Własności i ewolucja galaktyk Astronomia pozagalaktyczna Wykład 3 Własności i ewolucja galaktyk

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

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

Własności galaktyk: masy Problem z oszacowaniem masy ciemnej materii (która w Galaktyce stanowi 90% całkowitej masy !!!) dotyczy wszystkich galaktyk. Metody wyznaczania mas galaktyk: 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.

Własności galaktyk: masy prędkości radialne wodór H I obszar widzialny

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

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

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

Własności galaktyk: masy NGC 4555

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 (MVIS/L), masę wodoru, MH (a dokładniej H I), z gęstości kolumnowej linii 21 cm. Problem: niepewność co do zawartości H2, H II i innych pierwiastków. Stosunek MH/MVIS wynosi zwykle: < 1% dla galaktyk E/S0, zwłaszcza dla dE/dSph 5-15 % dla galaktyk S, wzrasta od typu Sa do Sc (SBa – SBc) (ok. 10% dla Galaktyki), 15-25 % dla Irr. ALE...

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

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

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

Składniki galaktyk: gaz S0 / E H I wykryto w 9/12 badanych galaktyk S0/E, nie ma go tam, gdzie nie ma gorącego, zjonizowanego H, masy: od 106 do 109 Mʘ (to już takie jak w Galaktyce !), pozostałości historii formowania się gwiazd, Morganti i in., 2006, MNRAS 371, 157

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 ?

Widma integralne

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

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

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

Widma integralne: „UV upturn” w galaktykach E Fakty obserwacyjne: Silne „UV upturns” znajdują się tylko w olbrzymich galaktykach eliptycznych. Im galaktyka jest bogatsza w metale, tym silniejszy „UV upturn”. Niektóre obserwacje sugerują, że jego żródłem są gorące gwiazdy o Teff w wąskim zakresie od 20 do 23 tys. K. Możliwe wyjaśnienia: Bardzo stare gwiazdy gałęzi horyzontalnej ubogie w metale. 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).

Odległości Prawo Hubble’a gr. Coma gr. Virgo LMC M31 M81

Odległości: układy zaćmieniowe E + SB2 promienie masy L1 = 4πR12 σTeff,14 L2 = 4πR22 σTeff,24 fλ = (R/D)2 Fλ (gw. pojedyńcza, bez EM) fλ = (R/D)2 Fλ 10-0.4 Aλ (gw. pojedyńcza, z EM) fλ = (R1/D)2 [Fλ,1 + (R2/R1)2 Fλ,2 ]  10-0.4 Aλ (gw. podwójna, z EM)

Odległości: układy zaćmieniowe: M33 M33, asocjacja OB66, D33J013346.2+304439.9 Bonanos i in. (2006)

Odległości: układy zaćmieniowe: M33 Masy: 33.4, 30.0 ± 3.5 Mʘ Promienie: 12.3, 8.8 ± 0.4 Rʘ Odległość: 964 ± 54 kpc / (m-M) = 24.92 ± 0.12 mag

Odległości: układy zaćmieniowe: SMC Hilditch i in., 2005, MNRAS 357,304 Odległość: 60.6 ± 1.0/2.8 kpc / (m-M) = 18.91 ± 0.03/0.1 mag

Odległości: echo świetlne SN 1987A

Odległości: echo świetlne SN 1987A

Odległości: echo świetlne SN 1987A

Odległości: echo świetlne SN 1987A Panagia (2003) R = c Δt Δt = 230 – 248 dni, i = 43º R = 6.23 ± 0.08 x 1017 cm θ = 0.808 ± 0.017 arcsec D = 51.4 ± 1.2 kpc m-M = 18.55 ± 0.05 mag

Odległości: RR Lyrae Reticulum w LMC DM = 18.52 ± 0.14 mag Dall’Ora i in. (2004) DM = 18.52 ± 0.14 mag

Odległości: dopasowanie ciągów głównych Salaris i in. (2003) DM = 18.33 ± 0.08 mag NGC 1866 w LMC

Odległości: cefeidy: HST Key Project Cele HST KP: Pomiar odległości do 20-30 w miarę bliskich (D < 20 Mpc) galaktyk. Wyznaczenie H0 z dokładnością rzędu 5%. Sprawdzenie uniwersalności stosowania zależności P-L dla cefeid oraz test innych metod wyznaczania odległości. 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 Pierwsza praca: Freedman i in., 1994, ApJ 427, 628 (M81) Podsumowanie: Freedman i in., 2001, ApJ 553, 47

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

Odległości: cefeidy: HST Key Project H0 = 72 ± 8 km/(s Mpc)

Odległości: cefeidy: HST Key Project

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  (Vmax)4 Tully i Fisher (1977) Giovanelli i in. (1997)

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)

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) , re, i średniej jasności powierzchniowej wewnątrz tej izofoty, Ie. ΔV i Ie wyznacza się z obserwacji, otrzymując re w jednostkach absolutnych. Djorgovski i Davis, 1987, ApJ 313,59 Dressler i in., 1987, ApJ 313, L37 re  (ΔV)α Ieβ α  1.2, β  -0.85 log re = 1.24 log (ΔV) –0.82 log Ie + γ Jørgensen i in., 1996, MNRAS 280, 167

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. MB  MV  -19.5 mag  const

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 (R1 = R0 + VΔt) i faktu, że f  R2T4. Mając T0 i R0 możemy dostać L.

