astronomija i astrofizika ii - university of rijeka · astronomija početkom20. stoljeća...

Astronomija i astrofizika II

MLIJEČNI PUT

MLIJEČNI PUT

- Kompleksni sustav plina, prašine, zvijezda i tamne materije!

- Problem: kako istraživati sustav koji nije moguće vidjeti izvana, već samo iz jedne točke

- Položaj Sunca u Mliječnom putu → unutar diska zvijezda, plina i prašine → problem EKSTINKCIJE, posebno u

smjeru središta galaksije- Struktura i evolucije Mliječnog puta → određeni na osnovu

gibanja plina i zvijezda te njihovog sastava

MODELI MLIJEČNOG PUTA

Galileo Galilei: Mliječni put se sastoji od milijuna zvijezda

Immanuel Kant, Thomas Wright (18. st.): Mliječni put je disk zvijezda, a Sunce je jedna od zvijezda – zvjezdani 'otoci' u svemiru

William Herschel (1780-ih): prva karta Mliječnog puta na osnovu prebrojavanja zvijezda u različitim smjerovima (600)- Pogrešne pretpostavke: nepostojanje ekstinkcije, moguće

je opažati do ruba Mliječnog puta, sve zvijezde imaju isti luminozitet

- Sunce je u središtu velikog ravnog diska zvijezda

Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson

MODELI MLIJEČNOG PUTA

Jacobus Kapteyn (1922.): potvrdio Herschelov model Mliječnog puta ponovno pomoću metode prebrojavanja zvijezda- Po prvi je puta određena skala udaljenosti- Kapteynov svemir: zaravnjeni sferoidni sustav s

opadajućom gustoćom broja zvijezda iz središta prema rubovima

- U galaktičkoj ravnini gustoća broja zvijezda opada na polovicu vrijednosti iz središta galaksije na udaljenosti oko 800 pc

- U vertikalnom smjeru, gustoća broja zvijezda opada na polovicu vrijednosti iz središta na udaljenosti 150 pc

- Veličina Kapteynove galaksije: 8500 pc u smjeru galaktičke ravnine i 1700 pc u smjeru okomitom na galaktičku ravninu

Kapteyn, J., 1922, Astrophys. J., 55, 302

Položaj Sunca: 38 pc sjeverno od galaktičke ravnine i 650 pc od središta u smjeru galaktičke ravnine

Kako odrediti strukturu galaksije prebrojavanjem zvijezda?

- Uz pretpostavku apsolutnog sjaja (luminoziteta), mjerenjem prividnog sjaja određena je udaljenost zvijezde:

𝑑 = 10 𝑚−𝑀+5 /5

- Uz poznavanje koordinata na nebeskom svodu i ovako određene udaljenosti moguće je odrediti položaj svake zvijezde u galaksiji!

- Problem: broj zvijezda je vrlo velik!- Rješenje: statistički pristup prebrojavaju se zvijezde

do određene prividne magnitude u nekom području na nebu procjena gustoće broja zvijezda na određenoj udaljenosti od Sunca

- Diferencijalno prebrojavanje zvijezda: prebrojavaju se zvijezde između zadanih vrijednosti prividnog sjaja

- Integrirano prebrojavanje zvijezda: prebrojavaju se zvijezde do neke granične vrijednosti prividnog sjaja

- Raspodjela broja zvijezda ovisi o raznim parametrima: smjeru, udaljenosti, kemijskom sastavu i spektralnoj klasifikaciji ključno za razumijevanje strukture i evolucije Mliječnog puta

𝑛𝑀 𝑀, 𝑆, Ω, 𝑟 𝑑𝑀 gustoća broja zvijezda apsolutnog sjaja između M i M + dM sa svojstvom S koje se nalaze unutar prostornog kuta W u zadanom smjeru na udaljenosti r

Ukupan broj zvijezda sa svojstvom S unutar prostornog kuta W na udaljenosti r :

𝑛 𝑆, Ω, 𝑟 = −∞

+∞

𝑛𝑀 𝑀, 𝑆, Ω, 𝑟 𝑑𝑀

Kapteyn – uzeo u obzir samo svojstvo apsolutnog sjaja, a ne i spektra zvijezda

- Integracija unutar volumena stošca razapetog prostornim kutem W od r = 0 do udaljenosti r = d INTEGRIRANO PREBROJAVANJE ZVIJEZDA

𝑁𝑀 𝑀, 𝑆, Ω, 𝑑 𝑑𝑀 = 0

𝑑

𝑛𝑀 𝑀, 𝑆, Ω, 𝑟 Ω𝑟2𝑑𝑟 𝑑𝑀


Veza između broja zvijezda NMdM s apsolutnim sjajem između M i M + dM unutar konusa razapetog prostornim kutem W u zadanom smjeru na udaljenosti r i prostorne gustoće zvijezda nMdM:

𝑛𝑀 𝑀, 𝑆, Ω, 𝑟 𝑑𝑀 =1

Ω𝑟2𝑑𝑁𝑀𝑑𝑀

𝑑𝑟Uz zamjenu udaljenosti do koje prebrojavamo zvijezde (granična udaljenost) sa prividnim sjajem (granični prividni sjaj) 𝑁𝑀 𝑀, 𝑆, Ω,𝑚 𝑑𝑀 je ukupan broj zvijezda s

apsolutnim sjajem između M i M + dM koje izgledaju sjajnije od granične prividne magnitude m

Ukoliko povećamo graničnu prividnu magnitudu povećanje broja zvijezda unutar povećanog stošca:

𝑁𝑀 𝑀, 𝑆, Ω,𝑚

𝑑𝑚𝑑𝑚 𝑑𝑀

- Broj zvijezda s apsolutnim sjajem između M i M + dMunutar prostornog kuta W s prividnim sjajem između m i m+ dm DIFERENCIJALNO PREBROJAVANJE ZVIJEZDA

𝐴𝑀 𝑀, 𝑆, Ω,𝑚 𝑑𝑀𝑑𝑚 =𝑑 𝑁𝑀 𝑀, 𝑆, Ω,𝑚

𝑑𝑚𝑑𝑀𝑑𝑚

Primjer: beskonačni svemir s jednolikom izotropnom gustoćom broja zvijezda i bez međuzvjezdane ekstinkcije:

𝑛𝑀 𝑀, 𝑆, Ω, 𝑟 = 𝑛𝑀 𝑀, 𝑆 = 𝑐𝑜𝑛𝑠𝑡.

𝑁𝑀 𝑀, 𝑆, Ω, 𝑑 = 𝑛𝑀 𝑀, 𝑆 Ω 0

𝑑

𝑟2𝑑𝑟 =Ω𝑑3

3𝑛𝑀 𝑀, 𝑆

𝑁𝑀 𝑀, 𝑆, Ω, 𝑑 =Ω

3𝑛𝑀 𝑀, 𝑆 103(𝑚−𝑀+5)/5

=Ω

3𝑛𝑀 𝑀, 𝑆 𝑒ln 10

3(𝑚−𝑀+5)/5

=Ω

3𝑛𝑀 𝑀, 𝑆 𝑒 3 𝑚−𝑀+5 /5 ln 10

Diferencijalno prebrojavanje zvijezda:

𝐴𝑀 𝑀, 𝑆, Ω,𝑚 =𝑑 𝑁𝑀 𝑀, 𝑆, Ω,𝑚

𝑑𝑚

=ln 10

5Ω𝑛𝑀 𝑀, 𝑆 103(𝑚−𝑀+5)/5

=3ln 10

5𝑁𝑀 𝑀, 𝑆, Ω,𝑚

Olbersov paradoks: količina svjetlosti na Zemlji uslijed zvijezda koje se nalaze unutar nekog prostornog kuta eksponencijalno divergira kako prividni sjaj m raste!

Rješenje: Mliječni put je ograničen a gustoća broja zvijezda nije jednolika

Prebrojavanje zvijezda: automatizirano pomoću CCD kamera ili optičkih vlakana kako bi se odredio 𝑁𝑀 ili 𝐴𝑀, a iz njih prostorna gustoća broja zvijezda 𝑛𝑀 𝑀, 𝑆 𝑑𝑀- Uz poznavanje gustoće broja zvijezda u okolici Sunca

moguće je odrediti gustoću broja zvijezda neke spektralne klase u drugim područjima galaksije

- Usporedba s drugim galaksijama sličnim Mliječnom putu iterativnim postupkom moguće je odrediti funkciju gustoće, međuzvjezdanu ekstinkciju i promjene u kemijskom sastavu

Astronomija početkom 20. stoljeća

Poznavanje udaljenosti KLJUČNO za razumijevanje strukture svemira i prirode astronomskih objekata (zvijezda, maglica, itd.)

