Wykład 10 - Charakterystyka podstawowychsystemów gwiazdowych: otoczenie Słońca,
Galaktyka, gromady gwiazd, galaktyki, grupy igromady galaktyk. Ciemna materia.
16.05.2016
Dane o kinematyce gwiazd
I Ruchy własne gwiazd (Halley 1718 - porównanie pozycjigwiazd z katalogiem Ptolemeusza).
I Paralaksy gwiazd (lata 30-te XIX w.) - odległości do gwiazd.I Skalowanie ruchu własnego: 1”/rok = 4.74 km/s*d (pc)I Prędkości radialne (efekt Dopplera) - mierzone od końca XIX
w.I położenie + odległość + ruchy własne + prędkość radialna -
pełna informacja o kinematyce
Gwiazdy w otoczeniu Słońca
I Najjaśniejsze gwiazdy nieba:
mag n(V<mag) n(V<mag)/n(V<mag-1)1.0 17 -2.0 50 2.943.0 173 3.464.0 517 2.995.0 1609 3.116.0 4996 3.11
Gwiazdy w otoczeniu Słońca c.d.
I Charakterystyka najbliższych układów gwiazdowych (RECONSTOP100):
pojedyńcze 69podwójne 23potrójne 6
poczwórne 1pięciokrotne 1I 100 układów - 142 składniki, około 50% składników znajduje
się w układach pojedyńczychI 0.07 układu/pc3
I ok 0.1 gwiazd/pc3
I Odnalezienie pobliskich gwiazd o najmniejszych masach ibrązowych karłów jest trudne
Galaktyka
Współrzędne galaktyczne
I Centrum Galaktyki (l,b) = (0o , 0o); (Rec, Dec) = (17h 45m37s, −28o56′10′′)
I Północny biegun układu galaktycznego: (l,b) = (∼, 90o);(Rec, Dec) = (12h 51m 26s, +27o07′42′′)
Główne składowe prędkości w Galaktyce
I Składowe prędkości mierzone: prądkość radialna (vr ), dwieskładowe prędkości tangencjalnej (vl , vb)
I Składowe prędkości względem lokalnego układu odniesienia(centroidu), rotującego względem środka Galaktyki z lokalnączęstością ΩU - składowa wzdłuż półosi łączącej środek Galaktyki iobserwatora (skierowana w kierunku przeciwnym niż ŚG, ale uróżnych autorów może być różnie określona)V - składowa skierowana wzdłuż kierunku rotacji GalaktykiW - składowa prostopadła do płaszczyzny dysku, skierowanana północny biegun galaktyczny.
I Prędkość Słońca względem układu lokalnie spoczywającego(U,V ,W ) = (−10 ± 0.4, 5.2 ± 0.6, 7.2 ± 0.4) km/s
Zliczanie gwiazdI Moduł odległości
m −M = 5 log (r) − 5 + a(r)
r = 101+0.2(m−M−a)
I D(r) - liczba gwiazd w odległości rI φ(M) - rozkład jasności absolutnych gwiazdI A(m) - liczba gwiazd o jasności obserwowanej mI a(r) - ekstynkcja do odległości r
A(m) =
∫ ∞0D(r)φ(M)r2dr
A(m) =
∫ ∞0D(r)φ(m − 5 log (r) + 5 − a(r))r2dr
pA(m) =
∫ ∞0D(r)φ(m − 5 log (r) + 5 − a(r))rdr
Centrum Galaktyki
Rysunek: Centralna część galaktyki(Schodel i inni 2009)
Rysunek: Orbity gwiazdznajdujących się w pobliżu Sgr A∗
Z radioźródłem Sgr A∗ związana jest supermasywna czarna dziurao masie rzędu 4 × 106 Msun. Otacza ją bardzo gęsta centralnagromada gwiazd.
Główne składowe Galaktyki
Populacje gwiazdoweI Zgrubienie centralne - poprzeczka o stosunkach osi 3.5:1.5:1.0
o masie ok 2 · 1010 MsunI Dysk galaktyki (cienki) - masa ok. 2.2 · 1010 Msun przybliżony
opis rozkładu gęstości
n = n0 exp (−z/H) exp ((R0 − R)/h)
h ≈ 3.5kpc, H zależy od populacji gwiazdowej – ok 300 pcdla gwiazd liczących kilka miliardów lat
I gruby dysk - masa ok. 4 · 109 MsunI sferoid - masa ok. 3 · 108 Msun
Krzywa rotacji i masywna otoczka Galaktyki
Masywna otoczka Galaktyki
I pomiary radioastronomiczne prędkości radialnych neutralnegowodoru
I pomiary prędkości radialnych gomad kulistych i sąsiednichgalaktyk karłowatych
I masa związana z Galaktyką to ok 5 · 1011 Msun do 50 kpc iprawdopodobie ok 1012 Msun do 100 kpc
I rozkład gęstości opisany w przybliżeniu jako (RC = 2700 pc,ρC = 0.1Msun/pc3:
ρ =ρC
1 + R/RC
Lokalna gęstość materii w otoczeniu Słońca
Parametry kinematyczne dysku w pobliżu Słońca
Gromady otwarte
Rysunek: Plejady (M45)
Gromady otwarte
I W naszej Galaktyce znamy ponad 1000 gromad otwartychI Zazwyczaj sładają się z kilkuset-kilku tysięcy gwiazdI Rozmiar jądra: ∼ 1 pc, średni promień ∼ 2pc, promień
przypływowy ∼ 10 pcI dyspersja prędkości ∼ 1 km/sI promień przypływowy ok 10 pcI wiek: kilka milionów - dziesięć miliardów lat
Gromady kuliste.
