Astrophysik II. Schwerpunkt: Galaxien und Kosmologie. Vorlesung 6: Aktive Galaxien und Galaxienentstehung
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- Nora Ursler
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1 Astrophysik II Schwerpunkt: Galaxien und Kosmologie Bachelor Physik mit (Nebenfach) Astronomie Wintersemester 2017/18 Dr. Benjamin Moster Vorlesung 6: Aktive Galaxien und Galaxienentstehung 1
2 Letzte Vorlesung: Entfernungsleiter Keine einzelne Methode kann Entfernungen auf allen Skalen bestimmen Bestimme Entfernung mit Methode A um Methode B zu kalibrieren Kette von Messungen die auf einander aufbauen heißt Entfernungsleiter 2 Astrophysik II (Bachelor)
3 Letzte Vorlesung Cepheiden Cepheiden sind Riesen bzw. Überriesen mit veränderlicher Leuchtkraft Korrelation zwischen Periode und durchschnittlichen Leuchtkraft Relation muss zuerst kalibriert werden, um absolute Magnitude zu bestimmen Hubble benutzte Cepheiden um Entfernung zur Andromedagalaxie (M31) zu messen Heute: bis zu Entfernung 30 Mpc (Kalibrierung anderer Methoden) 3 Astrophysik II (Bachelor)
4 Spektren - Flusseinheiten Elektromagnetische Strahlung kann auf viele weißen bestimmt werden Flussdichte F: Leistung pro m 2 Teleskop-Messfläche in Wm -2 Spektrale Flussdichte: Flussdichte pro Spektralintervall Entweder ausgedrückt mit Bezug auf die Wellenlänge λ: F λ in Wm -2 μm -1 oder im Bezug auf die Frequenz ν: F ν in Wm -2 Hz -1 Astronomie-spezifische Einheit Jansky: 1 Jy = Wm -2 Hz -1 d Flussdichte sowie spektrale Flussdichte werden oft einfach als Fluss bezeichnet 4 Astrophysik II (Bachelor)
5 Optische Spektren Sternspektren addieren sich zu Galaxienspektrum Linien verschwimmen da 1) verschiedene Sterne haben verschiedene Linien 2) Sternbewegungen die Linien verbreitert (Doppler-Verbreiterung) Bei HII-Regionen: verbotene Linien Die Zustände sind so langlebig, dass sie bei hohen Dichten durch Kollisionen zerstört werden, vor spontaner Emission Ellipsen: kontinuierliches Spektrum mit Absorptionslinien - keine Emission ähnlich K-Sterne (dominieren Spektrum) Spiralen: kontinuierliches Spektrum mit Absorptions- und Emissionslinien (HII) 5 Astrophysik II (Bachelor)
6 Doppler-Verbreiterung Doppler-Effekt führt zur Verschiebung einzelner Linien durch Bewegung Licht von astronomischem Objekt ist immer Überlagerung von vielen Photonen Verbreiterung Bei Atomen mit Dispersion! folgt Verbreiterung Δλ/λ ~ σ/c Gründe für Bewegung: Thermische Bewegung (Temperatur)! ~ (2kT/m) 1/2 oder Strömungsgeschwindigkeit: Rotation, Einfall, Ausfluss, chaotische Bewegung von Gaswolken Typisch: thermischer Anteil kleiner Wie thermischen Teil bestimmen? 6 Astrophysik II (Bachelor) verschiedene Elemente
7 Optische Spektren aktiver Galaxien Optische Spektren aktiver Galaxien haben deutlich stärkere und breitere Emissionslinien (zusätzlich zum Spektrum normaler Galaxien) Verbreiterte Linien können nicht durch hohe Temperatur erklärt werden (benötigte Temperatur 10 9 K, tatsächliche Temperatur 10 4 K) Alternative: hohe Strömungs- geschwindigkeit ( > 10 3 km/s) 7 Astrophysik II (Bachelor)
