Trki pritlikavih galaksij z Rimsko cesto

Transcription

1 Univerza v Ljubljani Fakulteta za matematiko in fiziko Oddelek za fiziko SEMINAR II Trki pritlikavih galaksij z Rimsko cesto Rok Zaplotnik Mentor: dr. Tomaž Zwitter Februar, 2007 Povzetek Kozmologija hierarhičnih združitev pravi, da galaksije podobne naši nastanejo z združitvijo 5-20 manjših objektov s primerljivimi masami. Trki in združitve pa se pripetijo tudi po končani formaciji galaksije. Pritlikave galaksije, ki se razpršijo, pustijo sled zvezd in plina vzdolž svojih orbit. Te sledi imenujemo galaktični tokovi in so vidni predvsem v zvezdnem haloju. Metoda za odkrivanje teh tokov se zanaša na ohranitev zvezdine, na galaktični disk pravokotne, komponente vrtilne količine. S to metodo je bilo detektiranih nekaj satelitskih galaksij, ki so nam razkrile delček zgodovine naše Galaksije.

2 Kazalo 1 Uvod 2 2 Trki galaksij 2 3 Rimska cesta Zgradba Izbira koordinatnega sistema Galaktični tokovi Metode iskanja galaktičnih tokov Rezultati te metode Plimski tok v Strelcu Simulacija gravitacijskih tokov Galaktični gravitacijski potencial Enačbe gibanja Zaključek 13 1

3 1 Uvod Galaksije so velikanska nebesna telesa sestavljena iz plinov, medzvezdne snovi, temne snovi in od 10 7 do zvezd. Galaksije ločimo po obliki na eliptične, spiralne, spiralne s prečko ter nepravilne. [1] Nekatere nepravilne galaksije so posledica trka dveh galaksij, naprimer galaksiji Ptičja glava in Miši prikazani na Slikah 2,3. Trkov pa ne doživljajo le nepravilne galaksije. Kljub temu, da je Rimska cesta spiralna galaksija s prečko, je v preteklosti doživela kar nekaj manjših trkov. Magellanov rep se vije 180kpc za Magellanovima oblakoma in je posledica trka oblakov z Rimsko cesto oziroma njihovega plimskega srečanja. Odkril ga je Mathewson leta 1974 z opazovanjem oblakov vodika H I. Dolge filamente vodika H I, ki se raztezajo od Malega Magellanovega oblaka do Južnega galaktičnega pola in še dlje, je poimenoval Magellanov tok (Slika 1). Nekateri procesi združevanja pa se dogajajo tudi v sedanjosti. Npr. Pritlikava galaksija Strelec se združuje z našo Galaksijo. Slika 1: Levo: Slika prikazuje Magellanov tok oz. dolge filamente vodika H I, ki se raztezajo od Malega Magellanovega oblaka do Južnega galaktičnega pola in še dlje, v galaktičnih koordinatah [2]. Desno: Umetniška skica Magellanovega repa, ki se vije za Magellanovima oblakoma. [3] 2 Trki galaksij Kot sem omenil v uvodu, so nekatere nepravilne galaksije posledica trkov dveh galaksij. Slika 2 prikazuje galaksijo imenovano Ptičja glava, kjer je manjša galaksija, na sliki komaj še vidna desno spodaj, trčila v večjo spiralno galaksijo, katere jedro je še nedotaknjeno. Modri kljun in belo-modro perje 2

4 prikazuje pot manjše galaksije skozi večjo. Slika 3 pa prikazuje trk dveh spiralnih galaksij oz. galaksijo NGC4676 imenovano Miši, kjer sta dobro vidna repa zvezd in plinov. Podoben trk se lahko zgodi med Rimsko cesto ter našo najbližjo galaksijo Andromedo (M31), ki je od nas oddaljena 2.5 miljonov svetlobnih let in se nam približuje z relativno hitrostjo 120 km/s. Trčili bosta verjetno čez približno šest miljard let. Da se bosta zagotovo trčili pa ne moremo reči, saj prečnih komponent (tangencialne) hitrosti Andromede glede na našo Galaksijo ne poznamo, poznamo le radialno hitrost. Slika 2: Trk manjše galaksije (desno spodaj) z večjo spiralno galksijo NGC6745 imenovano Ptičja glava. [4] Slika 3: Galaksija NGC4676 imenovana Miši oz. trk dveh skoraj enakih spiralnih galaksij, približno 160 miljonov let po njunem najbližjem srečanju. Čez približno 300 miljonov let se bosta združili v eno večjo galaksijo. [4] 3

