Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Astronomiapozagalaktyczna Wykład 3 Własności i ewolucja galaktyk.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Astronomiapozagalaktyczna Wykład 3 Własności i ewolucja galaktyk."— Zapis prezentacji:

1 Astronomiapozagalaktyczna Wykład 3 Własności i ewolucja galaktyk

2 Ewolucja galaktyk: ogólne uwagi 1.Sekwencja Hubble’a NIE JEST sekwencją ewolucyjną! 2.Wygląd galaktyki zależy przede wszystkim od ogólnych warunków, w jakich się formowała choć może ona później ewoluować. 4.Fizyczne własności są z klasą Hubble’a związane! E W O L U C J A ? X

3 Własności galaktyk 1.Masa. 2.Rozkład masy z odległością od centrum (krzywe rotacji). 3.Stosunek masy MM (gazu) do masy gwiazd. 4.Widmo integralne. 5.Jasność absolutna. 6.Rozmiary i odległości. Galaktyki (jak nasza) mogą być zbudowane z: - gwiazd, - materii międzygwiazdowej (gaz + pył), - ciemnej materii.

4 Własności galaktyk: masy Problem z oszacowaniem masy ciemnej materii (która w Galaktyce stanowi 90% całkowitej masy !!!) dotyczy wszystkich galaktyk. Metody wyznaczania mas galaktyk: 1.Krzywa rotacji (galaktyki spiralne). Zalety: Dość łatwy pomiar V(r) (zwykle w linii 21 cm H), uwzględnia ciemną materię, względnie bezpośrednia. Wady: Założenia co do symetrii, metoda jest dobra jeśli zgrubienie nie jest zbyt duże i masywne, konieczna znajomość r, czyli także odległości. Daje tylko dolne ograniczenie na masę.

5 Własności galaktyk: masy prędkości radialne wodór H Iobszar widzialny

6 Własności galaktyk: masy: krzywe rotacji Sofue i in., 1999, ApJ 523, 136

7 Własności galaktyk: masy: krzywe rotacji Sofue i in., 1999, ApJ 523, 136 Sb/Sc

8 Własności galaktyk: masy 3. Rentgenowskie halo (galaktyki eliptyczne). Założenie: Gazowe halo (gorący gaz) jest grawitacyjnie związane z galaktyką (galaktyka musi mieć odpowiednią masę, aby taki gaz utrzymać). 2. Dyspersja prędkości radialnych (galaktyki eliptyczne). Zalety: Łatwy pomiar ΔV, proporcjonalnego do (M/R) 1/2 przy założeniu wirializacji systemu (E kin = -E pot /2). Wady: Wymaga znajomości rozmiarów, R, a więc i odległości. Daje tylko dolne ograniczenie na masę.

9 Własności galaktyk: masy NGC 4555

10 Składniki galaktyk: gaz MASA GAZU O (nie)obecności gazu świadczy sam wygląd galaktyki. Całkowitą masę galaktyki, M, szacuje się z krzywej rotacji, masę widzialną – dodatkowo z L (M VIS /L), masę wodoru, M H (a dokładniej H I), z gęstości kolumnowej linii 21 cm. Problem: niepewność co do zawartości H 2, H II i innych pierwiastków. Stosunek M H /M VIS wynosi zwykle: - < 1% dla galaktyk E/S0, zwłaszcza dla dE/dSph % dla galaktyk S, wzrasta od typu Sa do Sc (SBa – SBc) (ok. 10% dla Galaktyki), % dla Irr. ALE...

11 Składniki galaktyk: gaz BARDZO GORĄCY GAZ !!!! Wodór zjonizowany w E, a przynajmniej w cD. jest go czasami tyle ile w S wodoru neutralnego (we względnej masie). Dla mniej masywnych E jest go zdecydowanie mniej. NGC 3923

12 Składniki galaktyk: gaz Dlaczego obserwuje się linię 21 cm w celu oszacowania masy gazu ?

13 Składniki galaktyk: gaz Morganti i in., 2006, MNRAS 371, 157 S0 / E

14 Składniki galaktyk: gaz Morganti i in., 2006, MNRAS 371, 157 S0 / E H I wykryto w 9/12 badanych galaktyk S0/E, nie ma go tam, gdzie nie ma gorącego, zjonizowanego H, masy: od 10 6 do 10 9 M ʘ (to już takie jak w Galaktyce !), pozostałości historii formowania się gwiazd,

