Galakser 2014 F3.

Præsentationer af emnet: "Galakser 2014 F3."— Præsentationens transcript:

1 Galakser 2014 F3

2 Resumé fra sidst 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. Stjernerne i bulen er mere metalrige end i skiven

3 Skiven: Fakta Den tynde skive 𝑀 𝑠𝑡𝑗𝑒𝑟𝑛𝑒𝑟 ~6× 10 10 𝑀 𝑆𝑂𝐿
𝑀 𝑠𝑡𝑗𝑒𝑟𝑛𝑒𝑟 ~6× 𝑀 𝑆𝑂𝐿 𝑀 𝑠𝑡ø𝑣+𝑔𝑎𝑠 ~5× 𝑀 𝑆𝑂𝐿 𝐿 𝐵 ~1.8× 𝐿 𝑆𝑂𝐿 𝑀 𝐿 ~3 𝑀 𝑆𝑂𝐿 𝐿 𝑆𝑂𝐿 Den tykke skive 𝑀 𝑠𝑡𝑗𝑒𝑟𝑛𝑒𝑟 ~3× 𝑀 𝑆𝑂𝐿 𝐿 𝐵 ~2× 𝐿 𝑆𝑂𝐿 𝑀 𝐿 ~15 𝑀 𝑆𝑂𝐿 𝐿 𝑆𝑂𝐿 Kombineret får vi 𝑀 𝐿 ~4 𝑀 𝑆𝑂𝐿 𝐿 𝑆𝑂𝐿 . Det stemmer med andre spiralgalakser.

4 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. 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

5 Bulen Bulen er den centrale sfæ-riske komponent i MV. Der gælder hR≈1 kpc og hz≈400 pc Pga. extinktion observeres i IR. En central bjælke med en storakse, som peger ca. 30⁰ væk fra planen. Lysstyrken følger de Vaucouleurs lov

6 Bulen 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. 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.

7 Haloen (den som kan ses)
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. KS ligger primært inden for r < 35 kpc. De yderste kan være indfanget - fx fra LMC. Radius af haloen er ca. 50 kpc.

8 Haloen (den som kan ses)
Langt fra skiven findes også skyer af neutral brint. De kan observeres via 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.

9 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.

10 I dag Hvordan bevæger Solen sig rundt om Mælkevejens centrum?
Hvordan beskriver vi stjernernes bevægelse i Mælkevejen generelt? Hvordan måler vi stjernernes 3d-hastigheder i Mælkevejen? Hvordan ser Mælkevejens rotationskurve ud? Og hvor ved vi i øvrigt det fra?

11 Mælkevejens kinematik
MV er ikke massiv, så der vil være differentiel rotation. Rotationen er med uret set ”ovenfra”.

12 Mælkevejens kinematik
MV er ikke massiv, så der vil være differentiel rotation. Rotationen er med uret set ovenfra. 𝑈= 𝑑𝑅 𝑑𝑡 𝑉=𝑅 𝑑𝜃 𝑑𝑡 𝑊= 𝑑𝑧 𝑑𝑡

13 Pekuliær hastigheden 𝑣 ≡ 𝑢,𝑣,𝑤 =(𝑈− 𝑈 𝐿𝑆𝑅 , V− 𝑉 𝐿𝑆𝑅 , 𝑊− 𝑊 𝐿𝑆𝑅 )

14 Solens hastighed = (-10, 5, 7) km/s
(U, V, W) = (-10.0 ± 0.4, 5.2 ± 0.6, 7.2 ± 0.4) km/s Ny reference: -8.5, 13.4, 6.5

15 Solens rotationshastighed
Når vi plotter v vs. u kan vi se adskilte populationer. Ikke mange stjerner har v > 65 km/s (v>0 svarer til hurtigere rotation end LSR). Til gengæld har mange stjerner v < 0 km/s og endda v < -250 km/s. Hvad kan vi konkludere om rotation for populationen mærket ”envelope”? Hvilken komponent i MV passer det med?

16 Spørgsmål – stjerner omkring Solen
Stjernerne ligger stille i forhold til LSR, Solen derimod har en lille hastighed i retning mod stjerne A.

17 Løsning – stjerner omkring Solen
Stjernerne ligger stille i forhold til LSR, Solen derimod har en lille hastighed i retning mod stjerne A. Apex er det punkt, hvor radialhastighederne er mest negative. Apex er det punkt, hvor tangentialhastighederne er 0 samtidig med at de omkringliggende stjerner bevæger sig væk fra punktet.

