1 / 22

Kupy galaxií – lekce I

Kupy galaxií – lekce I. Pavel Jáchym Astronomický ústav AV ČR. Rozvrh. Lekce 1: Úvod, kupy a skupiny galaxií Lekce 2: Vlivy prostředí v kupách galaxií Lekce 3: Numerické simulace. Lekce 1. Kupy a skupiny galaxií Základní vlastnosti Klasifikace ICM Místní skupina

warner
Download Presentation

Kupy galaxií – lekce I

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Kupy galaxií – lekce I Pavel Jáchym Astronomický ústav AVČR

  2. Rozvrh • Lekce 1: Úvod, kupy a skupiny galaxií • Lekce 2: Vlivy prostředí v kupách galaxií • Lekce 3: Numerické simulace

  3. Lekce 1 • Kupy a skupiny galaxií • Základní vlastnosti • Klasifikace • ICM • Místní skupina • Coma cluster, Virgo cluster • Hierarchický scénář tvorby struktur ve vesmíru

  4. Lekce 2 • Mezigalaktický plyn • Vlivy prostředí na galaxie v kupách • slapové interakce • splynutí galaxií • hydrodynamické efekty

  5. Lekce 3 • Numerické simulace • Stromové algoritmy • SPH metoda • gas stripping – vyfukování plynu z galaxií vlivem tlaku mezigalaktického prostředí • Kosmologické simulace

  6. Základní vlastnosti • skupiny: 3 – 30 jasných galaxií • kupy: 30 – 1000 členů • velikosti: 1 – 10 Mpc; velký počet trpasličích galaxií • horký mezigalaktický plyn (intracluster medium, ICM), TICM~107-108 K • MICM+Mgal ~ 0.1Mvirial => DM • hmotnosti: 1012 až >1015 Msun • katalogy obsahují tisíce kup

  7. Klasifikace • Podle bohatosti, koncentrace, pravidelnosti či typu galaxií • Pravidelné kupy • Kompaktní, sférické, koncentrované • 30% E, 45% S0, 20% S • obří eliptická galaxie v centru • X-ray luminous • např. Coma cluster • Nepravidelné kupy • Nesymetrické, nekoncentrované, více center (jak pro galaxie tak pro X-ray) • 50% S, 30% S0, 15% E • Např. Virgo cluster

  8. Klasifikace, pokr. • Abellův katalog (asi 7000 kup) • 6 tříd podle bohatosti (richness) • počet galaxií s magnitudou mezi m3+2, kde m3 odpovídá 3. nejjasnější galaxii • kompaktnost • 7 tříd podle vzdálenosti • Neobsahuje Virgo; Coma = A1656 • Zwickyho katalog • podle bohatosti • tři třídy podle tvaru kup: kompaktní, středně kompaktní a otevřené • Bautz-Morganova klasifikace • rozšiřuje Abellovu klasifikaci o relativní kontrast nejjasnějších galaxií: • Typ I – jedna obří eliptická galaxie • Typ III – nemá jasné dominantní členy • Rood-Sastryho klasifikace –tuning-fork podle celkové morfologie

  9. Kupa v souhvězdí Panny • Virgo Cluster • Nejbližší velká kupa k Místní skupině • Relativně volná kupa, dvě centra: kolem jasných eliptických galaxií M87 (severní) a M84 (jižní) • Vlastnosti: • vzdálenost: ~18 Mpc • velikost: ~ 2 Mpc • 2500 galaxií (hlavně dwarfs)‏ • hmotnost: ~1014 Msun • Tvoří střed Místní nadkupy galaxií

  10. Kupa v souhvězdí Vlasů Bereniky • Coma Cluster • Obsahuje až 3000 galaxií • vzdálenost: ~100 Mpc • velikost: 5 – 10 Mpc • hmotnost ~1015 Msun • Leží poblíž severního pólu MW – mimo prach • V centru dvě obří eliptické galaxie (NGC 4889 a NGC 4874) • E galaxie se nacházejí uvnitř kupy (až do vzdálenosti 1 Mpc), Sp jen na okraji • S kupou Leo tvoří Coma supercluster

  11. Viriálová hmotnost • Viriálový teorém • v uzavřeném systému platí: • Sféricky symetrické rozložení hmoty M v poloměru R: a=3/5 pro hom.sféru • Typická rychlost částic: • Z pozorované teploty či disperze rychlostí a rozměru systému pak lze odhadnout jeho hmotnost

