Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο

Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο (Christofer J. Conselice) Ζαφειράκογλου Απόστολος ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 1 / 45

Εισαγωγή Ιστορικά στοιχεία Ιστορικά στοιχεία. Η ιστορία της παρατήρησης των γαλαξιών ξεκινάει πριν ακόμα από την εποχή των τηλεσκοπίων. Χαρακτηριστικό παράδειγμα αποτελεί ο Πέρσης αστρονόμος Abd al-rahman al- Sufi, ο οποίος παρατήρησε την Ανδρομέδα τον 10ο αιώνα. Σχήμα 1: Abd al-rahman al-sufi Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 2 / 45

Εισαγωγή Ιστορικά στοιχεία Ιστορικά στοιχεία. Βέβαια η συστηματική μελέτη των γαλαξιών παρέμεινε να είναι περιγραφική μέχρι τον 20ο αιώνα, για προφανείς λόγους. Για περίπου 150 χρόνια, η μελέτη των γαλαξιών αφορούσε τη δημιουργία λεπτομερών καταλόγων των δομών των γαλαξιών όπως αυτές φαίνονταν στο μάτι. Σχήμα 2: John Herschel Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 3 / 45

Εισαγωγή Ιστορικά στοιχεία Φωτογραφία στην Αστρονομία. Με την εφεύρεση και τη χρήση των φωτογραφικών διατάξεων, οι αστρονόμοι μπορούσαν πλέον να αρχίσουν να μελετούν τη μορφολογία και τις δομές των πιο απομακρυσμένων γαλαξιών. Οι πρώτες κατηγοριοποιήσεις των γαλαξιών έγιναν Wolf (1908) Lundmark (1926) Αυτές οδήγησαν στην ακολουθία Hubble, με τον Hubble να προσθέτει την τελευταία ``διχάλα'' σε αυτή Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 4 / 45

Εισαγωγή Ιστορικά στοιχεία Ταξινόμηση Hubble. Η ακολουθία Hubble χωρίζεται σε δύο κατηγορίες: i. τους ελλειπτικούς γαλαξίες ii. τους σπειροειδείς γαλαξίες με ράβδους χωρίς ράβδους Σχήμα 3: Hubble Classification Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 5 / 45

Εισαγωγή Ιστορικά στοιχεία O Vaucouleurs πρότεινε μια αναθεωρημένη εκδοχή της ακολουθίας Hubble, η οποία περιελάμβανε κριτήρια για τους δακτυλίους (rings), τις ράβδους κ.α. Σχήμα 5: Gérard de Vaucouleurs Σχήμα 4: Ταξινόμηση Vaucouleurs Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 6 / 45

Εισαγωγή Ιστορικά στοιχεία Η ταξινόμηση των γαλαξιών όμως οφείλει να είναι συνδεδεμένη με την φυσική που επικρατεί στους γαλαξίες. Χάρη σε φωτομετρικές και φασματοσκοπικές μετρήσεις, υπολογίζουμε: τους αστρικούς πλυθησμούς τις ιδιότητες της σκόνης/αερίου στους γαλαξίες. Σε αδρές γραμμές για τους κοντινούς γαλαξίες ισχύουν τα εξής: οι ελλειπτικοί γαλαξίες έχουν μεγάλο όγκο (massive) και είναι πιο κόκκινοι, σημάδι της μικρής τους αστρογέννησης ενώ στον αντίποδα, οι σπειροειδείς είναι λιγότερο ογκώδεις και πιο κυανοί, δηλάδη υπάρχει πιο έντονη αστρογέννηση Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 7 / 45

Εισαγωγή Ιστορικά στοιχεία Charged Coupled Devices. Επανάσταση στην μελέτη της μορφολογίας και της δομής έφερε η χρήση των CCD διατάξεων που επέτρεψαν τη μέτρηση ποσοτικών μεγεθών όπως της κατανομής του φωτός. Ο Vaucouleurs έδειξε ότι οι γαλαξίες που ταξινομούμε ως ``massive ellipticals'' έχουν την ίδια κατανομή φωτός (De Vaucouleurs profile). Σχήμα 6: «συσκευή συζευγμένου φορτίου» Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 8 / 45

