W10 AST201 Milky Way and dark matter- Mar 11&13,14.docx

22 Pages
Unlock Document

University of Toronto St. George
Astronomy & Astrophysics
Michael Reid

W10 AST201  Milky Way 03/11/2014 Largest to smallest: universe, galaxy, solar system, star Q: if you stood on a planet in the center of a symmetric sphere of stars, you would see the stars: Filling your sky roughly equally in all directions Q: if you stood somewhere to one side on the disk of stars, you would see the stars: As a thin band of light circling your sky Visible light is easily blocked by dust – longer wavelengths of light are not The wavelength of IR light is larger than the size of a dust particle Infrared light has no trouble getting around dust *other lecture missed Star Deaths 03/11/2014 If the sun’s core suddenly shrank a little bit, the core would: Heat up, causing fusion rates to increase which would cause it to re­expand Why does a star grow larger after it exhausts the hydrogen in its core? Hydrogen fusion in a shell around the core generates enough thermal pressure to push the upper layers  outward What would the universe be like it hydrogen, rather than iron, had the lowest mass per nuclear particle? Nuclear fusion would require energy, so stars would not be powered by this process Misconceptions: Our sun will end its life in a supernova and become a black hole (will not – only high mass stars make  supernova and then go either neutron star or black hole but sun is lower mass star so it will have planetary  nebula and become a white dwarf) A planetary nebula is what is left after a star goes supernova – supernova is different from planetary nebula  (low mass) and supernova is high mass stars – different process not together The sun generates energy in the same way that the nuclear power plants on earth generate energy* ­ sun  is fusion form hydrogen to helium (lighter to heavier) and nuclear power plants are fission to make heavier  elements into lighter ones Neutron stars are “stars” just like any other* ­ neutron stars don’t fuse hydrogen to helium Milky Way 03/11/2014 Sections 19.1­19.4Figures 19.1, 19.2, 19.3, 19.12, 19.16, 19.17, 19.18 (if we get to the optional part), 19.20  19.21 Our home galaxy, the Milky Way Describe the overall properties of the Milky Way, including its size, mass, number of stars, shape, and parts  Name the three major components of the Milky Way: disk, bulge, and halo  Describe how stars move within each component of our galaxy  Identify the approximate distance between the Sun and the center of our galaxy  Describe the typical types of stars (e. g. spectral class, age, etc.) found in the three components of our  galaxy  Describe what’s at the center of the Milky Way  Optional: Describe how the Milky Way formed (time permitting)  19.1 The Milky Way revealed what does our galaxy look like? Holds more than 100 billion stars Among tens of billions of galaxies in observable universe Our milky way is a spiral galaxy – has spiral arms Terms: spiral arms, disk, bulge, halo, globular clusters Most of the galaxies bright stars reside in the disk, also is filled with interstellar gas and dust – known as  interstellar medium entire galaxy is 100,000 light years in diameter but disk is only 1000 light years thick sun is located 28,000 light years from galactic center milky way is relatively large galaxy within our local group Milky Way 03/11/2014 How do stars orbit in our galaxy? Each individual star follows its own path around the galaxy But they do follow one of the two basic orbital patterns Stars in the disk orbit in roughly circular paths that go in the same direction on nearly same plans Merry­go­round resemblance – individual stars bob up and down (general gravitational attraction to galactic  center) and bobing is from gravitational pull from disk itself Stars fall from too far above to too far below and back again Orbits of stars near center and edge are about the same so stars closer to center complete their orbits  sooner than ones near edges Stars in bulge and halo soar high above and below the disk on randomly oriented orbits Orbits are less organized Travelled on elliptical paths but orientations are random Swooping orbits make the bulge look puffier than the disk Sun takes 230 million years to complete one orbit around galactic center Since the speeds of orbits around center and edges are about the same, this means that the majority of the  galaxy’s mass is far from center and is distributed throughout halo