Præsentation er lastning. Vent venligst

Præsentation er lastning. Vent venligst

Galakser 2014 F3 1. Resumé fra sidst Mælkevejen består grundlæggende af en skive, en bule og en halo. Solen befinder sig sammen med spiralarmene i skiven.

Lignende præsentationer


Præsentationer af emnet: "Galakser 2014 F3 1. Resumé fra sidst Mælkevejen består grundlæggende af en skive, en bule og en halo. Solen befinder sig sammen med spiralarmene i skiven."— Præsentationens transcript:

1 Galakser 2014 F3 1

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. 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. 2 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 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 3

4 Skiven H 2 findes primært mellem 3 kpc ≤ R ≤ 8 kpc og |z|< 90 pc. HI kan observeres ud til R ≤ 25 kpc med h z ≈160 pc inden for R 0. Længere ude vokser den til h z ≈1 kpc. H 2 findes primært mellem 3 kpc ≤ R ≤ 8 kpc og |z|< 90 pc. HI kan observeres ud til R ≤ 25 kpc med h z ≈160 pc inden for R 0. Længere ude vokser den til h z ≈1 kpc. 4 Den totale masse er M(HI) ≈ 4 · 10 9 M SOL M(H 2 ) ≈ 1 · 10 9 M SOL dvs. M GAS ≈ 10% M STJERNER Omkring Solen er ρ GAS ≈ 0.04 M SOL /pc 3 Den totale masse er M(HI) ≈ 4 · 10 9 M SOL M(H 2 ) ≈ 1 · 10 9 M SOL dvs. M GAS ≈ 10% M STJERNER Omkring Solen er ρ GAS ≈ 0.04 M SOL /pc 3

5 Bulen Bulen er den centrale sfæ- riske komponent i MV. Der gælder h R ≈1 kpc og h z ≈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 Bulen er den centrale sfæ- riske komponent i MV. Der gælder h R ≈1 kpc og h z ≈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 5

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. 10 8 M SOL molekylær gas samt gamle metalfattige RR Lyrae stjerner. 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. 10 8 M SOL molekylær gas samt gamle metalfattige RR Lyrae stjerner. 6 Løsning: Det skyldes måske et overlap mellem bulen og skiven. Stjernerne er mere røde pga. deres metalindhold Der gælder M BULE ≈10 10 M SOL og L BULE ≈ 3 · 10 9 M SOL dvs. M/L ≈ 3 M SOL /L SOL Det er ligesom i skiven. Løsning: Det skyldes måske et overlap mellem bulen og skiven. Stjernerne er mere røde pga. deres metalindhold Der gælder M BULE ≈10 10 M SOL og L BULE ≈ 3 · 10 9 M SOL dvs. M/L ≈ 3 M SOL /L SOL Det er ligesom i skiven.

7 Haloen (den som kan ses) Haloen indeholder Ca. 150 kugleformede stjernehobe (KS) Stjerner med ”sjove” baner KS: 10 5 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. Haloen indeholder Ca. 150 kugleformede stjernehobe (KS) Stjerner med ”sjove” baner KS: 10 5 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. 7 KS ligger primært inden for r < 35 kpc. De yderste kan være indfanget - fx fra LMC. Radius af haloen er ca. 50 kpc. 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 v r <-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. 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 v r <-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. 8

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. 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. 9

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 bevæger Solen sig rundt om Mælkevejens centrum? Hvordan beskriver vi stjernernes bevægelse i Mælkevejen generelt? Hvordan måler vi stjernernes 3d-hastigheder i Mælkevejen? 10 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”. 11

12 Mælkevejens kinematik MV er ikke massiv, så der vil være differentiel rotation. Rotationen er med uret set ovenfra. 12

13 Pekuliær hastigheden

14 Solens hastighed = (-10, 5, 7) km/s 14 (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? 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? 15

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

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. 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. 17

18 Mælkevejens rotationskurve 18

19 Mælkevejens rotationskurve 19

20 Mælkevejens rotationskurve 20

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. 21

22 Mælkevejens rotationskurve for R { "@context": "http://schema.org", "@type": "ImageObject", "contentUrl": "http://images.slideplayer.dk/10/2835975/slides/slide_22.jpg", "name": "Mælkevejens rotationskurve for R

23 Mælkevejens rotationskurve 23

24 Mælkevejens rotationskurve for R { "@context": "http://schema.org", "@type": "ImageObject", "contentUrl": "http://images.slideplayer.dk/10/2835975/slides/slide_24.jpg", "name": "Mælkevejens rotationskurve for R

25 Mælkevejens rotationskurve for R { "@context": "http://schema.org", "@type": "ImageObject", "contentUrl": "http://images.slideplayer.dk/10/2835975/slides/slide_25.jpg", "name": "Mælkevejens rotationskurve for R

26 Mælkevejens rotationskurve for R { "@context": "http://schema.org", "@type": "ImageObject", "contentUrl": "http://images.slideplayer.dk/10/2835975/slides/slide_26.jpg", "name": "Mælkevejens rotationskurve for R

27 Mælkevejens rotationskurve for R>R 0 For 90°< l < 270° kan vi ikke bruge tangentpunktmetoden. For at måle V(R) bruger vi objekter med kendt afstand – fx cepheider. 27

28 Mælkevejens rotationskurve for R>R 0 28

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. 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. 29


Download ppt "Galakser 2014 F3 1. Resumé fra sidst Mælkevejen består grundlæggende af en skive, en bule og en halo. Solen befinder sig sammen med spiralarmene i skiven."

Lignende præsentationer


Annoncer fra Google