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

Odległości: prawo Hubble’a Przesunięcie ku czerwieni: z = (λobs – λem)/λem = λobs/λem - 1 z = H0D/c (Prawo Hubble’a) Vrad = H0D W tej postaci stosuje się dla z < 0.2

Porównanie własności galaktyk E, S i Irr / podsumowanie Własność E S Irr --------------------------------------------------- Liczba ~60% ~30% ~15% MH/MVIS <1% 5-15% 15-25% Populacje gw. głównie II I i II I i II Zakres M/MGAL 0.0001-50 0.005-20 0.0005-0.15 Zakres log(L/Lʘ) 5.5-11 9-11.5 7-10 Zakres D/DGAL 0.01-5 0.02-1.5 0.05-0.25 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. 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. Galaktyki spiralne mają dysk, zgrubienie centralne i często poprzeczkę. Największe normalne galaktyki to olbrzymie galaktyki eliptyczne (cD).

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

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

Własności wczesnego Wszechświata Podstawowy paradygmat: Wszechświat powstał podczas Wielkiego Wybuchu Wszechświat ma skończony wiek obecnie szacowany na około 14 mld lat. Obserwowana ekspansja Wszechświata ma miejsce od początku Wszechświata, choć tempo tej ekspancji nie zawsze było takie samo jak obecnie. Warunki fizyczne we wczesnym Wszechświecie charakteryzowały bardzo wysokie temperatury i gęstości. Wszechświat pozostawał jednakże wysoce (choć nie idealnie) jednorodny. 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.

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.

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)

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: CM składa się z wolno poruszających się masywnych cząstek, tzw. zimna ciemna materia (cold dark matter, CDM). CM składa się z szybko (tj. z prędkościami bliskimi prędkości światła) poruszających się cząstek, tzw. gorąca ciemna materia (hot dark matter, HDM)

Formowanie się galaktyk: symulacje Modelowanie pół-analityczne: formowanie się galaktyki spiralnej przez łączenie mniejszych fragmentów Virgo Consortium: http://www.virgo.dur.ac.uk/new/index.php

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

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

Formowanie się galaktyk: symulacje Rozwój fluktuacji gęstości

Scenariusz z CDM Symulacje komputerowe we W-cie zdominowanym przez CDM prowadzą do pierwszych struktur o masach rzędu 106 Mʘ, czyli dużo mniejszych niż typowe galaktyki (rzędu 1011 Mʘ) 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.

„Merger tree”

Scenariusz hierarchiczny

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

Problemy z modelowaniem powstawania galaktyk 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.

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.

Scenariusze formowania się galaktyk Scenariusz łączący elementy obydwu (MK i H): Łączące się galaktyki prowadzą do powstania coraz większych galaktyk eliptycznych, ale 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. Takie galaktyki mogą się oczywiście połączyć tworząc znowu galaktykę eliptyczną. Zaleta: wyjaśnienie podobieństwa galaktyk eliptycznych i zgrubień centralnych galaktyk spiralnych.

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: Tempa formowania się gwiazd (SFR). Ewolucji jasności gwiazd, które się uformowały. Zwykle zakłada się, że funkcja masy (MF) jest jednakowa dla wszystkich galaktyk.

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

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

Ewolucja chemiczna LMC Hill i in. (2000)

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

Znaczenie łączenia się galaktyk

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

Znaczenie łączenia się galaktyk NGC 7252

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

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

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

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

Najważniejsze wyniki: Głębokie przeglądy Najważniejsze wyniki: Potwierdzenie efektu Butchera-Oemlera. 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).

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

Podsumowanie Galaktyki powstały jako wynik niestabilności grawitacyjnej w ekspandującym gazie złożonym z barionowej i niebarionowej materii, która powstała w Wielkim Wybuchu. Formowanie się galaktyk można badać za pomocą symulacji numerycznych, które za punkt początkowy przyjmują warunki panujące we wczesnym Wszechświecie. Najbardziej prawdopodobny scenariusz formowania się galaktyk to scenariusz wstępujący (bottom-up), w którym ciemna materia odgrywa decydującą rolę. Oddziałujące galaktyki mogą być miejscami intensywnego formowania się gwiazd. 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. Wyniki z głębokich przeglądów pozostają zgodne ze scenariuszem hierarchicznego formowania się galaktyk.