Astronomija i astrofizika II

Transcript

1 Astronomija i astrofizika II 1

2 MLIJEČNI PUT 2

3 MLIJEČNI PUT - Kompleksni sustav plina, prašine, zvijezda i tamne materije! - Problem: kako istraživati sustav koji nije moguće vidjeti izvana, već samo iz jedne točke - Položaj Sunca u Mliječnom putu unutar diska zvijezda, plina i prašine problem EKSTINKCIJE, posebno u smjeru središta galaksije - Struktura i evolucije Mliječnog puta određeni na osnovu gibanja plina i zvijezda te njihovog sastava 3

4 4

5 MODELI MLIJEČNOG PUTA Galileo Galilei: Mliječni put se sastoji od milijuna zvijezda Immanuel Kant, Thomas Wright (18. st.): Mliječni put je disk zvijezda, a Sunce je jedna od zvijezda zvjezdani 'otoci' u svemiru William Herschel (1780-ih): prva karta Mliječnog puta na osnovu prebrojavanja zvijezda u različitim smjerovima (600) - Pogrešne pretpostavke: nepostojanje ekstinkcije, moguće je opažati do ruba Mliječnog puta, sve zvijezde imaju isti luminozitet - Sunce je u središtu velikog ravnog diska zvijezda 5

6 Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson 6

7 MODELI MLIJEČNOG PUTA Jacobus Kapteyn (1922.): potvrdio Herschelov model Mliječnog puta ponovno pomoću metode prebrojavanja zvijezda - Po prvi je puta određena skala udaljenosti - Kapteynov svemir: zaravnjeni sferoidni sustav s opadajućom gustoćom broja zvijezda iz središta prema rubovima - U galaktičkoj ravnini gustoća broja zvijezda opada na polovicu vrijednosti iz središta galaksije na udaljenosti oko 800 pc - U vertikalnom smjeru, gustoća broja zvijezda opada na polovicu vrijednosti iz središta na udaljenosti 150 pc - Veličina Kapteynove galaksije: 8500 pc u smjeru galaktičke ravnine i 1700 pc u smjeru okomitom na galaktičku ravninu 7

8 Položaj Sunca: 38 pc sjeverno od galaktičke ravnine i 650 pc od središta u smjeru galaktičke ravnine Kapteyn, J., 1922, Astrophys. J., 55, 302 8

9 Kako odrediti strukturu galaksije prebrojavanjem zvijezda? - Uz pretpostavku apsolutnog sjaja (luminoziteta), mjerenjem prividnog sjaja određena je udaljenost zvijezde: d = 10 m M+5 /5 - Uz poznavanje koordinata na nebeskom svodu i ovako određene udaljenosti moguće je odrediti položaj svake zvijezde u galaksiji! - Problem: broj zvijezda je vrlo velik! - Rješenje: statistički pristup prebrojavaju se zvijezde do određene prividne magnitude u nekom području na nebu procjena gustoće broja zvijezda na određenoj udaljenosti od Sunca - Diferencijalno prebrojavanje zvijezda: prebrojavaju se zvijezde između zadanih vrijednosti prividnog sjaja 9

10 - Integrirano prebrojavanje zvijezda: prebrojavaju se zvijezde do neke granične vrijednosti prividnog sjaja - Raspodjela broja zvijezda ovisi o raznim parametrima: smjeru, udaljenosti, kemijskom sastavu i spektralnoj klasifikaciji ključno za razumijevanje strukture i evolucije Mliječnog puta n M M, S, Ω, r dm gustoća broja zvijezda apsolutnog sjaja između M i M + dm sa svojstvom S koje se nalaze unutar prostornog kuta W u zadanom smjeru na udaljenosti r Ukupan broj zvijezda sa svojstvom S unutar prostornog kuta W na udaljenosti r : n S, Ω, r = + n M M, S, Ω, r dm Kapteyn uzeo u obzir samo svojstvo apsolutnog sjaja, a ne i spektra zvijezda 10

11 - Integracija unutar volumena stošca razapetog prostornim kutem W od r = 0 do udaljenosti r = d INTEGRIRANO PREBROJAVANJE ZVIJEZDA N M M, S, Ω, d dm = 0 d n M M, S, Ω, r Ωr 2 dr dm Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson 11

12 Veza između broja zvijezda N M dm s apsolutnim sjajem između M i M + dm unutar konusa razapetog prostornim kutem W u zadanom smjeru na udaljenosti r i prostorne gustoće zvijezda n M dm: n M M, S, Ω, r dm = 1 dn M dm Ωr 2 dr Uz zamjenu udaljenosti do koje prebrojavamo zvijezde (granična udaljenost) sa prividnim sjajem (granični prividni sjaj) N M M, S, Ω, m dm je ukupan broj zvijezda s apsolutnim sjajem između M i M + dm koje izgledaju sjajnije od granične prividne magnitude m Ukoliko povećamo graničnu prividnu magnitudu povećanje broja zvijezda unutar povećanog stošca: d N M M, S, Ω, m dm dm dm 12

13 - Broj zvijezda s apsolutnim sjajem između M i M + dm unutar prostornog kuta W s prividnim sjajem između m i m + dm DIFERENCIJALNO PREBROJAVANJE ZVIJEZDA A M M, S, Ω, m dmdm = d N M M, S, Ω, m dmdm dm Primjer: beskonačni svemir s jednolikom izotropnom gustoćom broja zvijezda i bez međuzvjezdane ekstinkcije: n M M, S, Ω, r = n M M, S = const. N M M, S, Ω, d = n M M, S Ω dr 2 dr = Ωd3 3 n M M, S N M M, S, Ω, d = Ω 3 n M M, S 10 3(m M+5)/5 = Ω 3 n M M, S eln 103(m M+5)/5 0 = Ω 3 n M M, S e 3 m M+5 /5 ln 10 13

14 Diferencijalno prebrojavanje zvijezda: A M M, S, Ω, m = d N M M, S, Ω, m dm ln 10 = 5 Ωn M M, S 10 3(m M+5)/5 3ln 10 = N 5 M M, S, Ω, m Olbersov paradoks: količina svjetlosti na Zemlji uslijed zvijezda koje se nalaze unutar nekog prostornog kuta eksponencijalno divergira kako prividni sjaj m raste! Rješenje: Mliječni put je ograničen a gustoća broja zvijezda nije jednolika 14

15 Prebrojavanje zvijezda: automatizirano pomoću CCD kamera ili optičkih vlakana kako bi se odredio N M ili A M, a iz njih prostorna gustoća broja zvijezda n M M, S dm - Uz poznavanje gustoće broja zvijezda u okolici Sunca moguće je odrediti gustoću broja zvijezda neke spektralne klase u drugim područjima galaksije - Usporedba s drugim galaksijama sličnim Mliječnom putu iterativnim postupkom moguće je odrediti funkciju gustoće, međuzvjezdanu ekstinkciju i promjene u kemijskom sastavu 15

16 Astronomija početkom 20. stoljeća Poznavanje udaljenosti KLJUČNO za razumijevanje strukture svemira i prirode astronomskih objekata (zvijezda, maglica, itd.) Curtis Shapley debata Vrijeme: Mjesto: Smithsonian prirodoslovni muzej, Washington Organizator: NSA, George Hale 16

