Galakser Forelesning 18 – AST1010 Klasser: elliptiske, spiraler og irregulære Egenskaper – antall, oppbygging. Spiralarmene – hvordan de dannes. Galaksehoper og superhoper. Vegger og hulrom. Galaksekollisjoner. Mørk materie i galakser og galaksehoper. Dannelsen av galakser og større strukturer. Vi skal starte klassifiseringen av galakser i tre grupper, elliptiske galakser, spiralgalakser og irregulære galakser. Deretter beskriver vi egenskapene til de tre gruppene. Spiralgalaksene er kanskje de mest spektakulære og man kan undres på hvordan slike strukturer blir dannet. Vi skal se på to hovedteorier, som kanskje ikke er et enten-eller, men et både-og. Galaksene opptrer i grupper, så kalte galaksehoper, og disse er igjen gruppert i superhoper. På toppen av det hele synes hopene og superhopene å være ordnet i kjempemessige strukturer, som vi kan beskrive som vegger og hulrom. Det er som en slags kjempemessige struktur av såpeskum. Tl slutt skal vi se på mørk materie i galakser og galaksehoper og på storstrukturer i universet. Mørk materie dominerer i alle galakser, men vi skal utvide konklusjonen og påvise at vi i galaksehoper også finner mye mørk materie mellom galaksene, især nær sentrum av hopene. AST1010 - Galakser

M31 - Andromeda 2.5 millioner lysår borte 5 x månens diameter Det passer bra å starte med vår nærmeste stor nabo, M31 – Andromeda galaksen. Den ligger 2.55 million lysår (Mly) borte, er synlig med det blotte øye og dekker en vinkel på 5x månens diameter. Dette svarer til en diameter på omlag 120,000 lysår. Andromeda galaksen er altså omtrent like stor som vår egen melkevei og svært lik Melkeveien. AST1010 - Galakser

Hubbles klassifikasjon av galakser Spiralgalakser vanlige spiraler og stangspiraler Elliptiske galakser Irregulære galakser Hubbles ”stemmegaffeldiagram” Det er vanlig å gruppere galaksen i tre typer: spiralgalakser, elliptiske galakser og irregulære galakser. I spiralgalaksene danner stjernene en skive mens denne ikke finnes i elliptiske og irregulære galakser. Klassifikasjonen er oppsummert i Hubbles stemmegaffeldiagram – tuning fork diagram på engelsk. Stemmegaffeldiagrammet, som ble laget av den amerikanske astronomen Edwin Hubble begynnelsen av 1920 årene, ordner klassifiseringen av galaksene. Det var for øvrig Hubble som oppdaget at galaksene beveger seg bort fra hverandre fordi rommet utvider seg. AST1010 - Galakser

Stemmegaffeldiagrammet Her viser vi skjematisk stemmegaffeldiagrammet og Hubbles klassifikasjoner. Hubble så kanskje på diagrammet som en utviklingsserie. Det er det ikke, men det er greit å ha som en knagg å henge kategoriene på. Vi ser at de elliptiske galaksene til venstre er klassifisert etter hvor avlange de ser ut til å være, på en skala fra E0 for de runde til E7 for de som er mest avlange. Det kan by på problemer å bedømme flattrykningen av en elliptisk galakse, da forholdet mellom dens tilsynelatende og virkelige utseende avhenger av synsvinkelen vi betrakter den under. S0 galakser er en mellomting mellom elliptiske og spiral galakser. De er skivegalakser, men har ingen tydelig struktur i skiva. Spiralgalaksene kommer i to typer: som vanlige spiraler og som stangspiraler. Som vi så i forrige forelesning er vår Melkevei trolig i en stangspiral. Spiralene klassifiseres som Sa, Sb og Sc, eller SBa, SBb og SBc, hvor SB står for ”barred spiral” – stangspiral. Bokstavene a, b og c tilkjennegir hvor tett armene er tvinnet opp. I noen utgaver av skjemaet er det også innført en type d. I disse dominerer armene aller mest. Det er ikke så lett å se hvilken spiraltype man har når man ser inn mot kanten av skiva på en spiralgalakse. Da kan vi imidlertid merke oss en sammenheng mellom størrelsen av kjerneutbulningen og opptvinningen av armene i spiralgalakser. Galaksene med tettest opptvinnede armer har relativt større kjerner enn de med mindre opptvinnede armer. Vi skal se eksempler på dette i de følgende slides. De irregulære galaksene faller utenfor stemmegaffeldiagrammet. De er som regel små, men dette er ikke alltid tilfelle. De store galaksene finner vi blant elliptiske galakser og spiralgalakser. Nå skal vi vise eksempler som karakteriserer de ulike typene. AST1010 - Galakser

Spiral type galakser: Sa, Sb og Sc Sc (infrarødt) Vanlige spiralgalakser av typer Sa, Sb og Sc: Øverst til venstre: Dette er en type Sa galakse. Vi ser at kjernen er stor i forhold til størrelsen på armene, som er tvunnet opp tett inn til kjernen, Øverst til høyre: M 81 som vi ser her, er en Sb galakse. Armene er større i forhold til kjernen og ikke så tett tvunnet opp. Melkeveien og Andromeda galaksen, M 31 er også type Sb eller trolig SBb for Melkeveiens vedkommende. Nede til venstre: M74 er en Sc galakse. Armene er bare løst opptvinnet og kjernen er forholdsvis liten. Nede til høyre: Dette er NGC 4321, også kjent som M 100, som også er en Sc type spiral. Igjen er armene løst tvunnet opp og kjernen er liten i forhold til systemet av armer. Galaksen inneholder mye gass i skiva, relativt mer enn de to andre typene av spiraler. Vi ser godt de kjølige gass-skyene i dette bildet, fordi det er tatt i infrarødt lys. På disse bølgelengdene registreres stråling fra kald gass med særlig høy kontrast. AST1010 - Galakser

