Galaxien - Bausteine des Universums. Max Camenzind SS2011

Transkript

1 Galaxien - Bausteine des Universums Max Camenzind SS2011

2 Der Virgo-Haufen 5 x 3 Grad M 88 M 86 M 84 M 91 NGC 4477 NGC 4473 NGC 4438/Augen M 87 M 90 Image: Rogelio Bernal Andreo 16 Mpc entfernt M 89

3 Der Virgo-Haufen M 84 NGC 4388 M 86 Markarian s Augen 1,5 x Vollmond

4 Coma-Haufen - Bausteine des Universums 100 Mpc entfernt

5 Galaxien - Bausteine des Universums

6 Was sind Galaxien? Sternsysteme: Kugelsternhaufen (einfache Sternsysteme) Zwerggalaxien Ellipsen & Scheibengalaxien Massen: ( ) M S Morphologie der Galaxien Hubble Sequenz, moderne Klassifikationen. Leuchtkraftfunktion der Galaxien. Beobachtbare Parameter Fundamental- Ebene der Galaxien. Scheibengalaxien und Dunkle Materie Schwarze Löcher in Galaxienzentren

7 M10 - Kugelsternhaufen (GC) > Sterne

8 47 Tuc - Kugelsternhaufen Aufnahme: 20 Cassegrain / 4 kpc entfernt

9 Radiale Profile Kugelsternhaufen Isotherme Sphären Core ~ r -2 Core- Radius R c

10 Die Flächenhelligkeit I V(R) 10 mag /sec 2 R 2 Dominante Massenverteilung R 8 log R [min] Gezeitenradius Core-Radius: Flächenhelligkeit (r c) 0.5 (r 0)

11 Farben- Helligkeits- Diagramm (CMD) der GCs Wichtig für Kosmologie Altersbestimmung

12 Warum sind Kugelsternhaufen stabil? Gravitation der Sterne muss durch Druck ausgeglichen werden. Stochastische Bewegung der Sterne erzeugt einen Druck: P = r s² (s. Jeans-Glg) Sterndichte aus Flächenhelligkeit Isotherme Modelle Geschwindigkeitsdispersion der Sterne ~ km/s aus Linienbreite

13 Isotherme Sphären Hydrostatisches Gleichgewicht: Nochmaliges ableiten Asymptotisch r >> R c :

14 Relaxation von Sternsystemen Frage: Auf welcher Zeitskala erleiden Sterne im System signifikante Stöße?

15 Anzahl Wechselwirkungen im System mit Radius R und Anzahl Sterne N aus W keit P für Stoß mit 1 Stern:

16 Mittlere Geschwindigkeitsänderungen heben sich auf, jedoch nicht die Varianz: Verwende Virial-Satz: 2T = -V pot mittlere Geschw. v; große Ablenkungen selten!

17 Mittlere Ablenkung für einen Durchgang durchs System: Relaxation erfolgt, falls d.h. wir benötigen N relax Sterndurchgänge N relax = N / 8 ln(n) Relaxationszeit definiert als

18 Abschätzung Relaxationszeit Mittelung über Maxwell-Verteilung

19 Relaxationszeit von Sternsystemen

20 Galaxien komplexe Sternsysteme Scheibe Elliptisches Sternsystem

21 Elliptische Galaxien quasi-rund

22 Elliptische Galaxien: Ähnlich zu Kugelstern- Haufen weisen auch Core-Halo Struktur auf jedoch nicht isotherme Sternverteilung Dichte fällt sehr schnell ab.

23 M 87 Zentralgalaxie Virgo-Haufen Ellipse E Mia M S

24 Spektrum einer E Galaxie dominiert durch massearme Sterne kein UV keine A, B, O Sterne TiO Banden M Zwerge Nicht viel Emission im Blauen!