5 3 Rimska cesta 3.1 Zgradba Naša Galaksija imenovana Rimska cesta je spiralna galaksija s prečko. Sestavljena je iz tankega diska z premerom približno 30 kpc, iz osrednje zgostitve z radijem okoli 3 kpc ter iz haloja (Slika 4). Galaktični halo je sestavljen iz zvezdnega haloja z radijem okoli 50 kpc ter iz haloja temne snovi z radijem kpc. 1 kpc = m. Slika 4: Skica zgradbe Rimske ceste.[5] Rimska cesta je sestavljena iz okoli 1000 planetarnih meglic, okoli 500 kroglastih kopic, okoli 350 pulzarjev, okoli razsutih kopic ter okoli 200 miljard zvezd. Iz opazovanj drugih galaksij smo spoznali, da so nekatere zvezde, ki so v sedanjosti del te galaksije, nekoč pripadale drugi galaksiji. Npr. Manjša galaksija je trčila v večjo in se z njo združila. Sedaj se nam poraja vprašanje, ali je naša galaksija že doživela kak trk in katere zvezde so iz drugih galaksij? 3.2 Izbira koordinatnega sistema Če želimo ugotoviti od kod določena zvezda izvira, moramo poznati njeno dinamiko. Ko govorimo o dinamiki te zvezde, pa moramo poznati njen položaj (3 komponente) ter njeno hitrost (3 komponente). Poznati moramo torej 6 komponent za vsako zvezdo. Ker so vsa opazovanja narejena na Zemlji ali v njeni bližini, so dobljeni podatki o zvezdi relativni glede na Zemljo. 4

6 Poznamo torej zvezdino oddaljenost od Zemlje, pozicijo na nebu ter njeno relativno hitrost glede na Zemljo. Podatki so odvisni od gibanja Zemlje, ki se giblje okrog Sonca, ta pa kroži okrog središča Galaksije. Glede na to je smiselno vpeljati drug koordinatni sistem. Najbolj primeren je cilindrični koordinatni sistem z izhodiščem v centru galaksije, ker je Rimska cesta spiralna galaksija. Radialna koordinata je r, kotna koordinata θ kaže v smeri rotacije Slika 5: Cilindrični koordinatni sistem s središčem v centru Galaksije [1]. galaksije, vertikalna koordinata z pa kaže v smeri galaktičnega severa, Slika 5. Hitrosti zvezde v teh koordinatah so v r = dr dt, v θ = r dθ dt, v z = dz dt. (1) Pridobljene podatke moramo torej preračunati najprej v galaktične koordinate s središčem v Soncu in potem v cilindrične koordinatne s središčem v galaktičnem centru. Za izračun te transformacije moramo poznati oddaljenost Sonca od središča Galaksije ter njegovo krožilno hitrost. Solarna galaktocentrična oddaljenost je R = (8.0±0.5)kpc, krožilna hitrost pa v θ = 220km/s. Ko pretransformiramo vse podatke neke zvezde v (r, θ, z, v r, v θ, v z ), se lahko lotimo raziskovanja, ali je ta zvezda del naše Galaksije, ali del toka delcev, ki je posledica galaktičnega trka z drugo galaksijo. 4 Galaktični tokovi Hierarhična teorija formacij struktur v Vesolju predlaga, da so galaksije rezultat združitev in akrecij manjših gradbenih blokov. Ti dogodki naj bi pustili nek fosilni zapis v današnjih delih Rimske ceste, še posebaj v njenem zvezdnem haloju. Ko je satelitska galaksija zmotena, gravitacijska sila zvezd večje galaksije deluje na zvezde satelitske galaksije, zato se nekaterim zvezdam 5