Sa (Sombrero-galaksen) Sc Sb (synlig lys) Sb (infrarødt) Her vises de tre typene av spiralgalakser sett mot kanten av skiva. Øverst til venstre ser vi Sombrerogalaksen, M 104, som er en Sa galakse sett fra siden. Det ser vi på den store sentralutbulingen og på armene som er tvinnet nær inntil kjerneområdet. De to bildene nederst er begge av NGC 891. Til venstre ser vi galaksen observert i vanlig synlig lys. Sentralutbulningen er mindre enn for M 104 og dette er en Sb galakse. Nede til høyre er den samme galaksen observert i infrarødt lys. Galakseskiven, især de sentrale delene, er tykk, og fylt med støv og gass. Dette er typisk i Sb galakser. Øverst til høyre er NGC 4631. Den lille kjernen og det utstrakte systemet av viklede armer gjør det klart at denne galaksen er av type Sc. Denne galaksen har enda mer gass og støv i skiva enn Sb galaksen NGC 891.

Stangspiraler – typer SBa, SBb og SBc AST1010 - Galakser Her presenterer vi et utvalg av stangspiraler. Vi ser at armene er tvunnet opp på samme måten som i de vanlige spiralgalaksene. Numeriske simulasjoner av disse galaksene kan forklare stangformen på sentralområdet dersom disse galaksene inneholder mindre mørk masse enn spiralene uten stang. Fasongen på kjernene betyr at stjernene i de sentrale områdene går i avlange baner som er nokså stabile. Det har vært spekulert på om de avlange banene skyldes tidekrefter når galakser passerer nær hverandre. Trolig utgjør stangspiralene 1/3 del av alle spiralgalakser. AST1010 - Galakser

Elliptiske galakser - Klassifisert etter utseende – men ser vi korrekt flattrykning? Reelle forskjeller selv om graden av flattrykning ikke alltid kan avgjøres for en individuelt observert galakse - I hovedsak Pop. II stjerner – lite gass og støv Rangerer i størrelse fra de største til de minste galakser Her gis eksempler på elliptiske galakser. Observert elliptisitet vil avhenge både av virkelig elliptisitet og fra hvilken vinkel vi betrakter galaksen. Men det er ingen tvil om at der er reelle forskjeller. For eksempel må E0 galakser virkelig finnes. Det er ikke slik at vi bare betrakter en ellipsoidisk struktur inn langs den lange aksen i strukturen. Det er karakteristisk for de elliptiske galaksene er at de stort sett består av populasjon II stjerner og at de ikke inneholder støv og gass. Stjernedannelsen i disse galaksene kan ha vært over for 10 milliarder år siden. Da var all gass og alt støv brukt opp. Elliptiske galakser kommer i alle størrelser fra enorme kjemper til bitte små dverger, med færre stjerner enn en kulehop. AST1010 - Galakser

M 87 er en kjempestor elliptisk galakse. Den ligger i sentrum av Virgo hopen, en sverm eller hop av galakser. Galakser sentralt i hoper er ofte meget massive. De store elliptiske galaksene kan være blant de mest massive som fins. Her viser vi den kjempestore elliptiske galaksen, M 87. Vi får et inntrykk av størrelsen dersom vi sammenligner med de små galaksen i nabolaget. M 87 er også omgitt av et stort antall kulehoper. M87 har en diameter på 120,000 lysår. Dette er sammenlignbart med vår Melkevei, men volumet som er fylt av stjerner er betydelig større, med en faktor 50 eller mer. Dels skyldes dette at stjernene i elliptiske galakser fyller hele det ellipsoidiske volumet, men galaksene strekker seg også ofte mye lenger ut enn man får inntrykk av på bilder som dette. Elliptiske kjempegalakser finner vi gjerne nær senteret for såkalte galaksehoper, som vi snart skal komme til. M87 ligger nær sentrum i Virgohopen. Massene til slike galakser kan nærme seg 10,000 milliarder solmasser. AST1010 - Galakser

Leo I (dverg-galakse) AST1010 - Galakser Elliptiske galakser kan være kjempestore, men de kan også være de minste galaksene vi har. Dette er Leo I, en dverggalakse som ligger nær Melkeveien bare 750,000 lysår unna. Den har vært klassifisert både som en E4 galakse og som en ”sfæroid dverggalakse”. Den har svært få stjerner. Vi kan se rett gjennom den. Det betyr også at det ikke er støv og gass i den. Likevel finner vi stjerner her som ble dannet så sent som for 1 milliard år siden. Stjerner som er så unge, forekommer vanligvis ikke i elliptiske galakser, men disse kan ha blitt fanget inn av galaksen lenge etter at den ble dannet . AST1010 - Galakser

I infrarød stråling (t.h.) ser vi at galaksen har M 82 er en irregulær galakse – ingen struktur i synlig lys (t.v.) I infrarød stråling (t.h.) ser vi at galaksen har skyer av gass og støv samt aktivitet som kaster ut gass fra kjernen. M 82 som er vist i disse bildene, er en irregulær galakse som ligger nokså nær oss, 12 millioner lysår borte. Den er forholdsvis stor til å være en irregulær galakse, om lag 30,000 lysår langs den lengste dimensjonen. Den har ingen spesiell struktur. Øverst til venstre ser vi hvordan den tar seg ut i synlig lys. Nede til høyre er en eksponering i infrarødt lys overlagret den synlige bildet. Det viser seg at M 82 har store mengde gass og støv. I infrarødt ser vi nettopp strålingen fra kalde gass-skyer. Det er karakteristisk for irregulære galakser at de har mye gass og støv og mange unge stjerner. Stjernedannelse er fortsatt meget aktiv i disse galaksene og denne galaksen viser indikasjoner på stor aktivitet.