17 Curtis Shapley debata Heber D. Curtis Harlow Shapley ( ) ( ) Lick Observatory Mount Wilson Observatory Allegheny Observatory 17

18 H. Shapley ( ) mjerenje udaljenosti do 93 kuglasta skupa pomoću RR Lyr i PL relacije - Kuglasti skupovi nisu ravnomjerno raspoređeni već su koncentirani u području sazviježđa Strijelca na udaljenosti ~15 kpc od Sunca - Prema ovim mjerenjima, najudaljeniji kuglasti skup se nalazi ~70 kpc od Sunca, i 55 kpc od središta galaksije - Ako je veličina galaksije određena udaljenošću kuglastih skupova veličina Shapleyevog Mliječnog puta iznosi 100 kpc 10 puta veći od Kapteynovog Mliječnog puta! - Kapteynov model je premalen sa Suncem preblizu središta, Shapleyev model je prevelik! - Uzrok pogreške? međuzvjezdana ekstinkcija - Kapteyn nije vidio udaljene zvijezde uslijed ekstinkcije pa je njegova galaksija premalena 18

19 - Shapley je vidio udaljene objekta, ali je kalibracija PL relacije za RR Lyr bila pogrešna - Shapley je opazio područje u kojem nema kuglastih skupova njegovo obrazloženje: gravitacijski plimni valovi stvaran uzrok: međuzvjezdana ekstinkcija 19

20 Curtis Shapley debata Shapley: -Mliječni put predstavlja cijeli naš svemir -Spiralne maglice (Andromedina maglica) nalazi se unutar Mliječnog puta -Sjaj nove zvijezde u Andromedinoj maglici veći je od sjaja cjelokupne maglice -> ne postoji mehanizam koji bi oslobodio toliku količinu energije -Rotacijske brzine maglice M101 (Van Maanen): maglica mora biti blizu 20

21 Curtis Shapley debata Curtis: -Andromedina maglica i druge maglice su odvojene galaksije, 'svemirski otoci', a Mliječni put je tek jedna od njih -Udaljenosti između maglica veće su od njihovih dimenzija -Znatno veća učestalost pojavljivanje novih zvijezda u Andromedinoj galaksiji nego u drugim dijelovima Mliječnog puta -Van Maanen mora biti u krivu! 21

22 Curtis Shapley debata: Rješenje 1924: Otkriće Cefeida u Andromedinoj maglici -Opažanjem Cefeida u Andromedinoj maglici odredio udaljenost i pokazao da se ona nalazi daleko izvan Mliječnog puta, čak i izvan prevelikog Shapleyeveg Mliječnog puta! Edwin P. Hubble ( ) Mount Wilson Observatory Shapley Curtis debata?? Shapleyeva galaksija je prevelika, a Curtisova premalena! Nova paradigma strukture svemira uvod u otkriće širenja svemira! 22

23 Van Maanenova opažanja su bila pogrešna! Shapley nakon Hubbleovog pisma u kojem otkriva Cefeide u Andromedi: "Ovo pismo je uništilo moj svemir... Vjerovao sam podacima van Maanena, ipak on mi je prijatelj..." 23

24 Problem međuzvjezdane ekstinkcije Izrazito VAŽAN problem: Plin i prašina u međuzvjezdanom prostoru apsorbiraju dio zračenja koji dolazi sa zvijezde sjaj zvijezde je prividno manji zbog apsorpcije u međuzvjezdanom plinu i prašini Smanjenje sjaja: m = M + 5 log d 5 + A A međuzvjezdana ekstinkcija u magnitudama sjaja Zanemarivanje ekstinkcije zvijezde su manjeg sjaja nego što doista jesu zvijezda je dalje nego što bi bila da smo uzeli u obzir ekstinkciju POGREŠNO ODREĐENA UDALJENOST pogrešne dimenzije galaksija, udaljenosti, svemira 24

25 Problem međuzvjezdane ekstinkcije Rješenje: Opažanje u dijelu spektra gdje je međuzvjezdana ekstinkcija najmanja INFRACRVENI DIO SPEKTRA INFRACRVENE VALNE DULJINE relacija perioda-luminozitet za opažanja u H pojasu (1.65 µm) 25

26 MORFOLOGIJA (STRUKTURA) MLIJEČNOG PUTA - Struktura Mliječnog puta određuje se pomoću opažačkih rezultata dobivenih prebrojavanjem zvijezda te pomoću različitih indikatora udaljenosti (standardnih svijeća, npr. Cefeide i RR Lyrae), pomoću određivanja zastupljenosti elemenata i usporedbom sa strukturom drugih galaksija - Detalji modela Mliječnog puta još uvijek su nepotpuni i nepouzdani trenutno jedno od najaktivnijih područja astrofizike!! 26

27 MORFOLOGIJA MLIJEČNOG PUTA 27

28 MORFOLOGIJA (STRUKTURA) MLIJEČNOG PUTA 1. DISK 2. HALO - Sunce se nalazi u zaravnjenom disku zvijezda, na udaljenosti oko 1/3 polumjera diska od njegovog središta - Središte diska u smjeru sazviježđa strijelac (Sagittarius): vrlo kompaktni izvor emisije (posebno visokoenergetskog zračenja) Sgr A* Solarna galaktocentrična udaljenost standardizirana udaljenost Sunca od središta Mliječnog puta radi lakše usporedbe struktura i udaljenosti u galaksiji (IAU, 1985.): R 0 = 8.5 kpc 28

29 NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC) 29

30 Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson 30

31 - Udaljenost Sunca od središta galaksije razlikuje se od standardizirane galaktocentrične udaljenosti (primjer: kpc određeno astrometrijom i spektroskopijom zvijezde najbliže središtu galaksije S2) - Promjer diska Mliječnog puta: oko 50 kpc (40 50 kpc) - Disk je eliptičan s omjerom velike i male poluosi Sunčev krug: savršen krug oko središta galaksije s polumjerom R 0 31

32 STRUKTURA TANKOG I DEBELOG DISKA Komponente diska: 1. TANKI DISK: mlade zvijezde (populacija I), bogat plinom i prašinom, vertikalna visinska skala z thin 350 pc, područje nastanka zvijezda - Mladi tanki disk: središnja galaktička ravnina plina i prašine, visinska skala 90 pc 2. DEBELI DISK: starija zvjezdana populacija (populacija II), visinska skala z thin 350 pc, gustoća broja zvijezda je samo oko 8.5% gustoće broja u tankom disku 32

33 Gustoća broja zvijezda u tankom i debelom disku: n z, R = n 0 e z/z thin e z/z thick e R/h R z je vertikalna visina iznad galaktičke ravnine, R je radijalna udaljenost do središta galaksije, h R > 2.25 kpc je dužinska skala diska, n 0 ~ 0.02 zvijezda/pc 3 za apsolutni sjaj 4.5 M V Sunce se nalazi u tankom disku, oko 30 pc iznad galaktičke ravnine - Gustoća sjaja (luminoziteta) tankog diska je luminozitet po jediničnom volumenu prostora u galaksiji: L R, z = L 0 e R/h R sech 2 z/z 0 2 sech z/z 0 = e z/z 0 + e z/z 0 Tanki disk: z 0 = 2z thin ; L L Sun /pc 3 33

