globaalfüüsika - kosmos

Globaalfüüsika - Kosmos

Mirt Gramann

Tartu Observatoorium

Programm

1. Päikesesüsteem

2. Tähed

3. Meie Galaktika

4. Galaktikad

5. Kosmoloogia

6. Universumi tekkimine ja arenemine

Meie Galaktika

Galaktika spiraalstrukuur

Maailmapildi muutus 1920. aastatel

Alles vähem kui sada aastat tagasi arvati, et - Päike on maailma keskpunkt - Meie Galaktika omadusi samastati kogu maailma omadustega

1918 – H. Shapley – kerasparvede jaotus –> Päike ei ole maailma tsentris – Galaktika mõõtmed - 30 kpc 1920 – Shapley – Curtis - Great Debate – udukogude olemus 1925 – Hubble – Andromeda kaugus – peale meie Galaktika on

veel tuhandeid teisi. Maailm osutus miljoneid korda suuremaks kui varem meie Galaktika mõõtmeid arvestades arvati.

4. Galaktikad

4.1 Galaktikate omadused

4.2 Aktiivsed galaktikad

4.3 Galaktikate kaugused

4.4 Galaktikate ruumjaotus

4.5 Väga kauged galaktikad

Coma parv – 100 Mpc kaugusel

4.1 Galaktikate omadused

1. Morfoloogia

2. Heledus - nõrgad vs heledad

3. Värvus - punased vs sinised

Elliptilised punasemad ja spiraalid sinisemad

4. Gaasi sisaldus – gaasi rikkad vs gaasi vaened

5. Tähetekke kiirus - vaikne vs tähetekke pursked

6. Tuumade aktiivsus – normaalne vs aktiivne

Galaktikate morfoloogia

Neli põhilist tüüpi:

Spiraalsed

Varbspiraalsed

Kokku: 70%

Elliptilised - 22 %

Irregulaarsed - 8%

Hubble - 1924

Spiraalsed galaktikad - S

• Tsentraalne mõhn koos keskel oleva tiheda tuumaga• Ulatuslik halo nõrkadest ja vanadest tähtedest• Lame ketas koos spiraalharudega

Jagatud alamklassideks Sa, Sb, Sc – vastavalt

tsentraalse mõhna suurusele ja spiraalide keerdumisele

Spiraalgalaktikad

Sombrero galaktika

Varbspiraalsed galaktikad - Sb

Põhijoontes sarnased tavaliste spiraalidega.

Erinevus – tuuma ja spiraale ühendava sirge varda

olemasolu, mis sisaldab nii tähti kui ka gaasi ja tolmu.

Varbspiraalsed galaktikad

Elliptilised galaktikad - E

Puuduvad spiraalharud ja üldiselt ka ketas

Jagatud alamklassideks E0, E1, .., E7,

vastavalt elliptilisusele

Puudub külm gaas ja tolm.

Ulatuslik kuumast (~ 106 K) gaasist koosnev halo.

Elliptilised galaktikad

Elliptilised galaktikad - E

Väga erinevate mõõtmete ja tähtede arvuga.

Hiidelliptilised (giant ellipticals) - ~ 200 kpc,

1012 tähte

Kääbuselliptilised - ~ 1kpc, 106 tähte

Kääbuseid oluliselt rohkem: 10: 1

Lentikulaarsed galaktikad – S0

Vahepealsed E7 elliptiliste ja Sa spiraalsete

vahel. Neil on ketas ja mõhn, kuid ei ole

gaasi ja spiraalharusid.

Lentikulaarsed galaktikad

Irregulaarsed galaktikad

Palju tähtedevahelist ainet ja noori tähti, kuid

puudub regulaarne struktuur.

~ 109 tähte

Väiksemad – kääbusirregulaarsed

Magalhaesi pilved - kaugus ~ 50 kpc

Erinevat tüüpi galaktikate omadused

Galaktikate spektrid

Tähtede spektrid

Bimodaalsus galaktikate värvide jaotuses

Mõõtmed ja heledused elliptilistel galaktikatel

Mõõtmed ja heledused spiraalgalaktikatel

Morfoloogia-tiheduse seos

4.2 Aktiivsed galaktikadOluline osa (>40%) väga heledatest galaktikateston nn aktiivsed galaktikad 1. Spektrid erinevad – enamik kiirgusest ei tule tähtedelt2. Heledused võivad olla väga suuredAktiivsus seotud galaktika tuumaga. Selliseid süsteeme

nimetatakse ka aktiivseteks galaktika tuumadeks (AGN). 1. Seyfert galaktikad –> kiire ajas muutuvus, suur osa

kiirgust IR ja raadio piirkonnas2. Raadio galaktikad -> suur osa kiirgust raadio lainetel3. Kvasarid – tähesarnased objektid, kuid hästi kaugel ja

väga heledad.

Seyfert galaktika

Raadiogalaktika

Kvasar

Aktiivse galaktika tuum

4.3 Galaktikate kaugused

Standardküünlad

Astronoomilised objektid, mille heledus L

on teada (nt. heleduskõvera järgi)

Võrreldes näiva heledusega saame leida kauguse

Väga heledad objektid.

Näiteks: esimest tüüpi supernoovad.

Tully – Fisher relation

Seos spiraalgalaktikate pöörlemiskiiruse ja

heleduse vahel.

Saame leida galaktika heleduse tema

pöörlemiskiiruse järgi.

Võrreldes näiva heledusega saame leida kauguse.

Galaktika pöörlemine

21-cm joon

Universumi paisumine

Hubble seadus: v = H0D

H0 = 70 km/s/ Mpc

4.4 Galaktikate ruumjaotus

• Grupid ja parved – R ~ 1-3 Mpc

• Galaktikate superparved – R ~10 – 300 Mpc

4.5 Väga kauged galaktikad

Väga kaugete galaktikate uurimine - HST

How far out in the universe, we are able to observe galaxies?

We use redshift (z = (obsemem) as a flag for distance.

(If z << 1, r = cz /H0 ~ 4000 z Mpc; z = 0.005 -> 20 Mpc) 1950 – galaxies at z ~ 0.1; 1960 – radio galaxy 2C295, z = 0.46Quasars: 1965 - z ~ 2 (3C9); 1973 - z ~ 3.7 ; 1987 - z ~41988 – galaxy z ~ 3.3 and after HST (HDF) 1995 – z ~ 5 2005 - first z ~ 6 quasars and galaxies identified2010 – galaxies at z ~ 10 - 20

CMB – z ~ 1100 (epoch of recombination)

‘Lyman-break’ tehnika kasutamine kaugete galaktikate otsimiseks

obs = (1+z) rest rest< 1216 A toimub neeldumineja

U 3600B 4400V 5400 i 7750z 8500

Nt. (1+6) x 1216 = 8512

Viimasel ajal on lisandunud väga palju andmeid galaktikate erinevate omaduste evolutsiooni kohta:

- morfoloogia- tähetekkekiirus- heledused- värvid- mõõtmed

Star formation history

Erinevat tüüpi galaktikate panus SFR tihedusse