Föreläsning 10/5 Galaxer Ulf Torkelsson 1 Hubbles

Föreläsning 10/5
Galaxer
Ulf Torkelsson
1
Hubbles klassifikationsschema
Hubbles klassifikationsschema delar upp galaxerna i två huvudgrupper, elliptiska galaxer och spiralgalaxer. Spiralgalaxerna kan i sin tur delas upp i vanliga spiralgalaxer och stavspiraler.
På himlen har de elliptiska galaxerna formen av en ellips. De betecknas med bokstave E följt
av en siffra 0 till 7, där en E0 galax är cirkulär och en E7 galax är den mest tillplattade. Siffran
beräknas med formeln
a−b
10
,
(1)
a
där a är ellipsens storaxel och b är dess lillaxel. Ytljusstyrkan hos en elliptisk galax varierar med
avståndet r från galaxens centrum som
" #
1/4
r
I
= −3.33
−1 .
(2)
log
Ie
re
En likartad typ av galaxer är cD-galaxerna som är större än vanliga elliptiska galaxer och har
stora diffusa skal. cD-galaxerna har diametrar på ungefär 1 Mpc. Man tror att de har uppkommit
genom att en vanlig elliptisk galax har tillväxt i storlek genom att sluka de omgivande galaxerna.
Elliptiska galaxer är i allmänhet typiska population II-objekt. De består av gamla stjärnor som
rör sig huller om buller, och innehåller väldigt lite gas. Det tycks som om praktiskt taget alla
stjärnorna i galaxen bildades på en gång i galaxens ungdom.
Spiralgalaxerna kan uppdelas i vanliga spiralgalaxer (S) och stavspiraler (SB). Spiralgalaxerna
består av en central bula, som liknar en elliptisk galax, och en omgivande skiva som innehåller
spiralarmar. I de vanliga spiralgalaxerna utgår armarna direkt från bulan, medan i stavspiralerna
så utgår armarna från en stav. Spiralgalaxerna (stavspiralerna) indelas i undergrupperna Sa, Sb,
Sc (SBa, SBb, SBc). I Sa-galaxerna är den centrala bulan stor, och spiralarmarna är så tätt
lindade att de knappt går att urskilja, medan i Sc så är den centrala bulan liten, och armarna är
löst lindade. Ytljusstyrkan i en spiralgalax varierar som I(r) = I0 e−αr . Precis som Vintergatan
består andra spiralgalaxer av både population I (i skivan och spiralarmarna) och population II i
bulgen och halon. Mängden gas i en spiralgalax ökar successivt från Sa till Sc.
En möjlig förklaring till att det finns både stavspiraler och vanliga spiralgalaxer är att galaxskivan i sig själv är instabil och spontant kan bilda en stav. En tung halo gör dock att galaxskivan
blir stabil, såskillnaden mellan stavspiraler och vanliga spiralgalaxer skulle kunna vara att bara de
vanliga spiralgalaxerna har omfattande halos.
Linsformade galaxer. I gränsen mellan elliptiska galaxer och spiralgalaxer så rymmer Hubblesystemet S0-galaxerna, vilka man också kallar för linsformade galaxer. I likhet med spiralgalaxerna
har de en central bula och en omgivande skiva, men det finns inga spiralarmar i skivan. I likhet med
de elliptiska galaxerna tycks de sakna gas och stoft, som bygger upp spiralarmarna i spiralgalaxerna.
Inte heller tycks det pågå någon stjärnbildning i de linsformade galaxerna.
Sedan finns det oregelbundna galaxer, som inte passar in i det vanliga schemat. De oregelbundna
galaxerna är oftast förhållandevis små. Irr I består av unga stjärnor, inklusive OB-stjärnor, och
stora mängder gas och stoft, inklusive H II-regioner. Det finns också elliptiska dvärggalaxer. Till
skillnad från storleken skiljer de sig också från de vanliga elliptiska galaxerna genom att de saknar
ljusa centra.
En del galaxer passar inte in i klassifikationsschemat genom att de har blivit kraftigt deformerade när ett par galaxer har kolliderat. Sådana kollisioner tycks också kunna utlösa omfattande
utbrott av stjärnbildning i galaxerna.
1
2
Galaxernas egenskaper
Galaxerna kan ha en stor spridning i ljusstyrka. Detta gäller speciellt för de elliptiska galaxerna
vars luminositeter sträcker sig från 3 × 105 till 1011 L . Spiralgalaxer och oregelbundna galaxer har
