Galakser 2013 F2

1. Galakser 2013 F2

2. I dag Opsamling fra sidst Hvad er de mest centrale komponenter i Mælkevejen? Hvordan er stjerner fordelt i skiven? Hvad er karakteristisk ved netop de stjerner? Hvordan observerer vi gas og støv i skiven? Hvordan ved vi, at Mælke-vejenhar et magnetfelt? Hvor kommer kosmisk stråling fra? Hvad er der i bulen og haloen? Hvordan finder vi Mælkevejens centrum?

3. Moving cluster-metoden Stjerner i en åben stjernehob bevæger sig i samme retning. Måden vi observerer det på kan bruges til at bestemme afstanden.

4. Moving cluster-metoden Vi kan bestemme afstanden til en åben hob ud fra parallelle linjer. Fra den surrealistiske maler Magritte kan vi lære hvordan parallelle 3d-linjer ser ud i 2d. Konvergenspunkt

5. 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.

6. Variable stjerner For cepheider gælder en simpel sammenhæng mellem P & L. Det kan vi bruge til afstandsbestemmelse ud til omkring Virgohoben.

7. Resumé • Metoder til afstands-bestemmelse: • Trigonometrisk parallakse • Movingclustermethod • Fotometrisk hovedserie-fitting • Dobbeltstjerner • Pulserende stjerner

8. Mælkevejens struktur • MV består af • En skive • En bule • En halo • Skiven indeholder spiral-armene 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.

9. Skiven Fordeling af stjerner Afstandsmålinger viser, at der findes flere populationer, som adlyder med forskellige værdier af skalahøjden hz. Vi skelner mellem tre kompo-nenter: • Den unge tynde skive, som indeholder gas og støv (=aktiv stjernedannelse) og unge stjerner.hytd=100 pc. • Den gamle tynde skive (mindre aktiv stjerne-dannelse) og hotd=325 pc. • Den tykke skive er mindre tæt (2% ved Solen) med har til htd=1.5 kpc. • Jo yngre en population, jo lavere hz.

10. Skiven Måske skal vi ikke skelne…

11. Skiven Vi kan skelne stjerne-populationer ved deres hastigheder: Stjernerne bevæger sig i cirkelbaner. Oveni har de tilfældige hastigheder, som kan beskrives ved hastigheds-dispersionen σ. TAVLE Spørgsmål: Stjerner med høj σ tilhører primært Den tynde skive Den tykke skive

12. Skiven Vi kan skelne stjerne-populationer ved deres hastigheder: Stjernerne bevæger sig i cirkelbaner. Oveni har de tilfældige hastigheder, som kan beskrives ved hastigheds-dispersionen σ. TAVLE Jo større σ, jo bredere en fordeling af hastigheder. Bevægelsen vinkelret på skiven er grunden til tykkelsen af ”de 3 skiver”.

13. Skiven • Den kemiske sammen-sætning af stjerner i ”skiverne” varierer. • Mest metal i den tynde skive • Mindst metal i haloen • Vi skelner mellem 3 populationer

14. Skiven Pop I har samme metallicitet som Solen, dvs. Z≈0.02. Findes mest i den tynde skive Pop II er metalfattige stjerner med Z≈0.001. Findes mest i den tykke skive, i haloen og i bulen. Pop III er de tidligste stjerner med Z≈0, dannet af H og He fra BBN. De kunne blive meget store.

15. Skiven Populationerne varierer i alder (pop II ældre end pop I), skalahøjde (hII>hI) og hastig-hedsdispersion (σ2II>σ2I). Grunden til stjernernes for-skellige metalindhold skyldes stjerneudvikling og efter-følgende supernova-eksplosioner.

16. 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)

17. Skiven: Supernovaer • SNII+SNIb,c (core-collapse) • Eksplosioner af tunge metalrige stjerner • Stjernerne eksploderer, da kernen ikke kan opretholde ligevægt • Stjernen frigiver bindings-energien i form af fotoner (1%) og neutrinoer (99%) • Materialet slynges ud i ISM, hvorfra de næste stjerner dannes. De bliver mere metalrige.

