Świat galaktyk

1. Świat galaktyk Bożena Czerny

2. Przwodnik autostopowicza po galaktykach! IES

3. Nocne niebo widziane gołym okiem Nocne niebo widziane gołym okiem

4. Nocne niebo widziane przez bardzo duży teleskop: ultra-głęboki obraz z HST

5. Nocne niebo – maleńki fragment poprzedniego obrazu

6. Czym są galaktyki? Składniki: Gwiazdy: gwiazdy ciągu głównego, olbrzymy, nadolbrzymy, gwiazdy na gałęzi horyzontalnej. Mniej masywne gwiazdy ciągu głównego i białe karły są niewidoczne. Gwiazdy czasami widać nie bezpośrednio, a dzięki jonizacji przez ich promieniowanie otaczającego gazu (mgławice planetarne, obłoki HII) Gaz: obserwowany w formie zjonizowanej (obłoki HII, pozostałości po supernowych, okolice aktywnego jądra galaktyki), neutralnej i molekularnej (HI, CO i inne molekuły), oraz w formie bardzo gorącej plazmy (efekt absorpcji przez wysoko zjonizowane pierwiastki, efekt emisji w formie promieniowania hamowania). Pył: obserwowany albo dzięki efektowi absorpcji promieniowania nadfioletowego lub optycznego, albo dzięki obserwacji reemisji tego promieniowania w zakresie of dalekiej podczerwieni do zakresu mm. Parametry: typowy rozmiar – kilkadziesiąt kpc (tysięcy lat świetlnych), typowe masy – milardy mas Słońca, typowe odległości od nas – miliony do kilku miliardów lat świetlnych Nasza wiedza na ten temat liczy sobie niecałe sto lat!

7. Początek XX wieku: • Problem skali odległości • Rozmiar naszej Galaktyki • Natura mgławic spiralnych M1 - Krab Klucz do rozwiązania: związek jasność – okres dla Cefeid znaleziony przez Henriettę Leavitt (1868 – 1921) NGC 2997

8. Rok 1920: Wielka Debata Heber D.Curtis (1872 - 1942) Argumentował za wielością ‘wszechświatów’-galaktyk Harold Shapley (1885-1972) Argumentował za gazową naturą mgławic spiralnych i jedną galaktyką

9. Rozwiązanie: Edwin Hubble + 2.5 m teleskop Największy na świecie nowo zbudowany teleskop umożliwił zaobserwowanie pojedynczych gwiazd w galaktyce Andromedy, w szczególności Cefeid. Cefeidy już wtedy dawały znany sposób na określenie odległości z relacji okres – jasność. Wyznaczona odległość do Andromedy okazała się być dużo większa niż rozmiary naszej galaktyki określone przez Shapley’a. 100-calowy teleskop Hookera na Mt. Wilson Edwin Hubble

10. Piękne galaktyki: Sombrero

11. Piękne galaktyki: M31 - Andromeda

12. Piękne galaktyki: M83 – Southern Pinwheel

13. Klasyfikacja galaktyk: Edwin Hubble

14. Galaktyki eliptyczne • Czerwone (B-V) > 1 = stara populacja gwiazdowa • Gładki profil = układ w równowadze • Duża jasnośc powierzchniowa = układ ciasny • Mało lub wcale pyłu = brak możliwości formowania gwiazd • Tylko linie absorpcyjne = powstawanie gwiazd nie zachodzi • Liczne gromady kuliste = utworzone przez zderzenia • Brak silnej rotacji = utworzone przez zderzenia • Występują w gromadach galaktyk = utworzone przez zderzenia • Typowo -21 < MV < -17

15. Galaktyki spiralne • Czerwone zgrubienie centralne (B-V) > 1 = zgrubienie centralne jest stare • niebieskawe ramiona/dysk (B-V) ~1 = dysk jest młodszy • umiarkowana jasnośc powierzchniowa = układ dazy do równowagi • znaczne ilości pyłu = powstawanie gwiazd w przyszłości • liczne linie emisyjne i absorpcyjne = powstawanie gwiazd zachodzi • rotujący dysk = utworzone w wyniku kolapsu • liczne gromady kuliste = pewna rola zderzeń galaktyk • występuja w gromadach i w polu = zderzenia i kolaps • typowo -21 < MV < -17

16. oraz dodatkowo: galaktyki niergularne NGC 6822

17. oraz dodatkowo: galaktyki karłowate Obłoki Magellana

18. oraz dodatkowo: galaktyki karłowate Dwingeloo I

19. oraz klasa galaktyk o małej jasności powierzchniowej David Malin Malin 1

20. Obserwacje prowadzi się w szerokim zakresie widmowym HST optyka podczerwień M 51 radio X-ray

21. i w szerokim zakresie odległości: od

22. najdalszych krańców Wszechświata:

23. najdalszych krańców Wszechświata:

24. najdalszych krańców Wszechświata:

25. Czego nie wiemy? • Zagadka ciemnej materii • Ewolucja galaktyk

26. Krzywa rotacji galaktyk J. R. Brownstein i J. W. Moffat (2006)  Ciemna materia albo modyfikacja praw Newtona i ogólnej teorii względności

27. Ewolucja galaktyk

28. Rola zderzeń w formowaniu się galaktyk

29. A tak artysta wyobraża sobie zderzenie Andromedy (M31) z Drogą Mleczną.1.

30. A tak artysta wyobraża sobie zderzenie Andromedy (M31) z Drogą Mleczną.2.

31. A tak artysta wyobraża sobie zderzenie Andromedy (M31) z Drogą Mleczną.3.

32. A tak artysta wyobraża sobie zderzenie Andromedy (M31) z Drogą Mleczną.4.

33. A tak artysta wyobraża sobie zderzenie Andromedy (M31) z Drogą Mleczną.5.

34. Zderzenie galaktyk: symulacja komputerowa

35. Wpływ supermasywnej czarnej dziury i fazy kwazarowej na ewolucję galaktyki Obserwowany związek pomiędzy masą czarnej dziury oraz prędkością gwiazd w zgrubieniu centralnym (i samą masą zgrubienia centralnego); Magorrian i in. (1998). Obowiązuje zarówno dla aktywnych galaktyk jak i słabo aktywnych galaktyk. Stuart & Wyithe (2006)

36. Podsumowanie: Najważniejsze zagadnienia do wyjaśnienia: Zagadka ciemnej materii Metody obserwacyjne: dokładna analiza ruchu możliwie wielu gwiazd, szczególnie obiecujące mogą być właśnie galaktyki o małej jasności powierzchniowej. SALT? Ewolucja galaktyk w okresie Wieków Ciemnych (z ~10 – 30) Metody obserwacyjne: problem trudniejszy, bo materia międzygwiazdowa staje się tam nieprzezroczysta. Astronomia grawitacyjna? Natomiast duże możliwości opracowań teoretycznych.