Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II

Prezentacja na temat: "Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II"— Zapis prezentacji:

1 Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II
Galaktyki

2 Galaktyki Składniki: Procesy: gwiazdy (~kilkaset mln – mld)‏
Gaz międzygwiazdowy Pył Ciemna materia Procesy: Ewolucja Oddziaływania z innymi galaktykami, materią międzygalaktyczną

3 Klasyfikacja morfologiczna galaktyk:
“poprawiony” diagram Hubble'a (revised Hubble sequence” or “tuning fork diagram”) Wczesne typy Późne typy

4 Galaktyki “normalne”: eliptyczne
Brak struktur wewnętrznych Eliptyczny wygląd, wg Hubble'a Ex, gdzie x = 10*(a-b)/a, a i b – wielka i mała półoś elipsy E0 – niemal okrągłe E7 – już soczewkowate (raczej S0), zazwyczaj z zaznaczonym zgrubieniem centralnym i dyskiem Jasność absolutna: od najjaśniejszych znanych galaktyk (B~-24) do karłowatych galaktyk eliptycznych w Grupie Lokalnej NGC 4881, gromada Coma, Credit: W. A. Baum (U. Washington), WFPC2, HST, NASA

5 Galaktyki eliptyczne M89 - an E0 galaxy
Courtesy the Digitized Sky Survey M32 - An E2 galaxy Courtesy AURA/NOAO/NSF NGC an E5 galaxy Courtesy the Digitized Sky Survey

6 Galaktyki spiralne SA: Zgrubienie centralne (bulge) + dysk z ramionami spiralnymi Three contrasting spiral galaxies: a face-on spiral galaxy with tightly wound arms (left), a face-on spiral galaxy with very loose arms (center) and an edge-on spiral galaxy (right) (SDSS)‏

7 Galaktyki spiralne z poprzeczką
SB: Z poprzeczką – bardzo wydłużone zgrubienie centralne, na którego końcach zaczynają się ramiona NGC 3559, a barred spiral Image courtesy Steve Kent

8 Galaktyki spiralne: klasyfikacja
Sa: mocno zwinięte gładkie ramiona spiralne, dominujące zgrubienie centralne bez widocznych gromad Sb: bardziej otwarte ramiona spiralne, mniejsze zgrubienie centralne, widoczne zagęszczenia gwiazd Sc – bardzo rozwinięte ramiona o wyraźnie zaznaczonych zagęszczeniach gwiazd, widoczne gromady, obłoki zjonizowanego wodoru, zagęszczenie centralne/poprzeczka słabo zaznaczone Sd – lub “późne” Sc, niemal chaotyczne

9 Galaktyki soczewkowate: S0 (L)‏
b/a < 0,3 Bez stuktur wewnętrznych, ale zgrubienie centralne (także w kształcie poprzeczki) i dysk Bez zaciemniającej materii - “wczesne”, S0- NGC 936, an SB0 galaxy from the SDSS

10 Galaktyki soczewkowate: S0 (L)‏
Z zaciemniającą materią, często w formie pierścieni “śladowa struktura spiralna”:S00, S+ NGC 2787: A Barred Lenticular Galaxy Credit: Marcella Carollo (ETHZ), Hubble Heritage, NASA

11 Galaktyki nieregularne
“Bez symetrii ani dominującego jądra” Podobne do Obłoków Magellana (ze strukturami gwiazdowymi) – Irr I W LMC i in. odkryto słabą strukturę spiralną -> Scd, Sd, Sdm, Sm, Im Neighboring Galaxy: The Large Magellanic Cloud Credit & Copyright: AURA/ NOAO/ NSF

12 Galaktyki nieregularne
Bez śladu uporządkowania – Irr II (I0): bogate w materię międzygwiazdową, zawierają młode gwiazdy, często “starburst” (przechodzące epizod aktywności gwiazdotwórczej)‏ NGC 1705, Hubble Telescope

13 Klasyfikacja de Vacouleursa
De Vacouleuleurs, 1959 unowocześnienie systemu Hubble'a, włączenie galaktyk nieregularnych, płynne przejścia między typami Typy “pośrednie”: Między galaktykami spiralnymi z poprzeczką i bez poprzeczki: SA- SAB – SB Spiralne płynnie przechodzące w nieregularne: Sc- Scd-Sd-Sdm-Im Precyzyjniejsza definicja typów galaktyk spiralnych, oparta na “spiralności” bądź “pierścieniowości” struktury, z typami pośrednimi

