Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II 5.03.2009 Galaktyki
Galaktyki Składniki: Procesy: gwiazdy (~kilkaset mln – mld) Gaz międzygwiazdowy Pył Ciemna materia Procesy: Ewolucja Oddziaływania z innymi galaktykami, materią międzygalaktyczną
Klasyfikacja morfologiczna galaktyk: “poprawiony” diagram Hubble'a (revised Hubble sequence” or “tuning fork diagram”) Wczesne typy Późne 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 Survey M32 - An E2 galaxy Courtesy AURA/NOAO/NSF NGC 4621 - an E5 galaxy Courtesy the Digitized Sky Survey
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, 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/ 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 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
Klasyfikacja de Vacouleursa: 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 ~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.
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)
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)
Jasności galaktyk Jasność Drogi Mlecznej: ~ 10^11 gwiazd o jasnościach ~ 2 x 10^10 L_sun. Jasność absolutna Słońca to ~ 5.48. Stąd szacujemy, że nasza galaktyka ma jasność absolutną -20,3. M31: M = -20.8, Obłoki Magellana: M=-18 i -16.5. 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)] = 3.3307*[(r/r_e)^.25-1] r_e – odległość