9.10 Die Distanzleiter Astronomie 9. Kapitel: Galaxien Teil 2 H.M. Schmid

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1 9.10 Die Distanzleiter 1

2 Sternparallaxen 1833 Henderson: α Cen: π = 3/4 (hat aber später als Bessel publiziert) 1837 Struve: Wega: π = 1/ Bessel: 61 Cyg: π = 1/3 ESA Satellit Hipparcos : Sternparallaxen von etwa Sternen (Resultate ca publiziert Gute Distanzen bis ca. d=250 pc; 1/250 4 milli-bogensekunden (mas) (Genauigkeit <1 mas) Sterne mit geringerer Genauigkeit bis ca. 1 kpc Distanzen zu nahen Sternhaufen ESA Satellit Gaia gestartet 19. Dez 2013 Missionsdauer: 5 Jahre; jeder Stern im Schnitt 70 Mal vermessen Positions-Genauigkeit <10 microarcsec (100 x besser als Hipparcos) ohne Staub wäre die ganze Galaxie vermessbar Resultate: Ein Katalog von Positionen, Distanzen, Eigenbewegungen, Helligkeiten Temperaturen, chemische Häufigkeiten... für eine Milliarde Sterne (1 % der Galaxie) 2

3 Relative Distanz zwischen Sternhaufen Mit Sternhaufen mit gut bestimmter Distanz kann man Eigenschaften von besonderen Sternen kalibrieren, insbesondere Cepheiden 3

4 Die bedeutendste Unterklasse der pulsationsveränderlichen Sterne: Die klassischen Cepheiden erhielten ihren Namen nach dem Stern δ Cephei, der eine Periode von ca. 5,37 Tagen aufweist. Es handelt sich um junge massereiche Sterne mit mehr als 3 M o, die sich von der Hauptreihe wegentwickelt haben und den Instabilitätsstreifen mehrfach kreuzen. Sie gehören zur Scheibenpopulation und kommen in offenen Sternhaufen vor. Klassische Cepheiden 4

5 Physik des Pulsationsprozesses Grundlage für die Pulsation der Cepheiden ist der Kappa-Mechanismus. Die Absorption des Gases in der Sternhülle nimmt bei einer einer kritischen Temperatur für die Anregung der höheren Niveaus des Wasserstoffes sehr stark zu als Funktion der Temperatur. Bei grosser Absorption wird die Strahlung blockiert wodurch die blockierende Stelle aufgeheizt wird und durch den zunehmende Druck expandiert. Die Volumenzunahme hat zur Folge, dass die Absorptionsfähigkeit sinkt, und die Strahlung entweichen kann. Die Temperatur und daher der Druck nehmen wieder ab und der Stern zieht sich aufgrund der Gravitation wieder zusammen und der Ablauf wiederholt sich. Die Cepheiden folgen einer Perioden-Leuchtkraft Beziehung: M V = log(p) Genauer: Die Beziehung ist metallizitätsabhängig. Mit ihr ist es möglich, aus der Beobachtung des Lichtwechsels eines Cepheiden auf seine absolute Helligkeit zu schließen. Den Helligkeitswechsel von Cepheiden kann man in den nächsten Galaxien verfolgen und damit kann genaue Distanzen zu diesen Galaxien bestimmen. 5

6 Supernovae vom Typ Ia Ein weisser Zwerg (CO) akkretiert Materie von einem Begleiter Masse erreicht Chandrasekhar-Grenze: 1.4 M o C und O fusionieren zu Fe (fast) ganzer Stern explodiert ohne wesentlichen Rest Standardbomben bzw. Standardkerzen für Kosmologie Kalibrierung der Helligkeit M V (SN Ia) in nahen Galaxien Die SN Ia sind etwas unterschiedlich aber auf eine sehr gut definierte Weise skalierbar aus dem Lichtverlaufverlauf kann auf die absolute Helligkeit geschlossen werden. 6

7 9.11 Rotverschiebung und Hubble Gesetz Dopplereffekt (nicht relativistisch): λ/λ = v/c Rotverschiebung: λ/λ = z Dopplereffekt relativistisch (Spezielle Relativitätstheorie) Edwin Hubble entdeckte (1929), dass sich entfernte Galaxien von uns weg bewegen: Die Fluchtgeschwindigkeit ist proportional zur Distanz. 7