Εισαγωγή Ιστορικά στοιχεία Στην ίδια σκέψη δούλεψε το 1963 και ο Sersic, ο οποίος έδειξε ότι υπάρχει ένας πιο γενικός κανόνας που περιγράφει τη κατανομή του φωτός (νόμος Sersic), με τους δίσκους των γαλαξιών να έχουν εκθετική μορφή. Σχήμα 7: Milky Way Οι μελέτες τις δεκαετίες του 70-80, κατάφεραν να δώσουν εξηγήσεις για το φως στις προεξοχές'' (bulges) των γαλαξιών, καθώς επίσης και για τις ράβδους, τους δακτυλίους κ.α.. Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο..... 9 / 45

Εισαγωγή Οπτική Μορφολογία Αποδεκτές μορφολογίες. Η κλασσική προσέγγιση στη μορφολογία των γαλαξιών, αφορά την παρατηρίσιμη μορφολογία τους. Τα κύρια συστήματα ταξινόμησης που χρησιμοποιούνται σήμερα είναι η ταξινόμηση: κατά Hubble κατά de Vaucouleurs κατά Sandage Όταν μελετάμε την μορφολογία απομακρυσμένων γαλαξιών βέβαια, δεν μπορούμε να κάνουμε παρά μόνο μια στοιχειώδη κατηγοριοποίηση σε σπειροειδείς γαλαξίες, ελλειπτικούς και irregulars/ peculiars, δηλαδή στην ακολουθία Hubble. Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 10 / 45

Εισαγωγή Οπτική Μορφολογία Στην παρούσα εργασία ως : peculiars θεωρούνται δύο γαλαξίες σε φάση συγχώνευσης, ενώ οι Irregulars, μικρότερης μάζας γαλαξίες που δεν έχουν κάποια εμφανή συμμετρία για να καταταχθούν. Συνήθως οι τελευταίοι είναι πιο αμυδροί. Υπάρχει επιπρόσθετα το πρόβλημα, ότι οι γαλαξίες που δείχνουν ελλειπτικοί ή δισκοειδείς σε πιο μακρινές αποστάσεις, δεν έχουν τις ίδιες ιδιότητες με τους αντίστοιχους στις πιο κοντινές αποστάσεις. Χαρακτηριστικά όπως μέγεθος, light profile, χρώμα και αστρογέννηση, διαφέρουν στον ίδιο μορφολογικό τύπο σε συνάρτηση με το χρόνο. Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 11 / 45

Μέθοδοι μέτρησης δομικών χαρακτηριστικών Παραμετρικές μετρήσεις της δομής Νόμος De Vaucouleurs. Ιστορικά ένας από τους πρώτους τρόπους που ποσοτικοποιήθηκε η δομή των γαλαξιών ήταν μέσω του light profile. Η πρώτη μέθοδος που ακολουθήθηκε ήταν αυτή του Vaucouleurs ο οποίος μετρούσε την ένταση του φωτός σαν συνάρτηση της ακτίνας. Ο νόμος De Vaucouleurs ισχύει μόνο για ελλειπτικούς γαλαξίες. Καθορίζοντας την ακτίνα που περιέχει τη μισή φωτεινότητα (luminosity) ο νόμος παίρνει τη μορφή: I(R) = I e e 7.669 [ ( R R e ) 1/4 1 (νόμος Sersic για n = 4) ] ln (I(r)) = ln (I 0 ) k R 1/4 Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 12 / 45

Μέθοδοι μέτρησης δομικών χαρακτηριστικών Παραμετρικές μετρήσεις της δομής Νόμος Sersic. Την μέθοδο την βελτίωσε ο Sersic, ο οποίος γενικεύοντας κατέληξε στη σχέση I(R) = I 0 exp ( R b(n) R 1 n e ) 1 όπου n ο ``δείκτης Sersic'', R e η ενεργός ακτίνα που περιέχει τη μισή φωτεινότητα του γαλαξία. Τυπικές τιμές για τον δείκτη n είναι : n = 1, για τους disk galaxies n = 4 για τους γαλαξίες του de Vaucouleurs profile. Αυτή η μέθοδος μπορεί να χρησιμοποιηθεί και σε απομακρυσμένους γαλαξίες. Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 13 / 45

