Extragalaktická astrofyzika. Hubblova ladička klasifikace galaxií Morfologie galaxií

Transkript

1 Extragalaktická astrofyzika Hubblova ladička klasifikace galaxií Morfologie galaxií

2 Klasifikace galaxií Hubble předpokládal(nesprávně), že jednotlivé druhy galaxií, které pozorujeme jsou jednotlivé vývojové fáze galaxie Vytvořil tzv. Hubblovu posloupnost Galaxie jsou zde seřazeny podle stadia vývoje. Dnes se má za to, že se o žádné vývojové stadia galaxie nejedná jsou to různé druhy galaxií vzniklé každá specifickým způsobem.

3 Hubblova posloupnost Snaha určit fyzikální vlastnosti galaxií. Nutnost klasifikovat novou kolekci objektů (galaxií) podle jejich vnitřních charakteristik (galaktická "zoologie") (1926) Hubble navrhuje rozdělit galaxie do tří primárních kategorií, podle jejich celkového vzhledu. Toto morfologické klasifikační schéma je dnes známo jako Hubblova posloupnost.

4 Hubblova posloupnost Zdroj: WikimediaCommons

5 Hubblova posloupnost Eliptické galaxie (E) Spirální galaxie Normální spirální galaxie (S) Spirální galaxie s příčkou (Sb) Lentikulární galaxie (S0/Sb0) Nepravidelné galaxie (Irr) Galaxie Hubblova typu je galaxie z Hubblovy posloupnosti.

6 Hubblova posloupnost Původně Hubble interpretoval (nesprávně) svou posloupnost jako vývojovou posloupnost galaxií. Odtud také pochází označení galaxií na levé straně Hubblova diagramu (ladičky) jako rané typy a na pravé straně jako pozdní typy. Ve skutečnosti obsahuje každá kategorie galaxie vzniklé (pro danou kategorii) charkteristickým mechanizmem.

7 Eliptické galaxie Třídění galaxií v rámci skupiny eliptický galaxií je založeno na pozorované elipticitě galaxie kde α a β zdánlivé hlavní a vedlejší osy elipsy. Hubblův typ je pak označen v 10ε, např. pro ε =0.7 je eliptická galaxie označena E7. Zdánlivá elipticita nemusí dobře korespondovat se skutečnou elipticitou významnou roli hraje orientace elipsoidu vůči směru pohledu.

8 Eliptické galaxie A c β α b a B A B α β

9 Eliptické galaxie Absolutní velikosti B=-8 až -23. Hmotnosti M=107 Msol až 1013Msol Průměr D= desítky kpc až stovky kpc Obří eliptické galaxie patří k největším objektům ve vesmíru, zatímco trpasličí eliptické galaxie nejsou větší než typická kulová hvězdokupa.

10 Spirální galaxie Hubble rozdělil spirální galaxie do následujících podtříd: Sa, Sab, Sb, Sbc, Sc a SBa, SBab, SBb, SBbc, SBc

11 Obří eliptická galaxie ESO 325-G004.

12 Galaxie Větrník (Messier 101/NGC 5457): spiralní galaxie typu Scd v Hubblově posloupnosti.

13 Spirální galaxie s příčkou NGC 1300: typ SBbc.

14 Galaxie (Mléčná dráha)

15 Morfologie Galaxie

16 Morfologie Galaxie Tenký disk Hmotnost Průměr Vmax 5x1010 Msol 30 kpc 220 km/s Tlustý disk Hmotnost Průměr Vmax 5x Msol (10% 20% MTD) 30 kpc 175 km/s Výduť Hmotnost Průměr 1.5x1010 Msol 2 kpc Hvězdné halo Hmotnost Průměr 4.5x108 Msol (3% MV) 40 kpc Temné halo Hmotnost Průměr 1012 Msol >100 kpc

17 Morfologie Galaxie Tenký disk Mladý zv 50 pc Odpovídá centrální rovině Galaktického prachu a plynu. Starý zthin 325 pc Tlustý disk zthin 1.4 kpc nthick 0.02 nthin

18 Morfologie Galaxie Hustota počtu hvězd (Tenký disk + Tlustý disk) kde je R radiální vzdálenost od centra, hr=3.5 3 kpc je délková škála disku a n0=0.02 hvězd/pc pro MV [4.5, 9.5].

