Melkeveien og mørk materie

AST1010 - Melkeveien*Melkeveien og mrk materie AST1010 - Forelesning 17 Oppdagelsen av galaksene. Vr Melkevei og andre galakser. Struktur, oppbygging, aktive kjerner, spiralarmer. Mrk materie og gravitasjonslinsing.

AST1010 - Melkeveien

AST1010 - Melkeveien*


* Skisse av M51 en flott spiralgalakse.Skissen er laget av Lord Rosse.Et moderne fotografiav M51 i stjernebildetJakthundenene. Avstand til M51 er 20 million lysr (Mly).

AST1010 - Melkeveien*Den store debattenSprsml: Er spiralskyene fjerne stjerne-systemer som vr Melkevei eller tilhrer de Melkeveien?Immanuel Kant mente i 1755 at de var fjerne stjernesystemer.Offentlig debattert av Curtis og Shapley i 1920.Frst i 1924 mlte Edwin Hubble avstanden til Andromeda galaksen vr nrmeste nabo ved hjelp av Cepheider.GALAKSENE ER LANGT BORTE ET ENDRET VERDENSBILLED.


Cepheide variasjon - pulsasjon Lysstyrke (m) og Radius (R/R0) og temperatur (K). radial hastighet (km/s)


*Igjen om Cepheidene som avstandsmlereRelasjonen mellomperiode og lysstyrkefor Cepheider.

En Cepheide i aksjoni galaksen M100. Perioden er litt over30 dager.

AST1010 - Melkeveien*Supernova type Ia og avstanderCepheidene kan anvendes ut til 50 million lysr.Det er behov for mle mye strre avstander.Supernovaer av type Ia frigjr en energimengde frigjort ved fusjon av 1.4 solmasser karbon. Det betyr at alle SN Ia er tilnrmet like sterke.SN Ia kalibrert til Mmax=-19.9 fra avstander mlt ved bruk av Cepheider.Avstand bestemt fra mling av tilsynelatende magnitude og ligning for distansemodul mmax Mmax = 5 log dpc 5.


AST1010 - Melkeveien*Herschels bilde av MelkeveienMerk at for Herschel er vi i sentrum.Dette fant Herschel fra plotte stjerners posisjon i mange retninger mot lysstyrken, som han tok som en indikator p avstand.


* Melkeveiens deler: Galactic nucleus galaksens kjerne. Central bulge sentral- utbulningen. Disk galakseskiven Globular clusters kulehoper, finnes i haloen (s.d.). Spiral arms spiralarmer har navn etter stjernebilder. Halo stort kuleformet omrde som mer enn omslutter hele galaksen.

AST1010 - Melkeveien*Melkeveiens dimensjonerGalakseskivens diameter er ca. 120,000 Ly og den er 2000 Ly tykk.Sentralutbulningens diameter er 20,000 Ly og bestr av bde populasjon I og II stjerner.Spiralarmene ligger i skiven og bestr vesentlig av populasjon I (unge) stjerner.Kulehopene finnes i galaksens halo og bestr av populasjon II (gamle) stjerner, ca 160 av dem.Halo har stjerner utenom kulehopene 99% av halostjernene er frittsvevende. Melkeveien har totalt ~200 milliarder stjerner.


AST1010 - Melkeveien*Hvor i melkeveien er vi?Harlow Shapley benyttet RR Lyrae variable til mle avstanden til 69 kjente kulehoperFant at senteret for kulehopenes fordeling ikke l nr jorda, men 65,000 lysr unna (korrekt verdi 27,000 lysr).Identifiserte dette stedet med sentrum for galaksen


AST1010 - Melkeveien*Banebevegelser i galaksenBanene til halostjerner og kulehoper ligger i alle mulige baneplan. Stjerner, skyer og hoperi skiven gr i baner somvipper under og overskivens midtplan.


AST1010 - Melkeveien*Utviklingshistorie haloen Galaksen er dannet fra en roterende sky av gass som senere falt sammen til en skive i sitt eget tyngdefelt.Kulehopene og de frie halostjernene ble dannet fr skiva derfor er dette gamle stjerner med lavt metallinnhold (populasjon II).Kulehoper og halostjerner fikk baner med baneplan i alle mulige vinkler og har i tidens lp forstyrret hverandre slik at banene n er i hy grad vilkrlige.


AST1010 - Melkeveien*Utviklingshistorie galakseskivaMelkeveiens skive inneholder gass og stv nye stjerner dannes stadig.Materialet for stjernedannelse er anriket:grunnstoffer tyngre enn helium er spredt fra supernovaer og bret med stjernevind fra kjempestjerner med karbon.Spiralarmer lages vi kommer tilbake til dette.Stjerner dannes i lse assosiasjoner og i pne hoper som varer hyst noen hundre millioner r.Populasjon II stjerner krysser galakseskiven og beveger seg raskt relativt til populasjon I stjernene, som mer flger hverandre i omlpet rundt melkeveiens sentrum.


AST1010 - Melkeveien*Man har funnet halo stjerner med ekstremt lavt metall innhold


AST1010 - Melkeveien*Mye gass og stv i Melkeveiens sentralplan/skiveSkyer av stv og gas skygger for stjerner


AST1010 - Melkeveien*Kartlegging av galaksen:21 cm radiostrling fra nytralt hydrogen


AST1010 - Melkeveien*Skyer i armene skilles vha. Doppler effekten da de har forskjellig hastighet


* M83 i synlig lys. Spiralarmene markeresklart av O og B stjerner og H II omrder.M83 i 21 cm strling.Spiralarmene er merutydelige og diffuse enn i bildet over.

AST1010 - Melkeveien* Sentralomrdet i galaksen


AST1010 - Melkeveien*Sentralomrdet i strre detalj


AST1010 - Melkeveien*Galaktisk rotasjonMelkeveien roterer. Hvis ikke ville den falle sammen.Solas omlpstid rundt Melkeveiens sentrum er 225 x 106 r som gir ~1011 Msol innenfor en avstand av 26,000 lysr fra sentrum, fra Keplers 3dje lov har man a3/P2 = M(a) hvor M(a) er massen innenfor avstand a fra senteret.Fordelingen av synlig masse med avstand fra galaksens sentrum, M(a), kan finnes fra stjernetellinger og masse-lysstyrke relasjonen.