8 Breitbandspektren Breitbandspektrum ist das Spektrum über den ganzen beobachtbaren Bereich (d.h. von Radio bis Gamma) Sonne strahlt hauptsächlich im optischen Bereich In (normaler) Galaxie tragen zusätzlich andere Objekte zum Breitbandspektrum bei Im Röntgenbereich: Doppelsterne, SNe, heißes Gas Im Infraroten: Kalte Sterne, Staubwolken Im Radiobereich: SNe, atomares Gas, Moleküle (CO) 8 Astrophysik II (Bachelor)
9 Spektrale Energieverteilung (SED) Spektrale Flussdichte ist definiert pro Wellenlänge (pro μm) IR/Radio unterrepräsentiert, Röntgen verstärkt Spektrale Energieverteilung λf λ (bzw νf ν ) gibt emittierte Energie in jedem Bereich des Breitbandspektrums an 9 Astrophysik II (Bachelor)
10 SEDs von aktiven Galaxien SEDs von aktiven Galaxien sind deutlich flacher als von normal Galaxien höherer Beitrag von Röntgen- und IR-Bereichen Insgesamt deutlich höhere Energieabgabe als bei normalen Galaxien Diese Energie muss durch andere Prozesse entstehen als in normalen Galaxien Spektraler Überschuss bezeichnet Emission in bestimmten Wellenlängen- bereich (zb IR) über der üblichen Emission bei normalen Galaxien 10 Astrophysik II (Bachelor)
11 Seyfert - Galaxien Von Carl Seyfert 1943 entdeckt Spiralen mit hellem punktartigem Kern Überschuss im IR (zum Teil variabel) Spektren lassen Seyfert-Galaxien in 2 Typen klassifizieren Typ 1: schmale und breite Linien Typ 2: nur schmale Linien Schmale Linien haben ~ 400 km/s Breite Linien haben ~ km/s Trennung nicht immer klar Typ 1 und 2 sind Extreme eines Bereichs 11 Astrophysik II (Bachelor)
12 Quasare Zuerst entdeckt 1963 als schwache punktförmige Objekte im Radiound optischem Bereich mit Emissionslinien im Optischen Name kommt von quasi-stellar radio source (QSR) bzw. quasi-stellar object (QSO): sehen aus wie Sterne (punktförmig) Spektren unterscheiden sich jedoch stark von Sternen: ähnlich Seyfert I Galaxien (breite Linien) ~10% sind starke Radio- quellen (radio-laut) mit Jets Im Zentrum von Galaxien Nur Kern sichtbar, heller als Seyfert-Galaxien Bis zu sehr hoher Rotverschiebung 12 Astrophysik II (Bachelor)
13 Radio-Galaxien Zufällig in den 1940ern entdeckt (Radar im 2. Weltkrieg) Radio-Galaxien dominieren den Himmel im Radio-Bereich Enorme Regionen mit Radioemissionen außerhalb von Galaxien Keulenartige Struktur, meist in Paaren, verbunden durch Jets Jet treibt Material in das inter-galaktische Medium Heller Kern (AGN) im Zentrum Werden wie Seyfert- Galaxien in 2 Typen unterteilt (mit/ohne breite Linien) Meistens Ellipsen 13 Astrophysik II (Bachelor)
14 Der zentrale Motor: AGN Größe aus Beobachtungen: ~3x10 12 m = 10-4 pc (~20 AU) Kann mit Teleskopen nicht aufgelöst werden Leuchtkraft von AGN meist > 1011 L (bestimmt aus Flussdichte) Supermassive Schwarze Löcher können diese Leistung haben Kein Rand/Oberfläche, aber Ereignishorizont: Fluchtgeschwindigkeit gleich Lichtgeschwindigkeit (kann nicht von innen nach außen überschritten werden) Radius gegeben durch Schwarzschildradius: R S = 2GM c 2 Bei Radius von 10-4 pc ist Masse ~ 10 8 M Einfallendes Gas bildet Akkretionsscheibe um Schwarzes Loch Viskosität führt zu Reibung Erhitzen Akkretionsscheibe kann große Menge Energie abstrahlen 14 Astrophysik II (Bachelor)
