Resumé fra sidst. Stjernerne i bulen er mere metalrige end i skiven

Transkript

1 Galakser 2014 F3 1

2 Resumé fra sidst Mælkevejen består grundlæggende af en skive, en bule og en halo. Solen befinder sig sammen med spiralarmene i skiven i en afstand af ca. 8.0 kpc fra centrum af galaksen. Fordelingen af stjerner i skiven kan beskrives ved en exp-fordeling med en given skalahøjde i hver retning. Stjernerne kan beskrives ved forskellige populationer ud fra deres metalindhold. Det giver samtidig en indikation af populationens alder. Stjernerne i bulen er mere metalrige end i skiven 2

3 Skiven: Fakta Den tynde skive Den tykke skive M stjerner ~ M SOL M støv+gas ~ M SOL L B ~ L SOL M L ~3 M SOL L SOL M stjerner ~ M SOL L B ~ L SOL M L ~15 M SOL L SOL Kombineret får vi M L ~4 M SOL L SOL. Det stemmer med andre spiralgalakser. 3

4 Skiven H 2 findes primært mellem 3 kpc R 8 kpc og z < 90 pc. HI kan observeres ud til R 25 kpc med h z 160 pc inden for R 0. Længere ude vokser den til h z 1 kpc. Den totale masse er M(HI) M SOL M(H 2 ) M SOL dvs. M GAS 10% M STJERNER Omkring Solen er ρ GAS 0.04 M SOL /pc 3 4

5 Bulen Bulen er den centrale sfæriske komponent i MV. Der gælder h R 1 kpc og h z 400 pc Pga. extinktion observeres i IR. En central bjælke med en storakse, som peger ca. 30⁰ væk fra planen. Lysstyrken følger de Vaucouleurs lov 5

6 Bulen Stjernerne i bulen har i snit dobbelt metalindhold ift. Solen. Det indikerer relativt unge stjerner. Stjernerne ser dog røde ud, hvilket indikerer relativt gamle stjerner! Bulen indeholder både ca M SOL molekylær gas samt gamle metalfattige RR Lyrae stjerner. Løsning: Det skyldes måske et overlap mellem bulen og skiven. Stjernerne er mere røde pga. deres metalindhold Der gælder M BULE M SOL og L BULE M SOL dvs. M/L 3 M SOL /L SOL Det er ligesom i skiven. 6

7 Haloen (den som kan ses) Haloen indeholder Ca. 150 kugleformede stjernehobe (KS) Stjerner med sjove baner KS: 10 5 stjerner indenfor et område på kun 20 pc. De ældste KS (mindst metal) har en sfærisk fordeling om centrum af MV De yngre har en lidt fladere fordeling. KS ligger primært inden for r < 35 kpc. De yderste kan være indfanget - fx fra LMC. Radius af haloen er ca. 50 kpc. 7

8 Haloen (den som kan ses) Langt fra skiven findes også skyer af neutral brint. De kan observeres via 21 cm stråling, hvor vi kan se, at de bevæger sig mod os med v r <-400 km/s. Årsagen er ukendt. Desuden findes der en strøm af HI i et bånd mellem de Magellanske skyer og MV. Den kaldes Den Magellanske Strøm og skyldes tidevandskræfter. 8

9 Mælkevejens centrum Centrum kan bestemmes vha. RR Lyrae stjerner i haloen, som er sfærisk fordelt om centrum. Den gennemsnitlige projektion på planen er afstanden til centrum. Det giver en afstand fra Solen på ca. 8.0 kpc. 9

10 I dag Hvordan bevæger Solen sig rundt om Mælkevejens centrum? Hvordan ser Mælkevejens rotationskurve ud? Og hvor ved vi i øvrigt det fra? Hvordan beskriver vi stjernernes bevægelse i Mælkevejen generelt? Hvordan måler vi stjernernes 3d-hastigheder i Mælkevejen? 10

11 Mælkevejens kinematik MV er ikke massiv, så der vil være differentiel rotation. Rotationen er med uret set ovenfra. 11

12 Mælkevejens kinematik MV er ikke massiv, så der vil være differentiel rotation. Rotationen er med uret set ovenfra. U = dr dt V = R dθ dt W = dz dt 12

13 Pekuliær hastigheden v u, v, w = (U U LSR, V V LSR, W W LSR )

14 Solens hastighed = (-10, 5, 7) km/s (U, V, W) = (-10.0 ± 0.4, 5.2 ± 0.6, 7.2 ± 0.4) km/s Ny reference: -8.5, 13.4,

15 Solens rotationshastighed Når vi plotter v vs. u kan vi se adskilte populationer. Ikke mange stjerner har v > 65 km/s (v>0 svarer til hurtigere rotation end LSR). Til gengæld har mange stjerner v < 0 km/s og endda v < -250 km/s. Hvad kan vi konkludere om rotation for populationen mærket envelope? Hvilken komponent i MV passer det med? 15

