Wykład 10 - Charakterystyka podstawowych systemów gwiazdowych: otoczenie Słońca, Galaktyka, gromady gwiazd, galaktyki, grupy i gromady galaktyk. Ciemna materia. 25.05.2015
Dane o kinematyce gwiazd Ruchy własne gwiazd (Halley 1718 - 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
Gwiazdy w otoczeniu Słońca Najjaśniejsze gwiazdy nieba: mag n(v<mag) n(v<mag)/n(v<mag-1) 1.0 17-2.0 50 2.94 3.0 173 3.46 4.0 517 2.99 5.0 1609 3.11 6.0 4996 3.11
Gwiazdy w otoczeniu Słońca c.d. Charakterystyka najbliższych układów gwiazdowych (RECONS TOP100): pojedyńcze 69 podwójne 23 potrójne 6 poczwórne 1 pięciokrotne 1 100 układów - 142 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
Galaktyka
Współrzędne galaktyczne Centrum Galaktyki (l,b) = (0 o, 0 o ); (Rec, Dec) = (17h 45m 37s, 28 o 56 10 ) Północny biegun układu galaktycznego: (l,b) = (, 90 o ); (Rec, Dec) = (12h 51m 26s, +27 o 07 42 )
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
Zliczanie gwiazd Moduł odległości m M = 5 log (r) 5 + a(r) r = 10 1+0.2(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) = 0 0 0 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
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 4 10 6 M sun. Otacza ją bardzo gęsta centralna gromada gwiazd.
Główne składowe Galaktyki Populacje gwiazdowe Zgrubienie centralne - poprzeczka o stosunkach osi 3.5:1.5:1.0 o masie ok 2 10 10 M sun Dysk galaktyki (cienki) - masa ok. 2.2 10 10 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. 4 10 9 M sun sferoid - masa ok. 3 10 8 M sun
Krzywa rotacji i masywna otoczka Galaktyki
Masywna otoczka Galaktyki pomiary radioastronomiczne prędkości radialnych neutralnego wodoru pomiary prędkości radialnych gomad kulistych i sąsiednich galaktyk karłowatych masa związana z Galaktyką to ok 5 10 11 M sun do 50 kpc i prawdopodobie ok 10 12 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
Lokalna gęstość materii w otoczeniu Słońca
Parametry kinematyczne dysku w pobliżu Słońca
Gromady otwarte Rysunek: Plejady (M45)
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
Gromady kuliste. Rysunek: Gromada kulista M13
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: 10-12 miliardów lat gęstość centralna 10 4 M /pc 3
Galaktyki - klasyfikacja Hubble a
Galaktyki Funkcja jasności Schechter a φ(l)dl = n ( L L ) α exp ( L/L ) dl L n = 1.2 10 2 h 3 Mpc 3, α = 1.25, L = 1.0 10 10 h 2 L
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 ) 0.25 1] R e - promień efektywny, zawierający połowę jasności galaktyki.
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 20.75 µ B a dyspersją prędkości (Dressler i inni 1987) D n kpc = 2.05 ( σ 100km/s ) 1.33
Galaktyki spiralne Rysunek: galaktyka ngc 1961 (odl ok 50 Mpc, M V 23.2)
Galaktyki spiralne Zależność pomiędzy jasnością a szerokością linii neutralnego wodoru (Tully i Fisher 1977) ( V L B = 2.29 10 10 h 2 L 380km/s ) 5/2
Gromady galaktyk
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.
Praca Zwicky 1933
Praca Zwicky 1933 c.d.
Praca Zwicky 1933 c.d.
Gromada galaktyk w Warkoczu Bereniki (Coma Cluster)
Praca Zwicky 1933 c.d.
Praca Zwicky 1933 c.d.
Praca Rubin i Ford 1970
Praca Rubin i Ford 1970 c.d.
Praca Rubin i Ford 1970 c.d.
Praca Rubin i Ford 1970 c.d.
Praca Rubin i inni 1980
Praca Rubin i inni 1980 c.d.
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