15 Składniki galaktyk: gwiazdy Występują we wszystkich rodzajach galaktyk, ale ich własności zależą przede wszystkim od historii formowania się gwiazd (SFH = star formation history). Gwiazdy mogą się tworzyć tam, gdzie jest chłodny gaz. Czyli w E spodziewamy się małej liczby gwiazd młodych (zatem – gorących). Co obserwujemy w E ? Brak jasnych obszarów formowania się gwiazd – jak na razie jest zgodność. A jakie są tam gwiazdy? Widmo integralne i synteza populacji (jak najszerszy zakres długości fal, w szczególności podczerwień). Funkcja masy, funkcja jasności? Jednoznaczność ?

16 Widma integralne

17 Widma integralne: synteza populacji Pickles, 1985, ApJ 296, 340 Jednoznaczne ?

18 Uwaga Galaktyki wczesnych typów morfologicznych (E,S0) zawierają dużo gwiazd późnych typów widmowych !!! I odwrotnie !!! Im późniejszy typ morfologiczny, tym więcej młodych gwiazd

19 Widma integralne: „UV upturn” w galaktykach E NGC 4552

20 Widma integralne: „UV upturn” w galaktykach E Fakty obserwacyjne: 1.Silne „UV upturns” znajdują się tylko w olbrzymich galaktykach eliptycznych. 2.Im galaktyka jest bogatsza w metale, tym silniejszy „UV upturn”. 3.Niektóre obserwacje sugerują, że jego żródłem są gorące gwiazdy o T eff w wąskim zakresie od 20 do 23 tys. K. Możliwe wyjaśnienia: 1.Bardzo stare gwiazdy gałęzi horyzontalnej ubogie w metale. 2.Bogate w metale gwiazdy gałęzi horyzontalnej. - tracą dużo masy na etapie czerwonego olbrzyma (efekt nieprzezroczystości) i stają się małomasywnymi gwiazdami gałęzi horyzontalnej, - pozostają w tym stanie długi czas ewoluując bezpośrednio do białych karłów (gorące podkarły).

21 Odległości LMCM31M81 gr. Virgo gr. Coma Prawo Hubble’a

22 Odległości: układy zaćmieniowe E + SB2 promienie masy L 1 = 4πR 1 2 σT eff,1 4 L 2 = 4πR 2 2 σT eff,2 4 f λ  = (R/D) 2 F λ (gw. pojedyńcza, bez EM) f λ  = (R/D) 2 F λ A λ (gw. pojedyńcza, z EM) f λ  = (R 1 /D) 2 [F λ,1 + (R 2 /R 1 ) 2 F λ,2 ]  A λ (gw. podwójna, z EM)

23 Odległości: układy zaćmieniowe: M33 M33, asocjacja OB66, D33J Bonanos i in. (2006)

24 Odległości: układy zaćmieniowe: M33 Masy: 33.4, 30.0 ± 3.5 M ʘ Promienie: 12.3, 8.8 ± 0.4 R ʘ Odległość: 964 ± 54 kpc / (m-M) = ± 0.12 mag

25 Odległości: układy zaćmieniowe: SMC Hilditch i in., 2005, MNRAS 357,304 Odległość: 60.6 ± 1.0/2.8 kpc / (m-M) = ± 0.03/0.1 mag

26 Odległości: echo świetlne SN 1987A

27

28

29 Panagia (2003) R = c Δt Δt = 230 – 248 dni, i = 43º R = 6.23 ± 0.08 x cm θ = ± arcsec D = 51.4 ± 1.2 kpcm-M = ± 0.05 mag

30 Odległości: RR Lyrae Reticulum w LMC Dall’Ora i in. (2004) DM = ± 0.14 mag

31 Odległości: dopasowanie ciągów głównych Salaris i in. (2003) DM = ± 0.08 mag NGC 1866 w LMC

32 Odległości: cefeidy: HST Key Project Pierwsza praca: Freedman i in., 1994, ApJ 427, 628 (M81) Podsumowanie: Freedman i in., 2001, ApJ 553, 47 Cele HST KP: 1.Pomiar odległości do w miarę bliskich (D < 20 Mpc) galaktyk. 2.Wyznaczenie H 0 z dokładnością rzędu 5%. 3.Sprawdzenie uniwersalności stosowania zależności P-L dla cefeid oraz test innych metod wyznaczania odległości. 4.W szczególności zmierzenie odległości do dwu bliskich gromad galaktyk: Virgo i Fornax. W sumie obserwowanych było 31 galaktyk z DM = 25.0 – 32.0 mag

