Galaxien & Galaxienhaufen im Universum

Transkript

1 Galaxien & Galaxienhaufen im Universum LMU SS 2009 Rene Fassbender, MPE Tel: , 1. Erscheinungsformen von Galaxien 2. Struktur von Galaxien 3. Struktur von Galaxienhaufen 4. Kosmologie und Strukturbildung im Universum 5. Galaxienentwicklung und Sternpopulationssynthese 6. Entwicklung der Population von Galaxienhaufen I 7. Simulationen der Struktur- und Galaxienbildung 8. Semianalytische Modellierung der Galaxienentwicklung 9. Galaxienentwicklung in Himmelsdurchmusterungen I 10. Galaxienentwicklung in Himmelsdurchmusterungen II 11. Großräumige Struktur markiert durch Galaxien & Galaxienhaufen 12. Entwicklung der Population von Galaxienhaufen II 1 Fragestellungen für die heutige Vorlesung 1. Welche Sternklassen dominieren die Galaxienhelligkeiten? 2. Was sind Simple Stellar Populations? 3. Wie lassen sich globale Eigenschaften wie Helligkeiten und Farben von Galaxien modellieren? 4. Durch welche Parameter werden diese Eigenschaften bestimmt? 5. Wie lässt sich die beobachtbare kosmische Entwicklung vorhersagen? R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 2

2 Agenda I. Galaxienkomponenten II. Eigenschaften & Entwicklung von Sternen III. Simple Stellar Populations Modelle IV. Rotverschiebungs-Entwicklung R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 3 I. Galaxienkomponenten

3 Materiekomponenten von Galaxien (siehe V2) 1. Dunkle Materie: nur indirekt beobachtbar (V3), Einfluss auf die Entstehung und Entwicklung von Galaxien, Potentialtiefe beeinflusst Bindung von Metallen (V6) 2. Sterne: Hauptlichtkomponente im UV-optischen-NIR Spektralbereich, globale Eigenschaften des integrierten Sternlichts ist Fokus der heutigen Vorlesung 3. heißes ISM-Gas: HII Regionen um heiße junge Sterne sind Ursprung (verbotener) Emissionslinien, Beitrag zu Breitbandmagnituden von Galaxien gering, heute: keine Betrachtung 4. kaltes ISM-Gas: Voraussetzung und Ausgangsmaterial für Sternentstehung, Emission bei sehr langen Wellenlängen jenseits des IR, starke Absorption im optischen, heute: keine Betrachtung bzw. Vernachlässigung 5. ISM-Staub: inhomogene + geometrieabhängige Extinktion und Rötung im optischen, Emission im MIR/FIR, heute: keine Betrachtung bzw. Vernachlässigung 6. zentrales super-massereiches Schwarzes Loch (SMBH): aktiver Galaxienkern kann durch Akkretion auf SMBH im Zentrum gesamte Galaxie überstrahlen (AGN), Emission sehr komplex und variabel, heute: Betrachtung von Galaxien ohne AGN R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 5 Massereiche Galaxien-Klassen (siehe V2) 1. Ellipische Galaxien: alte Sternpopulationen, kaum Gas und Staub, kaum neue Sternentstehung, Hauptanteil der massereichsten Galaxien und dominant in Galaxienhaufen (V6), gute Voraussetzungen zur realistischen Modellierung als einfaches Sternsystem für heute 2. S0 Galaxien: Zwischenstadium, wichtiger Bestandteil in Galaxienhaufen (V6), relativ gute Voraussetzungen für heutiges Modell 3. Spiralgalaxien: aktive Sternentstehung, signifikanter Gas- und Staubanteil, inhomogene Farb- & Leuchtkraftverteilung, heutiges Modell nur qualitativ anwendbar R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 6

4 Spekrale Energieverteilung (SED / Spectral Energy Distribution) für verschieden Galaxientypen Late-Type Galaxies Early-Type Galaxies Quelle: Schneider 2006 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 7 Spektrale Bänder und Farben (siehe V1 p46-49) AB Referenz-Fluss Δm=m 1 -m 2 =-2.5 log(f 1 /f 2 ) f 1 /f 2 = Δm Δm=5 x 100 im Fluss Δm=2.5 x 10 im Fluss Δm=1 x 2.51 im Fluss Vega Fluss Farben: U-V =: m U m V allgemein: X-Y =: m X m Y R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 8

