Εισαγωγή Μέρος 1 ο - Δημιουργία και εξέλιξη Γαλαξιών 31/10/2012

Βασικά σημεία Ο κόσμος των γαλαξιών, όπως τον παρατηρούμε σήμερα, με τα γήινα και δορυφορικά τηλεσκόπια Το επικρατέστερο μοντέλο για την δημιουργία των γαλαξιών Πώς εξελίσσονται οι γαλαξίες Τι καθορίζει τα βασικά χαρακτηριστικά τους

Οι γαλαξίες Οι γαλαξίες είναι τεράστιες συγκεντρώσεις άστρων και ποσοτήτων σκόνης και αερίων, που είναι βαρυτικά συνδεδεμένα μεταξύ τους. Όλα τα άστρα που βλέπουμε στον ουρανό ανήκουν στον δικό μας γαλαξία προς το άκρο του οποίου βρίσκεται το ηλιακό μας σύστημα. Οι γαλαξίες που παρατηρούμε στο Σύμπαν παρουσιάζουν τεράστια ποικιλία μεγεθών και μορφολογιών: Μάζες: Μάζες: από νάνοι ~ (10 7 Μ ) ηλικιακές μάζες γαλαξίες νάνοι (π.χ. Draco) μέχρι γιγαντιαίοι ελλειπτικοί ~ (10 13 Μ ) ηλικιακές μάζες γιγαντιαίοι ελλειπτικοί Μορφολογία: Μορφολογία:   σπειροειδείς (με ή χωρίς μπάρα)  φακοειδείς  ελλειπτικοί  ακανόνιστοι  Γαλαξίες με ενεργούς πυρήνες - κεντρικές υπερμαζικές μελανές οπές:  Quasars  Ραδιογαλαξίες  Seyfert I, II  Blazars

Η γαλαξιακή ακολουθία του Hubble

Ο κόσμος των γαλαξιών ΣπειροειδείςΕλλειπτικοί Ακανόνιστοι Φακοειδείς S0

Αλληλεπιδρώντες γαλαξίες NGC1097 FUV - GALEX Stephan’s quintet Ορατό HST Ακτίνες-Χ Chandra Antennae Ορατό HST Cartwheel Ορατό HST

Μ82 - υπεργαλαξιακός άνεμος από εκρηκτική δραστηριότητα αστρικής δημιουργίας λόγω αλληλεπίδρασης με τον Μ81 Σύνθετη εικόνα από τρία δορυφορικά τηλεσκόπια σε διαφορετικα μήκη κύματος Ακτίνες-Χ : Chandra Μπλε : ΗSΤ Η-alpha : HST Υπέρυθρο : Spitzer

Γαλαξίες με ενεργούς πυρήνες NGC 7742 Seyfert-II NGC 7052 Quasar Μ87 Ραδιο-γαλαξίας Cygnus-A Ραδιο-γαλαξίας Ακτίνες Χ

Κύρια χαρακτηριστικά ενεργών γαλαξιακών πυρήνων Οι ενεργοί γαλαξίες περιλαμβάνουν έναν μικρό πυρήνα στο κέντρο τους (που ονομάζεται ενεργός γαλαξιακός πυρήνας ή AGN) από όπου εκπέμπουν ισχυρή ακτινοβολία σε έναν τυπικό κατά τα άλλα γαλαξία. Οι ΕΓΠ χαρακτηρίζονται από ορισμένες ιδιότητες: (1) υψηλή φωτεινότητα (10 4 Lgal), (2) μη θερμικά φάσματα που δεν μοιάζουν με το σύνολο πολλών αστρικών φασμάτων, (3) ισχυρότατη ακτινοβολία εκτός του ορατού τμήματος του φάσματος (π.χ., ραδιοφωνικά, υπεριώδη, υπέρυθρα μήκη κύματος), (4) ένα λαμπρό πυρήνα σαν άστρο, (5) ισχυρές γραμμές εκπομπής (οι περισσότερες), (6) γρήγορη μεταβλητότητα, και μερικές φορές (7) ράδιο πίδακες. (8) μέγεθος της ενεργειακής πηγής ~ ηλιακό σύστημα Οι Ενεργοί Γαλαξιακοί Πυρήνες θεωρούνται πως περιέχουν υπερμαζικές μαύρες τρύπες, από 10 6 έως ηλιακές μάζες, που τροφοδοτούν τα μη αστρικά φαινόμενα που συνδέονται με τους ενεργούς γαλαξιακούς πυρήνες.

