Astrophysik II. Schwerpunkt: Galaxien und Kosmologie. Bachelor Physik mit (Nebenfach) Astronomie Wintersemester 2017/18 Dr.

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1 Astrophysik II Schwerpunkt: Galaxien und Kosmologie Bachelor Physik mit (Nebenfach) Astronomie Wintersemester 2017/18 Dr. Benjamin Moster Vorlesung 2: Unsere Milchstraße 1

2 Letzte Vorlesung: Unsere Milchstraße Die meisten Sterne sind in der Scheibe Im Zentrum hohe Sterndichte: Bulge Um die Scheibe herum: stellarer Halo Gas und Staub hauptsächlich in der Scheibe: junge Sterne mit hoher Metallizität Außerhalb der Scheibe: meist alte Sterne mit niedriger Metallizität Sternentstehung daher in rotationsgestützter Scheibe Aus Bewegung der Sterne kann auf Massenverteilung geschlossen werden 2 Astrophysik II (Bachelor)

3 Letzte Vorlesung: Dunkle Materie Rotationskurven können nicht durch sichtbare Materie erklärt werden Milchstraße ist eingebettet in Halo aus Dunkler Materie What s the (dark) matter? Gas und Staub kann ausgeschlossen werden Entweder MACHOs (massive Objekte) oder WIMPs (nicht-baryonisch) Wenn Dunkle Materie aus MACHOs besteht kann man sie mit dem Mikro- Gravitationslinseneffekt beobachten Magellanic Cloud Microlensing Experiment: (fast) keine Ereignisse DM = WIMPs 3 Astrophysik II (Bachelor)

4 Heutige Vorlesung Die galaktische Scheibe Sternhaufen Sternkollisionen Gas in der Scheibe und 21 cm Linie Spiralarme Kugelsternhaufen Das Schwarze Loch im Zentrum Entstehung der Milchstraße 4 Astrophysik II (Bachelor)

5 Wie können wir die Scheibe der Milchstraße beschreiben? Wo hört sie auf? Dichtprofil der stellaren Scheibe: R (R, z) = 0 exp exp l l ist die Skalenlänge h ist die Skalenhöhe Die galaktische Scheibe Gesamtmasse der stellaren Scheibe kann durch Integration berechnet werden: Z M =2 (R, z) R dr dz =4 0 l 2 h z h 5 Astrophysik II (Bachelor)

6 Sternhaufen Welche Sterne sind in der Scheibe? Sterne entstehen nicht allein sondern in Haufen / Assoziationen (Entstehung in Molekülwolken) Offene Sternhaufen (2-3 pc): wenige Sterne, zusammen entstanden, gravitationsgebunden Kurze Lebensdauer (<1 Gyr), hauptsächlich in Spiralarmen. Warum? Starke Gezeitenkräfte bei Kollisionen/Vorübergängen mit H2-Wolken Mehrkörper-Interaktionen führen zum Ausstoßen einzelner Sterne Spezialfall: Sternassoziationen (Vermehrte Anzahl v. O/B-Sternen) Sehr massive und junge Sterne junge Haufen (Alter: ~ Myr) 6 Astrophysik II (Bachelor)

7 Sterntypen in der Scheibe Scheibe besteht primär aus Pop I Sternen 3 Subpopulationen (keine genaue Unterscheidung) Spiralarm-Sterne: jüngste Sterne (0.1 Gyr) entstehen in Spiralarmen und sind noch nicht gewandert (Cepheiden, T-Tauri-Sterne, Riesen) Meist in der Nähe von HII-Regionen Dünne Scheibe: älter als Spiralarm-Sterne (> 1 Gyr), aus Spiralarmen entkommen, Kreisbahnen um Zentrum der Milchstraße, nahe der Mittelebene (< 500 pc) Dicke Scheibe: älteste Scheibensterne (~10 Gyr) Kreisbahnen, aber weiter aus Mittelebene heraus Eigenschaften zwischen Pop I und II Deutet auf evolutionäre Geschichte der Scheibe hin 7 Astrophysik II (Bachelor)

