Ο Γαλαξίας μας

Ο γαλαξιακός δίσκος σε διαφορετικά μήκη κύματος

Η δομή του γαλαξία μας rthin disk~20kpc, z thin disk ~300pc λεπτός δίσκος από άστρα και αέριο rthin disk~20kpc, z thin disk ~300pc παχύς δίσκος με z thick disk ~1kpc και διαφορετικό πληθυσμό από τον λεπτό κεντρικό σφαιροειδές (bulge) με μπάρα rbar ~ 4.4 kpc φ=44 ° (ως προς κατεύθυνση γη-κέντρο γαλαξία) σχεδόν σφαιρική άλως (σφαιρωτά σμήνη και γηραιά άστρα, αέριο) άλως σκοτεινής ύλης κεντρική υπερμαζική μελανή οπή Schneider 2007

Sparke and Gallagher 2007

Schneider 2007

Γαλαξιακές συντεταγμένες (ηλιοκεντρικές)

Περιστρεφόμενες Κυλινδρικές συντεταγμένες Π ≡ dR/dt Θ ≡ R dθ/dt Z ≡ dz/dt

Η παγκόσμια κλίμακα αποστάσεων Ένα απο τα πιο σημαντικά προβλήματα Τα πρώτα σκαλοπάτια της παγκόσμιας κλίμακας αποστάσεων: Τριγωνομετρική παράλαξη Παράλλαξη κινούμενου σμήνους Φασματοσκοπική παράλλαξη Φωτομετρική παράλλαξη + μέτρηση μεσοαστρικής ερύθρωσης Αστρικά σμήνη Εκλειπτικά διπλά συστήματα αστέρων Παλλόμενοι αστέρες (Κηφείδες, RR-Lyraes)

1. Τριγωνομετρική παράλλαξη Σχήμα από http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/Trigonometric+Parallax Το κοντινότερο άστρο (proxima Centauri) έχει p=0.8΄΄, d=1.3 pc O αστρομετρικός δορυφόρος Hipparcos (1989-1993) μέτρηση τις θέσεις 120 000 λαμπρών αστέρων με ακρίβεια 0.001΄΄ Άρα έχουμε σχετικά ακριβείς μετρήσεις των αποστάσεων (και συνεπώς των λαμπροτήτων), και των ιδίων κινήσεων αστέρων σε απόσταση μερικών εκατοντάδων pc απο τον ήλιο Ο αστρομετρικός δορυφόρος GAIA (09/2013) θα μετρήσει ακριβείς θέσεις, αποστάσεις και ίδιες κινήσεις για 109 αστέρες με ακρίβεια ~20 µas για V=15 mag, και 200 µas για V=20 mag Δορυφόρος GAIA Σχήμα από http://sci.esa.int/science-e-media/img/dd/31197_Gaia_Spacecraft200sq.jpg

Robin, 2007

2. Παράλλαξη κινούμενου σμήνους αστέρων Έστω υ η χωρική ταχύτητα του σμήνους Αν ri η σημερινή θεση ενός αστέρα του σμήνους και t=0 σήμερα, τότε Το μοναδιαίο άνυσμα της διεύθυνσης της κίνησης του αστέρα: Schneider 2007 Όπου μ η ιδία κίνηση

3. Φασματοσκοπική «παράλλαξη» Φάσμα αστέρα Φασματικός τύπος Τάξη λαμπρότητας Αν υποθέσουμε ότι έχουμε παρόμοια περιεκτικότητα σε μέταλλα Απόλυτο μέγεθος Σύγκριση με φαινόμενο μέγεθος Απόσταση Μειονεκτήματα «κόστος» φασματοσκοπίας Δεν δουλεύει το ίδιο καλά για όλα τα είδη φ.τ. Π.χ. Οι γίγαντες τύπου Κ έχουν περίπου την ίδια θερμοκρασία ανεξαρτήτως λαμπρότητας Για αστέρες της κύριας ακολουθίας μπορούμε να επιτύχουμε ακρίβεια ~10% στην λαμπρότητα και συνεπώς 5% στην απόσταση, με αυτή τη μέθοδο