We see few stars and no gas in halo so most of galaxy’s mass doesn’t give off light that we can detect ▯  dark matter Milky Way 03/11/2014 19.2 galactic recycling The birth of the Sun/planets in our solar system couldn't have occurred w/o galactic recycling taking place  within the disk of the galaxy and its interstellar medium  Galactic recycling…  Makes new generations of stars possible  Gradually changes the chemical composition of the interstellar medium  Recall early universe only contained H + He. All other elements were produced/released by stars. They mix  with interstellar gas, raising its proportion of heavier elements which becomes part of new star­forming  clouds, giving birth to new stars to continue cycle.  how is gas recycled in our galaxy? Star­Gas­Star Cycle   Atomic hydrogen clouds  Interstellar gas clouds fill the galactic disk  Molecular clouds  Gas in the disk gradually cools and forms molecules  Star formation  Gravity makes stars from molecular hydrogen gas  Nuclear fusion in stars  Fsion in the cores of stars makes new elements from hydrogen  Returning gas  Supernovae and stellar winds return gas and new elements to interstellar space  Hot bubbles  Returning gas cools and then blends into atomic hydrogen clouds Milky Way 03/11/2014 Gas From Dying Stars  Stars return much of their original mass to interstellar space in 2 ways:  Through stellar winds that blow throughout their lives  Through "death events" of planetary nebulae (for low­mass stars) or supernovae (for high­mass stars)  Low: Winds are usually weak while on main sequence, grow stronger when off + by time it dies it's returned  almost half its original mass   High: powerful winds recycle large amnts of matter into the galaxy. They explode, high­speed gas ejected  into space sweeps up surrounding interstellar material, excavating a bubble of hot, ionized gas (gas where  atoms are missing some electrons)  Bubbles are common but hard to detect usually only evident through radio emission from shells of gas  surrounding them  Bubbles created by supernovae have more dramatic effects than ones created by stellar winds. Supernovae  generate shock fronts ­ abrupt, high­gas­pressure "walls" that move faster than the speed at which  sound waves can travel through interstellar space. Movers/shakers of interstellar medium. Also act as  subatomic particle accelerators   Supernova remnant ­ aftermath of its shock front which compresses, heats, and ionizes all interstellar  gas it encounters. Later merges with surrounding interstellar medium  We live in a Local Bubble; a supernovae must have detonated "recently" to create hot gas bubble which  we're in. outside there is much cooler gas  Supernovae affect more than the medium, but affect life by generating cosmic rays that cause genetic  mutations in organisms Milky Way 03/11/2014 Superbubbles and Fountains  Bubbles have diameter of about 100 light years. Superbubbles span 1000s of light years.   Several shock fronts / bubbles combined make a superbubble  Once superbubble breaks out of Milky Way's disk, nothing slows its expansion except gravity.   Result = blowout (similar to volcanic eruption) ­ hot gas erupts from disk, spreading out as it shoots  upward into galactic halo  Blowouts continually cycle gas b/w Milky Way's disk + the halo. Galactic fountain; gravity eventually halts  the rise of gas, near top the gas starts to cool + form clouds,  which rain back down into disk where  contents mix with gas throughout a large region of the galaxy  Cooling and Cloud Formation  Hot ionized gas in bubbles is widespread but represents small fraction of gas in Milky Way  Most gas is cooler, H remains neutral ­ atomic hydrogen gas (even though there is He + other elements  too). After gas from bubbles cool they become part of this  Atomic H emits spectral line with wavelength of 21 cm. tis is seen from all directions, telling us it is  distributed throughout galactic disk. This is a few % of the galaxy's total mass.   Atomic H gas tends to be found in 2 distinct forms:  Large, tenuous clouds of warm atomic H (more common), weak magnetic field  Smaller, denser clouds of cool atomic H, stronger magnetic field  Magnetic fields provide support to clouds that gravity would otherwise cause to collapse + form stars  Matter remains in the warm atomic H stage for much longer than the cool atomic H stage b/c cooling +  contraction of atomic H clouds is a slow process.   