25 Helligkeitsprofile R 1/4 Gesetz, n=4 (de Vaucouleurs)

26 2 Typen von E Galaxien: Core und Cuspy Ellipsen Core- Radius R c Core

27

28 Andromeda Galaxie M 31 typische Scheibengalaxie ~ 100 Mrd. Sterne

29 Andromeda / Spitzer Staub

30 Scheiben rotieren maximal geometrisch dünn aus 21 cm H Masse rotiert von uns weg Bulge Sphäroid rotiert auf uns zu

31 21 cm Wasserstoff-Linie

32 Vera Rubin

33 M 31 Profil & Rotation konstant! R 1/4 Bulge Expo Scheibe

34 Sombrero M 104 [HST] S0 = Scheibe + Ellipse

35 Staub Sterne

36 NGC 1700 S0 Galaxie Seitenaufsicht

37 Galaxien Galerie / Zolt Frei (Princeton)

38 Die Hubble-Sequenz entdeckt Hubble ( ), dass der Spiralnebel Andromeda nicht zu unserer Galaxis gehört und eine eigene Galaxie bildet (durch Vermessen von Cepheiden). Um die neu entdeckten Objekte klassifizieren zu können, entwickelt Hubble 1926 die bis heute bekannte Hubble-Sequenz. Sie ist heute noch gültig.

39 Red Sequence Blue Sequence

40 Die Hubble-Sequenz 1 Prinzipiell 3 große Kategorien: Elliptische Galaxien rotationssymmetrischer Gestalt E0 E7 E0 kreis rund; E7 stark elliptisch Spiralgalaxien mit symmetrischen Spiralarmen werden weiter unterschieden in: Sa, Sb, Sc, Sm mit zentraler Verdichtung; SBa, SBb, SBc, SBm mit Balken ( barred ) Irreguläre Galaxien Irr ohne Symmetrien (Magellansche Wolken)

41 Die Hubble-Sequenz 2 Hubble Sequenz wurde vielfach verfeinert und angepasst. Hubble selbst versuchte 1936 den Übergang von E zu S flüssiger zu gestalten und fügte die Linsengalaxien S0 ( S Null ) hinzu. die Sd, Sm, Im, SBd, SBm, IBm wurden von G. de Vaucouleurs ( ) hinzugefügt. [ Sandage (geb. 1926) führte im Hubble Atlas of Galaxies einen Suffix für den Ursprung der Spiralarme ein; s - Zentralgebiet; r - extra Ring ]

42 Die Hubble-Sequenz 3 Nachteile abhängig von Projektionseffekten. wird von persönlicher Überzeugung des Beobachters beeinflusst. z.b. LMC erscheint aufgrund der vielen, von Gaswolken umgebenen blauen Sterne besonders unregelmäßig. die Erweiterung um S0 passt nicht mit Beobachtungen der Helligkeit überein.

43 Hubble Sequenz offene Fragen In wie weit kann die Hubble-Sequenz als Entwicklungsdiagramm verstanden werden? nein!!!! Durch welche Parameter kann die Hubble- Sequenz charakterisiert und damit unabhängig vom Betrachter werden? Gibt es alternative Klassifikationen? - ja

44 Beobachtete Eigenschaften verschiedener Galaxien in elliptischen Galaxien beobachtet man: rote, alte Sternenpopulationen wenig Gas und Staub (mit sehr hohen Temperaturen ~ 10 7 K, ionisiert, Röntgengas) in Spiralgalaxien beobachtet man: je später, desto mehr junge, massive Sterne im Zentrum röter (also älter) als in den Spiralarmen bei niedrigerem Gasgehalt

45 Komponenten einer Galaxie

46 Die Komponenten einer Scheiben-Galaxie Halo Dunkler Materie und Sterne Stellare Scheibe Bulge Gas- Scheibe Lage der Sonne Typische Distanzen

47 Konstante Rotation ist generisch

48 Nukleus Bulge Scheibe Halo Masse einer Scheibengalaxie Halo aus Dunkler Materie M(<r) = V² Rot r / G

49 Halo-Modelle aus Rotations-Kurven von Stern- oder Gasscheiben Dark Matter Halo: Welche Form? Isotherme Modelle ergeben Rotationskurve Simulationen NFW Profile 2 0 ) / ( 1 ) ( r c r r r r c c c halo r r r r r G r v arctan 1 4 ) ( 2 r 0

