Forelesning 19: Galakser og galaksehoper

Presentasjon om: "Forelesning 19: Galakser og galaksehoper"— Utskrift av presentasjonen:

1 Forelesning 19: Galakser og galaksehoper
AST1010 – En kosmisk reise Forelesning 19: Galakser og galaksehoper

2 Avstand: 2.55 millioner lysår
Andromeda Det passer bra å starte med vår nærmeste stor nabo, M31 – Andromedagalaksen. Den ligger 2.55 millioner 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. Andromedagalaksen er altså omtrent like stor som vår egen galakse, og er i det hele tatt svært lik Melkeveien. I tillegg er den på vei mot oss! Avstand: 2.55 millioner lysår AST Galakser

3 Hubbles klassifikasjon av galakser
Spiralgalakser vanlige spiraler og stangspiraler Elliptiske galakser Irregulære galakser

4 Stemmegaffeldiagrammet
Melkeveien

5 Spiralgalakser: Sa, Sb og Sc
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: M81 som vi ser her, er en Sb-galakse. Armene er større i forhold til kjernen og ikke så tett tvunnet opp. Melkeveien og Andromedagalaksen, M 31 er også type Sb eller trolig SBb for Melkeveiens vedkommende. Nede til venstre: M74 er en Sc-galakse. Armene er bare løst opptvunnet og kjernen er forholdsvis liten. Nede til høyre: Dette er NGC 4321, også kjent som M100, 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 gasskyene i dette bildet, fordi det er tatt i infrarødt lys. På disse bølgelengdene registreres stråling fra kald gass med særlig høy kontrast.

6

7 Stangspiraler – typer SBa, SBb og SBc AST Galakser

8 Elliptiske galakser - I hovedsak Pop. II-stjerner (gamle) – lite gass og støv Dekker et område i størrelse fra de største til de minste galakser

9 M 87 er en kjempestor elliptisk galakse. Den ligger i sentrum av
Virgohopen, en sverm eller hop av galakser. Galakser sentralt i hoper er ofte meget massive. AST Galakser

10 M82 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.

11 Store Magellanske Sky – LMC en satellitt til Melkeveien  Lille Magellanske Sky – SMC LMC og SMC er begge på den sydlige halvkulen 

12 Antall og former (observert)
Galaksetype I universet Nær oss Spiral % % Elliptisk % % Irregulær % % Trolig er de fleste galakser irregulære (men vanskelige å observere) De irregulære galaksene er små og lyssvake Mange små elliptiske galakser – disse også trolig underrepresenterte

13 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

14 Spiralarmenes natur Armene består av de sterkest lysende stjernene, altså O- og B-stjerner, og av H+-områder, gass som er blitt ionisert av stråling fra disse stjernene Stjerner utenom typer O og B fordeler seg jevnt i hele galakseskiva Konsentrasjonen av stjerner i armene er bare 5% høyere enn mellom armene (hovedforskjellen er gass)

15 Tetthetsbølgeteorien
Spiralmønsteret er en tetthetsbølge som roterer med konstant vinkelhastighet. I det indre av galaksen beveger stjerner og gass seg med høyere vinkelhastighet enn bølgen. I det ytre av galaksen beveger de seg langsommere enn bølgen. P.g.a tyngdekrefter vil stjerner bevege seg raskere når de nærmer seg bølgen, langsommere når de beveger seg ut av den. Resultat: Tilbringer mer tid i bølgen, ser dette som en økt tetthet. Når gass beveger seg inn i bølgen kan økt tetthet føre til kollaps og stjernedannelse.