33 Odległości: cefeidy: HST Key Project Freedman i in. (2001)

34 Odległości: cefeidy: HST Key Project H 0 = 72 ± 8 km/(s Mpc)

35 Odległości: cefeidy: HST Key Project

36 Odległości: zależność Tully’ego-Fishera Dla galaktyk spiralnych całkowita moc promieniowania jest skorelowana z maksymalną prędkością rotacji poprawioną na nachylenie. Tully i Fischer, 1977, A&A 54,661 L  (V max ) 4 Giovanelli i in. (1997)Tully i Fisher (1977)

37 Odległości: zależność Fabera-Jacksona Dla galaktyk eliptycznych całkowita moc promieniowania jest skorelowana z dyspersją prędkości. Faber i Jackson, 1976, ApJ 204,668 L  (ΔV) 4 Faber i Jackson (1976)

38 Odległości: płaszczyzna podstawowa Dla galaktyk eliptycznych: leżą one na płaszczyźnie podstawowej (fundamental plane) w wielowymiarowej przestrzeni obserwabli. Najczęściej rozważa się przestrzeń następujących parametrów: dyspersji prędkości, ΔV, promienia izofoty, wewnątrz której zawarta jest połowa światła galaktyki (half-light radius), r e, i średniej jasności powierzchniowej wewnątrz tej izofoty,  I e . ΔV i  I e  wyznacza się z obserwacji, otrzymując r e w jednostkach absolutnych. Djorgovski i Davis, 1987, ApJ 313,59 Dressler i in., 1987, ApJ 313, L37 r e  (ΔV) α  I e  β α  1.2, β  log r e = 1.24 log (ΔV) –0.82 log  I e  + γ Jørgensen i in., 1996, MNRAS 280, 167

39 Odległości: supernowe typu Ia Supernowe typu Ia: brak linii H w widmie, obecne linie Si II blisko maksimum blasku. Układy podwójne z białym karłem, który przekracza lub zbliża się do masy Chandrasekhara wskutek akrecji materii z towarzysza. Prowadzi to do wybuchowego zapalenia C i O w białym karle. M B  M V  mag  const

40 Odległości: supernowe typu II Supernowe typu II: linie H w widmie. Zapadnięcie się jądra w masywnej gwieździe wskutek wyczerpania możliwości syntezy dalszych pierwiastków. Metoda ekspandującej otoczki, EPM (np. Dessart i Hillier, 2005, A&A 439,671). Oparta na zależności między L, R i T dla sferycznego ciała promieniującego jak ciało doskonale czarne. T maleje, z widma. R rośnie, z obserwacji prędkości (R 1 = R 0 + VΔt) i faktu, że f  R 2 T 4. Mając T 0 i R 0 możemy dostać L.

41 Odległości: fluktuacje jasności powierzchniowych (SBF) Dyspersja jasności (w pojedynczych pikselach) na obrazie CCD galaktyki zależy od liczby gwiazd składających się na światło w tym pikselu, a ta z kolei – od odległości. Im większa odległość, tym mniejsza dyspersja. np. Jensen i in., 1998, ApJ 505, 111

42 Odległości: prawo Hubble’a Przesunięcie ku czerwieni: z = (λ obs – λ em )/λ em = λ obs /λ em - 1 z = H 0 D/c (Prawo Hubble’a) V rad = H 0 D W tej postaci stosuje się dla z < 0.2

43 Porównanie własności galaktyk E, S i Irr / podsumowanie Własność E S Irr Liczba ~60%~30%~15% M H /M VIS <1%5-15%15-25% Populacje gw. głównie II I i II I i II Zakres M/M GAL Zakres log(L/L ʘ ) Zakres D/D GAL Galaktyki eliptyczne to elipsoidalne twory złożone głównie ze starych gwiazd z niewielką domieszką gazu i pyłu. Ich trójwymiarowa struktura jest trudna do odtworzenia, ale przynajmniej niektóre wydają się mieć kształt trójosiowej elipsoidy z niewielką rotacją. Niektóre mniejsze galaktyki eliptyczne mają kształt spłaszczonej sferoidy. 2.Galaktyki soczewkowate stanowią klasę pośrednią między najbardziej spłaszczonymi galaktykami eliptycznymi a galaktykami spiralnymi. Wykazują obecność dysku i zgrubienia centralnego, ale nie mają ramion spiarlnych i tylko niewielką ilość gazu międzygwiazdowego. 3.Galaktyki spiralne mają dysk, zgrubienie centralne i często poprzeczkę. 4.Największe normalne galaktyki to olbrzymie galaktyki eliptyczne (cD).

