Bulge

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 hoofdreeks 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.
λ0 = 24 μ
Dit is vaak slecht bekend!
λe = 1μ
z=0; midIR
λe = 0.1μ
z=23
z= 239
Helderheidsverdeling spiraalstelsel
I ( R)  I 0 exp(  R / hR )
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.
parallel
anti-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,
parallel
of ν0 = 1.4204058 GHz. (vd Hulst 1944)
anti-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)
v
GM ( R)

2
R
R
2
en verwaarlozing van de bulge kun je laten zien dat
2
M  vmax
hR
Gegeven de helderheidsverdeling
I ( R)  I 0 exp(  R / hR )
en aannemend dat M/L en I0 constant zijn, volgt
Lv
4
max
L1.65 m  3 10 L
10
Zon
1.65 m
 Vmax 


 196 km/s 
3.8
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 stervormingsgebied uit elkaar.
differentiele rotatie
jonge sterren
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 :

I ( R)  I 0 exp  R / R0 
1/ n

(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.