Curtis – Shapley debata

Vrijeme: 26. 4. 1920.Mjesto: Smithsonian

prirodoslovni muzej, Washington

Organizator: NSA, George Hale


Heber D. Curtis Harlow Shapley(1872-1942) (1885-1972)Lick Observatory Mount Wilson ObservatoryAllegheny Observatory

H. Shapley (1915. – 1919.) mjerenje udaljenosti do 93 kuglasta skupa pomoću RR Lyr i PL relacije- Kuglasti skupovi nisu ravnomjerno raspoređeni već su

koncentirani u području sazviježđa Strijelca na udaljenosti ~15 kpc od Sunca

- Prema ovim mjerenjima, najudaljeniji kuglasti skup se nalazi ~70 kpc od Sunca, i 55 kpc od središta galaksije

- Ako je veličina galaksije određena udaljenošću kuglastih skupova veličina Shapleyevog Mliječnog puta iznosi 100 kpc 10 puta veći od Kapteynovog Mliječnog puta!

- Kapteynov model je premalen sa Suncem preblizu središta, Shapleyev model je prevelik!

- Uzrok pogreške? međuzvjezdana ekstinkcija- Kapteyn nije vidio udaljene zvijezde uslijed ekstinkcije pa

je njegova galaksija premalena

- Shapley je vidio udaljene objekta, ali je kalibracija PL relacije za RR Lyr bila pogrešna

- Shapley je opazio područje u kojem nema kuglastih skupova njegovo obrazloženje: gravitacijski plimni valovi stvaran uzrok: međuzvjezdana ekstinkcija


Shapley:-Mliječni put predstavlja cijeli naš svemir-Spiralne maglice (Andromedina maglica) nalazi se unutar Mliječnog puta-Sjaj nove zvijezde u Andromedinoj maglici veći je od sjaja cjelokupne maglice -> ne postoji mehanizam koji bi oslobodio toliku količinu energije-Rotacijske brzine maglice M101 (Van Maanen): maglica mora biti blizu


Curtis:-Andromedina maglica i druge maglice su odvojene galaksije, 'svemirski otoci', a Mliječni put je tek jedna od njih-Udaljenosti između maglica veće su od njihovih dimenzija-Znatno veća učestalost pojavljivanje novih zvijezda u Andromedinoj galaksiji nego u drugim dijelovima Mliječnog puta-Van Maanen mora biti u krivu!

Curtis – Shapley debata: Rješenje

1924: Otkriće Cefeida u Andromedinoj maglici

-Opažanjem Cefeida u Andromedinoj maglici odredio udaljenost i pokazao da se ona nalazi daleko izvan Mliječnog puta, čak i izvan prevelikog Shapleyeveg Mliječnog puta!

Edwin P. Hubble(1889-1953)Mount Wilson Observatory

Shapley – Curtis debata??

Shapleyeva galaksija je prevelika, a Curtisova premalena!

Nova paradigma strukture svemira uvod u otkriće širenja svemira!

Shapley nakon Hubbleovog pisma u kojem otkriva Cefeide u Andromedi: "Ovo pismo je uništilo moj svemir... Vjerovao sam podacima van Maanena, ipak on mi je prijatelj..."

Van Maanenova opažanja su bila pogrešna!

Izrazito VAŽAN problem:

Plin i prašina u međuzvjezdanom prostoru apsorbiraju dio zračenja koji dolazi sa zvijezde → sjaj zvijezde je prividno manji zbog apsorpcije u međuzvjezdanom plinu i prašini

Smanjenje sjaja:

m = M + 5 log d – 5 + A

A → međuzvjezdana ekstinkcija u magnitudama sjaja

Problem međuzvjezdane ekstinkcije

Zanemarivanje ekstinkcije → zvijezde su manjeg sjaja nego što doista jesu → zvijezda je dalje nego što bi bila da smo uzeli u obzir ekstinkciju → POGREŠNO ODREĐENA UDALJENOST → pogrešne dimenzije galaksija, udaljenosti, svemira

Rješenje: Opažanje u dijelu spektra gdje je međuzvjezdana ekstinkcija

najmanja → INFRACRVENI DIO SPEKTRA

INFRACRVENE VALNE DULJINE → relacija perioda-luminozitet za opažanja u H pojasu (1.65 µm)

Problem međuzvjezdane ekstinkcije

MORFOLOGIJA (STRUKTURA) MLIJEČNOG PUTA

- Struktura Mliječnog puta određuje se pomoću opažačkih rezultata dobivenih prebrojavanjem zvijezda te pomoću različitih indikatora udaljenosti (standardnih svijeća, npr. Cefeide i RR Lyrae), pomoću određivanja zastupljenosti elemenata i usporedbom sa strukturom drugih galaksija

- Detalji modela Mliječnog puta još uvijek su nepotpuni i nepouzdani trenutno jedno od najaktivnijih područja astrofizike!!

MORFOLOGIJA MLIJEČNOG PUTA

MORFOLOGIJA (STRUKTURA) MLIJEČNOG PUTA

1. DISK 2. HALO

- Sunce se nalazi u zaravnjenom disku zvijezda, na udaljenosti oko 1/3 polumjera diska od njegovog središta

- Središte diska u smjeru sazviježđa strijelac (Sagittarius): vrlo kompaktni izvor emisije (posebno visokoenergetskog zračenja) Sgr A*

Solarna galaktocentrična udaljenost standardizirana udaljenost Sunca od središta Mliječnog puta radi lakše usporedbe struktura i udaljenosti u galaksiji (IAU, 1985.):

R0 = 8.5 kpc

NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC)

- Udaljenost Sunca od središta galaksije razlikuje se od standardizirane galaktocentrične udaljenosti (primjer: 7.94 0.42 kpc određeno astrometrijom i spektroskopijom zvijezde najbliže središtu galaksije – S2)

- Promjer diska Mliječnog puta: oko 50 kpc (40 – 50 kpc)- Disk je eliptičan s omjerom velike i male poluosi 0.9- Sunčev krug: savršen krug oko središta galaksije s

polumjerom R0

STRUKTURA TANKOG I DEBELOG DISKA

Komponente diska:1. TANKI DISK: mlade zvijezde (populacija I), bogat plinom

i prašinom, vertikalna visinska skala zthin 350 pc, područje nastanka zvijezda- Mladi tanki disk: središnja galaktička ravnina plina i

prašine, visinska skala 90 pc

2. DEBELI DISK: starija zvjezdana populacija (populacija II), visinska skala zthin 350 pc, gustoća broja zvijezda je samo oko 8.5% gustoće broja u tankom disku

Gustoća broja zvijezda u tankom i debelom disku:

𝑛 𝑧, 𝑅 = 𝑛0 𝑒−𝑧/𝑧𝑡ℎ𝑖𝑛 + 0.085𝑒−𝑧/𝑧𝑡ℎ𝑖𝑐𝑘 𝑒−𝑅/ℎ𝑅

z je vertikalna visina iznad galaktičke ravnine, R je radijalna udaljenost do središta galaksije, hR > 2.25 kpc je dužinska skala diska, n0 ~ 0.02 zvijezda/pc3 za apsolutni sjaj 4.5 ≤ 𝑀𝑉 ≤ 9.5

- Sunce se nalazi u tankom disku, oko 30 pc iznad galaktičke ravnine

- Gustoća sjaja (luminoziteta) tankog diska je luminozitet po jediničnom volumenu prostora u galaksiji:

𝐿 𝑅, 𝑧 = 𝐿0𝑒−𝑅/ℎ𝑅 sech2 𝑧/𝑧0

sech 𝑧/𝑧0 =2

𝑒𝑧/𝑧0 + 𝑒−𝑧/𝑧0Tanki disk: 𝑧0 = 2𝑧𝑡ℎ𝑖𝑛; 𝐿0 ≃ 0.05 LSun/pc3

RELACIJA STAROST – METALICITET

- Velike razlike u kemijskom sastavu i kinematičkim svojstvima debelog i tankog diska