Μέθοδοι μέτρησης δομικών χαρακτηριστικών Παραμετρικές μετρήσεις της δομής Σχήμα 8: Μοντέλα με διαφορετικούς δείκτες n Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 14 / 45

Μέθοδοι μέτρησης δομικών χαρακτηριστικών Μη παραμετρικές μετρήσεις Μη παραμετρικές μετρήσεις. Σήμερα η πιο διαδεδομένη τέτοια μέθοδος είναι η μέθοδος C.A.S., προσανατολισμένη στο να πιάσει τις δομές που κρύβονται στους γαλαξίες, αλλά με τρόπο τέτοιο που να μην περιλαμβάνει εικασίες όπως στο Sersic fitting. Αυτές οι παράμετροι είναι μετρήσιμες και σε υψηλές ερυθρομετάθεσεις, και άρα είναι ιδανικές για την άντληση πληροφοριών για την εξέλιξη των γαλαξιών στις διάφορες εποχές. Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 15 / 45

Μέθοδοι μέτρησης δομικών χαρακτηριστικών Μη παραμετρικές μετρήσεις Petrosian radius. Πριν προχωρήσουμε στον ορισμό των παραμέτρων είναι χρήσιμο να δοθεί ο ορισμός της ακτίνας Petrosian 1, καθώς αυτή χρησιμοποιείται σε αρκετά από τα ακόλουθα μεγέθη. Ως ``Petrosian radius'' ορίζεται η(r) = I(R) < I(< R) > δηλαδή η θέση στην οποία ο λόγος της έντασης του φωτός, προς την μέση τιμή της έντασης για το εσωτερικό της ακτίνας φτάνει σε κάποια τιμή. Μια τυπική τιμή είναι η(r) = 0.2 Προφανώς η(0) = 1 και η( ) = 0 (outer edge). 1 μπορούμε να ορίσουμε και Petrosian magnitude Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 16 / 45

Μέθοδοι μέτρησης δομικών χαρακτηριστικών Concentration Asymmetry Smoothness Asymmetry Index. Από τους πιο χαρακτηριστικούς δείκτες, είναι ο δείκτης ασυμμετρίας, ο οποίος μετράει πόσο ασύμμετρος είναι ένας γαλαξίας μετά την περιστροφή του κατά 180 ο γύρω από την ευθεία του άξονα θέασης του γαλαξία. Μπορεί να θεωρηθεί ως δείκτης ``τμήματος'' του φωτός που δεν προέρχεται από συμμετρικά στοιχεία. A = min ( I0 I 180 I0 ) min ( ) B0 B 180 B0 Όπου I 0 η αρχική εικόνα του γαλαξία, I 180 αυτή μετά την περιστροφή, και B 0, B 180 ο ``θόρυβος'' από το υπόβαθρο. Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 17 / 45

Μέθοδοι μέτρησης δομικών χαρακτηριστικών Concentration Asymmetry Smoothness Τυπικές τιμές. Τυπικές τιμές για την ασυμμετρία είναι : στους κοντινούς γαλαξίες A 0.02 ± 0.02, για τους ελλειπτικούς A 0.07 0.2, για τους ULIRGs 2 A 0.32 ± 0.19 Οι τιμές του δείκτη, διαφέρουν για διαφορετικά μήκη κύματος 2 Ultra Luminous Infrared Galaxies, που εμφανίζονται συχνά σε συγχωνεύσεις Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 18 / 45

Μέθοδοι μέτρησης δομικών χαρακτηριστικών Concentration Asymmetry Smoothness Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 19 / 45

Μέθοδοι μέτρησης δομικών χαρακτηριστικών Concentration Asymmetry Smoothness Concentration Index. Αυτή η μέθοδος χρησιμοποιείται για την ποσοτική καταγραφή του φωτός που υπάρχει στο κέντρο ενός γαλαξία, συγκριτικά με το φως που υπάρχει στα εξωτερικά του τμήματα. Είναι ένας απλός δείκτης και συνδέεται αρκετά με τις τιμές του δείκτη n κατά Sersic. Η σχέση που περιγράφει αυτό το μέγεθος είναι: ( ) router C = 5 log r inner όπου r outer, r inner οι ακτίνες στις οποίες υπάρχει το 80% του φωτός, και 20% του φωτός (ή 70%-30%). Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 20 / 45