34 34

35 RELACIJA STAROST METALICITET - Velike razlike u kemijskom sastavu i kinematičkim svojstvima debelog i tankog diska Zvjezdane populacije: Populacija I: zvijezde bogate metalima Z ~ 0.02, mlađa populacija zvijezda Populacija II: zvijezde siromašne metalima Z ~ 0.001, starija populacija zvijezda Populacija III (hipotetska): zvijezde bez metala Z ~ 0, zvijezde prve generacije Populacija I i II populacija diska 35

36 Metalicitet određuje kemijski sastav zvijezde omjer atoma željeza i vodika - Linije željeza je vrlo lako mjeriti - Supernove (osobito Ia) obogaćuju međuzvjezdani prostor željezom zvijezde nastale u takvom međuzvjezdanom plinu obogaćene su željezom u njihovoj atmosferi u odnosu na prethodnu generaciju - Zastupljenost (abundanca) željeza u zvijezdama trebala bi odgovarati njihovoj starosti: mlade, nedavno nastale zvijezde trebale bi imati najveću relativnu zastupljenost željeza Abundanca (zastupljenost) željeza ili metalicitet: N Fe /N H star Fe/H = log 10 N Fe /N H Sun 36

37 Zvijezda s abundancama jednakim Suncu: [Fe/H] = 0.0 Zvijezde s manje metala u odnosu na Sunce: [Fe/H] < 0 Zvijezde s više metala u odnosu na Sunce: [Fe/H] > 0 Vrijednosti abundance u Mliječnom putu: od 5.4 (stare zvijezde vrlo siromašne metalima) do +0.6 (mlade zvijezde vrlo bogate metalima Zvijezde bogate metalima su mlađe nego zvijezde siromašne metalima istog spektralnog tipa STAROST METALICITET RELACIJA korelacija između starosti i kemijskog sastava zvijezda Problem: obogaćivanje međuzvjezdane tvari nastaje tek pojavom SN tipa Ia SN Ia se pojavljuju tek ~10 9 godina nakon početka nastanka zvijezda obogaćivanje međuzvjezdane tvari željezom ne mora biti svugdje jednako 37

38 - Supernove s kolapsom jezgre nastaju ~10 7 godina nakon početka nastanka zvijezda, obogaćuju međuzvjezdani medij kisikom povećava se abundanca kisika [O/H] - Abundanca kisika [O/H] ili [O/Fe] također se koristi za određivanje starosti galaktičkih komponenata Starost tankog i debelog diska Tanki disk: 0.5 < [Fe/H] < 0.3 Debeli disk: 0.6 < [Fe/H] < 0.4 (niski metaliciteti i do [Fe/H] ~ 1.6) - Zvijezde tankog diska su bitno mlađe u odnosu na zvijezde debelog diska - Nastanak zvijezda u tankom disku je započeo prije ~8 milijardi godina i još uvijek traje opažanja bijelih patuljaka u tankom disku i vremena njihovog hlađenja) 38

39 - Većina zvijezda u debelom disku je nastala prije milijardi godina Omjer mase i luminoziteta (mass-to-light ratio) Zvjezdana masa tankog diska: ~ M Sun (iz prebrojavanja zvijezda i njihovog orbitalnog gibanja) Masa plina i prašine u tankom disku: M Sun Ukupan luminozitet vidljivih zvijezda u Mliječnom putu u B pojasu: L B = L Sun Omjer mase i luminoziteta: M/L B 3 M Sun /L Sun Na glavnom nizu luminozitet zvijezde ovisi o njenoj masi: L = M α L Sun M Sun 39

40 gdje je α 4 za zvijezde masivnije od 0.5 M Sun, i α 2.3 za manje masivne zvijezde - Pretpostavka: većina zvijezda u tankom disku nalaze se na glavnom nizu srednja masa zvijezde: M = 31/ 1 α M α 4 M 0.7 M Sun Sun - Luminozitetu diska najviše doprinose zvijezde nešto manje mase od Sunčeve konzistentno s opažanjima prema kojima dominiraju patuljci M klase u okolici Sunca - Debeli disk je vrlo malog sjaja samo 1% luminoziteta tankog diska (problem detekcije) i sadrži oko 3% mase tankog diska 40

41 SPIRALNA STRUKTURA - Disk posjeduje unutarnju strukturu SPIRALNA STRUKTURA - 'markeri' spiralne strukture: svojstva, raspodjela i kinematika mladih divovskih zvijezda (O i B), H II područja, galaktički (otvoreni) skupovi - Spiralna struktura je vidljiva u drugim galaksijama u B pojasu dominiraju mlade, vruće divovske zvijezde - Spiralna struktura je slabo vidljiva u R (crveno) pojasu dominiraju stare, hladne zvijezde manjih masa - Zaključak: spiralni krakovi su područja nastanka mladih zvijezda, stare zvijezde su imale dovoljno vremena da izađu iz spiralnih krakova 41

42 GALEX (UV) HST (optički) 42

43 ESA/Herschel/PACS/SPIRE/J. Fritz, U. Gent; ESA/XMM-Newton/EPIC/W. Pietsch, MPE; R. Gendle 43

44 Prisustvo 5 spiralna kraka nazvanih po sazviježdima: 1. Norma i vanjski krak 2. Scutum Centaurus krak 3. Perseus krak 4. Sagittarius krak 5. Orion Cygnus krak - Sunce se nalazi u Orion Cygnus kraku (Orion spur) - Međuzvjezdani plin i prašina nalaze se uglavnom u galaktičkoj ravnini i u spiralnim krakovima 44

45 NASA 45

46 Prostorna raspodjela mladih galaktičkih skupova i H II područja (Sunce je označeno krugom) Beckert & Fenkart, 1970, 'The Spiral Structure of Our Galaxy', D. Reidel Publishing Company, Dordrecht 46

47 M104 (Sombrero) NASA/ESA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA) 47

48 Međuzvjezdani plin i prašina - Prisustvo oblaka plina i prašine različitih veličina, masa i temperatura u Mliječnom putu - Prostorna raspodjela plina i prašine određuje se: - mjerenjem zvjezdane ekstinkcije i emisije prašine, - Mapiranjem H I područja pomoću emisije na 21 cm - Mapiranjem CO područja kao markera molekularnog vodika (H 2 ) Molekularni vodik (H 2 ) i hladna prašina 3 8 kpc od galaktičkog središta (unutar Sunčevog kruga), strogo u galaktičkoj ravnini: vertikalna visinska skala ~90 pc (25% skale za tanki disk i samo 9% visinske skale za debeli disk) Atomarni vodik (H I) od 3 kpc od galaktičkog središta do ruba galaksije (25 kpc), vertikalna visinska skala u blizini Sunca ~160 pc 48

49 Mase (gustoća plina u blizini Sunca 0.04 M Sun /pc 3 ): 1. Molekularni vodik (H 2 ): 10 9 M Sun (17%) 2. Atomarni vodik (H I): M Sun (77%) 3. Ioni: M Sun (6%) Naglo povećanje visinske skale neutralnog vodika (H I) na udaljenosti većim od 12 kpc od središta galaksije visinska skala i do 900 pc! raspodjela H I u vanjskim dijelovima nije ograničena samo na galaktičku ravninu ('warp'): 15 'zakrivljenost' raspodjele H I - Zakrivljenost se javlja i u drugim galaksijama (Andromeda) - Zakrivljenost je uzrokovana raspodjelom mase u vanjskim dijelovima galaksije u tim područjima nema vidljive mase (zvijezde) zakrivljenost je vjerojatno uzrokovana tamnom materijom koncentriranom u vanjskim dijelovima galaksije 49

