Modul Extragalaktik Repräsentativer Fragenkatalog

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1 Modul Extragalaktik Repräsentativer Fragenkatalog Eigenschaften normaler Galaxien: Milchstraßensystem Das Phänomen der Milchstraße ordnet sich entlang eines Großkreises an. Was kann man daraus hinsichtlich der Position der Sonne in der Galaktischen Scheibe schlussfolgern? Erstellen Sie einfache Skizzen, die zeigen, wie unsere Galaxis von oben und von der Seite gesehen würde. Kennzeichnen Sie die Struktureinheiten und geben Sie deren etwaige Durchmesser an. Woraus bestehen diese Struktureinheiten im Wesentlichen? Was unterscheidet die Sternpopulation im Halo von der der Galaktischen Scheibe? Eigenschaften normaler Galaxien: Hubble-Schema Skizzieren Sie das Schema der morphologischen Galaxientypen nach Hubble. Geben Sie die wichtigsten Klassifikationskriterien an. Wie unterscheidet sich das Verhältnis von Bewegungsenergie in geordneter Bewegung und ungeordneter Bewegung für die unterschiedlichen Hubble-Typen (qualitativ)? Welche Konsequenzen ergeben sich daraus? Innerhalb eines Abstands von 10 Mpc vom Milchstraßensystem zeigen etwa die Hälfte aller Galaxien eine (mehr oder weniger) irreguläre Struktur. In einem Galaxienkatalog mit der Grenzreichweite m lim = 12 machen solche Galaxien nur etwa 2% der Gesamtanzahl aus. Erklären Sie die Ursache dieser Diskrepanz. Skizzieren Sie die radialen Helligkeitsprofile (Flächenhelligkeit µ = µ(r) für (a) eine elliptische Galaxie, (b) eine S0-Galaxie und (c) eine Sc- Galaxie. (Bei (b) und (c) sei die Normalenrichtung zur Scheibenebene nahe der Sichtlinie zur Galaxie.) Eigenschaften normaler Galaxien: DM-Halos Skizzieren Sie die typische Rotationskurve v rot (R) von Spiralgalaxien. Wie misst man Rotationskurven von Galaxien? 1

2 Interpretieren Sie den Verlauf von v rot (R) bei großen R. Was zwingt zu der Annahme von Halos aus Dunkler Materie? Als eine mögliche Erscheinungsform Dunkler Materie sind kompakte astrophysikalische Objekte mit Massen kleiner als m angesehen worden (MACHOs). Wie kann man solche Objekte im Galaktischen Halo nachweisen? (Erläutern Sie die Methode) Wie lautet das Ergebnis solcher experimentellen Nachweise? Aus welchen Bestandteilen könnten die DM-Halos sonst bestehen? (Stichpunkt) Für eine Spiralgalaxie seien Rotationskurve, Entfernung und Neigung zur Sichtlinie gegeben. Berechnen Sie die dynamisch wirksame Gesamtmasse der Galaxie. Leiten Sie das radiale Dichteprofil von DM-Halos bei großem Zentrumsabstand R aus der beobachteten Rotationskurve v rot (R) ab. Eigenschaften normaler Galaxien: Verschiedene Spektralbereiche Zwischen der Leuchtkraft, L RK, der Galaxien im Radiokontinuum bei z.b. 408 MHz und ihrer Leuchtkraft im fernen Infrarot, L FIR, besteht eine enge Korrelation. Woran liegt das? L FIR ist auchmit der Hα-Leuchtkraft, L α, korreliert, allerdingsist diese Korrelation schwächer. Warum? Was ist die Ursache der großen L FIR der ultra-leuchtstarken Infrarot- Galaxien (ULIRGs)? Eigenschaften normaler Galaxien: Entwicklung, Spiralstruktur Erläutern Sie Prinzip und Vorgehensweise der Populationssynthese. Skizzieren Sie, wie sich das integrale Spektrum (Kontinuum) einer Sternpopulation mit ihrem Alter verändert und wie sich das auf das Emissionslinienspektrum des interstellaren Gases auswirkt. Wie unterscheidet sich das integrale Spektrum einer Sc-Galaxie von dem einer E-Galaxie in Hinblick auf (a) stellares Kontinuum und (b) Emissionslinien des interstellaren Gases? Wie unterscheiden sich die Hubble-Typen E, Sa, Sc, Irr hinsichtlich des Verhältnisses b von gegenwärtiger Sternentstehungsrate zu der über ihre gesamte Entwicklung gemittelte Sternentstehungsrate? Welche Konsequenzen sind daraus für die frühe Entwicklung der E-Galaxien zu erwarten? 2