8 Einschub: Sternkollisionen Wie oft kollidieren Sterne eigentlich? Problem für die Milchstraße? Hängt ab von: Anzahldichte n*, Relativgeschwindigkeit v*, kritischer Abstand bkrit Wirkungsquerschnitt b 2 krit, mittlere freie Weglänge l =1/( b 2 kritn ) Mittlere Zeitdauer zwischen Stößen: t =1/( b 2 kritn v ) Direkt Zusammenstöße sehr unwahrscheinlich, aber gravitative Stöße? Ablenkung der Bahn wenn wenn Anziehungskraft > globales Potential: E pot = GM m mv 2 r 2 Kritischer Abstand für starke gravitative Stöße: b = 2GM v 2 8 Astrophysik II (Bachelor)

9 Einschub: Sternkollisionen Wie oft Die kollidieren mittlere Relativegeschwindigkeit Sterne eigentlich? Problem beträgt für v* die = 40km/s Milchstraße? Die Anzahldichte beträgt n* = 0.1 / pc Hängt ab von: Anzahldichte n*, Relativgeschwindigkeit 3 v*, Die Gravitationskonstante ist G = x 10 kritischer Abstand -3 (km/s) 2 pc / M bkrit Wie hoch ist der kritische Abstand für typische Sterne (M=M )? Wirkungsquerschnitt Wie hoch ist b die 2 krit mittlere, mittlere Dauer freie zwischen Weglänge Stößen? l =1/( b 2 kritn ) Mittlere Zeitdauer zwischen Stößen: t =1/( b 2 kritn v ) Direkt Der Zusammenstöße kritische Abstand sehr ist: unwahrscheinlich, b = 2 x x 10aber -3 x 1 gravitative / 40 2 pc Stöße? = 5.4 x 10-6 pc = 1.7 x m Ablenkung der Bahn wenn wenn Anziehungskraft > globales Potential: Mittlere E pot = Dauer: GM m Δt = 1/(3.14 mv 2 x (5.4x10-6 ) 2 x 0.1 x 40) km s -1 pc -1 r = 22.7 x yr Kritischer Abstand für starke gravitative Stöße: b = 2GM v 2 Milchstraße ist kollisionsfrei 8 Astrophysik II (Bachelor)

10 Gas in der Scheibe Sterne entstehen in Gaswolken und geben am Lebensende Metalle zurück ins Gas Massenanteil des Gases f = mgas / mscheibe = 0.1 Viel Gas ist befindet sich in Tausenden von Wolken (Filamente/Bögen) Dazwischen sind ausgedehnte HI-Bereiche Wie findet man atomaren Wasserstoff? In der Scheibe ist ca. 50% des Gases molekular (hohe Dichte, niedrige Temperatur < 100K, niedriger UV-Flux) Gleichzeitig hoher Anteil von CO Wird als Indikator für H2 benutzt Auch Alkohol (CH3CH2OH) 9 Astrophysik II (Bachelor)

11 Die 21cm-Linie Wie misst man eigentlich neutralen atomaren Wasserstoff? Bei typische Dichten und Temperaturen keine Lyman, Balmer, etc. Übergänge Elektronspin ist entweder parallel oder anti- parallel zum Protonspin Zustände haben minimal unterschiedliche Energie Hyperfeinstrukturübergang 21cm Atome müssen in Umgebung sein, in der sie Energie bekommen um auf höheren Level zu kommen Kollisionen (thermische Bewegung) Temperatur: 3kT/2 = = hc/ T > 0.046K also überall möglich Radialgeschwindigkeit kann durch Doppler- verschiebung gemessen werden 10 Astrophysik II (Bachelor)

12 Einschub: isotherme Scheibe Welches vertikale Profil hat die Gasscheibe? Auf galaktischen Skalen ist die Gasscheibe isotherm: P = kt = A µm p Hydrostatisches Gleichgewicht: rp/ = Ar / = r Symmetrie des Problems: A d dz ln = d dz Also ist = 0 exp [ ( 0)/A] Benutze Poisson-Gleichung =4 G um Gravitationspotential zu finden: d 2 dz 2 =4 G 0 0 exp A Dann etwas längere Rechnung mit Variablenwechsel r! 2 G 0 0 =2Alncosh A z = 0 / cosh 2 Vertikales Profil der Gasscheibe: sech 2 (z/h) r 2 G 0 11 Astrophysik II (Bachelor) A z!

