Galakser 2013 F2 1

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? 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? 2 Hvordan ved vi, at Mælke- vejen har et magnetfelt? Hvor kommer kosmisk stråling fra? Hvad er der i bulen og haloen? Hvordan finder vi Mælkevejens centrum? Hvordan ved vi, at Mælke- vejen har et magnetfelt? Hvor kommer kosmisk stråling fra? Hvad er der i bulen og haloen? Hvordan finder vi Mælkevejens centrum?

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

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. 4 Konvergenspunkt

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. Der eksisterer stjerner, hvis egenskaber ændrer sig på korte tidsskalaer. De to mest kendte typer er cepheider og RR Lyrae stjerner, som pulserer radielt. 5

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

Resumé 7 Metoder til afstands- bestemmelse: Trigonometrisk parallakse Moving cluster method Fotometrisk hovedserie- fitting Dobbeltstjerner Pulserende stjerner Metoder til afstands- bestemmelse: Trigonometrisk parallakse Moving cluster method Fotometrisk hovedserie- fitting Dobbeltstjerner Pulserende stjerner

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. 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. 8

Skiven 9 Den unge tynde skive, som indeholder gas og støv (=aktiv stjernedannelse) og unge stjerner. h ytd =100 pc. Den gamle tynde skive (mindre aktiv stjerne- dannelse) og h otd =325 pc. Den tykke skive er mindre tæt (2% ved Solen) med har til h td =1.5 kpc. Jo yngre en population, jo lavere h z. Den unge tynde skive, som indeholder gas og støv (=aktiv stjernedannelse) og unge stjerner. h ytd =100 pc. Den gamle tynde skive (mindre aktiv stjerne- dannelse) og h otd =325 pc. Den tykke skive er mindre tæt (2% ved Solen) med har til h td =1.5 kpc. Jo yngre en population, jo lavere h z.

Skiven 10 Måske skal vi ikke skelne…

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 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 11 Spørgsmål: Stjerner med høj σ tilhører primært 1)Den tynde skive 2)Den tykke skive Spørgsmål: Stjerner med høj σ tilhører primært 1)Den tynde skive 2)Den tykke skive

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 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 12 Jo større σ, jo bredere en fordeling af hastigheder. Bevægelsen vinkelret på skiven er grunden til tykkelsen af ”de 3 skiver”. Jo større σ, jo bredere en fordeling af hastigheder. Bevægelsen vinkelret på skiven er grunden til tykkelsen af ”de 3 skiver”.

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

Skiven 1.Pop I har samme metallicitet som Solen, dvs. Z≈0.02. Findes mest i den tynde skive 2.Pop II er metalfattige stjerner med Z≈ Findes mest i den tykke skive, i haloen og i bulen. 3.Pop III er de tidligste stjerner med Z≈0, dannet af H og He fra BBN. De kunne blive meget store. 1.Pop I har samme metallicitet som Solen, dvs. Z≈0.02. Findes mest i den tynde skive 2.Pop II er metalfattige stjerner med Z≈ Findes mest i den tykke skive, i haloen og i bulen. 3.Pop III er de tidligste stjerner med Z≈0, dannet af H og He fra BBN. De kunne blive meget store. 14

Skiven 15 Populationerne varierer i alder (pop II ældre end pop I), skalahøjde (h II >h I ) og hastig- hedsdispersion (σ 2 II >σ 2 I ). Grunden til stjernernes for- skellige metalindhold skyldes stjerneudvikling og efter- følgende supernova- eksplosioner. Populationerne varierer i alder (pop II ældre end pop I), skalahøjde (h II >h I ) og hastig- hedsdispersion (σ 2 II >σ 2 I ). Grunden til stjernernes for- skellige metalindhold skyldes stjerneudvikling og efter- følgende supernova- eksplosioner.