Η μεγάλη λαμπρότητα των ΕΠΓ Οι ΕΓΠ είναι αρκετές εκατοντάδες φορές λαμπρότεροι από τον γαλαξία που τους φιλοξενεί

Συγκρίσιμη Εκπομπή σε όλο το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα

Εκπομπή στις ακτίνες γ - Blazars

2010

Το μέγεθος της περιοχής εκπομπής καθορίζεται από την ταχεία μεταβλητότητα (R < ct)

Ενεργοί Γαλαξιακοί Πυρήνες – Ενοποιημένο Μοντέλο Στενές γραμμές εκπομπής Πλατιές γραμμές εκπομπής Υπερμαζική μελανή οπή Δίσκος προσρό- φησης Μοριακός δακτύλιος Πίδακας Ραδιο-λοβός

Δημιουργία Γαλαξιών Από παρατηρήσεις του Κοσμικού Υποβάθρου Μικροκυμάτων (cosmic microwave background), γνωρίζουμε ότι περίπου 100,000 έτη μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, η ύλη ήταν ακόμα εξαιρετικά ομοιόμορφα κατανεμημένη (διαφοροποιήσεις ήταν της τάξης του 1:100,000). Καθώς το σύμπαν διαστελλόταν, η πυκνότητα της ύλης μειωνόναν συνεχώς, αλλά σε περιοχές όπου η πυκνότητα ήταν λίγο ψηλότερη από τον μέσο όρο, η διαστολή ήταν λίγο πιο αργή και η πυκνότητα ελαττωνόταν με πιο αργούς ρυθμούς, λόγω βαρυτικής έλξης. Όσο περνούσε ο καιρός, χάρη στη βαρύτητα, οι περιοχές ψηλής πυκνότητας διαστελλόταν με όλο και αργότερους ρυθμούς. Όταν το Σύμπαν έγινε μερικών εκατοντάδων εκατομμυρίων ετών (3% της σημερινής του ηλικίας), οι πυκνότερες περιοχές έπαψαν πλέον να διαστέλλονται και άρχισαν να καταρρέουν βαρυτικά. Οι υπό βαρυτική κατάρρευση περιοχές σχημάτισαν ομάδες ή συστάδες. Σιγά-σιγά δημιουργήθηκαν «κόμποι» και νηματοειδείς δομές (Δομές μεγάλης κλίμακας) Όταν αναφερόμαστε στην «ύλη», εννοούμε δύο διαφορετικές συσιστώσες: τη συνηθισμένη ύλη και τη σκοτεινή ύλη. Η σκοτεινή ύλη είναι πολύ περισσότερη από την συνηθισμένη ύλη. Σημαντική εξέλιξη στην κατανόηση της δημιουργίας γαλαξιών: η δημιουργία υπερμαζικών μελανών οπών σε μεγάλα z (e.g. DeGraf et al. 2012, MNRAS)

Mather and Smoot Βραβείο Nobel 2006 O χάρτης CΟΒΕ του πρώιμου Σύμπαντος χρόνια μετά το Big Bang παρατήρηση

Παρατηρούμενη χωρική κατανομή των γαλαξιών (Sloan digital sky survey – SDSS)

Ιεραρχική δημιουργία δομής προσομοιώσεις

προσομοιώσεις

Συγχώνευση μικρότερων μονάδων για την δημιουργία πρωτογαλαξία προσομοιώσεις

Ψύξη Αερίων Αρχικό πεδίο πυκνότητας Βαρυονική Ύλη (<10%) πρωτογαλαξίας Κανονική Κοσμολογία CDM Άλως Μη βαρυονικής Σκοτεινής Ύλης Αρχική μάζα Αρχική μάζα Στροφορμή Στροφορμή Ποσό σκοτεινής ύλης Ποσό σκοτεινής ύλης Αρχική χημική σύσταση Αρχική χημική σύσταση Πρώτοι Γαλαξίες Αστρική δημιουργία Συγχωνεύσεις μικρότερων μονάδων Σκοτεινή Άλως Συμπύκνωση προς την άλω Σ.Υ. collisionless Supermassive BHs