8 Die Hubble Konstante Die Hubble Konstante ist eine wichtige Grösse der Kosmologie. Es wurde weltweit enorm viel Arbeit in deren Bestimmung investiert. 8

9 9.12 Galaxienentwicklung Mit den besten modernen Teleskopen (HST, VLT) können Galaxien bei sehr grossen Distanzen, >> 1 Mia. Lj, entdeckt werden. Weil das Licht dieser Galaxien Milliarden Jahre unterwegs war, sehen wir Galaxien wie sie früher ausgesehen haben: Teleskope sind Zeitmaschinen Die Grafik zeigt die Beziehung zwischen Rotverschiebung und Zurückblick-Zeit relativ zum Alter des Universiums. Eine Galaxie bei einer Rotverschiebung z=2.0 entspricht einem Stadium als das Universum etwa 4x jünger war als heute. Z=6.4 entspricht etwa den entferntesten Galaxien die man kennt. 9

10 HDF Hubble Deep Field HDF war 1995 die erste sehr tiefe Beobachtung von Galaxien im frühen Universum Feld: 2.5 x 2.5 (3x10-8 des Himmels) ~3000 Objekte (~20 Sterne) Das Licht der entferntesten Objekte wurde nur 2-5 Mia Jahre nach dem Urknall ausgesandt! Nächste Seite: Ausschnitt unten rechts

11 z=0.68 z=1.24 z=2.80 z=0.50 z=0.76 z=1.06 z=1.01

12 Galaxienzählraten Die Anzahl Galaxien pro Raumwinkel erlaubt Rückschlüsse über die Eigenschaften der Galaxien im frühen Universum. Im HDF werden etwa 10x mehr Galaxien gezählt (Punkte) verglichen mit der erwarteten Anzahl von Galaxien mit gleicher Dichte und Helligkeit wie im lokalen Universum (Linie). Galaxienzählraten für Galaxien im HDF (für alle Galaxientypen Ga (a) und spezielle Typen (b,c,d); aus Abraham et al. 1996, (MNRAS 279, L47) Die Erklärung ist, dass die Galaxien früher statistisch heller waren, und deshalb besser sichtbar sind. Der Ueberschuss ist am deutlichsten bei den Galaxien mit unregelmässiger Struktur, die gerade wegen einem Verschmelzungsprozess (Kollision) eine mit erhöhte Sternentstehungsrate und damit Leuchtkraft haben. 12

13 Eigenschaften der Galaxien im HDF z=1-4 (2-5 Mia Jahre nach dem Urknall) kleine Ausdehnung < 10 kpc (<0.5 ) sehr oft irreguläre Struktur intrinsisch: blaue Galaxien im mittel heller als lokale Galaxien kollidierende Galaxien Fragmente, die sich zu den ersten leuchtkräftigen Galaxien vereinen 13

14 Globale Stern-Entstehungsrate Lilly-Madau Plot: Aus der Untersuchung der mittleren Helligkeit von Galaxien als Funktion der Rotverschiebung kann abgeleitet werden, dass die Sternentstehungsrate ψ bei z=2 etwa 10 mal höher ist als heute (im lokalen Universum) 14

15 9.13 Aktive Galaxien Verschiedene Objekte werden heute zu den aktiven Galaxien gezählt: Seyfert-Galaxien: Scheibengalaxien mit einem sehr hellen, punktförmigen Zentrum mit einer Helligkeit vergleichbar mit dem gesamten Rest der Galaxie Quasi-stellare Objekte (QSO): sehr helle, > 100 L Milchstrasse, punktförmige Quelle bei grosser Rotverschiebung z>0.2. QSO mit Radioemission werden Quasare genannt. Radio-Galaxien: Galaxien mit ausgedehneten (>10 kpc) Radioquellen hervorgerufen durch die Synchrotronstrahlung von energetischen Elektronen (z.b. Vir A). Diese Objekte sind typischerweise auch als energetische Röntgenquellen und starke IR- Quellen sichtbar. Bild: Aktive Galaxie M87 (Vir A), die zentrale Galaxie im Virgo Galaxienhaufen. Dies ist eine Radiogalaxie mit einem Jet der auch im sichtbaren Licht beobachtbar ist. Die Masse des Zentralen Schwarzen Lochs ist etwa 10 9 M sun. 15

