Large-scale structure

Large-scale structure
• Afstandsbepaling melkwegstelsels
• Lichtkrachtverdeling melkwegstelsels
(Schechter functie)
• Massa-lichtkracht verhouding
• Donkere materie
• Grote-schaal structuur
• Quasar absorption lines
• Oorsprong structuur
Wet van Hubble
expansiesnelheid V = H0 D, met D = afstand
Beste waarde H0 = 71 +/- 4 km/s /Mpc
Snelheid uit Doppler verschuivingen:
  0 v

0
c
v
1

c

v
0
1
c
voor v<<c
algemeen
IJking door onafhankelijke
afstandsbepaling
De meest betrouwbare
afstandsindicator:
Periode - lichtkracht relatie
voor Cepheïden
A Cepheid variable star in the Galaxy M100, at a distance of
about 56 million lightyear.
IJking uit sterevolutieberekeningen
Verbetering nog steeds nodig
Hubble (1920)
Nieuwe data
Te gebruiken als Standaard lichtbron
Afstandsbepalingen
• Cepheiden
• Novae, supernovae
• Heldere sterren
• Tully-Fisher relatie
• Fundamental plane
• Hubble wet
SN Ia
ΩM = materie dichtheid
ΩΛ = donkere energie
Als ΩM+ΩΛ =1: vlak heelal
Afstandsladder
Schechter lichtkrachtfunctie
Aantal melkwegstelsels (L)L per Mpc3 met lichtkracht
tussen L en L wordt gegeven door de Schechter
lichtkrachtfunctie

L
 L  L
( L)L  n   exp   
 L 
 L  L
L > 0.1 L* noemt men een helder of giant stelsel,
in tegenstelling tot een dwergstelsel
L* ~ 2 x 1010 Lo, ongeveer de helderheid van ons
Melkwegstelsel

L*
Massa-lichtkracht verhouding
Voor hoofdreeks sterren geldt (Mo < M < 10 Mo):
 L M 
   

 L0   M 0 
3 .9
Maar er zijn meer lichte dan zware sterren 
M
 0 .9
LV
voor hoofdreeks sterren
 0.7
voor alle sterren
2
inclusief witte dwergen en gas
Large-scale structure
2dF redshift survey
Twee-punts correlatie functie
• Als sterrenstelsels voorkomen met dichtheid n per
Mpc3, dan is kans om 1 stelsel in volume ∆V1 te
vinden: p = n∆V1.
• Als stelsels random verdeelt zijn: kans om stelsel
in ∆V2 te vinden simpel weg n∆V2.
• Als stelsels geclusterd en ∆V1 in de buurt van ∆V2
dan een hogere kans.
Correlatie lengte
• De gezamelijke waarschijnlijkheid wordt dan:
∆P = n2 [1+ξ(r12)] ∆V1 ∆V2
Hierin is ξ(r12) de correlatie schaal. Door deze te
berekenen kunnen we kijken of stelsels clusteren
of niet.
Correlatie lengte
Clustering op
~ 5 Mpc schaal.
Clustered
Non clustered
r0
Simulaties (“cold dark matter “)
Actieve melkwegstelsels
• AGN (active galactic nuclei):
het centrum van een
melkwegstelsel is veel
helderder dan de
sterpopulatie er om heen.
• Accretie op centraal zwart
gat.
Quasars & hosts
• Maarten Schmidt in 1964 realiseert dat sommige
ster-achtige objecten zeer ver verwijderde
sterrenstelsels zijn: het spectrum is
roodverschoven.
Spectra actieve stelsels
Seyfert 1
narrowline+LINER
Seyfert 2
Host galaxies
Unified model of Seyferts
Quasar absorptie lijnen
Meten van de large-scale structure met behulp
van absorptielijnen in spectra van heldere en
ver weg staande lichtbronnen
- Quasars (QSOs)
- Gamma-ray bursts (GRBs)
• Quasar: actieve kern van een melkwegstelsel waarin
zich een zwart gat bevindt van 108 - 109 Mo
• Gamma-ray burst : het ineenstorten van een zware
ster waarbij zich een (stellair) zwart gat vormt.
Roodverschoven quasar spectrum (rustgolflengte Lyman  is 121.6 nm)
Met damped Ly  system en het Ly  forest .
Gamma-ray burst
Het kortstondig nagloeien in zichtbaar licht van GRB 030329;
gedurende een minuut (in ons rustframe) zendt de burst bijna net
zoveel licht uit als alle sterren in heelal bij elkaar  GRBs zijn
waarneembaar tot ver in het heelal.
Oorsprong large-scale structure
3K achtergrond straling gedetecteerd door COBE
Evolutie structuur vanuit “rimpels”
in 3K achtergrondstraling