44 Ewolucja galaktyk (I) Podstawowe pytania: 1.Jak formują się galaktyki? 2.Kiedy się uformowały? 3.Jakie czynniki określają typ morfologiczny galaktyki? 4.Jaki jest związek pomiędzy formowaniem się galaktyk a formowaniem się gwiazd?

45 Ewolucja galaktyk (II) Dwa podejścia do problemu powstawania i ewolucji galaktyk: 1.Śledzenie ewolucji „do tyłu”, począwszy od obecnie obserwowanych własności galaktyk. Im dalsze galaktyki, tym młodsze, ale coraz gorzej ze szczegółami. 2.Wychodząc od warunków panujących we wczesnym Wszechświecie rozważamy, czy doprowadzą one do obserwowanych obecnie struktur i własności galaktyk.

46 Własności wczesnego Wszechświata Podstawowy paradygmat: Wszechświat powstał podczas Wielkiego Wybuchu 1.Wszechświat ma skończony wiek obecnie szacowany na około 14 mld lat. 2.Obserwowana ekspansja Wszechświata ma miejsce od początku Wszechświata, choć tempo tej ekspancji nie zawsze było takie samo jak obecnie. 3.Warunki fizyczne we wczesnym Wszechświecie charakteryzowały bardzo wysokie temperatury i gęstości. Wszechświat pozostawał jednakże wysoce (choć nie idealnie) jednorodny. 4.W miarę ekspansji i ochładzania się W-ta z kwarków utworzyły się protony i neutrony (materia barionowa). Liczba protonów równoważy się z liczbą elektronów, co sprawia, że sumaryczny ładunek elektryczny W-ta jest równy lub bardzo bliski zeru.

47 Własności wczesnego Wszechświata 5. W ciągu kilku pierwszych minut po WW reakcje jądrowe doprowadziły do utworzenia jąder helu. Jądra te stanowiły około 24% masy materii barionowej. Pozostałe 76% stanowiły jądra wodoru z niewielką tylko domieszką innych lekkich pierwiastków. 6. Materia, która wypełniała wczesny W-t zawierała również materię niebarionową, która stanowi obecnie dominującą formę materii w galaktykach. 7. Oddziaływanie grawitacyjne między wszystkimi formami materii (barionową i niebarionową) istnieje od początku W-ta. 8. Mimo dużej jednorodności, materia wypełniająca wczesny W-t podlegała niewielkim fluktuacjom gęstości. Innymi słowy, były we wczesnym W-cie obszary, w których gęstość była nieco różna od średniej.

48 Formowanie się galaktyk Podstawowa idea powstawania galaktyk: fluktuacje gęstości prowadzące do powstania (gromad) galaktyk w procesie niestabilności grawitacyjnej. W jaki sposób kolaps obłoków prowadzi do powstania galaktyk? Najprostszy scenariusz: - Pojedyncze zgęszczenie prowadzi do powstania pojedynczej galaktyki. - Składa się ono głównie z materii niebarionowej, choć jest tam też materia barionowa. - Materia barionowa może wypromieniować energię w sposób, w który materia niebarionowa zrobić tego nie może. Konsekwencja: powstanie galaktyki, w której w centrum znajduje się materia barionowa otoczona przez halo ciemnej materii. Scenariusz kolapsu monolitycznego (monolithic collapse)

49 Formowanie się galaktyk Skoro – jak wierzymy – o sposobie formowania się galaktyk decyduje grawitacja, jest oczywiste, że ciemna materia odgrywa w tym procesie dominującą rolę. Nieznajomość jej natury to największy problem związany ze zrozumieniem kolapsu grawitacyjnego. W szczególności chodzi o dynamiczne zachowanie się ciemnej materii (CM). Zwykle zakłada się jedno z dwu ekstremalnych zachowań dynamicznych CM: 1.CM składa się z wolno poruszających się masywnych cząstek, tzw. zimna ciemna materia (cold dark matter, CDM). 2.CM składa się z szybko (tj. z prędkościami bliskimi prędkości światła) poruszających się cząstek, tzw. gorąca ciemna materia (hot dark matter, HDM)