Μέθοδοι μέτρησης δομικών χαρακτηριστικών Concentration Asymmetry Smoothness Clumpiness (Smoothness) 3. Το clumpiness (ή smoothness) περιγράφει το λόγο του φωτός ενός γαλαξία που περικλείεται σε clumpy διανομές. Οι ελλειπτικοί γαλαξίες έχουν υψηλές τιμές S. Σχήμα 10: Clumpy galaxies [( (Ixy I σ ) ( xy) (Bxy B σ )] S = 10 xy) Ixy Bxy 3 χονδροειδείς κατανομές(!?) Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 21 / 45

Μέθοδοι μέτρησης δομικών χαρακτηριστικών Concentration Asymmetry Smoothness Η αρχική εικόνα I xy θολώνεται για να παράξει την I σ xy, την οποία αφαιρούμε απ'την αρχική, και αφήνει πίσω ένα ``χάρτη'' των δομών των υψηλών συχνοτήτων του γαλαξία. Οι τιμές του θολώματος (γίνεται μέσα από μία συνάρτηση πυρήνα σ) καθορίζονται από την Petrosian radius σύμφωνα με τη σχέση: σ = 0.2 1.5 r(η = 0.2) Να σημειώσουμε εδώ, ότι κατά τη διαδιακασία αυτή, τα κέντρα των γαλαξιών αφαιρούνται. Σχήμα 11: Οι τρεις παράμετροι C.A.S. σε τυπικoύς γαλαξίες Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 22 / 45

Μέθοδοι μέτρησης δομικών χαρακτηριστικών Concentration Asymmetry Smoothness Γραφική αναπαράσταση των παραμέτρων C.A.S. όπως μετριούνται σε ένα τυπικό κοντινό γαλαξία. Όπου I η αρχική εικόνα του γαλαξία, και R αυτή μετά από 180deg, B η εικόνα μετά από blurring κατά 0.3 r(η = 0.2) Σχήμα 12: Conselice et al. (2000a) for asymmetry, A, Bershady et al. (2000) Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 23 / 45

Μέθοδοι μέτρησης δομικών χαρακτηριστικών Concentration Asymmetry Smoothness Τυπικές τιμές C.A.S.. Μέσες τιμές των δεικτών της μεθόδου C.A.S. για κοντινούς γαλαξίες, μετρημένες στο οπτικό R-band Σχήμα 13: Conselice 2003 Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 24 / 45

Μέθοδοι μέτρησης δομικών χαρακτηριστικών Gini/M20 Gini/M 20. Ένα άλλο σύστημα παρόμοιο με το CAS είναι το Gini/M 20, το οποίο χρησιμοποιείται κατά κύριο λόγο για γαλαξίες που είναι σε φάση συγχώνευσης. Βασίζονται στη σχετική κατανομή του φωτός στα pixels, και επειδή δεν περιλαμβάνουν ``αφαίρεση'' όπως στον δείκτη ασυμμετρίας για παράδειγμα. είναι λιγότερο ευαίσθητες στους θορύβους του υποβάθρου. Η παράμετρος Gini είναι ένα στατιστικό εργαλείο που αρχικά σχεδιάστηκε για να βρεί την κατανομή του πλούτου ανάμεσα στον πληθυσμό. Η σχέση που το περιγράφει είναι: G = 1 f n(n 1) n (2i n 1) f i Όπου f η μέση λαμπρότητα των pixels. (Θεωρήσαμε ότι έχουμε n pixels με λαμπρότητα f i ) i Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 25 / 45

