Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II Galaktyki (Buta 2011)

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

Galaktyki – elementy wplywajace na klasyfikacje morfologiczna Dysk (rotacja rozniczkowa, eksponencjalny spadek jasnosci) Zgrubienie centralne Jadro (aktywne lub zdominowane przez swiatlo gwiazd) Poprzeczki (w galaktykach z ramionami spiralnymi – gwiazdy + pyl, gaz) – Owale (podobne, ale mniej splaszczone) – Jadrowe (czasem wspolistniejace z wlasciwymi)

Galaktyki – elementy wplywajace na klasyfikacje morfologiczna Pierscienie – Wewnetrzne – Jadrowe – Zewnetrzne – Pseudopierscienie (czesciowo otwarte) Soczewki (w S0 – nie grawitacyjne!) Smugi pylu (dust lanes) Ramiona spiralne – 1,2, 3, 4 ramiona – Rozny stopien “zwiniecia”

Klasyfikacja morfologiczna galaktyk:  “poprawiony” diagram Hubble'a/diagram kamertonowy (revised Hubble sequence” or “tuning fork diagram”)  Wczesne typyPóźne typy

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

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

Galaktyki eliptyczne Patrz tez Kormendy & Bender (1996) podzial galaktyk eliptycznych na – Dyskowe (“disky”) E(d) – Pudelkowe (“boxy”) E(b)

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)‏

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

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

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

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, NASAMarcella CarolloETHZHubble Heritage NASA

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/ NSFAURANOAO NSF

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

Klasyfikacja de Vaucouleursa De Vaucouleurs, 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: (r) (s) (rs)

Klasyfikacja de Vaucouleursa: przestrzeń klasyfikacji

Klasyfikacja de Vacouleursa: przestrzeń klasyfikacji (przekrój)‏

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

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

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

Ilość różnych typów morfologicznych Dla jasnych galaktyk: S ~60% E ~13 % L (S0) ~22 % Irr ~ 4% Pec ~1% W przypadku słabszych galaktyk rośnie ilość galaktyk nieregularnych – jeśli wliczymy najmniej jasne, ich liczba może sięgać ponad 50% wszystkich galaktyk. De Vaucouleurs 1963, ApJ Suppl. 8, 31

Ilość różnych typów morfologicznych w zależności od otoczenia z~0

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

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

+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) NASAESAHubble HeritageSTScIAURAM. MountainSTScINSF J. Gallagher (U. Wisconsin

Inne “specjalne” galaktyki Galaktyki Seyferta Radiogalaktyki LINERs Galaktyki przechodzące wybuch aktywności gwiazdotwórczej (starburst galaxies)‏ Galaktyki N (zdominowane przez jądro)‏ Galaktyki cD (supermasywne, eliptyczne, otoczone wielkimi otoczkami, przeważnie w centrach gromad‏) LIRGs, ULIRGs, DOGs...

Inne specjalne galaktyki: karlowate Galaktyki karlowate: wiekszosc istniejacych galaktyk  Bez aktywnosci gwiazdotworczej Eliptyczne (dE)‏ Sferoidalne (dSph)‏  Z aktywnoscia gwiazdotworcza Nieregularne (dIrr)‏ Blue compact dwarfs (BCD)‏

Galaktyki karlowate Spitzer Space Telescope (IR): karlowate galaktyki (czerwone) w ogonach plywowych dwoch duzych zderzajacych sie galaktyk.

Galaktyki o niskiej jasnosci powierzchniowej (low surface brightness galaxies)‏ Malin 1: lata 80' 5x wieksza niz Droga Mleczna (najwieksza znana spiralna galaktyka)‏ Ma jasnosc ok 1% jasnosci normalnej galaktyki

Galaktyki o niskiej jasnosci powierzchniowej (low surface brightness galaxies)‏ Rozne typy i wielkosci Bardzo trudne do zaobserwowania Przypuszczalnie na wczesnym etapie formowania sie Spekuluje sie, ze stanowia nawet 50% wszystkich galaktyk -> wszelkie dotychczasowe regularnosci dotycza tylko jasnych galaktyk Leo 1 (karłowata LSBG)‏

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.

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