50 Formowanie się galaktyk: symulacje Modelowanie pół-analityczne: formowanie się galaktyki spiralnej przez łączenie mniejszych fragmentów Virgo Consortium:

51 Formowanie się galaktyk: symulacje Ewolucja halo ciemnej materii od z = 4 do z = 0.4

52 Formowanie się galaktyk: symulacje Halo ciemnej materii dla z = 0.4 z różnych stron

53 Formowanie się galaktyk: symulacje Rozwój fluktuacji gęstości

54 Scenariusz z CDM Symulacje komputerowe we W-cie zdominowanym przez CDM prowadzą do pierwszych struktur o masach rzędu 10 6 M ʘ, czyli dużo mniejszych niż typowe galaktyki (rzędu M ʘ ) w obecnym W-cie. Niemniej, w miarę upływu czasu mniejsze struktury łączą się tworząc coraz większe. Ze scenariusza tego wynikałoby, że wiekszość obecnych galaktyk to wynik połączenia wielu mniejszych protogalaktyk. Scenariusz ten nazywa się scenariuszem hierarchicznym albo wstępującym (hierarchical / bottom-up scenario) We W-cie takie pierwsze obiekty byłyby bardzo masywnymi gwiazdami, po czym powstałyby obiekty o skali porównywalnej do gromad kulistych.

55 „Merger tree”

56 Scenariusz hierarchiczny

57 Scenariusz z HDM Symulacje komputerowe we W-cie zdominowanym przez HDM prowadzą z kolei do pierwszych struktur o masach znacznie większych niż pojedyncze galaktyki. Zatem galaktyki powstawałyby poprzez fragmentację takich wiekszych struktur. Jest to tzw. scenariusz zstępujący (top-down scenario). Problem: przewiduje za dużo wielkoskalowych struktur w porównaniu z tym, co się obserwuje. Obserwacje wydają się też przeczyć temu, że wielkoskalowe struktury powstały przed galaktykami. Obecnie preferowaną teorią jest teoria, która mówi iż formowanie się galaktyk przebiegało we W-cie zdominowanym przez CDM

58 Problemy z modelowaniem powstawania galaktyk 1.Zrozumienie (i włączenie do symulacji) procesów fizycznych ważnych dla formowania się galaktyk: - grawitacja -> proste, - wiatry gwiazdowe, efekty dynamiczne związane z supernowymi, zmiany chemiczne -> trudniejsze 2. Połączenie w symulacjach procesów zachodzących w skali pojedynczej gwiazdy i galaktyki (jedne i drugie są ze sobą ściśle związane). Modele formowania się galaktyk nie potrafią na razie przewidzieć typu morfologicznego, ale pewne ogólne zasady wydają się obowiązywać.

59 Scenariusze formowania się galaktyk Jeśli galaktyka powstaje przez połączenie (merger), to morfologia i rozkład prędkości jest taki jak dla galaktyk eliptycznych. Wydaje się więc, że przynajmniej niektóre galaktyki eliptyczne (na pewno olbrzymie) powstają zgodnie ze scenariuszem hierarchicznym. Dla formowania się galaktyk spiralnych, atrakcyjniejszym scenariuszem jest scenariusz kolapsu monolitycznego, który jest w stanie wytłumaczyć powstanie gwiazdowego halo i dysku gazowego. W scenariuszu hierarchicznym trudno jest otrzymać dysk, nawet jeśli dwie łączące się galaktyki są galaktykami spiralnymi.

60 Scenariusze formowania się galaktyk Scenariusz łączący elementy obydwu (MK i H): 1.Łączące się galaktyki prowadzą do powstania coraz większych galaktyk eliptycznych, ale 2.Ma miejsce długotrwały spadek gazu z otoczenia tych galaktyk. Jeśli ma on dostateczny moment pędu, utworzy dyski wokół czegoś, co wcześniej było galaktyką eliptyczną zmieniając ją w galaktykę spiralną lub soczewkowatą. 3.Takie galaktyki mogą się oczywiście połączyć tworząc znowu galaktykę eliptyczną. Zaleta: wyjaśnienie podobieństwa galaktyk eliptycznych i zgrubień centralnych galaktyk spiralnych.