Πότε άρχισε η αστρική δημιουργία στους πρωτογαλαξίες; Όταν το Σύμπαν ήταν 700 εκατ. ετών Έχουν βρεθεί >9 γαλαξίες με ερυθρές μετατοπίσεις 7-8 (λαμπροί γαλαξίες πολύ σπάνιοι, εκείνη την εποχή) Όταν το Σύμπαν ήταν 900 εκατ. ετών Έχουν βρεθεί >600 γαλαξίες με ερυθρή μετατοπίση ~6 παρατηρήσεις

The feedback effect of explosions during galaxy formation The distribution of "minihalos" and their effect on cosmological reionization The formation of a typical Cluster of galaxies Simulations used to address different aspects of galaxy formation

Δημιουργία γαλαξιακών δίσκων Οι Πρώιμοι Γαλαξίες αποτελούνται κυρίως από αέριο και σκοτεινή ύλη και ελάχιστα άστρα Καθώς αυξάνεται η μάζα του γαλαξία μέσω συγχώνευσης με μικρότερους πρωτογαλαξίες η σκοτεινή ύλη παραμένει κυρίως στις εξωτερικές περιοχές (επειδή αλληλεπιδρά μόνο βαρυτικά). Ενώ το αέριο συστέλλεται και συνεπώς στρέφεται όλο και γρηγορότερα, φτιάχνοντας ένα γρήγορα περιστρφόμενο δίσκο Πώς σταματάει αυτή η συστολή; Λόγω της ισχυρής ακτινοβολίας νέων αστέρων; Λόγω της κεντρικής μελανής οπής; Λόγω της άλω σκοτεινής ύλης (βαρυτική έλξη)

Συνδυασμός αρχικών συνθηκών πρωτογαλαξιακού νέφους και ιστορικού συγχωνεύσεων ; Μεγάλη πυκνότητα του πρωτογαλαξιακού νέφους γρήγορη ψύξη αερίων γρήγορη αστρική δημιουργία πριν προλάβει να δημιουργηθεί δίσκος ελλειπτικός Μεγαλύτερη αρχική στροφορμή σε σπειροειδείς? Είναι γενικά αποδεκτό ότι συγχώνευση γαλαξιακών δίσκων παρόμοιας μάζας έχει σαν αποτέλεσμα την δημιουργία ελλειψοειδούς κατανομής. Αντίθετα, συγχώνευση μικρότερων μονάδων δεν καταστρέφει τον δίσκο (αλλά μπορεί να τον «παχύνει») Ποιός ο ρόλος των κεντρικών υπερμαζικών μελανών οπών ; Πολύ υψηλοί ρυθμοί αστρικής δημιουργίας στους ελλειπτικούς (γνωρίζουμε ότι αυτό συμβαίνει σε αλληλεπιδράσεις αεριωδών γαλαξιών ακόμα και στο τοπικό σύμπαν) Η δημιουργία σπειροειδών γαλαξιών παραμένει πάντως αινιγματική: Οι δίσκοι είναι εύθραστοι. Δύσκολο να αναπαραχθούν οι ιδιότητές τους με τα υπάρχοντα μοντέλα Αλλά δείτε το ERIS simulation Δημιουργία ελλειπτικών και σπειροειδών γαλαξιών

Ο ρόλος των υπερμαζικών μελανών οπών Υπάρχει συσχετισμός μεταξύ της κεντρικής μελανής οπής και του περιβάλλοντος σφαιροειδούς (1:1000) για πολύ μεγάλη περιοχή μεγεθών και ηλικιών γαλαξιών. Δηλ. αλληλοεπηρεάζονται. Πώς; Δεν ξέρουμε Πρώτα ο γαλαξίας, ή, πρώτη η μελανή οπή; Ενδείξεις ότι στο πρώιμο σύμπαν αυτός ο λόγος ήταν πολύ μεγαλύτερος. Δηλ. προϋπήρχαν οι Μ.Ο.!! Υπάρχουν quasars σε ερυθρές μετατοπίσεις z>6!, δηλ. είχαν προλάβει να δημιουργηθούν μαύρες τρύπες με μάζες 10 9 ηλιακές μάζες! Πολύ δύσκολο να πρόλαβαν να δημιουργηθούν με συσσώρευση μάζας από Μ.Ο. –σπόρο (από κατάρρευση μεγάλου αστέρα Πληθυσμού ΙΙΙ) Σημαντικά αποτελέσματα από την προσομοίωση MassiveBlack, στο Πανεπιστήμιο Carnegie Mellon «Di Matteo and Croft saw in their simulation thin streams of cold dense gas flowing along the filaments that give structure to the universe and straight into the center of the black holes at breakneck speed, making for cold, fast food for the black holes. This uncontrolled consumption caused the black holes to grow exponentially faster than the galaxies in which they reside.»