4. Φωτομετρική παράλλαξη Αντί του φασματικού τύπου, χρησιμοποιούμε δείκτες χρώματος (χρήσιμα τα φωτομετρικά συστήματα με «στενά» φίλτρα, π.χ. Strömgren) Πρέπει να εκτιμήσουμε την μεσοαστρική ερύθρωση Η μέθοδος δουλεύει πολύ καλύτερα όταν χρησιμοποιούμε πολλά άστρα που βρίσκονται στην ίδια απόσταση από εμάς δηλ. αστρικά σμήνη Schneider 2007

Από Allen’s Astrophysical Quantities

Μεσοαστρική απορρόφηση (Interstellar extinction – interstellar reddening) Απορρόφηση και σκέδαση φωτός από σκόνη Specific intensity Οπτικό βάθος flux Extinction coefficient Color excess

Σε διάχυτο μέσο Στη γειτονιά του ήλιου Μοριακό νέφος Barnard 68 Fitzpatrick & Massa 2007 Στη γειτονιά του ήλιου Μοριακό νέφος Barnard 68

Μέθοδοι εκτίμησης της μεσοαστρικής απορρόφησης Διαγράμματα δυο δεικτών χρώματος π.χ. U-B vs B-V Συσχέτιση με ΗΙ E(B-V) is proportional to the column density NH of interstellar hydrogen atoms, Καταμέτρηση αριθμού γαλαξιών (Burstein & Heiles 1978), Μέσο χρώμα γαλαξιών (Cambresy et al. 2005) Εκπομπή στο μακρινό υπέρυθρο (χρειάζεται να μετατρέψουμε τη κολώνα σκόνης σε «reddening» Διαγράμματα ΗR αστρικών σμηνών Μεταβλητοί τύπου RR-Lyrae Μελέτη του προφιλ της γραμμής απορρόφησης Ηβ http://ned.ipac.caltech.edu/help/extinction_law_calc.html

Μέτρηση του reddening από διαγράμματα U-B vs B-V Αλλά εξάρτηση από την τάξη λαμπρότητας και από την περιεκτικότητα σε μέταλα

5. Αποστάσεις παλλόμενων αστέρων Κηφείδες – W Virginis - RR-Lyrae Συσχέτιση περιόδου – μάζας (λαμπρότητας) σχέσεις PL Οι «παλμοί» είναι ακτινικά κύματα πυκνότητας που διαδίδονται με την ταχύτητα του ήχου Άρα η περίοδος πρέπει να σχετίζεται με το “crossing time” του ήχου, άρα P~R/cs Η ταχύτητα του ήχου είναι της ίδιας τάξης με την θερμική ταχύτητα των σωματιδίων kBT~mpcs2 Aπό το θ. Virial, όπου ρ η μέση πυκνότητα του αστέρα Η λαμπρότητα του αστέρα σχετίζεται με τη μάζα περίπου ως + Τeff σταθερό

Σχέση PL για κηφείδες Schneider 2007

Κατανόηση της δομής του Γαλαξία: 1 Κατανόηση της δομής του Γαλαξία: 1. H περιοχή του ήλιου (solar neighborhood) Είδος και αριθμός άστρων Ηλικίες Πόσα στην κύρια ακολουθία, πόσα εξελιγμένα Πόσα δημιουργήθηκαν πρόσφατα Για να απαντηθούν τα ερωτήματα αυτά πρέπει να μετρήσουμε τις αποστάσεις των άστρων από τον ήλιο

Διάγραμμα απόλυτου μεγέθους – δείκτη χρώματος στο SN με βάση τις μετρήσεις του δορυφόρου Hipparcos Michael Aumer, James J. Binney, 2009, MNRAS Παραλλακτικές αποστάσεις από την νέα ανάλυση δεδομένων από τον δορυφόρο Hιpparcos Πλήρες δείγμα 15 000 αστέρες κύριας ακολουθίας και υπογίγαντες

Συναρτήσεις λαμπρότητας και συναρτήσεις μάζας Συνάρτηση λαμπρότητας Φ(ΜV) : αριθμός άστρων συγκεκριμένου απόλυτου μεγέθους που βρίσκονται σε ένα pc3 Η συνάρτηση λαμπρότητας του διπλανού σχήματος προκύπτει από Το φώς που παίρνουμε προέρχεται κυρίως από αστέρες Α,F της κύριας ακολουθίας και Κ γίγαντες LV Φ(ΜV) LV Φ(ΜV) MΦMS(ΜV) LMS Φ(ΜV) Sparke & Gallagher 2007

