Der Bulge der Milchstraße Die Sicht eines Beobachters

Der Bulge der Milchstraße Die Sicht eines Beobachters Stefan Uttenthaler Stefan Uttenthaler, VO "Entwicklung der Galaxis", 23. November 2012

Die stellaren Hauptkomponenten der Milchstraße Thin Disc Thick Disc Halo Bulge Quelle: Wikipedia

Die Thin Disc ( Dünne Scheibe ) Junge, metallreiche, kinematisch kalte Scheibenpopulation. Höhe der Scheibe ca. 1 kpc. Die Sonne ist Mitglied der Thin Disc.

Die Thick Disc ( Dicke Scheibe ) Ältere (~10 Giga-Jahre), meist metallarme, kinematisch heisse Scheibenpopulation. Ursprung ist nicht klar. Vermutungen: kinematische Heizung der Thin Disc durch Streuung an massereichen Molekülwolken Radiale Migration von der inneren Scheibe Ergebnis der Akkretion einer Zwerggalaxie Bekanntes Mitglied der Thick Disc: Arktur ( Boo)

Der Halo Sehr alte, metallarme Sterne (Population II), sphäroidale Anordnung um das Zentrum der Milchstraße. Ungeordnete Orbits (kinematisch heiss). Einige Prozent der Halo-Sterne stammen vermutlich aus Kugelsternhaufen, ein Teil kommt ev. aus akkretierten Zwerggalaxien.

Der Bulge Der Bulge der Milchstraße ist die zentrale Verdickung der sonst scheibenförmigen Galaxie. Gut sichtbar in Weitwinkelaufnahmen der Milchstraße, auch zu sehen als die zentrale Population von externen Galaxien. Genauer Ursprung, Alter,... ebenfalls noch Thema der Forschung, aber es gibt einen gewissen Trend. Darauf wird im Folgenden noch eingegangen. NGC 4565, Bob Franke

Der galaktische Bulge in Weitwinkelaufnahmen 2MASS (2-Micron All-Sky Survey, Himmelsdurchmusterung in J, H, und K Band) Weitwinkel-Mosaik der Milchstraße im optischen Bereich (Jan Hattenbach).

Der galaktische Bulge in Weitwinkelaufnahmen Weitwinkel-Mosaik der Milchstraße im optischen Bereich (Axel Mellinger).

Hürden bei der Untersuchung des galaktischen Bulges Unsere spezielle Perspektive bewirkt folgendes: Staubwolken mit hoher Extinktion verstellen die Sicht, differenzielle (räumlich stark variirende) Extinktion erschwert die Analyse. Überlagerung von Populationen: Schwierigkeiten, Bulge-Sterne von Sternen der Thin und Thick Disc im Vordergrund zu unterscheiden. Hohe Sterndichte, genaue Photometrie nicht immer möglich (hohe Winkelauflösung erforderlich). Relativ großer Abstand (ca. 8 kpc, 26000 LJ) macht detaillierte Studien einzelner Sterne schwierig (v.a. Zwerge!).

Theoretische Entstehungsszenarien des Bulges Klassischer Bulge Pseudo-Bulge Clump-Origin Bulge

Klassischer Bulge Entstehung des Bulges aus dem Kollaps der Gaswolke, aus dem sich die Milchstraße bildete (monolithischer Kollaps) bzw. hirarchische Merger, rasche Sternentstehung. Der Bulge entspricht in diesem Szenario einer kleinen elliptischen Galaxie, die im Zentrum der Milchstraße sitzt. Keine geordnete Rotation, kinematisch heiss (zufällige Orbits), alle Sterne sind alt und massearm. War früher das allgemein akzeptierte Modell (deshalb klassisch ), wird jetzt mehr und mehr relativiert.

Pseudo-Bulge ( disky bulge ) Bulge entsteht durch langsame, von äußeren Einflüssen wie Mergern ungestörten Entwicklung der Scheibe selber ( secular evolution ). Durch Instabilitäten in der Scheibe bildet sich ein Balken aus Sternen aus (Balkenspirale!), der Sterne in Orbits mit höherer Inklination streut. Bulge und innere Scheibe bilden eine mehr oder weniger einheitliche Population. Geordnete Rotation, kinematisch kalt, länger anhaltende Sternentstehung, weshalb auch jüngere und etwas massereichere Sterne zu erwarten sind. Dieses Modell wurde erst in den letzten Jahren genauer ausgearbeitet (Kormendy & Kennicutt 2004).

Clump-Origin Bulge In der gasreichen, dichten Scheibe der Ur-Galaxie bilden sich große Gasklumpen (Molekülwolken), die durch dynamische Reibung ins Zentrum der Galaxie sinken, sich dort vereinigen und in großen Mengen Sterne bilden (Skizze!). Beobachtungen hoch-rotverschobener Galaxien zeigen welche mit großen Gasklumpen in ihren Scheiben. Ebenso hohe Sternenstehungsrate, die Form würde aber eher einem Pseudo-Bulge entsprechen. Ein recht junges Modell, das eine Art Mischform aus klassischem und Pseudo-Bulge darstellt. Die Szenarien machen unterschiedliche Vorhersagen zu den Eigenschaften des Bulges, die es gilt, durch Beobachtungen zu überprüfen!