18. Skiven: Supernovaer • SNIa • Hvide dværge i bane om røde kæmpestjerner får overført masse • Hvide dværge må ikke være tungere end MCH • Eksplosionen beriger ISM med ca. 0.6 MSOL Fe. • SNIa har ca. samme L og kan bruges som standard- lyskilder (skal kalibreres)

19. Skiven: Supernovaer Hvad er mest korrekt? SNIa og CC-SN findes i alle typer af galakser SNIa og CC-SN findes i primært i spiralgalakser SNIafindes primært i spiralgalakser, mens CC-SN findes i alle galakser SNIa findes i alle galakser, mens CC-SN primært findes i spiralgalakser

20. 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.)

21. 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.

22. Skiven: Metalindhold Hvad er den mest sandsynlige forklaring? Stjernedannelse startede tidligere i den tykke skive Stjerner har bevæget sig fra den tynde til den tykke skive Den tykke skive stammer fra stjerner dannet uden for Mælkevejen Stjerner i den tykke skive har mindre metal end stjerner i den tynde skive. Dvs. stjerner i den tykke skive er ældst.

23. Skiven: Metalindhold Nummer 2 er foretrukket, da Hvorfor skulle molekylær gas tidligere have været fordelt over et bredere område? Tilfældige bevægelser får en fordeling af stjerner til at brede sig ud over tid. Det får både σz og hz til at vokse. Stjerner i den tykke skive har mindre metal end stjerner i den tynde skive. Dvs. stjerner i den tykke skive er ældst. Fortolkning: Stjernedannelse startede tidligere i den tykke (eller sluttede senere) Stjerner har bevæget sig fra den tynde til den tykke skive

24. Skiven: Metalindhold • En alternativ forklaring kan være, at den tykke skive skyldes stjerner dannet uden for MV. • Det kunne forklare hvorfor VROT er mindre i den tykke skive end i den tynde. • I andre galakser finder man endda endnu større forskelle. Fx flere med modsat rotation.

25. Skiven: Fakta Den tykke skive Den tynde skive Kombineret får vi . Det stemmer med andre spiralgalakser.

26. 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(H2). MV er optisk tynd ved λ=21 cm (radio), så det når os selv igennem skiven. Spm: Hvilken type brint (HI, HII eller H2) indikerer stjernedannelse? Støv observeres ved extinktion (rødfarvning) og fra termisk stråling (T≈17-21 K). Støvet er fordelt omkring planen, men heldigvis er der huller, som vi kan kigge igennem.

28. Skiven H2 findes primært mellem 3 kpc ≤ R ≤ 8 kpc og |z|< 90 pc. HI kan observeres ud til R ≤ 25 kpc med hz≈160 pc inden for R0. Længere ude vokser den til hz≈1 kpc. Skiven med gas bliver ”warped” ved høje radier. Det kan muligvis skyldes tyngdefeltet fra LMC? Den totale masse er M(HI)≈ 4 · 109 MSOL M(H2) ≈ 1 · 109 MSOL dvs. MGAS≈ 10% MSTJERNER Omkring Solen er ρGAS≈ 0.04 MSOL/pc3

29. Skiven d) Kosmisk stråling Foruden elektromagnetisk stråling modtager vi kosmisk stråling i form af elektroner, muoner, kerner, etc. Vi modtager også en del neutrinoer

30. Kosmisk stråling • Da partiklerne har ladning, bliver de påvirket af Mælke-vejens magnetfelt. Det kan studeres på forskellige måder: • Polarisation af stjernelys • Zeemaneffekt • Synkrotronstråling • Faradayrotation • Det samlede resultat er, at |B|≈ 4 · 10-6 G. Magnetfeltet følger spiralarmene.

31. Kosmisk stråling Vi modtager kosmisk stråling fra både processer i Solen og kilder langt udenfor sol-systemet.

32. Kosmisk stråling • Det er ofte svært at se, hvor de kosmiske stråler kommer fra. • Showers • Magnetfeltet af MV • Magnetfeltet får dem til at bevæge sig i helixbaner. • De mest energirige partikler kan ikke detekteres på den måde, da deres baner er større end radius af MV.