Υπολογισμός της «αρχικής συνάρτησης μάζας» Αρχική συνάρτηση μάζας (initial mass function, IMF) είναι ο αριθμός των άστρων που δημιουργούνται με αρχικές μάζες μεταξύ M και M +Δ M, ξ(M)Δ(M) Η Αρχική Συνάρτηση Μάζας είναι μια θεμελιώδης θεωρητικά ποσότητα που σχετίζεται με την διαδικασία αστρικής δημιουργίας Για να βρούμε την IMF, ξεκινάμε από την παρατηρούμενη σημερινή συνάρτηση λαμπρότητας Φ(ΜV) αστέρων της κύριας ακολουθίας

Συχνά χρησιμοποιούμενες συναρτησιακές σχέσεις για την IMF Γραμμική σχέση Λογαριθμική σχέση Αμέσως προκύπτει Υποθέτοντας ότι η διαδικασία αστρικής δημιουργίας που καθορίζει την IMF είναι αρκούντως πολύπλοκη και προκύπτει από το γινόμενο μεγάλου αριθμού μεταβλητών, τότε λογαριθμίζοντας παίρνουμε ότι το logm είναι το άθροισμα μιας σειράς από από πιθανόν ανεξάρτητες συναρτήσεις κατανομής. Τότε, θα περιμένουμε το logm να ακολουθεί μία Γκαουσιανή κατανομή (log-normal) (Miller & Scalo 1979, Zinnecker 1984) Adams & Fattuzo (1996)

Θεμελιώδες ερώτημα Είναι η αρχική συνάρτηση αστρικών μαζών ίδια παντού και πάντα; (universality of the IMF) Αν όχι από ποιούς παράγοντες καθορίζεται; Πώς επηρεάζει η διαφοροποίηση της IMF τα συμπεράσματά μας για την εξέλιξη γαλαξιών Παρατηρησιακά Προβλήματα Στο όριο των μικρών μαζών έχουμε δυσκολία παρατήρησης και βαθμονόμησης Στο όριο των μεγάλων μαζών έχουμε προβλήματα μεγάλων στατιστικών διακυμάνσεων (σπανια αντικείμενα), και αρκετή αβεβαιότητα σε σχέση με την εξέλιξη των άστρων μεγάλης μάζας Θέλουμε να μελετήσουμε πολύ νέα αστρικά σμήνη, στα οποία οι μεγάλης μάζας αστέρες δεν έχουν πεθάνει ακόμα. Επιπλέον χρειαζόμαστε διπλά συστήματα με τέτοια άστρ για να έχουμε μέτρηση της μάζας ανεξάρτητη από την θεωρία αστρικής εξέλιξης... (A. Bonanos)

Το πρόβλημα του προσδιορισμού του IMF Μπορούμε μόνο να μετρήσουμε την σημερινή συνάρτηση αστρικών μαζών (present day mass function, PDMF) – αλλά και για αυτό πρέπει να κάνουμε υποθέσεις για τη σχέση λαμπρότητας-μάζας Για να βρούμε την IMF πρέπει να λάβουμε υπόψη την επίδραση της αστρικής εξέλιξης και του αστρικού περιβάλλοντος στην συνάρτηση μαζών PDMF Απώλεια μάζας μέσω αστρικών ανέμων Σε διπλά ή πολλαπλά αστρικά συστήματα: Μεταφορά μάζας μεταξύ αστέρων του συστήματος, συγχώνευση αστέρων, αναβίωση αστέρων σε διπλά συστήματα Αστρικοί άνεμοι και αλληλεπιδράσεις σε διπλά συστηματα εξηγούν τα ιδιαίτερα χαρακτηριστικά των MF σε νέα αστρικά σμήνη (π.χ. Ασυνέχειες στην MF, μεγάλα ποσοστά αστέρων "blue-straggler" (άστρα πάνω από την ΚΑ σε σμήνη) και άστρα που φαίνονται νεώτερα και ταυτόχρονα πιο εξελιγμένα χημικά από το υπόλοιπο σμήνος) Αρα πρέπει να λάβουμε υπόψη την εξέλιξη ενός αστέρα και όταν είναι μοναχικός και όταν ανήκει σε διπλό σύστημα Αν μελετάμε σύνθετο πληθυσμό, συνήθως υποθέτουμε ότι το IMF δεν μεταβάλλεται με τον χρόνο!!!!