15 Leistung durch Akkretion Gas in Akkretionsscheibe strahlt Energie ab bevor es in SL fällt Masse M kann bis zu 10% der Ruheenergie abstrahlen: 0.1mc 2 Leuchtkraft (Leistung) hängt von Rate ab, mit der Gas einfällt Q=Δm/Δt L = 0.1Qc 2 Q = L / (0.1c 2 ) Mit L = 1011 L Q = kg/s = 0.2 M /yr Ist genug Gas vorhanden? Ja, im Zentrum von Galaxien! Es gibt eine Leistungsgrenze die erreicht wird: das Eddington-Limit Um so mehr das SL akkretiert, umso höher wird die Leuchtkraft Strahlungsdruck nimmt zu und wiegt Gravitationskraft auf Kraft durch Strahlungsdruck: FS = σtf/c Leuchtkraft (Leistung) ist dann L = 4πr 2 F = 4πr 2 cfs/σt Gleicht Gravitationskraft aus F S = FG = mpgm/r 2 Maximale Leuchtkraft ist dann LE = 4πGMmpc/σT ~ (M/M ) L 15 Astrophysik II (Bachelor)
16 Berühmte Astronomen: Arthur Stanley Eddington (Cumbria, UK) Eltern waren Quäker, Vater war Schulmeister Mit 16: Stipendium am Owens College, Manchester Studierte hauptsächlich Physik Abschluss (BSc) mit First Class Honours in 1902 Stipendium am Trinity College (Cambridge) Dort im 2. Jahr Senior Wrangler Abschluss 1905 in Physik und Astronomie Ab 1913 Plumian Professor und Direktor des Cambridge Observatory Verhalf der Relativitätstheorie zum internationalen Durchbruch Leitete die Sonnenfinsternisexpedition in Guinea am 29. Mai 1919 Sollte zum 1. WK zwangseingezogen werden wurde aber freigestellt Lehnte Chandrasekhars Theorie zu Weißen Zwergen ab Eddington-Nummer E für Radfahrer: E Meilen in E Tagen (eigenes E=84) 16 Astrophysik II (Bachelor)
17 Modelle aktiver Galaxien Alle verschiedenen Typen von aktiven Galaxien können in einfachem Bild erklärt werden: Zentrales SMSL und Akkretionsscheibe sind von Staubtorus umgeben Staubtorus wird erhitzt und strahlt im IR ab Innerhalb des Staub- torus: Region mit breiten Linien (BLR) Außerhalb: Region mit schmalen Linien (NLR) AGN Typ hängt vom Betrachtungswinkel ab 17 Astrophysik II (Bachelor)
18 Wie entstehen eigentlich Galaxien? Das frühe Universum ist heiß und dicht und dehnt sich seit dem Urknall aus Dichtefluktuationen beginnen zu kollabieren Gravitationsinstabilität Kalte Dunkle Materie: Halos aus Dunkler Materie entstehen und wachsen durch Verschmelzung mit anderen Hierarchisches Wachstum (bottom-up) Heiße Dunkle Materie: Große Halos entstehen / fragmentieren Antihierarchisch (top-down) Kosmologische Konstante Λ (Dunkle Energie) führt zu beschleunigter Expansion im späten Universum 18 Astrophysik II (Bachelor)
19 Wie entstehen eigentlich Galaxien? Halo bilden Potentialtöpfe in die Gas einfällt und kühlt Das Gas behält Drehimpuls und bildet eine kalte Scheibe In dieser Scheibe können Sterne entstehen stellare Scheibe Supernovae erhitzen das Gas wieder Gleichgewicht 19 Astrophysik II (Bachelor)
20 Wie entstehen eigentlich Galaxien? Nachdem Halos verschmelzen, verschmelzen auch die Galaxien In diesen Kollisionen werden die Orbits der Sterne randomisiert Ellipsengalaxie In gas-reichen Verschmelzungen kann das Gas durch die hohen Drehmomente leicht ins Zentrum fallen Starburst Durch gas-arme Verschmelzungen wachsen Ellipsengalaxien (vor allem spät) Nach Verschmelzung kann durch Gaseinfall und Sternentstehung neue Scheibe entstehen Ellipse wird zum Bulge der neuen Galaxie Zusammenfassung in Verschmelzungsbäumen, die Geschichte der Entstehung zeigt 20 Astrophysik II (Bachelor)
21 Wie entstehen eigentlich Galaxien? Verschmelzungen können direkt beobachtet werden (Schnappschüsse) In diesen Kollisionen 21 Astrophysik II (Bachelor)
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