33. Kosmisk stråling Når de kosmiske partikler når energier på E > 5 · 1019 eV rammer vi Greissen-Zatsepin-Kuzmin-cutoff, hvor partiklerne kan vekselvirke med CMB-fotoner og producere pioner og lign. Credit: ASPERA/G.Toma/A.Saftoiu

34. Kosmisk stråling Mælkevejen udsender gammastråling, når kosmiske partikler kolliderer med ladede partikler i ISM. Desuden vil der være emissionslinjer fra henfald af fx 26Al.

35. Kosmisk stråling I 2010 fandt Fermi-teleskoper to gamma-bobler i MV…

36. Kosmisk stråling • I 2008 fandt PAMELA satellitten bevis for et overskud af positronermed E=10-60 GeV. • Det er mærkeligt og skyldes måske annihilation af mørkt stof. Der er dog ikke observeret for mange antiprotoner… • Et alternativ kan dog være produktion i pulsarer.

37. Bulen • Bulen er den centrale sfæ-riske komponent i MV. Der gælder hR≈1 kpcog hz≈400 pc (akseforhold 10:6). • Pga. extinktion observeres i IR. • En central bjælke med en storakse, som peger ca. 30⁰ væk fra planen. • Lysstyrken følger de Vaucouleurs lov

38. Bulen • Løsning: • Det skyldes måske et overlap mellem bulen og skiven. • Stjernerne er mere røde pga. deres metalindhold • Der gælder MBULE ≈1010 MSOL og LBULE ≈ 3 · 109 MSOL • dvs. M/L ≈ 3 MSOL/LSOL • Det er ligesom i skiven. Stjernerne i bulen har i snit dobbelt metalindhold ift. Solen. Det indikerer relativt unge stjerner. Stjernerne ser dog røde ud, hvilket indikerer relativt gamle stjerner! Bulen indeholder både ca. 108 MSOL molekylær gas samt gamle metalfattige RR Lyrae stjerner.

39. Haloen (den som kan ses) • KS ligger primært inden for r < 35 kpc. De yderste kan være indfanget - fx fra LMC. • Radius af haloen er ca. 50 kpc. • Haloen indeholder • Ca. 150 kugleformede stjernehobe (KS) • Stjerner med sjove baner • KS: • 105 stjerner indenfor et område på kun 20 pc. • De ældste KS (mindst metal) har en sfærisk for-deling om centrum af MV • De yngre har en lidt fladere fordeling.

40. Haloen (den som kan ses) Langt fra skiven findes også skyer af neutral brint. De er synlige pga. 21 cm stråling, hvor vi kan se, at de bevæger sig mod os med vr<-400 km/s. Årsagen er ukendt. Desuden findes der en strøm af HI i et bånd mellem de Magellanske skyer og MV. Den kaldes Den Magellanske Strøm og skyldes tidevandskræfter.

41. Mælkevejens centrum Centrum kan bestemmes vha. RR Lyrae stjerner i haloen, som er sfærisk fordelt om centrum. Den gennemsnitlige projektion på planen er afstanden til centrum. Det giver en afstand fra Solen på ca. 8.0 kpc.

42. Resumé Mælkevejen består grundlæggende af en skive, en bule og en halo. Solen befinder sig sammen med spiralarmene i skiven i en afstand af ca. 8.0 kpc fra centrum af galaksen. Fordelingen af stjerner i skiven kan beskrives ved en exp-fordeling med en given skalahøjde i hver retning. Stjernerne kan beskrives ved forskellige populationer ud fra deres metalindhold. Det giver samtidig en indikation af populationens alder. Mælkevejen har et kraftigt magnetfelt, som afbøjer ladede partikler i den kosmiske stråling, som vi modtager.

43. Resumé Stjernerne i bulen er mere metalrige end i skiven. Haloen er populeret af kugle-formede stjernehobe og stjerner ofte med meget lav metallicitet. Derudover ser vi tegn på gravitationelveksel-virkning med satellitgalakser. Mælkevejens centrum kan identificeres ud fra den tredimensionelle fordeling af kugleformede stjernehobe med RR Lyrae stjerner omkring centrum.