13 Die Spiralstruktur der Scheibe Spiralarme haben hohe Sternentstehungsraten (junge, helle Sterne) Können Sterne sich dauerhaft in den Spiralarmen aufhalten? Was passiert, wenn Spiralarme mit gleicher Geschwindigkeit rotieren? (Erinnerung: Rotationskurven sind flach!) Aufwickel-Dilemma: differenzielle Rotation führt zu Verzerrung der Spiralarme mit der Zeit Sterne bewegen sich relativ zu den Spiralarmen (hinein und heraus) Wie entstehen Spiralarme? Dichtewellentheorie Enstehung/Vernichtung von Spiralarmen durch Instabilitäten ausgelöst von Inhomogenität 12 Astrophysik II (Bachelor)

14 Die Spiralstruktur der Scheibe Dichtewellentheorie: Regionen mit erhöhter Dichte können entstehen Dichtewelle rotiert um Galaxie mit anderer Geschwindigkeit Radius, wo Geschwindigkeit gleich der Sterne ist: Corotationsradius Numerische Simulationen mit 100 Millionen Sternteilchen zeigen, dass Spiralarme durch Inhomogenitäten ausgelöst werden Z.B. Molekülwolken. Spiralarme entstehen sind langlebig, verschwinden aber auch wieder 13 Astrophysik II (Bachelor)

15 Der stellare Halo Im stellaren Halo und im Bulge hat die Sternentstehung aufgehört Alte Sterne geben Hinweise auf die frühe Entwicklung der Milchstraße Hauptsächlich Pop II Sterne, mit exzentrischen Orbits Ungefähr 1% der Halosterne sind in Kugelsternhaufen ( Sterne) kugelförmig angeordnet und bis zu 50 pc groß - ca Haufen Sterndichte im Zentrum: ~10 5 x Dichte der Sonnenumgebung Kugelsternhaufen sind nicht gleichmäßig am Himmel verteilt (im Sternbild Schütze konzentriert) Zentrum Milchstraße 14 Astrophysik II (Bachelor)

16 Der stellare Halo Im stellaren Halo und im Bulge hat die Sternentstehung aufgehört Alte Wie Sterne groß ist geben die mittlere Hinweise Entfernung auf die frühe zwischen Entwicklung Sternen im der Zentrum? Milchstraße Hauptsächlich Pop Die II Anzahldichte Sterne, mit dort exzentrischen beträgt 10 4 Orbits /pc 3. Ungefähr Wie verhält 1% der sich Halosterne das zum Abstand sind in Sonne Kugelsternhaufen - Alpha Centauri (10 ( pc)? 6 Sterne) kugelförmig angeordnet und bis zu 50 pc groß - ca Haufen Sterndichte im Zentrum: ~10 5 x Dichte der Sonnenumgebung Jeder Stern nimmt Volumen von V = 1/n = 10 Kugelsternhaufen sind nicht gleichmäßig -4 pc 3. Um keine Lücken zu lassen betrachten wir Würfel statt Kugeln: am Himmel verteilt L (im = VSternbild 1/3 = 10-4/3 Schütze pc = 0.05 pc konzentriert) Zentrum Milchstraße Das entspricht 1/28 x der Entfernung zu Alpha Centauri. 14 Astrophysik II (Bachelor)

17 Berühmte Astronomen: Harlow Shapley (Missouri) (Colorado) Geboren auf Farm, Schulabgänger (5. Klasse) Kriminalistik-Journalist, dann holte er 6 Jahre High School in 2 Jahren nach Wollte 1907 in Missouri Journalismus studieren Verzögerung Studierte erstbestes Fach im VVZ Promovierte in Princeton bei Russell (Cepheiden) Bestimmte Entfernung zu Kugelsternhaufen Sonne ist nicht im Zentrum der (großen) Milchstraße Great Debate mit Herber Curtis: Sind Spiralnebel Teil der Milchstraße oder eigene Insel-Universen? Curtis gewann Stritt sich mit Hubble über dessen Entdeckung (Junk Science) Ließ sich aber überzeugen durch the letter that destroyed my universe. Direktor des Harvard College Observatory und AAS Präsident (1947) 15 Astrophysik II (Bachelor)