en mindre spridning med luminositeter mellan 108 och 2 × 1010 L för spiralgalaxer och från 107
till 109 L för oregelbundna galaxer. Galaxernas storlekar varierar på ett liknande sätt. Elliptiska
galaxer har diametrar mellan 1 och 200 kpc. Spiralgalaxerna ligger mellan 5 och 50 kpc, medan
de oregelbundna galaxerna är betydligt mindre, 1 till 10 kpc.
Man måste vara något försiktig när man bestämmer galaxens luminositet och korrigera för
absorption i både vår egen galax och i galaxen man skall studera. I vår galax beror absorptionen
på den galaktiska latituden, vinkeln mot Vintergatans plan. Nära Vintergatans plan är absorptionen stor. Elliptiska galaxer innehåller knappt något stoft, så man behöver inte korrigera för deras
egenabsorption, men spiralgalaxer innehåller stora mängder stoft, så då måste man även korrigera
för absorptionen i galaxen man studerar.
Typiskt sett så är de elliptiska galaxerna betydligt rödare än spiralgalaxerna, men både i de
elliptiska galaxerna och spiralgalaxerna ser man hur färgen varierar mellan olika delar av galaxen.
De elliptiska galaxerna blir rödare ju närmare centrum man kommer. Detta beror på att metallhalten växer in mot centrum. I spiralgalaxerna ser man samma trend i både halon/bulan och i
skivan var för sig.
Galaxernas spektra visar liknande trender. De elliptiska galaxerna har spektra typiska för
gamla population I-stjärnor som solen, det vill säga med absorptionslinjer såsom Ca II H och K,
G-bandet och Mg I. Spiralgalaxerna å andra sidan visar emissionslinjer av väte och förbjudna
syrelinjer. Ju mer stjärnor som håller på att bildas i galaxen desto starkare är dessa linjer.
Vi kan nu säga en del om galaxernas sammansättning. De elliptiska galaxerna har mycket
små mängder gas, medan gasmängden är större i spiralgalaxerna och växer från Sa till Sc och
vidare till Irr I. De elliptiska galaxerna och bulorna i spiralgalaxerna tycks till stor del bestå av
gamla population I-stjärnor, medan skivorna med sina armar tycks bestå av gas och unga stjärnor,
vilket också Irr I-galaxerna består av.
3
Galaxerna observerade vid andra våglängder
Om man observerar galaxer i radio ser man strålningen från neutralt väte och synkrotronstrålning
från relativistiska elektroner. I och med att de elliptiska galaxerna innehåller så lite gas är det i
första hand spiralgalaxer och oregelbundna galaxer som man ser. I Sc-galaxer och i oregelbundna
galaxer har man observerat att vätgasen kan sträcka sig långt utanför den synliga galaxskivan.
I infrarött ser man strålning från varmt stoft, vilket också är material som i första hand
förekommer i spiralgalaxer och oregelbundna galaxer. Man har funnit en direkt korrelation mellan
den infraröda strålningen och synkrotronstrålningen i galaxerna.
Galaxer sänder också ut röntgenstrålning. Denna strålning kan dels röra sig om den samlade
röntgenstrålningen från röntgendubbelstjärnor i galaxen, men det kan också röra sig om het gas i
galaxen.
4
Galaxernas massor
Ett enkelt sätt att uppskatta en galax massa är att titta på dess luminositet, och ur den räkna ut
galaxens massa, förutsatt att vi vet hur tunga de stjärnor är som producerar strålningen. Om vi
antar att strålningen i genomsnitt skapas av sollika stjärnor får vi till exempel att Vintergatan bör
väga 1011 M .
Under antagande om att galaxerna befinner sig i jämvikt kan man också bestämma galaxernas
massor genom att titta på hastigheterna för de stjärnor som finns i galaxen. I spiralgalaxer kan
man helt enkelt anta att stjärnorna roterar på keplerska banor kring galaxens centrum. I elliptiska galaxer är det lite krångligare eftersom galaxen inte har en bestämd rotationsriktning utan
stjärnorna rör sig huller om buller. Man kan då använda sig av virialteoremet som säger att för
2
ett system i jämvikt är
2 hKi = − hU i ,
(3)
där K är den kinetiska energin och U är den potentiella energin. För en galax ger detta
2
GM