7 hitrost poveča, druge pa začnejo zaostajati (hitrost se jim zmanjša zaradi dinamičnega trenja). Oblaki plina manjše galaksije trčijo ob oblake plina večje, in se zaradi tega po nekem času ustavijo, kar pa ne velja za zvezde. Zvezde ujete galaksije ne trčijo z zvezdami večje, saj je velikost zvezd zelo majhna v primerjavi s povprečno medsebojno oddaljenostjo zvezd. Tako pritlikava galaksija pusti sled zvezd in plina vzdolž svoje orbite [6]. Te sledi imenujemo galaktični tokovi. 4.1 Metode iskanja galaktičnih tokov Obstaja nekaj metod za detektiranje gibajočih se grup. The Great Circle Counts method ali G3C metoda (Johnston et al. 1995) uporablja le pozicijo zvezde na nebu in dejstvo, da sateliti, ki se gibljejo po orbitah v zunanjem haloju (del haloja z galaktocentrično oddaljenostjo R > 15 kpc), ohranijo orientacijo ravnine gibanja. Tako se njihove ruševine razpršijo po glavnih krogih na nebu, če jih opazujemo iz Galaktičnega centra. Metodo iskanja galaktičnih tokov v Sončevi soseščini pa sta predlagala Hogerwert in Aguilar leta 1998 [7]. Ta metoda uporablja le paralakso in lastno gibanje, ne potrebuje pa radialne hitrosti. Metoda predvideva, da imajo vse zvezde, ki pripadajo istemu sistemu, enak vektor hitrosti. Po Lynden-Bellovi metodi (1995) pa galaktične tokove detektiramo s pomočjo pozicij zvezd na nebu ter njihovih radialnih hitrosti. Ta metoda je povezala nekatere kroglaste kopice z razpršenimi pritlikavimi galaksijami [6]. Vse te metode pa so vprašljive ali celo neuporabne v notranjem delu haloja, saj je tam Galaktični potencial močno osno simetričen in ruševine ne ostanejo v isti ravnini. Slika 6: Galaktocentrična nebna projekcija simuliranega satelita. Ruševine so razpršene skoraj po celem nebu, zato galaktičnega toka ne moremo detektirati samo po položaju zvezde. [6] 6

8 Na Sliki 6 je prikazana projekcija satelita po 8-ih miljardah let. Videti ni nobene močne kotne korelacije, ruševine so razpršene po skoraj celem nebu. Satelit si lahko predstavljamo kot skupek delcev z zelo podobnimi konstantami gibanja (energijo, vrtilno količino), Slika 7. Ker se te količine skoraj ohranjajo, so ti skupki vidni tudi po več obhodih. Slika 7: Začetna porazdelitev delcev za 10 simuliranih satelitov, v prostoru (E, L, L z ). Vsak skupek predstavlja en satelit. Levi graf (L z -z komponenta vrtilne količine,e-energija), srednji (L-vrtilna količina, E-energija), desni graf (L z -z komponenta vrtilne količine, L celotna vrtilna količina) [6] Če zapišemo Lagranževo funkcijo za delec v Galaktičnem potencialu, ki je osno simetričen L = T V L = 1 2 m(ṙ2 + r 2 θ2 + ż 2 ) V (r, z), (2) vidimo, da je θ ciklična koordinata in je zato z komponenta vrtilne količine konstanta gibanja. Metoda je učinkovita, kljub temu, da se velikost vrtilne količine v osno simetričnem potencialu ne ohranja popolnoma, saj obstajajo določene motnje, npr. dinamično trenje. Slika 8 prikazuje začetno porazdelitev zvezd za 10 satelitov v faznem prostoru vrtilne količine ter porazdelitev istih satelitov 13.5 G let po ujetju. 7

9 Slika 8: Začetna porazdelitev zvezd za 10 simuliranih satelitov v faznem prostoru vrtilne količine ter porazdelitev istih satelitov 13.5 G let po ujetju. Desni graf vključuje tudi predvidene napake opazovanj projekta GAIA (Tabela 1). [6] Tabela 1: Predvidena natančnost paralakse (σ π, v µas) in lastnega gibanja (σ µ, v µas yr 1 ) kot funkcija V magnitude za projekt GAIA. Natančnost radialne hitrosti je 3 km/s [6] σ π σ µ Če poznamo položaje zvezd ter vektorje hitrosti zvezd v cilindričnem koordinatnem sistemu s središčem v galaktičnem centru (r, θ, z, v r, v θ, v z ), potem je ta metoda zelo učinkovita pri iskanju galaktičnih tokov. Število na ta način zaznanih skupkov nam bo povedalo celotno število akrecij/združitev, saj metoda ni uporabna le lokalno kot druge metode [6]. 8