Γαλαξιακή Εξέλιξη Μάζα Μέταλα Αστρική δημιουργία Ποσοστό αερίου Moρφολογία Τι αλλάζει σε ένα γαλαξία με το πέρασμα του χρόνου Τι προκαλεί αυτές τις αλλαγές Αλληλεπιδράσειςγαλαξιών Αστρική εξέλιξη Λαμπρότητα Συνολική και L(λ ) Ποσοστό σκόνης + ο ρόλος των Supermassive BHs

Βασικά ερωτήματα Κατά πόσο καθορίζεται η εξέλιξη από τα αρχικά χαρακτηριστικά του «πρώιμου» γαλαξία («γενετικό υλικό») – αρχικό περιβάλλον Κατά πόσο καθορίζεται η εξέλιξη από τα αρχικά χαρακτηριστικά του «πρώιμου» γαλαξία («γενετικό υλικό») – αρχικό περιβάλλον και και Κατά πόσο καθορίζεται η εξέλιξη ενός γαλαξία από τις αλληλεπιδράσεις του με το περιβάλλον του (συγχωνέύσεις κλπ) Κατά πόσο καθορίζεται η εξέλιξη ενός γαλαξία από τις αλληλεπιδράσεις του με το περιβάλλον του (συγχωνέύσεις κλπ) ή αλλιώς ή αλλιώς Ένα σύστημα με παρόμοια αρχικά χαρακτηριστικά εξελίσσεται διαφορετικά σε διαφορετικό περιβάλλον; Ένα σύστημα με παρόμοια αρχικά χαρακτηριστικά εξελίσσεται διαφορετικά σε διαφορετικό περιβάλλον; ΝΑΙ!! ΝΑΙ!! Αστρική δημιουργία: πώς ξεκινάει – πως προωθείται – πως ελέγχεται Αστρική δημιουργία: πώς ξεκινάει – πως προωθείται – πως ελέγχεται Αλλάζει από γαλαξία σε γαλαξία; Αλλάζει από γαλαξία σε γαλαξία;

Star Formation : Defining the problem Parameters that define the characteristics of SF Efficiency of star formation (SFE) Efficiency of star formation (SFE) Rate of star formation (SFR) Rate of star formation (SFR) Initial mass function (IMF) Initial mass function (IMF) Fundamental Theory of Star Formation (??): Determination of the above parameters from physics and chemistry of the interstellar medium physics and chemistry of the interstellar medium galactic dynamics galactic dynamics Densities of molecular species Ionization Dust extinction (grain composition, size …) Magnetic field strength Dust and gas temperature Turbulent velocity field Angular momentum distribution Galactic Differential Rotation Spiral density waves Tidal torques Satellite accretion SFR (M o /yr) SFE (%/100Myr) SFR (M o /yr) SFE (%/100Myr) E formation ~300 30% Disk formation ~ 10 1% Star Bursts ~ % Log-normal with peak at ~0.1 M o Does it change with time/environment?

Αλληλεπιδράσεις μεταξύ γαλαξιών στο τοπικό Σύμπαν NGC 6745 Antennae NGC Cartwheel Πυροδότηση έντονης αστρικής δημιουργίας Πυροδότηση έντονης αστρικής δημιουργίας Μορφολογικές διαταράξεις Μορφολογικές διαταράξεις