  12. Mezigalaktický plyn (ICM) • Emise v RTG oboru: • thermal bremsstrahlung (f-f přechod) vysoce ionizovaného plynu – v kontinuu • ICM lze pozorovat až do vzdál. 1-2 Mpc od centra kupy • malá část je v čarách (čáry Fe, O, Mg, Si, Ne, …) • hustota ~ 10-4-10-2 cm-3, teplota ~107-108 K • ICM není původní (Z~0.4 slunečního) • V prvním přiblížení je ICM v hydrostatické rovnováze • ROSAT: Coma & Virgo:

  13. Rozložení ICM vs. galaxií • Obě složky v potenciálu DM • Musí existovat vztah mezi jejich rozložením a typickými rychlostmi. Poměr specifické kinetické energie galaxií a specifické tepelné energie plynu: • Typická hodnota β=2/3 • DM i ICM se modelují pomocí tzv. β-profilu: • Kombinace dvou izotermálních modelů většinou lépe fituje RTG emisi ICM plynu. ρ0…hustota v centru kupy rc … „core radius“

  14. Virgo cluster • Opt. vs. RTG • ρ0=1.9 10-2 cm-3 • rc=0.014 Mpc • β=0.4

  15. Coma cluster • Opt. vs. RTG • ρ0=2.8 10-3 cm-3 • rc=0.416 Mpc • β=0.75

  16. Výpočet hmotnosti kupy z ICM • Z předpokladu hydrostatické rovnováhy ICM: + ideální plyn • Hmotnost kupy: • Ovšem nepozorujeme přímo T, ρ, r…

  17. Místní skupina • Obsahuje 39 galaxií včetně Mléčné dráhya galaxie M31 v Andromedě: • velikost: ~1 Mpc • 5 jasných galaxií (M31, MW, M33, LMC, IC10)‏ • 3 spirální (MW, M31, & M33)‏ • 22 eliptických (4 malé Es & 18 dEs)‏ • 14 nepravidelných • Hmotnost ~5 1012 Msun

  18. Nadkupy galaxií • = kupy kup galaxií • největší objekty (struktury) ve vesmíru • Virgo supercluster • vlastnosti: • rozměry až do 50 Mpc • hmotnosti 1015 to 1016 Msun • 90-95% prázdné prostory (voids)‏ • dlouhé vláknité struktury • 2dF Galaxy Redshift Survey

  19. Voids, Filaments & Walls • Houbovitá struktura vesmíru na velkých škálách • Filamenty: • Rozsáhlé řetězce nadkup • zabírají ~10% vesmíru • Voids: prázdné bubliny • 25-50 Mpc v průměru • 5-10x méně galaxií než v nadkupách • Great Walls (Sloan, Coma): • 150 Mpc x 60 Mpc x 5 Mpc • Hmotnost ~2 10^16 Msun • Největší známé struktury

  20. Vznik struktur – hierarchický scénář • Density enhancements at the time of recombination (origin in quantum fluctuations that expanded to galaxy-sized objects during the inflation era) have two routes to go: • top-down scenario: large structures of the size of galaxy clusters formed first, than latter fragmented into galaxies • radiation smoothed out the matter density fluctuations to produce large „pancakes“which accrete matter after recombination and grow until they collapse and fragment into galaxies. Advantage: predicting oflarge sheets of galaxies with low density voids between the sheets. Clusters form in sheets intersections. • bottom-up scenario: dwarf galaxies formed first, than merged to produce larger galaxies and galaxy clusters • the initial density enhancements (of the size of small galaxies today) collapsed from self-gravity into dwarf galaxies. These attract each other by gravity and merge to form larger galaxies. By gravity, they cluster together to form filaments and clusters. Gravity is the mechanism to form larger and larger structures.

  21. Vznik struktur, pokr. • Each scenario has its own predictions for the present appearance of the Universe. Both require a particular form for dark matter: • Hot DM: t-d scenario requires dark matter composed of weakly interacting high-velocity particles (a massive neutrino)‏ • Cold DM: b-u scenario requires DM composed of highly-massive slow-moving particles • There is a strong evidence that galaxies formed before clusters • stars in galaxies are 10 – 14 billion years old, but many galaxy clusters are still forming today. This supports the bottom-up process. • Large-scale structures • galaxies are not distributed evenly but in large scale structures (clusters, filaments and voids) • the distribution of galaxies from redshift surveys is exactly in-between the HDM and CDM predictions, such that a hybrid model of both HDM and CDM is needed to explain what we see.

  22. Sunyaev-Zeldovich effect (SZE) • Distortion of the cosmic microwave background radiation by high energy electrons through inverse Compton scattering • Such distortions of the cosmic microwave background spectrum thusreflectthe density perturbations of the universe. • SZ-effect => observation of dense clusters of galaxies • its magnitude is independent of redshift (a scattering effect) • clusters at high-z can be detected just as easily as those at low redshift! • Further, relation between the angular scale and redshift facilitates detection of high-redshift clusters

More Related