Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II Galaktyki – własności cd.

Jasności galaktyk spiralnych: Relacja Tully'ego-Fishera Delta V = szerokość linii neutralnego H 21 cm po poprawce na nachylenie L B ~ (Δ V) a Pierwotnie a=2.5 (T-F)‏ Potem dokładniejsze dane -> a=3.5 Dla L H (1.65 mikronów) a=4.3 Podczerwona relacja T-F okazała się bardzo dokładna, obecnie używa się linii neutralnego wodoru H (21 cm) => pomiar odległości

Relacja Tully'ego-Fishera: Interpretacja dla eksponencjalnego dysku (tzn. dysku z zanikajaca ekspotencjalnie jasnoscia, jaki zwykle obserwujemy w przypadku galaktyk spiralnych) Załóżmy, że rozkład masy w dysku jest taki sam, jak rozkład jasności: I = I 0 exp(-r/h)‏ Całkowita masa zawarta w dysku będzie wtedy rowna:

Relacja Tully'ego-Fishera: Interpretacja dla eksponencjalnego dysku Wynika z tego, że większa część masy jest skupiona w dysku o promieniu r~h Jeśli założymy, że cała masa jest skupiona w centrum dysku i że siła grawitacyjna i odśrodkowa działające na daną gwiazdę m się równoważą, dostaniemy: Stąd: v max ~(I 0 h) 1/2 ; czyli M~v max 4 Jeśli jasność powierzchniowa w centrach galaktyk spiralnych jest ~stała i założymy, że M/L ~stałe w dyskach, to L~v max 4

Galaktyki: jasność a metaliczność Faber 1973: głębokość linii absorpcyjnej magnezu (indeks Mg_2) dla galaktyk eliptycznych skorelowana z jasnością i dyspersją prędkości Glebsza linia -> wieksza dyspersja v

Galaktyki: jasność a metaliczność Galaktyki spiralne: zależność natężenia linii od jasności absolutnej Glebsza linia wieksza jasnosc absolutna (ale b. duzy rozrzut)

Galaktyki: jasność a metaliczność Galaktyki spiralne: zależność natężenia linii od masy gwiazdowej Korelacja z masą gwiazdowa jest silniejsza niż korelacja z jasnością Silniejsze linie wieksza masa gwiazdowa

Filtry astronomiczne (dla porzadku i przypomnienia)

Filtry i jasnosci Uzywa sie: strumieni (w danym filtrze), magnitud, jasnosci Systemy  Popularnych filtrow (ugriz, UBVRI etc.)  Vega  Monochromatyczny AB Do przechodzenia miedzy systemami filtrow sluza tzw. punkty zerowe (zero points)

Filtry i kolory “kolor” = roznica jasnosci w dwoch dlugosciach fal Najczesciej – w dwoch filtrach, np. U-B, B-V itd. Analogicznie definiuje sie kolory (i to, ze cos jest “czerwone” albo “niebieskie”) poza zakresem optycznym

Własności galaktyk “globalnie” Typ galaktyki jest silnie skorelowany z kolorem Eliptyczne = czerwone (duży B-V)‏ Spiralne = niebieskie (mały B-V)‏ Ale duży rozrzut kolorów wśród różnych typów galaktyk spiralnych – trudno o klasyfikacje podtypów na podstawie kolorów

Własności galaktyk “globalnie” Rozmiar liniowy (eliptyczne i spiralne > nieregularne)‏ Jasność absolutna LB (eliptyczne i wczesne spiralne jaśniejsze od późnych spiralnych i nieregularnych)‏ Całkowita masa (podobnie: eliptyczne i wczesne spiralne masywniejsze od poznych spiralnych i niergularnych)‏ M/L (~stałe)‏ Roberts & Haynes 1994, Annual Review

Własności galaktyk “globalnie” Inne:  Zawartość neutralnego wodoru (w galaktykach eliptycznych – bardzo rzadko, M HI /M TOT ~10 -4 ; w spiralnych i nieregularnych – dużo: M HI /M TOT od 0.01 dla Sa do 0.15 dla Sm, z monotonicznym wzrostem, niezależnie od masy galaktyki)‏  W rezultacie – także wzrost M HI /L od galaktyk eliptycznych do spiralnych

