Galaxishalmazok. Komplex Rendszerek Fizikája Tanszék március 17.

Méret: px

Mutatás kezdődik a ... oldaltól:

Download "Galaxishalmazok. Komplex Rendszerek Fizikája Tanszék március 17."

Lajos Illés
6 évvel ezelőtt
Látták:

1 Galaxishalmazok Dobos László Komplex Rendszerek Fizikája Tanszék É március 17.

2 Szatellitgalaxisok Nagy galaxisok körül keringő törpegalaxisok a Tejút körül szatellit, pl. a Sagittarius törpegalaxis feltehetően más galaxisok körül nagyon kicsi felületi fényesség, nehéz detektálni alacsony fémtartalom Kölcsönhatnak a nagy galaxissal az ár-apály erők csillagokat szakítanak le a törpegalaxisról ún. streamek alakulnak ki

3 A Sagittarius stream Forrás: sdss3.org

6 Galaxiscsoportok és -halmazok Galaxisok gravitációsan kötött rendszerei galaxiscsoportok galaxishalmazok (klaszterek) csoportok halmazok galaxisok száma: N < átmérő: D 1,5 Mpc 6 Mpc sebességdiszperzió: σ v 150 km s km s 1 teljes tömeg: M M M tömeg-fényesség arány: M/L 260 M /L 400 M /L A nagy M/L arány nagy mennyiségű sötét anyagra utal. Klaszter széle : ahol a szökési sebesség összemérhető a Hubble-tágulással.

8 Közvetlen környezetünk: a Lokális Csoport Három nagy spirálgalaxis: Androméda Tejút Triangulum galaxis összesen több mint 50 galaxis és törpegalaxis Paramétereink M M σ v 60 km s 1 A lokális csoport tagjai a tömegközéppont felé hullanak a rendszer nem virializálódott a Hubble-törvény itt nem érvényes Mi is részei vagyunk egy szuperhalmaznak (ld. később)

9 Galaxishalmazok katalógusa George Abell (1958) több mint 4000 galaxishalmazt tartalmazó katalógus fotólemezeken, szemmel azonosítva Klaszterek jellemzése számosság kompaktság távolság (a 10. legfényesebb jó standard gyertya) A legnagyobb klaszterek Virgo klaszter: galaxis, 1, M Coma klaszter: 1000 körüli galaxis alkotja

12 Virializáció Dinamikailag relaxált klaszter 2K + U = 0 a relaxációs idő 1 ln N -nel megy a legnagyobb klaszterek már virializáltak a σ v sebességdiszperzióból kiszámolható a dinamikai tömeg Relaxált klaszterek radiális profilja σ 2 v GM R a galaxisokhoz hasonlóan R függvényében integráljuk az intenzitást az elliptikus galaxisoknak megfelelő R 1/4 profil

13 Sűrűség morfológia-reláció A galaxisok morfológiája attól függ, hogy hol vannak a klaszteren belül központi régió: szinte csak óriás elliptikus galaxisok szélső régió: a spirálgalaxisok dominálnak Konklúzió: a központi régióban levő galaxisok már sokszor ütköztek elvesztették a korongjukat az ütközések során nagyra nőttek

14 Klaszterek kialakulása és fejlődése A legkorábbi klaszterek jelek arra, hogy a klasztereződés már z 8 körül elindult Hubble infravörös és Chandra röntgen megfigyelések Butcher Oemler-effektus z < 0.5 klaszterek is még fejlődnek a távolabbi klaszterekben több a kék galaxis a legnagyobb klaszterekre igaz

15 Gaxishalmazok központi galaxisai Klaszterek középpontjában óriás elliptikus galaxisok morfológiai osztály: cd más néven: legfényesebb klasztergalaxisok 1 Kicsit különböznek a többi galaxistól 0,8 magnitúdóval fényesebbek a második legfényesebbnél a radiális profiljuk kicsit más nagyon nagy távolságig tartó diffúz köpeny Mitől lettek ilyen nagyok? a galaxisok behullási rátája túl kicsi elegendő a galaxisok szokásos összeolvadása? kannibál galaxisok: valamilyen plusz effektus rásegít a környező kisebb galaxisok bekebelezésére a nagy galaxisok csillagokat szakítanak le a környező kisebb galaxisokból 1 brightest cluster galaxy (BCG)

16 Sebességdiszperzió Halmazok sebességdiszperziója: km s 1 jelentős Doppler-eltolódást okoz közeli halmazoknál összemérhető a Hubble-tágulással Isten ujjai effektus Következmény egy halmaz 3D térben közvetlenül nem térképezhető fel a legnagyobb vöröseltolódású tagok nem távol vannak, hanem a középpont felé hullnak