Που χρειάζεται η IMF H IMF είναι απαραίτητη για να περιγράψει αστρικούς πληθυσμούς (από σμήνη μέχρι γαλαξίες). Στους πλησιέστερους γαλαξίες (Τοπικό Σύστημα) η IMF μελετάται με τον ίδιο τρόπο όπως στο γαλαξία μας, αλλά λόγω περιορισμένης χωρικής διακριτικής ικανότητας και ευαισθησίας, η μελέτη της IMF π.χ. στα κοντινά Νέφη του Μαγγελάνου περιορίζεται σε μάζες >0.4Μסּ (με το ΗST), ενώ για μακρινότερους γαλαξίες του ΤΣ σε μάζες >1Mסּ Στην προσπάθειά μας να βρούμε πως διαφοροποιείται η IMF σε πολύ διαφορετικά περιβάλλοντα π.χ. ως προς την πυκνότητα, την περιεκτικότητα σε μέταλλα, τον ρυθμό παραγωγής άστρων, πρέπει να μελετήσουμε την IMF σε μεγαλύτερο όγκο, διότι οι «ακραίες» συνθήκες είναι γενικά σπάνιες. Η IMF είναι απαραίτητη στη μελέτη των ολοκληρωμένων ιδιοτήτων μακρινών γαλαξιών (integrated properties) , όπου δεν μπορούμε να διακρίνουμε άστρα Οι παρατηρούμενες ιδιότητες ενός γαλαξία (π.χ. Χρώμα και μέγεθος) καθορίζονται σε μεγάλο βαθμό από το IMF και την ιστορία αστρικής δημιουργίας. Για την κατανόηση/ερμηνεία εξωγαλαξιακών παρατηρήσεων, έχουν δημιουργηθεί μοντέλα σύνθεσης γαλαξιακών πληθυσμών (θα τα συζητήσουμε αργότερα, π.χ. Leitherer et al. 1999; Bruzual & Charlot 2003; Anders & Fritze-v. Alvensleben 2003; Maraston 2005), όπου δεδομένης μιας IMF, ολοκληρώνονται τα εξελικτικά μοντέλα συναρτήσει της ιστορίας αστρικής δημιουργίας, με τελικό αποτέλεσμα τον υπολογισμό λαμπροτήτων και χρωμάτων. Σϋγκριση με τα παρατηρούμενα μεγέθη μπορεί να θέσει περιορισμούς στην ιστορία αστρικής δημιουργίας, αλλά και στη μάζα ενός συγκεκριμένου πληθυσμού κοσμολογικές προεκτάσεις).

Ιστορία αστρικής δημιουργίας με βάση το διάγραμμα HR αστέρων στη γειτονιά του ήλιου Πλήρες δείγμα 15 000 αστέρες κύριας ακολουθίας και υπογίγαντες Νέες ισόχρονες Padova Υποθέτουμε to ΙΜF SFR φθίνουσα συνάρτηση του χρόνου 2-7 φορές χαμηλότερος σήμερα από τον αρχικό SFR Για εκθετική μείωση του SFR προκύπτει ότι η ηλικία του δίσκου είναι 11.5-13 Gyr ενώ αποκλείονται ηλικίες <10.5 Gyr Αν υποθέσουμε ότι έχουμε συνδυασμό δυο διαφορετικών εκθετικά μειούμενων συναρτήσεων (SFR(t) ) ροκύπτουν οι ηλικίες: 10.5 Gyr για τον λεπτό δίσκο 12 Gyr για τον παχύ δίσκο Michael Aumer, James J. Binney, 2009, MNRAS

H χωρική κατανομή αστέρων στον Γαλαξία μας Μετρώντας τις αποστάσεις των αστέρων στην γειτονιά του ήλιου, μπορούμε να μελετήσουμε, εκτός από την πληθυσμιακή σύσταση και την ιστορία αστρικής δημιουργίας που συζητήσαμε στα προηγούμενα μαθήματα, και την τρισδιάστατη κατανομή των αστέρων στον γαλαξία καθώς και την κινηματική τους υπογραφή Σχήμα από Sparke & Gallagher 2007