16 Opptvinning av spiralene
AST Galakser

17

18 AST Galakser

19 Comahopen – en typisk stor galaksehop
AST Galakser

20 AST Galakser

21 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 – superclusters vår lokale superhop inkluderer hoper ut til Virgohopen ~ 50 millioner lysår unna alt dette en del av superhopen Laniakea: Hulrom og vegger – voids and walls – de største strukturene

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

23 1.6 millioner 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 spektralområdet hvor gasskyene 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 etter Big Bang. Vi mener i dag at ”skummet” reflekterer ” prosesser som foregikk veldig tidlig i Big Bang. 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. AST Galakser

24 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

25 Galaksekollisjoner Direkte kollisjoner mellom stjerner er sjeldne
Men energi overføres fra galaksenes samlede bevegelse til enkeltstjerner (via gravitasjon) Stjerner kan slynges ut av galaksen sin! I en spiralgalakse kan skiven bli tykkere, fordi stjernene får mer energi på tvers av baneplanet

26 AST Galakser

27 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.

28 Galaktisk kannibalisme og spiralarmer

29 Mørk materie i alle galakser
(rotasjonskurver) 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.

30

31

32 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.

33 Galaksehoper som gravitasjonslinser
AST Galakser

34

35 Aktive galaksekjerner
Man oppdaget radiostråling fra fjerne galakser Viste seg å være sterkt rødforskjøvede spektrallinjer fra hydrogen Usedvanlig sterk stråling Kun fjerne objekter for lenge siden (strålingen har brukt lang tid på å nå oss)

36 AST Universet

37 Styrke av strålingen fra ulike typer aktive galakser

38 Strålingen fra kvasarer kan variere raskt
Raske variasjoner (uker/dager) betyr at kilden for strålingen er liten.

39 Drivkraft for kvasarer
Kilden for kvasarers energi: er liten i utstrekning, er langt borte, stråler tilsvarende sterkt – 100 til ganger utstrålingen fra Melkeveien. Kandidat for energimekanisme: gravitasjonsenergi frigjort fra masse som faller inn i et stort sort hull. Ingen annen kjent mekanisme, frigjør energi så raskt og effektivt! forklarer rask variasjon i strålingen.

40 Modell for alle AGN AGN – Active Galactic Nuclei
Drivkraften i alle typer aktive galaksekjerner – AGN - er et supermassivt sort hull med masse i området milliarder av solmasser. Hullet er omgitt av en skive med gass – en oppsamlingsskive – og gassen i skiven faller inn i det sorte hullet.

41 En oppsamlingsskive rundt et sort hull
AST Universet

42 Radiogalakser, kvasarer og BL Lacertae-objekter er alle knyttet til hvordan man ser oppsamlingsskiva og strålen av ladninger som sendes ut fra denne. Ser vi inn fra sida er oppsamlingsskiva, som stråler termisk i synlig og ultrafiolett lys, ikke synlig fordi torusen ugjennomsiktig. Derimot kan vi se synkrotronstråling fra ladningene som strømmer i jetstrålen og vi ser naturligvis områdene langt borte hvor de bremses ned idet de kolliderer med det interstellare mediet. Dette er situasjonen for en radiogalakse. Inn gjennom ringen i smultringens åpning betrakter vi direkte den varme oppsamlingsskiva. Da dominerer strålingen fra skiva, som er meget varm, og man har en kvasar. En stor del av denne strålingen kommer trolig fra den indre kanten av oppsamlingsskiva, like utenfor det sorte hullet. Radius ut til denne indre kanten kan settes tilnærmet lik radius for det sorte hullet i sentrum av galaksen. Det betyr at området for kvasaren kan bli sammenlignbar med radien til det sorte hullet. For et sort hull med 1 milliard solmasser svarer dette til 3 milliarder kilometer eller lyssekunder, som er om lag 3 lystimer. Dette er sammenlignbart med de raskeste variasjoner man observerer for kvasarer. BL Lacertae-objekter har vi når vi ser rett inn langs aksen i jetstrålen. Da dominerer synkrotronstrålingen fra de raske relativistiske elektronene og denne strålingen sendes rett forover langs bevegelsesretningen for elektronene. AST Universet

43