Zvjezdane populacije:Populacija I: zvijezde bogate metalima Z ~ 0.02, mlađa populacija zvijezdaPopulacija II: zvijezde siromašne metalima Z ~ 0.001, starija populacija zvijezdaPopulacija III (hipotetska): zvijezde bez metala Z ~ 0, zvijezde prve generacije

Populacija I i II populacija diska

Metalicitet određuje kemijski sastav zvijezde omjer atoma željeza i vodika- Linije željeza je vrlo lako mjeriti- Supernove obogaćuju međuzvjezdani prostor željezom

zvijezde nastale u takvom međuzvjezdanom plinu obogaćene su željezom u njihovoj atmosferi u odnosu na prethodnu generaciju

- Zastupljenost (abundanca) željeza u zvijezdama trebala bi odgovarati njihovoj starosti: mlade, nedavno nastale zvijezde trebale bi imati najveću relativnu zastupljenost željeza

Abundanca (zastupljenost) željeza ili metalicitet:

𝐅𝐞/𝐇 = 𝐥𝐨𝐠𝟏𝟎𝑵𝐅𝐞/𝑵𝐇 𝐬𝐭𝐚𝐫

𝑵𝑭𝒆/𝑵𝑯 𝐒𝐮𝐧

Zvijezda s abundancama jednakim Suncu: [Fe/H] = 0.0Zvijezde s manje metala u odnosu na Sunce: [Fe/H] < 0Zvijezde s više metala u odnosu na Sunce: [Fe/H] > 0

Vrijednosti abundance u Mliječnom putu: od –5.4 (stare zvijezde vrlo siromašne metalima) do +0.6 (mlade zvijezde vrlo bogate metalima

Zvijezde bogate metalima su mlađe nego zvijezde siromašne metalima istog spektralnog tipa

STAROST – METALICITET RELACIJA korelacija između starosti i sastava zvijezda

Problem: obogaćivanje međuzvjezdane tvari nastaje tek pojavom SN tipa Ia SN Ia se pojavljuju tek ~109 godina nakon početka nastanka zvijezda obogaćivanje međuzvjezdane tvari željezom ne mora biti svugdje jednako

- Supernove s kolapsom jezgre nastaju ~107 godina nakon početka nastanka zvijezda, obogaćuju međuzvjezdani medij kisikom povećava se abundanca kisika [O/H]

- Abundanca kisika [O/H] ili [O/Fe] također se koristi za određivanje starosti galaktičkih komponenata

Starost tankog i debelog diska

Tanki disk: –0.5 < [Fe/H] < 0.3Debeli disk: –0.6 < [Fe/H] < –0.4 (niski metaliciteti i do [Fe/H] ~ –1.6)

- Zvijezde tankog diska su bitno mlađe u odnosu na zvijezde debelog diska

- Nastanak zvijezda u tankom disku je započeo prije ~8 milijardi godina i još uvijek traje opažanja bijelih patuljaka u tankom disku i vremena njihovog hlađenja)

- Zvijezde u debelom disku su nastale prije 10 – 11 milijardi godina

Omjer mase i luminoziteta (mass-to-light ratio)

Zvjezdana masa tankog diska: ~6 1010 MSun (iz prebrojavanja zvijezda i njihovog orbitalnog gibanja)Masa plina i prašine u tankom disku: 0.5 1010 MSun

Ukupan luminozitet vidljivih zvijezda u Mliječnom putu u B pojasu: LB = 1.8 1010 LSun

Omjer mase i luminoziteta: 𝑀/𝐿B ≈ 3𝑀Sun/𝐿Sun

Na glavnom nizu luminozitet zvijezde ovisi o njenoj masi:

𝐿

𝐿Sun=

𝑀

𝑀Sun

𝛼

gdje je 𝛼 ≃ 4 za zvijezde masivnije od 0.5 MSun, i 𝛼 ≃ 2.3 za manje masivne zvijezde- Pretpostavka: većina zvijezda u tankom disku nalaze se na

glavnom nizu srednja masa zvijezde:

𝑀 = 31/ 1−𝛼 MSun

𝛼 ≃ 4 𝑀 ≃ 0.7 MSun

- Luminozitetu diska najviše doprinose zvijezde nešto manje mase od Sunčeve konzistentno s opažanjima prema kojima dominiraju patuljci M klase u okolici Sunca

- Debeli disk je vrlo malog sjaja samo 1% luminoziteta tankog diska (problem detekcije) i sadrži oko 3% mase tankog diska

SPIRALNA STRUKTURA

- Disk posjeduje unutarnju strukturu SPIRALNA STRUKTURA

- 'markeri' spiralne strukture: svojstva, raspodjela i kinematika mladih divovskih zvijezda (O i B), H II područja, galaktički (otvoreni) skupovi

- Spiralna struktura je vidljiva u drugim galaksijama u B pojasu dominiraju mlade, vruće divovske zvijezde

- Spiralna struktura je slabo vidljiva u R (crveno) pojasu dominiraju stare, hladne zvijezde manjih masa

- Zaključak: spiralni krakovi su područja nastanka mladih zvijezda, stare zvijezde su imale dovoljno vremena da izađu iz spiralnih krakova

GALEX (UV)

HST (optički)

ESA/Herschel/PACS/SPIRE/J. Fritz, U. Gent; ESA/XMM-Newton/EPIC/W. Pietsch, MPE; R. Gendle

Prisustvo 5 spiralna kraka nazvanih po sazviježdima:1. Norma i vanjski krak2. Scutum – Centaurus krak3. Perseus krak4. Sagittarius krak5. Orion – Cygnus krak

- Sunce se nalazi u Orion – Cygnus kraku (Orion spur)- Međuzvjezdani plin i prašina nalaze se uglavnom u

galaktičkoj ravnini i u spiralnim krakovima

Beckert & Fenkart, 1970, 'The Spiral Structure of Our Galaxy', D. ReidelPublishing Company, Dordrecht

Prostorna raspodjela mladih galaktičkih skupova i H II područja (Sunce je označeno krugom)

M104 (Sombrero)NASA/ESA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Međuzvjezdani plin i prašina

- Prisustvo oblaka plina i prašine različitih veličina, masa i temperatura u Mliječnom putu

- Prostorna raspodjela plina i prašine određuje se:- mjerenjem zvjezdane ekstinkcije i emisije prašine,- Mapiranjem H I područja pomoću emisije na 21 cm- Mapiranjem CO područja kao markera molekularnog

vodika (H2)

Molekularni vodik (H2) i hladna prašina 3 – 8 kpc od galaktičkog središta (unutar Sunčevog kruga), strogo u galaktičkoj ravnini: vertikalna visinska skala ~90 pc (25% skale za tanki disk i samo 9% visinske skale za debeli disk)

Atomarni vodik (H I) od 3 kpc od galaktičkog središta do ruba galaksije (25 kpc), vertikalna visinska skala u blizini Sunca ~160 pc

Mase (gustoća plina u blizini Sunca 0.04 MSun/pc3):1. Molekularni vodik (H2): 109 MSun (17%)2. Atomarni vodik (H I): 4 109 MSun (77%)3. Ioni: 0.4 109 MSun (6%)

Naglo povećanje visinske skale neutralnog vodika (H I) na udaljenosti većim od 12 kpc od središta galaksije visinska skala i do 900 pc! raspodjela H I u vanjskim dijelovima nije ograničena samo na galaktičku ravninu ('warp'): 15 'zakrivljenost' raspodjele H I- Zakrivljenost se javlja i u drugim galaksijama (Andromeda)- Zakrivljenost je uzrokovana raspodjelom mase u vanjskim

dijelovima galaksije u tim područjima nema vidljive mase (zvijezde) zakrivljenost je vjerojatno uzrokovana tamnom materijom koncentriranom u vanjskim dijelovima galaksije

Burton & Lintel Hekkert, 1986, Astron. Astrophys. Suppl., 65, 427

Oblaci vodika s visokim brzinama (do 400 km/s) iznad i ispod galaktičke ravnine većina takvih oblaka giba se prema disku model galaktičke fontane- Mliječni put također nakuplja akrecijom plin iz

međugalaktičkog prostora i sa malih satelitskih galaksija- Prisustvo vrućeg rijetkog plina na udaljenostima 70 kpc i

većim od galaktičkog središta plin je opažen pomoću apsorpcijskih linija vodika O VI kao markera za vodik opaža se apsorpcija zračenja dalekih ekstragalaktičkihizvora i zvijezda u halou u plinu u UV području (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer – FUSE)

- Gustoća vodika u vanjskim dijelovima galaksija određena pomoću O VI: 𝑛H~10

−11 m-3 uz sfernu raspodjelu na udaljenosti R ~ 70 kpc masa plina M ~ 4 108 MSun!