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) 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) 16

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. 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. 17

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

Skiven: Supernovaer Hvad er mest korrekt? 1)SNIa og CC-SN findes i alle typer af galakser 2)SNIa og CC-SN findes i primært i spiralgalakser 3)SNIa findes primært i spiralgalakser, mens CC- SN findes i alle galakser 4)SNIa findes i alle galakser, mens CC-SN primært findes i spiralgalakser Hvad er mest korrekt? 1)SNIa og CC-SN findes i alle typer af galakser 2)SNIa og CC-SN findes i primært i spiralgalakser 3)SNIa findes primært i spiralgalakser, mens CC- SN findes i alle galakser 4)SNIa findes i alle galakser, mens CC-SN primært findes i spiralgalakser 19

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.) 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.) 20

Skiven: Metalindhold 21 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. 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.

Skiven: Metalindhold Stjerner i den tykke skive har mindre metal end stjerner i den tynde skive. Dvs. stjerner i den tykke skive er ældst. 22 Hvad er den mest sandsynlige forklaring? 1)Stjernedannelse startede tidligere i den tykke skive 2)Stjerner har bevæget sig fra den tynde til den tykke skive 3)Den tykke skive stammer fra stjerner dannet uden for Mælkevejen Hvad er den mest sandsynlige forklaring? 1)Stjernedannelse startede tidligere i den tykke skive 2)Stjerner har bevæget sig fra den tynde til den tykke skive 3)Den tykke skive stammer fra stjerner dannet uden for Mælkevejen

Skiven: Metalindhold Stjerner i den tykke skive har mindre metal end stjerner i den tynde skive. Dvs. stjerner i den tykke skive er ældst. Fortolkning: 1.Stjernedannelse startede tidligere i den tykke (eller sluttede senere) 2.Stjerner har bevæget sig fra den tynde til den tykke skive Stjerner i den tykke skive har mindre metal end stjerner i den tynde skive. Dvs. stjerner i den tykke skive er ældst. Fortolkning: 1.Stjernedannelse startede tidligere i den tykke (eller sluttede senere) 2.Stjerner har bevæget sig fra den tynde til den tykke skive 23 Nummer 2 er foretrukket, da 1.Hvorfor skulle molekylær gas tidligere have været fordelt over et bredere område? 2.Tilfældige bevægelser får en fordeling af stjerner til at brede sig ud over tid. Det får både σ z og h z til at vokse. Nummer 2 er foretrukket, da 1.Hvorfor skulle molekylær gas tidligere have været fordelt over et bredere område? 2.Tilfældige bevægelser får en fordeling af stjerner til at brede sig ud over tid. Det får både σ z og h z til at vokse.

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

Skiven: Fakta 25

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(H 2 ). MV er optisk tynd ved λ=21 cm (radio), så det når os selv igennem 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(H 2 ). MV er optisk tynd ved λ=21 cm (radio), så det når os selv igennem skiven. 26 Spm: Hvilken type brint (HI, HII eller H 2 ) 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. Spm: Hvilken type brint (HI, HII eller H 2 ) 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.

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. 28 Skiven med gas bliver ”warped” ved høje radier. Det kan muligvis skyldes tyngdefeltet fra LMC? 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 Skiven med gas bliver ”warped” ved høje radier. Det kan muligvis skyldes tyngdefeltet fra LMC? 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

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

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 · G. Magnetfeltet følger spiralarmene. 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 · G. Magnetfeltet følger spiralarmene. 30

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

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. 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. 32

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

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

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

Kosmisk stråling I 2008 fandt PAMELA satellitten bevis for et overskud af positroner med 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. I 2008 fandt PAMELA satellitten bevis for et overskud af positroner med 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. 36

Bulen Bulen er den centrale sfæ- riske komponent i MV. Der gælder h R ≈1 kpc og h z ≈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 Bulen er den centrale sfæ- riske komponent i MV. Der gælder h R ≈1 kpc og h z ≈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 37

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 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 M SOL molekylær gas samt gamle metalfattige RR Lyrae stjerner. 38 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.

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. 39 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.

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 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 er synlige pga. 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. 40

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. 41

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. 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. 42 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. 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.

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 gravitationel veksel- virkning med satellitgalakser. 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 gravitationel veksel- virkning med satellitgalakser. 43 Mælkevejens centrum kan identificeres ud fra den tredimensionelle fordeling af kugleformede stjernehobe med RR Lyrae stjerner omkring centrum.