16 Energiequelle von AGNs Wie lässt sich die enorm helle, punktförmige Lichtquelle von AGNs erklären, die eine Leuchtkraft von L sun emittieren kann? Ein massereiches Schwarzes Loch, M= M sun, das Masse verschluckt, kann soviel Energie erzeugen. Nehmen wir an, die abgestrahlte Energie (z.b L sun ) ist gleich der pro Zeiteinheit frei werdenden potentiellen Energie der ins Schwarze Loch fallenden Masse MM = dm/dt, gerechnet von r = bis zum Schwarzschildradius r S : LL = EE pppppp tt cc 2 rr ss = GG MMMM rr 2 MMMM dddd = GG rr ss Mit rr SS = 2MMMM cc 2 ist der benötigte Masseneinfall für L = L sun MM = rr SSLL GGGG = 2LL = gg ss = 3.5 MM ssssss /yyyy Natürlich kann nicht die gesamte gewonnen potentielle Energie in Strahlungsenergie verwandelt werden, die Rechnung gibt aber eine gute Idee von der Grössenordnung. Die Energie eines hellen Quasars kann also erklärt werden, falls das zentrale schwarze Loch einige Sonnenmassen pro Jahr verschluckt. 16

17 Modellvorstellung eines AGN Bei AGN ist eine Akkretionsscheibe um ein massives schwarzes Loch im Zentrum der Galaxie die Quelle der grossen Energieemission. Die verschiedenen Erscheinungsformen resultieren aufgrund der verschiednen Sehrichtungen auf das Zentrum. Wenn die Staubscheibe den direkten Blick versperrt, dann fehlen die inneren Komponenten. Die Akkretionsrate bestimmt die Aktivität. 17

18 9.10 Masse eines Galaxienhaufens a) Virialtheorem für Galaxienhaufen 2 E kin + E pot = 0 Für reguläre (relaxierte) Haufen (Galaxien & Kugelsternhaufen) E kin = Σ 1/2 Mv 2 E pot = Σ GM 2 /R Gemessen wird nur eine der v-komponenten (Sehrichtung, d.h. radial) statistische Gleichverteilung der Komponenten man findet, dass die Geschwindigkeiten viel zu gross sind für die sichtbare Massen der Galaxien (M/L-Verhältnis) Dunkle Materie 18

19 b) Modellierung der Abbildung eines Objektes im Hintergrund durch Gravitations-Lichtablenkung eines Galaxien Haufens Der Galaxienhaufen im Vordergrund wirkt als Linse Modellierung der Massenverteilung der Galaxienlinse dunkle Materie 19

20 9.11 Dunkle Materie Zwei Hauptklassen der Kandidaten der dunklen Materie: Baryonen nicht-baryonische Teilchen a) Baryonische dunkle Materie normale Materie, d.h. das Urgemisch von ca. 90% H und ca. 10% He. Es ist unwahrscheinlich, dass diese Teilchen als atomares oder ionisiertes Gas vorkommen, denn sie würden zu stark strahlen und wären beobachtbar Möglichkeiten: braune Zwerge (`Sterne', die nicht massiv genug sind um H zu fusionieren, M < 0.08 M ) planetenartige Gebilde (M ~0.001 M ) alte und kalte weisse Zwerge ( M ) schwarze Löcher Gemeinsam werden sie Massive Astrophysical Compact Halo Objects = MACHOs genannt. 20

21 Zwei Hauptklassen der Kandidaten der dunklen Materie: Baryonen nicht-baryonische Teilchen a) Baryonische dunkle Materie normale Materie, d.h. das Urgemisch von ca. 90% H und ca. 10% He. Es ist unwahrscheinlich, dass diese Teilchen als atomares oder ionisiertes Gas vorkommen, denn sie würden zu stark strahlen und wären beobachtbar (höchstens molekularer Wasserstoff wäre noch möglich). Möglichkeiten: braune Zwerge (`Sterne', die nicht massiv genug sind um H zu fusionieren, M < 0.08 M ) planetenartige Gebilde (M ~0.001 M ) alte und kalte weisse Zwerge ( M ) schwarze Löcher Gemeinsam werden sie Massive Astrophysical Compact Halo Objects = MACHOs genannt. 21