Form des Bulges COBE (Launhardt et al. 2002) Aufnahmen mit großem Gesichtsfeld lassen erkennen, dass der Bulge nicht elliptisch rund, sondern eckig ( boxy ) erscheint und asymmetrisch ist (mehr Sterne auf der linken Seite). Pseudo-Bulge!?! 2MASS 2MASS (Cabrera-Lavers et al. 2007)

Alter von Bulge-Sternen aus der Photometrie Farbe (Teff) und Helligkeit des Turn Off Points ist guter Indikator des Alters. Zoccali et al. (2003) Clarkson et al. (2011), HST Ergebnis: Bulge-Sterne sind alt, nur wenig Raum für junge Population.

Sterne am AGB deuten jüngeres Alter an! AGB = Asymptotic Giant Branch Rote Riesensterne in der letzten Phase nuklearen Brennens (H+He in Schalen), bevor der Stern zum Planetaren Nebel und Weissen Zwerg wird. AGB-Sterne pulsieren stark (Mira und semi-reguläre Veränderliche) und verlieren viel Masse (Sternwind). AGB Sterne im Bulge sollten nicht schwerer als ~1M sein, falls der Bulge wirklich 10 GJ alt ist!

Sterne am AGB deuten jüngeres Alter an! AGB Sterne 1.5M RGB tip 1.0M Zoccali et al. (2003) AGB Sterne sollten nicht heller als der RGB tip sein manche sind aber heller! Uttenthaler et al. (2007) Vergleich mit Pulsationsmodellen deutet Massen von 1.5M an, also ein Alter von ~3 GJ. Gefüllte Symbole: Sterne mit dredge-upindikator Technetium.

Sterne am AGB deuten geringeres Alter an! Groenewegen & Blommaert (2005) Verteilung der Pulsationsperioden von Mira Sternen im Bulge. Lange Perioden (>400d) werden nur von Sternen mit 1.5 2.0M erreicht. Auch Planetarische Nebel im Bulge stammen vermutlich von Sternen mit 1.2 1.8M. Aber: AGB-Sterne und PN haben lange Entwicklung mit vielen Unsicherheiten hinter sich. Verstehen wir die Entwicklung ausreichend? Sind diese massereichen AGB-Sterne das Ergebnis von Mergern (blue straggler)?

Weitere Methode zur Altersbestimmung: Spektren von Sternen am Turn-Off Bensby et al. (2011) Während micro-lensing Events können hoch aufgelöste Spektren von Zwergsternen im Bulge aufgenommen werden. Aus den Spektren lassen sich Temperatur und Oberflächenbeschleunigung bestimmen. log g Aus Vergleich mit Isochronen ergibt sich das Alter der Sterne. Einige davon sind bis zu 3 GJ jung! Aber: Möglicherweise täuscht eine hohe He-Häufigkeit ein junges Alter vor!

Metallizität von Bulge-Sternen Die mittlere Metallizität und die Metallizitätsverteilung (metallicity distribution function, MDF) sind eine wichtige Größe in der Charakterisierung der Bulge-Population. Erste hoch-aufgelöste Spektren von Bulge-Riesen: McWilliam & Rich (1994). Ergebnis: Mittleres [Fe/H] leicht subsolar (-0.2-0.1), breite Verteilung der Metallizitäten. Dieses Ergebnis ist im Grunde heute noch gültig.

Metallizität von Bulge-Sternen Neueste Beobachtungen zeigen aber: Es gibt zwei Häufungen in der Metallizitätsverteilung! Hill et al. (2011): Riesen haben einen Peak bei [Fe/H]=-0.3 und einen bei +0.3. Bensby et al. (2011): Zwerge zeigen Peaks bei [Fe/H]=-0.6 und +0.3. Panel (b): Ältere Messungen von Riesen.

Metallizität von Bulge-Sternen Neueste Beobachtungen zeigen aber: Es gibt zwei Häufungen in der Metallizitätsverteilung! Der Bulge enthält also mindestens zwei Populationen! Wahrscheinlich trifft also nicht nur eins der erwähnten Entstehungszenarien zu, sondern zwei! Pseudo-Bulge und klassischer Bulge?!? Uttenthaler et al. (2012): Auch Riesen zeigen Peaks bei [Fe/H]=-0.6 und +0.3.