Rotasjonskurve for NGC3198


AST1010 - Melkeveien*Forelpig konklusjon p masseproblemetVr galakse inneholder store mengder masse som ikke lyser dark matter.80% av massen som gir tyngdekrefter er slik mrk materie.Bare 20% av massen finnes i form av stjerner og gass skyer.Den mrke massen strekker seg lenger ut fra Melkeveiens sentrum enn den synlig massen.Galaksens totale masse er 1012 Msol mens antallet stjerner regnes til 200 x 109.


AST1010 - Melkeveien*To typer kandidater for mrk masseBaryonsk masse: sorte hull, brune dvergstjerner, Jupiter-lignende fritt svevende planeter slike hypoteser kan sjekkes ved mikrolensing.Ikke-lysende, ikke-baryonisk masse: nytrinoer, samt diverse partikler med fantasifulle navn som WIMPs, photinos, axions etc. ingen enn pvist.


AST1010 - Melkeveien*Hva er ikke-baryonsk masse - en ordforklaringVanlig materie bygges opp av protoner og nytroner.Disse er igjen baryoner bygget opp av tre kvarker. Ikke baryonsk masse kunne best av partikler med flere enn tre kvarker.Kunne vi pvise slik masse?Kunne vi lage den i akseleratorer?


*Mikrolinsing gir en sterkkning av lysstyrken nrlinsen nr det beste fokus.Merk at det er et kortvarigfenomen, og sjeldent.Vanskelig observere. Der er neppe mange nok brune dverger eller andre sm himmelkropper til svare for massen.

* Macho1 mikrolinsingMan behver et rikt stjernefelt, for eksempelden Store Magellanske Sky som her. 1Macho Massive Compact Halo Object

AST1010 - Melkeveien*Mer om gravitasjonslinser og manglende masseVi ser generelt p: gravitasjonslinser sammenheng mikrolinsing gravitasjonslinser hvordan man med gravitasjonslinser bestemmer manglende massen i fjerne galakser og galaksehoper.


AST1010 - Melkeveien* Strlingen fra en sterkt lysende punktkilde langt ute i universet kan bli avbyd p veien til oss av massen i en galakse eller en hop av galakser


Linsen er en galaksehop multiplebilder danne bruddstykker av en ring

AST1010 - Melkeveien*Det skalte EinsteinkorsetLinsen er en svak galakse det dannes fire bilder av en bakenforliggende kvasar variasjoner pga. mikrolinsing


AST1010 - Melkeveien* Avbyingen avhenger av massen i linsen Massen til linsen mles fra radien i Einsteinringen.


Gravitasjonslinsing og mikrolinsingMikrolinsing har samme rsak som gravitasjonslinsing er en form for gravitasjonslinsing.Forskjellen ligger i massen til linsen: galakser eller galaksehoper kontra stjerner, sorte hull, brune dverger eller planeter.Mikrolinser splitter ikke opp kilden i bilder eller en ring, men lysstlene fra ulike retninger gr sammen og danner et fokalt mnster som kan sveipe over jorda nr mikrolinsen beveger seg i rommet.

AST1010 - Melkeveien*Slutt p forelesning 2Slutt p forelesning 16.Neste gang:Galakser generelt.


*P 1800 tallet og fr den tid forsto man ikke at diffuse objekter, skyer, som ble sett i verdensrommet, ofte var stjerne systemer langt borte.Det var heller ikke klart at vr egen Melkevei var en slik avgrenset sky av stjerner. Melkeveien var bare kjent som et diffust lysende bnd p himmelen som opplste seg i enorme mengder av svake stjerner nr man betraktet det med en kikkert.Det tyvende rhundre s kartleggingen av vr Melkevei som en galakse hvor stjerner og gass var organisert i en spiralstruktur. Fra omlag 1960 av ble det stadig klarere at i tillegg til den massen vi ser i lysende stjerner m Melkeveien ha en mye strre tilleggsmasse. Denne ble kalt mrk masse fordi den ikke strler. Vi aner enn ikke hva mrk masse egentlig er, selv om begrepet har vrt med oss i mer enn 30 r. Mrk masse er et av de store mysterier i moderne vitenskap.*Oppdagelsen av at mange av de tkene man s som diffuse skyer faktisk hadde spiralstruktur var et viktig trinn p veien til forstelsen av at de faktisk var andre galakser. Oppdagelsen av spiralgalaksene ble gjort av William Parsons, senere Lord Rosse, den 3dje jarl av Rosse i Irland. Han var en hy adelsmann, men han var ogs astronom, knyttet til Trinity College ved Universitetet i Dublin. Her ser vi det store teleskop han bygget i 1845. Lord Rosse var interessert i de svake tkene som Messier og Herschel hadde katalogisert. Hans teleskop hadde et speil med diameter 1.8 meter og samlet dermed nok lys fra svake galakser til at Lord Rosse kunne skjelne spiralstrukturene. *verst vises den tegningen Lord Rosse laget av spiralgalaksen M51. Med sine store instrumenter oppdaget Lord Rosse at det var vanlig at tkene hadde spiralstruktur. M51 er en av de virkelig flotte galaksene. Vi ser rett ned p skiva med spiralstrukturen. Galaksen har en flgesvenn, en satellitt, knyttet til seg.