22 Suche nach baryonischer dunkler Materie Zwei Hauptklassen der Kandidaten der dunklen Materie: Baryonen nicht-baryonische Teilchen a) Baryonische dunkle Materie normale Materie, d.h. das Urgemisch von ca. 90% H und ca. 10% He. Es ist unwahrscheinlich, dass diese Teilchen als atomares oder ionisiertes Gas vorkommen, denn sie würden zu stark strahlen und wären beobachtbar (höchstens molekularer Wasserstoff wäre noch möglich). Möglichkeiten: braune Zwerge (`Sterne', die nicht massiv genug sind um H zu fusionieren, M < 0.08 M ) planetenartige Gebilde (M ~0.001 M ) alte und kalte weisse Zwerge ( M ) schwarze Löcher Gemeinsam werden sie Massive Astrophysical Compact Halo Objects = MACHOs genannt. 22

23 MACHO und EROS Projekte Zwei Projekte haben MACHOS in der Milchstrasse gesucht: Gegen das Galaktische Zentrum Gegen die LMC und SMC Arbeitsprinzip: Wenn ein unsichtbares Objekt mit Masse sich vor einem Hintergrundstern durch bewegt wird durch die Gravitationslinsenwirkung der dunklen Masse der Hintergrundstern für kurze Zeit heller. Zwei Gruppen photometrierten eine grosse Anzahl Sterne jede Nacht in zwei Farben (MACHO und EROS Kollaborationen). seit 1993: viele Ereignisse vor allem in Richtung galaktisches Zentrum. Hauptresultat (publiziert 2007): MACHOs mit Massen im Bereich 10-7 und 10-2 M machen weniger als 8 % der gesamten dunklen Materie aus. Generell: MACHOS sind als Hauptbestandteil der dunklen Materie im Galaxien- Halo ausgeschlossen. 23

24 b) Nicht-baryonische dunkle Materie Sammelbegriff WIMPs: Weakly Interacting Massive Particles. Sie müssen eine Masse besitzen und höchstens mit sehr kleinem Querschnitt mit Photonen wechselwirken. Beispiele: Neutrini mit endlicher Masse: bestätigt! aber eine gute Abschätzung wieviel Neutrini zur dunklen Materie beitragen ist noch ausstehend Axionen (Teilchen, die eingeführt wurden, um Probleme mit der CP-Symmetrie in der starken Wechselwirkung zu bereinigen. Ihre Wechselwirkung mit normaler Materie hängt vom Spinzustand ab) Supersymmetrie (SUSY) Teilchen: SUSY vereinigt alle Kräfte und postuliert eine Symmetrie zwischen den elementarsten Bosonen und Fermionen. Zu jedem elementaren Fermion ein Boson, und umgekehrt. 24

25 9.12 Haufen und Superhaufen Verteilung von Galaxien ist nicht gleichförmig Haufen von Galaxien Die Verteilung der Galaxien-Haufen ist nicht gleichförmig Superhaufen Reguläre Galaxien H. Irreguläre Galaxien H. - Sphärisch sym. - Amorph - verdichteter Zentral-Bereich - kein eigentliches Zentrum Galaxien Galaxien - fast nur E und S0 - alle Typen - cd s im Zentralbereich - cd selten - nicht häufig - typisch Bsp: Coma Haufen Bsp: lokale Gruppe, Virgo Haufen Superhaufen: Grössere Dichte von Galaxien Haufen als im Durchschnitt keine klar isolierte und abgegrenzte Gebilde grossräumige Struktur 25

26 9.13 Grossräumige Struktur im Universum Superhafen bilden eine grossräumige Struktur. Sie ist ähnlich aufgebaut wie ein Schwamm : Es gibt Wände und Löcher. 26

27 Simulierte Verteilung der Materie im Universum Links: Die heutige Verteilung der dunklen Materie in einem scheibenförmigen Schnitt durch eine Simulation eines flachen Universums mit einer kosmologischen Konstanten. Rechts: Die heutige Verteilung der Galaxien in derselben Scheibe wie links. Galaxien sind mit farbigen Kreisen dargestellt. 27