kupy galaxií – lekce i

22
Kupy galaxií – lekce I Kupy galaxií – lekce I Pavel Jáchym Astronomický ústav AV ČR

Upload: warner

Post on 12-Jan-2016

57 views

Category:

Documents


0 download

DESCRIPTION

Kupy galaxií – lekce I. Pavel Jáchym Astronomický ústav AV ČR. Rozvrh. Lekce 1: Úvod, kupy a skupiny galaxií Lekce 2: Vlivy prostředí v kupách galaxií Lekce 3: Numerické simulace. Lekce 1. Kupy a skupiny galaxií Základní vlastnosti Klasifikace ICM Místní skupina - PowerPoint PPT Presentation

TRANSCRIPT

Kupy galaxií – lekce IKupy galaxií – lekce I

Pavel JáchymAstronomický ústav AV ČR

RozvrhRozvrh

Lekce 1: Úvod, kupy a skupiny galaxiíLekce 2: Vlivy prostředí v kupách galaxiíLekce 3: Numerické simulace

Lekce 1Lekce 1

Kupy a skupiny galaxií◦Základní vlastnosti◦Klasifikace◦ICM◦Místní skupina◦Coma cluster, Virgo cluster

Hierarchický scénář tvorbystruktur ve vesmíru

Lekce 2Lekce 2Mezigalaktický plynVlivy prostředí na galaxie v kupách

◦slapové interakce◦splynutí galaxií◦hydrodynamické efekty

Lekce 3Lekce 3

Numerické simulace◦Stromové algoritmy◦SPH metoda◦gas stripping – vyfukování

plynu z galaxií vlivem tlaku mezigalaktického prostředí

◦Kosmologické simulace

Základní vlastnostiZákladní vlastnosti skupiny: 3 – 30 jasných galaxií kupy: 30 – 1000 členů

◦ velikosti: 1 – 10 Mpc; velký počet trpasličích galaxií horký mezigalaktický plyn (intracluster medium, ICM), TICM~107-108 K MICM+Mgal ~ 0.1Mvirial => DM hmotnosti: 1012 až >1015 Msun katalogy obsahují tisíce kup

KlasifikaceKlasifikace

Podle bohatosti, koncentrace, pravidelnosti či typu galaxiíPravidelné kupy

◦ Kompaktní, sférické, koncentrované◦ 30% E, 45% S0, 20% S◦ obří eliptická galaxie v centru◦ X-ray luminous◦ např. Coma cluster

Nepravidelné kupy◦ Nesymetrické, nekoncentrované, více center (jak pro galaxie tak pro X-ray)◦ 50% S, 30% S0, 15% E◦ Např. Virgo cluster

Klasifikace, pokr.Klasifikace, pokr. Abellův katalog (asi 7000 kup)

◦ 6 tříd podle bohatosti (richness)◦ počet galaxií s magnitudou mezi m3+2, kde m3 odpovídá 3. nejjasnější galaxii◦ kompaktnost◦ 7 tříd podle vzdálenosti◦ Neobsahuje Virgo; Coma = A1656

Zwickyho katalog◦ podle bohatosti◦ tři třídy podle tvaru kup: kompaktní, středně kompaktní a otevřené

Bautz-Morganova klasifikace◦ rozšiřuje Abellovu klasifikaci o relativní kontrast nejjasnějších galaxií:◦ Typ I – jedna obří eliptická galaxie◦ Typ III – nemá jasné dominantní členy

Rood-Sastryho klasifikace – tuning-fork podle celkové morfologie

Virgo ClusterNejbližší velká kupa k Místní skupiněRelativně volná kupa, dvě centra: kolem jasných eliptických

galaxií M87 (severní) a M84 (jižní)Vlastnosti:

◦ vzdálenost: ~18 Mpc◦ velikost: ~ 2 Mpc◦ 2500 galaxií (hlavně dwarfs)◦ hmotnost: ~1014 Msun

Tvoří střed Místní nadkupy galaxií

Kupa v souhvězdí PannyKupa v souhvězdí Panny

Kupa v souhvězdí Vlasů BerenikyKupa v souhvězdí Vlasů Bereniky

Coma ClusterObsahuje až 3000 galaxií

◦ vzdálenost: ~100 Mpc◦ velikost: 5 – 10 Mpc◦ hmotnost ~1015 Msun

Leží poblíž severního pólu MW – mimo prachV centru dvě obří eliptické galaxie (NGC 4889

a NGC 4874)E galaxie se nacházejí uvnitř kupy (až do vzdálenosti 1 Mpc),

Sp jen na okrajiS kupou Leo tvoří Coma supercluster

Viriálová hmotnostViriálová hmotnost

Viriálový teorém◦ v uzavřeném systému platí:

Sféricky symetrické rozložení hmoty M v poloměru R:a=3/5 pro hom.sféru

Typická rychlost částic:

Z pozorované teploty či disperze rychlostí a rozměru systému pak lze odhadnout jeho hmotnost

potkin2

1EE

R

MGaE

2

pot

2kin

2

1 ME

)Mpc 1/(

)103.2/()s km 1000(~

sol14

212

R

MM

R

MG

Mezigalaktický plyn (ICM)Mezigalaktický plyn (ICM)Emise v RTG oboru:

◦ thermal bremsstrahlung (f-f přechod) vysoce ionizovaného plynu – v kontinuu◦ ICM lze pozorovat až do vzdál. 1-2 Mpc od centra kupy◦ malá část je v čarách (čáry Fe, O, Mg, Si, Ne, …)◦ hustota ~ 10-4-10-2 cm-3, teplota ~ 107-108 K◦ ICM není původní (Z ~ 0.4 slunečního)◦ V prvním přiblížení je ICM

v hydrostatické rovnováze◦ ROSAT: Coma & Virgo:

Rozložení ICM vs. galaxiíRozložení ICM vs. galaxiíObě složky v potenciálu DM

◦ Musí existovat vztah mezi jejich rozložením a typickými rychlostmi. Poměr specifické kinetické energie galaxií a specifické tepelné energie plynu:

◦ Typická hodnota β=2/3◦ DM i ICM se modelují pomocí tzv. β-profilu:

◦ Kombinace dvou izotermálních modelů většinou lépe fituje RTG emisi ICM plynu.

2ICM

2gal

2galp

2galp

3

)2/3(

)2/1(

kT

m

kT

m

2/32

c0 1)(

r

rr

ρ0 …hustota v centru kupyrc … „core radius“

Virgo clusterVirgo cluster

Opt. vs. RTG

ρ0=1.9 10-2 cm-3

rc=0.014 Mpc β=0.4

Coma cluster Coma cluster

Opt. vs. RTG

ρ0=2.8 10-3 cm-3

rc=0.416 Mpc β=0.75

Výpočet hmotnosti kupy z ICMVýpočet hmotnosti kupy z ICM Z předpokladu hydrostatické rovnováhy ICM:

+ ideální plyn

Hmotnost kupy:

Ovšem nepozorujeme přímo T, ρ, r…

rrd

Td

rd

d

Gm

kTrM

ln

ln

ln

ln

)(

p

2

)(

r

rGM

dr

dP

Místní skupinaMístní skupinaObsahuje 39 galaxií včetně

Mléčné dráhy a galaxie M31 v Andromedě:◦ velikost: ~1 Mpc◦ 5 jasných galaxií (M31, MW,

M33, LMC, IC10)3 spirální (MW, M31, & M33)22 eliptických (4 malé Es &

18 dEs)14 nepravidelných Hmotnost ~5 1012 Msun

Nadkupy galaxiíNadkupy galaxií= kupy kup galaxiínejvětší objekty (struktury) ve vesmíruVirgo superclustervlastnosti:

◦ rozměry až do 50 Mpc◦ hmotnosti 1015 to 1016 Msun

◦ 90-95% prázdné prostory (voids)◦ dlouhé vláknité struktury

2dF Galaxy Redshift Survey

Houbovitá struktura vesmíru na velkýchškálách

Filamenty:◦ Rozsáhlé řetězce nadkup◦ zabírají ~10% vesmíru

Voids: prázdné bubliny◦ 25-50 Mpc v průměru◦ 5-10x méně galaxií než v nadkupách

Great Walls (Sloan, Coma):◦ 150 Mpc x 60 Mpc x 5 Mpc◦ Hmotnost ~2 10^16 Msun◦ Největší známé struktury

Voids, Filaments & WallsVoids, Filaments & Walls

Vznik struktur – hierarchický scénářVznik struktur – hierarchický scénářDensity enhancements at the time of recombination (origin

in quantum fluctuations that expanded to galaxy-sized objects during the inflation era) have two routes to go:◦ top-down scenario: large structures of the size of galaxy clusters formed first,

than latter fragmented into galaxies radiation smoothed out the matter density fluctuations to produce large „pancakes“

which accrete matter after recombination and grow until they collapse and fragment into galaxies. Advantage: predicting of large sheets of galaxies with low density voids between the sheets. Clusters form in sheets intersections.

◦ bottom-up scenario: dwarf galaxies formed first, than merged to produce larger galaxies and galaxy clusters the initial density enhancements (of the size of small galaxies today) collapsed from

self-gravity into dwarf galaxies. These attract each other by gravity and merge to form larger galaxies. By gravity, they cluster together to form filaments and clusters. Gravity is the mechanism to form larger and larger structures.

Vznik struktur, pokr.Vznik struktur, pokr. Each scenario has its own predictions for the present appearance of the

Universe. Both require a particular form for dark matter:◦ Hot DM: t-d scenario requires dark matter composed of weakly interacting

high-velocity particles (a massive neutrino)◦ Cold DM: b-u scenario requires DM composed of highly-massive slow-

moving particles There is a strong evidence that galaxies formed before clusters

stars in galaxies are 10 – 14 billion years old, but many galaxy clusters are still forming today. This supports the bottom-up process.

Large-scale structuresgalaxies are not distributed evenly but in large scale structures (clusters,

filaments and voids)the distribution of galaxies from redshift surveys is exactly in-between the

HDM and CDM predictions, such that a hybrid model of both HDM and CDM is needed to explain what we see.

Sunyaev-Zeldovich effect (SZE)Sunyaev-Zeldovich effect (SZE) Distortion of the cosmic microwave background radiation by high energy

electrons through inverse Compton scattering Such distortions of the cosmic microwave background spectrum thus

reflect the density perturbations of the universe. SZ-effect => observation of dense clusters of galaxies its magnitude is independent of redshift (a scattering effect)

◦ clusters at high-z can be detected just as easily as those at low redshift!

◦ Further, relation between the angular scale and redshift facilitates detection of high-redshift clusters