*Er spiralskyene fjerne stjernesystemer som svarer til vr Melkevei eller er de en del av Melkeveien? Dette sprsmlet ble debattert fra disse skyene ble oppdaget. Filosofen Immanuel Kant mente i 1755 at de var fjerne stjernesystemer og han lanserte uttrykket y-universer. Dette var framsynt, men hans pstand ble ikke den gang allment akseptert av astronomene. De ville gjerne ha et litt mer hndfaste bevis enn de Kant kunne komme opp med.S sent som i 1920 hadde man derfor den store debatten p et offentlig mte i det amerikanske vitenskapsakademiet mellom Shapley og Curtis. Interessant nok var det Shapley som mente at skyene hrte til vr egen galakse. Shapley er et av de store navn i astronomiens historie og en av de store kartleggere av Melkeveiens struktur og vr sols plassering i den. Likevel tok han feil! Men debatten ble definitivt avgjort da Edwin Hubble f r senere brukte Henrietta Leavitts oppdagelse av periode-lysstyrke relasjonen for Cepheider og slo fast at spiralskyene l langt utenfor vrt melkeveisystem. Interessant nok arbeidet Leavitt p Harvard under Shapley, og Shapley hadde til og med kalibrert Leavitts metode, s hvem hadde vrt nrmere til gjre denne oppdagelsen enn nettopp han. Resultatet var i alle fall et helt endret verdensbilde,

Instabilitetsstripen hvor vi finner variable pulserende stjerner, er tegnet inn i HR diagrammet i denne figuren. Vi har tre typer instabile stjerner: RR Lyrae stjerner har forholdsvis korte perioder, mindre enn en dag. Det er stjerner som har hatt helium flash. Det vil si at deres masse er 2 solmasser eller mindre. Etter heliumflash passerer de gjennom denne delen av det instabile omrdet. Cepheidene er mye sterkere enn RR Lyrae stjernene og har perioder fra 3 til 60 dager. De har navn etter prototypen, d Cephei og er atskillig mer massive enn sola. Under brenning av helium, karbon og andre grunnstoffer vil store stjerner (kjemper og superkjemper) passere gjennom dette beltet opptil flere ganger. I disse livsfasene opptrer i de som variable stjerner. Langperiodiske variable eller Mira variable. Disse finner vi i et omrde som ligger mer mot rdt i HR diagrammet enn Cepheidene (ikke tegnet her) og de er da stjerner med kalde overflater. De er ogs noe svakere enn Cepheider, har lengre perioder for sin variasjon, 100-700 dager, og er mer irregulrt variable. Mira variable ble omtalt i forelesning 15, som stjerner som opprinnelig hadde om lag en solmasse men som n er i ferd med kaste av en planetarisk tke. Vr sol vil en gang passere gjennom et stadium som Mira variabel.Det er fysiske pulsasjoner som forrsaker intensitetsvariasjonene hos Cepheider. Her ser vi skjematisk hvordan lysstyrke (magnitude m), temperatur, radius og hastighet av overflaten varier for en Cepheide med periode om lag 5 dgn. Vi merker oss den karakteristiske formen p lysstyrkevariasjonen. En rask kning i lysstyrke blir etterfulgt av en fase hvor lysstyrken langsomt avtar.Nederst til hyre ser vi at spektrallinjene er Dopplerforskyvde med samme periode som intensitetsvariasjonene, men variasjonene i hastighet er tilnrmet i motfase til variasjonen i lysstyrke. Negative hastigheter betyr at spektrallinjene er forskjvet mot bltt, dvs. at overflaten beveger seg mot oss. Dessuten m vi huske at stjernen kan ha en radialhastighet i tillegg. Det er tilfelle her, hvor stjernen beveger seg mot oss med en fart p litt mindre enn 20 km/s. Hastighetsmlingen viser at stjerna pulserer fysisk. Radius varierer med andre ord. Denne variasjonen normalisert til en minste radius lik 1 er vist verst til hyre og er beregnet ut fra variasjonen i hastighet. Vi ser at radien kan variere med 10-15 % under pulsasjonen. Samtidig endrer temperaturen seg, noe man kan utlede fra spektralanalyse. Lysstyrkevariasjonene blir da en kombinasjon av arealvariasjonen for overflaten som gr som R2, og variasjonene i strling per flateenhet som skyldes temperaturvariasjonen og gr som T4, vist nederst til venstre. Det er temperaturvariasjonene som gir det strste bidraget til lysstyrkevariasjonene.Mekanismen som driver pulseringen kan forenklet beskrives som flger. Et stykke under overflaten p Cepheidene finner vi omrder hvor vi har ionisasjon av helium. Nr et slikt lag av delvis ionisert helium presses sammen vil heliumet bli ytterligere ionisert. Temperaturen vil ikke ke s mye idet energien gr med til ioniseringen. Men samtidig ker tettheten fordi gassen komprimeres og dette gir kt absorpsjon. Under den pflgende ekspansjon av laget vil ikke temperaturen avta s mye som ventet (i henhold til gassloven), men ionisasjonen vil n avta, og ionisasjonsenergi blir frigjort. Denne energien slipper n ut som strling siden den lavere tettheten gir mindre absorpsjon - gassen blir mer gjennomsiktig. Denne syklusen gjentas s. Mekanismen er analog med en varmemaskin, som f.eks. en dieselmotor. Denne teorien for dette har vrt godt forsttt, siden 1968. Det viser seg at der er en klar sammenheng mellom den midlere lysstyrken for en Cepheide og perioden til variasjonen. Det er slik at sterke Cepheider pulserer langsommere, alts med lenger periode, enn de mer lyssvake Cepheidene. Grunnen er at de langsomme variasjonene kommer fra de strste stjernene. Perioden for variasjonen er direkte relatert til den tiden det tar for en lydblge passere gjennom stjerna og denne tiden er lenger jo strre stjerna er.Sammenhengen mellom periode og lysstyrke er framstilt i figuren over. De to typene av Cepheider svarer til Populasjon I og II stjerner. Perioden for styrkevariasjonen er rett fram mle. Da kan vi med en gang utlede lysstyrken eller den absolutte magnituden, M. Mler vi da stjernas tilsynelatende magnitude, m, finner vi lett avstanden ved bruke formelen for avstandsmodulen, m - M = 5 log D - 5, hvor D er avstanden i parsec. Vi ser at Cepheider er lyssterke stjerner, opp til 40,000 ganger s lyssterke som sola for de sterke Type I Cepheider. S sterke stjerner kan sees i utkantene av ytre galakser ut til avstander p minst 50 millioner lysr. (Mlinger med Hubble er gjort til 108 million lysr.) Cepheidene danner derfor grunntrinnet i et system for mling av store avstander i universet, dvs. avstander til galakser. Foruten Cepheidene benyttes ogs RR Lyrae stjernen til avstandsmlinger etter samme metode. Diss stjernene er ikke s sterke, men de kan brukes innenfor vr Melkevei. RR Lyrae stjernene er anvendelige fordi der er s mange av dem. Vi har bare ca. 650 Cepheider i vr Melkevei, men mer enn 6000 RR Lyrae stjerner. RR Lyra stjernene er om lag 100 ganger mer lyssterke enn sola og de er alle omtrent like sterke. Den korte perioden p 0.4-1 dgn er karakteristisk. Disse stjernene er populasjon II stjerner, alts gamle og metallfattige. De finnes derfor i kulehoper og ble benyttet av Harlow Shapley til bestemme avstanden til slike hoper. Fra dette fant Shapley hvor Melkeveiens sentrum l og bestemte at vr sol ligger i utkanten av denne store ansamlingen av stjerner. *Cepheider og avstander. Her minner vi igjen om periode lysstyrke relasjonen for Cepheider og ogs for RR Lyrae stjerner. Man kan med de beste instrumenter, for eksempel Hubble teleskopet, se de sterke Cepheidene i fjerne galakser ut til avstander p mer enn 50 million lysr. Cepheiden i eksempelet fra galaksen M100 gr fra maksimum den 23 april til et nytt lysmaksimum 30 mai, den har da en periode p om lag 37 dager. Cepheidene tjener som standard lyskilder. Den absolutte lysstyrken fr vi fra observere perioden i lysstyrkevariasjonen og s bruker vi uttrykket for avstandsmodulen for finne ut hvor langt borte Cepheiden er (se neste slide).