- Plin mora biti vrlo vruć kako ne bi došlo do gravitacijskog kolapsa!! temperature reda ~106 K KORONALNI PLIN

Satelitske galaksije

Galaksije gravitacijski vezane za Mliječni put:1. Veliki Magellanov oblak (d = 50 kpc, promjer 4 kpc)2. Mali Magellanov oblak (d = 61 kpc, promjer 2 kpc)3. Patuljasta galaksija u Strijelcu (d = 20 kpc, promjer

2.6 kpc)4. Patuljasta galaksija u Velikom psu (d = 8 kpc,

promjer 1.5 kpc)5. 51 patuljastih galaksija na udaljenostima 23 – 420 kpc

od središta galaksija, promjera od 0.03 do 2 kpc

Magellanov mlaz uska traka H I emisije preko gotovo cijelog neba koja povezuje našu galaksiju s Magellanovimoblacima- Mlaz je vjerojatno rezultat sudara i plimnih sila između

Mliječnog puta i Magellanovih oblaka prije ~200 milijunagodina na strukturu mlaza vjerojatno utječe i međudjelovanje s vrućim koronalnim plinom

- Satelitske galaksije su u prošlosti plimno međudjelovale s Mliječnim putem

- Patuljasta sferna galaksija u Strijelcu (Sagittarius) otkrivena 1995. samo 16 kpc od središta naše galaksije!

- Mliječni put se u prošlosti sudarao s manjim galaksijama vidljivi su ostaci jezgara patuljastih galaksija u Mliječnom putu

- Povećanje gustoće zvijezda u području Velikog psa u galaktičkoj ravnini s kojom je povezana grupa kuglastih i otvorenih skupova ostatak još jedne patuljaste galaksije unutar Mliječnog puta opaženo 2MASS (infracrveni pregled neba)

- Kuglasti skup Cen vjerojatno također ostatak središta patuljaste galaksije (najsjajniji i najveći kuglasti skup)

- M54 i NGC 2419 kuglasti skupovi također mogući ostaci središta patuljastih galaksija

GALAKTIČKO ISPUPČENJE (BULGE)

- Galaktičko ispupčenje je neovisna komponenta galaskija i nije 'produžetak' diska

- Masa: ~1010 MSun, luminozitet: ~3 109 LSun omjer mase i luminoziteta 3 MSun / LSun slično kao i u disku mase zvijezda u ispupčenju su slične zvijezdama u disku

- Prisustvo ispupčenja: opažanja COBE satelita na 1.2, 2.2 i 3.4 m, opažanja RR Lyr, K i M divova

- Vertikalna visinska skala ispupčenja 100 – 500 pc (mlade zvijezde daju manju visinsku skalu)

- Radijalna ovisnost površinskog sjaja ispupčenja de Vaucouleursov profil ili r1/4 zakonitost:

𝐥𝐨𝐠𝟏𝟎𝑰 𝒓

𝑰𝒆= −𝟑.𝟑𝟎𝟕

𝒓

𝒓𝒆

𝟏/𝟒

− 𝟏

E. L. Wright (UCLA), The COBE Project, DIRBE, NASA

re je efektivni radijus, Ie je površinski sjaj na radijusu re re je definiran kao udaljenost unutar koje je emitirana polovica svjetlosti ispupčenja- re = 0.7 kpc (IRAS satelit, sličnu vrijednost daje i COBE

satelit)- Problem opažanja ispupčenja: značajna ekstinkcija zbog

prašine između Sunca i galaktičkog središta do 30 mag!- Smjerovi u blizini središta galaksije u kojima je ekstinkcija

bitno manja: Baadeov prozor (W. Baade, 1944.)- Otkriveni promatranjem kuglastog skupa NGC 6522 koji se

nalazi unutar ispupčenja- Baadeov prozor prolazi 550 pc od središta galaksije

- Kemijski sastav zvijezda u ispupčenju: od zvijezda siromašnih metalima do zvijezda bogatih metalima –2 < [Fe/H] < 0.5 tri starosne grupe zvijezda (mlade zvijezde < 200 milijuna godina, zvijezde stare 200 milijuna – 7 milijarde godina, stare zvijezde > 7 milijarde godina)

- Najstarije zvijezde imaju najveći metalicitet! vjerojatni uzrok je period povećanog nastanka zvijezda kada je galaksija još bila mlada unutar kojeg je nastavo značajan broj supernova značajno obogaćivanje međuzvjezdanog medija metalima

- Kasnije generacije zvijezda su vjerojatno nastajale iz materijala koji je pao prema središtu iz vanjskih dijelova galaksije, a siromašniji metalima

- Ispupčenje se sve do nedavno smatralo sferoidnim otkriće prečke opažanjem 30 milijuna infracrvenih izvora snimljenih Spitzerovim teleskopom (GLIMPSE – GalacticLegacy Mid-Plane Survey Extraordinaire)

- Dužina prečke 8.8 1.0 kpc

- Oblak plina koji se iz unutrašnjosti galaksije giba prema Suncu brzinom ~50 km/s 3-kpc ekspandirajući krak

- Oblak u izduženoj eliptičnoj orbiti oko središta uslijed perturbacije prečke

ZVJEZDANI HALO I KUGLASTI SKUPOVI

- Vanjska sjajna komponenta galaksije je zvjezdani halo kojeg čine:- Kuglasti skupovi- Zvijezde polja koje nisu dio kuglastih skupova i imaju

veliku brzinu- Zvijezde haloa i kuglasti skupovi nisu vezani za galaktičku

ravninu- Dvije prostorne raspodjele kuglastih skupova:

- Stariji kuglasti skupovi siromašni metalima [Fe/H] < –0.8 pripadaju proširenom sfernom halou zvijezda

- Mlađi kuglasti skupovi bogati metalima [Fe/H] > –0.8 tvore zaravnjenu raspodjelu i mogu se povezati s debelim diskom

- Izuzetak 47 Tuc (NGC 104): visok metalicitet a nalazi se 3.2 kpc iznad galaktičke ravnine

Zinn, 1985, Astrophys. J., 293, 424

- Barem 150 kuglastih skupova, udaljenosti 500 pc – 120 kpc od središta galaksije

- Starost kuglastih skupova: od 11 do nešto više od 13 milijardi godina (Krauss & Chaboyer, 2003, Science, 299, 65), srednja starost 12.6 milijardi godina

- Većina kuglastih skupova se nalaze na udaljenostima do 42 kpc, samo 6 je pronađeno između 69 i 123 kpc udaljeni kuglasti skupovi mogu biti ostaci središta patuljastih galaksija ili skupovi zarobljeni Mliječnim putem

- Opažanje zvijezda pokazuje da se halo proteže do 50 kpc

Profil brojčane gustoće kuglastih skupova siromašnih metalima i zvijezda haloa:

𝑛halo 𝑟 = 𝑛0,halo 𝑟/𝑎 −3.5

𝑛0,halo ≃ 4 ∙ 105 pc−3 je samo 0.2% vrijednosti u tankom

disku; a je dužinska skala raspodjele brojčane gustoće, efektivni radijus haloa iznosi re = 2.7 kpc

- Kuglasti skupovi bogati metalima imaju prostornu raspodjelu sličnu debelom disku vertikalna visinska skala ~1 kpc

- Zvijezde polja izgleda da nemaju istu prostornu raspodjelu kao kuglasti skupovi siromašni metalima (iz opažanja RR Lyr) raspodjela zvijezda polja je spljoštena (c/a ~ 0.6, pa do c/a 0.8 – 0.9)


Masa zvjezdanog haloa: 1 109 MSun (1% je masa kuglastih skupova, 99% masa zvijezda polja)Luminozitet u B pojasu: 1 109 LSun omjer mase i luminoziteta 1 MSun /LSun