Clouds of atomic H contains small + important amnt of interstellar dust. (interstellar dust grains ­  tiny, solid particles that form in the winds of red giant stars + resemble particles of smoke. They remain in  interstellar medium until heated + destroyed by passing shock fronts or incorporated into a protostar.  Responsible for absorption of visible light that prevents us from seeing through the disk)  From Atomic to Molecular Clouds  As temp drops further in center of a cool cloud of atomic H, H atoms combine into molecules, making  a molecular cloud ­ coldest, densest collections of gas in the interstellar medium, birthplaces of stars.  Often congregate into giant molecular clouds that contain up to 1million solar masses of gas. Settles toward  central layers of the Milky Way's disk due to density; creates phenomenon where dark lanes run through  luminous band of light in our sky that we call Milky Way  Completing the Cycle  Large molecular cloud fragments + gives birth to a cluster of stars. Once a few stars form in cluster, their  radiation begins to erode surrounding gas in molecular cloud. Ultraviolet photons from high­mass stars  heat/ionize gas, winds/radiation pressure push ionized gas away. ­ this feedback prevents much of gas in a  molecular cloud from turning into stars  Milky Way 03/11/2014 Molecular cloud erosion ­ newly formed massive stars glow wit ultraviolet radiation which sears he surface  of molecular clouds, destroying molecules + stripping electrons from atoms. Result = matter evaporates  from molecular clouds + joins hotter ionized gas encircling them. Then cycle begins again.  Massive stars will explode, fill region with bubbles of hot gas, expanding bubbles will cool as their gas  merges with atomic H gas, which will cool more + coalesce into molecular clouds, forming new  stars/planets.   Star­gas­star cycle will not go on forever. With each new gen of stars some gas becomes permanently  locked away in brown dwarfs that don’t' return material to space + in stellar corpses left behind when stars  die. Interstellar medium is slowing running out of gas, then it will cease.   Putting It All Together: The Distribution of Gas in the Milky Way  State of Gas  Primary  Approx.  Approx.  Description  Constituent  Temp  Density  Hot bubbles  Ionized hydrogen  1,000,000 K  0.01 atoms per  Pockets of gas heated by  1cm   supernova shock fronts  Warm atomic gas Atomic hydrogen  10,000 K  1 atoms per 1cm  Fills much of galactic disk  Cool atomic gas  Atomic hydrogen  100 K  100 atoms per  Intermediate stage of star­gas­ 1cm   star cycle  Molecular clouds  Molecular hydrogen  30 K  300 atoms per  Regions of star formation  1cm   Molecular cloud  Molecular hydrogen  60 K  10,000 atoms per Star­forming clouds  cores  1cm   Milky Way 03/11/2014 Where do stars tend to form in our galaxy? Some regions of the galaxy seem to be more fertile than others; galactic environments rich in molecular  clouds tend to spawn new stars easily. Gas­poor environments don't.  Star­Forming Regions  Hot, massive stars = region of active star formation (stars there live fast + die young, don't move far from  birthplace)  Near hot stars we often find colorful, wispy blobs of glowing gas; ionization nebulae which glow b/c  ultraviolet photons from hot stars can ionize the nebula's atoms or raise their electrons to high energy  levels, atoms emit light as the electrons return to lower levels. (eg. Orion Nebula)  Most striking colors come from particular spectral lines produced by particular atomic transitions.. Eg.  Transition where e falls from energy lvl 3 to energy lvl 2 in a H atom generates a red photon with a  wavelength of 656 nanometers.   Ionization nebulae appear mostly red in photos b/c of all the red photons released by this transition  Milky Way 03/11/2014 Blue + black tints in some have different origin. Starlight reflected from dust grains produce blue colors b/c  grains scatter blue more readily than red light. These reflection nebulae
More Less

Related notes for AST201H1

Log In


Don't have an account?

Join OneClass

Access over 10 million pages of study
documents for 1.3 million courses.

Sign up

Join to view


By registering, I agree to the Terms and Privacy Policies
Already have an account?
Just a few more details

So we can recommend you notes for your school.

Reset Password

Please enter below the email address you registered with and we will send you a link to reset your password.

Add your courses

Get notes from the top students in your class.