18 Mælkevejens rotationskurve
Ved at observere rotations-hastigheden af stjerner og gas i MV i forskellige afstande fra GC kan vi bestemme rotationskurven V(R). R: Objektets afstand fra GC D: Objekts afstand fra Solen 𝑙: Galaktisk længde 𝜃: Vinklen mellem Solen og objektet set fra GC

19 Mælkevejens rotationskurve
𝑣 𝑟 = 𝑣 ∗ sin 𝑙 ∗ − 𝑣 0 sin 𝑙 𝑣 𝑡 = 𝑣 ∗ cos 𝑙 ∗ − 𝑣 0 cos 𝑙 𝑅 sin 𝜃 =𝐷 sin 𝑙 𝑅 cos 𝜃 +𝐷 cos 𝑙= 𝑅 0 𝑅 sin 𝑙 ∗ = 𝑅 0 sin 𝑙 𝑅 cos 𝑙 ∗ +𝐷= 𝑅 0 cos 𝑙

20 Mælkevejens rotationskurve
𝑣 𝑟 = 𝑣 ∗ sin 𝑙 ∗ − 𝑣 0 sin 𝑙 𝑣 𝑡 = 𝑣 ∗ cos 𝑙 ∗ − 𝑣 0 cos 𝑙 sin 𝑙 ∗ = 𝑅 0 𝑅 sin 𝑙 cos 𝑙 ∗ = 𝑅 0 𝑅 cos 𝑙 − 𝐷 𝑅 𝑅 0 −𝑅≈𝐷 cos 𝑙 , for D << R ( )

21 Mælkevejens rotationskurve nær Solen
Hvis vi plotter radial- og tangentialhastigheder nær Solen, ser vi præcis to sinus-kurver med periode 180 grader faseforskudt med 90 grader.

22 Mælkevejens rotationskurve for R<R0
Pga. extinktion i skiven måler vi i radio/IR, når vi vil bestemme V(R) for R<R0 - typisk 21-cm stråling. Gasskyer findes i hele skiven og radialhastigheder kan nemt måles. Til gengæld er afstanden til en brintsky svær at måle. Derfor bruger vi tangentpunktmetoden.

23 Mælkevejens rotationskurve
𝑣 𝑟 = 𝑣 ∗ sin 𝑙 ∗ − 𝑣 0 sin 𝑙 𝑅 sin 𝑙 ∗ = 𝑅 0 sin 𝑙 𝑣 𝑟 = 𝑣 ∗ 𝑅 0 sin 𝑙 𝑅 −𝑣 0 sin 𝑙 𝑣 𝑟 = 𝑣 ∗ 𝑅 − 𝑣 0 𝑅 0 𝑅 0 sin 𝑙 𝑣 𝑟 = Ω− Ω 0 𝑅 0 sin 𝑙

24 Mælkevejens rotationskurve for R<R0
𝑣 𝑟 = Ω− Ω 0 𝑅 0 sin 𝑙 𝑅 𝑚𝑖𝑛 = 𝑅 0 sin 𝑙 (2.67, 2.68)

25 Mælkevejens rotationskurve for R<R0
Man kan ligeledes anvende tangentpunktmetoden for 12CO-emission. Vi kan tydeligt aflæse den maksimale rotationshastighed for hver værdi af l. Figuren dækker området mellem -2⁰ < b < 2⁰.

26 Mælkevejens rotationskurve for R<R0
Man kan ligeledes anvende tangentpunktmetoden for 12CO-emission. Vi kan tydeligt aflæse den maksimale rotationshastighed for hver værdi af l. Figuren dækker området mellem -2⁰ < b < 2⁰. Hvordan skal figuren aflæses?

27 Mælkevejens rotationskurve for R>R0
For 90°< l < 270° kan vi ikke bruge tangentpunktmetoden. For at måle V(R) bruger vi objekter med kendt afstand – fx cepheider. For cepheiderne kan vi let bestemme 𝑙 og D – og dermed R. Når vi måler Vr kan vi derved bestemme V(R). Hvert objekt bidrager til et punkt, men pga. usikker-hederne, er rotationskurven dårligere bestemt for R>R0, end for R<R0.

28 Mælkevejens rotationskurve for R>R0
Rotationskurven aftager ikke udad for R>R0, som vi ellers forventer fra fordelingen af gas og stjerner (husk de aftager eksponentielt). For at holde V(R) konstant må vi have M ∝ R. Der er altså mørkt stof i MV! 2.54

29 Resumé Mælkevejen er ikke massiv, så den oplever differentiel rotation. Solen bevæger sig omtrent på en cirkelbane om centrum, defineret som LSR, med 220 km/s. I forhold til LSR bevæger Solen sig dog lidt hurtigere rundt, lidt indad og lidt op af planen. Hastigheden af LSR kan fx udledes ud fra den gennemsnitlige hastighed af halostjerner i forhold til LSR. Mælkevejens rotationskurve kan beregnes ud fra tangentialpunktmetoden (R<R0), Oorts konstanter (R~R0) samt fra fx cepheider (R>R0). Rotationskurven bekræfter eksistensen af mørkt stof i Mælkevejen.