Store Magellanske Sky – LMC en satellitt til Melkeveien  Lille Magellanske Sky – SMC LMC og SMC er begge på den sydlige halvkulen  Melkeveiens største følgesvenner er den Store og den Lille Magellanske Sky. Avstanden til den Store Magellanske Sky (Large Magellanic Cloud, LMC) er 170,000 lysår. Er LMC en enarmet spiralgalakse? Vi ser den av og til klassifisert som spiral. Siden disse galaksene ligger så nær storsøster, Melkeveien, kan det nok være de har fått litt røff behandling i sin tid, som å få revet løs en arm. Men vanligvis er de klassifisert som irregulære.

AST1010 - Galakser

Antall og former Galaksetype I Universet Nær oss Spiral 77% 34% Elliptisk 20% 13% Irregulær 3% 54% Trolig er de fleste galakser irregulære De irregulære galaksene er små og lyssvake Mange små elliptiske galakser – disse også trolig underrepresenterte Her gir vi antallet vi finner av hver type galakse i vårt nabolag og i universet som helhet. Vi finner langt flere elliptiske galakser og især irregulære galakser i områdene nær oss i forhold til der vi registrerer i resten av universet. Det kan bety at vårt nabolag har mange slike galakser, men mer nærliggende er det at det virkelig finnes så mange små galakser av disse to typene. De små galaksene kan vi ikke observere langt ute i universet. De lyser for svakt. De er derfor ikke overrepresenterte i det lokale området, men underrepresentert i det store, universelle bildet. Trolig er irregulære galakser i stort flertall i universet! AST1010 - Galakser

Masser - lysstyrker - størrelser Spiral Elliptisk Irregulær Masse* 109– 4x1011 105 – 1013 108 – 3x1010 (Sola = 1) Lysstyrke 108 – 2x1010 3x105 – 1011 107 – 109 Størrelse 15x103– 8x105 3x103– 6x105 3x103 – 3x104 (Lysår) ____________ * Massetallene gjelder andelen av massen som finnes i stjerner og inkluderer ikke mørk masse Her kan vi merke oss at de største elliptiske galaksene og de største spiralgalaksene blir om lag like store i diameter, men de store elliptiske galaksene har mye større volum og kan inneholde opp til 10,000 milliarder solmasser. Blant elliptiske galakser finner vi også de minste, de så kalte dvergelliptiske galakser. Leo I var eksempel på en slik galakse. Vi skal også merke oss at de enorme størrelsene på de største galaksene, flere hundre tusen lysår, er bestemt ved svært lange eksponeringer som samler opp lys fra de få stjernene som ligger så langt borte fra galaksesentrene. AST1010 - Galakser

Stjerner – gass - dynamikk Spiraler Elliptiske Irregulære Unge og gamle Bare gamle Både gamle stjerner i skive; stjerner og unge stjerner bare gamle i halo Gass og støv i Lite eller ikke Svært mye gass skiva, ikke noe noe gass eller og støv gass/støv i halo støv Stjerner dannes Ikke nevneverdig Livlig dannelse i spiralarmene stjernedannelse av nye stjerner Stjerner i bane Stjerner i vilkårlige Stjerner har helt i skiven, kaotiske baner i tre dimen- irregulære baner baner i halo sjoner Tabellen angir populasjon og dynamikk til gass og stjerner de tre typene av galakser. Den gjengir (ovenfra og ned) hvilke stjernepopulasjoner vi finner i hver av de tre klassene av galakser, hvor mye gass og støv som finnes, hvor aktiv stjernedannelsen er og til slutt dynamikken i stjernebevegelsen. Inntrykket man sitter igjen med er at de elliptiske galaksene er ferdige strukturer, ferdig dannet for lenge siden. De består i overveiende grad av populasjon II stjerner, altså metallfattige stjerner. De irregulære galaksene er uferdige strukturer, som nettopp har samlet seg. Spiralgalaksene er fortsatt i full utvikling. Det er etter hvert blitt klart at en spiralgalakse, som vår Melkevei, utvikler seg over lang tid gjennom å ”spise opp” irregulære galakser og små spiralgalakser i nabolaget. Dermed får den hele tiden ny tilførsel av stjerner og gass. Dette inkluderer gass fra intergalaktiske hydrogenskyer som aldri har vært del av noen galakse. Melkeveien og trolig mange andre store spiralgalakser er derfor fortsatt under dannelse. AST1010 - Galakser

Opptvinning av spiralene Hvordan opprettholdes spirallarmene i en spiralgalakse? Dersom vi forestiller oss at armene består av fortetninger av stjerner som går i bane rundt sentrum i en galakse får vi et problem med at spiralarmene tvinnes altfor raskt opp. I figuren har de markerte punktene samme lineære hastighet, altså ikke samme vinkelhastighet i bane rundt galaksesenteret. Dette er akkurat hva man observerer for stjerner i for eksempel Melkeveien, men også som vi skal se i andre spiralgalakser (se slide 37). Det kan til å begynne med se ut som om dette kan gi en spiralstruktur, men etter hvert får man en stadig tettere tvinnet spiral. Etter noen få omløp, svarende til bare 1 - 2 milliarder år i vår Melkevei, er den helt tvinnet opp, se panel 6. Men vi observerer ikke slik tett opptvinning. Da er det et problem å skjønne hvordan armene opprettholdes og dannes. AST1010 - Galakser