14 Klasyfikacja de Vacouleursa: przestrzeń klasyfikacji

15 Klasyfikacja de Vacouleursa: przestrzeń klasyfikacji (przekrój)‏

16 Van den Bergh Dodał trzecie “ramię” galaktyk spiralnych o “gładkich” ramionach – tzw. anemiczne galaktyki spiralne, ze słabą aktywnością, które prawdopodobnie niedługo staną się soczewkowate; rzadko spotykane – najczęściej w bogatych gromadach Credit Adam Block/NOAO/AURA/NSF

17 Van den Bergh Dodał klasy jasności (od I do V) dla galaktyk spiralnych, zależne od stopnia rozwoju struktury spiralnej (Sc I – dobrze rozwinięte długie ramiona, Sc V – słabo zaznaczone ramiona)‏ Z grubsza klasy skorelowane są z jasnością absolutną, chociaż nie tak dobrze jak sądzono

18 Klasyfikacja Yerkes (Morgana) 1958
Kształt: E, S, B, D Stopień wydłużenia 1-7 Stosunek wielkości dysku do zgrubienia centralnego (koncentracja promieniowania)‏ Informacja widmowa – oznaczenie gwiazdy o najbardziej podobnym widmie a-k “Efg7” Niezbyt wygodne do opisu bliskich galaktyk, ale zmodyfikowana forma może okazać się przydatna do opisu dalekich galaktyk

19

20 Ilość różnych typów morfologicznych
Dla jasnych galaktyk: S ~60% E ~13 % L ~22 % Irr ~ 4% Pec ~1% W przypadku słabszych galaktyk rośnie ilość galaktyk nieregularnych – jeśli wliczymy najmniej jasne, ich ilość może sięgać ponad 50% wszystkich galaktyk.

21 Ilość różnych typów morfologicznych w zależności od otoczenia z~0

22 +Galaktyki “szczególne” (peculiar)‏
Arp, Atlas of peculiar galaxies, 1966, 1987 Pierścień zamiast dysku lub halo (Carthweel ring) – galaktyki pierścieniowe (ring galaxies)‏

23 +Galaktyki “szczególne” (peculiar)‏
Pary oddziałujących galaktyk (galaktyki Anteny)‏

24 +Galaktyki “szczególne” (peculiar)‏
Galaktyki zaburzone po bliskim przejściu koło innej galaktyki M82: Galaxy with a Supergalactic Wind (Galaktyka nieregularna przeżywająca okres aktywności gwiazdotwórczej po bliskim przejściu koło M81)‏Credit: NASA, ESA, The Hubble Heritage Team, (STScI / AURA) Acknowledgement: M. Mountain (STScI), P. Puxley (NSF), J. Gallagher (U. Wisconsin)

25 Inne “specjalne” galaktyki
Galaktyki Seyferta Radiogalaktyki Galaktyki przechodzące wybuch aktywności gwiazdotwórczej (starburst galaxies)‏ Galaktyki N (zdominowane przez jądro)‏ Galaktyki cD (supermasywne, otoczone wielkimi otoczkami, przeważnie w centrach galaktyk)‏

26 Jasności galaktyk Jasność Drogi Mlecznej:
~ 10^11 gwiazd o jasnościach ~ 2 x 10^10 L_sun. Jasność absolutna Słońca to ~ Stąd szacujemy, że nasza galaktyka ma jasność absolutną -20,3. M31: M = -20.8, Obłoki Magellana: M=-18 i Istnieją też masywne galaktyki eliptyczne o M ~-24 (bardzo rzadko spotykane, np. w centrach gromad). Oraz karłowate galaktyki nieregularne albo eliptyczne o jasnościach schodzących do -8. Najsłabsza znana karłowata galaktyka eliptyczna (dwarf spheroidal): M~10^-5*M31.( ~ 10^5 L_sun)‏ Dolna granica nie jest jeszcze dobrze poznana.

27

28 Krzywe jasności galaktyk
Galaktyki eliptyczne: Prawo Hubble'a: I(r) = (r/r_c-1)^(-2) r_c = promień galaktyki De Vacouleurs: log10[I_r/I(r_e)] = *[(r/r_e)^.25-1] r_e – odległość