Από τέτοιες μελέτες έχει βρεθεί ότι διαφορετικές πληθυσμιακές συνιστώσες ακολουθούν διαφορετική χωρική κατανομή (αλλά και διαφορετική κινηματική) Για κάθε συνιστώσα , η αριθμητική πυκνότητα σε κατεύθυνση κάθετη στον γαλαξιακό δίσκο μπορεί να περιγραφεί προσεγγιστικά από ένα εκθετικό νόμο της μορφής όπου η κλίμακα ύψους (scale height) h χαρακτηρίζει το «πάχος» της αντίστοιχης συνιστώσας Διαφορετικοί πληθυσμοί αστέρων (διαφορετικές ηλικίες) φαίνεται να έχουν διαφορετικό h. Νέος λεπτός δίσκος: περιλαμβάνει το μεγαλύτερο μέρος της σκόνης και το αερίου του Γαλαξία και πολύ νέα άστρα h~100pc ( το μοριακό αέριο έχει h~65pc) Young Thin Disk Παλαιός λεπτός δίσκος: h~325pc Old Thin Disk Παχύς δίσκος: h~1.5kpc Thick Disk Αυτός ο διαχωρισμός αποτελεί μια παραμετροποίηση της χωρικής κατανομής αστέρων και αερίου στον γαλαξία Όσο πιο παλαιός ο πληθυσμός τόσο πιο μεγάλο το αντίστοιχο h

Η μέση ταχύτητα θα είναι Εκτός από το διαφορετικό scale height οι διαφορετικές αυτές συνιστώσες εμφανίζουν και διαφορετικά κινηματικά χαρακτηριστικά Ένας τρόπος χαρακτηρισμού της κινηματικής ενός πληθυσμού είναι ο υπολογισμός της διαποράς ταχυτήτων (velocity dispersion), που στην ουσία είναι ένα μέτρο της τυχαιότητας των ταχυτήτων των αστέρων που ανήκουν στη συγκεκριμένη συνιστώσα Έστω η αριθμητική πυκνότητα αστέρων (συγκεκριμένοιυ πληθυσμού) σε κάποια θέση, με ταχύτητες εντός γύρω από το Η μέση ταχύτητα θα είναι Οπότε η διασπορά ταχυτήτων είναι (σε καρτεσιανές συντεταγμένες, με ) Όσο μεγαλύτερο το σi τόσο «φαρδύτερη» η κατανομή στοχαστικών κινήσεων ΕΔΩ η συνολική αριθμητική πυκνότητα αστέρων του πληθυσμού όπου

Αντιστοιχία με θερμική κατανομή: δυναμική πίεση (dynamical pressure) Η τυχαία κίνηση των αστέρων κάθετα προς τον δίσκο έχει ως αποτέλεσμα το πεπερασμένο πάχος του Αντιστοιχία με θερμική κατανομή: δυναμική πίεση (dynamical pressure) Στη γειτονιά του ήλιου για τ<~3 Gyr για τ>~6 Gyr Η ακτινική κατανομή μπορεί επίσης να προσεγγιστεί από ένα εκθετικό νόμο, με κλίμακα μήκους Συνολικά, η κατανομή αριθμητικής πυκνότητας, που προκύπτει από απαρίθμηση αστέρων και μετρήσεις αποστάσεων, μπορεί να περιγραφεί με καλή προσέγγιση από τη σχέση όπου R,z είναι κυλινδρικές συντεταγμένες, με την αρχή στο γαλαξιακό κέντρο Για να αποφύγουμε την ανωμαλία στο z=0, μπορούμε να χρησιμοποιήσουμε μια λίγο διαφορετική κατανομή π.χ. της μορφής όπου