Spiralarmenes natur Armene består av de sterkest lysende stjernene, altså O og B stjerner, og av H II områder, gass ”oppvarmet” av slike stjerner Stjerner utenom typer O og B fordeler seg jevnt i hele galakseskiva Konsentrasjonen av stjerner i armene er bare 5% høyere enn mellom armene Hva lager armene: Tetthetsbølger Selvpropagerende stjernedannelse Begge deler Men hva er egentlig spiralarmene? Nå må vi merke oss at om vi observerer spiralgalakser i synlig lys, vil armene markeres av de sterkest lysende stjernene, altså O og B stjerner, og av H II områder, som er gass ”oppvarmet” av slike stjerner. Stjerner utenom typene O og B finnes og det er langt flere av disse enn av O og B stjernene, men de fordeler seg jevnt i hele galakseskiva. Faktiske er konsentrasjonen av stjerner i armene bare 5% høyere enn mellom armene. Men O og B stjerner og H II områdene er gode markører fordi de lyser så sterkt. Derfor ser vi spiralarmene som stedene der disse stjernetypene finnes. Spiralarmene er altså stedene hvor dannelse av nye stjerner foregår, ikke steder med ekstra mange stjerner, Hva er det så som lager armene? Vi skal omtale to teorier – to mekanismer – som kan gis stikkordene tetthetsbølger og selvpropagerende stjernedannelse. Trolig er det ikke snakk om bare den ene eller den andre mekanismen, men om bidrag fra begge. AST1010 - Galakser

1. Tetthetsbølger AST1010 - Galakser Teorien forutsetter at en trykkbølge brer seg gjennom gassen i skiva og komprimerer gass skyene. Det dreier seg om bølger med samme natur som lydbølger. Komprimering av skyene utøser gravitasjonskollaps i kalde skyer og dermed stjernedannelse. Figuren viser hvordan stjernedannelsen vil lage en spiralstruktur når den er ordnet og utløst av bølgen. I begge figurene har vi det samme antall ellipser og hver ellipse kan vi tenke oss representerer banen til en stjerne eller en gass sky. Men i a) er retningen av ellipsenes langakser vilkårlig orientert, mens vi i b) har en sammenheng mellom retningene til langaksene i ellipser som ligger ved siden av hverandre. Denne sammenhengen representerer den ordningen eller organiseringen som trykkbølgen lager. Spiralmønsteret er tydelige. Dette forteller at vi kan få spiraler dersom en fysisk årsak utløser tetthetsbølger ut fra senteret. Kompresjonen krever enorme mengder energi. Bølgene vil derfor dempes og forsvinne etter ca 1 milliard år. Derfor må nye bølger settes i gang hvis spiralene skal vare ved, slik vi ser de gjør. En mekanisme som lager en ny bølge kan være en nær passasje av en annen galakse. Galaksene ligger tett nok til at slike nære passasjer, eller til og med kollisjoner, skjer kanskje med om lag 1 milliard års mellomrom. Det er også slik at man gjerne ser små galakser i nærheten av store velordnede galakser. Kanskje har passasjene av de små galaksene utløst bølgene som får spiralarmene til å dannes. AST1010 - Galakser

I figuren utgjør streken selve bølge- eller sjokkfronten Her ser vi hvordan passasjen av bølgen har utløst stjernedannelse når molekylære gass skyer i baner rundt galaksesenteret passerer inn i områder med kompresjon. Først dannes O og B stjerner og tilhørende H II områder, markert med gult i figuren. Etter hvert utvikles stjerner av andre spektralklasser og disse holder følge en tid i unge, åpne hoper, markert med blått i figuren. Hopene inneholder også små og lyssvake stjerner, og det er langt flere av disse enn av O og B stjerner. Alle de unge, nydannede stjernene beveger seg i baner rundt galaksens sentrum på samme vis som skyene de er laget av. Det er et poeng at skyene, og dermed stjernene, går raskere i sine baner enn tetthetsbølgen beveger seg. Vår sol beveger seg for eksempel rundt Melkeveiens sentrum i løpet av omlag 200 millioner år, men det går bare 50 millioner år mellom hver gang den passerer en spiralarm. Armen består nå av de sterke stjernene som vises best. Men de lever ikke lenge. O og B stjerner lever bare om lag 10 millioner år. Dermed forsvinner armen, mens skiva sitter igjen med de svakere stjernene. Dette forklarer at stjernetettheten ikke er spesielt høy i en spiralarm, når vi tar med alle stjerner. Armen forsvinner raskt, men i mellomtiden er en ny arm blitt dannet et annet sted fordi tetthetsbølgen og stjernene/skyene beveger seg i forhold til hverandre. Denne mekanismen skulle gi velordnede spiralarmer. De svake stjernene som sola og de mange enda svakere stjernene bidrar jo ikke særlig mye til det som oppfattes som armene og de spres jevnt utover i skiva. AST1010 - Galakser