3 Wodurch werden die Spiralarme von Spiralgalaxien besonders gut angezeigt? Warum leuchten die Spiralarme hell? Skizzieren Sie, wie das Modell der stationären Dichtewelle die Langlebigkeit von 2-armigen Spiralgalaxien erklärt. Gravitative Wechselwirkungen von Galaxien Unter welchen Bedingungen kommt es bei der Begegnung von zwei Spiralgalaxien zur Verschmelzung? Welche Eigenschaften hat das aus der Verschmelzung von zwei Spiralgalaxien entstehende Sternsystem? Welche Bedeutung haben gravitative Wechselwirkungen von Galaxien für das Hubblesche Klassifikationsschema? Bewerten Sie die (historischen) Bezeichnungen frühe und späte Hubble-Typen unter diesem Gesichtspunkt. Erklären Sie das Prinzip der dynamischen Reibung. Galaxienhaufen Reiche reguläre Galaxienhaufen enthalten oft eine cd-galaxie im Zentrum. Warum befinden sich die massereichsten Galaxien in diesen Haufen im Zentrum? Etwa 30% der regulären Galaxienhaufen sind helle Röntgenquellen. Was ist die Quelle dieser Röntgenstrahlung und was ist der dominierende Emissionsmechanismus? Für einen regulären Galaxienhaufen sind Gesamtleuchtkraft L und Streuung der Radialgeschwindigkeiten σ v,rad gemessen worden. Der Haufendurchmesser betrage 1 Mpc. Schätzen Sie die dynamisch wirksame Masse m vir des Haufens aus dem Virialsatz ab. Was rechtfertigt die Anwendung des Virialsatzes? Interpretieren Sie das resultierende Masse-Leuchtkraft-Verhältnis m/l B. WelcheanderenMethodenermöglichendieÜberprüfungderErgebnisse einer derartigen Massenbestimmung für Galaxienhaufen und zu welchen Ergebnissen führen diese? Galaxienhaufen können den starken Gravitationslinseneffekt hervorrufen. Um die Beobachtbarkeit dieses Effektes zu demonstrieren, schätzt man die Größe des Einstein-Rings ab. Berechnen die den Einstein- Radius R E für eine Galaxie der Entfernung r g, die sich hinter einem Haufen der Entfernung r c und der Masse m c = m befindet. 3

4 Der schwache Gravitationslinseneffekt ermöglicht die Untersuchung der Verteilung der Dunklen Materie in Galaxienhaufen. Für einen Haufen, den sogenannten bullet cluster, findet man zwei Zentren der DM-Verteilung sowie zwei Zentren der Röntgenstrahlung. Die DM-Zentren fallen nicht mit den Röntgen-Zentren zusammen. Wie ist diese Beobachtung zu interpretieren und welchen wichtigen Schluss kann man daraus ziehen? Entfernungsbestimmung Welche ist die wichtigste Methode für die Bestimmung der Entfernungen der nahen Galaxien(Lokale Gruppe bis Virgo-Haufen)? Beschreiben Sie, wie diese Methode praktisch angewendet wird. Hubble-Beziehung (a) Wie lautet die Hubble-Beziehung und wie ist sie zu interpretieren? (b) Schätzen Sie aus der Hubble-Beziehung das Expansionsalter τ E des Universums ab. Gehen Sie dabei von einer linearen (gleichmäßigen) Expansion aus. (c) Vergleichen Sie das Ergebnis aus (b) mit dem maximalen Alter τ, max von Sternen. Geben Sie zumindest zwei Methoden an, τ, max empirisch zu ermitteln. (d) Der von Hubble ursprünglich ermittelte Wert der Hubble-Konstante war mit H 0 = 500kms 1 Mpc 1 viel größer als der heute akzeptierte Wert. Diskutieren Sie die Konsequenzen eines so großen Wertes im Kontext von Aufgabe (b). (e) Zurück zu Aufgabe (b): Was lässt sich über τ E aussagen für (e 1 ) das Modell einer abgebremsten kosmischen Expansion bzw. (e 2 ) einer beschleunigten Expansion? Wie ist die Rotverschiebung z definiert und wie wird sie empirisch ermittelt? Wie ändert sich das Verhältnis der beobachteten Wellenlängen eines LinienpaaresderLaborwellenlängenλ 0,1 undλ 0,2 mitderrotverschiebung der Quelle? Durch welche beiden Prozesse wird z bei Galaxien dominiert? Welcher Prozess dominiert bei kleinen und welcher bei großen Entfernungen? Stellen Sie sich vor, Sie haben die Aufgabe, den Wert der Hubble- Konstante aus der Untersuchung vieler Galaxien zu bestimmen. Welche Beobachtungen sind dafür erforderlich und wie würden Sie vorgehen? 4