Ukupan luminozitet galaksije u B pojasu: LB,tot = 2.3 0.6 1010 LSun

- Oko 35% zračenja galaksije nalazi se u infracrvenom dijelu spektra

Bolometrijski luminozitet Mliječnog puta:Lbol = 3.6 1010 LSun

HALO TAMNE MATERIJE

Ukupna masa svjetle tvari u galaksiji: 9 1010 MSun točno opisuje gibanje Sunca oko središta galaksijeProblem: nedovoljna masa za opis gibanja zvijezda i plina u vanjskim dijelovima galaksije! nedostaje još jedna komponenta galaksije koju je nemoguće vidjeti TAMNA MATERIJA

Halo tamne materije: sferna raspodjela do udaljenosti od najmanje 230 kpc Prostorna raspodjela mase:

𝜌 𝑟 =𝜌0

𝑟/𝑎 1 + 𝑟/𝑎 2

- Raspodjela mase tamne materije sporo opada kao 1/𝑟 za 𝑟 ≪ 𝑎, te puno brže kao 1/𝑟3 za 𝑟 ≫ 𝑎

- Tamna materija obuhvaća oko 95% ukupne mase galaksije: 5.4 1011 MSun unutar 50 kpc i 1.9 1012 MSun unutar 230 kpc

- Tamna materija ne može biti prašina (ekstinkcija) niti plin (apsorpcijske linije)

Kako je otkrivena tamna materija u našoj galaksiji?- Pomoću Dopplerovog efekta, poznavanjem udaljenosti i

mjerenjem vlastitog gibanja moguće je odrediti kutnu brzinu v zvijezde u odnosu na Sunce

- Poznavanjem rotacijske brzine Sunca 0 u odnosu na središte galaksije moguće je odrediti rotacijsku brzinu zvijezda u okolici Sunca te zvijezda u vanjskim dijelovima galaksije za R > R0, gdje je R udaljenost zvijezde do središta galaksije, a R0 udaljenost Sunca od središta galaksije

- Rotacijske brzine zvijezda rotacijska krivulja Mliječnog puta

- Rotacijska krivulja galaksije je gotovo konstantna na udaljenostima većim od R0 od središta galaksije!

Clemens, 1985, Astrophys. J., 295, 422

- Newtonova mehanika Keplerove orbite- Ako se većina mase galaksije nalazi unutar R0 (Sunčev

krug) rotacijske brzine opadaju kao 𝜣 ∝ 𝑹−𝟏/𝟐

- Rotacijsku krivulju je moguće objasniti samo postojanjem značajne mase u vanjskim dijelovima galaksije koja ne sjaji tamna materija

- Većinu luminoziteta (sjaja) galaksije čine zvijezde unutar R0

Vera Rubin (oko 1978.) rotacijske krivulje galaksija

- Otkriće tamne materije kao objašnjenje ravnih rotacijskih krivulja

- Mjerenje rotacijskih brzina Dopplerovim pomakom

(Rubin, 1983)

NGC 2998

(Rubin, Ford & Thonnard, 1978, Astrophys. J. Lett., 225, L107

- Brzi porast rotacijskih brzina u unutrašnjim dijelovima galaksija do nekoliko kpc od središta rotacija čvrstog tijela:

Θ ∝ 𝑅; Ω =Θ

𝑅⇒ Ω = const.

- Sve zvijezde imaju istu kutnu brzinu- Ravna rotacijska krivulja nakon nekoliko kpc- Rotacijske krivulje ovise o raspodjeli mase gustoća

mora biti gotovo konstantna a raspodjela sferno simetrična u blizini središta galaksije koje rotira kao čvrsto tijelo

- Ravna rotacijska krivulja raspodjela mase je u vanjskim dijelovima galaksije sferno simetrična a gustoća opada s r2:

Sferno simetrična raspodjela mase s konstantnom kutnom brzinom na udaljenosti r:

Θ 𝑟 = 𝑉 = const.𝑚𝑉2

𝑟=𝐺𝑀𝑟𝑚

𝑟2

Za sfernu simetriju vrijedi:

𝑀𝑟 =𝑉2𝑟

𝐺𝑑𝑀𝑟

𝑑𝑟=𝑉2

𝐺Očuvanje mase u sferno simetričnom sustavu:

𝑑𝑀𝑟

𝑑𝑟= 4𝜋𝑟2𝜌

Raspodjela gustoće u vanjskim dijelovima galaksije:

𝜌 𝑟 =𝑉2

4𝜋𝐺𝑟2

- Prebrojavanje zvijezda u vanjskim dijelovima Mliječnog puta (zvjezdani halo) pokazuje brojčanu gustoću zvijezda koja opada s udaljenošću kao 𝑟−3.5 bitno različito od rezultata mjerenja rotacijskih krivulja koje pokazuju ovisnost 𝜌 𝑟 ∝ 𝑟−2!!!

-

- Masa zvijezda u vanjskim dijelovima galaksije opada puno brže nego masa materije prisustvo tamne materije

- Gustoća tamne materije ne smije divergirati u središtu galaksije već poprimiti konstantnu vrijednost raspodjela gustoće haloa tamne materije:

𝜌 𝑟 =𝜌0

1 + 𝑟/𝑎 2

0 i a određuju se prilagodbom na rotacijsku krivulju- Za r ≪ 𝑎 𝜌 𝑟 = 𝜌0; za r ≫ 𝑎 𝜌 𝑟 ∝ 𝑟−2

- Raspodjela mora negdje završiti jer 𝑀𝑟 ∝ 𝑟

J. Navarro, C. Frenk, S. White (1996): numeričke simulacije nastanka tamne materije na različitim skalama masa i dimenzija CDM – 'cold dark matter' (hladna tamna tvar):

𝜌𝑁𝐹𝑊 𝑟 =𝜌0

𝑟/𝑎 1 + 𝑟/𝑎 2

- Raspodjela gustoće tamne tvari primjenjiva na velike raspone dimenzija: od patuljastih galaksija do galaktičkih jata

- Na većini udaljenosti raspodjela ovisi kao ~1/𝑟2

- Bliže središtu galaksije raspodjela je plića (~1/𝑟), a na rubu haloa strmija (~1/𝑟3)

- Haloi tamne materije susjednih galaksija se prožimaju i stapaju u međugalaktičkom prostoru

Model rotacijske krivulje Mliječnog puta- Određen na osnovu prebrojavanja i kinematike zvijezda- Rotacija čvrstog tijela u središtu, maksimum uslijed efekata

središnjeg ispupčenja, zvjezdanog halo i haloa tamne materije, te ravna rotacijska krivulja u vanjskim dijelovima galaksije

(Gilmore, King & van der Kruit, 1990, 'The Milky Way as a Galaxy', University Science Books, Mill Valley, CA)

Porijeklo tamne materije

1. WIMP – 'Weakly Interacting Massive Particles'Slabo međudjelujuće masivne čestice- Čestice velikih masa koje slabo međudjeluju s materijom

kroz elektromagnetsku, jaku i slabu interakaciju- Prisustvo ovih čestica moguće je opaziti samo kroz

gravitacijsku interakciju- Čestice kandidati za WIMP u Standardnom modelu čestica:

neutrino izmjerena masa je premalena za objašnjenetamne materije, neutrini imaju veliku brzinu HDM – hot dark matter (vruća tamna materija)

- Kozmološki modeli nastanka i evolucije svemira dominacija nebarionske materije u svemiru koja čini večinutamne materije

- Nestandardni model čestica (proširenje Standardnogmodela) supersimetrija i supersimetrične čestice: neutralini vrlo velike mase, male brzine CDM – cold dark matter (hladna tamna materija)

Eksperimenti:- Kriogeni kristali: CDMS, SuperCDMS, CoGeNT- Komora: PICASSO- Anihilacija i raspad WIMP-a: IceCube, SuperKamiokande

2. Aksioni- Hipotetske čestice koje objašnjavaju problem

nenarušavanja CP (charge-parity) simetrije u kvantnojkromodinamici

Eksperimenti: CAST (CERN Axion Solar Telescope) pretvorba Sunčevih aksiona u fotona i X zrake u magnetskompolju (suradnik M. Karuza)

3. MACHO – 'Massive Compact Halo Objects'Masivni kompaktni halo objekti- Masivni astrofizički objekti niskog sjaja: bijeli patuljci,

neutronske zvijezde, smeđi patuljci, crveni patuljci

Detekcija tamne materije: metoda gravitacijske leće- Prostor-vrijeme u blizini masovnog objekta se iskrivljuje

prema općoj teoriji relativnosti fotoni se gibaju po'zakrivljenim' putanjama i moguće je fokusiranje slikeudaljenog sjajnog objekta uslijed prisustva nevidljive tamnematerije između sjajnog objekta i opažača

- Prva potvrda postojanja takvog objekta opažanjem zvijezdau LMC-u (1993.)