2. Selvpropagerende stjernedannelse Den andre måten å danne spiralarmer på er at strålingstrykket fra sterkt strålende og nydannede O og B stjerner driver sjokkfronter. Det samme gjør de massene som kastes ut fra supernovaer, som de sterke stjernen raskt ender opp som. Begge typer av sjokkfronter vil komprimere den interstellare gassen i omgivelsene, noe vi flere ganger har vært inne på. Denne måten å danne nye stjernehoper på foregår utvilsomt, men trolig gir den armer som er mindre velorganiserte enn mekanismen med spiralbølger. AST1010 - Galakser

dårlig definerte armer - selvpropagerende M33 – uryddige og dårlig definerte armer - selvpropagerende  stjernedannelse? M74 – veldefinerte spiralarmer laget av en progressiv tetthetsbølge?  At begge mekanismene danner stjerner i galakser illustreres når vi sammenligner de to galaksene M 33 og M 74. I M 33 dannes en forholdsvis større del av stjernene ved selvpropagerende stjernedannelse enn i M74 hvor tetthetsbølgene dominerer. Vi får da galakser med noe forskjellig utseende alt etter hvilken mekanisme som dominerer.

Hoper og superhoper av galakser Galaksehoper – galactic clusters den lokale gruppen regulære galaksehoper: sfærisk i fasong, konsentrerte mot sentrum irregulære galaksehoper: mer vilkårlig spredning av galaksene i hopen Superhoper – super clusters vår lokale superhop inkluderer hoper ut til Virgohopen ~ 50 million lysår unna Hulrom og vegger – voids and walls – de største strukturene Galaksene er organisert i grupper – så kalte galaksehoper. Disse kommer i mange størrelser, fra hoper med noen titalls medlemmer, kalt fattige hoper, til hoper med tusenvis av medlemmer, rike hoper. Etter utseende grupperes de også som regulære og irregulære galaksehoper. Hopene er igjen organisert i superhoper. Disse er de største grupperingene av galakser i universet, men det finnes en overordnet struktur som man kan kalle hulrom og vegger – voids and walls. Hopene og superhopene forkommer tettest i vegglignende strukturer som omslutter områder med mye lavere tetthet av galakser. De neste siden vil gi eksempler på alle disse typene av strukturer og starter med den galaksehop Melkeveien tilhører, den lokale gruppen – local group. AST1010 - Galakser

Melkeveiens nabolag AST1010 - Galakser Først viser vi vårt nærmeste lokale nabolag, satellittene til vår Melkevei. Dverggalaksen i Sagittarius er den nærmeste, men den er skjult for oss på grunn av ugjennomsiktige skyer i Melkeveien. Den ble imidlertid oppdaget fra radioobservasjoner for bare noen få år siden. Melkeveien er i ferd med å rive sund og oppsluke denne lille galaksen. De Magellanske skyene er to forholdsvis store irregulære galakser nær oss og er synlige på den sørlige himmelhalvkule. AST1010 - Galakser

Lokale gruppen (~40 galakser) Den lokale gruppen har om lag 40 galakser og er en liten gruppe. Der er tre store spiralgalakser, Melkeveien, Andromedatåken (M31) og Triangulum (M33). Fire ”store” irregulære galakser inkluderer de to Magellanske skyer. De øvrige er normale elliptiske galakser, eller dvergelliptiske og dvergirregulære galakser. At mer enn halvparten av de nære galaksene er av denne typen henger som vi har nevnt, trolig sammen med at vi ser dem fordi de er så nær oss. Avstanden til M31 er 780 kpc (kpc – kiloparsec lik 1000 parsec), ikke litt under 500 kpc som vist her. Bildet er basert på gamle data. Det er 850 kpc til Triangulum. Dette svarer til hhv. 2.55 million lysår og 2.8 million lysår. Trolig finnes det enda flere små galakser i vårt nabolag. Det er for øvrig påfallende hvordan Melkeveien på den ene siden og Andromedagalaksen og M33 på den andre siden har samlet grupper av drabanter rundt seg, med forholdsvis mye tynnere befolkning i områdene i mellom. AST1010 - Galakser

Sentrale deler av Virgo M87 Nå drar vi ut i kosmos for alvor! Her ser vi de sentrale delene av Virgo hopen, den nærmeste rike galaksehop. Den ligger om lag 50 millioner lysår fra oss. Midt i bildet står den kjempestore elliptiske galaksen M87 som ligger i senteret for hopen. Vi har nevnt M87 i slide 9. Slike kjempegalakser, gjerne elliptiske, finner man ofte i eller nær senteret til store galaksehoper. Det kommer av at skyen som hopen var dannet fra, har hatt en konsentrasjon av masse mot sentrum. Virgohopen består av godt over tusen galakser. AST1010 - Galakser

Lokale superhop AST1010 - Galakser Figuren illustrerer den lokale superhopen, hvor både den lokale gruppa og Virgohopen er medlemmer. Hele området er 100 million lysår (30 million parsec) i utstrekning. (Figuren er kanskje noe mer omfattende enn bare den lokale superhopen.) På dette punktet kan man adressere spørsmålet: Hva er det som definerer en hop eller en superhop? Dels er det et spørsmål om telling og galaksetettheter. Men dessuten må galakser som skal regnes som medlemmer av en hop, være gravitasjonelt bundet til hverandre, til hopen. De skal altså ikke kunne forlate hopen med de hastigheter de observeres å ha, eller antas å ha. For superhoper bruker man et tilsvarende kriterium. AST1010 - Galakser

Coma hopen – en typisk stor galaksehop Utenfor vår lokale superhop finner vi Coma hopen. Den er en typisk stor galaksehop. Den ligger i en avstand på om lag 400 million lysår. I senteret finner man to kjempestore elliptiske galakser. For øvrig er praktisk talt alt man ser i bildet galakser. Det finnes flere tusen av dem i Coma hopen (~10,000) og de fleste er elliptiske. Det er alminnelig med en overvekt av elliptiske galakser i store, velordnede hoper. Irregulære galakser og spiraler finner man mer av i mindre hoper og utenom hopene. AST1010 - Galakser