19 Morfologie Galaxie Hustota luminozity starého tenkého disku kde je a z0=2 zthin a L0=0.05Lsol pc-3

20 Chemické složení Galaxie Dalším charakteristickým znakem galaktických komponent je jejich chemické složení Populace I Hvězdy bohaté na kovy se Z Populace II Hvězdy s malým obsahem kovů se Z Z je hmotnostní zlomek. Z = celková hmotnost kovů/celková hmotnost plynů.

21 Chemické složení Galaxie Důležitým parametrem odrážející chem. složení galaxie jepoměr Fe k H. Během výbuchu supernovy (zejména Typ Ia) je vrženo železo do okolního mezihvězdného média. Nové hvězdy tak mohou být vytvořeny s větším zastoupením železa než jejich předchůdkyně. Obsah železa by měl korelovat s věkem hvězdy (nejml. hvězdy mají největší relativní obsah železa).

22 Chemické složení Galaxie Poměr [Fe/H] je vyjádřen vzhledem k jeho hodnotě pro Slunce Pro velmi staré hvězdy je metalicita -4.5 a pro velmi mladé je metalicita rovna +1.

23 Chemické složení Galaxie Korelace mezi metalicitou a věkem nemusí dávat jednoznačné výsledky. Signifikantní počet supernov Ia se objevují 109 let po prvním formování hvězd. Smíchání mezihvězdného média s Fe (po výbuch SN Ia) nemusí být úplné. Lokální oblasti ISM mohou být obohaceny železem po 109 letech, zatímco jiné oblasti nemusí být obohaceny Fe ve stejné míře podle relace věk-metalicita budou oblasti bohaté na Fe produkovat zdánlivě mladší hvězdy než stejně staré oblasti s nižším obsahem Fe.

24 Chemické složení Galaxie Byla navržena druhá míra obohacení ISM založena na [O/H] (definováno analogicky jako v případě metalicity). Supernovy Typ II se objevují 107 let po první formaci hvězd produkují vyšší přebytky O vzhledem k Fe [O/H] je vhodná pro určování stáří galaktických komponent.

25 Chemické složení Galaxie Tenký disk Typické hodnoty [Fe/H] jsou v intervalech -0.5<[Fe/H]<0.3 Mladší Tlustý disk Typické hodnoty [Fe/H] jsou v intervalech -0.6<[Fe/H]<-0.4 Starší

26 Chemické složení Galaxie Odhadnutá celková hmotnost hvězd v disku je asi Msol a Msol připadá na mezihvězdný prach a plyn. Celková luminozita těchto hvězd v modré oblasti je LB= Lsol Poměr hmotnost-světlo Galxie Tato veličina dává informaci o druhu hvězd zodpovědných za generování daného množství světla.

27 Chemické složení Galaxie Pro hvězdy hlavní posloupnosti je luminozita hvězdy v korelaci s její hmotností Kde α=4 pro hvězdy s hmotností nad 0.5 Msol, α=2.3 pro méně hmotné hvězdy.

28 Chemické složení Galaxie Za předpokladu, že většina hvězd v disku jsou z hlavní posloupnosti, lze odhadnout střední hvězdnou hmotnost Vezmeme-li α=4 pak <M>=0.7Msol celková luminozita je dominována hvězdami, které jsou o něco málo menší než Slunce.

29 Chemické složení Galaxie Tlustý disk má luminozitu v modré oblasti spektra LB= Lsol (1% z LB tenkého disku). Jeho hmotnost je odhadnuta na Msol (3% z Mthin) Celkový disk vykazuje spirální strukturu. Je jasně viditelná v B oblasti spektra (žhavé, jasné, mladé hvězdy) V červené oblasti spektra není spirální struktura tak výrazná (starší, lehčí hvězdy) Zdá se, že spirální ramena jsou spojena s postupnou formací hvězd a že starší hvězdy postupem času driftují pryč ze spirální struktury.