50 Burton & Lintel Hekkert, 1986, Astron. Astrophys. Suppl., 65,

51 Oblaci vodika s visokim brzinama (do 400 km/s) iznad i ispod galaktičke ravnine većina takvih oblaka giba se prema disku model galaktičke fontane - Mliječni put također nakuplja akrecijom plin iz međugalaktičkog prostora i sa malih satelitskih galaksija - Prisustvo vrućeg rijetkog plina na udaljenostima 70 kpc i većim od galaktičkog središta plin je opažen pomoću apsorpcijskih linija vodika O VI kao markera za vodik opaža se apsorpcija zračenja dalekih ekstragalaktičkih izvora i zvijezda u halou u plinu u UV području (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer FUSE) - Gustoća vodika u vanjskim dijelovima galaksija određena pomoću O VI: n H ~10 11 m -3 uz sfernu raspodjelu na udaljenosti R ~ 70 kpc masa plina M ~ M Sun! - Plin mora biti vrlo vruć kako ne bi došlo do gravitacijskog kolapsa!! temperature reda ~10 6 K KORONALNI PLIN 51

52 Satelitske galaksije Galaksije gravitacijski vezane za Mliječni put: 1. Veliki Magellanov oblak (d = 50 kpc, promjer 4 kpc) 2. Mali Magellanov oblak (d = 61 kpc, promjer 2 kpc) 3. Patuljasta galaksija u Strijelcu (d = 20 kpc, promjer 2.6 kpc) 4. Patuljasta galaksija u Velikom psu (d = 8 kpc, promjer 1.5 kpc) patuljastih galaksija na udaljenostima kpc od središta galaksija, promjera od 0.03 do 2 kpc 52

53 Magellanov mlaz uska traka H I emisije preko gotovo cijelog neba koja povezuje našu galaksiju s Magellanovim oblacima - Mlaz je vjerojatno rezultat sudara i plimnih sila između Mliječnog puta i Magellanovih oblaka prije ~200 milijuna godina na strukturu mlaza vjerojatno utječe i međudjelovanje s vrućim koronalnim plinom - Satelitske galaksije su u prošlosti plimno međudjelovale s Mliječnim putem - Patuljasta sferna galaksija u Strijelcu (Sagittarius) otkrivena samo 16 kpc od središta naše galaksije! - Mliječni put se u prošlosti sudarao s manjim galaksijama vidljivi su ostaci jezgara patuljastih galaksija u Mliječnom putu 53

54 - Povećanje gustoće zvijezda u području Velikog psa u galaktičkoj ravnini s kojom je povezana grupa kuglastih i otvorenih skupova ostatak još jedne patuljaste galaksije unutar Mliječnog puta opaženo 2MASS (infracrveni pregled neba) - Kuglasti skup Cen vjerojatno također ostatak središta patuljaste galaksije (najsjajniji i najveći kuglasti skup) - M54 i NGC 2419 kuglasti skupovi također mogući ostaci središta patuljastih galaksija 54

55 GALAKTIČKO ISPUPČENJE (BULGE) - Galaktičko ispupčenje je neovisna komponenta galaskija i nije 'produžetak' diska - Masa: ~10 10 M Sun, luminozitet: ~ L Sun omjer mase i luminoziteta 3 M Sun / L Sun slično kao i u disku mase zvijezda u ispupčenju su slične zvijezdama u disku - Prisustvo ispupčenja: opažanja COBE satelita na 1.2, 2.2 i 3.4 m, opažanja RR Lyr, K i M divova - Vertikalna visinska skala ispupčenja pc (mlade zvijezde daju manju visinsku skalu) - Radijalna ovisnost površinskog sjaja ispupčenja de Vaucouleursov profil ili r 1/4 zakonitost: log 10 I r I e = r r e 1/4 1 55

56 E. L. Wright (UCLA), The COBE Project, DIRBE, NASA 56

57 r e je efektivni radijus, I e je površinski sjaj na radijusu r e r e je definiran kao udaljenost unutar koje je emitirana polovica svjetlosti ispupčenja - r e = 0.7 kpc (IRAS satelit, sličnu vrijednost daje i COBE satelit) - Problem opažanja ispupčenja: značajna ekstinkcija zbog prašine između Sunca i galaktičkog središta do 30 mag! - Smjerovi u blizini središta galaksije u kojima je ekstinkcija bitno manja: Baadeov prozor (W. Baade, 1944.) - Otkriveni promatranjem kuglastog skupa NGC 6522 koji se nalazi unutar ispupčenja - Baadeov prozor prolazi 550 pc od središta galaksije 57

58 - Kemijski sastav zvijezda u ispupčenju: od zvijezda siromašnih metalima do zvijezda bogatih metalima 2 < [Fe/H] < 0.5 tri starosne grupe zvijezda (mlade zvijezde < 200 milijuna godina, zvijezde stare 200 milijuna 7 milijarde godina, stare zvijezde > 7 milijarde godina) - Najstarije zvijezde imaju najveći metalicitet! vjerojatni uzrok je period povećanog nastanka zvijezda kada je galaksija još bila mlada unutar kojeg je nastavo značajan broj supernova značajno obogaćivanje međuzvjezdanog medija metalima - Kasnije generacije zvijezda su vjerojatno nastajale iz materijala koji je pao prema središtu iz vanjskih dijelova galaksije, a siromašniji metalima 58

59 - Ispupčenje se sve do nedavno smatralo sferoidnim otkriće prečke opažanjem 30 milijuna infracrvenih izvora snimljenih Spitzerovim teleskopom (GLIMPSE Galactic Legacy Mid-Plane Survey Extraordinaire) - Dužina prečke kpc - Oblak plina koji se iz unutrašnjosti galaksije giba prema Suncu brzinom ~50 km/s 3-kpc ekspandirajući krak - Oblak u izduženoj eliptičnoj orbiti oko središta uslijed perturbacije prečke 59

60 ZVJEZDANI HALO I KUGLASTI SKUPOVI - Vanjska sjajna komponenta galaksije je zvjezdani halo kojeg čine: - Kuglasti skupovi - Zvijezde polja koje nisu dio kuglastih skupova i imaju veliku brzinu - Zvijezde haloa i kuglasti skupovi nisu vezani za galaktičku ravninu - Dvije prostorne raspodjele kuglastih skupova: - Stariji kuglasti skupovi siromašni metalima [Fe/H] < 0.8 pripadaju proširenom sfernom halou zvijezda - Mlađi kuglasti skupovi bogati metalima [Fe/H] > 0.8 tvore zaravnjenu raspodjelu i mogu se povezati s debelim diskom - Izuzetak 47 Tuc (NGC 104): visok metalicitet, a nalazi se 3.2 kpc iznad galaktičke ravnine 60