Hubble Deep Field (2009) ~50 timer eksponering AST1010 - Galakser Hubble teleskopet har tatt en rekke såkalte ”deep field” eksponeringer, hvor man prøver å observere alt som kan sees i et synsfelt, ut til universets fjerneste grenser. Dette er det nyeste Hubble deep field bildet fra august 2009. Det viser praktisk talt bare galakser, mer enn 10,000 av dem selv i dette meget begrensede synsfeltet. Bildet er tatt med en samlet eksponeringstid på 173000 sekund. En del store røde elliptiske galakser forholdsvis nær oss er synlige i forgrunnen. Men de svakeste objektene i feltet er galakser som ser ut slik de var bare 0.5-1 milliard år etter Big Bang. Ved å måle avstanden til galaksene i slike bilder kan man bygge opp 3-dimensjonale kart av Universet. Vi skal se på noen av disse kartene. AST1010 - Galakser

Her ser vi resultatene fra to undersøkelser av fordelingen av galaksehoper og super hoper i universet. Den nederste sektoren viser et 2-dimensjonalt kart fra slutten av 1980-årene av et område som strekker seg 650 million lysår ut fra vår Melkevei. Man ser strukturer i form av vegger med hulrom mellom veggene. The Great Wall (som nå kalles CfA Great Wall), som ligger mellom 300 og 440 million lysår borte, var en av de av store vegger som ble oppdaget. Foran denne veggen ligger et hulrom som er 150 million lysår, stort hvor vi finner få galaksehoper. For øvrig ligger det store områder uten hoper og superhoper i deler av universet som er skjult for oss bak skyer i Melkeveien. Den øverste sektoren viser de forløpig nyeste resultatene fra 2003. En enda større vegg, som kalles Sloan Great Wall ligger i øvre venstre del av sektoren i en avstand på 1000 million lysår. Et noe nyere resultat viser hulrom- og veggstrukturene enda klarere. Lengdeskalaen er gitt i c × z enheter som kan gjøres om til lysår ved bruk av Hubbles lov. Sloan refererer til Sloan Digital Sky Survey, en omfattende systematisk kartlegging av en smal sektor i verdensrommet i flere fotometriske bølgelengdeområder i synlig lys(se neste slide) AST1010 - Galakser

Denne figuren gir et enda bedre inntrykk av observasjonene og av resultatene fra 2003. Sloan Great Wall er den største strukturen, 1.4 milliard lysår lang i en avstand på 1 milliard lysår. En annen stor struktur er Pisces-Cetus superhop komplekset. Vi ser også at oversikten bare dekker et smalt utsnitt av universet. AST1010 - Galakser

1.6 million galakser AST1010 - Galakser Dette bildet gjengir data fra 2MASS prosjektet, en kartlegging av universet i ”alle” retninger i infrarød stråling med bølgelengde 2 mikrometer, eller 2000 nm. Det blå båndet i bildet viser hvor melkeveiens skive ligger. Vi merker oss at observasjonene er gjort det infrarøde spektral området hvor gass skyene i verdensrommet (f.eks. I Melkeveien) er atskillig mer gjennomsiktige enn for synlig lys. Dette er en oversikt over 1.6 millioner galakser. Igjen ser vi at det er et strukturert univers. En slags skumstruktur kan være en nøkkel til hvordan materien har kondensert ut etter Big Bang. Kanskje reflekterer ”skummet” strukturer i big bang prosessen. Flere store vegger er synlige. Veggene omslutter rom hvor man finner få galakser. Men helt tomt er det ikke i disse rommene. Man kan ha intergalaktisk hydrogen (i molekylform H2) som nå er påvist ved målinger. Vi nevner også The Great Attractor (ved ca. kl 8 i bildet). Det er en stor gruppe galakser som trekker på vår lokale superhop slik at alle galaksene der, inkludert vår egen Melkevei, beveger seg mot The Great Attractor med en fart på 600 km/s. AST1010 - Galakser

Galaksekollisjoner Det er vanlig at galakser kolliderer med hverandre Som ventet da de er store og nær hverandre i forhold til størrelsen Galaksekollisjoner kan gi starburst i en kolliderende galakse – områder hvor det er sterk nydannelse av stjerner Kolliderende galakser kan slå seg sammen, spise hverandre og bli spist Vi har nevnt at vår Melkevei kolliderer med sine små nabogalakser og at flere av disse trolig vil ende opp som del av Melkeveien etter lang tid. Det er ikke uvanlig at galakser kolliderer. Det kommer av at de er store i utstrekning og ligger nær hverandre i forhold til størrelsen. Galaksekollisjoner kan gi så kalte starburst i de kolliderende galaksene. Det dannes da områder hvor det foregår sterk nydannelse av stjerner. Kolliderende galakser kan videre slå seg sammen, spise hverandre og bli spist. Nå skal vi vise noen eksempler på disse situasjonene. AST1010 - Galakser

Cartwheel (kjerrehjul) galaksen er eksempel på en galakse som har kollidert. Kollisjonen har varmet opp kjernen i galaksen slik at den lyser sterkt og laget en ringformet trykkbølge som har bredt seg utover som ringer i vannet. Tykkbølgen komprimerer gassen i galaksen og man har endt opp med en ring av områder hvor det foregår sterk nydannelse av stjerner. Slike områder kalles starburst områder. Starburst betyr at mange nye stjerner dannes raskt i et lite område. Kollisjonene kan også spre gassen i galaksene og dra den ut i det intergalaktiske rommet. Man trodde inntil nylig at synderen var den blå irregulære galaksen til høyre. Men slik er det ikke! AST1010 - Galakser