*Forlenging av avstandsstigen.Cepheidene kan anvendes ut til 50 million lysr. Men det er behov for mle mye strre avstander. Vi trenger en mye sterkere standard lyskilde. Da husker vi at supernovaer av type Ia fikk sin energi ved at den hvite dvergen, som besto av karbon, ble antent termonuklert og fusjonerer til tyngre stoffer. Dette frigjr en energimengde som omtrent svaret ril den man fr nr 1.4 solmasser karbon fusjonerer til tyngre stoffer. Samtidig innebrer det at alle SN Ia er tilnrmet like sterke og sender alle ut omtrent samme mengde energi. Dermed kan de brukes som standard lyskilder. Det finnes ogs observasjoner som sttter dette. Med supernova metoden nr man lengst ut i universet, men andre metoder er ogs i bruk, som vi skal se i neste forelesning, hvor vi beskriver hele avstandsstigen.SN Ia supernovaer er kalibrert til ha en maksimal magnitude p Mmax=-19.9 fra avstander mlt ved bruk av Cepheider. Da bestemmes avstanden til dem fra mling av deres tilsynelatende maksimale magnitude. S brukes uttrykket for distansemodulen: mmax Mmax = 5 log dpc 5. Dermed finner vi avstanden til den galaksen hvor supernovaen eksploderte.*N ser vi nrmere p vr egen Melkevei. Galakse er et gresk ord som betyr melkevei. (Vi husker at laktose er det samme som melkesyre. Det illustrerer den sprklige sammenhengen.) Melkevei er alts en direkte oversettelse av det tilsvarende greske ordet.

Figuren viser William Herschels bilde av Melkeveien. Han plottet det han s av stjerner og kom fram til en flat struktur med sola i sentrum. Bildet var misvisende fordi Herschel ikke skjnte hvor lite av Melkeveien han egentlig s. Interstellar absorpsjon gjr at man bare kan se en kort avstand, en liten del av galaksen, nr synslinja ligger i Melkeveiens plan. Hvor alvorlig dette problemet er, ble man frst klar over s sent som rundt 1930. Det som str igjen av Herschels innsats er imidlertid forestillingen om at vi befinner oss i et flattrykt system av stjerner.*Bildet viser skjematisk vr Melkevei ovenfra og fra siden. tegne en skisse av Melkeveien, sette navn p delene og angi strrelser, og plassere sola riktig i forhold til Melkeveiens sentrum og spiralarmer, er et typisk eksamenssprsml. Det er viktig skjelne mellom de ulike delene av galaksen. Vi omtaler derfor disse delene p neste side.

