Extragalaxisok és távolságuk mérése Dobos László Komplex Rendszerek Fizikája Tanszék dobos@complex.elte.hu É 5.60 2014. március 3.
Galaxisok észlelése Alapvető technikák IR, optikai és UV tartományokban Fotometria: fényképek készítése széles sávú színszűrővel Spektroszkópia: hullámhossz-tartományban részletes, kis területről Integrálismező-spektroszkópia (Integral Field Spectroscopy): pixelenkénti spektrum Fotometria: fényesség, színindex fényességprofil morfológia Spektroszkópia: Látóirányba eső sebességek Abszorpciós és emissziós vonalak
Kiterjedt objektumok magnitúdója Csillagoknál: pontterülési függvény, ki kell integrálni Galaxisoknál fő kérdés: meddig tart egy galaxis? bonyolult morfológia hol a galaxis közepe? a széle nagyon halvány Sokfajta magnitúdó definiálható: Apertúramagnitúdó: egy fix látószögön belüli fényesség Modellmagnitúdó: elméleti fényességprofil illesztéséből stb.
A felületi fényesség Kiterjedt objektumoknál A fluxust közvetlenül tudjuk mérni Van értelme az egységnyi látószögre eső fényességről beszélni. Felületi fényesség Jele: µ, mértékegysége: mag arcsec 2 Vagy: I intenzitás, mértékegysége: L pc 2 Nem függ a luminozitástávolságtól! Izofóták: azonos felületi fényességű szintvonalak közeĺıthetők ellipszisekkel
A felületi fényességprofil A galaxis felületi fényességét (intenzitást) a középpontól mért távolság függvényében adjuk meg, de ehhez meg kell mérni a távolságot becsülni kell az inklinációt De Vaucouleurs-profil Elliptikus galaxisok Spirálgalaxisok magja I (R) e kr1/4 Exponenciális profil: I (R) e kr Spirálgalaxisok korongja
Galaxisok összetevői Világító barionikus anyag csillagok Csillagközi barionikus anyag anyag insterstellar medium (ISM) gerjesztett, ionizált, emmitáló gázok sötét gáz, molekulafelhők, atomos hidrogén (21cm) por: a fényt elnyeli, infrában visszasugározza Fekete lyukak Csillag méretű és szupernehéz központi (ld. később) Anyagakkréció esetén az elnyelt anyag sugároz Sötét anyag Tömeg nagy része Nem sugároz, csak gravitációs hatás
Galaxisok tömege Többfajta tömeg definiálható: Sztelláris tömeg: a galaxisban levő csillagok össztömege Dinamikai tömeg: a csillagok sebességdiszperziójából vagy kollektív mozgásából kikövetkeztetett tömeg Tömeg-fényesség arány Világító/nem világító komponensek arányát jellemzi Utal a galaxis alkotó csillagok korára: fiatal csillagok: fényesek, törpecsillagok: halványak Jele: M/L Mértékegysége: M L 1
Galaxisok színe Színindex: két széles sávú szűrőben mért magnitúdó különbsége. Pl. Johnson UBV esetén: U B vagy B V SDSS ugriz szűrőkben: u g, g r, r i, i z kékebb: fiatal, forró csillagok, kisebb B V érték vörösebb: öreg törpecsillagok vagy sok por, nagyobb B V érték Színprofil általában radiális színprofilt nézünk a galaxis különböző részeiben más-más csillagtípusok dominálnak mag: vörös, spirálgalaxis korongja: kék
Közeli és távoli galaxisok összehasonĺıtása Színek látszólagos függése a távolságtól Tejúton belül: a színindex független a távolságtól (miután korrigáltuk az extinkciót) Kozmológiai távolságokon: jelentős függés z-től korrigálható: K-korrekció Nagy z különbség esetén: evolúciós effektusok is ez is korrigálható