Den kolliderende galaksen trekker med seg hydrogen (21 cm stråling) ut i rommet Det var den irregulære galaksen lengst til høyre som kolliderte med Cartwheel galaksen. Den avslører seg fordi den har lagt etter seg en hale av nøytralt hydrogen på sin vei gjennom rommet etter kollisjonen. Hydrogenet er merket av ved konturene som er gjengir strålingen i radiolinjen fra nøytralt hydrogen på 21cm. AST1010 - Galakser

Beregnet forløp av galaktisk kannibalisme Når to galakser kommer nær hverandre kan den ene spise opp den andre. Her vises en numerisk bergning av dette. De to galaksene går først i bane rundt hverandre, men banen forstyrres slik at de faller mot hverandre. Det er vanlig at den spisende galaksen er større enn måltidet. Her kan man merke seg 1) at situasjonen fører til utvikling av spiraler i den store galaksen og 2) at de fleste stjernene i den lille galaksen ender opp i kjernen av den store. På et gitt utviklingstrinn ligner systemet litt på M 51 og dens følgesvenn. For et bilde av M 51, se forelesning 16, slide 3. AST1010 - Galakser

Mørk materie i og mellom galakser Mørk materie er vanlig i galakser. Dette fastslås fra rotasjonskurver. Den mørke materien strekker seg til utenfor kanten av galakseskiva. Ved å måle rotasjonsfunksjonen til Melkeveien – rotasjonshastigheten for ulike avstander fra sentrum - fant vi at 80-90% av materien som lager gravitasjon ikke sender ut stråling og at denne materien må bestå av noe annet enn den normale materien vi ser i stjerner og gass-skyer. Vi fant også at den mørke materien strekker seg langt utover til områder utenfor kanten av galakseskiva. Vi skal nå demonstrere at mørk materie er helt vanlig i galakser og at man finner store mengder av både vanlig materie og mørk materie mellom galaksene nær sentrene av de store galaksehopene, AST1010 - Galakser

Her vises rotasjonskurver for en del galakser Her vises rotasjonskurver for en del galakser. De ser likedan ut som rotasjonskurven for vår egen Melkevei. Disse galaksene må derfor, som Melkeveien, inneholde mye mørk materie og denne mørke materien strekker seg klart langt utenfor galaksenes yterkant, definert ved det synlig bildet som omfatter de fleste stjernene. Man tror derfor at områdene mellom galaksene i en hop kan være fylt med mørk (ikke lysende) materie. AST1010 - Galakser

Mørk materie i og mellom galakser Mørk materie er vanlig i galakser. Dette fastslås fra rotasjonskurver. Den mørke materien strekker seg til utafor kanten av galakseskiva. Mørk materie også mellom galaksene. Bevegelsen av galaksene rundt hverandre i en hop er så rask at hopen ikke blir holdt samlet uten ved gravitasjon fra mørk masse. Gravitasjonslinsing gir større masser enn den som måles fra synlig stråling og fra røntgen stråling. Her slår vi fast fra rotasjonsmålingene, vist i forrige slide, at mørk materie er vanlig i galakser og at denne mørke materien strekker seg til områdene utenfor kanten av galakseskivene. Men mørk materie finnes ikke bare i og nær galaksene, men i like stor grad mellom galaksene i en hop, især nær sentrum av hopen. Dette kan slås fast ved to argumenter. 1. Ser vi på hastigheten av galaksene i en hop vil vi se at de kan unnslippe fra hopen med mindre det finnes store mengder mørk masse som holder hopen samlet. Det er er argument fra den observerte dynamiske tilstand til galaksehopen. 2. Det andre argumentet er mer komplekst. Som vi har sett vil et gravitasjonsfelt rund en masse avbøye lyset. Store galakser og galaksehoper kan derfor virke som gravitasjonslinser. Da kan vi måle massen til galaksen eller hopen ved å se på avbøyningen av lyset i linsen. Avbøyningen blir større desto mer masse vi har i linsen. Så sammenligner vi massen vi får fra denne metoden med masse målt fra strålingen fra galaksen eller galaksehopen. Det er da, som vi skal se, viktig å ta med vanlig, strålende masse mellom galaksene. AST1010 - Galakser

Galaksehoper som gravitasjonslinser Her gjentar vi hvordan strålingen fra en sterk, punktformet kilde langt, langt borte (en kvasar, se forelesning 17) blir avbøyd, ”linset”, av galaksehopen i forgrunnen. Vi ser bruddstykker av Einstein ringen. Mengden av masse i galaksehopen som utgjør linsa, kan anslås fra størrelsen på Einstein ringen. Så kan massen som avbøyer lyset sammenlignes med den massen som lager strålingen. Da må vi som nevnt også ta med stråling fra områdene mellom galaksene i hopen. Tettheten i rommet mellom galaksene er ikke stor, bare om lag ett hydrogenatom pr kubikkmeter, men gassen er meget varm (se neste bilde). Gass inne i galaksen bidrar også. AST1010 - Galakser

