Μελετήσαμε την πληθυσμιακή σύσταση της γειτονιάς του ήλιου, καθώς και τα εργαλεία που χρειάζονται στη μελέτη αυτήΜελετήσαμε την πληθυσμιακή σύσταση της.

Παρουσίαση με θέμα: "Μελετήσαμε την πληθυσμιακή σύσταση της γειτονιάς του ήλιου, καθώς και τα εργαλεία που χρειάζονται στη μελέτη αυτήΜελετήσαμε την πληθυσμιακή σύσταση της."— Μεταγράφημα παρουσίασης:

1 Μελετήσαμε την πληθυσμιακή σύσταση της γειτονιάς του ήλιου, καθώς και τα εργαλεία που χρειάζονται στη μελέτη αυτήΜελετήσαμε την πληθυσμιακή σύσταση της γειτονιάς του ήλιου, καθώς και τα εργαλεία που χρειάζονται στη μελέτη αυτή Συνεχίζουμε με τις βασικές δομές του ΓαλαξίαΣυνεχίζουμε με τις βασικές δομές του Γαλαξία –Δίσκος – κατανομή άστρων – πληθυσμός –Κεντρικό σφαιροειδές –Άλως Ο Γαλαξίας μας - IIΙ Τρίτη 20/11/2012

2 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

3 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

4 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 σ i τόσο «φαρδύτερη» η κατανομή στοχαστικών κινήσεων όπου η συνολική αριθμητική πυκνότητα αστέρων του πληθυσμού

5 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

6 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 ~10 7 yr [O/H] –Εκρήξεις SN τύπου Ιa – διπλά συστήματα με λευκό νάνο – παραγωγή στοιχείων της ομάδας του Fe - Πληθυσμοί ~10 9 yr [Fe/H]

7 Generally, there are several main groups of elements observed in metal-poor stars, with each group having a common, main production mechanism; 1) a-elements (e.g. Mg, Ca, Ti) are produced through a-capture during various burning stages of late stellar evolution, before and during SN explosions. These yields appear very robust with respect to parameters such as mass and explosion energy 2) Fe-peak elements (23<Z < 30) are synthesized in a host of different nucleosynthesis processes before and during SN explosions such as radioactive decay of heavier nuclei or direct synthesis in explosive burning stages, neutron-capture onto lower-mass Fe-peak elements during helium and later burning stages and a-rich freeze-out processes. Their yields also depend on the explosion energy; 3) Light and heavy neutron capture elements (Z > 38) are either produced in the slow (s-) process occurring in thermally pulsing AGB stars (and then transferred to binary companions or deposited into the ISM through stellar winds) or in the rapid (r-) process most likely occurring in core- collapse SN explosions. For more details on SN nucleosynthesis see e.g.,Woosley & Weaver (1995). The a-element abundances in metal-poor halo stars with [Fe/H] < −1.5 are enhanced by ~ 0.4 dex with respect to Fe as seen in Figure 4. This reflects a typical core-collapse SN signature because at later times (in chemical space at about [Fe/H] ~ −1.5) the onset of SN Ia provides a significant contribution to the overall Galactic Fe inventory. As a consequence, the [a/Fe] ratio decreases down to the solar value at [Fe/H] = 0.0.

8 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)

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

10 2012, MNRAS, 426, 690

11 Mass-to-light ratio Η συνολική μάζα αστέρων στον λεπτό δίσκο είναι ~6Χ10 10 M סּ + η συνολική μάζα αερίου και σκόνης ~0.5Χ10 10 M סּ Η συνολική λαμπρότητα αστέρων του λεπτού δίσκου (ολοκληρώνοντας την αντίστοιχη συνάρτηση λαμπρότητας) είναι L B ~1.8Χ10 10 L סּ Ο λόγος μάζας – λαμπρότητας για τον λεπτό δίσκο είναι: Συνολική μάζα ~3Χ10 9 M סּ, λαμπρότητα L B ~2Χ10 8 L סּ 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 δυνσμικής εξέλιξης του γαλαξία Λεπτός δίσκος Παχύς δίσκος 15

12 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 H 2 ) (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)

13

14 HI 21cm Σκόνη εκπομπή mid-IR H 2 (μέσω CO) Σκόνη απορρόφηση - οπτικό

15 Συμπεράσματα για τη σκόνη και το αέριο Έντονη συγκέντρωση στο γαλαξιακό επίπεδο Βρίσκονται κυρίως στις σπείρες H 2 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< R 0 (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)≈4Χ10 9 M סּ and M(H 2 )≈10 9 M 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) ~ 0.04M סּ /pc 3.

16

17 Scientific American 2003

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

19 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 R e

20 O αστρικός πληθυσμός του Bulge Μεταλλικότητα -1<[Fe/H]<+1, μέση τιμή ~0.3dex (διπλάσια της ηλιακής) Κυρίως παλαιός πληθυσμός ? (RR-Lyraes) 10 8 M סּ μοριακό αέριο Συνολική αστρική μάζα Συνολική φωτεινότητα Mass-to-light ratio (παρόμοιο με του λεπτού δίσκου)

21 2010

22 Kunder et al. 2011 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

23 Η γαλαξιακή άλως The visible halo of our Galaxy consists of about 150 globular clusters and field stars with a high velocity component perpendicular to the Galactic plane. The old globular clusters with [Fe/H] < −0.8 have an approximately spherical distribution around the Galactic center. Most globular clusters are at a distance of r <35 kpc (with r =√R 2 +z 2 ) from the Galactic center, but some are also found at r > 60 kpc. At these distances it is hard to judge whether these objects are part of the Galaxy or whether they have been captured from a neighboring galaxy, such as the Magellanic Clouds. Also, field stars have been found at distances out to r ~ 50 kpc, which is the reason why one assumes a characteristic value of r halo ~50 kpc for the extent of the visible halo Η κατανομή αριθμητικής πυκνότητας μπορεί να περιγραφεί από Ή με τον νόμο de Vaucouleurs, με

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

25 Εργασίες για Παρασκευή Brook et al. 2012 Navarro et al. 2011 (στο eclass)