*Melkeveiens deler og dimensjoner:Galakseskivens diameter settes til verdier mellom 100,000 lysr og 150,000 lysr. Den laveste verdien er oftest brukt. For tykkelsen gis verdier mellom 1000 lysr og 4000 lysr. 2000 lysr synes vre et rimelig middel. For sentralutbulningens diameter angis verdier mellom 12,000 lysr og 25,000 lysr. Den bestr av bde populasjon I og II stjerner. Den er noks rund eller litt elliptisk Spiralarmene ligger i skiven og bestr vesentlig av populasjon I (unge, metallrike) stjerner, men ogs et mye mindre antall populasjon II stjerner. Kulehopene finnes i galaksens halo og bestr bare av populasjon II (gamle) stjerner. Kulehopene synes vre over 10 milliarder r gamle. Man kan ha opp til 1 million stjerner i en stor kulehop. Vi kjenner i dag om lag 160 kulehoper i vr galakse.Haloen er kuleformet og noe strre enn galakseskiven. Kulehopene befinner seg her, sammen med et betydelig antall fritt svevende halostjerner. De fritts vevende stjernene er ogs populasjon II stjerner, og noen enda mer metallfattige stjerner, nesten populasjon III stjerner (se s.15).Antallet stjerner i Melkeveien oppgis i de fleste kilder til ~200 milliard stjerner, og angivelsene varierer fra 100 milliard til 400 milliard stjerner.*Shapley benyttet RR Lyrae variable stjerner til mle avstanden til 69 kulehoper. RR Lyrae stjernene er anvendelige fordi de er svrt vanlige i kulehoper og vi kjenner et stort antall av dem. Han kalibrerte RR Lyrae stjernenes styrke. Leavitt hadde oppdaget relasjonen mellom periode og lysstyrke, men den var til begynne med ikke kalibrert. Dette ble gjort av Hertzsprung og Shapley i 1913 ved hjelp av en statistisk metode. Shapley brukte Cepheider som han fant i kulehopene til kalibrere de RR Lyrae variable stjernene, (Dette kan synes en omvei, men her skal man huske at Cepheider er ftallige, mens RR Lyrae stjerner kjenner man mange av.). Kalibreringen av Cepheidene var imidlertid ikke korrekt. Den interstellare absorpsjonen var ikke godt nok kjent. Videre var man ikke var klar over at Cepheidene kommer i to typer. Cepheidene i kulehopene er Type II Cepheider fordi alle stjerner i kulehoper er populasjon II stjerner, men Hertzsprung og Shapley hadde kalibrert Type I Cepheider i galakseskiva. Resultatet var at Shapley trodde RR Lyrae stjernene var sterkere enn de i virkeligheten er og dermed plasserte han dem altfor langt borte. Det viktige punktet er likevel at Shapley flyttet sola fra sentrum av Melkeveien til en ubetydelig posisjon i utkanten av systemet. Dette var en vesentlig revisjon av vrt verdensbilde.*Figuren nede til hyre illustrerer at stjerner, skyer og hoper i galakseskiven gr i baner rundt det galaktiske sentrum. De blir imidlertid pvirket av nabostjerner, stjernehoper, gass- og stvskyer. Derfor vipper de opp og ned og er snart over og snart under skivens midtplan, se nederst til hyre. Omlpstida rundt galaksens sentrum varierer med avstanden til senteret. Sola bruker 225 millioner r i sin bane rundt senteret. I haloen ligger banene til enkeltstjerner og kulehoper i alle mulige baneplan. Disse baneplanene kan endre seg fordi de perturberes av kulehopene. Dette gjelder ikke minst for enkeltstjernene. Dette er illustrert oppe til venstre.Melkeveien har strrelsesorden 1 milliard halostjerner, mange flere stjerner enn det er i alle kulehopene til sammen.*Den hye alderen for kulehopene avledes fra Hertzsprung-Russell diagrammet. Vi husker at vi fant alderen til en kulehop ved se p hvor stjernene hadde forlatt hovedserien og beveget seg til kjempegrenen og sammenligne dette med beregninger av den tiden en stjerne bruker p fusjonere hydrogen i kjernen til helium. Beregningene m ta hensyn til at vi i kulehoper bare har stjerner lavt metallinnhold. *Gass og stv som ikke var i form av stjerner (halostjerner og kulehoper), falt sammen og dannet Melkeveiens skive. Fra gassen og stvet ble nye stjerner dannet og de dannes fortsatt. Materialet for stjernedannelse er anriket ved at grunnstoffer tyngre enn helium er spredt fra supernovaer og kanskje bret med stjernevind fra kjempestjerner med stort innhold av karbon. Stjerner dannet fra denne gassen ble derfor metallrike populasjon I stjerner. Gassen og stjernene i skiva dannet spiralarmer. Hvordan spiralarmene lages skal vi kommer tilbake til. Stjernene i skiva dannes i lse assosiasjoner og i pne hoper som varer hyst noen hundre millioner r. Man fr ikke laget nye kulehoper. (En teori av ny dato gr ut p at kulehoper er rester etter sm galakser som tidlig er fanget inn og som har bidratt med sine stjerner til vr massive galakse. Nylig fant man at en kulehop hadde mistet 100,000 stjerner til Melkeveien i tidsrommet etter at den var dannet.)Populasjon I stjernene, de metallrike stjernene i skiva, beveger seg sammen rundt galaksesenteret mens populasjon II stjerner passerer raskt igjennom skiven i sine store baner. De kan til og med tenkes g i motsatt retning av stjernene i skiven. De har derfor generelt hye hastigheter relativt til populasjon I stjernene. Den hye hastigheten er en mte skille de fra populasjon II stjerner p.

*Noen stjerner m vre dannet frst, fr man hadde metall i universet. Her ser vi et utsnitt av spektra fra tre stjerner: sola, og to metallfattige stjerner. Stjernen i midten har bare 1/10,000 s mye jern som sola, den er populasjon II. Men i neste stjerne er jerninnholdet nede i 1/200,000 av solas verdi. Denne stjernen har lav masse, om lag 80% av solas masse. Men den har blitt dannet og den har overlevd til n. Det har vrt tvil om sm stjerner uten metall i det hele kunne dannes. Store stjerner kan man f, men de utvikler seg fort. Slike frste stjerner som ble dannet tidlig, er n borte for lengst. Men denne observasjonen, som ble gjort i oktober 2002 ved ESOs observatorier i Chile, viser at det er godt hp om finne virkelige populasjon III stjerner, se nederste metall-linje frie spektrum.*Dette er et utsyn mot galaksens sentrum i synlig lys. Vi ser at det er mye stv og gass i galaksens plan. Her er hundrevis av skyer, som skygger for lyset fra bakenforliggende stjerner. Ogs i spiralarmene i skiven har vi mange skyer. De fleste bestr av nytralt hydrogen. Da kan vi kartlegge spiralarmene og dermed galakseskiva ved se p strlingen fra disse skyene. Nytralt hydrogen strler i radioomrdet i en spektrallinje med blgelengde p 21 cm. *Spektrallinjen fra nytralt stomisk hydrogen med blgelengde 21 cm skyldes at grunntilstanden, n=1 i hydrogen, er splittet opp i to niver som i har nesten, men ikke helt den samme energien. Splittingen i to energiniver framkommer nr spinnet av protonet i kjernen og spinnet av elektronet i banen peker i henholdsvis samme og motsatt retning (parallelt og anti-parallelt). Dette kalles hyperfin struktur. Energiforskjellen mellom de to undernivene for n=1 tilstanden er meget liten. Det er derfor spektrallinjen som svarer til overgangen ligger i radioomrdet. Siden energiforskjellen er s lav fr man befolket det vre energinivet, selv med de lave temperaturene man har i interstellare skyer. Siden disse skyene ogs vesentlig bestr av hydrogen, kan 21 cm linjen bli rimelig sterk. Mesteparten av hydrogenet i de interstellare skyene er i form av nytralt atomisk hydrogen. Vi husker at vi i tillegg disse skyene ogs hadde kalde skyer der stjerner ble dannet, hvor hydrogenet var i form av molekyler, H2, fordi skyene var kalde og tette, s kalte Giant Molecular Clouds. Videre hadde vi emisjonstker nr varme O og B stjerner, der hydrogenet ble ionisert av UV og rntgenstrling fra de varme stjernene. Disse to typene av skyer vil ikke strle i 21 cm linjen, og strlingen fra de er ikke s lett observere som21 cm radiostrlingen.Linjen p 21 cm ligger i radioomrdet. Det var fra studiet av galaksen i denne linjen at vi frst lrte om strukturen av vr egen galakse, men i dag er dette ikke lenger vr eneste kilde til kunnskap. Kartlegging av HII omrder, GMCer, og observasjoner i senere r i infrardt (IR) fra instrumenter p satellitter, har gitt nye bidrag til og sikrere kunnskap om vr kunnskap om Melkeveiens struktur.