32 Morfologie Galaxie Galaktická výduť je další nezávislou komponentou Galaxie. Původně se myslelo, že výduť má sféroidální tvar. Poorováním proměnných hvězd Mira v oblasti výdutě naznačuje, že je to spíš příčka tvaru burského ořechu. Využitím dat z COBE, spolu s pozorováním RR Lyrae a obrů spektrální třídy M, bylo zjištěno, že variace v hustotě počtu hvězd ve výduti odpovídá vertikální rozměr 400 pc (podél její vedlejší poloosy). Poměr vedlejší poloosy ku hlavní je okolo 0.6

33 Morfologie Galaxie Povrchový jas výdutě se dá výjádřit výrazem kde je re efektivní poloměr a Ie je povrchový jas na re. re je formálně definováno jako poloměr ze kterého je vyzářena polovina z celkového světla výdutě. V případě naší Galaxie je re=0.7kpc.

34 Morfologie Galaxie Typy hvězd sídlících ve výduti reprezentuje interval metalicity -1<[Fe/H]<1 (se středem blízko 0.3). Tj. Obsahuje hvězdy bohaté na kovy i hvězdy s malým zastoupením kovů. To naznačuje, že výduť ubsahuje jak relativně mladé hvězdy (~109 let) tak i staré hvězdy (pozorováni RR Lyrae, ~ let) které vznikly při iniciálním kolapsu Galaxie.

35 Morfologie Galaxie Hvězdné halo se skládá z kulových hvězdokup a polních hvězd (nejsou členy žádné kupy a vykazují velkou komponetu ryvhlosti kolmou na rovinu galaxie high velocity stars) Většina kulových hvězdokup a HVS je rozloženo v přibližně sférickém obalu nad a pod rovinou Galaxie. Podle Shapleyho jsou všechny kulové hvězdokupy rozmístněné přibližně sféricky kolem galaktického centra.

36 Morfologie Galaxie Existují dvě různé prostorové distribuce těchto systémů. Starší kupy, chudší na kovy [Fe/H]<-0.8 náleží k roprostřenému sférickému halu. Mladší kupy s [Fe/H]>-0.8 tvoří daleko plošší distribuci, která může být dokonce asociována s tlustým diskem.

37 Morfologie Galaxie Temné halo na svou existenci upozornilo plochým tvarem rychlostních křivek hvězd v disku Galaxie.

38 Morfologie Galaxie Temné halo se rozprostírá nejméně do vzdálenosti 100kpc od centra Galaxie. Podle gravutačního vlivu na viditelnou hmotu má halo distribuci hmoty ve tvaru kde a=2.8 kpc. Podle některých odhadů může být hmotnost temného hala ~ Msol.

39 Morfologie Galaxie Složení temného hala je stále záhadou. Nemůže být ve formě mezihvězdného prachu (prozradila by jej extinkce) Nemůže to být ani plyn(to by se provilo v absobčních spektrech hvězd v hvězdném halu) Jedna možná třída kandidátů jsou tzv. WIMP (Weakly Interacting Mass Particles) Nebaryonický materiál neutrina(není jasné zda mají dostatečnou hmotnost) Možná se jedná o exotické dosud neobjevené částice.

40 Morfologie Galaxie Dalším kandidátem na materiál temného hala jsou tzv. MACHO(Massive Compact Halo Objects) Neviditelná hmota může být ve formě černých děr, červených nebo hnědých trpaslíků. Některé metody testování MACHO jsou založeny na ohybu světelných paprsků v gravitačním poli tělesa mezi zdrojem (hvězda, kupa) a pozorovatelem.

