Charakterystyka podstawowych systemow gwiazdowych

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