globaalfüüsika - kosmos
DESCRIPTION
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. - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
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