61 Ewolucja pojedynczej galaktyki Załóżmy, że mamy uformowaną galaktykę z gwiazdami, gazem i pyłem, zanurzoną w halo ciemnej materii. Jak będzie dalej ewoluować ? Ewolucja jasności Zależy od sumarycznej jasności gwiazd, a więc zależy od dwóch czynników: 1.Tempa formowania się gwiazd (SFR). 2.Ewolucji jasności gwiazd, które się uformowały. Zwykle zakłada się, że funkcja masy (MF) jest jednakowa dla wszystkich galaktyk.

62 Porównanie temp formowania się gwiazd Kennicutt (1998, ARA&A 36,189)

63 Efekt Butchera-Oemlera Badanie ewolucji SFR z czasem można też prowadzić obserwując odległe (czyli młodsze galaktyki). Dalsze gromady galaktyk zawierają (po uwzględnieniu przesunięcia ku czerwieni) względnie więcej niebieskich galaktyk (efekt Butchera-Oemlera) (Butcher & Oemler, 1978, ApJ 219,18) De Propris i in. (2003, ApJ 598,20) Modelując SFR(t) możemy również modelować zmiany widm galaktyk w czasie

64 Ewolucja chemiczna Hill i in. (2000) LMC

65 Znaczenie łączenia się galaktyk Liczba oddziałujących galaktyk jest obecnie stosunkowo niska, zaledwie kilka % jasnych galaktyk, ale są one miejscem intensywnego formowania się gwiazd (starburst galaxies) Toomre & Toomre, 1972, ApJ 178,623

66 Znaczenie łączenia się galaktyk

67 Mirabel i in., 1998, A&A 333,L1 (IR z ISO + widzialne) 1983 – IRAS, galaktyki jasne w IR często oddziałują ze sobą. Międzygwiazdowy pył reemituje pochłonięte prom. UV w IR

68 Znaczenie łączenia się galaktyk NGC 7252

69 Znaczenie łączenia się galaktyk NGC 4365 Davies i in., 2001, ApJ 548, L33

70 Głębokie przeglądy: HDF-N HDF-N: UMa (WFPC2) 10 dni w grudniu 1995 (150 orbit) Najsłabsze galaktyki 30 mag

71 Głębokie przeglądy: HDF-S HDF-S: (WFPC2) Październik 1997 R.A. = 22:33, Dec = -60:33

72 Głębokie przeglądy: HUDF HUDF: UMa (ACS+NICMOS) 3 miesiące obserwacji (412 orbit) R.A = 3:32, Dec = -27:47 Najsłabsze galaktyki 32 mag

73 Głębokie przeglądy Najważniejsze wyniki: 1.Potwierdzenie efektu Butchera-Oemlera. 2.Liczba galaktyk nieregularnych i osobliwych była kiedyś większa niż obecnie (dla jasnych galaktyk tego typu jest to około 25% w porównaniu z liczbą około 7% obecnie).

74 SFR dla Wszechświata Ferguson i in., 2000, ARA&A 38,667: The Hubble Deep Fields

75 Podsumowanie 1.Galaktyki powstały jako wynik niestabilności grawitacyjnej w ekspandującym gazie złożonym z barionowej i niebarionowej materii, która powstała w Wielkim Wybuchu. 2.Formowanie się galaktyk można badać za pomocą symulacji numerycznych, które za punkt początkowy przyjmują warunki panujące we wczesnym Wszechświecie. 3.Najbardziej prawdopodobny scenariusz formowania się galaktyk to scenariusz wstępujący (bottom-up), w którym ciemna materia odgrywa decydującą rolę. 4.Oddziałujące galaktyki mogą być miejscami intensywnego formowania się gwiazd. 5.Ewolucję galaktyk można badać obserwacyjnie za pomocą głębokich przeglądów. Ujawniły one m.in. zmiany w rozkładzie morfologicznym galaktyk, co pozwala odtworzyć zależność SFR od czasu. 6.Wyniki z głębokich przeglądów pozostają zgodne ze scenariuszem hierarchicznego formowania się galaktyk.


Pobierz ppt "Astronomiapozagalaktyczna Wykład 3 Własności i ewolucja galaktyk."

Podobne prezentacje


Reklamy Google