser - spiralstruktur
Hvor kommer spiralstrukturen fra, og er den langlivet?
Den simple forklaring med en stiv arm af stjerner og gasskyer
ville forsvinde i løbet af få baneomløb pga. spiralgalaksernes
differentielle rotation.
6
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.
7
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!
8
Résume
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 a4. Der eksisterer en
klar sammenhæng mellem a4
og flere andre egenskaber
ved elliptiske, som indikerer,
at især elliptiske med boxy
isofoter kan skyldes mergers.
Elliptiske galakser indeholder
meget mørkt stof.
9
Résume
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.
10
I dag
Kan man bestemme en
galakses absolutte
luminositet uden at kende
afstanden til den?
Hvordan finder man
afstanden til fjerne galakser?
Hvor gode er metoderne til
afstandsbestemmelse med
skalarelationer?
Hvad kan vi bruge
luminositetsfunktioner til?
Hvad er en afstandsstige?
Hvordan finder man sorte
huller i centrum af andre
galakser?
11
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
12
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.
13
Figur 3.19
Tully-Fisher
Alternativt kan man bruge
21-cm linjen fra HI, som er
Dopplerforbredt pga.
rotationen med en bredde
på ca. 2VMAX.
Figur 3.20
Vi kan ikke direkte bevise
Tully-Fisher, men vi kan
komme tæt på: TØ
14
Faber-Jackson
For elliptiske galakser
eksisterer en helt analog
relation mellem
luminositeten og hastighedsdispersionen.
Figur 3.22
15
Fundamentalplanet
Pga. den store spredning
omkring Faber-Jacksonrelationen, er vi interesseret
i et alternativ. Det får vi med
fundamentalplanet.
Figur 3.23
16
Dn-σ relationen
En sidste relation for elliptiske
galakser er Dn-σ relationen,
hvor Dn er defineret som
diameteren(!) af en ellipse
inden for hvilken den
gennemsnitlige flade-lysstyrke
er μn=20.75 mag/arcsec2 i Bbåndet.
Data er fittet af
1.33

0
= 2.05

100 /
og kan bruges til afstandsbestemmelse.

17
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
18
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
19
Sorte huller i centrum af galakser
Den afstand ud til hvilken et
sort hul har betydning for
kinematiske forhold kaldes
”radius of influence”, rBH, og
kan estimeres ud fra
hastighedsdispersionen.
Figur 2.38
20
Eksempler: M84
21
Eksempler: NGC 3115
22
Eksempler: M87
23
Eksempler: NGC 4258
24
Eksempler: NGC 4258
25
Korrelationer mellem SMBH og
galakser
Der er fundet mange SMBH i
centrum af galakser. Det har
vist en række korrelationer.
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 rBH.)
Figur 3.28
26
Extragalaktiske afstande
Vi har tidligere beskæftiget
os med afstande i Mælkevejen – nu bevæger vi os
udenfor.
Her gælder Hubbleloven
v=H0D=zc.
z måles let fra spektret, men
for at finde D skal vi kende H0
(kalibrering). For at gøre det,
må finde måle afstande
uafhængigt af z.
27
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.
28
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
VSOL=368±2 km/s i forhold til
CMB-hvilesystemet.
Desuden bevæger den lokale
gruppe sig med VLG~600
km/s i forhold til CMBhvilesystemet.
CMB
Anisotropier,
COBE-satellitten
29
Extragalaktiske afstande
Hvis rødforskydningen af et
objekt skal være domineret
af Hubbleekspansionen, skal
Vekspansion>Vpekuliar.
Det betyder, at for at
bestemme H0 skal vi se på
objekter på store afstande,
hvor Vpekuliar 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.
30
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’’
1987 = 51.8  ± 6%
31
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.
32
Afstandsstigen
Desværre er det ikke helt nok
at bestemme afstanden til
Virgohoben (D~16 Mpc), da
Vpekuliar 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
33
Afstandsstigen
SNIa kan måles så langt væk,
at Hubbleloven ikke gælder
længere. Målinger af SNIa
har vist, at Universets
udvidelse accelereres.
Universets accelererende ekspansion, Padmanabhan
34
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
H0=72±8 km/s/Mpc
Andre estimater bekræfter
resultatet.
35
Figur 3.19 + 3.22
Luminositetsfunktionen
Antalstæthed af galakser
med luminositet : Φ 
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.
36
Luminositetsfunktionen
Luminositetsfunktionen bekræfter vores forventning om to
separate klasser i form af spiraler og elliptiske:
• Røde, lysstærke elliptiske galakser
• Blå, mindre lysstærke spiralgalakser
37
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 H0=72±8 km/s/Mpc.
38

similar documents