18 Einschub: Herzsprung-Russell-Diagramm HR-Diagramm gibt Leuchtkraft vs. Temperatur. Kann beides nicht beobachtet werden Farb-Helligkeits-Diagramm Farbe entspricht Temperatur, Helligkeit entspricht Leuchtkraft Farbindex = Helligkeit im Blauen - Helligkeit im Grünen (B-V) Helligkeit wird als Magnitude ausgedrückt: 2.5 Magnituden Differenz entsprechen Faktor 10 in Leuchtkraft (logarithmisch!) Scheinbare Helligkeit m: auf der Erde beobachtete Helligkeit Absolute Helligkeit M: in Entfernung von 10 pc beobachtete Helligkeit Distanzmodul: M = m - 5 log 10 (d/pc) + 5 Wenn die absolute Helligkeit bekannt ist kann die Entfernung berechnet werden 16 Astrophysik II (Bachelor)

19 Einschub: Herzsprung-Russell-Diagramm HR-Diagramme von Kugelsternhaufen sehen sehr ähnlich aus Wasserstoffbrennende Sterne sind auf der Hauptreihe Umso älter der Haufen ist, umso mehr (massive) Sterne verlassen die Hauptreihe und werden Riesen Position der Hauptreihen-Abzweigung verrät uns, wie alt der Haufen ist! Theoretische Sternmodelle sagen die Positionen im HRD voraus (Isochronen) Durch Anpassen der Isochronen an die Beobachtung können die Entfernung und das Alter bestimmt werden! 17 Astrophysik II (Bachelor)

20 RR Lyrae Sterne Wenige Kugelsternhaufen Ausmessen des Halos schwierig Sterne die die Hauptreihe und den Riesenast verlassen haben brennen Helium im Kern Horizontaler Ast (alle gleiche Helligkeit) Können als Standardkerzen benutzt werden um Distanz zu bestimmen Wie erkennt man einen RR Lyrae Stern? Pulsieren ähnlich den Cepheiden (Opazität von ionisierte Helium variert mit der Temperatur) Können bis mehrere 10 kpc beobachtet werden Sterndichte im Halo nimmt ab mit r -3 Zentrum der Milchstraße: 8.5 kpc 18 Astrophysik II (Bachelor)

21 Galaktischer Bulge und Bar Besteht hauptsächlich aus Pop II Sternen (alt, niedrige Metallizität) Blick auf Bulge ist durch Staub verdeckt Beobachtung im IR Asymmetrie ist beobachtbar: Bulge ist zum Bar verzerrt Entsteht durch Instabilität (zu hohe Oberflächendichte der Scheibe) 19 Astrophysik II (Bachelor)

22 Das zentrale Schwarze Loch Im Zentrum befindet sich eine starke Radioquelle: Sagittarius A* Innerhalb von 0.04 pc liegt ein sehr junger Sternhaufen Beobachte Sternbewegung um das Zentrum (20 Jahre): Umlaufbahnen ergeben Masse von Zentralem Objekt M = 4.3 x 10 6 M Objekt ist sehr kompakt und sehr massive: Schwarzes Loch 20 Astrophysik II (Bachelor)

23 Die Entstehung der Milchstraße Im frühen Universum entsteht der Halo aus Dunkler Materie und wächst durch Verschmelzung mit anderen Halos In diesen Halo fällt Gas ein 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 Der Bulge entsteht durch Galaxienkollisionen im frühen Universum Vor der Hälfte des Alters des Universums fällt ein relative massiver Subhalo mit Satellitengalaxie in das System ein die Scheibe heizt sich auf und wird dicker Danach entsteht aus dem kalten Gas wieder eine neue dünne Scheibe Durch Scheibeninstabilitäten entsteht der Bar im Zentrum Halo entsteht durch Zerbersten einfallender Satellitengalaxien 21 Astrophysik II (Bachelor)

24 Die Entstehung der Milchstraße 22 Astrophysik II (Bachelor)

25 Die Entstehung der Milchstraße 23 Astrophysik II (Bachelor)

26 Die Entstehung der Milchstraße 24 Astrophysik II (Bachelor)

27 Die Entstehung der Milchstraße 25 Astrophysik II (Bachelor)

28 Die Entstehung der Milchstraße 26 Astrophysik II (Bachelor)

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