Forelesning 18: Melkeveien

Presentasjon om: "Forelesning 18: Melkeveien"— Utskrift av presentasjonen:

1 Forelesning 18: Melkeveien
AST1010 – En kosmisk reise Forelesning 18: Melkeveien

2 Melkeveien sett fra jorda
(sydlige halvkule)

3 Herschels kart over Melkeveien Merk at for Herschel er vi i sentrum.
Dette fant Herschel ved å plotte stjerners posisjon i mange retninger mot lysstyrken, som han tok som en indikator på avstand.

4 Melkeveien sett fra jorda
Problem: Noen stjerner lyser mye kraftigere enn andre - lysstyrke er ikke lik avstand! Herschel brukte 𝑚 i stedet for 𝑚−𝑀, som er en korrekt avstandsindikator

5 Melkeveiens struktur:
Kjerne (galactic nucleus) Sentralutbulning (central buldge) Galakseskiven (disk) Spiralarmer (har navn etter stjernebilder) i skiven Halo – stort kuleformet område som mer enn omslutter hele galaksen Kulehoper (globular clusters) av stjerner i haloen

6 Melkeveiens dimensjoner
Galakseskivens diameter er ca lysår Den er 2000 lysår tykk. Sentralutbulningens diameter er 20,000 lysår og består av både populasjon I- og II- stjerner. (dvs. både unge og eldre stjerner)

7 Spiralarmene Spiralarmene ligger i skiven og består vesentlig av populasjon I-stjerner (dvs. unge stjerner.) Åsted for stadig stjernefødsel

8 Haloen og kulehoper Kulehopene (ca. 160) finnes i galaksens halo og består av populasjon II-stjerner (gamle). Haloen har stjerner utenom kulehopene – 99% av halostjernene er frittsvevende. Melkeveien har totalt milliarder stjerner.

9 Hvor i Melkeveien er vi? Harlow Shapley benyttet variable stjerner som standardlyskilder til å måle avstanden til 69 kjente kulehoper Fant at senteret for kulehopenes fordeling ikke lå nær jorda, men 65,000 lysår unna (korrekt verdi: 27,000 lysår). Identifiserte dette stedet med sentrum for galaksen

10 Banebevegelser i galaksen
Banene til halostjerner og kulehoper ligger i alle mulige baneplan. Stjerner, skyer og hoper i skiven går i baner som ”vipper under og over skivens midtplan.

11 Populasjon I, II og III Navn Alder Metallinhold Observert Populasjon I
(3. generasjon) Unge stjerner Høyt Ja (Solen er en slik stjerne) Populasjon II (2. generasjon) Eldre stjerner Lavt Ja Populasjon III (1. generasjon) De første stjernene Ekstremt lavt Nei. (JWST skal lete etter dem.)

12 Populasjon I, II og III Hvorfor øker metallinholdet i stjerner jo yngre de blir? I kjernekollaps-supernovaer (de største stjernene som dør tidlig) frigjøres enorme mengder energi Metaller tyngre enn jern dannes ved fusjon (en prosess som koster energi) Supernovaer forurenser gass-skyer og mindre massive stjerner (som lever lenger)

13 Utviklingshistorie – haloen
Galaksen er dannet fra en roterende sky av gass som senere falt sammen til en skive i sitt eget tyngdefelt. Kulehopene og de frie halostjernene ble dannet før skiva – derfor er dette gamle stjerner med lavt metallinnhold (populasjon II). Kulehoper og halostjerner fikk baner med baneplan i alle mulige vinkler og har i tidens løp forstyrret hverandre slik at banene nå er i høy grad vilkårlige.

14 Utviklingshistorie – galakseskiva
Melkeveiens skive inneholder gass og støv – nye stjerner dannes stadig. Materialet for stjernedannelse er anriket: grunnstoffer tyngre enn helium er spredt fra supernovaer og båret med stjernevind fra kjempestjerner med karbon. Spiralarmer lages – vi kommer tilbake til dette. Stjerner dannes i løse assosiasjoner og i åpne hoper som varer høyst noen hundre millioner år. Populasjon II-stjerner krysser galakseskiven og beveger seg raskt relativt til populasjon I-stjernene, som følger hverandre i omløpet rundt Melkeveiens sentrum.

15 Man har funnet halostjerner med ekstremt lavt metallinnhold
AST Melkeveien

16 Mye gass og støv i Melkeveiens sentralplan/skive
Skyer av støv og gass skygger for stjerner

17 Kartlegging av gass i galaksen: 21 cm radiostråling fra nøytralt hydrogen
AST Melkeveien

18 Skyer i armene skilles ved Doppler-effekten, da de har forskjellig hastighet
AST Melkeveien

19  M83 i synlig lys. Spiralarmene markeres klart av O- og B-stjerner og HII-områder. M83 i 21 cm-stråling. Spiralarmene er mer utydelige og diffuse enn i bildet over. 