61 Zinn, 1985, Astrophys. J., 293,

62 - Barem 150 kuglastih skupova, udaljenosti 500 pc 120 kpc od središta galaksije - Starost kuglastih skupova: od 11 do nešto više od 13 milijardi godina (Krauss & Chaboyer, 2003, Science, 299, 65), srednja starost 12.6 milijardi godina - Većina kuglastih skupova se nalaze na udaljenostima do 42 kpc, samo 6 je pronađeno između 69 i 123 kpc udaljeni kuglasti skupovi mogu biti ostaci središta patuljastih galaksija ili skupovi zarobljeni Mliječnim putem - Opažanje zvijezda pokazuje da se halo proteže do 50 kpc Profil brojčane gustoće kuglastih skupova siromašnih metalima i zvijezda haloa: n halo r = n 0,halo r/a 3.5 n 0,halo pc 3 je samo 0.2% vrijednosti u tankom disku; a je dužinska skala raspodjele brojčane gustoće, efektivni radijus haloa iznosi r e = 2.7 kpc 62

63 - Kuglasti skupovi bogati metalima imaju prostornu raspodjelu sličnu debelom disku vertikalna visinska skala ~1 kpc - Zvijezde polja izgleda da nemaju istu prostornu raspodjelu kao kuglasti skupovi siromašni metalima (iz opažanja RR Lyr) raspodjela zvijezda polja je spljoštena (c/a ~ 0.6, pa do c/a ) Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson 63

64 Masa zvjezdanog haloa: M Sun (1% je masa kuglastih skupova, 99% masa zvijezda polja) Luminozitet u B pojasu: L Sun omjer mase i luminoziteta 1 M Sun /L Sun Ukupan luminozitet galaksije u B pojasu: L B,tot = L Sun - Oko 35% zračenja galaksije nalazi se u infracrvenom dijelu spektra Bolometrijski luminozitet Mliječnog puta: L bol = L Sun 64

65 HALO TAMNE MATERIJE Ukupna masa svjetle tvari u galaksiji: M Sun točno opisuje gibanje Sunca oko središta galaksije Problem: nedovoljna masa za opis gibanja zvijezda i plina u vanjskim dijelovima galaksije! nedostaje još jedna komponenta galaksije koju je nemoguće vidjeti TAMNA MATERIJA Halo tamne materije: sferna raspodjela do udaljenosti od najmanje 230 kpc Prostorna raspodjela mase: ρ r = ρ 0 r/a 1 + r/a 2 - Raspodjela mase tamne materije sporo opada kao 1/r za r a, te puno brže kao 1/r 3 za r a 65

66 - Tamna materija obuhvaća oko 95% ukupne mase galaksije: M Sun unutar 50 kpc i M Sun unutar 230 kpc - Tamna materija ne može biti prašina (ekstinkcija) niti plin (apsorpcijske linije) Kako je otkrivena tamna materija u našoj galaksiji? - Pomoću Dopplerovog efekta, poznavanjem udaljenosti i mjerenjem vlastitog gibanja moguće je odrediti kutnu brzinu v zvijezde u odnosu na Sunce - Poznavanjem rotacijske brzine Sunca 0 u odnosu na središte galaksije moguće je odrediti rotacijsku brzinu zvijezda u okolici Sunca te zvijezda u vanjskim dijelovima galaksije za R > R 0, gdje je R udaljenost zvijezde do središta galaksije, a R 0 udaljenost Sunca od središta galaksije - Rotacijske brzine zvijezda rotacijska krivulja Mliječnog puta 66

67 - Rotacijska krivulja galaksije je gotovo konstantna na udaljenostima većim od R 0 od središta galaksije! Clemens, 1985, Astrophys. J., 295,

68 - Newtonova mehanika Keplerove orbite - Ako se većina mase galaksije nalazi unutar R 0 (Sunčev krug) rotacijske brzine opadaju kao Θ R 1/2 - Rotacijsku krivulju je moguće objasniti samo postojanjem značajne mase u vanjskim dijelovima galaksije koja ne sjaji tamna materija - Većinu luminoziteta (sjaja) galaksije čine zvijezde unutar R 0 Vera Rubin (oko 1978.) rotacijske krivulje galaksija - Otkriće tamne materije kao objašnjenje ravnih rotacijskih krivulja - Mjerenje rotacijskih brzina Dopplerovim pomakom 68

69 NGC 2998 (Rubin, 1983) 69

70 (Rubin, Ford & Thonnard, 1978, Astrophys. J. Lett., 225, L107 70

71 - Brzi porast rotacijskih brzina u unutrašnjim dijelovima galaksija do nekoliko kpc od središta rotacija čvrstog tijela: Θ R; Ω = Θ R Ω = const. - Sve zvijezde imaju istu kutnu brzinu - Ravna rotacijska krivulja nakon nekoliko kpc - Rotacijske krivulje ovise o raspodjeli mase gustoća mora biti gotovo konstantna a raspodjela sferno simetrična u blizini središta galaksije koje rotira kao čvrsto tijelo - Ravna rotacijska krivulja raspodjela mase je u vanjskim dijelovima galaksije sferno simetrična, a gustoća opada s r 2 : Sferno simetrična raspodjela mase s konstantnom brzinom na udaljenosti r : Θ r = V = const. mv 2 = GM rm r r 2 71

72 Za sfernu simetriju vrijedi: M r = V2 r G dm r dr = V2 G Očuvanje mase u sferno simetričnom sustavu: dm r dr = 4πr2 ρ Raspodjela gustoće u vanjskim dijelovima galaksije: ρ r = 4πGr 2 - Prebrojavanje zvijezda u vanjskim dijelovima Mliječnog puta (zvjezdani halo) pokazuje brojčanu gustoću zvijezda koja opada s udaljenošću kao r 3.5 bitno različito od rezultata mjerenja rotacijskih krivulja koje pokazuju ovisnost ρ r r 2!!! - V2 72

73 - Masa zvijezda u vanjskim dijelovima galaksije opada puno brže nego masa materije prisustvo tamne materije - Gustoća tamne materije ne smije divergirati u središtu galaksije već poprimiti konstantnu vrijednost raspodjela gustoće haloa tamne materije: ρ r = ρ r/a 2 0 i a određuju se prilagodbom na rotacijsku krivulju - Za r a ρ r = ρ 0 ; za r a ρ r r 2 - Raspodjela mora negdje završiti jer M r r J. Navarro, C. Frenk, S. White (1996): numeričke simulacije nastanka haloa tamne materije na različitim skalama masa i dimenzija CDM 'cold dark matter' (hladna tamna tvar): ρ 0 ρ NFW r = r/a 1 + r/a 2 73

74 - Raspodjela gustoće tamne tvari primjenjiva na velike raspone dimenzija: od patuljastih galaksija do galaktičkih jata - Na većini udaljenosti raspodjela ovisi kao ~1/r 2 - Bliže središtu galaksije raspodjela je plića (~1/r), a u vanjskim dijelovima haloa strmija (~1/r 3 ) - Haloi tamne materije susjednih galaksija se prožimaju i stapaju u međugalaktičkom prostoru Model rotacijske krivulje Mliječnog puta - Određen na osnovu prebrojavanja i kinematike zvijezda - Rotacija čvrstog tijela u središtu, maksimum uslijed efekata središnjeg ispupčenja, zvjezdanog halo i haloa tamne materije, te ravna rotacijska krivulja u vanjskim dijelovima galaksije uslijed haloa tamne tvari 74

75 (Gilmore, King & van der Kruit, 1990, 'The Milky Way as a Galaxy', University Science Books, Mill Valley, CA) 75