5 Farben-Helligkeits Helligkeits-Diagramme (CMDs) als Basiswerkzeug für die Untersuchung der Galaxienentwicklung Galaxien des Coma Galaxienhaufens Cluster Red-Sequence CMD = Color-Magnitude Magnitude-Diagram je heller eine Galaxie desto weiter links im CMD je roter eine Galaxie desto weiter oben im CMD die Häufungslinie der Frühtypgalaxien (E+S0) heißt Red-Sequence Quelle: Bower et al absolut: M X -M Y vs M Y beobachtet: m X -m Y vs m Y M=M(M stellar, Z, SF-History, Staub, ) m=m(z, K cor, M stellar, Z, SF-History, Staub, ) R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 9 II. Eigenschaften & Entwicklung von Sternen Material für dieses Kapitel ist teilweise entnommen aus der IMPRS Einführungsvorlesung (auch zum Selbststudium/Nachlesen geeignet) von Ralf Bender & Roberto Saglia (LMU/MPE):

6 Das Hertzsprung-Russel Diagram (HRD) als Standardwerkzeug für die Untersuchung der Sternentwicklung leuchtstark Helligkeits-Farben-Diagramm (umgedrehtes CMD) T eff + R eff bestimmen als zentrale Zustandsgrößen die Leuchtkraft L V (bzw M V ) der Farbindex B-V ist ein beobachtbares Maß für T eff blau leuchtschwach rot die Hauptreihe ist eine Temperatur- Sequenz mit 50000K < T < 3000K mit den Spektralklassen: O-B-A-F-G-K-M Sterne der Sonnenumgebung beobachtet mit dem Hipparcos Satelliten R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 11 Die Schwarzkörperapproximation rperapproximation für Sterne Wien sches Verschiebungsgesetz λ max = nm = Teff Teff 1000K 1000K 2.8 A = µ m Teff 1000K Gesamtleuchtkraft aus dem Stefan-Boltzman-Gesetz L tot = 2 4 4π R σ SBTeff Quelle: Schneider 2006 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 12

7 Die Hauptreihe (MS/Main Sequence) I: SEDs UV optisch NIR UV optisch NIR UV = Ultra-Violett NIR = Nah-Infrarot R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 13 Die Hauptreihe II: Masse-Leuchtkraft Leuchtkraft-Beziehung M 4 L L M M für M>0.6M für M<0.6M R M L 7 T eff 0.6 massereiche Sterne gehen verschwenderisch mit ihrem Brennstoff um die Lebensdauer sinkt mit zunehmender Masse / Temperatur R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 14

8 Die Hauptreihe III: Verweildauer auf der MS die Hauptreihe ist durch das zentrale Wasserstoffbrennen als Energiequelle gekennzeichnet Bedingungen im Sterninnern ändern sich wenn grob 10% des Wasserstoffs zu Helium fusioniert ist damit lässt sich der Energievorrat auf der Hauptreihe abschätzen (Fusion-Energie-Effizienz=0.7% der Ruheenergie) E MS = 0.1 Mc und mit der Leuchtkraft die Lebensdauer auf der Hauptreihe t MS = E L MS M M damit: t MS (M=100M )~ yr ; t MS (M=10M ) ~ yr t MS (M=1M ) ~ yr ; t MS (M=0.1M )~ yr S 2.5 yr für L M 3.5 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 15 Die Hauptreihe IV: Initial Mass Function (IMF) kleine Sternmassen domieren die Gesamtmasse (unterer Teil des HRD) der oberere besetzte Teil des HRD domiert die Gesamtleuchtkraft Quelle: Gobat 2009 die Initial-Mass-Function Φ(m) gibt die anfängliche Massenverteilung bei der Geburt der Sterne an Φ(m) dm ist der relative Anteil (bzw Anzahl) der Sterne mit Masse m im Massenintervall dm Normierung der IMF: m U dm m φ( m) = 1 m L M S mit Massenlimits m L ~0.1M & m U ~100M die Salpter IMF (1955) ist ein einfaches Potenzgesetz mit Exponent und ist eine gute empirische Approximation (für M>M S ) φ( m) m 2.35 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 16

9 Die Hauptreihe V: Zero-Age Age-Main-Sequence (ZAMS) schraffiert: Bereiche langsamer Entwicklungsphasen viel bevölkert die ZAMS ist die voll bevölkerte Hauptreihe zum Zeitpunkt t=0 theoretische Entwicklungswege für Sterne mit gegebener Masse R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 17 Die Hauptreihe VI: Turn-Off Masse beim Verlassen der MS HRD des Sternhaufens M3 M TO (t) MS Turn-Off die turn-off Masse einer Sternpopulation gleichen Alters ist eine innere Uhr R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 18

10 Die Hauptreihe VII: Einfluss der Metallizität zunehmendes Z eine höhere Metallizität Z verschiebt die Haupreihe im HRD effektiv nacht rechts zu niedrigeren T eff bei gleicher Masse die integrierte Farbe der Gesamtpopulation wird damit mit höherem Z roter die Effekte lassen sich durch die erhöhten Absorptionskoeffizienten in den Sternhüllen mit zuhnemender Metallizität erklären Quelle: Unsöld & Baschek 1991 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 19 Nach-Hauptreihen Hauptreihen-Entwicklung (Post-MS) RGB: Wasserstoff-Schalenbrennen HB: Kern-Heliumbrennen AGB: Kohlenstoff-Brennen R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 20

