Ο Γαλαξίας μας - ι Συστήματα συντεταγμένων Μέτρηση αποστάσεων Συνάρτηση λαμπρότητας στη γειτονιά του ήλιου Συνάρτηση μάζας – Αρχική συνάρτηση μάζας Καθορισμός πραμέτρων που περιγράφουν τον γαλαξιακό δίσκο Δευτέρα 5/11/2012

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 (08/2013) 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

The slope in the ultraviolet varies from region to region, and from galaxy to galaxy.

(a) [Fe/H] = -0.07 (b) [Fe/H] = -0.69 Μέτρηση του reddening από καμπύλες φωτός μεταβλητών τύπου RR Lyrae (a) [Fe/H] = -0.07 (b) [Fe/H] = -0.69 RRL have common color at min light

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

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 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 εκθατικά 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

Εργασίες- Ασκήσεις Θέμα συζήτησης: Μελέτη (από όλους) και αναλυτική παρουσίαση για την Παρασκευή 9/11/12 (20 min) της εργασίας των Michael Aumer & James J. Binney, 2009, MNRAS, για την μελέτη της ιστορίας αστρικής δημιουργίας στη ηλιακή γειτονιά με βάση τα δεδομένα από τον δορυφόρο Ίππαρχο.

Πα 9/11 1-3 Τρ 13/11 1-3 Τε 14/11 Πολυχρονη Πα 16/11 1-3 (?)