10 4.2 Rezultati te metode S to metodo zaznamo predvsem objekte, ki so padli v dokaj statičen Galaktični potencial, od nekaj miljard let po formaciji galaksije naprej [6]. Nekaj takih objektov je bilo že odkritih, saj je metoda učinkovita kljub temu, da Galaktični potencial ni strogo osno simetričen. Na Sliki 9 vidimo skupek zvezd v prostoru (L z, L ) označen s kvadratom. Skupek prikazuje zvezde, ki so del istega toka. Slika 9: Porazdelitev zvezd z oddaljenostjo D < 2.5 kpc od Sonca v prostoru vrtilne količine (L z, L = (L 2 x + L 2 y) 1/2 ). Zgornji graf prikazuje zvezde z [F e/h] 1.6, spodnji pa zvezde z 1.6 < [F e/h] 1. Kvadrat označuje skupek oz. tok. Pravokotnik pa označuje le verjetno sled, ki naj bi bila povezana s skupkom. [8] S pomočjo te metode so Navarro, Helmi in Freeman leta 2004 pokazali, da je 9

11 zvezda Arktur (Arcturus - α Volarja) - tretja najsvetlejša zvezda na nočnem nebu, nekoč pripadala drugi galaksiji in je danes le del razpršenega satelita. [9] 4.3 Plimski tok v Strelcu Zvezdni tokovi v haloju Rimske ceste, ustvarjeni z akrecijo manjših pritlikavih galaksij, so napoved kozmologije hierarhičnih združitev. Najbolj znan in najbolje raziskan galaktični tok je plimski tok v Strelcu (Sagittarius stream). Plimski se imenuje zato, ker se je pritlikava galaksija Strelec deformirala zaradi plimskih sil. Razpršeno pritlikavo galaksijo so odkrili Ibata, Gilmore in Irwin leta Sestavljena je predvsem iz srednje starih zvezd (med 6 in 9 Glet, Bellazzini et al. 2006) [10]. Najboljši posnetek celotnega toka je bil dobljen s podatki M velikank Two Micron All-Sky Survey-a(2MASS), Majewski et al Na Sliki 10 je dobro viden tok v Strelcu, ki je pravokoten na disk Rimske ceste. Slika 10: Panoramski pogled galaktičnega toka v Strelcu. Združeni sta sliki M velikank 2MASS in zvezd slikanih z SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Na Sliki se vidita tudi dve veji tega toka, označeni z A in B. (x os - rektascenzija, y os - deklinacija) [10] 5 Simulacija gravitacijskih tokov Ko je galaktični tok odkrit, se začne raziskovanje njegove dinamike. S podatki zvezd tega toka lahko izračunamo tudi obliko haloja temne snovi v naši Galaksiji, ki naj bi bil skoraj sferičen [11]. Izračunamo lahko tudi, kje in kdaj je pritlikava galaksija vstopila v Rimsko cesto. Za tak izračun, oz. za simulacijo nazaj v preteklost pa moramo poznati galaktični potencial. 10

12 5.1 Galaktični gravitacijski potencial Kot smo že omenili je naša galaksija sestavljena iz diska, osrednje zgostitve (bulge) ter haloja, prikazano na Sliki 4. Galaktični potencial je torej enak vsoti potencialov teh delov. Za potencial diska se največkrat uporablja potencial, imenovan po njunih odkriteljih Masanori Miyamotu ter Ryuzaburu Nagaiju (1975). Miyamoto - Nagai potencial je [12] GM disk Φ disk = r 2 + (a +, (3) z 2 + b 2 ) 2 kjer je G gravitacijska konstanta, masa diska je ter razdalji M diska = M, a = 6.5 kpc, b = 0.26 kpc. Potencial osrednje zgostitve, angleško bulge, najbolje opisuje tako imenovan Hernquistov potencial (Hernquist 1990): kjer je masa osrednje zgostitve [12] Φ bulge = GM bulge r + c, (4) M bulge = M, c = 0.7 kpc. Zadnji del pa predstavlja logaritemski potencial haloja iz temne snovi [11] kjer je Φ halo = v 2 halo ln (r 2 + z 2 /q 2 + d 2 ), (5) v halo = km/s, d = 12 kpc, q pa je parameter, ki lahko variira med 0.8 in 1.25 in nam pove obliko haloja (q < 1 - sploščen sferoid). 11

13 5.2 Enačbe gibanja Enačbe gibanja za neko zvezdo so dr dt = Φ g, (6) kjer je φ g galaktični potencial, ki je seštevek potenciala diska, osrednje zgostitve in haloja Φ g = Φ disk + Φ bulge + Φ halo, pa je gradient v cilindričnih koordinatah. S pomočjo numerične simulacije lahko dobimo radij orbite v apocentru in pericentru, maksimalno višino nad ravnino diska in orbitalno periodo galaktičnega toka [13]. Rezultati ene izmed tipičnih simulacij izvedenih za plimski tok v Strelcu so prikazani na Sliki 11. Slika 11: Levo: Slika simulacije plimskega toka v Strelcu v x, z ravnini. z = 0 je ravnina diska naše Galaksije. Desno: Primerjava simuliranega toka v Strelcu in pravega. Veji A in B v simuliranem toku (srednja slika) se dobro skladata z vejama, ki sta vidni na posnetku SDSS. [Za simulacijo je bil uporabljen Miyamoto-Nagai potencial, Hernquistov potencial in logaritemski halo s q = 1.05 ter masa galaksije Strelec M Sgr = 10 8 M.] [14] Na sliki različne barve delcev pomenijo različen čas zapustitve glavnega 12