76 Porijeklo tamne materije 1. WIMP 'Weakly Interacting Massive Particles' Slabo međudjelujuće masivne čestice - Čestice velikih masa koje slabo međudjeluju s materijom kroz elektromagnetsku, jaku i slabu interakciju - Prisustvo ovih čestica moguće je opaziti samo kroz gravitacijsku interakciju - Čestice kandidati za WIMP u Standardnom modelu čestica: neutrino izmjerena masa je premalena za objašnjene tamne materije, neutrini imaju veliku brzinu HDM hot dark matter (vruća tamna materija) - Kozmološki modeli nastanka i evolucije svemira dominacija nebarionske materije u svemiru koja čini večinu tamne materije 76

77 - Nestandardni model čestica (proširenje Standardnog modela) supersimetrija i supersimetrične čestice: neutralini vrlo velike mase, male brzine CDM cold dark matter (hladna tamna materija) Eksperimenti: - Kriogeni kristali: CDMS, SuperCDMS, CoGeNT - Komora: PICASSO - Anihilacija i raspad WIMP-a: IceCube, SuperKamiokande 2. Aksioni - Hipotetske čestice koje objašnjavaju problem nenarušavanja CP (charge-parity) simetrije u kvantnoj kromodinamici Eksperimenti: CAST (CERN Axion Solar Telescope) pretvorba Sunčevih aksiona u fotone i X zrake u magnetskom polju (suradnik M. Karuza) 77

78 3. MACHO 'Massive Compact Halo Objects' Masivni kompaktni halo objekti - Masivni astrofizički objekti niskog sjaja: bijeli patuljci, neutronske zvijezde, smeđi patuljci, crveni patuljci Detekcija tamne materije: metoda gravitacijske leće - Prostor-vrijeme u blizini masivnog objekta se iskrivljuje prema općoj teoriji relativnosti fotoni se gibaju po 'zakrivljenim' putanjama i moguće je fokusiranje slike udaljenog sjajnog objekta uslijed prisustva nevidljive tamne materije između sjajnog objekta i opažača - Prva potvrda postojanja takvog objekta opažanjem zvijezda u LMC-u (1993.) - Vrlo rijedak događaj količinu tamne materije nije moguće objasniti samo MACHO objektima - Sličan zaključak i za opažanje bijelih i crvenih patuljaka (HST): bijeli patuljci čine do 10%, a crveni do 6% tamne materije 78

79 Tamna materija: Jaka gravitacijska leća Sastav svemira: 4% vidljive mase, 25% tamne materije 79

80 Alcock et al., 1993, Nature, 365,

81 Large Synoptic Sky Survey (LSST) ŠIROKOKUTAN -Veliko polje, 3200 Mpx kamera BRZ -Pregled cijelog neba u 3 dana OSJETLJIV - Vidjet će daleko i duboko u svemir, milijarde galaksija 81

82 Osnovne karakteristike - Međunarodni projekt: 38 članica, ~100 institucija u kolaboraciji - Najveći poduhvat takve vrste u povijesti - Inovativni dizajn teleskopa: tri ogledala, najveće 8.4 metara - Široki kut snimanja neba: 9.6 stupnjeva Najveća digitalna kamera na svijetu: 3200 Mpx - Velika količina podataka: 20 TB svake noći 82

83 Osnovne karakteristike - Broj snimaka svakog dijela neba: najmanje 300/filter - Srednje vrijeme snimanja: 45 s - Ekspozicija: 15 s - Broj snimaka u jednoj noći: oko Granična magnituda: 24 (pojedinačno opažanje) 27 (više opažanja), 24.5 'u' filter - Fotometrija: 0.01 mag zahtjev, mag cilj - 3 milijarde galaksija sa crvenim pomakom 83

84 Osnovne karakteristike - Ukupan broj objekata s više opažanja: 37 milijarde - Ukupan broj izvora s barem jednim opažanjem: milijarde - Broj objekata nakon prve godine: 18 milijardi - Broj izvora nakon prve godine: 350 milijardi - Broj 'upozorenja' (alert): 10 milijuna dnevno - Dnevna količina podataka: 15 TB - Ukupna količina podataka: 15 PB - Bandwidth: teleskop baza (La Serena): 2 x 100 Gbps baza arhiva: 2 x 40 Gbps 84

85 Tamna materija: Jaka gravitacijska leća Simulacija LSST Većina tamne materije se nalazi oko galaksija (naranđasto) Tamna materija je ravnomjerno raspoređena 85

86 Tamna materija: Jaka gravitacijska leća HST CL0024 LSST (1 godina) 86

87 Tamna materija: Jaka gravitacijska leća W2001 cluster Tomografija: 3D raspodjela mase i tamne materije 87

88 Kozmologija: Tamna energija 1. Cosmic shear: slaba gravitacijska leća 2. Barionske akustičke oscilacije 3. Supernove 4. Galaktički skupovi Cosmic shear: slaba gravitacijska leća - Mjeri se eliptičnost galaksija: distorzija uslijed slabe gravitacijske leće, ovisi o tamnoj energiji skupova galaksija 88

89 Sastav svemira (Planck opažanja) 1. Barionska materija: 4.8% mase-energije 2. Hladna tamna materija (CDM): 25.8% mase-energije 3. Tamna energija: 69.4% Starost svemira: milijarde godina Ubrzano širenje svemira Kozmološki model: CDM 89

90 Metode određivanja udaljenosti pomoću kinematike Metoda gibajućeg skupa (moving cluster method) - Zvjezdani skup sve zvijezde su gravitacijski vezane i gibaju se kolektivno - Moguće je odrediti smjer gibanja skupa svaka zvijezda giba se prema točki konvergencije 90

91 (Struve, Linds & Pillans, 1987, 'Elementary Astronomy', Oxford University Press) 91

92 - Kut između zvjezdanog skupa i točke konvergencije jednak je kutu između doglednice prema skupu i njegovog vektora brzine v: v t = v r tan φ - Transverzalnu komponentu brzine mjerimo kao vlastito gibanje: μ = v t /d - Poznavanjem kuta, vlastitog gibanja i radijalne brzine skupa v r određena je udaljenost d do skupa: d = v r tan φ μ Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson 92

93 d pc = v r km/s tan φ 4.74 μ arcsec/yr - Ovom metodom određena je udaljenost do više zvjezdanih skupova koji služe za kalibraciju HR dijagrama i skale udaljenosti: Hijade (200 zvijezda) najvažniji takav skup, Ursa Major grupa (60) i Scorpio-Centaurus grupa (100) - Odlično slaganje udaljenosti Hijada d = 46 2 pc s udaljenošću određenom drugim metodama (astrometrija Hipparcos: 47 pc) - Poznavanje točne udaljenosti poznavanje luminoziteta i apsolutnog sjaja + mjerenje boje (temperature) kalibracija HR dijagrama - Određivanje udaljenosti do zvjezdanih skupova pomoću kalibriranog HR dijagrama prilagodba glavnog niza - Preciznija metoda određivanja udaljenosti nego zvjezdana paralaksa zbog statistički velikog broja zvijezda 93

94 Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson - Precizno određena udaljenost zvjezdanog skupa poznata udaljenost do RR Lyr i Cefeida u takvom skupu kalibracija PL relacije!! - Hijade osnova za određivanje galaktičkih i ekstragalaktičkih udaljenosti > 200 pc (>1000 pc za Gaia) 94