*Dette bildet forklarer hvordan vi kan skille bidragene til strlingen fra de forskjellige hydrogenskyene fra hverandre ved hjelp av Dopplereffekten. Vi tenker oss en synslinje fra sola som gr gjennom en del av Melkeveien. Vi mottar da strling fra skyer i forskjellige spiralarmer og disse skyene og armene roterer rundt galaksens sentrum. Strlingen fra skyene 1-4 vil derfor ha forskjellig i Dopplerforskyvingen. Ved sette sammen data fra mange synslinjer og gjre antagelser om jevne overganger og om at skyene beveger seg i baner under innflytelse av tyngdekraften, kan man lage et fullstendig bilde av galaksens spiralstruktur.(Bildet har en feil ved seg, idet hastigheten, markert med en pil, ikke er vist i punkt 4, se likevel figur 14-4 i boka.)*Dette bildet viser hvor emisjonen i 21 cm linjen i Melkeveien kommer fra. Fra denne kartleggingen fr vi et klart inntrykk av at Melkeveien har en innhomogen, spirallignende struktur, men detaljene er ikke srlig tydelige med hensyn til spiralformen. Merk at det ikke er mulig f informasjon om omrdet p andre siden av det galaktiske sentrum. Her er hastighetene tilnrmet loddrett p synslinjen. Dermed blir Dopplerforskyvningene ikke mlbare og vi har ikke noe holdepunkt for hvor strlingen kommer fra. Legg til slutt merke til hvordan vr sol ligger nr ved eller i utkanten av en spiralarm, men ikke dypt inne i armen.