11 Die Alter-Metallizit Metallizitätsts Entartung (Age-Metallicity Degeneracy) Isochronen (Orte gleicher Zeit im HRD) bei verschiedenen t & Z Alter Z sind stark entartet: ein höheres Alter der Stern- Population hat einen ähnlichen Effekt im HRD wie ein höheres Z ähnliche Isochronen / Magnituden / Farben können durch kleineres Alter + höheres Z höheres Alter + kleineres Z erzeugt werden R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 21 III. Simple Stellar Populations Modelle

12 Simple Stellar Populations (SSP) Eine Simple Stellar Population ist eine Ansammlung von Sternen mit gleichem Alter gleicher chemischer Zusammensetzung Freie SSP Parameter: 1. Gesamtmasse M stellar 2. Alter t 0 3. Metallizität Z 4. Form der Inititial Mass Function IMF Simple Stellar Populations können durch einen einzelnen instantanen Sternentstehungs-Burst realisiert werden (Single Burst) Weitere Vereinfachungen: kein Staub, kein Gas R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 23 Prinzip der Sternpopulationssynthese Idee: Berechnung des Spektrums von Galaxien als Superposition aller Sternspektren Zutaten für SSP Modelle: 1. Wähle Anfangsbedingungen: Sternmasse M stellar, Metallizität Z, IMF Form, z.b. - M stellar = M *~ M (charakterische Masse der Massenfunktion) - Z = Z (Sonnen-Metallizität) - Salpeter IMF 2. Setze alle Sterne bei t=0 auf die Zero Age Main Sequence (keine weitere Sternentstehung) 3. Starte die interne Sternenuhr t und lasse alle Sterne entlang ihren (theoretischen) Entwicklungspfaden laufen (passive Evolution) 4. benutze eine Datenbank mit Sternspektren aller möglichen Entwicklungsstufen und Massen 5. das (Rest-frame) Galaxienspektrum zum Zeitpunkt t ist die Summe aller Sternspektren mit Sternalter t 6. die absoluten Galaxienhelligkeiten in den verschiedenen Breitband-Filtern ergeben sich durch eine Faltung der SED mit der Filterkurve R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 24

13 SSP Modelle: : Passive Evolution der Sternpopulation Altersangaben in [Gyr] nach Festlegung der Anfangsbedingunen bestimmt alleine das Alter t der SSP die SED der UV- und Blau-Anteil des Spektrums verringert sich innerhalb des ersten Gyr sehr schnell nach einigen Gyr geht das intergrierte Spektrum in die charakteristische SED von Frühtyp-Galaxien über Rest-Frame Wellenlängen Quelle: Bruzual & Charlot 2003 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 25 Relative Leuchtkraftbeiträge der verschiedenen stellarern Entwicklungsstadien die B-Band-Helligkeit wird zu allen Zeiten von Hauptreihensternen dominiert die NIR K-Band Helligkeit wird zu keiner Zeit von Hauptreihensternen (<20%) bestimmt sondern erst von Core Helium Burning Stars, dann von AGB stars und Red Giant Branch stars Quelle: Schneider 2006 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 26

14 Intrinsische Farb- und Leuchtkraft-Entwicklung blaue Farben (z.b. B-V) entwickeln sich schneller als rote Farben (z.b. V-K) Leuchtkraft in kurzwelligen Bändern nimmt schnell ab (M=const) Indikator für kürzliche Sternbildung Leuchtkraft im Nah-Infrarot nimmt nur langsam ab Indikator für stellare Gesamtmasse Quelle: Schneider 2006 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 27 Die Alter-Metallizit Metallizitätsts Entartung in Galaxienspektren Breitband-Helligkeiten Spektren t=2 Gyr mit Z=2.5Z t=6 Gyr mit Z=Z erzeugen fast identische SEDs Quelle: Gobat 2009 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 28

15 IV. Rotverschiebungs-Entwicklung Kosmologische Entwicklung der Galaxien bisher wurde nur die intrinsische Entwicklung der Sternpopulation der Galaxien betrachtet, d.h. absolute Helligkeiten und Farben (Rest-frame) um die Entwicklung von Galaxien direkt bei verschiedenen Rückschauzeiten zu beobachten, müssen die absoluten Magnituden M X noch mit Hilfe des kosmologischen Modells (V4) in scheinbare Magnituden m X (z) als Funktion der Rotverschiebung transformiert werden benutze Standardmodell-Parameter: Ω m =0.3, Ω Λ =0.7, h=0.7 Folgende Schritte sind für die Transformation nötig: 1. Transformiere das Alter t der SSP in kosmische Zeiten t(z) mit Start bei t(z f )=:0, dem Formation Redshift z f 2. berechne mit Hilfe der Leuchtkraftentfernung d lum (z) das Distanzmodul m-m als Funktion der Rotverschiebung 3. berechne den K-Korrekturfaktor K X (z) für das beobachtete Band X als Ausgleich für Änderung des Rest-frame Bandes R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 30