Μέθοδοι μέτρησης δομικών χαρακτηριστικών Gini/M20 Gini/M 20. Η δεύτερη εξίσου σημαντική παράμετρος είναι η M 20 η οποία ( j i M 20 = log f ) j [(x j x c ) 2 + (y j y c ) 2 ] 10 j mask f j [(x j x c ) 2 + (y j y c ) 2 ] όπου i τα pixels που έχουν μέχρι και το 20% της λαμπρότητας, και x c, y c το κέντρο του γαλαξία. Προφανώς ένα από τα βασικά προβλήματα που προκύπτουν είναι λόγω των ερυθρομετατοπίσεων, και άρα οι δείκτες δείχνουν να αλλάζουν για μακρινούς γαλαξίες. Για να μπορέσουμε να μετρήσουμε την πραγματική τιμή των δεικτών είναι αναγκαίο να κάνουμε κάποιες διορθώσεις στους δείκτες, όπως για παράδειγμα k-correction. Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 26 / 45

Η φυσική των γαλαξιακών δομών Star Formation Δημιουργία αστέρων. Χωρίς την αστρική δημιουργία οι γαλαξίες δεν θα υπήρχαν. Επίσης ο σχηματισμός αστέρων είναι ένα από τα κριτήρια για την κατάταξη στην ακολουθία Hubble. Ο ρυθμός δημιουργίας αστέρων έχει μελετηθεί, και γνωρίζουμε ότι αυξάνεται από μία μικρή αρχική τιμή σε z > 6 μέχρι ένα ακρότατο σε z 2 και μετά πάλι φθίνει. Σε z > 1 υπάρχει σχέση μεταξύ του ρυθμού δημιουργίας αστέρων και της αστρικής μάζας, τέτοια που γαλαξίες με υψηλότερη αστρική μάζα, παρουσιάζουν μεγαλύτερη αστρογέννηση. Αυτό είναι σημαντικό καθώς γαλαξίες που με μεγάλη αστρογένεση, μπορεί να παρουσιάζουν πολύ διαφορετικές μορφολογίες. Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 27 / 45

Η φυσική των γαλαξιακών δομών Star Formation Στους κοντινούς γαλαξίες σε αυτούς που υπόκεινται σε αστρογέννεση μετράμε μεγαλύτερο δείκτη ασυμμετρίας. Οι γαλαξίες με έντονη αστρογένεση έχουν μικρότερες διαφορές στην μορφολογία στην περιοχή μεταξύ υπεριώδους και οπτικού. Αυτό δείχνει ότι τα μικρότερα μήκη κύματος ακολουθούν το ρυθμό αστρογένεσης. Στο οπτικό, έχουμε ένα μίγμα από αστέρες διαφόρων ηλικιών, με τους παλαιότερους να κυριαρχούν στα υψηλότερα μήκη. Οι γαλαξίες που φτιάχνουν νέους αστέρες αλλά δεν έχουν σημαντικά ποσά σκόνης είναι πιο κυανοί, αλλά οι επιπτώσεις της αστρικής παραγωγής είναι εμφανείς στη δομή. Οι ποσοτικές μετρήσεις μετρούνται από το συσχετισμό του δείκτη S και του ισοδύναμου μ.κ Hα. Επίσης παρατηρείται φως με μεγαλύτερο δείκτη ασυμμετρίας A. Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 28 / 45

Η φυσική των γαλαξιακών δομών Star Formation Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 29 / 45

Η φυσική των γαλαξιακών δομών Η δομή ως δείκτης συγχωνεύσεων Mergers. Σχήμα 14: Mice Galaxies (NGC 4676 A&B) Κατά τη συγχώνευση η παρατηρούμενη δομή των γαλαξιών γίνεται πιο peculiar και ακανόνιστη, ειδικότερα για συστήματα με παραπλήσια μάζα. Υπολογιστικές προσομοιώσεις έχουν δείξει ότι οι ιδιόρρυθμοι γαλαξίες είναι πολύ πιθανοί υποψήφιοι για mergers. Μετρήσεις στην lopsidedness (μονομέρεια) του γαλαξία έχουν δείξει μία συσχέτιση μεταξύ αυτής, και της παρουσίας κοντινών γαλαξιών που βρίσκονται σε διαδικασία συγχώνευσης. Αυτές οι μετρήσεις γίνονται μέσω του δείκτη A και Fourier decomposition. Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 30 / 45