*I det forgende bildet som bygget p kartleggingen av hydrogenskyene ved observasjon av radiolinjen p 21 cm var spiralarmene diffuse og uryddige. Det er nok en virkelig effekt som skyldes at hydrogenskyene ikke definerer spiralarmene s klart som strling i synlig lys..Her vises bilder av galaksen M83 i synlig lys og i 21 cm radiostrling. Armene er best definert i synlig lys fra hvor de linjeres opp av O og B stjerner og H II omrder. Det er langt mer vanskelig angi nyaktig hvor armene gr i 21 cm linjen nederst til hyre. Gassen synes alts vre mer diffust fordelt enn de varme unge stjernene som vi vanligvis definerer armene med, selv om strukturene klart ligner p hverandre.*Strukturen av vr galakse har i senere r blitt utvidet og klargjort gjennom studier av molekylskyer, av O og B stjerner og av H II omrder, i tillegg til 21 cm strlingen fra skyer av nytralt hydrogen. Her vises en modell av Melkeveien slik vi n tror den ser ut. Melkeveien synes ogs ha en avlang, stangformede kjerne. Vi ser at kjernen ikke er en rund utbulning, men en avlang struktur. Slike stangspiraler er ikke uvanlige eller ukjente, men forkommer i omlag en tredjedel av alle spiral galakser. Vi kommer nrmere tilbake til klassifisering av galakser i neste forelesning.Videre har Melkeveiens skive to hovedspiralerarmer og trolig to mindre utviklede armer. *Dette bildet av sentralomrdet i galaksen er tatt med radio-interferometeret, VLA Very Large Array i New Mexico (se forelesningen om teleskoper). Bredden av bildet er 8 x mnens diameter eller 4 grader, noe som svarer til nesten 1000 lysr med den avstand vi har til galaksens sentrum.Sentralomrdet i galaksen er svrt aktivt og innholder flgende deler: tre supernova rester, to store ekspanderende armer av hydrogengass som beveger seg mot oss og bortfra oss med hastigheter p hhv. 53 km s-1 og 135 km s-1. Disse armene er kastet ut av sentralomrdet for 10 millioner r siden. kraftig radiostrling fra omrdet betegnet Sagittarius A. Det dreier seg om strling fra hydrogenatomer p 21 cm, men vi fr ogs det som kalles synkrotronstrling og som kommer fra strmmer av elektroner som gr med hastighet nr lyshastigheten i et magnetfelt. En av radiokildene er Sagittarius A* som ligger meget nr, men litt til siden for, den egentlige galaksekjernen, som er et sort hull med 4 millioner solmasser (se slide 24). store gassfilamenter (the Arc) str loddrett p det galaktiske plan. De strekker seg 200 lysr ut fra galakseplanet og er forankret i Sagittarius A. i galaksekjernen har vi sterk gammastrling fra elektron-positron annihilasjon (elektroner og positroner stter sammen og annihilerer hverandre og energien i massene gr over til gammafotoner), Et problem: Vi vet ikke hvor positronene kommer fra.*Chandra, Hubble og Spitzer dekker hhv. rntgen, synlig lys og infrardt lys, dvs 3 ulike temperaturomrder. Mlestokken av dett bildet er strre enn p foregende slide. Bildet her er ca 250 lysr tvers over. Siden bildet er sammensatt av bidrag fra flere teleskoper i infrardt og rntgenomrdet gir det ogs en oversikt over temperaturen til de ulike kildene. *Hvordan kan vi fastsl at vi har et stort sort hull i galaksekjernen? Dette er mulig fordi vi n kan se enkeltstjerner i omrdet inne ved galaksekjernen og studere deres baner rund galaksen sentrum. Her vises bevegelsen til flere stjerner i galaksekjernen. Synsfeltet i bildet er om lag 0.8 buesekund som svarer til ca 0.15 lysr. I tiden 1995-2004 synes det som om stjernene beveger seg i deler av baner rundt Sagittarius A*. Dette gjelder srlig S0-2, som tilbakelegger strste delen av sin bane i denne tiden. Senere er den kommet helt rundt i sin bane og perioden er 15 r. Tilsynelatende er den lange aksen for banene til SO-2 lik 0,2 buesekund. I en avstand p 26000 Ly 1560 AU og dermed en halvakse p 780 AU. Dette skulle gi M=780**3/15**2 solmasser eller 2.1 million solmasser. Det virkelige tallet er 4.3 million solmasser fordi langaksen til ellipsen er lenger enn den ser ut til. Baneplanet str ikke normalt p synslinjen, men er noe skrtt stilt i forhold til normalen. Tallet oppns dessuten ved bruk av alle banene, ikke bare banen for SO-2.*Melkeveien roterer. Hvis den ikke gjorde det, ville den falle sammen. Solas hastighet rundt galaksens sentrum er 230 km s-1. Dette gir en omlpstid for sola rundt Melkeveiens sentrum p 225 x 106 r. N kan vi bruke Keplers 3dje lov til finne hvor stor massen m vre innenfor solas avstand, 27000 lysr, fra Melkeveiens sentrum. Setter vi inn fr vi en masse fra omlpstiden p ~1011 solmasser, 100 milliarder solmasser. Fordelingen av synlig masse kan vi finne ved telle stjerner og bruke relasjonen mellom masse og lysstyrke, samt legge til massen av gass-skyer. Men nr vi sammenligner masseverdiene vi fr ved de to metodene stemmer de ikke s godt. Massen vi ser fordi den utgjr stjerner og gass skyer, er klart mindre enn den massen som trekker p sola og andre stjerner og holder dem i deres baner rundt Melkeveiens sentrum. Den ekstra massen, som viser seg gjennom gravitasjon, men som ikke strler, kalles gjerne mrk masse. For de indre delene av Melkeveien ut til 8.5 kpc (eller 26000 Ly)utgjr den omlag halvparten av all masse som lager tyngdefelt. Misforholdet mellom den massen som lager tyngdefelt og den massen vi kan se i form av stjerner blir imidlertid enda mer slende nr vi ser p rotasjonskurven til Melkeveien og srlig p de ytre delene utenfor solas avstand fra Melkeveiens sentrum.*Den bl kurven viser hvordan de observerte hastighetene rundt senteret til Melkeveien avhenger av avstanden fra senteret. Hastighetene er mlt for stjerner, H II omrder og skyer med nytrale atomer eller molekylrt hydrogen i kjempe molekylskyer (GMC). Det er dette som kalles rotasjonskurven. Nrmest senteret ser vi en rask kning av rotasjonshastighetene. Dette er forstelig og stemmer med det vi vil vente fra Keplers 3dje lov: a3/P2 = M(a) eller v2 = 4p2 M(a)/a.Her er a avstanden til melkeveiens sentrum, P er omlpstiden rundt sentrum av Melkeveiens og M(a) er massen innenfor avstanden a fra senteret. Til begynne med ville vi vente at massen, M(a), kte raskere enn avstanden, a, kanskje s raskt som a2. Farten ville da ke utover. Fra fordelingen av stjerner som finnes fra deres strling, er det klart at tettheten i galakseskiven vil avta. Til slutt vil vi finne den overveiende delen av massen i galaksen innenfor en gitt avstand. Da skulle vi vente at rotasjonshastigheten etter hvert avtok utover. Med all massen p innsiden skulle stjerner og gass skyer g i rene Keplerbaner rundt galaksesenteret. Gangen av hastighetene med avstand fra galaksens sentrum er gitt med den rde kurven for en massefordeling som svarer til den vi fr fra telle stjerner. Men som vi ser mler vi en banehastighet som holder seg hy og tilnrmet konstant, eller fortsetter ke langt utenfor det omrdet hvor Melkeveien har det meste av sine stjerner, til og med utenfor kanten av Melkeveiens synlige skive, s si.

*Tallene 80% og 20% for hhv. ikke-lysende og lysende masse fr vi fra rotasjonskurvene nr vi gr helt ut til kanten av Melkeveiens skive eller til og med litt utafor. Det er forholdsvis mer ikke-lysende masse langt fra galaksesenteret enn lengre inne. Som vi skal se holder disse konklusjonene ogs for andre galakser, og i enda strre grad for hoper av galakser. Rotasjonskurven foreteller oss ogs at den mrke massen slett ikke er konsentrert mot Melkeveiens sentrum. I stedet er den mye jevnere fordelt og strekker seg langt utenfor kanten av den synlige galaksen. Melkeveien er omgitt av en halo av mrk masse.

*En mulig forklaring p de store mengdene av mrk masse kunne vre planeter som svever fritt i rommet uten vre knyttet til en sol, og sm stjerner, inkludert brune dverger, som har for lite masse til starte hydrogenfusjon og derfor ikke lyser. Vi kan finne om vi har slike kropper gjennom observasjoner av det vi kaller mikrolinsing, som vi skal beskrive p de neste sidene. Resultatet av underskelsene er imidlertid at selv om mange slike sm kropper eksisterer i verdensrommet, noe som er svrt interessant i seg selv, s er det ikke er p langt nr mange nok av dem til forklare den manglende massenDe grenseverdier man har for nytrinomasser viser at det neppe er nytrinoene som bidrar med den mrke massen i universet. Forelpig har man derfor blitt stende igjen med det som kalles ikke-baryonsk masse, alts masse som ikke er laget av de vanlige elementrpartiklene, protoner og nytroner. Men dette er bare en hendig betegnelse som dekker over en manglende forstelse, Man vet en god del om hva ikke-baryonsk masse ikke er, men det er mer usikkert hva den skulle best av.