50 CDM Simulationen: NFW-Profile Detaillierte Simulationen von CDM Halos finden, dass die Dichteprofile steeply cusped (Kuspen) sind, mit Massendichte im Zentralbereich des Halos ~ r -a, a=1 (Navarro, Frenk & White 1996, 1997) NFW Profil: a=1 r( r) ( r / r s r )[1 ( r / r s s 2 )] Allgemeine Form r( r) s a a ( r / r ) [1 ( / )] 3 s r rs Dunkle Materie (CDM) bildet Halos auf allen Skalen von Mondmasse bis zu Sonnen. von Zwerggalaxien bis Galaxienhaufen? r

51 Morphologie - Sb Galaxien

52 Grand Design Spirale (Sc) 2 Spiralarme

53 Morphologie - SB Galaxien - SBa

54 Morphologie - SBb Galaxien

55 NGC 1300 HST Balkenspirale

56 Morphologie - SBc Galaxien

57 Morphologie - Irreguläre Galaxien LMC / SMC

58 Panorama Milchstraße & LMC & SMC ESO Paranal

59 Zwerg-Galaxien Geringe Leuchtkraft: L Geringe Masse: M Geringe Ausdehnung, ~ einige kpc Geringe Flächenhelligkeit schwierig mit Teleskopen zu finden! Sind in der Anzahl jedoch dominant! Dominieren die Leuchtkraftfunktion der Galaxien in Haufen.

60 Zwerg-Galaxien Typen Verschiedene Typen von Zwerg-Galaxien: Zwerg-Ellipsen (de): Note that these are structurally very different from luminous E s. Gas-poor, old stellar population. Note that many de s have nuclei (de,n). Zwerg-Sphäroide (dsph): Gas-arme, diffuse Systeme. Low luminosity (low surface brightness end of de s). Zwerg-Irreguläre (dirr): Extreme end of late type spirals. Active, on-going star-formation but low surface brightness (like dsph s). Gas-rich. Note that there are no dwarf spirals!! Gibt es Verwandtschaften zwischen de s and dirr s??

61 Treten als Begleiter auf M31: Sb M32 (ce): kompakte Ellipse NGC205 (de)

62 Leo I - dsph

63 Pegasus - dsph

64 Sagittarius dwarf, shredded by the Milky Way Majewski et al. 2003

65 Canis Major, shredded by the Milky Way Ibata et al. 2003, nearest galaxy to MW, just discovered!

66 Dichtefluktuationen im Frühen Universum Galaxienbildung Galaxien entstehen aus primordialen Dichtefluktuationen, die kurz nach dem Big Bang entstehen, in der Inflation anwachsen und im CMB sichtbar. Diese Dichtefluktuationen bilden Filamente, Galaxien entstehen in Knoten längs den Filamenten.

67 Zur Bildung einer Spiralgalaxie Gas hat viel Drehimpuls ~ Sternbildung CDM Halo

68 Elliptische Galaxien aus Merger

69 Bildung nur via Mergers? In Galaxienhaufen ist die Kollisionswahrscheinlichkeit nicht gering. Dadurch werden Galaxien gestört und können sogar mergen. Mergers führen häufig zu giant elliptischen Galaxien (sog. cd) im Zentrum von reichen Galaxienhaufen (Virgo, Coma). Durch Merging von S-Galaxien entstehen E s. Werden alle E s durch Merger gebildet? wohl kaum!

70 Spiralen begegnen sich

71 Merger - Antennen Galaxien

72 Merger - Simulation

73 Merger Arp 273 d = 100 Mpc

74 Stellare Geburtsrate in Galaxien E Sb

75 Stellare Geburtsrate in Galaxien da E s keine Scheiben und alte Sternen- Populationen haben, muss Gas fast vollständig während des Kollaps (t c 10 9 Jahre) aufgebraucht worden sein. allein mit dieser einen Annahme folgt, dass die IBR (= interstellar birth rate ) in den ersten Jahren, je nach Annahme der Zeit t c, bis zu 50 mal größer als die aktuelle IBR ist.