v = 0.4
,
rh
(4)
där rh är den radie som innesluter halva galaxens massa. Om man beräknar massan för en galax
på detta viset ser man att galaxens mass-luminositetsförhållande blir M/L = 5 − 30M /L , vilket
skulle kunna antyda att vårt tidigare antagande om att galaxerna i första hand består av sollika
stjärnor är fel, utan de består istället främst av mindre och ljussvagare stjärnor. Problemet är dock
mer komplext, eftersom M/L växer då vi tar med hastighetsmätningar som är gjorda längre bort
från galaxens centrum. Detta antyder att de yttre delarna av galaxerna består av mörka objekt
av okänd natur, så kallad mörk materia.
5
Galaxernas kärnor
De ljusaste delarna av galaxerna är vanligen deras kärnor. I många fall är dessa mer aktiva än
övriga delar av galaxen. Det kan till exempel pågå en snabb stjärnbildning här. I flera fall har
man också sett hur stjärnorna rör sig oväntat snabbt i galaxernas innersta del (∼ 1 pc). Dessa
rörelser har man tolkat som resultatet av en tung massa (106 − 108 M ), som inte motsvaras av
några stjärnor, i galaxens centrum. Det enda sättet på vilket man kan dölja så mycket materia är
genom att stoppa in den i ett svart hål.
Under senare år har man kunnat väga dessa svarta hål med hygglig precision. Det har då visat
sig att det svarta hålets massa är proportionellt mot galaxens massa om galaxen är en elliptisk
galax. För spiralgalaxer är sambandet mer komplicerat. Det visar sig nämligen att det svarta
hålets massa inte alls beror på galaxskivans massa, men är proportionell mot bulgens massa. Vi
har ännu inte någon god teoretisk förklaring till det här sambandet mellan galaxens massa och
massan på dess svarta hål.
I en del galaxer, så kallade aktiva galaxer är galaxkärnan exceptionellt ljusstark, och sänder
ut stora mängder strålning över ett brett våglängdsintervall. Detta spektrum kan inte förklaras
med normala processer som stjärnor, utan man tror att strålningen kommer från stora mängder
gas som faller ner i det centrala svarta hålet.
6
Kollisioner mellan galaxer
Det typiska avståndet mellan två stora galaxer i en galaxhop är ungefär tio till tjugo galaxdiametrar. Det betyder att galaxerna ligger tillräckligt tätt för att de skall kunna kollidera emellanåt.
Även om två galaxer skulle frontalkollidera med varandra, så är avstånden mellan stjärnorna
så stora att de enskilda stjärnorna aldrig kommer att kollidera med varandra. Däremot kan mycket väl gasen i de båda galaxerna komma att kollidera med varandra.
Effekterna kan dock bli dramatiska även om galaxerna inte frontalkollidera. De tidvattenskrafter med vilka galaxerna påverkar varandra kan slita ut stjärnor och gas ur galaxerna och
skapa tillfälliga spiralarmar. Gasen komprimeras i de chockvågor som uppstår, och en dramatisk
stjärnbildning kan starta. Förmodligen är den här typen av nära möten en viktig förklaring till
varför starbursts, episoder av dramatisk stjärnbildning, uppstår i galaxer. Man har också sett att
det är vanligt med aktiva galaxkärnor i galaxer som nyligen har upplevt ett nära möte med en annan galax. En tänkbar förklaring är att gasen bromsas in av tidvattenskrafterna och chockvågorna,
och börjar falla in mot galaxens centrum, där de faller ner mot det svarta hålet. Starbursts är
speciellt viktiga för små galaxer, som tycks kunna existera i flera miljarder år utan att det bildas speciellt många galaxer för att sedan plötsligt gå igenom en episod av snabb och omfattande
stjärnbildning. Av detta skäl så kan vi i en del dvärggalaxer se unga, ljusstarka stjärnor med låg
metallhalt, vilket vi inte kan hitta i Vintergatan.
3

Föreläsning 10/5 Galaxer Ulf Torkelsson 1 Hubbles

Related documents

Products

Support

Föreläsning 10/5 Galaxer Ulf Torkelsson 1 Hubbles

Related documents

Add this document to collection(s)

Add this document to saved

Suggest us how to improve StudyLib