Ο συσχετισμός κινηματικής και μεταλλικότητας Έχει παρατηρηθεί ότι αστέρες του παχέος δίσκου έχουν μικρότερη μεταλλικότητα (-1.0<[Fe/H]<-0.4) από τους αστέρες του λεπτού δίσκου (-0.5<[Fe/H]<0.3) (Σημ. ακόμα μικρότερη μεταλλικότητα στο σφαιροειδές και στην άλω – Πληθυσμοί Ι,ΙΙ + extreme PopI, intermediate PopII, PopIII?) Ποια η σχέση μεταξύ μεταλλικότητας, ηλικίας, κλίμακας ύψους και κινηματικής; Πυρηνοσύνθεση στο εσωτερικό των αστέρων (κυρίως) Εκρήξεις SNe ανάμειξη βαρύτερων στοιχείων με τη μεσοαστρική ύλη Επόμενες γενεές αστέρων έχουν μεγαλύτερη μεταλλικότητα Έχουν βρεθεί πολύ γηραιά άστρα με [Fe/H]=-5.4 (1/250000 solar) Έχουν βρεθεί άστρα νεώτερα από τον ήλιο με [Fe/H]=1.0 Εκρήξεις SN τύπου ΙΙ, Ιb,c (core-collapse SNe) - αστέρες >8Μο – εμπλουτισμός του ISM κυρίως με στοιχεία τύπου -α (α-elements) - Πληθυσμοί ~107yr [O/H] Εκρήξεις SN τύπου Ιa – διπλά συστήματα με λευκό νάνο – παραγωγή στοιχείων της ομάδας του Fe - Πληθυσμοί ~109yr [Fe/H]

Αν υποθέσουμε ότι ξεκινάμε να δημιουργούμε αστέρες σε ένα πολύ λεπτό δίσκο, με το πέρασμα του χρόνου περιμένουμε, λόγω βαρυτικών αλληλεπιδράσεων (με σπειροειδείς βραχίονες, μεγάλα μοριακά νέφη) να αυξήσουμε την στοχαστικότητα των ταχυτήτων, δηλ. την δυναμική πίεση, ή αλλιώς να «θερμάνουμε τον δίσκο». Άρα, απλοϊκά, μπορεί κανείς να περιμένει ότι ο παλιότερος δίσκος είναι και λιγότερο πλούσιος σε μέταλλα, και έχει μεγαλύτερο πάχος. Συσχέτιση ηλικίας-μεταλλικότητας-κινηματικής Άλλοι παράγοντες: Satellite Accretion Μια διαφορετική ερμηνεία θέλει τον παχύ δίσκο να έχει δημιουργηθεί λόγω προσθήκης γαλαξιών-δορυφόρων - αυτό το σενάριο υποστηρίζεται μεταξύ άλλων, από την ύπαρξη χαμηλότερης ταχύτητας περιστροφής του παχέος δίσκου από τον λεπτό δίσκο κοντά στο γαλαξιακό κέντρο. Αυτό δεν μπορεί να εξηγηθεί μέσω κινηματικής θέρμανσης του παχέος δίσκου! Cold-Accretion Στην αρχή της ζωής του Γαλαξία, είχαμε προσθήκη αέριων κυρίως μαζών (όχι γαλαξιών που έχουν ήδη δημιουργήσει πληθυσμούς αστέρων) Migration (μετανάστευση) αστέρων από διαφορετικές περιοχές του δίσκου (συζήτηση με κ. Πάτση)

ιστορία αστρικής δημιουργίας Ο λεπτός και ο παχύς δίσκος είναι σαφώς διαφορετικές δομές με διαφορετική ιστορία αστρικής δημιουργίας Navarro et al. 2011

Mass-to-light ratio Λεπτός δίσκος Η συνολική μάζα αστέρων στον λεπτό δίσκο είναι ~6Χ1010Mסּ + η συνολική μάζα αερίου και σκόνης ~0.5Χ1010Mסּ Η συνολική λαμπρότητα αστέρων του λεπτού δίσκου (ολοκληρώνοντας την αντίστοιχη συνάρτηση λαμπρότητας) είναι LB~1.8Χ1010Lסּ Ο λόγος μάζας – λαμπρότητας για τον λεπτό δίσκο είναι: Συνολική μάζα ~3Χ109Mסּ , λαμπρότητα LB~2Χ108Lסּ Ο λόγος μάζας – λαμπρότητας για τον παχυ δίσκο είναι: Ο παχύς δίσκος δεν επηρρεάζει σημαντικά τη συνολική μάζα και ακόμα λιγότερο την συνολική λαμπρότητα του δίσκου, αλλά είναι σημαντικός για την κατανόηση της δυναμικής εξέλιξης του γαλαξία Παχύς δίσκος 15

