3.6.1 Allgemeines Untersuchung der Kinematik der Galaxien nur über Doppler-Effekt ( Linien)

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1 3.6 Kinematik und Massen Allgemeines Untersuchung der Kinematik der Galaxien nur über Doppler-Effekt ( Linien) (a) Rotation Linienverschiebung λ v r (b) ungeordnete Bewegung Linienverbreiterung σ L σ v Bemerkungen: an stellaren Abs.linien (schwach, breit) ist Messung schwierig am besten mit Emissionslinien bedeutsam vor allem H α (H II) und 21 cm-linie (H I) v rot (Sterne) v rot (Gas) < Meßgenauigkeit (ca. 30 km/s)

2 3.6.2 Messung der Rotationskurve (RK) v rot (R) einfachste Methode (entferntere Galaxien): Langspaltspektroskopie Bemerkung: Korrektur bzgl. Neigung zur Sichtlinie aus Achsenverhältnis a/b

3 3.6.3 Ergebnisse (A) Scheiben von Spiralgalaxien i.allg. v max σ v v(r) ( Rotationskurve ) untersuchen Ergebnisse: typische Form der RK v max const für R R p...r 25 fester Hubble-Typ: v max L 1/4 Tully-Fisher-Relation festes L: v max für Sa Sc (starke Zentrumskonzentration (Bulge) v max groß) Spiralarme wellenförmige Strukturen in RK

4 Abbildung: Beispiele für gemessene Rotationskurven von Sb-Galaxien (links) und Sc-Galaxien (rechts); aus Rubin et al )

5 (B) Bulges und Elliptische keine Em.linien, nur stellare Absorption schwierig, weil (a) schwach, (b) breit ( km/s), (c) keine Neigungskorrektur möglich Ergebnisse: im Mittel gilt σ v (E) 2 σ v (Sp) σ v L 1/4 Faber-Jackson-Relation Problem: Wenn ungeordnete Bewegungskomponente dominiert sind Bulges und E s überhaupt Rotationsellipsoide? Im Prinzip kann die dreidimensionale Gestalt von E s sein: (a) oblat Pfannkuchen (b) prolate Zigarre, Balken

6 Modellierung: Sternsysteme, deren Abplattung ǫ = 1 b/a durch Rotation erfolgt Vergleich von v max /σ v = f(ǫ) aus Beobachtung und Modellen Modelle: (a) σ v isotrop; oblat IO-Modell (b) σ v isotrop; prolat IP-Modell Ergebnisse: Bulges und kleine E s entsprechen i. allg. IO-Modell durch Rotation abgeflacht, σ v isotrop große E s: disky E s entsprechen IO-Modell durch Rotation abgeflacht, σ v isotrop boxy E s weder IO noch IP, sondern anisotrop prolate Rotation zu langsam, um Abplattung zu erklären Stabilität gegen Gravitationskollaps durch ungeordnete Bewegung Anisotropie: σ v (a) > σ v (b) (bzw. triaxiale Struktur?)

7 3.6.4 Massen, Massenverteilung, m/l (A) Allgemeines Vorgehen

8 (B) Deutung der flachen RK

9 (C) Ergebnisse typische Massen und Masse-Leuchtkraft-Verhältnisse m/l: Typ m (10 10 m ) m/l (m /L ) am letzten Meßpunkt der RK E (Riesen) E (Zwerge) 0.01 Sa 100 Sb Sc 5 Irr zum Vergleich Sonnenumgebung (Sternzählungen): m vis /L 1 Dunkle Materie besteht nicht aus normaler Sternpopulation.

10 Dunkle Materie in sphärischer oder flacher Anordnung? Vergleich der RK in Halo und Scheibe (für gleiches R): sphärisch v rot (Halo) = v rot (Scheibe) flach v rot (Halo) ( )v rot (Scheibe) (a) Kinematik entfernter Objekte im Halo des MSS: (b) Kinematik der Ring-Galaxie AO In beiden Fällen sind RK von Halo und Scheibe ähnlich etwa sphärischer dunkler Halo

11 3.6.5 Massereiche dunkle Halos (Koronae) (A) Hinweise auf deren Existenz: - Rotationskurven der Scheibengalaxien - Kinematik der Außengebiete (z.b. Kugelsternhaufen) und Satelliten des MSS - heißes Gas in Elliptischen Galaxien - Dynamik von Doppelgalaxien (B) Woraus könnten dunkle Halos bestehen? (a) mit Sicherheit nicht: - Sterne mit m/l < 1 - kühles H I-Gas - heißes Gas - Staub (b) mit Wahrscheinlichkeit nicht: - massereiche Schwarze Löcher - stellare Endstadien (WZ, NS, SL) - Asteroiden, Kometen - UFOs,... (c) vielleicht: - MACHOs (Massive Astrophysical Compact Halo Objects): Sterne mit m < 0.5 m substellare Objekte (Braune Zwerge, Jupiter ) - WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) Elementarteilchen (nichtbaryonische Materie) GeV

12 (C) MACHOs als Mikro-Gravitationslinsen Paczýnski (1986): Halo-Machos mit m M m mittels GL-Effekt mit Sternen der LMC als Hintergrund nachweisbar Prinzip: 1. Lichtablenkung im Gravitationsfeld eines (dunklen) Vordergundobjekts 2....verbunden mit Lichtverstärkung der Hintergrundquelle. 3. Verstärkung ändert sich, wenn sich Linse relativ zur Quelle bewegt. Wenn sich Quelle, Linse und Beobachter auf einer Linie befinden, führt die Lichtablenkung zur Entstehung eines Rings (Einstein-Ring). R 0 = 4 G mm c 2 D s D d D s D d = Einsteinradius.