Bildet viser røntgenstråling fra sentralområdet i Virgohopen, observert med satellittobservatoriet, Rosat i 1996. Skya som stråler i røntgenområdet er mye større enn sentralgalaksen, M87, og har en masse som er 5 ganger større enn massen fra stjernene i denne elliptiske galaksene. Dette er noe man generelt finner der galaksehoper virker som gravitasjonslinser. Likevel er denne intergalaktiske massen av stjerner og varm gass langt fra nok til å forklare lysets avbøyning i linsen. Original figurtekst: Explanation: This ROSAT image of the Virgo cluster of galaxies reveals a hot X-ray emitting plasma or gas with a temperature of 10-100 million degrees pervading the cluster. False colors have been used to represent the intensity of X-ray emission. The large area of X-ray emission, just below and left of center, is about 1 million light-years across. The giant elliptical galaxy M87, the biggest member of the cluster, is centered in that area while other cluster members are scattered around it. By adding up the amount of X-ray emitting gas astronomers have found that its total mass is up to 5 times the total mass of the cluster galaxies themselves - yet all this matter still does not produce nearly enough gravity to keep the cluster from flying apart! Where is the unseen mass? Because galaxy clusters are the largest structures in the Universe, this mysterious Dark Matter must dominate the cosmos but its nature is still an open question. APOD 19 april 1996. AST1010 - Galakser

Mørk materie i og mellom galakser Mørk materie er vanlig i galakser Fastslås fra rotasjonskurver Den mørke materien strekker seg til utafor kanten av galakseskiva Mørk materie også mellom galaksene Bevegelsen av galaksene rundt hverandre i en hop er så rask at hopen ikke blir holdt samlet uten ved gravitasjon fra mørk masse Gravitasjonslinsing gir større masser enn den som måles fra synlig og røntgen stråling 80 % av materien er mørk Generelt får vi derfor samme resultat enten vi ser på Melkeveien, andre galakser eller galaksehoper: 80% av massen i universet stråler ikke. AST1010 - Galakser

Hvorfor blir en galakse spiral- eller ellipseformet? … eller har elliptiske galakser en gang vært spiralgalakser? Elliptiske galakser ble til fordi dannelsen av stjerner var rask. Stor tetthet i utgangspunktet. Mange supernovaer ga mange kompresjonskjerner for ny stjernedannelse. Elliptiske galakser dannes fra kollisjoner mellom spiralgalakser. Armer rives av i kollisjoner. Vokser seg store ved å ta opp i seg andre galakser. Et opplagt spørsmål melder seg. Hvorfor blir en galakse enten spiral- eller ellipseformet? Vi kan snakke om henholdsvis et natur- og et miljøargument for å forklare hvordan denne forskjellen har oppstått. Naturargumentet hevder at de elliptiske galaksene var dannet som elliptiske galakser. Stjernedannelsen gikk raskest i disse elliptiske galaksene fordi tettheten i utgangspunktet var stor. Mange supernovaer ga mange kompresjonskjerner hvor ny stjernedannelsen kunne skje. De elliptiske galaksene brukte opp sin gass før en galakseskive kunne dannes, mens spiralgalakser brukte gassen langsommere og det var tid til å danne en skive hvor spiralarmer oppsto. Argumentet kan også forklare at stjernene i elliptiske galakser er eldre enn i spiralgalakser, i den forstand at de hører til i en tidligere generasjon. Utviklingen gikk for fort til at det ble dannet mange stjernegenerasjoner. Miljøargumentet hevder derimot at elliptiske galakser har vært spiralgalakser i utgangspunktet. De har mistet armene ved at de har kollidert med andre galakser i en tidlig epoke da galaksene lå nær hverandre. Kollisjonene førte også til at de vokste seg store ved kannibalisme. Argumentet hviler på at de elliptiske galaksene viser tegn på å ha gjennomgått mange kollisjoner.. De to typene prosesser utelukker ikke hverandre. Utvilsomt er det slik at galakser kolliderer. Vi observerer at dette skjer. Videre merker vi oss at sentralgalaksene i galaksehoper er kjempestore elliptiske galakser. De må være dannet av store mengder gass i utgangspunktet, idet gassen ville samle seg i sentrum av hopene, noe som også observeres. .

Dannelse av vegger og hulrom Galakser dannes først og gravitasjonen trekker dem sammen – får laget hulrom. … men det tar for lang tid å lage hulrommene. Pannekake modellen. flate skyer av mørk og lysende materie dannes i Big Bang. galaksene dannes i disse pannekakene eller bobleveggene. Numeriske bergninger er gjort – strukturer relaterer til forholdene like etter Big Bang. Hvordan er universets skumstruktur laget? Hvordan har vi fått vegger og hulrom? Man har tenkt seg to måter dette kan ha skjedd på. Enten er galaksene dannet først og spredt jevnt utover i rommet. Gravitasjonsvirkninger har gjort at de så har samlet seg i veggene. Mørk materie kan da ha blitt igjen i hulrommene. En alvorlig vanske med denne modellen er at det tar for lang tid for galaksene å migrere til veggene dersom de opprinnelig er dannet inne i hulrommene. Med de hastigheter som observeres, typisk ca 600 km/s, vil det ta titalls milliarder av år. Dette er lenger tid enn universet har eksistert. I pannekakemodellen ble flate skyer av mørk og lysende materie dannet i Big Bang og galaksehopene dannes i disse pannekakene eller bobleveggene. Selve strukturen med vegger og bobler reflekterer instabiliteter eller strukturer i Big Bang. AST1010 - Galakser

Beregnet void-wall struktur fra Big Bang AST1010 - Galakser

Aktive galaksekjerner. Slutt på forelesning 18 Neste gang: Aktive galaksekjerner. Universet. Slutt på forelesning 2 AST1010 - Galakser