Σκόνη και αέριο στον λεπτό δίσκο- Σπειροειδείς βραχίονες Το αέριο και η σκόνη, περιοχές ΗΙΙ και τα πολύ νέα (λαμπρά και «μπλε») άστρα (αστρική δημιουργία) είναι συγκεντρωμένα στις σπείρες του γαλαξία Πως ανιχνεύουμε το αέριο (βλ. διάλεξη Δ. Πολυχρόνη για λεπτομέρειες) Ατομικό υδρογόνο HI: γραμμή υπερλεπτής υφής 21cm (ραδιο) Μοριακό υδρογόνο – συμμετρικό μόριο – χωρίς ηλεκτρική διπολική ροπή - εκπέμπει ελάχιστα Μόριο CO (μεγαλύτερη περιεκτικότητα μετά το H2 ) (ραδιο στα 2.6 και 1.3 mm) Εκπομπή σκόνης Πως ανιχνεύουμε τη σκόνη Απορρόφηση (reddening, star/galaxy counts) Εκπομπή (θερμική εκπομπή 17-21Κ, FIR, δορυφόροι)

HI 21cm H2 (μέσω CO) Σκόνη εκπομπή mid-IR Σκόνη απορρόφηση - οπτικό

Συμπεράσματα για τη σκόνη και το αέριο Έντονη συγκέντρωση στο γαλαξιακό επίπεδο Βρίσκονται κυρίως στις σπείρες H2 και σκόνη κυρίως βρίσκονται μεταξύ 3 kpc < R <8 kpc, με |z| <~90 pc (και από τις δυο πλευρές του γαλαξιακού επιπέδου) HI παρατηρείται σε πολύ μεγαλύτερες αποστάσεις από το Γαλαξιακό κέντρο (R <~25 kpc), h ~160 pc για R< R0 (δηλ. εντός της ηλιακής τροχιάς). h ~ 1 kpc για R >12 kpc Ο αέριος δίσκος εμφανίζει μια στρέβλωση (warp) σε μεγάλες αποστάσεις, πιθανόν λόγω αλληλεπίδρασης με τα Νεφη του Μαγγελάνου? H συνολική μάζα ατομικού και μοριακού υδρογόνου είναι M(HI)≈4Χ109M סּ and M(H2)≈109M סּ, δη΄, η συνολική μάζα του αερίου στον Γαλαξία είναι <~10% της μάζας σε αστέρες. Η πυκνότητα του αερίου στην ηλιακή γειτονιά είναι ρ(gas) ~ 0.04Mסּ/pc3.

Το κεντρικό σφαιροειδές (Bulge) Λόγω ισχυρής απορρόφησης (AV~28mag προς ΓΚ), παρατηρείται στο IR Υπάρχουν όμως περιοχές χαμηλής απορρόφησης (Baade’s window 4ο κάτω από το ΓΚ, με ℓ~1ο, και AV~2mag) Το bulge έχει σχήμα μπάρας (COBE, microlensing experiments) με το μεγάλο άξονα να αποκλείνει από την κατεύθυνσή μας κατά 30ο h~400pc, axis ratio ~0.6

Bulge Radial Velocity Assay (BRAVA) M. Rich, PI 10000 spectra of M giants in bulge direction – radial velocities the rotation of the inner bar is cylindrical Kunder et al. 2011

2007 Διάγραμμα δείκτη-χρώματος Μεγέθους στο κεντρικό σφαιροειδές με το HST

To KΣ είναι διακριτή γαλαξιακή συνιστώσα (κινηματική, μεταλλικότητες) Βασικά συμπεράσματα To KΣ είναι διακριτή γαλαξιακή συνιστώσα (κινηματική, μεταλλικότητες) Δημιουργήθηκε γρήγορα (σε ~1Gyr) (μεγάλη περιεκτικότητα στοιχεία -α σε σχέση με τον σίδηρο) Ηλικία: ~10Gyr + νεώτερος πληθυσμός + πολύ γηραιός πληθυσμός χαμηλότερου [Fe/Η] Βαθμίδα μεταλλικότητας ↓ κατά μήκος του μικρού άξονα του Γαλαξία Υπάρχουν μεγάλης μεταλλικότητας σφαιρωτά σμήνη που ανήκουν κινηματικά στο ΚΣ Minniti and Zocalli 2007, IAU Symp. 245