Intersztelláris gáz és por Galaxison belüli, csillagok közötti térben Gáz: Alacsony hőmérsékleten molekulafelhők, elnyelési vonalak Forró, ionizált, gerjesztett gáz sugároz: emissziós vonalak Por: erős optikai és UV elnyelők IR tartományban sugároz
Irreguláris galaxisok magnitúdó M B = 13 20 tömeg M = 10 8 10 10 M átmérő D = 0,5 50 kpc tömeg fényesség arány M/L 1 színindex B V = 0,37 0,47 gáz tömegaránya M gáz /M tot = 0,25 0,9 kis tömegűek, a de tömegükhöz képest fényesek nagyon kékek: sok fiatal csillag lehetnek nagy átmérőjűek, de ilyenkor a felületi fényességük általában kicsi nagy gáztartalék, heves csillagkeletkezés minden vöröseltolódáson, nagyon távol is Hubble-mélyég terület (Hubble Deep Field)
Másodlagos távolságindikátorok Galaxisok távolságának mérése problémás A Cepheidákat a Hubble-űrteleszkóp is csak néhány Mpc-ig látja A szupernóvák nagyon ritkák (kb. 100 évente egy galaxisonként, de ennek csak kb. negyede Ia típusú) Másodlagos távolságindikátor Valamilyen könnyen mérhető mennyiségből következtet a fényességre Ezeket az összefüggéseket közeli galaxisokon kell kalibrálni
Spirálgalaxisok mag: vörös, ellipszoid, random csillagpályák korong: kék, lapos, a forgás stabilizálja spirálkarok: fényességkontraszt, fiatal csillagok halo: öreg csillagok, random csillagpályák
Spirálgalaxisok magnitúdó M B = 16 23 tömeg M = 10 9 10 12 M átmérő D = 5 100 kpc tömeg fényesség arány M/L 2,6 6,2 színindex B V = 0,52 0,75 gáz tömegaránya M gáz /M tot = 0,04-0,16 az irregulárisoknál lényegesen több, halványabb (öreg) csillag emiatt az irregulárisaknál vörösebbek persze még így is többnyire kékek sok bennük a por van valamennyi gáztartalék folyamatos, de gyenge csillagkeletkezés a karokban emiatt a karok kékek
Sa Sab Sb Sbc Sc Sd Sm Im Ir Egyre töredezettebb, kevésbé feltekert karok Egyre több gáz és por Egyre kékebb szín Egyre kisebb M/L arány
Spirálgalaxisok rotációs görbéje korongban a csillagok közel kör alakú Kepler-pályákon A rotációs göbe kilapul sötét anyag, izotermális gömb V max függ az össztömegtől
Rotációs sebesség mérése: hosszú réses spektroszkópia A rést a galaxis nagytengelyére álĺıtják be Merőleges irányban diszperzió
Rotációs sebesség mérése Tejútban 21 cm-es mérésekből, vonalkiszélesedésből Távoli galaxisok túl kicsik a hosszú réses spektroszkópiához vonalkiszélesedést lehet nézni inklinációval számolni kell Tipikus értékek: V max = 100 350 km s 1
A Tully Fisher-reláció
A Tully Fisher-reláció Spirálgalaxisokra A rotációs görbe maximuma arányos a galaxisok abszolút magnitúdójával Morfológiai osztálytól függően A jelenség mögötti fizika nem teljesen világos V max függ az össztömegtől, de a fényességet a csillagok adják, viszont a tömegben a sötét anyag dominál Következtetés: A sötét anyag valamilyen módon meghatározza a galaxisban a csillagkeletkezés mikéntjét
A Tully Fisher-reláció A reláció: ±0,5 mag körül van infrában pontosabb, jóval kisebb az extinkció Tömeg meghatározása: M = V maxr 2 G Tegyük fel, hogy a fényesség tömeg arány és a felületi fényesség kb. állandó: M/L = áll.; L/R 2 = áll. L Vmax 4