Η φυσική των γαλαξιακών δομών Η δομή ως δείκτης συγχωνεύσεων Εντοπισμός των mergers. Υπάρχει μία μέθοδος για να εντοπίσουμε τους γαλαξίες που είναι σε συγχώνευση μέσω της CAS. Αν λοιπόν: (A > 0.35) & (A > S) δίνει ένα μεγάλο ποσοστό για τους γειτονικούς γαλαξίες που είναι mergers, αλλά όχι όλους αυτό οφείλεται στο ότι οι γαλαξίες κατά τη συγχώνευση μπορεί να είναι ασύμμετροι μόνο στο ένα για το ένα τρίτο της διαδικασίας. Η ίδια μέθοδος βελτιωμένη χρησιμοποιεί έναν στατιστικό δείκτη πιο σύνθετο, τον δείκτη multi-mode M Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 31 / 45

Η φυσική των γαλαξιακών δομών Η δομή ως δείκτης συγχωνεύσεων Merger Fractions. Η βασική χρήση των μεθόδων εύρεσης των mergers, είναι για να μπορέσουμε να υπολογίσουμε το ποσοστό των mergers σε ένα πλυθησμό γαλαξιών. Το ποσοστό αυτό υπολογίζεται από τον αριθμό των mergers σε μία δεδομένη ερυθρομετάθεση, και σε δεδομένη αστρική μάζα (ή φωτεινότητα) N m διαιρεμένο από το πλήθος των γαλαξιών N T : f m (M, z) = N M N T Το κλάσμα που προκύπτει από τη μέθοδο CAS είναι σχεδόν το σύνολο των πραγματικών mergers. Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 32 / 45

Η φυσική των γαλαξιακών δομών Η δομή ως δείκτης συγχωνεύσεων Galaxy merger fraction. Επιπλέον, για κάποια δείγματα υπολογίζουμε το merger fraction σε σχέση με αντίστοιχο του γαλαξία. Το merger fraction θεωρεί ότι η συχνώνευση έχει τελειώσει ήδη και πλέον θεωρούμε ένα σύστημα τους δύο γαλαξίες το galaxy merger fraction θεωρεί τους γαλαξίες σαν δύο συστήματα, πριν γίνουν ένα. Δηλαδή το f gm δείχνει το λόγο των υπό συγχώνευση γαλαξιών. f gm (M, z) = 2 N M = 2 f m N M + N T 1 + f m Για τους κοντινούς γαλαξίες υπολογίζεται f m = 0.01 Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 33 / 45

Η φυσική των γαλαξιακών δομών Προσομοιώσεις γαλαξιακών δομών Προσομοιώσεις. Μία από τις πρώτες προσομοιώσεις το 1972, έδειξε ότι οι ιδιόρρυθμες μορφολογίες των γαλαξιών που παρατηρούμε, οφειλόντουσαν σε συστήματα που ήταν σε φάση συγχώνευσης. Έχει αποδειχτεί πλέον ότι οι ιδιόρρυθμοι γαλαξίες που βλέπουμε στο deep imaging του HST είναι πράγματι εξαιτίας των συγχωνεύσεων. Η μέθοδος που χρησιμοποιήθηκε για να αποδειχθεί βασιζόταν στην υδροδυναμική μέθοδο TREESPH. Επιπλέον έχουν γίνει και προσπάθειες για την προσομοίωση συγχώνευσης με την μέθοδο N-σωμάτων. Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 34 / 45