14 toka (zlata: pred <4 G leti, rdeča: med 4 in 5.7 G leti, zelena: med 5.7 in 7.4 G leti, modra: pred >7.4 G leti). Rumena krivulja kaže preteklo obnašanje orbite Strelca, oranžna pa orbito toka v prihodnosti. Na levi sliki so vidne tudi štiri veje plimskega toka v Strelcu (A,B,C,D). Desne slike pa prikazujejo isti del neba v rektascenziji in deklinaciji. Prva je slika toka v Strelcu dobljena s podatki SDSS, drugi dve pa sta rezultat simulacije. Srednja predstavlja zvezde, ki so od Sonca oddaljene manj kot 20 kpc, spodnja pa zvezde, ki so od nas oddaljene več kot 20 kpc [14]. 6 Zaključek Metoda za detektiranje galaktičnih tokov s pomočjo vrtilne količine se je izkazala za učinkovito, saj je bilo z njo odkritih kar nekaj teh tokov. Najbolj znan in tudi najbolj raziskan je plimski tok v Strelcu. S podatki zvezd tega toka lahko izračunamo obliko haloja temne snovi. Numerične simulacije toka pa nam povedo njegov izvor in nam s tem pomagajo razumeti nastanek naše Galaksije. S pomočjo bolj natančnih meritev in predvsem z večjim številom meritev (GAIA, RAVE) pa bodo v prihodnosti te simulacije boljše in zgodovina Rimske ceste s tem bolje razkrita. Literatura [1] Carrol, B. W., Ostlie, D. A.: An Introduction to Modern Astrophysics, Addison-Wesley Publishing Company, Inc [2] Mathewson, D. S., et al.: The Magellanic stream, The Astrophysical Journal, Vol. 190, 1974 [3] Astronomy Picture of the Day, [4] Hubble Site - News Center, [5] Astrophysics and Image Processing, e.html [6] Helmi, A., Zhao, H., de Zeeuw, T.: Detecting Halo Streams with GAIA, The Third Stromolo Symposium: The Galactic Halo, APS Conference Series, Vol. 165,

15 [7] Hoogerwerf, R., Aguilar, L. A. : A New Method for Identification of Moving Groups in the HIPPARCOS Database, Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 30, 1998 [8] Chiba, M., Beers, T. C.: Kinematics of Metal-poor Stars in the Galaxy. III. Formation of the Stellar Halo and Thick Disk as Revealed from a Large Sample of Nonkinematically Selected Stars, The Astronomical Journal, Vol. 119, 2000 [9] Navarro, J. F., Helmi, A., Freeman, K. C.: The Extragalactic Origin of the Arcturus Group, The Astrophysical Journal, Vol. 601, 2004 [10] Belkurov, V., et al.: The Field of Streams: Sagittarius and Its Siblings, The Astrophysical Journal, Vol. 642, 2006 [11] Helmi, A.: Velocity trends in the debris of Sagittarius and the shape of the dark-matter halo of the Galaxy, The Astrophysical Jurnal, Vol. 610, 2004 [12] Helmi, A., White, S. D. M.: Simple dynamical models of the Sagittarius dwarf galaxy, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 323, 2001 [13] Helmi, A., et al.: Debris streams in the solar neighbourhood as relicts from the formation of the Milky Way, astro-ph/ [14] Fellhauer, M., Belkurov, V., et al.: The Origin of the Bifurcation in the Sagittarius Stream, The Astrophysical Journal, Vol. 651, 2006 [15] Belkurov, V., et al.: An Orphan in the Field of Streams, astroph/ [16] Majewski, S. R., et al.: A Two Micron All Sky Survey View of the Sagittarius Dwarf Galaxy. I. Morphology of the Sagittarius Core and Tidal Arms, The Astrophysical Journal, Vol. 599, 2003 [17] Helmi, A., et al.: Pieces of the puzzle: ancient substructure in the Galactic disc, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 365,