Μελέτη γαλαξιακής εξέλιξης Παρατήρηση γαλαξιών σε διαφορετικά z Παρατήρηση πληθυσμών διαφορετικών ηλικιών στον ίδιο γαλαξία «στιγμιότυπα» «στιγμιότυπα» (κινδυνος να βλέπεις κυρίως (κινδυνος να βλέπεις κυρίως εξωτικά αντικείμενα) εξωτικά αντικείμενα) χρειάζεται η σχέση z – t (ΜΟΝΤΕΛΟ) χρειάζεται η σχέση z – t (ΜΟΝΤΕΛΟ) στατιστικές πληροφορίες για στατιστικές πληροφορίες για εξέλιξη μορφολογίας/μεγέθους εξέλιξη μορφολογίας/μεγέθους λεπτομερής ιστορία αστρικής λεπτομερής ιστορία αστρικής δημιουργίας συγκεκριμένων κοντινών δημιουργίας συγκεκριμένων κοντινών γαλαξιών διαφορετικών σημερινών γαλαξιών διαφορετικών σημερινών μεγεθών και μορφολογιών μεγεθών και μορφολογιών το t γνωστό (από αστρική εξέλιξη) το t γνωστό (από αστρική εξέλιξη) ελάχιστη πληροφορία για μορφολογικη ελάχιστη πληροφορία για μορφολογικη εξέλιξη και εέλιξη μεγέθους εξέλιξη και εέλιξη μεγέθους

Ο θησαυρός του Τοπικού Συστήματος: M33 M31 Milky Way Μάζες: 10 εκατ. μέχρι τρισεκατομ. Ηλιακές μάζες Σπειροειδείς

LMC SMC NGC 6822 Οι περισσότεροι Irrs είναι πλούσιοι σε αέριο Οι περισσότεροι Irrs είναι πλούσιοι σε αέριο Οι περισσότεροι Irrsέχουν υψηλούς ρυθμούς τρέχουσας αστρικής δημιουργίας Οι περισσότεροι Irrs έχουν υψηλούς ρυθμούς τρέχουσας αστρικής δημιουργίας  Οι περισσότεροι νάνοι Irrs είναι σχετικά μακριά από μεγάλους γαλαξίες IC 5152 Ακανόνιστοι

Νάνος σφαιροειδής Leo I Νάνος ελλειπτικός (με πυρήνα) NGC 205 Είναι τα μικρότερα σε μάζα μάλη του ΤΣ (5 τάξεις μεγέθους μικρότερη μάζα από τον Γαλαξία μας) Είναι τα μικρότερα σε μάζα μάλη του ΤΣ (5 τάξεις μεγέθους μικρότερη μάζα από τον Γαλαξία μας) Οι περισσότεροι γαλαξίες του ΤΣ ανήκουν σε αυτή την κατηγορία Οι περισσότεροι γαλαξίες του ΤΣ ανήκουν σε αυτή την κατηγορία Οι περισσότεροιείναι κοντά στους μεγάλους σπειροειδείς Οι περισσότεροι είναι κοντά στους μεγάλους σπειροειδείς Οι περισσότεροι δεν έχουν σχεδόν καθόλου αέριο Οι περισσότεροι δεν έχουν σχεδόν καθόλου αέριο Υπάρχουν ενδείξεις ότι έχουν σημαντική άλω σκοτεινής ύλης Υπάρχουν ενδείξεις ότι έχουν σημαντική άλω σκοτεινής ύλης Είναι τα μικρότερα σε μάζα μάλη του ΤΣ (5 τάξεις μεγέθους μικρότερη μάζα από τον Γαλαξία μας) Είναι τα μικρότερα σε μάζα μάλη του ΤΣ (5 τάξεις μεγέθους μικρότερη μάζα από τον Γαλαξία μας) Οι περισσότεροι γαλαξίες του ΤΣ ανήκουν σε αυτή την κατηγορία Οι περισσότεροι γαλαξίες του ΤΣ ανήκουν σε αυτή την κατηγορία Οι περισσότεροιείναι κοντά στους μεγάλους σπειροειδείς Οι περισσότεροι είναι κοντά στους μεγάλους σπειροειδείς Οι περισσότεροι δεν έχουν σχεδόν καθόλου αέριο Οι περισσότεροι δεν έχουν σχεδόν καθόλου αέριο Υπάρχουν ενδείξεις ότι έχουν σημαντική άλω σκοτεινής ύλης Υπάρχουν ενδείξεις ότι έχουν σημαντική άλω σκοτεινής ύλης Νάνοι ελλειπτικοί

