Galaxishalmazok Dobos László Komplex Rendszerek Fizikája Tanszék dobos@complex.elte.hu É 5.60 2017. március 17.
Szatellitgalaxisok Nagy galaxisok körül keringő törpegalaxisok a Tejút körül 14-16 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
A Sagittarius stream Forrás: sdss3.org
Galaxiscsoportok és -halmazok Galaxisok gravitációsan kötött rendszerei galaxiscsoportok galaxishalmazok (klaszterek) csoportok halmazok galaxisok száma: N < 50 50 1000 átmérő: D 1,5 Mpc 6 Mpc sebességdiszperzió: σ v 150 km s 1 800 1000 km s 1 teljes tömeg: M 2 10 13 M 1 10 15 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.
Közvetlen környezetünk: a Lokális Csoport Három nagy spirálgalaxis: Androméda Tejút Triangulum galaxis összesen több mint 50 galaxis és törpegalaxis Paramétereink M 1.3 10 12 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)
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: 1300 2000 galaxis, 1,5 10 15 M Coma klaszter: 1000 körüli galaxis alkotja
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
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
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
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)
Sebességdiszperzió Halmazok sebességdiszperziója: 200 1000 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
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
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
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
Galaxishalmazok röntgenben Galaxisközi gáz 2 nagyon ritka, ezért a saját röntgensugárzására átlátszó tömege 3 5 10 13 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: 10 7 10 8 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)
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
Turbulens a ramla sok fu to hata sa Forra s: Werner Norbert et al., Nature (2014)
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
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 10 5 10 6 M, kb. 90% sötét anyag a lokális csoport pekuliáris sebessége a Hubble-áramlathoz képest: v pec = 627 km s 1
A Laniakea szuperhalmaz Forra s: Tully et al., Nature (2014)