Η φυσική των γαλαξιακών δομών Ιδιότητες που εξάγονται από τις γαλαξιακές κλίμακες Συμπεράσματα για τις ιδιότητες. το ``προφιλ του φωτός'' ενός ελλειπτικού γαλαξία συσχετίζεται με την ακτίνα και το magnitude του γαλαξία. Γενικότερα φαίνεται ότι κατά μέσο όρο οι γαλαξίες με μεγαλύτερο βαθμό κεντρικής συγκέντρωσης έχουν μεγαλύτερη συνολική ή αστρική μάζα. Αυτό επίσης φαίνεται και στον δείκτη συγκέτρωσης C, ο οποίος είναι ένας δείκτης που μετράει τη συγκέντρωση του φωτός. Όσο πιο συγκεντρωμένος είναι ο γαλαξίας, τόσο πιο απίθανο είναι να έχει ένα μεγάλο δίσκο. Η συγκέντρωση επίσης είναι ικάνη να ξεχωρίσει γαλαξίες με διαφορετικές ιστορίες αστρικής δημιουργίας, τόσο σε μικρές όσο και σε μεγάλες ερυθρομεταθέσεις. Σύμφωνα με μία έρευνα που χρησιμοποίησε το SDSS, οι γαλαξίες που δεν παράγουν αστέρες είναι πιο συγκεντρωμένοι από αυτούς που παράγουν, και οι οποίοι όπως έχουμε πει πιο πάνω δείχνουν κυανοί. Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 35 / 45

Μετρήσεις της εξέλιξης Εξέλιξη που παρατηρείται στην ακολουθία Hubble Εξέλιξη της ακολουθίας Hubble. Αξίζει να συζητηθεί το πως εξελίσσεται η ακολουθία Hubble στο σύμπαν. Αυτό μπορεί να επαναδιατυπωθεί ως μέτρηση της πυκνότητας και του σχετικού λόγου, των τύπων των συνηθισμένων τύπων γαλαξιών 4 σε ένα δείγμα. Μελετάμε αυτούς για δύο λόγους: δεν μελετάμε τους ακανόνιστου σχήματος γαλαξίες (άλλωστε είναι μικρότεροι σε μάζα) Οι S a, S b είναι σχεδόν αδύνατο να κατηγοριοποιηθούν ως τέτοιοι σε μακρινούς γαλαξίες Οι γαλαξίες πιο μακριά δείχνουν αρκετά διαφορετικοί, τόσο ώστε να μην μπορούν να κατηγοριοποιηθούν. 4 ελλειπτικοί, σπειροειδείς, peculiar Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 36 / 45

Μετρήσεις της εξέλιξης Εξέλιξη που παρατηρείται στην ακολουθία Hubble Εξέλιξη της ακολουθίας Hubble. Βασικές ερωτήσεις που υπάρχουν από τη στιγμή που πρωτοπαρατηρήθηκαν οι γαλαξίες: i. διατηρούν τη μορφολογία τους σε μια μακρά περίοδο κοσμικού χρόνου ii. εάν τελικά αλλάζουν, ποιές είναι οι διαδικασίες που το προκαλούν iii. πόσο αλλάζουν τη μορφολογία τους Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 37 / 45

Μετρήσεις της εξέλιξης Εξέλιξη που παρατηρείται στην ακολουθία Hubble Μία από τις πρώτες παρατηρήσεις με deep imaging του HST ήταν ότι οι αμυδρότεροι γαλαξίες είναι peculiar. Aπό μελέτες σε high redshifts με τη μέθοδο Lyman-Break έχουν βρεθεί γαλαξίες που μπορούν να φτιάξουν νέους αστέρες και οι οποίοι είναι γνωστοί σαν Lyman-Break Galaxies. (Σε z 3 4 γίνονται μετρήσεις στο οπτικό και στο υπεριώδες, και εξάγονται αποτελέσματα με το όριο Lyman) Σχήμα 16: Lyman Limit Επιπλέον πρέπει να προσθέσουμε ότι για z > 2 η ακολουθία Hubble απουσιάζει, και ο τύπος γαλαξία που κυριαρχεί είναι ο peculiar, ενώ οι ελλειπτικοί και οι δίσκοι εμφανίζονται για z 1.5. Γενικά η κατάταξη κατά Hubble δεν ισχύει για z < 1 και z > 2. Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 38 / 45

Μετρήσεις της εξέλιξης Εξέλιξη που παρατηρείται στην ακολουθία Hubble Εξέλιξη (Sersic index based). Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 39 / 45