16 1. Transformation der kosmischen Zeit t(z) (siehe V4) t lookback t Universe t 0 = 13.5 Gyr Starte innere SSP Uhr bei Formation Redshift z f z f =10: t lb =-13.0 Gyr, t U =0.5 Gyr z f =5: t lb =-12.3 Gyr, t U =1.2 Gyr z f =3: t lb =-11.4 Gyr, t U =2.1 Gyr t SSP (z)=t U (z)-t U (z f ) R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum Berechnung des Entfernungsmoduls (siehe V4) Bemerkung: Umrechnung von Längeneinheiten 1pc 1 Mpc macht die scheinbaren Helligkeiten um Faktor mag dunkler im Vergleich zur Definition des Entfernungsmoduls: m-m = 5*log(D/pc) - 5 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 32

17 3. Der K-KorrekturfaktorKorrekturfaktor I x(1+z) die kosmologische Rotverschiebung hat zur Folge, das der beobachtete Spektralbereich um einen Faktor (1+z) vom Rest-frame Spektralbereich abweicht und damit eine Verschiebung+Stretching verursacht: λ obs λ obs = (1 + z) λ em = (1 + z) λ em emittierendes Band Q beobachtetes Band R der SED-und z-abhängige K-Korrektur Faktor berücksichtig dies als additive Korrekturmagnitude R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum Der K-KorrekturfaktorKorrekturfaktor II für SSP Modelle K>0 scheinbare Magnitude m ist größer (dunkler) als aus 1/d 2 lum zu erwarten K<0 scheinbare Magnitude m ist kleiner (heller) als aus 1/d 2 lum 2 zu erwarten und daher leichter zu beobachten (langwellige Bänder) Quelle: Fassbender 2007 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 34

18 Gesamttransformation M X m X (z) mit Abhängigkeit der kosmologischen Parameter: R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 35 Entwicklung von m X (z) ) von SSP Modellgalaxien für M stellar =M*, Z=Z, z f =5, Salpeter IMF, und Standardkosmologie Quelle: Fassbender 2007 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 36

19 Entwicklung der Farben X-Y(z) ) von SSP Modellgalaxien bei günstiger Wahl einer SSP Modell Farbe (Monotonie), kann diese mit Hilfe der beobachteten Farbe der Galaxien in Galaxienhaufen zur Rotverschiebungsschätzung verwendet werden (V6) Quelle: Fassbender 2007 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 37 Zusammenfassung 1. Frühtyp-Galaxien (E+S0) haben sehr homogene Eigenschaften im Farben- Helligkeitsdiagramm, ihre Eigenschaften & Entwicklung lassen sich mit Hilfe der Sternpopulationssynthese modellieren 2. Simple Stellar Populations (SSP) sind Modell-Sternpopulationen gleichen Alters t und gleicher Metallizität Z, die sich passiv mit dem Alter der SSP entwickeln 3. Die Gesamthelligkeiten von SSPs kommt größtenteils von Sternen im oberen Teil des HRD, die Gesamtmasse wird von Sternen im unteren Teil des HRD bestimmt 4. Die Helligkeiten des kurzwelligen (UV/blau) Teils des Spektrums nimmt rapide nach der letzten Sternentstehungsphase ab und ist nach ~1Gyr praktisch verschwunden 5. Die Helligkeiten des langwelligen (roten/nir) Teils des Spektrums werden nur langsam schwächer und sind ein Maß für die stellare Gesamtmasse M stellar 6. Mit Hilfe eines kosmologischen Modells lassen sich die SSP Helligkeiten in Vorhersagen für die Rotverschiebungsentwicklung der scheinbaren Magnituden für Frühtyp-Galaxien transformieren und mit Beobachtungen vergleichen R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 38

20 Anhang Spektralklassen der Sterne (Harvard Klassifikation) R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 40

21 Verallgemeinerte Star Formation History allgemeinere und gegebenenfalls realistischere Szenarien der Sternentstehungsgeschichte einer Galaxie kann durch eine Superposition einer gewichteten Folge von SSP-Modellen mit jünger werdendem Alter modelliert werden selbstkonsistente Metallanreicherung muss berücksichtigt werden, da spätere Sterngenerationen aus angereichertem Gas enstehen Quelle: Gobat 2009 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 41 Einfluss verschiedener IMFs Quelle: Gobat 2009 R. Fassbender LMU SS09: Galaxien & Galaxienhaufen im Universum 42