17 Sötét anyag A klaszter dinamikai tömegét a látható anyag nem adja ki valami plusz gravitáló összetevő nélkül a klaszter nem maradna egyben tudjuk, hogy már régóta egyben van, hiszen nem lennének benne óriás elliptikus galaxisok képes volt virializálódni Sötét anyag Fritz Zwicky (1933) 40 évvel később: rotációs görbe megfigyelések

18 A sötét anyag eloszlása Galaxisokban a rotációs görbe konstans: izotermikus gömb ρ(r) = 3v 2 (R) 4πGR 2 Galaxishalmazokban számítógépes szimulációkból: Navarro Frenk White-profil ρ(r) = ez kevésbé csúcsos a középpontban de ez is szinguláris ρ 0 ( ) 2 R R S 1 + R R S

19 Gravitációs vöröseltolódás Vöröseltolódás: Doppler-eltolódás: látóirányú sebességkomponensből Transzverzális Doppler: relativisztikus effektus Kozmológiai: a tér tágulásából Gravitációs: relativisztikus effektus Szemléletesen: a fénynek ki kell másznia a potenciálgödörből. Földi kimutatása: Pound Rebka-kísérlet (Mössbauer-spektroszkópia) Galaxishalmazokban középen levő galaxisok mélyebb potenciálban átlagosan nagyobb redshift a Doppler-sebességek kiátlagolódnak kellő konfidenciával még nem sikerült kimutatni

20 Galaxishalmazok röntgenben Galaxisközi gáz 2 nagyon ritka, ezért a saját röntgensugárzására átlátszó tömege M ez néhányszorosa a galaxisokat alkotó csillagok tömegének a hiányzó tömegnek így is csak egy részét adja ki A galaxishalmazok röntgenben fényesek a galaxisközi plazma extrém forró: K a röntgensugárzás oka: fékezési sugárzás Röntgenben emissziós vonalak is megjelennek magas rendszámú ionok, pl. Fexxv, Fexxvi a galaxisközi gáz már nem primordiális korai időkben került oda, ma már nem tudna kiszökni a galaxisokból 2 intracluster medium (ICM)

22 A hűtőáramlások 3 (nem létének) problémája A klaszterekben levő galaxisközi gáz erősen sugároz gyorsan kellene hűlnie, kb. 1 Gyr skálán a gyors hűlés a gáz beáramlását okozná a külső régiók felől nem látunk ilyet, közeli és távoli klasztereben is forró a gáz Mi tartja forrón a gázt? valaminek fokozatosan fűtenie kell legjobb jelöltek: aktív galaxismagok lökéshullámok útján fűtik a plazmát 3 cooling flow

24 Turbulens a ramla sok fu to hata sa Forra s: Werner Norbert et al., Nature (2014)

26 Klaszterek automatikus azonosítása Röntgenben diffúz ködökként jelennek meg Optikai stb. tartományban szemmel vagy algoritmikusan azonosíthatók Vöröseltolódás-térképek ma kb. 1,5 millió galaxis vöröseltolódását ismerjük adott még a két égi koordináta Feladat: automatikusan azonosítani a galaxiscsoportokat és halmazokat két galaxis akkor tartozik azonos klaszterbe, ha térbeli távolságuk egy adott limitnél kisebb friends-of-friends algoritmus

27 Klaszterek vs. szuperklaszterek A szuperklaszterek galaxishalmazoknál nagyobb struktúrák: 100 Mpc olyan nagyok, hogy nem kötöttek gravitációsan a részei a Hubble-áramlással mozognak idővel szét fognak esni Ennek ellenére úgy tűnik, hogy a a nagy tömegkoncentrációk irányába kollektív mozgás történik a lokális csoport a Virgo klasztertől távolodik ezt nem magyarázza a Hubble-tágulás kell lennie egy nagyobb tömegnek: Nagy Attraktor ezek tömege néhányszor M, kb. 90% sötét anyag a lokális csoport pekuliáris sebessége a Hubble-áramlathoz képest: v pec = 627 km s 1

28 A Laniakea szuperhalmaz Forra s: Tully et al., Nature (2014)

Hasonló dokumentumok

Az univerzum szerkezete

Az univerzum szerkezete Dobos László dobos@complex.elte.hu É 5.60 2017. május 16. Szatellitgalaxisok és galaxiscsoportok Szatellitgalaxisok a Tejút körül számos szatellitet találni alacsony felületi fényességűek