Rysunek: Gromada kulista M13
Gromady kuliste
I W naszej Galaktyce znamy około 170 gromad kulistychI Zazwyczaj sładają się z kilkunastu tysięcy - kilku milionów
gwiazdI Rozmiar jądra: ∼ 1-2 pc, średni promień ∼ 10 pc, promień
przypływowy ∼ 50 pcI dyspersja prędkości kilka km/sI promień przypływowy ok 50 pcI wiek: 10 - 12 miliardów latI gęstość centralna ∼ 104 M/pc3
Galaktyki - klasyfikacja Hubble’a
Galaktyki
I Funkcja jasności Schechter’a
φ(L)dL = n∗
(LL∗
)αexp (−L/L∗)
dLL∗
n∗ = 1.2 · 10−2h3Mpc−3, α = −1.25, L∗ = 1.0 · 1010h−2L
Galaktyki eliptyczne
I Złożone głównie gwiazd, brak gazu i pyłu.I Izofoty mają kształt elips o różnym stopniu spłaszczenia. En o
stosunku rozmiarów głównych półosi b/a = 1-n/10E0 - izofoty mają kształt kołaE7 - galaktyki o największym stopniu spłaszczenia izofot
I Profil jasności powierzchniowej de Vaucouleurs’a
I (R) = I (0) exp (−kR0.25) = Ie exp−7.67[(R/Re)0.25 − 1]
Re - promień efektywny, zawierający połowę jasności galaktyki.
Galaktyki eliptyczneI Zależność pomiędzy efektywnymi rozmiarami a średnią
jasnością powierzchniową wewnątrz promienia efektywnego(Djorgovski i Davis 1987)
Re ∼< I >−0.83±0.08e
I Zależność pomiędzy jasnością powierzchniową a jasnościącałkowitą
< I >e∼ L−3/2
I Związek pomiędzy dyspersją prędkości a jasnością całkowitą(Feber i Jacson 1976) dla galaktyk eliptycznych
σp = 220(L/L∗)0.25km/s
I Związek pomiędzy średnicą wewnątrz której średnia jasnośćpowierzchniowa wynosi 20.75 µB a dyspersją prędkości(Dressler i inni 1987)
Dnkpc
= 2.05(
σ
100km/s
)1.33
Galaktyki spiralne
Rysunek: galaktyka ngc 1961 (odl ok 50 Mpc, MV ≈ −23.2)
Galaktyki spiralne
I Zależność pomiędzy jasnością a szerokością linii neutralnegowodoru (Tully i Fisher 1977)
LB = 2.29 · 1010h−2L
(∆V
380km/s
)5/2
Gromady galaktyk
Ciemna materia
I Poszukiwanie brakujących planet Układu Słonecznegozakończone sukcesem (Neptun), albo porażką (Wulkan),problem Sedny.
I Fritz Zwicky (1933) - obserwacje prędkości radialnej dlasiedmiu galaktyk w gromadzie w Warkoczu Bereniki (Coma).
I Vera Rubin i inni (1970, 1980) - prace o prędkości rotacjidysków galaktyk spiralnych.
Praca Zwicky 1933
Praca Zwicky 1933 c.d.
Praca Zwicky 1933 c.d.
Gromada galaktyk w Warkoczu Bereniki (Coma Cluster)
Praca Zwicky 1933 c.d.
Praca Zwicky 1933 c.d.
Praca Rubin i Ford 1970
Praca Rubin i Ford 1970 c.d.
Praca Rubin i Ford 1970 c.d.
Praca Rubin i Ford 1970 c.d.
Praca Rubin i inni 1980
Praca Rubin i inni 1980 c.d.
Barionowa “ciemna materia”
I Zależność masa - jasność dla gwiazd ciągu głównego(L ∼ M3−4) Gwiazdy jaśniejsze od Słońca dają 95% jasnościgwiazd a tylko 25% masy.
I Obiekty o znikomej jasności: stare brązowe karły i planety,bardzo stare samotne białe karły i gwiazdy neutronowe,samotne czarne dziury (barionowa czarna materia).
I “Ciepły” gaz międzygalaktyczny (zjonizowany)I Całkowita masa barionów stanowi ok. 20 % masy ciemnej
materii
Top Related