95 KINEMATIKA MLIJEČNOG PUTA - Kinematika jedna od najvećih problema u razumijevanju nastanka i evolucije Mliječnog puta - Koordinatni sustav je osnova za razumijevanje kinematike zvijezda u našoj galaksiji GALAKTIČKI KOORDINATNI SUSTAV - Galaktička ravnina je nagnuta pod kutem u odnosu na nebeski ekvator 95

96 Položaj zvijezde se određuje u odnosu na Sunce galaktička širina (latituda) b i galaktička dužina (longituda) l Prema dogovoru smjer središta galaksije se nalazi u blizini b = 0 i l = 0 Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson 96

97 - Ovaj sustav nije povoljan za opis kinematike zvijezda u galaksiji Sunce je u središtu sustava, sustav rotira oko središta galaksije (neinercijalni koordinatni sustav) CILINDRIČNI KOORDINATNI SUSTAV - Središte galaksije nalazi se u ishodištu koordinatnog sustava - Položaj je opisan radijalnom koordinatom R, kutom mjerenim u smjeru rotacije galaksije i vertikalnom koordinatom z Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson 97

98 - Komponente brzine: Π = dr dt ; dθ Θ = R dt ; dt Z = dt - Iz sustava Zemlje moguće je preći u sustav Sunca - Potreban je prelazak iz sustava Sunca u sustav galaksije nužno je poznavanje gibanja Sunca oko središta galaksije DINAMIČKI LOKALNI STANDARD MIROVANJA (LSR 'local standard of rest') točka koja se trenutno nalazi u središtu Sunca i giba se u savršenoj kružnoj orbiti oko središta galaksije Komponente brzine LSR-a: Π LSR = 0; Θ LSR = Θ 0 ; Z LSR = 0 Jedinstvena brzina (peculiar velocity) brzina zvijezde u odnosu na LSR: V = V R, V θ, V z = u, v, z 98

99 Sunčeva jedinstvena brzina: u Sun = 10.0 km/s; v Sun = 5.2 km/s; w Sun = 7.2 km/s Graf ovisnosti jedne komponente jedinstvene brzine o drugoj za određenu vrstu zvijezda u galaksiji u Sunčevoj okolini elipsoidi brzina - Mlade A zvijezde glavnog niza bogate metalima mala disperzija brzina oko LSR - Starija populacija K divova veća disperzija brzina - Stari crveni divovi siromašni metalima najveća disperzija brzina 99

100 Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson 100

101 Brzina metalicitet relacija jasna ovisnost disperzije brzina o metalicitetu zvijezda - Uz starost metalicitet relaciju najstarije zvijezde galaksije imaju najveću disperziju u brzinama zvijezde imaju takve brzine u blizini Sunca da će ih odnijeti daleko iznad i ispod diska stare zvijezde velikih brzina i siromašne metalima pripadaju zvjezdanom halou galaksije - Mlade zvijezde imaju najmanju jedinstvenu brzinu u odnosu na LSR moraju imati orbite slične LSR-u mlade zvijezde pripadaju tankom disku - Asimetrijski drift asimetrija u elipsoidima brzina: nema zvijezda s brzinama v > +65 km/s, ali postoje zvijezde s brzinama v < -220 km/s orbitalna brzina LSR-a je točka simetrije - Orbitalna brzina LSR-a: Θ 0 R 0 = 220 km/s 101

102 Primjer: Odredite masu galaksije unutar galaktocentrične udaljenosti poznavajući orbitalnu brzinu LSR-a Orbitalni period iz 3. Keplerovog zakona (R 0 = 8 kpc i 0 = 220 km/s): P LSR = 2πR 0 Θ 0 = god Sferno simetrična raspodjela mase uz 3. Keplerov zakon: M LSR = 4π2 2 R 3 GP 0 = M Sun LSR 102

103 21-cm LINIJA VODIKA ZA ODREĐIVANJE STRUKTURE GALAKSIJE - Emisija neutralnog vodika H I na 21 cm prožima cijelu galaksiju ključno opažanje za određivanje strukture - Promatranje 21 cm linije H I u nekom smjeru doglednice valna duljina emitirana iz oblaka H I na doglednici je Dopplerovski pomaknuta zbog diferencijalne galaktičke rotacije - Intenzitet zračenja je ovisan o broju atoma H I u oblaku na doglednici - Problem: određivanje udaljenosti d do oblaka - Najveća radijalna brzina odgovara plinu najbližem središtu galaksije d = R 0 cos l - Promatranjem u različitim smjerovima doglednice krivulja rotacijskih brzina unutar Sunčeve galaktocentrične udaljenosti 103

104 Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson 104

105 SREDIŠTE MLIJEČNOG PUTA - Opažački problemi: iznimno velika ekstinkcija (~30 mag) uslijed plina i prašine u okolici galaktičkog središta nije moguće opažati središte u optičkom dijelu spektra već samo na valnim duljinama > 1 m (infracrveno, radio) i u X i gama području - IR opažanje u K pojasu (2.2 m) stari K i M divovi populacije I (T ~ 4000 K) koriste se za određivanje raspodjele sjaja u središtu i omjera masa-luminozitet (~1 M Sun /L Sun ) raspodjela gustoće ρ r 1.8 u skladu s očekivanjima - Izotermna raspodjela brzine zvijezda uslijed stalnih gravitacijskih međudjelovanja u malom prostoru središta i izmjene mehaničke energije - Maxwellova raspodjela brzina u izotermnom plinu ρ r 2 105

106 Schodel et al., 2002, Nature, 419,

107 - Izotermna raspodjela brzina zvijezda na udaljenostima većim od 2 pc unutar 2 pc značajno povećanje brzina ili gustoća zvijezda raste brže nego r 2 prema središtu, ili se u malom volumenu oko središta nalazi velika masa (Sellgren & McGinn) S2 zvijezda vrlo blizu središta galaksije orbitalna perioda 15.2 god, perigalaktička udaljenost do središta 120 AU, ekscentricitet e = Zvijezde u blizini središta ključne su za određivanje mase središta iz kinematike (R. Schodel, R. Genzel) Primjer: Masa središta galaksije na osnovu orbite zvijezde S2 a = r p 1 e = m Iz 3. Keplerovog zakona: M = 4π2 a 2 GP kg M Sun 107

108 P. Boeuf 108

109 109

110 IRS 16 infracrveni izvor pored kojeg raspodjela luminoziteta zvijezda poprima najveću vrijednost u središtu galaksije - IRS 16 je skupina vrućih sjajnih O i B zvijezda s luminozitetom 10 6 L Sun njihovo je UV zračenje apsorbirano u plinu i prašini i izračeno u infracrvenom - Masivne Wolf-Rayet zvijezde? nastanak zvijezda u posljednjih 10 milijuna godina - IRS 16 nema dovoljnu masu za objašnjenje povećanja orbitalne brzine u blizini središta - Lokalizirana masa u središtu galaksije nije vidljiva 110