Ο ακανόνιστος νάνος γαλαξίας Sagittarius: ένα παράδειγμα γαλαξιακού «κανιβαλισμού»  Ο πλησιέστερος γαλαξίας νάνος στον Γαλαξία μας (16 kpc)  Παλιρροϊκή παραμόρφωση– συγχώνευση με τον Γαλαξία μας  Το ότι έχει επιβιώσει μέχρι τώρα υποδεικνύει ότι η άλως σκοτεινής ύλης δεν είναι κεντρικά συγκεντρωμένη αλλά εμφανίζει μια μάλλον ύλης δεν είναι κεντρικά συγκεντρωμένη αλλά εμφανίζει μια μάλλον επίπεδη κατανομή επίπεδη κατανομή  Ο πλησιέστερος γαλαξίας νάνος στον Γαλαξία μας (16 kpc)  Παλιρροϊκή παραμόρφωση– συγχώνευση με τον Γαλαξία μας  Το ότι έχει επιβιώσει μέχρι τώρα υποδεικνύει ότι η άλως σκοτεινής ύλης δεν είναι κεντρικά συγκεντρωμένη αλλά εμφανίζει μια μάλλον ύλης δεν είναι κεντρικά συγκεντρωμένη αλλά εμφανίζει μια μάλλον επίπεδη κατανομή επίπεδη κατανομή

Morphological segregation in Local Group Most dwarf spheroidals/ ellipticals are located close to giant spiral Gas-loss ?

The luminosity function of the Local Group of Galaxies The Missing Dwarf Problem : too few by a factor of 10! (according to hierarchical CDM models) (according to hierarchical CDM models)

Για κάθε γαλαξία του ΤΣ θέλουμε να κατασκευάσουμε μια 3-διάστατη εικόνα που να δείχνει τον ρυθμό αστρικής δημιουργίας και τη χημική εξέλιξη συναρτήσει του χρόνου

Πως βρίσκουμε την ηλικία ενός πληθυσμού;

To διάγραμμα Hertzsprung-Russell για έναν παλαιό πληθυσμό Measure of stellar luminosity Measure of surface effective temperature MS turnoff AGE AGE Red Giant Branch Metallicity +age Metallicity +age RR-Lyrae variables Distance (+Z) Distance (+Z)

Σύνθετος πληθυσμός Initial mass function Stellar evolution theory: isochrones Assumed SFR(t) (Assumed?) Chemical evolution Synthetic color- magnitude diagram +errors

Models for different coeval populations populations Observed diagram: areas of number comparisons Final Adopted model

The effect of distance on the c-m diagram

Τα απλούστερα συστήματα: Ιστορία Αστρικής δημιουργίας στο νάνο ελλειπτικό Leo I Adopted model color- magnitude diagram Observed Color magnitude diagram SFR(t)

Carina Τι προκάλεσε αυτά τα επεισόδια? Τι προκάλεσε αυτά τα επεισόδια? Age (Gyr) Burst strength

Εξέλιξη 15 νάνων ελλειπτικών γαλαξιών του ΤΣ X-axis: t(Gyr) Y-Axis: SFR Z-Axis: [Fe/H]

X-axis: t(Gyr) Y-Axis: SFR Z-Axis: [Fe/H] Distances from LG barycenter Εξέλιξη 15 νάνων ακανόνιστων γαλαξιών του ΤΣ

Αλληλεπιδράσεις στο ΤΣ Διχασμός χωρικής κατανομής Διχασμός χωρικής κατανομής ακανόνιστων και ελλειπτικών ακανόνιστων και ελλειπτικών ουρές και «γέφυρες» ουρές και «γέφυρες» - Magellanic System - Magellanic System - Saggitarius - Saggitarius - Carina dsph - Carina dsph 1+ συγχώνευση: Sagittarius 1+ συγχώνευση: Sagittarius Διχασμός χωρικής κατανομής Διχασμός χωρικής κατανομής ακανόνιστων και ελλειπτικών ακανόνιστων και ελλειπτικών ουρές και «γέφυρες» ουρές και «γέφυρες» - Magellanic System - Magellanic System - Saggitarius - Saggitarius - Carina dsph - Carina dsph 1+ συγχώνευση: Sagittarius 1+ συγχώνευση: Sagittarius