16 Spørgsmål stjerner omkring Solen Stjernerne ligger stille i forhold til LSR, Solen derimod har en lille hastighed i retning mod stjerne A. 16

17 Løsning stjerner omkring Solen Stjernerne ligger stille i forhold til LSR, Solen derimod har en lille hastighed i retning mod stjerne A. Apex er det punkt, hvor radialhastighederne er mest negative. Apex er det punkt, hvor tangentialhastighederne er 0 samtidig med at de omkringliggende stjerner bevæger sig væk fra punktet. 17

18 Mælkevejens rotationskurve Ved at observere rotationshastigheden af stjerner og gas i MV i forskellige afstande fra GC kan vi bestemme rotationskurven V(R). R: Objektets afstand fra GC D: Objekts afstand fra Solen l: Galaktisk længde θ: Vinklen mellem Solen og objektet set fra GC 18

19 Mælkevejens rotationskurve v r = v sin l v 0 sin l v t = v cos l v 0 cos l R sin θ = D sin l R cos θ + D cos l = R 0 R sin l = R 0 sin l R cos l + D = R 0 cos l 19

20 Mælkevejens rotationskurve v r = v sin l v 0 sin l v t = v cos l v 0 cos l sin l = R 0 R sin l cos l = R 0 R cos l D R R 0 R D cos l, for D << R ( ) 20

21 Mælkevejens rotationskurve nær Hvis vi plotter radial- og tangentialhastigheder nær Solen, ser vi præcis to sinuskurver med periode 180 grader faseforskudt med 90 grader. Solen 21

22 Mælkevejens rotationskurve for R<R 0 Pga. extinktion i skiven måler vi i radio/ir, når vi vil bestemme V(R) for R<R 0 - typisk 21-cm stråling. Gasskyer findes i hele skiven og radialhastigheder kan nemt måles. Til gengæld er afstanden til en brintsky svær at måle. Derfor bruger vi tangentpunktmetoden. 22

23 Mælkevejens rotationskurve v r = v sin l v 0 sin l R sin l = R 0 sin l v r = v R 0 sin l R v r = v R v 0 R 0 v 0 sin l R 0 sin l v r = Ω Ω 0 R 0 sin l 23

24 Mælkevejens rotationskurve for R<R 0 v r = Ω Ω 0 R 0 sin l (2.67, 2.68) R min = R 0 sin l 24

25 Mælkevejens rotationskurve for R<R 0 Man kan ligeledes anvende tangentpunktmetoden for 12 CO-emission. Vi kan tydeligt aflæse den maksimale rotationshastighed for hver værdi af l. Figuren dækker området mellem -2⁰ < b < 2⁰. 25

26 Mælkevejens rotationskurve for R<R 0 Man kan ligeledes anvende tangentpunktmetoden for 12 CO-emission. Vi kan tydeligt aflæse den maksimale rotationshastighed for hver værdi af l. Figuren dækker området mellem -2⁰ < b < 2⁰. Hvordan skal figuren aflæses? 26

27 Mælkevejens rotationskurve for R>R 0 For 90 < l < 270 kan vi ikke bruge tangentpunktmetoden. For at måle V(R) bruger vi objekter med kendt afstand fx cepheider. For cepheiderne kan vi let bestemme l og D og dermed R. Når vi måler V r kan vi derved bestemme V(R). Hvert objekt bidrager til et punkt, men pga. usikkerhederne, er rotationskurven dårligere bestemt for R>R 0, end for R<R 0. 27

28 Mælkevejens rotationskurve for R>R 0 Rotationskurven aftager ikke udad for R>R 0, som vi ellers forventer fra fordelingen af gas og stjerner (husk de aftager eksponentielt). For at holde V(R) konstant må vi have M R. Der er altså mørkt stof i MV!

29 Resumé Mælkevejen er ikke massiv, så den oplever differentiel rotation. Solen bevæger sig omtrent på en cirkelbane om centrum, defineret som LSR, med 220 km/s. I forhold til LSR bevæger Solen sig dog lidt hurtigere rundt, lidt indad og lidt op af planen. Hastigheden af LSR kan fx udledes ud fra den gennemsnitlige hastighed af halostjerner i forhold til LSR. Mælkevejens rotationskurve kan beregnes ud fra tangentialpunktmetoden (R<R 0 ), Oorts konstanter (R~R 0 ) samt fra fx cepheider (R>R 0 ). Rotationskurven bekræfter eksistensen af mørkt stof i Mælkevejen. 29