- Vrlo rijedak događaj količinu tamne materije nije mogućeobjasniti samo MACHO objektima

- Sličan zaključak i za opažanje bijelih i crvenih patuljaka: bijeli patuljci čine do 10%, a crveni do 6% tamne materije

Tamna materija: Jaka gravitacijska leća

Sastav svemira: 4% vidljive mase, 25% tamne materije

Alcock et al., 1993, Nature, 365, 621

Large Synoptic Sky Survey (LSST)

ŠIROKOKUTAN-Veliko polje, 3200 Mpx kamera

BRZ-Pregled cijelog neba u 3 dana

OSJETLJIV- Vidjet će daleko i duboko u

svemir, milijarde galaksija

Osnovne karakteristike

- Međunarodni projekt: 38 članica, ~100 institucija u kolaboraciji

- Najveći poduhvat takve vrste u povijesti- Invovativni dizajn teleskopa: tri ogledala,

najveće 8.4 metara - Široki kut snimanja neba: 9.6 stupnjeva

Najveća digitalna kamera na svijetu: 3200 Mpx- Velika količina podataka: 20 TB svake noći


- Broj snimaka svakog dijela neba: najmanje300/filter

- Srednje vrijeme snimanja: 45 s- Ekspozicija: 15 s- Broj snimaka u jednoj noći: oko 1000- Granična magnituda: 24 (pojedinačno

opažanje)27 (više opažanja), 24.5 'u' filter

- Fotometrija: 0.01 mag zahtjev, 0.005 mag cilj- 3 milijarde galaksija sa crvenim pomakom


- Ukupan broj objekata s više opažanja: 37 milijarde

- Ukupan broj izvora s barem jednimopažanjem: 7 000 milijarde

- Broj objekata nakon prve godine: 18 milijardi- Broj izvora nakon prve godine: 350 milijardi

- Broj 'upozorenja' (alert): 10 milijuna dnevno

- Dnevna količina podataka: 15 TB- Ukupna količina podataka: 15 PB

- Bandwidth:teleskop – baza (La Serena): 2 x 100 Gbpsbaza – arhiva: 2 x 40 Gbps


Simulacija LSST

Većina tamne materije se nalazi oko galaksija (naranđasto)

Tamna materija je ravnomjerno raspoređena


CL0024HST LSST (1 godina)


Tomografija: 3D raspodjela mase i tamne materije

W2001 cluster

Kozmologija: Tamna energija

1. Cosmic shear: slaba gravitacijska leća2. Barionske akustičke oscilacije3. Supernove4. Galaktički skupovi

Cosmic shear: slaba gravitacijska leća

- Mjeri se eliptičnostgalaksija: distorzija uslijed slabe gravitacijske leće, ovisi o tamnoj energiji- 300 000 skupova galaksija

Sastav svemira (Planck opažanja)

1. Barionska materija: 4.8% mase-energije2. Hladna tamna materija (CDM): 25.8% mase-energije3. Tamna energija: 69.4%

Starost svemira: 13.82 milijarde godinaUbrzano širenje svemiraKozmološki model: – CDM

Metode određivanja udaljenosti pomoću kinematike

Metoda gibajućeg skupa (moving cluster method)- Zvjezdani skup sve zvijezde su gravitacijski vezane i

gibaju se kolektivno- Moguće je odrediti smjer gibanja skupa svaka zvijezda

giba se prema točki konvergencije

(Struve, Linds & Pillans, 1987, 'Elementary Astronomy', Oxford University Press)

- Kut između zvjezdanog skupa i točke konvergencije jednak je kutu između doglednice prema skupu i njegovog vektora brzine v:

𝑣𝑡 = 𝑣𝑟 tan𝜙- Transverzalnu komponentu brzine mjerimo kao vlastito

gibanje: 𝜇 = 𝑣𝑡/𝑑- Poznavanjem kuta , vlastitog gibanja i radijalne brzine

skupa vr određena je udaljenost d do skupa:

𝑑 =𝑣𝑟 tan𝜙

𝜇


𝑑 pc =𝑣𝑟 km/s tan𝜙

4.74 𝜇 arcsec/yr- Ovom metodom određena je udaljenost do više zvjezdanih

skupova koji služe za kalibraciju HR dijagrama i skale udaljenosti: Hijade (200 zvijezda) – najvažniji takav skup, Ursa Major grupa (60) i Scorpio-Centaurus grupa (100)

- Odlično slaganje udaljenosti Hijada d = 46 2 pc s udaljenošču određenim drugim metodama (astrometrija –Hipparcos: 47 pc)

- Poznavanje točne udaljenosti poznavanje luminoziteta i apsolutnog sjaja + mjerenje boje (temperature) kalibracija HR dijagrama

- Određivanje udaljenosti do zvjezdanih skupova pomoću kalibriranog HR dijagrama prilagodba glavnog niza

- Preciznija metoda određivanja udaljenosti nego zvjezdana paralaksa zbog statistički velikog broja zvijezda

- Ovom metodom određena je udaljenost do više zvjezdanih skupova koji služe za kalibraciju HR dijagrama i skale udaljenosti: Hijade (200 zvijezda) – najvažniji takav skup, Ursa Major grupa (60) i Scorpio-Centaurus grupa (100)

- Odlično slaganje udaljenosti Hijada d = 46 2 pc s udaljenošču određenim drugim metodama (astrometrija –Hipparcos: 47 pc)

- Poznavanje točne udaljenosti poznavanje luminoziteta i apsolutnog sjaja + mjerenje boje (temperature) kalibracija HR dijagrama

- Određivanje udaljenosti do zvjezdanih skupova pomoću kalibriranog HR dijagrama prilagodba glavnog niza

- Preciznija metoda određivanja udaljenosti nego zvjezdana paralaksa zbog statistički velikog broja zvijezda

- Precizno određena udaljenost zvjezdanog skupa poznata udaljenost do RR Lyr i Cefeida u takvom skupu kalibracija PL relacije!!

- Hijade osnova za određivanje galaktičkih i ekstragalaktičkih udaljenost > 200 pc (>1000 pc za Gaia)


ZVJEZDANI SKUPOVI

- Kolaps molekularnog oblaka nastanak zvijezda unutar kratkog vremenskog intervala sa jednakim kemijskim sastavom nastanak zvjezdanog skupa

- Zvijezde u takvom skupu su jednako stare razlike u trenutnom evolucijskom stadiju potječu isključivo zbog početne mase zvijezda

- Populacija II skupovi: najstariji objekti u Mliječnom putu, veći i brojniji skupovi kuglasti skupovi (npr. M13)

- Populacija I skupovi: mlade zvijezde, visok metalicitet, manji i mlađi skupovi galaktički ili otvoreni skupovi(Vlašići – Plejade)

- Sve zvijezde u skupu su na približno jednakoj udaljenosti od Sunca prividni sjaj zvijezda u skupu odgovara apsolutnom sjaju i svodi se na vertikalni pomak u HR dijagramu koji odgovara udaljenosti metoda spektroskopske paralakse ili prilagodbe glavnog niza

Martin Pugh

M13

NASA, ESA, AURA/Caltech, Palomar Observatory

Plejade -Vlašići

- Umjesto određivanja temperature svake zvijezde indeks boje B – V je ovisan o temperaturi HR dijagram kao boja – sjaj dijagram

Renzini & Fusi Pecci, 1988, Annu. Rev. Astron. Astrophys., 26, 199

M3 – stari

kuglasti skup

IZOKRONE I STAROST SKUPA

- Boja-sjaj dijagrami skupova predstavljaju jednu od najboljih metoda određivanja starosti i provjere teorije zvjezdane evolucije