41 Morfologie eliptických galaxií Profil plošného jasu Jednorozměrný profil plošného jasu, I(R), eliptické galaxie je definován jako plošný jas jako funkce isopothální délky poloosy R. Pokud se polohový úhel poloosy mění s R, pak I(R) trasuje plošný jas podél křivky která spojuje průsečíky každé isophoty s její vlastní hlavní polosou. Sérsicův profil kde je n Sérsicho index, Re je efektivní poloměr ze kterého je vyzářena polovina celkového světla, Ie=I(Re).

42 Morfologie eliptických galaxií Plošný jas obřích eliptických galaxií je dobře fitován de Vaucouleursovým profilem, což je Sérsicův profil s n=4. Pro slabé trpasličí galaxie je n 0.5. Pro nejjasnější eliptické galaxie je n 10.

43 Morfologie eliptických galaxií Isophotální tvary Isophoty jsou běžně fitovány elipsou, charakterizovány poměrem b/a (ε =1-b/a) a pozičním úhlem. Pro normální E galaxie je poměr v intervalu 0.3 b/a 1 E0 E7 Poziční úhel se taky může měnit s R zkroucení isophoty Detailní modelování plošného jasu ukazuje, že jejich isophoty nejsou obecně přesně eliptické.

44 Morfologie eliptických galaxií Odchýlení od perfektní elipsy je kvantifikováno Fourierovskými koeficienty funkce kde Riso je radius isophoty pro úhel φ a Rell je radius elipsy pro stejný úhel. Typicky uvažujeme elipsu, která nejlépe fituje danou isotophu tak, že koeficienty a0,a1,a2,b1 a b2 jsou kozistentní, v rámci chyby, s 0. Odchylka od této nejlépe fitované izotophy je vyjádřena Fourierovskými koeficienty vyššího řádu, n 3.

45 Morfologie eliptických galaxií Zvláště významný je koeficient a4 a4>0 izophoty mají "diskovou formu" (disky) a4<0 izophoty mají "kvádrovitou formu" (boxy)

46 Morfologie eliptických galaxií Ukazuje se, že boxy eliptické galaxie jsou jasné a rotují pomalu a vykazují silnější (nadprůměrnou) emisi záření X; zatímco disky eliptické galaxie září slaběji, více rotují a vykazují malou nebo žádnou emisi záření X a rádiového záření. Barvy Eliptické galaxie jsou většinou červené, což indikuje, že jejich hvěydy patří ke starším, na kovy bohatým hvězdám. Jejich barva je v silné korelaci s luminozitou tak, že jasnější galaxie jsou červenější.

47 Morfologie eliptických galaxií Kinematické vlastnosti Obří eliptické galaxie mají malé rotační rychlosti. Observačně to lze charakterizovat poměrem vm/σ, kde je vm maximální pohyb v ose pohledu, σ je střední hodnota disperze rychlosti v ose pohledu vztažená k Re/2. Tento poměr podává informaci o relativní důležitosti uspořádaného a náhodného pohybu v galaxii. Pro izotropní, zploštělé galaxie (zploštělé centrifugální silou) je

48 Morfologie eliptických galaxií Jasné galaxie (prázdná kolečka) mají poměr vm/σ pod výše zmíněnou relací (křivka). To naznačuje, že jejich zploštění musí být dáno spíše anizotropními rychlostmi než rotací. Naproti tomu eliptické galaxie se střední luminozitou (plná kolečka) mají tento poměr konzistentní se zploštěním kvůli rotaci. (Zdroj Galaxy formation and evolution, 2010)

49 Morfologie eliptických galaxií Plyny a prach Původně se mělo za to, že eliptické galaxie neobsahují žádný prach ani plyny. Dnes se zdá jasné, že eliptické galaxie obsahují signifikantní množství mezihvězdného média, které je co do charakteru odlišné od toho ve spirálních galaxiích. Ve velmi jasně zářících galaxiích dominuje v interstelárním médiu žhavý ( ~ 107 K) plyn emitující záření X, k celkové hmotnosti galaxie přispívá ~1010 Msol Mnoho eliptických galaxií obsahuje malé množství horkého ionizovaného plynu (~104K, Msol) a studeného (<100K, Msol) plynu a prachu.