111 ESO/MPE/S. Gillessen et al. 111

112 Radio izvor u Strijelcu Karl Jansky (1930.-ih): otkriće snažnog radio izvora u Strijelcu 1. Središnji disk neutralnog plina u području nekoliko stotina pc do 1 kpc od središta (radio opažanja vodika H I) 2. Galaktički režnjevi ioniziranog plina unutar nekoliko 100 pc izduženi režnjevi okomiti na galaktičku ravninu 3. Filamenti okomiti na galaktičku ravninu opaženi u radio području kroz emisiju utjecaj magnetskog polja na plin zračenje je polarizirano i vjerojatno sinkrotronsko magnetsko polje reda T 4. Radio izvor Sagittarius A (Sgr A) opažen u visokoj rezoluciji radio interferometrijom interferometrija vrlo dugačke baze (VLBI Very Long Baseline Interferometry) i VLA Very Large Array radio teleskop rezolucija 0.2 marcsec (2 AU) 112

113 Središte Mliječnog puta (VLA 1 m) N. E. Kassim, D. S. Briggs, T. J. W. Lazio, T. N. LaRosa, J. Imamura (NRL/RSD) 113

114 Središte Mliječnog puta (VLA 20 cm sinkrotronsko zračenje) Yusef-Zadeh, Morris & Chance, 1984, Nature, 310, 557 and NRAO 114

115 5. Molekulski prsten oko središta od 2 do 8 pc rotira neovisno o radijusu kutnom brzinom ~110 km/s masa M Sun - Molekulski prsten se bitno razlikuje od molekulskih oblaka u galaksiji temperature od 300 K do 400 K i gustoće vodika m -3 (tipične vrijednosti za molekulski oblak su T ~ 15 K i n H2 ~ 10 8 m -3 ) - Veliki pad gustoće na rubu prstena unutarnja turbulencija uravnotežila bi gustoću unutar ~10 5 godina prisustvo ioniziranog plina u šupljini zahtjeva energiju J pokazatelj vrlo burnog nedavnog događaja u središtu galaksije (eksplozija supernove) 6. Sgr A East netermalni izvor zračenja: ostatak mlade supernove stare godina 7. Sgr A* vrlo snažni nerazlučeni izvor radio zračenja u središtu Sgr A West 115

116 Sgr A East NASA/CXO/Herschel/VLA/Lau et al. NASA/CXO/Lau et al. 116

117 Sgr A West i Sgr A* (NRAO VLA 6-cm) Roberts et al. NRAO / AUI./ NSF Genzel & Townes, 1987, Annu. Rev. Astron. Astrophys., 25,

118 - Sgr A kompleks podudara se vrlo dobro s IRS 16, maksimumu raspodjele sjaja središnje nakupine zvijezda (razmak samo 0.04 pc) - Sgr A West izgleda kao spiralna struktura, no zapadni luk je ionizirani rub prstena koji rotira oko središta galaksije - Ostali dijelovi Sgr A West su ionizirani filamenti koji rotiraju i padaju prema Sgr A* - Brzina ioniziranog plina snažno raste sa 100 km/s na 700 km/s na udaljenosti 0.1 pc od središta - Sgr A West i Sgr A* su izvori slabog kontinuiranog X zračenja karakteristična temperatura ~10 8 K promjenjivi izvor veličina izvora < 0.1 pc!! - Veličina izvora (d) se određuje iz tipičnog vremena izmjerene varijabilnosti koje odgovara najmanjem vremenu potrebnom da se informacija proširi s jedne strane objekta na drugu putujući brzinom svjetlosti: t d/c 118

119 Primjer: Oblak plina udaljen 0.3 pc od središta rotira brzinom 260 km/s. Masa unutar orbite oblaka plina iznosi: M r = v2 r G = M Sun 119

120 Supermasivna crna rupa u Sgr A* - Određivanje orbita zvijezda i plina najbližih središtu galaksije ključno za određivanje mase u središtu Mliječnog puta! Visokoprecizna astrometrija određivanje orbite niza zvijezda oko Sgr A* VLTI Very Large Telescope Interferometer (ESO) - 4 teleskopa promjera 8.2 m u Čileu, Cerro Paranal - Najveći optički/blisko infracrveni interferometar GRAVITY infracrveni detektor (K pojas) za kombiniranje svjetlosti sa sva četiri teleskopa - Posebno dizajniran za astrometriju i određivanje svojstava središta galaksije u Sgr A* rezolucija ~10 arcsec (~0.01 AU)!!! - Određivanje metrike prostor-vremena u blizini crne rupe pomoću bljeskova (flare) u blisko-infracrvenom 120

121 121

122 MATISSE infracrveni detektor (L, M i N pojas) za kombiniranje svjetlosti sa sva četiri teleskopa Trenutni instrument: AMBER (J, H, K pojas) za kombiniranje svjetlosti sa tri teleskopa - Iz dosadašnjih mjerenja orbita zvijezda veličina Sgr A* < 2 AU SUPERMASIVNA CRNA RUPA mase M Sgr A = 3.7 ± M Sun Schwarzschildov polumjer crne rupe: R Sgr A = 2GM BH c 2 = 0.08 AU = 16 R Sun - Iz infracrvenog zračenja prstena i energije potrebne za ionizaciju šupljine L UV = 10 7 L Sun i T eff = K - Plin apsorbira UV zračenje iz Sgr A*, ionizira se i nastaje H II područje u Sgr A West 122

123 Može li supermasivna crna rupa uzrokovati opaženi luminozitet u središtu? - Opažanja pokazuju akreciju plina i prašine u središte brzinom M = M Sun /god Procjena luminoziteta koji nastaje akrecijom na supermasivnu crnu rupu u Sgr A* - Newtonova aproksimacija: čestica mase M gubi gravitacijsku potencijalnu energiju kako pada kroz akrecijski disk s radijusa r i na radijus r f, pri čemu se dio gravitacijske potencijalne energije pretvara u kinetičku energiju diska, a dio se zrači - Prema virijalnom teoremu, polovica oslobođene gravitacijske potencijalne energije se oslobađa u obliku energije zračenja, E: E = 1 GM BH M GM BHM 2 r f r i 123

124 Za r i r f i r f = R S (Schwarzschildov radijus): E = 1 GM BH M 2 Luminozitet: L = de/dt Brzina akrecije: M = dm/dt R S L = 1 4 Mc2 Luminozitet je neovisan o masi i radijusu supermasivne crne rupe! Minimalna brzina akrecije za nastanak opaženog luminoziteta 10 6 L Sun : M = 4L c 2 = kg/s = M Sun /god - Opažena brzina akrecije ( M Sun /god) je dovoljna za nastanak opaženog luminoziteta Sgr A West i Sgr A* 124

125 - Supermasivna crna rupa nalazi se u središtu gravitacijskog bunara galaksije i ne giba se u odnosu na druge zvijezde - Veliki oblaci ioniziranog plina izbačeni iz središta u suprotnim smjerovima (VLA opažanja na 2 cm) - Snažan vjetar ili UV zračenje otpuhuju plin s površine zvijezde u blizini središta galaksije - Plimno uništenje zvijezde u blizini supermasivne crne rupe i pad plina prema središtu plin pada u akrecijski disk oslobađanje ogromne količine gravitacijske potencijalne energije vrlo veliko povećanje luminoziteta - Bljeskovi u X području jednom dnevno u trajanju od ~sata (Chandra X-ray Observatory, XMM-Newton Observatory) - Mnoge druge galaksije vjerojatno imaju mirne supermasivne crne rupe u središtima - Galaksije s vrlo aktivnim središtima (AGN Active Galactic Nuclei) aktivnost 'pogonjena' supermasivnim crnim rupama 125