όπου I(R) είναι η επιφανειακή λαμπρότητα σε απόσταση R από το ΓΚ Το προφιλ λαμπρότητας του bulge περιγράφεται από τον νόμο του de Vaucouleurs (σύγκριση με bulges άλλων γαλαξιών) όπου I(R) είναι η επιφανειακή λαμπρότητα σε απόσταση R από το ΓΚ Ισοδύναμα, αφού Είναι γνωστός και ως νόμος Για το bulge του γαλαξία μας Χρήσιμη σχέση Ορισμός effective radius Re

O αστρικός πληθυσμός του Bulge Μεταλλικότητα -1<[Fe/H]<+1, μέση τιμή ~0.3dex (διπλάσια της ηλιακής) Κυρίως παλαιός πληθυσμός ? (RR-Lyraes) 108 Mסּ μοριακό αέριο Συνολική αστρική μάζα Συνολική φωτεινότητα Mass-to-light ratio (παρόμοιο με του λεπτού δίσκου)

2010

Η γαλαξιακή άλως Η άλως του Γαλαξία έχει περίπου 150 σφαιρωτά σμήνη, αλλά και αστέρες με σημαντική συνιστώσα της ταχύτητας κάθετα προς τον γαλαξιακό δίσκο. Τα παλαιά σφαιρωτά αμήνη με [Fe/H] < −0.8 hέχουν μια περίπου σφαιρική κατανομή γύρω από το κάντρο του Γαλαξία. Τα περισσότερα σφαιρωτά σμήνη βρίσκονται σε απόσταση Most globular clusters are at a r <35 kpc (r =√R2+z2) από το Γαλαξιακό κέντρο, αλλά υπάρχουν μερικά σε αποστάσεις r > 60 kpc (μέλη άλλων γαλαξιών που δεσμεύτηκαν από το βαρυτικό πεδίο του Γαλαξία μας?) . Επίσης και αστέρες πεδίου έχουν βρεθεί σε μεγάλες αποστάσεις r ~ 50 kpc, γι αυτό χρησιμοποιούμε την ενδεικτική τιμή rhalo ~50 kpc για την ακτίνα της ορατής άλω. Η κατανομή αριθμητικής πυκνότητας μπορεί να περιγραφεί από

(discuss distances to globular clusters) Από Carroll & Ostlie 2007

To κέντρο του Γαλαξία μας στο υπέρυθρο (Hubble-Spitzer) http://hubblesite.org/gallery/album/entire/pr2009002a/ Δημιουργία αστέρων μεγάλης μάζας

Το κέντρο του Γαλαξία στις ακτίνες Χ με τον Chandra http://chandra.harvard.edu/photo/2002/gcenter/gcenter_xray_rgb.jpg

Sagitarius A στις ακτίνες Χ

Sgr –A* στα ραδιοκύματα

Sgr –A* στα ραδιοκύματα Αρχική εικόνα 2pc Τελική εικόνα 1/1000 Radio continuum variability is detected to be continuous from short subminute time scale to long hourly time scale. We argue that rapid fluctuations of the radio emission imply rapid expansion that could feed the base of an outflow or jet in Sgr A*. The bulk of the continuum flux from Sgr A* at radio and submm wavelengths is believed to be generated in its accretion disk. Μεταβλητότητα στο ραδιοφωνικό συνεχές σε κλίμακες από <min μέχρι ~1hr Γρήγορες αυξομειώσεις στην ραδ. Εκπομπή δείχνουν ταχεία διαστολή, πιθανόν η βάση ενός πίδακα στο Sgr A*. Το μεγαλύτερο ποσοστό της ροής στο συνεχές στα ραδιοκύματα (και στο submm) πιστεύεται ότι παράγεται στον δίσκο προσαύξησης. F. Yusef-Zadeh et al. 2011

To κοντινότερο άστρο στη μαύρη τρύπα S0-2 Science, 5 October 2012: Vol. 338, pp. 84 – 87 Α. Ghez Το άστρο S0-2, θα περάσει από τη κοντινότερη απόσταση από την μελανή οπή το 2018.

Flare http://www.mpe.mpg.de/ir/GC

Το ευρύτερο πλαίσιο: Τοπικό Σύστημα γαλαξιών

Μερικά από τα μέλη του Τοπικού Συστήματος Γαλαξιών

Scientific American 2003