Własności galaktyk “globalnie” Inne:  Gęstość powierzchniowa (masa/promień): maleje monotonicznie od galaktyk eliptycznych do spiralnych  Gęstość powierzchniowa neutralnego wodoru: odwrotnie (rośnie od eliptycznych do spiralnych)‏  Częstość występowania obszarów zjonizowanego wodoru HII: rośnie monotonicznie od wczesnych (eliptyczne) do późnych (spiralne) typów

Własności galaktyk “globalnie”: interpretacja Różna historia aktywności gwiazdotwórczej dla różnych typów morfologicznych Interpretacje roznych “wskaznikow”:  Korelacja z kolorem optycznym – gwiazdy w galaktyce - historia aktywności gwiazdotwórczej  Korelacja z obecnością obszarów HII – obecna aktywność gwiazdotwórcza  Korelacja z ilością HI – przyszła aktywność gwiazdotwórcza

Własności galaktyk “globalnie”: diagram kolor-kolor Diagramy kolor- kolor stanowia wazne narzedzie astronomiczne Podobnie jak gwiazdy, galaktyki tworzą wyraźny “ciąg” na diagramach kolor- kolor spiral ne eliptycz ne

Własności galaktyk “globalnie”: “czerwony ciag” vs ”niebieska chmura” Czyli “red sequence” (“old, red and dead” - galaktyki nie tworzące gwiazd, sferoidalne, masywne) i “blue cloud” (tworzące gwiazdy, mniej masywne, dyskowe)‏ Obie tworzą rozkłady dobrze opisywalne rozkładem Gaussa (bimodality)‏

Własności galaktyk “globalnie”: “red sequence” vs ”blue cloud” (tu akurat dla z=1) Franzetti et al. 2007

Własności galaktyk “globalnie”: “red sequence” vs ”blue cloud” I jeszcze dodatkowo “zielona dolina” (green valley), w której lądują galaktyki “szczególne” (oddziałujące ze sobą)‏ - z przeglądów z~1 (Deep2 i in.)‏, obserwowana tylko dla duzych z

Typy galaktyk a otoczenie (np. Hogg SDSS)‏ Obecnie: czerwone galaktyki – w gęstych obszarach; niebieskie – poza

Typy galaktyk a otoczenie - ewolucja Sygnały odwrócenia trendu w przeszłości (downsizing)‏ Ale musimy pojsc dalej niz z=1 Cucciati et. al 2007

Funkcja jasności galaktyk Φ(L) dL = gęstość przestrzenna galaktyk o jasnościach z przedziału (L, dL)‏ F-cja Szechtera L* - “charakterystyczna” jasność galaktyk w danej epoce L* jako świeca standardowa? Zależność od otoczenia, ewolucja etc.

Funkcja jasnosci galaktyk: funkcja Schechtera (Schechter 1976)‏ L*L*  Optyczna funkcja jasnosci galaktyk dobrze daje sie dofitowac funkcja, sparametryzowana przez , L *, and  *.

Funkcja jasnosci galaktyk: funkcja Schechtera (Schechter 1976)‏ L*

Gromady galaktyk Pary, grupy... gromady zawierające ~1000 galaktyk Struktury wielkoskalowe: “ściany”, “pustki” etc. Bogate gromady uważane są za największe zwiazane grawitacyjnie struktury we Wszechświecie  Obserwacje: galaktyki  Emisja Rentgenowska gorącego gazu (bremsstrahlung)‏  Sunyaev-Zeldowicz