Μετρήσεις της εξέλιξης Εξέλιξη που παρατηρείται στην ακολουθία Hubble Σχηματισμός ελλειπτικών - δίσκων. Στην εξέλιξη των γαλαξιών, κάποια στιγμή εμφανίζονται αυτοί που σήμερα παρατηρούμε ως ελλειπτικούς κτλ. Συστήματα που σε z 0.5 0.8 έχουν μία μορφολογία που μπορεί να ταξινομηθεί, θα έχουν τις ίδιες φυσικές ιδιότητες με αυτούς που ανήκουν στην ίδια κατηγορία για το κοντινό σύμπαν. Σε αυτή την ερυθρομετάθεση οι λόγοι των γνωστών τύπων των γαλαξιών είναι παρόμοιοι με τους αντίστοιχους στο κοντινό σύμπαν. Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 40 / 45

Μετρήσεις της εξέλιξης Εξέλιξη που παρατηρείται στην ακολουθία Hubble Bar fraction. Ένα μεγάλο θέμα είναι επίσης πως εξελίσεται το bar fraction των γαλαξιών με το χρόνο. Τα bars έχουν σχηματιστεί μέχρι και z 1. Το bar-fraction αυξάνεται από z = 0.84 μέχρι z = 0.2 για το 60% των disk galaxies, ενώ είναι σχεδόν σταθερό στις ερυθρομεταθέσεις των πιο ερυθρών disk galaxies, ενώ πιο εξελίξιμοι δείχνουν οι κυανοί. Το bar-fraction για τους spirals μας δείχνει πότε είναι έτοιμοι από δυναμικής άποψης να σχηματίσουν αυτές τις δομές, και μας επιτρέπει επιπλέον να ελέγξουμε αν υπάρχει σχέση μεταξύ των bars και της δημιουργίας νέων αστέρων, bulge κτλ. Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 41 / 45

Μετρήσεις της εξέλιξης Merger History ``Ιστορία'' των Merger. Μέσω τη μορφολογίας μπορούμε να δούμε την ``ιστορία'' των συγχωνεύσεων. Αυτό είναι σημαντικό επειδή : Μέσω των συγχωνεύσεων δημιουργούνται γαλαξίες αστέρες μελανές οπές σχετίζεται με CDM models Ο χρόνος που απαιτείται είναι 20-30 kpc. Μετράμε τον δείκτη ασυμμετρίας. Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 42 / 45

Μετρήσεις της εξέλιξης Merger History Merger Fraction. Ο ``λόγος'' των συγχωνεύσεων μας δείχνει την εξέλιξη των συγχωνεύσεων στον κοσμικό χρόνο. Είναι συνάρτηση της ερυθρομετάθεσης z. όπου f 0 το merger fraction για z = 0. f m = f 0 (1 + z) m Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 43 / 45

Μετρήσεις της εξέλιξης Merger History Merger Fraction. Εναλλακτικά μπορεί να οριστεί : f m = α (1 + z) m exp (β (1 + z)) για το οποίο θα είναι f 0 = αexp (β). Παρουσιάζει z peak = (1 + m/β). Η εκθετική μορφή εφαρμόζει καλύτερα σε γαλαξίες μικρότερης μάζας, αφού αυτοί παρουσιάζουν z peak = 1.5 2.5. Mόνο για M > 10 10 M sun το f m αυξάνεται μέχρι z 3. τυπικές τιμές για το m 2.3 ± 0.7. τυπικές τιμές μεγάλους γαλαξίες m 4, τυπικές τιμές για μικρούς m 1 2. Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 44 / 45

Συμπεράσματα Περίληψη Περίληψη. i. Με την ταξινόμηση Hubble μπορούμε να κατατάξουμε τους γαλαξίες μέχρι και z 3 σε ellipticals, spirals και peculiars ii. Γαλαξίες που εμφανίζονται peculiar είναι πιθανό να είναι merger. iii. Γίνεται προσπάθεια να εξαχθούν πληροφορίες για τη φυσική που διέπει τους γαλαξίες μέσα από παραμετρικές και μη-παραμετρικές μετρήσεις iv. Η ιστορία των συγχωνεύσεων δείχνει αύξηση και μετά μείωση του merger fraction. Ζαφειράκογλου Απόστολος (ΠΜΣ Υπολ.Φυσικής) Εξέλιξη των Γαλαξιακών Δομών στον Κοσμικό Χρόνο 45 / 45