Kölcsönható galaxisok Egymás közelében levő galaxisok gravitációsan kötöttek Idővel összeütköznek és összeolvadnak Csillagok csak nagyon kis valószínűséggel ütköznek A csillagközi gáz erősen perturbálódik Heves csillagkeletkezés A magba anyag hullhat aktivizálódhat (AGN) - ld. később Összeolvadás időskálája: Gyr Ütközés során a korábbi spirálstruktúra összeomlik Eredmény: elliptikus galaxis csillagpályák random inklinációval
Elliptikus galaxisok I I I I vo ro s (vagy ke k) ellipszoid szivar, diszkosz vagy ha romtengelyu lehet a nagyokban o reg csillagok, hideg ga z random mozga s stabiliza lja
Elliptikus galaxisok magnitúdó M B = 15 25 tömeg M = 10 8 10 14 M átmérő D = 100 1000 kpc tömeg fényesség arány M/L 10 100 nagyon széles méret- és magnitúdóskálán nagyon nagy átmérőjűek vörösek, öreg csillagok, nincsen csillagkeletkezés gáz és por minimális mennyiségben Legnagyobbak a halmazok központi galaxisai (BCG vagy cd) Az S0/SB0 galaxisok teljesen olyanok, mint a spirálok magjai
Törpe elliptikus galaxisok magnitúdó M B = 8 19 tömeg M = 10 8 10 14 M átmérő D = 0,1 10 kpc tömeg fényesség arány M/L 10 100 vannak egész kicsi, ún. törpe szferoidális galaxisok: nagy galaxisok körül keringő szatellitek a nagy galaxis elszívta a gázt, nincsen csillagkeletkezés, halványak többnyire vörösek
Vörös óriásgalaxisok - Luminous red galaxies (LRG) Az Univerzum legnagyobb galaxisai Többnyire galaxishalmazok központi régióiban, de nem csak BCG Nincsen bennük por és gáz Passzívan öregedő csillagpopuláció nincsen csillagkeletkezés ún. száraz összeolvadással növekednek z 2 körül keletkezett csillagok Ma 12 milliárd évesek A nagy skálás szerkezet feltárásához fontosak nagyon fényesek z 0,7-ig könnyen megfigyelhetők könnyű mérni a vöröseltolódásukat fotometrikus vöröseltolódásuk is jól becsülhető
A sebességdiszperzió A csillagpályák random inklinációjúak Ez stabilizálja a galaxist Néha némi forgás is van A random pályák miatt a csillagok látóirányban vett sebességeloszlása kb. Gauss-eloszlású vörös galaxisok: törpecsillagok dominálnak ezek spektrumában erős abszorpciós vonalak vannak a vonalak kiszélesedéséből mérhető a σ v sebességdiszperzió
A Faber-Jackson-reláció
A Faber-Jackson-reláció Összefüggés elliptikus galaxisok magnitúdója és sebességdiszperziója között. L σ 4 v A viriáltétel miatt az M σ 4 v érthető Itt is felmerül a kérdés, hogy L miért függ M-től Meglehetősen nagy a szórás, ami függ a morfológiai típustól is.
A fundamentális sík Elliptikus galaxisok radiális fényességprofilja (de Vaucouleurs-profil): [ ( ) ] I (R) = I e e 7.669 R 1/4 1 Re A nagyobb (fényesebb) elliptikus galaxisok felületi fényessége kisebb az effektív rádiusznál mérve. Összefüggés található M, σ v és az R e effektív sugár között: L σv 2,65 Re 0,65
A felületi fényesség fluktuációi 1 A módszer alapelve: A galaxisok képét CCD detektorral rögzítjük Egy távoli galaxis képe sok pixelen fog elterülni Egy pixelre változó számú csillag kerül attól függően, hogy a galaxis hozzánk közel vagy tőlünk távol van. Pixelenként más-más számú csillag: a Poisson-zaj is más lesz Az eljárás: Levonjuk a képből a galaxis profiljának modelljét Ekkor csak a fluktuációk maradnak A fluktuációk Fourier-spektrumát nézzük Elliptikusokra működik jól A profil sima, nincsenek csomók, spirálkarok stb. A csillagok nagyjából egyformák: öreg törpecsillagok 1 Surface Brightness Fluctuations (SBF)