Dane o kinematyce gwiazd

Transkrypt

1 Wykład 10 - Charakterystyka podstawowych systemów gwiazdowych: otoczenie Słońca, Galaktyka, gromady gwiazd, galaktyki, grupy i gromady galaktyk. Ciemna materia

2 Dane o kinematyce gwiazd Ruchy własne gwiazd (Halley porównanie pozycji gwiazd z katalogiem Ptolemeusza). Paralaksy gwiazd (lata 30-te XIX w.) - odległości do gwiazd. Skalowanie ruchu własnego: 1 /rok = 4.74 km/s*d (pc) Prędkości radialne (efekt Dopplera) - mierzone od końca XIX w. położenie + odległość + ruchy własne + prędkość radialna - pełna informacja o kinematyce

3 Gwiazdy w otoczeniu Słońca Najjaśniejsze gwiazdy nieba: mag n(v<mag) n(v<mag)/n(v<mag-1)

4 Gwiazdy w otoczeniu Słońca c.d. Charakterystyka najbliższych układów gwiazdowych (RECONS TOP100): pojedyńcze 69 podwójne 23 potrójne 6 poczwórne 1 pięciokrotne układów składniki, około 50% składników znajduje się w układach pojedyńczych 0.07 układu/pc 3 ok 0.1 gwiazd/pc 3 Odnalezienie pobliskich gwiazd o najmniejszych masach i brązowych karłów jest trudne

5 Galaktyka

6 Współrzędne galaktyczne Centrum Galaktyki (l,b) = (0 o, 0 o ); (Rec, Dec) = (17h 45m 37s, 28 o ) Północny biegun układu galaktycznego: (l,b) = (, 90 o ); (Rec, Dec) = (12h 51m 26s, +27 o )

7 Główne składowe prędkości w Galaktyce Składowe prędkości mierzone: prądkość radialna (v r ), dwie składowe prędkości tangencjalnej (v l, v b ) Składowe prędkości względem lokalnego układu odniesienia (centroidu), rotującego względem środka Galaktyki z lokalną częstością Ω U - składowa wzdłuż półosi łączącej środek Galaktyki i obserwatora (skierowana w kierunku przeciwnym niż ŚG, ale u różnych autorów może być różnie określona) V - składowa skierowana wzdłuż kierunku rotacji Galaktyki W - składowa prostopadła do płaszczyzny dysku, skierowana na północny biegun galaktyczny. Prędkość Słońca względem układu lokalnie spoczywającego (U, V, W ) = ( 10 ± 0.4, 5.2 ± 0.6, 7.2 ± 0.4) km/s

8 Zliczanie gwiazd Moduł odległości m M = 5 log (r) 5 + a(r) r = (m M a) D(r) - liczba gwiazd w odległości r φ(m) - rozkład jasności absolutnych gwiazd A(m) - liczba gwiazd o jasności obserwowanej m a(r) - ekstynkcja do odległości r A(m) = pa(m) = A(m) = D(r)φ(M)r 2 dr D(r)φ(m 5 log (r) + 5 a(r))r 2 dr D(r)φ(m 5 log (r) + 5 a(r))rdr

9 Centrum Galaktyki Rysunek: Centralna część galaktyki (Schödel i inni 2009) Rysunek: Orbity gwiazd znajdujących się w pobliżu Sgr A Z radioźródłem Sgr A związana jest supermasywna czarna dziura o masie rzędu M sun. Otacza ją bardzo gęsta centralna gromada gwiazd.

10 Główne składowe Galaktyki Populacje gwiazdowe Zgrubienie centralne - poprzeczka o stosunkach osi 3.5:1.5:1.0 o masie ok M sun Dysk galaktyki (cienki) - masa ok M sun przybliżony opis rozkładu gęstości n = n 0 exp ( z/h) exp ((R 0 R)/h) h 3.5kpc, H zależy od populacji gwiazdowej ok 300 pc dla gwiazd liczących kilka miliardów lat gruby dysk - masa ok M sun sferoid - masa ok M sun

11 Krzywa rotacji i masywna otoczka Galaktyki

12 Masywna otoczka Galaktyki pomiary radioastronomiczne prędkości radialnych neutralnego wodoru pomiary prędkości radialnych gomad kulistych i sąsiednich galaktyk karłowatych masa związana z Galaktyką to ok M sun do 50 kpc i prawdopodobie ok M sun do 100 kpc rozkład gęstości opisany w przybliżeniu jako (R C = 2700 pc, ρ C = 0.1M sun /pc 3 : ρ C ρ = 1 + R/R C

