Spiraal- en S0 stelsels

Classificatie (Hubble) Classificatie criteria: - Hoe prominent is de bulge ? zeer prominent  Sa of S0 minder belangrijk  Sb of Sc bijna afwezig  Sd of Sm Disk (spiral) galaxies : - Meeste kinetische energie in rotatie

Eigenschappen spiraalstelsels De meeste giant disk galaxies (LB > 6 x 109 Lo) zijn samengestelde (composite ) systemen: - Metaal-arme halo - Bulge (prominent, minder belangrijk, afwezig) bulge heeft grote sterdichtheid (1000 pc-3) en bevat maar weinig gas - Schijf - Spiraalarmen plus eventueel een balk (bar)

S0 stelsels S0 stelsel heeft zeer prominente bulge maar heeft bijna geen schijf: wellicht is al het gas in de schijf inmiddels in sterren omgezet S0 stelsels worden ook wel lenticulars genoemd. M 102

Sa stelsels M 104 LV = 8x108 Lo D = 10 Mpc Grote bulge Bolclusters

Later-type spiraalstelsels NGC 7331 Sb stelsel in Pegasus

M 51 Sc in Can Ven

M 51 (Sc) central regions (HST)

M 81 (Sb) Bode’s galaxy

M99 (Sc) NGC 4656 (edge-on Sbc) M100 (Sc)

M101 (Pinwheel galaxy) (Sc) H toont stervormingsgebieden

De kleur van een stelsel Licht van spiraalstelsels wordt gedomineerd door de helderste sterren. Voor actieve stervormende stelsels: blauwe hoofd- reeks sterren Voor inactieve stelsels: K-reuzen (wegevoluerende sterren)

Hertzsprung-Russell diagram

K-correctie De kleur die wij waarnemen is afhankelijk van de roodverschuiving van het stelsel. νe = (1+z) νo ; λe = λo/ (1+z) m.a.w: wat wij zien was blauwer toen het uitgezonden werd. z=1 z=0

K-correctie Om hiervoor te corrigeren moet je de K-correctie toepassen (vernoemd naar de K-band). Om van band X naar band Y te gaan: mX = MY + DM + KXY, met DM de afstandsmodulus, DM = 5 log10 [ DL/10 pc] en DL = lichtkrachtafstand: DL = √(L/4π S), met S de bolometrische flux en L de bolometrische lichtkracht.

K-correctie Maar om KXY te kunnen uitrekenen moeten we het spectrum van ons sterrenstelsels over alle golflengten kennen. Dit is vaak slecht bekend! λ0 = 24 μ λe = 1μ z=0; midIR λe = 0.1μ z=23 z= 239

Helderheidsverdeling spiraalstelsel waarbij hR de schaal lengte is van het stelsel (1 – 10 kpc); de exponentiele vorm geeft aan dat de helderheids verdeling bepaald wordt door de dichtheidsverdeling van de sterren (zie begrip schaalhoogte).

Bulge to disk ratio  Met behulp van fit aan bulge en schijf kan de verhouding bepaald worden, gebruik makend van eerder vermelde formules die de helderheidsverdeling beschrijven.

Hyperfijn overgang in het H-atoom Totale massa wordt mede bepaald door hoeveelheid neutraal en moleculair waterstof gas: H en H2 neutraal waterstof gas nemen we waar in het radio-gebied: de hyperfijn over gang van het waterstof atoom. anti-parallel parallel

Hyperfijn overgang in het H-atoom Deze overgang is hoogst verboden. Voor een enkel atoom is overgangswaarschijnlijkheid 2.9x10-15 s-1 (eens in de 10 miljoen jaar…), maar als je er maar genoeg van hebt krijg je toch signaal. λ0 = 21 cm, of ν0 = 1.4204058 GHz. (vd Hulst 1944) anti-parallel parallel

Hyperfijn overgang in het H-atoom

H-schijf veel groter dan optisch

H-schijf veel groter dan optisch

H-schijf veel groter dan optisch NGC 5055

H-schijf veel groter dan optisch NGC 6946

Rotatiecurve spiraalstelsel Melkweg  meer massa nodig om rotatie te verklaren

Tully-Fisher relatie

Tully-Fisher relatie Gebruik makend van de vergelijking (snelheid ~ constant) en verwaarlozing van de bulge kun je laten zien dat Gegeven de helderheidsverdeling en aannemend dat M/L en I0 constant zijn, volgt

Spectra van spiraalstelsels Starburst Sc Sb S0

Balkspiralen NGC 7479 (SBb) in Peg M58 (SBc) in Virgo

Spiraalarmen & bars Oorzaak spiraalpatroon niet duidelijk Spiraalarmen “volgen” rotatie sterren Aantal mogelijke verklaringen 1: Self-propagating star formation Door supernova worden nieuwe sterren gemaakt, die weer ontploffen en nieuwe sterren maken etc. Differentiele rotatie trekt stervormings- gebied uit elkaar.

jonge sterren differentiele rotatie Stof

Theorie van spiralen 2: kinematische spiraal: R = Rg + X cos(κt+ φ) - Eccentriciteit van banen vormt een spiraal structuur. Patroon roteert met patroon snelheid Ωp < Ωs

Theorie van spiralen 3: dichtheids golf theorie Spiraal patroon wordt versterkt door resonantie interactie met passerende sterren en wolken. Versterking vindt plaats als Ω- κ/m < Ωp < Ω + κ/m , de Lindblad resonanties. met κ epicycle frequentie en m de order van de spiraal

Overleven van spiralen Spiralen kunnen alleen overleven als de random bewegingen van sterren klein zijn. M.a.w. in een kinematisch ‘koude’ schijf. Anders gaat het patroon verloren. Opzetten van spirals vaak door getijde interactie met nabuur stelsel.

NGC 1300: afstand 75 miljoen lichtjaar (HST) diameter = 15.000 lj

Groepen en interacties NGC 80 groep in Andromeda NGC 4631 (Sc) Herring/Whale NGC 4567 & NGC 4568 Siamese twins in Virgo

AM 0644+741 Ring rond stelsel na interactie 300 miljoen lj

Tadpole galaxy

Stephan’s quintet in Pegasus

Bulge & Groepen Oppervlaktehelderheidsverdeling bulge : (formule van Sersic) Voor n = 1  exponentiele wet spiraalstelsel n = 4  de Vaucouleurs wet voor elliptische stelsels Kern van spiraalstelsel bevat zwart gat Sommige stelsels vertonen een central starburst De meeste melkwegstelsels komen in groepen en clusters voor (doorsnede ~ 1 Mpc). Clusters zijn de dichtste en rijkste structuren (> 50 heldere stelsels; groepen zijn lossere associaties.