Galaxisok kialakulása

"Fentről le" (top-down) modell

Eggen, Lynden-Bell, Sandage elképzelése

a Tejútrendszer kialakulására:

- összehúzódó protogalaktikus felhő

- kezdetben fémszegény --> halo csillagok kialakulása

- később fémekben feldúsul --> diszk csillagok kial.

Az összehúzódás időskálája: szabadesési idő

R0 ~ 100 kpc, M ~ 6 1011 Mo

ezekből: ’ = 10-25 g/cm3, ”ff = 109 év

”ff nagyobb, mint a nagy tömegű csillagok életkora

==> a kémiai feldúsulás mechanizmusa működik!

”ff kisebb, mint a Nap-típusú csillagok életkora

==> kis tömegű csillagok között sok fémszegénynek

kell lennie

de: a Nap körül a csillagok 98 %-a fémgazdag

==> "G-törpe probléma"

További problémák:

- a halo csillagok 50 %-a retrográd keringésű

- a bulge gömbhalmazok idősebbek, de fémgazdagok

Disszipatív összehúzódás

- az összehúzódó, sűrűsödő felhőben egyre

gyakoribbak az ütközések

- az ezekből származó nyomás fékezi az összehúzódást

Viriáltétel:

ebből:

sebesség-diszperzió

"viriál-hőmérséklet":

Disszipáció: az energia egy része kisugárzódik

egyszerű modell: egységnyi idő alatt egységnyi

térfogatból távozó energia (hűlési ráta):

cooling rate

ahol l (T) a "hűlési függvény"

(numerikus paraméter ~ 10-23 .. 10-24 erg/cm3s)

A hűlés okai: - rekombináció

- fékezési sugárzás

- Compton-szórás

Mennyi idő alatt sugárzódik ki a teljes energia?

Ebből a hűlési idő:

A protogalaktikus ködben:

“ ~ 160 km/s --> T ~ 6 105 K

n ~ 0.05 1/cm3 --> tC ~ 8 106 év << ”ff

Lentről fel (bottom-up) evolúció

- ha ”c > ”ff : lassú, disszipatív összehúzódás

- sűrűségfluktuációk (csomósodás)

- a csomók gravitációs növekedésnek indulnak

A sűrűségfluktuáció növekedéséhez szükséges

kritikus tömeg (Jeans-tömeg):

becslés:

’ ~ 0.15 Mo/pc3 = 10-23 g/cm3

T = 106 K

==> a Jeans-tömeg M = 2 1010 Mo

ez kb. egy normál spirálgalaxis tömege

Galaktikus evolúció megfigyelési

bizonyítékai

a múltban a galaxisok eloszlása más volt

a) sokkal több volt a spirálgalaxis

b) sokkal több kicsi, kék galaxis volt

spekuláció: ezek felbomlása és/vagy összeolvadása

ment végbe valahogy

Csillagkeletkezési ráta

(star formation rate, SFR)

SFR = egységnyi térfogatban évente keletkező

új csillagok összes tömege

[ SFR ] = Mo/év/pc3

SFR empirikus meghatározása: nagy tömegű

csillagokon keresztül

Az UV tartományban mérhető luminozitás főleg

nagy tömegű fősorozati csillagoktól (OB-csillagok)

származik:

Csillagkeletkezés esetén:

Csillaghalál (SN):

Tudjuk:

ahol ”OB az OB-csillagok élettartama

Mivel lUV / l kb. konstans => LUV nagy, ha NOB nagy

De: NOB csak akkor nagy, ha dNOB / dt >> 0, mert

dt > ”OB idő után NOB --> 0

Nyilván:

Csillagkeltési ráta: SFR ~ (dN/dt)b ~ LUV

Szupernóva ráta: SNR ~ (dN/dt)d ~ NSN

Starburst : dN/dt >> 0 ==> (dN/dt)b >> (dN/dt)d

Steady state: (dN/dt)b Û (dN/dt)d ==> dN/dt Û 0

SFR galaxistípusonként igen különböző:

E

S, SB

Irr

SFR

t

Jozsef Vinko

2005-03-01T08:09:20