galakser 2013 f6

Galakser 2013 F61

Spiralgalakser - rotationskurver

2

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.

Spiralgalakser - spiralstruktur

3

Galakser viser en stor variation i spiralstruktur (antal arme, vinding, etc.). Der findes tre overordnede typer• De mest majestætiske med

to symmetriske veldefine-rede arme (M51) – 10%

• Spiraler med flere arme (M101) – 60%

• Spiraler med en stribe af arm-fragmenter (NGC 2841) – 30%


4

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.

RødBlå


5

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


6

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.


7

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.


8

Det gælder også støv og gas:1. Gassky bevæger sig ind i

spiralarm2. Sky komprimeres og der

dannes stjerner3. Der dannes både tunge og

lette stjerner4. Tunge/unge stjerner (blå)

bliver i spiralarmen5. Lette/gamle stjerner (røde)

har tid til at bevæge sig ud af tæthedsbølgen.

Det passer med observationer!

Résume

De vigtigste galaksevarianter er elliptiske og spiral-formede.

Elliptiske galakser er typisk populeret af gamle stjerner samt en smule gas.

Elliptiske galakser holdes typisk stabile af et anisotropt tryk fra stjernernes bevægelsesmønster.

9

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.

Résume

Spiralgalaksers rotations-kurver 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?

Hvor gode er metoderne til afstandsbestemmelse med skalarelationer?

Hvordan finder man sorte huller i centrum af andre galakser?

11

Hvordan finder man afstanden til fjerne galakser?

Hvad er en afstandsstige?

Hvad kan vi bruge luminositetsfunktioner til?

Skalarelationer

Der eksisterer en række kinematiske egenskaber ved galakser, som relaterer til galaksernes luminositet. Det kan ikke være helt tilfældigt. Vi diskuterer dem her.

12Spiralgalaksen M101, Spitzer Space Teelscope

Tully-Fisher

Vha. 21-cm observationer af spiralgalakser fandt Tully & Fisher i 1977 en sammen-hæng mellem den maksimale rotationshastighed i galakser og deres luminositet

Ud fra sammenhængen kan vi let finde en galakses luminositet fra Doppler-målinger.

13Figur 3.19

Tully-Fisher

Alternativt kan man bruge 21-cm linjen fra HI, som er Dopplerforbredt pga. rotationen med en bredde på ca. 2VMAX.

Vi kan ikke direkte bevise Tully-Fisher, men vi kan komme tæt på: TØ

14

Figur 3.20

Faber-Jackson

For elliptiske galakser eksisterer en helt analog relation mellem luminositeten og hastigheds-dispersionen.

15

Figur 3.22

Fundamentalplanet

Pga. den store spredning omkring Faber-Jackson-relationen, er vi interesseret i et alternativ. Det får vi med fundamentalplanet.

16

Figur 3.23

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 B-båndet. Data er fittet af

og kan bruges til afstands-bestemmelse.

17

𝐷𝑛

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?

18

M81, ChandraX-rayObservatory

Tegning afquasar


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.

19

MV centrum, Chandra X-ray Observatory


Den afstand ud til hvilken et sort hul har betydning for kinematiske forhold kaldes ”radius of influence”, rBH, og kan estimeres ud fra hastighedsdispersionen.

20

Figur 2.38

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 dan-net og udvikler sig sammen. (Husk på at SMBH kun har betydning for kinematiske forhold indenfor rBH.)

26

Figur 3.28

Extragalaktiske afstande

Vi har tidligere beskæftiget os med afstande i Mælke-vejen – 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


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 pekuliar-bevægelse.

28


Pekuliarbevægelsen af MV er bestemt ret præcist fra dipol-komponenten i CMB. Dipolen kommer fra sol-systemets 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=3682 km/s i forhold til CMB-hvilesystemet.

29

Desuden bevæger den lokale gruppe sig med VLG600 km/s i forhold til CMB-hvilesystemet.

CMBAnisotropier, COBE-satellitten


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.

30

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.

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

31

Vi kan bestemme afstanden fra den målte diameter d=1.7’’

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 (D16 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.

33

Virgohoben

Afstandsstigen

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

34

Universets accelererende ekspansion, Padmanabhan

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.

35

Afstanden til Comahoben er bestemt ved sekundære metoder til D=90 Mpc. Det er langt nok væk til at estimere

H0=728 km/s/MpcAndre estimater bekræfter resultatet.

Figur 3.19 + 3.22

Luminositetsfunktionen

Antalstæthed af galakser med luminositet : 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. Meto-derne 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.

38

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=728 km/s/Mpc.

galakser 2013 f6

Documents