*En leksikonartikkel om ikke-baryonsk masse sier at dette er masse som ikke er laget av baryoner, som nytroner og protoner, og som derfor er forskjellig fra den slags masse som finnes i planeter, mennesker .... alt vi kan se rundt oss. Det er foresltt at mrk masse i universet er ikke-baryonisk masse. Den klassifiseres som kald eller varm ikke-baryonsk masse. Kald ikke-baryonsk masse vil best av partikler som beveger seg mye langsommere enn lyshastigheten. Der er mange kandidater til slik masse og ingen av dem er forelpig pvist. Dette er i beste tradisjon fra teoretisk fysikk.Varm ikke-baryonsk masse vil best av partikler som beveger seg svrt raskt, f.eks. nytrinoer. Ikke-baryonsk masse, varm eller kald, antas vekselvirke svakt med strling. Derfor vil ikke-baryonsk massen sette andre merker i den kosmiske bakgrunnsstrlingen, restene etter Big Bang strlingen, enn baryonsk masse og dette kunne vre en virkning, et attributt, som kunne brukes til pvise den slags masse og ansl hvor mye det finnes av den.*Hva s med mrk baryonsk masse fra legemer som strler s svakt at vi ikke kan pvise dem med vanlige metoder? Vi kan her tenke p brune dverger eller store planeter som svever fritt i rommet. Mikrolinsing kan brukes til finne om den mrke massen kommer fra slike sm kropper som kan vre bygget opp av vanlig baryoner. Vi husker at lysstrlene blir avbyd nr de passerer nr en stor masse. Avbyningen kan ogs merkes selv om massen bare er en Jupiter lignende planet. La oss nemlig tenke oss at lyset fra en fjern punktkilde passerer nr et slikt legeme p veien til oss. Da kan vi f en viss forsterkning av strlingen dersom fokus er godt slik at lysstrler som passerer langs flere mulige veier alle treffer jorda. N tenker vi oss at det linsende objektet er en brun dverg. Lysstrler fra det punktformige objektet langt borte, vil i visse omrder bli fokusert. Man fr et mnster av foci. Hvis det linsende objektet, den brune dvergen, beveger seg i forhold til jorda, s vil fokalmnsteret sveipe gjennom verdensrommet. Hvis jorda er i rette avstand slik at vi ligger nr disse fokalomrdene og den passerer gjennom et sted i fokalmnsteret, ser vi at den fjerne stjerna blusser kraftig opp; se nede til hyre. Oppblussingen kan vre sterk, men er sjelden og varer bare kort tid. Den er derfor ikke lett oppdage.*Dette viser fokalmnsteret fra en mikrolinse. Langs kantene, grensene mellom de rde og grnne omrdene er fokus skarpest og man fr en stor forsterkning av intensiteter p de s kalte caustic linjene. At linsen beveger seg i rommet i forhold til jorda betyr at caustic mnsteret flytter seg. Et omrde med hy forsterkning, et godt fokus, kan da sveipe over jorda. Nr det skjer, ser man oppblussingen i intensitet.

*Hvis man overvker et tett stjernefelt, som for eksempel den Store Magellanske Sky eller sentralomrdene i Melkeveien, s kan man observere om noen av stjernene brtt blusser opp, for s igjen g tilbake til sin normale intensitet. Dermed ker sjansen sterkt for finne mikrolinser. forrsaket av skalte MACHOs Massive Compact Halo Objects. Her ser vi en MACHO som blir oppdaget gjennom mikrolinsing, s det er klart at disse objektene finnes, noe som er interessant i seg selv. Likevel finner vi p langt nr s mange mikrolinser som trengs for forklare de store mengdene av mrk masse.

**Strlingen fra en sterkt lysende punktkilde langt ute i universet kan bli avbyd p veien til oss av massen i en galakse eller en hop av galakser. Denne situasjonen er vist i figuren. Den massive galaksen byer av lyset og gjr at strler ankommer til observatren p jorda fra den fjerne punktkilden fra forskjellige retninger. Dette gjr at den massive galaksen kan virke p lignende vis som en linse. Tenker vi oss denne situasjonen forstr vi at vi vil se samme kilden i flere ulike retninger, slik det er illustrert her.*Lysstrlene er naturligvis ikke begrenset til et plan men foregr i tre dimensjoner i rommet. Dersom den fjerne lyskilden, linsegalaksen og jorda ligger nyaktig opplinjert p en rett linje, observerer vi et ringformet bilde av lyskilden, som vist verst. Dette bildet kalles en Einsteinring, men situasjonen med s god opplinjering forekommer rimeligvis ikke ofte. Det er mer vanlig at vi ser kilden i flere retninger, kanskje i form av segmenter av Einsteinringen. N skal vi gi eksempler.*Her ser vi et tilfelle hvor linsen er en galaksehop. Vi ser bruddstykker av Einsteinringer rundt linsa.*Dette er det s kalte Einstein korset, der det dannes fire bilder av den bakenforliggende kilden. Kilden er en skalt kvasar (se forelesning 20) og linsen en galakse mellom oss og kvasaren. Vi kan se linsegalaksen midt i korset. Kvasarer skal vi komme nrmer tilbake til senere, men de er svrt lyssterke og sm av utstrekning, ligger langt borte og er knyttet kjernene i s kalte aktive galakser. Legg merke til at intensiteten i de fire bildene kan varier med tiden. Det skyldes mikrolinsing fra stjerner i linsegalaksen. Legg ogs merke til at hele formasjonen er svrt liten. Einsteinkorset spenner over bare ~2 buesekund. Separasjonen av linsebildene, eller radien i Einsteinringen, avhenger jo av hvor sterk brytning man har i linsen. Jo mer masse desto strre radius fr Einsteinringen. Fra radien i Einsteinringen, sammen med avstanden til linsen, finner vi massen i galaksehopen.*Gravitasjonslinser er i dag en mye brukt mte til mle gravitasjons-massen for galakser og grupper av galakser, s kalte galaksehoper. Massen som er bestemt p denne mten kan s igjen sammenlignes med den massen som strler ut elektromagnetisk strling, ikke bare synlig lys men ogs rntgenstrling. Resultatet blir det samme som det vi fant da vi studerte forholdet mellom massen av strlede objektet, stjerner, i Melkeveien, og den massen som virker gjennom sin gravitasjon til holde stjernenes i deres baner. Bare 10 prosent av massen i en galaksehop sender ut strling. 90 prosent er usynlig.*En oppsummering om mikrolinsing kontra gravitasjonslinser generelt. *

Melkeveien og mørk materie

Documents

Transcript of Melkeveien og mørk materie