- IZOKRONE linije koje povezuju evolucijske položaje iste starosti u nekom trenutku u zvjezdanom skupu

- Usporedba teorijski izračunatih izokrona sa boja-sjaj dijagramom određivanje starosti skupa

- Točka skretanja (turn-off) točka na HR dijagramu skupa u kojoj trenutno zvijezde napuštaju glavni niz

- Mladi skupovi točka skretanja je visoko među masivnim zvijezdama

- Stari skupovi točka skretanja je nisko među zvijezdama male mase

- Točka skretanja određuje STAROST skupa

A. Sandage

KINEMATIKA MLIJEČNOG PUTA

- Kinematika jedna od najvećih problema u razumijevanju nastanka i evolucije Mliječnog puta

- Koordinatni sustav je osnova za razumijevanje kinematike zvijezda u našoj galaksiji

GALAKTIČKI KOORDINATNI SUSTAV

- Galaktička ravnina je nagnuta pod kutem 62.87 u odnosu na nebeski ekvator

Položaj zvijezde se određuje u odnosu na Sunce galaktička širina (latituda) b i galaktička dužina (longituda) ℓ

Prema dogovoru smjer središta galaksije se nalazi u blizini b = 0i ℓ= 0


- Ovaj sustav nije povoljan za opis kinematike zvijezda u galaksiji Sunce je u središtu sustava, sustav rotira oko središta galaksije (neinercijalni koordinatni sustav)

CILINDRIČNI KOORDINATNI SUSTAV

- Središte galaksije nalazi se u ishodištu koordinatnog sustava

- Položaj je opisan radijalnom koordinatom R, kutom mjerenim u smjeru rotacije galaksije i vertikalnom koordinatom z


- Komponente brzine:

Π =𝑑𝑅

𝑑𝑡; Θ = 𝑅

𝑑𝜃

𝑑𝑡; 𝑍 =

𝑑𝑡

𝑑𝑡- Iz sustava Zemlje moguće je preći u sustav Sunca- Potreban je prelazak iz sustava Sunca u sustav galaksije

nužno je poznavanje gibanja Sunca oko središta galaksije

DINAMIČKI LOKALNI STANDARD MIROVANJA (LSR –'local standard of rest') točka koja se trenutno nalazi u središtu Sunca i giba se u savršenoj kružnoj orbiti oko središta galaksijeKomponente brzine LSR-a:

ΠLSR = 0; ΘLSR = Θ0; 𝑍LSR = 0

Jedinstvena brzina (peculiar velocity) brzina zvijezde u odnosu na LSR:

𝑉 = 𝑉𝑅 , 𝑉𝜃 , 𝑉𝑧 = 𝑢, 𝑣, 𝑧

Sunčeva jedinstvena brzina:𝑢Sun = −10.0 km/s; 𝑣Sun = 5.2 km/s; 𝑤Sun = 7.2 km/s

Graf ovisnosti jedne komponente jedinstvene brzine o drugoj za određenu vrstu zvijezda u galaksiji u Sunčevoj okolini elipsoidi brzina- Mlade A zvijezde glavnog niza bogate metalima mala

disperzija brzina oko LSR- Starija populacija K divova veća disperzija brzina- Stari crveni divovi siromašni metalima najmanja

disperzija brzina

Brzina – metalicitet relacija jasna ovisnost disperzije brzina o metalicitetu zvijezda- Uz starost – metalicitet relaciju najstarije zvijezde

galaksije imaju najveću disperziju u brzinama zvijezde imaju takve brzine u blizini Sunca da će oh odnijeti daleko iznad i ispod diska stare zvijezde velikih brzina i siromašne metalima pripadaju zvjezdanom halou galaksije

- Mlade zvijezde imaju najmanju jedinstvenu brzinu u odnosu na LSR moraju imati orbite slične LSR-u mlade zvijezde pripadaju tankom disku

- Asimetrijski drift asimetrija u elipsoidima brzina: nema zvijezda s brzinama v > +65 m/s, ali postoje zvijezde s brzinama v < -220 km/s orbitalna brzina LSR-a je točka simetrije

- Orbitalna brzina LSR-a: Θ0 𝑅0 = 220 km/s

Primjer: Odredite masu galaksije unutar galaktocentrične udaljenosti poznavajući orbitalnu brzinu LSR-a

Orbitalni period iz 3. Keplerovog zakona (R0 = 8 kpc i 0 = 220 km/s):

𝑃LSR =2𝜋𝑅0Θ0

= 230 000 000 god

Sferno simetrična raspodjela mase uz 3. Keplerov zakon:

𝑀LSR =4𝜋2

𝐺𝑃LSR2 𝑅0

3 = 8.8 ∙ 1010 MSun

21-cm LINIJA VODIKA ZA ODREĐIVANJE STRUKTURE GALAKSIJE

- Emisija neutralnog vodika H I na 21 cm prožima cijelu galaksiju ključno opažanje za određivanje strukture

- Promatranje 21 cm linije H I u nekom smjeru doglednice valna duljina emitirana iz oblaka H I na doglednici je Dopplerovski pomaknuta zbog diferencijalne galaktičke rotacije

- Intenzitet zračenja je ovisan o broju atoma H I u oblaku na doglednici

- Problem: određivanje udaljenosti d do oblaka- Najveća radijalna brzina odgovara plinu najbližem središtu

galaksije 𝑑 = 𝑅0 cos ℓ- Promatranjem u različitim smjerovima doglednice

krivulja rotacijskih brzina unutar Sunčeve galaktocentrične udaljenosti

SREDIŠTE MLIJEČNOG PUTA

- Opažački problemi: iznimno velika ekstinkcija (~30 mag) uslijed plina i prašine u okolici galaktičkog središta nije moguće opažati središte u optičkom dijelu spektra već samo na valnim duljinama > 1 m (infracrveno, radio) i u X i gama području

- IR opažanje u K pojasu (2.2 m) stari K i M divovi populacije I (T ~ 4000 K) koriste se za određivanje raspodjele sjaja u središtu i omjera masa-luminozitet (~1 MSun/LSun) raspodjela gustoće 𝜌 ∝ 𝑟−1.8 u skladu s očekivanjima

- Izotermna raspodjela brzine zvijezda uslijed stalnih gravitacijskih međudjelovanja u malom prostoru središta i izmjene mehaničke energije

- Maxwellova raspodjela brzina u izotermnom plinu 𝜌 ∝ 𝑟−2

Schodel et al., 2002, Nature, 419, 694

- Izotermna raspodjela brzina zvijezda do udaljenosti 2 pc unutar 2 pc značajno povećanje brzina ili gustoća zvijezda raste brže nego 𝑟−2 prema središtu, ili se u malom volumenu oko središta nalazi velika masa (Sellgren & McGinn)

S2 zvijezda vrlo blizu središta galaksije orbitalna perioda 15.2 god, perigalaktička udaljenost do središta 120 AU, ekscentricitet e = 0.87- Zvijezde u blizini središta ključne su za određivanje mase

središta iz kinematike (R. Schodel, R. Genzel)

Primjer: Masa središta galaksije na osnovu orbite zvijezde S2

𝑎 =𝑟𝑝

1 − 𝑒= 1.4 ∙ 1014 m

Iz 3. Keplerovog zakona:

𝑀 =4𝜋2𝑎2

𝐺𝑃2≃ 7 ∙ 1036 kg ≃ 3.5 ∙ 106 MSun

P. Boeuf

IRS 16 infracrveni izvor pored kojeg raspodjela luminoziteta zvijezda poprima najveću vrijednost u središtu galaksije- IRS 16 je skupina vrućih sjajnih O i B zvijezda s

luminozitetom 106 LSun njihovo je UV zračenje apsorbirano u plinu i prašini i izračeno u infracrvenom

- Masivne Wolf-Rayet zvijezde? nastanak zvijezda u posljednjih 10 milijuna godina

- IRS 16 nema dovoljnu masu za objašnjenje povećanja orbitalne brzine u blizini središta

- Lokalizirana masa u središtu galaksije nije vidljiva

ESO/MPE/S. Gillessen et al.