Gromady galaktyk Przeglądy: George Abell APM Cosmos SDSS Przeglądy rentgenowskie

Gromady galaktyk Katalog “bogatych” gromad Abella 4073 gromady Obserwatorium Palomarskie, koniec lat 40. Kryteria:  Co najmniej 50 galaktyk słabszych o nie więcej niż 2 magnitudo od trzeciej najjaśniejszej galaktyki w gromadzie (m 3 )‏ Klasy zasobności (richness classes): w zależności od ilości galaktyk o jasnościach pomiędzy m 3 i m 3 +2 (potem okazało się, że ta cecha ~ całkowitej ilości galaktyk w gromadzie)‏

Gromady galaktyk Katalog “bogatych” gromad Abella - kryteria:  Zwartość: zliczano galaktyki do 1,5 h -1 Mpc (=1,7/z minut łuku) od centrum gromady, przy czym z oceniano na podstawie mierzonej jasności 10. najjaśniejszej galaktyki, m 10  Odległość: z>0.02 (ze względu na wielkość płyt fotograficznych) i z<0.2 (ze względu na kryterium jasności, dostępne były tylko galaktyki o m r <20)‏

Gromady galaktyk: katalog Abella Na półkuli północnej: statystycznie kompletny katalog 1682 gromad o “kryterium jasności” od 1 do 6 i “kryterium zasobności” od 1 do 5. Na obu półkulach: 4073 gromady

Gromady galaktyk: katalog Abella Typowa odległość między bogatymi gromadami: 50 h -1 Mpc (dla galaktyk: ~5)‏ Gęstość: h 3 Mpc -3

Gromady – rozkład galaktyk Różne kształty Podział wg Abella:  Regularne (sferycznie symetryczne, koncentracja w centrum – podobne do gromad kulistych gwiazd). Zazwyczaj najbogatsze (Coma), ~1000 galaktyk, głównie eliptycznych i soczewkowatych.  Nieregularne Coma, SDSS

Gromady – rozkład galaktyk Podział Oemlera:  cD – z jedną, dominującą galaktyką cD (gigantyczne galaktyki eliptyczne, dodatkowo z otoczką gwiazdową siegającą ~100 kpc; niekiedy mają wielokrotne jądra; wg Dresslera (1984) – występują w obszarach o ~100x większej gęstości galaktyk niż przeciętna) i stosunkiem E:S0:S ~ 3:4:2 CD Galaxy in the Abell 496 Field

Gromady – rozkład galaktyk Podział Oemlera:  cD: przypominają budową gromady kuliste; gęstość rośnie gwałtownie ku centrum; galaktyki spiralne tworzą halo” wokół centralnego zagęszczenia galaktyk eliptycznych i S0 (segregacja); segregacja także ze względu na masę, ale tylko dla najjaśniejszych galaktyk (m<m1+2)‏ Abell 1795: optycznie i w X (Chandra)‏

Gromady – rozkład galaktyk Podział Oemlera:  Bogate w galaktyki spiralne: E:S0:S ~ 1:2:3 (ponad połowa to galaktyki spiralne, podobnie jak poza gromadami); niesymetryczne, brak koncentracji w centrum, jednorodna gęstość, podobna dla wszystkich typów i mas galaktyk Abell 2151 w Herkulesie

Gromady – rozkład galaktyk Podział Oemlera:  Ubogie w galaktyki spiralne: E:S0:S ~ 1:2:1, brak centralnej galaktyki cD; jeśli chodzi o rozkłąd galaktyk – pośrednie między gromadami cD i bogatymi w galaktyki spiralne; segregacja ze względu na typ morfologiczny i masę

Gromady galaktyk: funkcja jasności Funkcja jasności dla gromad w ogólności może być przedstawiona jako f-cja Schechtera Znaczące różnice między galaktykami późnych i wczesnych typów, zwłaszcza w porównaniu z “ogólnym” polem Croton 2005, 2dF

Gromady galaktyk: funkcja jasności F-cja jasności dla gromady Coma – Abell 1959

Podsumowanie Galaktyki spiralne – Relacja Tully'ego Fishera Korelacje miedzy wlasnosciami galaktyk Diagramy kolor-kolor Cechy galaktyk a otoczenie Funkcja jasnosci Gromady galaktyk – Katalogi – Klasyfikacja, podstawowe cechy