13 Abschätzung der Größe des Einstein-Rings: sei D s (LMC) = 53 kpc und D d = 10 kpc R 0 = m M /m ( Mikro-Gravitationslinseneffekt ) Die Verstärkung µ ist abhängig vom Impakt-Parameter u (relativer projizierter Abstand von Linse und Quelle): µ(t) = (u 2 + 2)/(u u 2 + 4), u = u(t) = r(t)/r 0 Für u = 1 (d.h. r = R 0 ) ergibt sich µ lim = 1.34 (Schwellwert für Detektion) Abbildung oben: Einstein-Ring eines MACHOs und 5 mögliche relative Bahnen eines Hintergrundsterns. Rechts: die dazu gehörigen Lichtkurven. Als Schwellwert für die Detektion eines Ereignisses kann die Verstärkung µ = 1.34 angenommen werden. Abbildung rechts: Lichtkurve eines Mikro-Gravitationslinsen- Ereignisses in B (oben) bzw. in R (Mitte). Das untere Diagramm zeigt das Verhältnis der Verstärkungen µ R /µ B. Man beachte, dass die Lichtkurven (a) streng symmetrisch und (b) streng achromatisch sind.

14 Dauer eines Ereignisses: t = R 0 v trans Beispiel: Linse = MACHO im gal. Halo bedecktes Objekt = Stern in der LMC D d = 10 kpc, v trans = 200 km s 1 t = 0.2 a m M /m für m M /m = 10 7 t = 30 min für m M /m = 10 2 t = 2 a Wahrscheinlichkeit p für Verstärkung eines beliebigen Sterns in der LMC: p = Gesamtfläche aller Einsteinscheiben vor LMC Gesamtfläche der LMC 10 6 bei 10 6 Sternen im statist. Mittel zu jedem Zeitpunkt 1 Ereignis! mehrere Projekte zur Bestimmung von p (seit ca. 1990): - MACHO (0.7 o LMC mit CCD) - EROS (0.4 o LMC mit CCD und 25 o LMC photographisch) - OGLE (0.25 o gal. Zentrum (Bulge) mit CCD) Ergebnisse (aktueller Stand 2004): Der Mikro-Gravitationslinsen-Effekt wird beobachtet, aber MACHOs liefern nur einen kleinen Beitrag zur Masse des dunklen Halos maximal etwa 20% in Form von Weißen Zwergen, aber umstritten, da dann einige Ungereimtheiten ( kosmologische Kernsynthese).

15 (D) WIMPs Was spricht für für nicht-baryonische Natur der DM? Mikro-Gravitationslinsen-Suche: DM aus baryonischer Materie kann für Galaxis mit hoher Wahrscheinlichkeit ausgeschlossen werden. Großskalige kosmische Struktur (siehe 5.3, 5.4): erfordert offensichtlich Existenz nicht-baryonischer Materie beobachtete Häufigkeiten der leichten chemischen Elemente: Modell der primordialen Kernsynthese (siehe Kosmologisches Standardmodell ) setzt Grenzen an Masse der baryonischen Materie viel kleiner als dynamische Masse Teilchenphysik: Existenz von WIMPs wird von Physik vorausgesagt (SUSY-Teilchen, insbesondere Neutralino X o 1 mit m GeV) Kosmologie: WIMPs sollten im frühen Universum (idealer Teilchenbeschleuniger!) in großen Massen erzeugt worden sein Prinzipien der experimentellen Suche nach WIMPs: zwar geringe Wechselwirkung mit normaler Materie, aber hohe Flussdichten: ca (m/gev) 1 cm 2 s 1 dennoch: erwartete Ereignisrate gering: < 1 Ereignis kg 1 d 1 Detektoren müssen große Massen besitzen... gute Abschirmung gegen Hintergrund (kosmische Strahlung etc.) nutzbar: Modulation der Ereignisrate infolge Bewegung der Erde um Sonne ( Änderung der Richtung relativ zu galaktischem Hintergrund.)

16 einige DM-Experimente (nicht vollständig): direkte Messung: kryogene Halbleiter-Detektoren Messung der Gitterschwingungen (Ladung und Temperatur) beim Einschlag eines WIMPs: EDELWEISS II ca. 30 kg Ge bei T = 0.01 K in Tunnel in franz. Alpen Heidelberg-Moscow Ge experiment 6 kg reines 76 Ge im Gran-Sasso-Tunnel, ital. Alpen DAMA (particle DArk MAtter searches) ca. 100 kg Na im Gran-Sasso-Tunnel, ital. Alpen Suche nach jahrezeitlichen Schwankungen CRESST II (Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers) 10 kg Kristall-Detektoren im Gran-Sasso-Tunnel, ital. Alpen CDMS II Soudan mine in Minnesota, USA indirekte Methode: Cerenkov-Detektoren Suche nach Neutrinos aus WIMP-Annihilation: HESS (High Energy Stereoscopic System, Namibia) AMANDA (Antartic Muon and Neutrino Detector) Antarktis, Beobachtung Richtung Nordpol ( durch Erde hindurch) ICE CUBE (geplante Erweiterung von AMANDA) Detektoren in einigen km 3 Eis