Radio izvor u Strijelcu

Karl Jansky (1930.-ih): otkriće snažnog radio izvora u Strijelcu1. Središnji disk neutralnog plina u području nekoliko

stotina pc do 1 kpc od središta (radio opažanja vodika H I)

2. Galaktički režnjevi ioniziranog plina unutar nekoliko 100 pc izduženi režnjevi okomiti na galaktičku ravninu

3. Filamenti okomiti na galaktičku ravninu opaženi u radio području kroz emisiju utjecaj magnetskog polja na plin zračenje je polarizirano i vjerojatno sinkrotronsko

magnetsko polje reda 10-8 – 10-6 T4. Radio izvor Sagittarius A (Sgr A) opažen u visokoj

rezoluciji radio interferometrijom interferometrija vrlo dugačke baze (VLBI – Very Long BaselineInterferometry) i VLA – Very Large Array radio teleskop rezolucija 0.2 marcsec (2 AU)

SredišteMliječnog puta (VLA – 1 m)

N. E. Kassim, D. S. Briggs, T. J. W. Lazio, T. N. LaRosa, J. Imamura (NRL/RSD)

SredišteMliječnog puta (VLA – 20 cm sinkrotronskozračenje)

Yusef-Zadeh, Morris & Chance, 1984, Nature, 310, 557 and NRAO

5. Molekulski prsten oko središta od 2 do 8 pc rotira neovisno o radijusu kutnom brzinom ~110 km/s masa 1 – 3 104 MSun

- Molekulski prsten se bitno razlikuje od molekulskih oblaka u galaksiji temperature od 300 K do 400 K i gustoće vodika 1.5 – 5 1010 m-3 (tipične vrijednosti za molekulski oblak su T ~ 15 K i nH2 ~ 108 m-3)

- Veliki pad gustoće na rubu prstena unutarnja turbulencija uravnotežila bi gustoću unutar ~105 godina prisustvo ioniziranog plina u šupljini zahtjeva energiju 1044

J pokazatelj vrlo burnog nedavnog događaja u središtu galaksije (eksplozija supernove)

6. Sgr A East netermalni izvor zračenja: ostatak mlade supernove stare 100 – 500 godina

7. Sgr A* vrlo snažni nerazlučeni izvor radio zračenja u središtu Sgr A West

Sgr A East

NASA/CXO/Lau et al. NASA/CXO/Herschel/VLA/Lau et al.

Sgr A West i Sgr A* (NRAO VLA 6-cm)

Genzel & Townes, 1987, Annu. Rev. Astron. Astrophys., 25, 377

Roberts et al. NRAO / AUI ./ NSF

- Sgr A kompleks podudara se vrlo dobro s IRS 16, maksimumu raspodjele sjaja središnje nakupine zvijezda (razmak samo 0.04 pc)

- Sgr A West izgleda kao spiralna struktura, no zapadni luk je ionizirani rub prstena koji rotira oko središta galaksije

- Ostali dijelovi Sgr A West su ionizirani filamenti koji rotiraju i padaju prema Sgr A*

- Brzina ioniziranog plina snažno raste sa 100 km/s na 700 km/s na udaljenosti 0.1 pc od središta

- Sgr A West i Sgr A* su izvori slabog kontinuiranog X zračenja karakteristična temperatura ~108 K promjenjivi izvor veličina izvora < 0.1 pc!!

- Veličina izvora (d) se određuje iz tipičnog vremena izmjerene varijabilnosti koje odgovara najmanjem vremenu potrebnom da se informacija proširi s jedne strane objekta na drugu putujući brzinom svjetlosti: ∆𝑡 ≥ 𝑑/𝑐

Primjer: Oblak plina udaljen 0.3 pc od središta rotira brzinom 260 km/s. Masa unutar orbite oblaka plina iznosi:

𝑀𝑟 =𝑣2𝑟

𝐺= 4.7 ∙ 106 MSun

Supermasivna crna rupa u Sgr A*

- Određivanje orbita zvijezda i plina najbližih središtu galaksije ključno za određivanje mase u središtu Mliječnog puta!

Visokoprecizna astrometrija određivanje orbite niza zvijezda oko Sgr A*

VLTI – Very Large Telescope Interferometer (ESO)- 4 teleskopa promjera 8.2 m u Čileu, Cerro Paranal- Najveći optički/blisko infracrveni interferometarGRAVITY – infracrveni detektor (K pojas) za kombiniranje svjetlosti sa sva četiri teleskopa- Posebno dizajniran za astrometriju i određivanje svojstava

središta galaksije u Sgr A* rezolucija ~10 arcsec (~0.01 AU) !!!

- Određivanje metrike prostor-vremena u blizini crne rupe pomoću bljeskova (flare) u blisko-infracrvenom

MATISSE – infracrveni detektor (L, M i N pojas) za kombiniranje svjetlosti sa sva četiri teleskopaTrenutni instrument: AMBER (J, H, K pojas) za kombiniranje svjetlosti sa tri teleskopa

- Iz dosadašnjih mjerenja orbita zvijezda veličina Sgr A* < 2 AU SUPERMASIVNA CRNA RUPA mase

𝑀Sgr A∗ = 3.7 ± 0.2 ∙ 106 MSun

Schwarzschildov polumjer crne rupe:

𝑅Sgr A∗ =2𝐺𝑀BH

𝑐2= 0.08 AU = 16 RSun

- Iz infracrvenog zračenja prstena i energije potrebne za ionizaciju šupljine LUV = 107 LSun i Teff = 35 000 K

- Plin apsorbira UV zračenje iz Sgr A*, ionizira se i nastaje H II područje u Sgr A West

Može li supermasivna crna rupa uzrokovati opaženi luminozitet u središtu?- Opažanja pokazuju akreciju plina i prašine u središte

brzinom 𝑀 = 10−3 − 10−2 MSun/god

Procjena luminoziteta koji nastaje akrecijom na supermasivnu crnu rupu u Sgr A*- Newtonova aproksimacija: čestica mase M gubi

gravitacijsku potencijalnu energiju kako pada kroz akrecijski disk s radijusa ri na radijus rf, pri čemu se dio gravitacijske potencijalne energije pretvara u kinetičku energiju diska a dio se zrači

- Prema virijalnom teoremu, polovica oslobođene gravitacijske potencijalne energije se oslobađa u obliku energije zračenja, E:

𝐸 =1

2

𝐺𝑀𝐵𝐻𝑀

𝑟𝑓−𝐺𝑀𝐵𝐻𝑀

𝑟𝑖

Za 𝑟𝑖 ≫ 𝑟𝑓 i 𝑟𝑓 = 𝑅𝑆 (Schwarzschildov radijus):

𝐸 =1

2

𝐺𝑀𝐵𝐻𝑀

𝑅𝑆Luminozitet: 𝐿 = 𝑑𝐸/𝑑𝑡Brzina akrecije: 𝑀 = 𝑑𝑀/𝑑𝑡

𝐿 =1

4 𝑀𝑐2

Luminozitet je neovisan o masi i radijusu supermasivne crne rupe!Minimalna brzina akrecije za nastanak opaženog luminoziteta 106 LSun:

𝑀 =4𝐿

𝑐2= 1.7 ∙ 1017 kg/s = 2.7 ∙ 10−6 MSun/god

- Opažena brzina akrecije (10-3 – 10-2 MSun/god) je dovoljna za nastanak opaženog luminoziteta Sgr A West i Sgr A*

- Supermasivna crna rupa nalazi se u središtu gravitacijskog bunara galaksije i ne giba se u odnosu na druge zvijezde

- Veliki oblaci ioniziranog plina izbačeni iz središta u suprotnim smjerovima (VLA opažanja na 2 cm)

- Snažan vjetar ili UV zračenje otpuhuju plin s površine zvijezde u blizini središta galaksije

- Plimno uništenje zvijezde u blizini supermasivne crne rupe i pad plina prema središtu plin pada u akrecijski disk oslobađanje ogromne količine gravitacijske potencijalne energije vrlo veliko povećanje luminoziteta

- Bljeskovi u X području jednom dnevno u trajanju od ~sata (Chandra X-ray Observatory, XMM-Newton Observatory)

- Mnoge druge galaksije vjerojatno imaju mirne supermasivne crne rupe u središtima

- Galaksije s vrlo aktivnim središtima (AGN – ActiveGalactic Nuclei) aktivnost 'pogonjena' supermasivnimcrnim rupama

astronomija i astrofizika ii - university of rijeka · astronomija početkom20. stoljeća...

Documents