You are here:
Foswiki
>
Main Web
>
TWikiUsers
>
AndrzejCzarny
>
SredniaGestosc
(13 Jun 2005,
BoudRoukema
)
(raw view)
E
dit
A
ttach
---++ Średnia gęstość Poniższa metoda zakłada, że gęstość Wszechświata można ocenić na podstawie jasności materii jaka się w nim znajduje. Zadaniem będzie ustalenie średniego stosunku masy do jasności. Wykorzystamy do tego celu funkcję świecenia galaktyk n(L). Określa ona liczbę galaktyk o jasności z przedziału od L do L+dL w jednostce objętości [1]. Najdogodniejszą formułę podał Schechter: %MATHMODE{n(L)=\frac{n_*}{L_*}[\frac{L}{L_*}]^{-\alpha}e^{-\frac{L}{L_*}}}% Wykładnik %$\alpha$% został dobrany na podstawie badań słabych galaktyk na wartość 5/4. Zakłada ona, że bardzo słabe galaktyki mają nieskończoną gęstość, ale gęstość źródeł światła pozostaje skończona: %MATHMODE{L_V=\int^\infty_0 n(L)LdL \approx 2\cdot 10^8 hL_{\odot} Mpc^{-3}}% %$L_V$% określa jasność wszystkich galaktych w jednostce objętości. Potrzebny jest także średni stosunek masy do jasności %$<\frac{M}{L} >$% . Wprowadźmy bezwymiarowy parametr gęstość %$\Omega_0$%: %MATHMODE{\Omega_0=\frac{<\frac{M}{L}>L_V}{\rho_c}}% Obserwacje wykazały, że średni stosunek masy do jasności jest tym większy im za galaktykę przyjmuje się większy obszar wokół centrum. Dla gęstości krytycznej Wszechświata przyjmuje on postać: %MATHMODE{<\frac{M}{L}>_c=1350h M_{\odot}/L_{\odot}}% W naszych rozważaniach przyjmujemy za typowy stosunek masy do jasności, taki jak w parach i grupach galaktyk %$<{\frac{M}{L}}>\approx 700 M_{\odot}$%. Spowoduje to, że nasz bezwymiarowy parametr gęstości przyjmie postać %$\Omega_0\approx 0.1$%. Ocena ta jest związana z promieniem ciemnych otoczek wokół galaktyk o ile są one proporcjonalne do obszarów świecących [1].<BR> Rozpatrując ten problem inaczej możemy przyjąć, że %$<\frac{M}{L}> \sim L^{1/4}$% przy założeniu, że mamy pewną liczbę galaktyk eliptycznych f oraz odpowienio galaktyk spiralnych 1-f. Możemy wyznaczyć charakterystyczne masy galaktyk, korzystając z formuły Schechtera oraz ograniczając od dołu rozmiary ciemnych otoczek. Założenia te dają oszacowanie na masy galaktyk eliptycznych i spiralnych. Pamiętając, że galaktyki eliptyczne stanowią 1/3 wszystkich galaktyk [1] otrzymujemy średnią gęstość wszechświata. W ostateczności otrzymujemy : %MATHMODE{\Omega_0=0.0017R}% gdzie R jest promieniem otoczki ciemnej materii wyrażonym w jednostkach %$\frac{1}{10}h^{-1}kpc$%. ---++Literatura [1]. Michał Jaroszyński, "Galaktyki i budowa Wszechśwata", PWN, 1993 ---++Ciekawe Linki <A HREF=http://postepy.camk.edu.pl/jks-kosmo-pr.html> KOSMOLOGIA — wybrane zagadnienia (prof. Jerzy Sikorski)</A> ---- _Czy otoczek ciemnej materii to core radius in the density profile of elliptical galaxies? -- Main.BoudRoukema - 13 Jun 2005_
E
dit
|
A
ttach
|
P
rint version
|
H
istory
: r3
<
r2
<
r1
|
B
acklinks
|
V
iew topic
|
Edit
w
iki text
|
M
ore topic actions
Topic revision: r3 - 13 Jun 2005,
BoudRoukema
Main
Log In
or
Register
Toolbox
Create New Topic
Index
Search
Changes
Notifications
RSS Feed
Statistics
Preferences
Users
Groups
Webs
Cosmo
Main
Sandbox
System
English
Français
Polski
Copyright © CC-BY-SA by the contributing authors. All material on this collaboration platform is copyrighted under CC-BY-SA by the contributing authors unless otherwise noted.
Ideas, requests, problems regarding Foswiki?
Send feedback