13 Lokalna gęstość materii w otoczeniu Słońca

14 Parametry kinematyczne dysku w pobliżu Słońca

15 Gromady otwarte Rysunek: Plejady (M45)

16 Gromady otwarte W naszej Galaktyce znamy ponad 1000 gromad otwartych Zazwyczaj sładają się z kilkuset-kilku tysięcy gwiazd Rozmiar jądra: 1 pc, średni promień 2pc, promień przypływowy 10 pc dyspersja prędkości 1 km/s promień przypływowy ok 10 pc wiek: kilka milionów - dziesięć miliardów lat

17 Gromady kuliste. Rysunek: Gromada kulista M13

18 Gromady kuliste W naszej Galaktyce znamy około 170 gromad kulistych Zazwyczaj sładają się z kilkunastu tysięcy - kilku milionów gwiazd Rozmiar jądra: 1-2 pc, średni promień 10 pc, promień przypływowy 50 pc dyspersja prędkości kilka km/s promień przypływowy ok 50 pc wiek: miliardów lat gęstość centralna 10 4 M /pc 3

19 Galaktyki - klasyfikacja Hubble a

20 Galaktyki Funkcja jasności Schechter a φ(l)dl = n ( L L ) α exp ( L/L ) dl L n = h 3 Mpc 3, α = 1.25, L = h 2 L

21 Galaktyki eliptyczne Złożone głównie gwiazd, brak gazu i pyłu. Izofoty mają kształt elips o różnym stopniu spłaszczenia. En o stosunku rozmiarów głównych półosi b/a = 1-n/10 E0 - izofoty mają kształt koła E7 - galaktyki o największym stopniu spłaszczenia izofot Profil jasności powierzchniowej de Vaucouleurs a I (R) = I (0) exp ( kr 0.25 ) = I e exp 7.67[(R/R e ) ] R e - promień efektywny, zawierający połowę jasności galaktyki.

22 Galaktyki eliptyczne Zależność pomiędzy efektywnymi rozmiarami a średnią jasnością powierzchniową wewnątrz promienia efektywnego (Djorgovski i Davis 1987) R e < I > 0.83±0.08 e Zależność pomiędzy jasnością powierzchniową a jasnością całkowitą < I > e L 3/2 Związek pomiędzy dyspersją prędkości a jasnością całkowitą (Feber i Jacson 1976) dla galaktyk eliptycznych σ p = 220(L/L ) 0.25 km/s Związek pomiędzy średnicą wewnątrz której średnia jasność powierzchniowa wynosi µ B a dyspersją prędkości (Dressler i inni 1987) D n kpc = 2.05 ( σ 100km/s ) 1.33

23 Galaktyki spiralne Rysunek: galaktyka ngc 1961 (odl ok 50 Mpc, M V 23.2)

24 Galaktyki spiralne Zależność pomiędzy jasnością a szerokością linii neutralnego wodoru (Tully i Fisher 1977) ( V L B = h 2 L 380km/s ) 5/2

25 Gromady galaktyk

26 Ciemna materia Poszukiwanie brakujących planet Układu Słonecznego zakończone sukcesem (Neptun), albo porażką (Wulkan), problem Sedny. Fritz Zwicky (1933) - obserwacje prędkości radialnej dla siedmiu galaktyk w gromadzie w Warkoczu Bereniki (Coma). Vera Rubin i inni (1970, 1980) - prace o prędkości rotacji dysków galaktyk spiralnych.

27 Praca Zwicky 1933

28 Praca Zwicky 1933 c.d.

29 Praca Zwicky 1933 c.d.

30 Gromada galaktyk w Warkoczu Bereniki (Coma Cluster)

31 Praca Zwicky 1933 c.d.

32 Praca Zwicky 1933 c.d.

33 Praca Rubin i Ford 1970

34 Praca Rubin i Ford 1970 c.d.

35 Praca Rubin i Ford 1970 c.d.

36 Praca Rubin i Ford 1970 c.d.

37 Praca Rubin i inni 1980

38 Praca Rubin i inni 1980 c.d.

39 Barionowa ciemna materia Zależność masa - jasność dla gwiazd ciągu głównego (L M 3 4 ) Gwiazdy jaśniejsze od Słońca dają 95% jasności gwiazd a tylko 25% masy. Obiekty o znikomej jasności: stare brązowe karły i planety, bardzo stare samotne białe karły i gwiazdy neutronowe, samotne czarne dziury (barionowa czarna materia). Ciepły gaz międzygalaktyczny (zjonizowany) Całkowita masa barionów stanowi ok. 20 % masy ciemnej materii