Σκοτεινή ύλη (ΣΥ) στους γαλαξίες του ΤΣ Είδος ΣΥ M/L Παρατηρήσεις ( M o / L o ) ( M o / L o ) Δίσκοι σπειροειδών 1-3 HI καμπύλες περιστροφής Κεντρικά σφαιροειδή κινηματική αστέρων σπειροειδών ‘Αλως σπειροειδών >20 κινηματική αστέρων (+microlensing) (+microlensing) Νάνοι ελλειπτικοί 1-80 (?) κινηματική αστέρων επιβίωση Sgr επιβίωση Sgr Συμπαγή HVC 10-50(?) HI καμπύλες περιστροφής

SFR(t): μεγάλες διαφοροποιήσεις για τους διάφορους γαλαξίες του ΤΣ Stochasticity of SF in low mass galaxies (no central control) Stochasticity of SF in low mass galaxies (no central control) highly variable SFR highly variable SFR changes in gas content which can result from: changes in gas content which can result from: mass (and metal) loss via galactic winds mass (and metal) loss via galactic winds gas accretion or gas loss via galactic interactions gas accretion or gas loss via galactic interactions gas infall from outer regions of galaxy gas infall from outer regions of galaxy changes in internal dynamics (due to interactions, Bar formation) - mergers changes in internal dynamics (due to interactions, Bar formation) - mergers The problem of unknown orbits The problem of unknown orbits UV radiation from giant spiral can delay cooling and SF in close-by dwarf UV radiation from giant spiral can delay cooling and SF in close-by dwarf role of dark matter halos in modifying SF activity (helping retain escaping gas?) role of dark matter halos in modifying SF activity (helping retain escaping gas?) Possible factors

Galactic Chemical evolution: A function of galactic mass Total visible mass seems to be the decisive parameter that determines the overall chemical evolution of a galaxy

Epoch of highest Star Formation Rate: A function of galactic mass? Or of Environment? Total visible mass is an important parameter that determines the general characteristics of the Star Formation History of a galaxy!!

Συμπεράσματα Τι δεν ξερουμε Τι δεν ξερουμε Τι είναι η (υποθετική) σκοτεινή ύλη Τι είναι η (υποθετική) σκοτεινή ύλη (κάποια) μαζικά άστρα σχηματίστηκαν πρώτα, ή, οι γαλαξίες προηγήθηκαν; (κάποια) μαζικά άστρα σχηματίστηκαν πρώτα, ή, οι γαλαξίες προηγήθηκαν; (Υπερμαζικές) Μαύρες τρύπες πρώτα, ή, γαλαξίες πρώτα; (Υπερμαζικές) Μαύρες τρύπες πρώτα, ή, γαλαξίες πρώτα; Έχει καν έννοια να ξεχωρίζουμε τις έννοιες «δημιουργία» και «εξέλιξη» ενός γαλαξία???? Έχει καν έννοια να ξεχωρίζουμε τις έννοιες «δημιουργία» και «εξέλιξη» ενός γαλαξία???? Τι ξέρουμε Τι ξέρουμε Οι αρχικές ελάχιστες διαφοροποιήσεις στο CMB εξασφάλισαν την Οι αρχικές ελάχιστες διαφοροποιήσεις στο CMB εξασφάλισαν την ύπαρξη των σημερινών δομών στο σύμπαν ύπαρξη των σημερινών δομών στο σύμπαν Οι μάζες των υπερμαζικών μαύρων τρυπών συσχετίζονται με την μάζα Οι μάζες των υπερμαζικών μαύρων τρυπών συσχετίζονται με την μάζα του φιλοξενούντος σφαιροειδούς του φιλοξενούντος σφαιροειδούς Οι αλληλεπιδράσεις μεταξύ γαλαξιών έπαιξαν καθοριστικό και Οι αλληλεπιδράσεις μεταξύ γαλαξιών έπαιξαν καθοριστικό και εξακολουθούν να παίζουν σημαντικό ρόλο στην σημερινή μορφολογία εξακολουθούν να παίζουν σημαντικό ρόλο στην σημερινή μορφολογία και εξέλιξή τους και εξέλιξή τους Το «ιστορικό» ενός συγκεκριμένου γαλαξία είναι μια μίξη Το «ιστορικό» ενός συγκεκριμένου γαλαξία είναι μια μίξη περιβαλλοντικών παραγόντων και αρχικών συνθηκών περιβαλλοντικών παραγόντων και αρχικών συνθηκών