5 Für eine Galaxie ist die scheinbare B-Helligkeit gegeben sowie der Wert der Vordergrundextinktion A B. Im Spektrum wird die Hα-Linie (λ 0 = 656nm) bei einer Wellenlänge λ obs identifiziert. Bestimmen Sie Entfernung und B-Leuchtkraft L B für diese Galaxie. Welche Rolle spielen Supernovae (SN) vom Typ 1a für die Entfernungsbestimmung? Welche weitreichende Schlussfolgerung zieht man aus der Untersuchung weit entfernter SN 1a? Großräumige kosmische Strukturen Charakterisieren Sie die großräumige Verteilung der Galaxien im Universum. Wodurch ist die Annahme gerechtfertigt, dass die großrümingen Strukturen bereits zum Zeitpunkt der Galaxienentstehung angelegt waren? Vor der Epoche der Rekombination enthielt das Universum ein Schwarz- Körper-Strahlungsfeld. Dieses kann durch die Wellenlänge λ max des Maximums der Energieverteilung charakterisiert werden. (a) Berechnen Sie die Temperatur TSK ion des Strahlungsfeldes, bei der die Energie der Photonen mit λ = λ max gerade der Ionisationsenergie von Wasserstoff (13.6 ev) entspricht. (b) Schätzen Sie die gegenwärtige Temperatur T(z = 0) dieses Strahlungsfeldes ab. Gehen Sie dabei davon aus, dass die Temperatur bei z 1000 etwa 0.1 TSK ion betrug. (D.h., dass die Photonen nicht mehr in der Lage sind, das H-Gas effektiv zu ionisieren.) Gehen Sie außerdem davon aus, dass das Strahlungsfeld nach der Rekombination das eines Schwarzen Körpers blieb. Auf groen Skalen ist der Mikrowellenhintergrund isotrop. Inwiefern ist dies ein Problem und wie wird dieses Problem kosmologisch interpretiert? Was können Sie über die Isotropie des Mikrowellenhintergrunds auf kleinen Winkelskalen aussagen? Welche Informationen gewinnt man aus solchen Beobachtungen? Aktive Galaxienkerne (AGN) Skizzieren Sie das AGN-Standardmodell. Was ist die eigentliche Quelle der großen Energiefreisetzung der AGN? Skizzieren Sie die spektrale Energieverteilung der AGN und ordnen Sie den verschiedenen Spektralbereichen die entsprechenden Komponenten des AGN-Standardmodells zu. 5

6 Der Strahlungsstrom eines Quasars fluktuiert unregelmäßig auf Zeitskalen zwischen etwa einer Woche und 10 Jahren. (a) Schätzen Sie dem maximalen Durchmesser der Emissionsregion ab. (b) Wieviel Energie wird pro Zeiteinheit in einem würfelförmigen Volumen abgestrahlt dessen Kantenlänge 1 Astronomische Einheit beträgt? Im Standardmodell wird angenommen, dass die breiten Emissionslinien (BL) in der Nähe der Kontinuumsquelle erzeugt werden, obwohl die BL-Region in direkten Aufnahmen nicht aufgelöst werden kann. (a) Wodurch ist diese Annahme begründet? (b) Skizzieren Sie eine Methode, den Abstand der BL-Region von der Kontinuumsquelle abzuschätzen. Mit einem Spektrographen, der den Wellenlängenbereich λ = Å überdeckt, werden Spektren von Quasaren unterschiedlicher Rotverschiebung z aufgenommen. Die kleinste bzw. die größte Rotverschiebung beträgt 0.4 bzw Welche Wellenlängenintervalle im Ruhesystem der Quelle werden von diesen beiden Spektren überdeckt? Der Nachweis eines massereichen Schwarzen Lochs (SL) im Zentrum einer Galaxie beruht auf der Tatsache, dass das SL die Bewegungen der Sterne (oder Gas) in seiner Umgebung bestimmt. Wie groß ist diese Umgebung? Gehen Sie von folgender Überlegung aus: Nahe am SL bewegen sich die Sterne auf Kepler-Bahnen mit v rot (R) um das SL, wobei die Fliehkraft die Gravitationskraft des SL der Masse m SL balanciert. Weiter außen haben die Sterne eine Geschwindigkeitsstreuung σ, die durch das allgemeine Gravitationsfeld der Galaxie bestimmt sind. Als Einflussbereich des SL definiert man denjenigen Bereich, in dem v rot (R) σ gilt. Wie groß ist dieser Bereich für die (typischen) Werte σ = 200kms 1 und m SL = 10 8 m? Welche Konsequenz ergibt sich daraus für den Nachweis der SL in Galaxienzentren? Wie ist das Verhältnis der Masse des supermassereichen Schwarzen Lochs zur Gesamtmasse der Galaxie? Galaxien im frühen Universum Warum benötigt man nicht-baryonische Dunkle Materie für das Verständnis der Galaxienentstehung? Beschreiben Sie, wie man Kandidaten für weit entfernte Galaxien mittels Photometrie in mehreren Farbbereichen selektieren kann. 6

7 Die Entstehung der ersten Sterne und Quasare bei z bewirkt die Reionisation des intergalaktischen Gases. Bei welchen Wellenlängen muss man heute nach dem Verschwinden des neutralen Wasserstoffs suchen? Warum ist es nachts dunkel? (Olberssches Paradoxon) 7