76 Stellare Geburtsrate in Galaxien anders bei SO Galaxien da Sterne jünger, muss Gas übrig geblieben sein, aus dem sich Sterne bilden konnten. heute keine Sternentstehung, kaum Gas. da sich dichter Bulge im Zentrum bilden konnte, liegt die Vermutung nahe, dass SFR für t< t c nur unwesentlich geringer war als bei E. für t> t c muss SFR höher als bei den E-Typen gelegen haben, das restliche Gas wurde innherhalb von wenigen 10 9 Jahren verbraucht.

77 Stellare Geburtsrate in Galaxien

78 Verteilung Flächenhelligkeit DWARFS GIANTS

79 Leuchtkraftfunktion Feld dominiert von Spiralgalaxien und dirr Haufen viel mehr E/S0 Galaxien, schwache de, viel mehr Zwerggalaxien Damit treten in Haufen häufiger Merger auf. Bingelli (1988)

80 Log( (L)) Leuchtkraftfunktion der Galaxien Schechter Funktion: gilt allgemein für Galaxien Power-Law slope a * Exponential Cut-off L * Log (Luminosity) d L a L * exp L * L L * dl L *

81 Leuchtkraftfunktion der Galaxien im SDSS? Masse Dunkle Materie: M S M S 10 8 M S 10 7 M S

82 Fundamental-Ebene der Galaxien 3 Messbare Größen: (i) Effektiv-Radius R e (Halblichtradius) oder Core-Radius R c (ii) Zentrale Flächenhelligkeit m e (iii) Geschwindigkeitsdispersion s Frage: Gibt es Korrelationen? Fundamental-Ebene der Galaxien

83 Kormendy Relation aus SDSS

84 Galaxien-Sequenzen Fundamental-Ebene

85 Eigenschaften der FP Sequenz der Kugelsternhaufen liegen V- förmig zur Sequenz der Elliptischen Galaxien (E s). Bulges bilden die Fortsetzung der E s. Effektiv-Radius der E s und S0 s korreliert mit der Geschwindigkeitsdispersion und der zentralen Flächenhelligkeit (Kormendy Relation) muß erklärt werden log(r e ) = 1,20 log(s) + 0,32 log(m e ) 8,70

86 Masse-Leuchtkraft Verhältnis Massereiche Ellipsen durch M-Zwerge dominiert

87 100 Milliarden Schwarze Löcher in Galaxienzentren Jede Galaxie beherbergt ein Schwarzes Loch in ihrem Zentrum ~ 0,2% der Bulge-Masse. Unsere Milchstraße: speziell 4,3 Mio Sonnenmassen; Andromeda: 100 Mio. Sonnenmassen; Messier 32: 2,5 Mio. Sonnenmassen; Messier 87: 6 Mrd. Sonnenmassen; Quasare: weit entfernte aktive Galaxien 100 Mio. 10 Mrd. Sonnenmassen.

88 Sombrero und das SL 1 Mrd. Sonnenmassen In ~ 50 benachbarten Galaxien Massen der SL vermessen, jedoch nicht den Spin a: Massen von 1 Mio 10 Mrd Sonnen

89 M H ~ s 4 Magorrian Relation Camenzind 2007

90 Zusammenfassung Kugelsternhaufen (GCs) sind die einfachsten Sternsysteme, ~ Sterne, isotherme Dichteverteilung, kosmologisch wichtig. Relaxationszeit entscheidet über stoß-dominiert vs stoßfrei; GCs nicht stoßfrei, E s sind stoßfrei! Elliptische Galaxien ähnlich zu GCs, jedoch stoßfrei, haben devaucouleurs Helligkeitsverteilung. Hubble-Sequenz immer noch gültig, jedoch im frühen Universum viele Zwerggalaxien und Irreguläre. Leuchtkraftfunktion ist Schechter-artig, nicht global globale LF noch nicht bekannt.

91 Gunn-Filter Profile

92 Galaxien Farb-Sequenzen