20 AST Melkeveien

21 Supermassivt sort hull i Melkeveien sentrum
AST Melkeveien

22 Galaktisk rotasjon Melkeveien roterer.
Solas omløpstid rundt Melkeveiens sentrum er 225 x 106 år som gir ~1011 Msol innenfor en avstand av 26,000 lysår fra sentrum. Fra Keplers 3. lov har man 𝑎 3 𝑃 2 = 𝑀 𝑎 hvor 𝑀(𝑎) er massen innenfor avstand a fra senteret, målt i antall solmasser. Fordelingen av synlig masse med avstand fra galaksens sentrum, 𝑀(𝑎), kan finnes fra stjernetellinger og masse-lysstyrke-relasjonen (forklares neste uke).

23 Galaktisk rotasjon

24 Rød kurve: Forventning basert på synlig masse.
Blå kurve: Faktisk observert rotasjonskurve. Den blå kurven viser hvordan de observerte hastighetene rundt senteret til Melkeveien avhenger av avstanden fra senteret. Hastighetene er målt for stjerner, HII-områder, og skyer med nøytrale atomer eller molekylært hydrogen i kjempemolekylskyer (GMC). Det er dette som kalles rotasjonskurven. Nærmest senteret ser vi en rask økning av rotasjonshastighetene. Dette er forståelig og stemmer med det vi vil vente fra Kepler’s 3dje lov: a3/P2 = M(a) eller v2 = 4pi2 M(a)/a. Her er a avstanden til Melkeveiens sentrum, P er omløpstiden rundt sentrum av Melkeveiens og M(a) er massen innenfor avstanden a fra senteret. Til å begynne med ville vi vente at massen, M(a), økte raskere enn avstanden, a, kanskje så raskt som a3. Farten ville da øke utover. Fra fordelingen av stjerner som finnes fra deres stråling, er det klart at tettheten i galakseskiven vil avta. Til slutt vil vi finne den overveiende delen av massen i galaksen innenfor en gitt avstand. Da skulle vi vente at rotasjonshastigheten etter hvert avtok utover. Med ”all” massen på innsiden skulle stjerner og gasskyer gå i rene Keplerbaner rundt galaksesenteret. Gangen av hastighetene med avstand fra galaksens sentrum er gitt med den røde kurven for en massefordeling som svarer til den vi får fra å ”telle” stjerner. Men som vi ser måler vi en banehastighet som holder seg høy og tilnærmet konstant, eller fortsetter å øke langt utenfor det området hvor Melkeveien har det meste av sine stjerner, til og med utenfor ”kanten” av Melkeveiens synlige skive, så å si.

25 Foreløpig konklusjon på masseproblemet
Vår galakse inneholder store mengder masse som ikke lyser – mørk materie. Litt over 90% av massen (ca Msol) som gir tyngdekrefter er slik mørk materie. Under 10% av massen (ca Msol) finnes i form av stjerner og gass. Den mørke massen strekker seg lenger ut fra Melkeveiens sentrum enn den synlige massen. Antallet stjerner regnes til 2-4 ∙ 1011 (flertallet av stjernene har lavere masse enn Solen).

26 To typer kandidater for mørk masse
Baryonisk masse: sorte hull, brune dvergstjerner, Jupiter-lignende frittsvevende planeter. Slike hypoteser kan sjekkes ved ”mikrolinsing”. Ikke-baryonisk masse: nøytrinoer, WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles), axioner,…

27 Hva er ikke-baryonisk masse - en ordforklaring
Vanlig materie bygges opp av protoner og nøytroner. Disse er igjen baryoner – bygget opp av tre kvarker. Ikke-baryonisk materie må være bygget opp av partikler vi ennå ikke har påvist eksperimentelt.

28 Standardmodellen for partikkelfysikk

29 MACHO1-mikrolinsing Man behøver et rikt stjernefelt, for eksempel
den Store Magellanske Sky som her. 1MACHO – Massive Compact Halo Object

30 Mikrolinsing – gir en sterk
økning av lysstyrken når linsen når det beste fokus. Merk at det er et kortvarig fenomen, og sjeldent. Vanskelig å observere. Der er neppe mange nok brune dverger eller andre små himmellegemer til å svare for massen.

31 Ingen av de kjente partiklene kan bygge opp all den mørke materien

32 MACHO – Massive Compact Halo Object
WIMP – Weakly Interacting Massive Particle? Axioner? (eventuelt andre kandidater?)

33 Supersymmetri?

34 LUX: Ser etter mørk materie som treffer jorda

35 Jevn fordeling av mørk materie
Ethan Siegel scienceblogs.com/startswithabang/

36 Mørk materie viktig for dannelsen av Melkeveien