Unterschiede zwischen zwei Populationen: -Elemente Metallreiche Population ist arm an -Elementen, metallarme Population ist hingegen reich an -Elementen! -Elemente: O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Ti Nukleosynthetische Quelle von -Elementen: core-collapse SN (kurzlebig) Nukleosynthetische Quelle von Fe: SN Ia (Weisse Zwerge, langlebig!) Die beiden Populationen haben unterschiedliche chemische Geschichten! Wiederum: klassischer und Pseudo-Bulge! Alves-Brito et al. (2010)

Unterschiede zwischen zwei Populationen: -Elemente Trend der -Elemente in Bulge-Sternen sehr ähnlich der Thick Disc. Gibt es eine gemeinsame Geschichte der chemischen Anreicherung? Zumindest für metallarme BulgePopulation und die Thick Disc scheint das zuzutreffen! Haben diese beiden Populationen etwas miteinander zu tun? Alves-Brito et al. (2010)

Unterschiede zwischen zwei Populationen: Kinematik Die beiden Populationen haben auch ein sehr unterschiedliches Verhalten in den Radialgeschwindigkeiten: Metallarme Pop. hat breite Geschwindigkeitsverteilung (Geschwindigkeitsdispersion), metallreiche Pop. hat schmalere Geschwindigkeitsdispersion. Uttenthaler et al. (2012) Spricht wiederum für die duale Interpretation (klassischer Bulge und Pseudo-Bulge)! [M/H]

Unterschiede zwischen zwei Populationen: Kinematik Die beiden Populationen haben auch ein sehr unterschiedliches Verhalten in den Radialgeschwindigkeiten. Dies wird besonders deutlich, wenn man die Geschwindigkeitsdispersion als Funktion der galaktischen Breite betrachtet. Metallreiche Pop. hat balkenähnliche Kinematik, metallarme Pop. hat Kinematik eines klassischen Späroids. Babusiaux et al. (2010, blau), Uttenthaler et al. (2012, schwarz)

Einschränkung der Masse des klassischen Bulges: BRAVA: Bulge RAdial Velocity Assey Spektroskopische Durchmusterung des Bulges in vielen Feldern, zur Messung der Radialgeschwindigkeit. Shen et al. (2010, Abb. rechts) finden aus BRAVA Daten und Vergleich mit kinematischen N-body Modellen des Bulges, dass ein klassischer Bulge nicht mehr als 8% der Scheibenmasse enthalten kann.

Metallizitätsgradient Die mittlere Metallizität der Sterne ist im inneren Bulge (nahe zur galaktischen Ebene) höher als im äußeren Bulge. Zoccali et al. (2008): spektroskopisch bestimmte [Fe/H] bei unterschiedlichem Abstand zur Scheibe. Gonzalez et al. (2011): MetallizitätsKarte aus Photometrie von Bulge-Sternen. [Fe/H] nimmt nach außen ab.

Metallizitätsgradient Die mittlere Metallizität der Sterne ist im inneren Bulge (nahe zur galaktischen Ebene) höher als im äußeren Bulge. Ein Metallizitätsgradient wäre vereinbar mit einem klassischen Bulge, jedoch nicht mit einem reinen Pseudo-Bulge, da in diesem die Sterne gut durchmischt sein sollten. Es gibt jedoch Hinweise darauf, dass die metallreiche Pop. stärker zur Ebene hin konzentriert ist als die metallarme Pop. Der Gradient entsteht also vermutlich durch die räumliche Variation des zahlenmäßigen Verhältnisses der beiden Populationen, nicht durch räumliche Variation innerhalb einer Population!

Ist der Balken auch direkt nachweisbar? Ja! Standardkerzen (Red-Clump-Sterne, Miras, ) auf der linken Seite des Bulges sind uns näher als jene auf der rechten Seite! Genauer Neigungswinkel aber noch unsicher (20 45 Grad). Cabrera-Lavers et al. (2007) benutzen RC Sterne. Blick von oben auf die galaktische Ebene. Groenewegen & Blommaert (2005): Helligkeit von Mira-Veränderlichen hängt von der galaktischen Länge ab. Balken!

Weitere kürzliche Entdeckung im Bulge: Doppelter Red Clump! Bei größerem Abstand von der Ebene (>5 ) sind in Farben-HelligkeitsDiagrammen zwei Red Clumps zu sehen! I mag V I Entdeckung durch Nataf et al. (2010) und McWilliam & Zoccali (2010). Wie ist das zu verstehen?

Wie ist das zu verstehen? Es gibt entlang der Sichtlinie durch den Bulge zwei Stellen mit einer erhöhten Dichte von Sternen! Bei niedrigen galaktischen Breiten laufen die Dichtestellen aufeinander zu. Von der Seite gesehen hat der Bulge eine X-Form! McWilliam & Zoccali (2010) Der doppelte Red Clump Vgl. die Galaxie in der Hickson Compact Group 87: HCG 87a (Hubble)

Der doppelte Red Clump Eine solche Struktur kann sich eigentlich nur durch die Wirkung eines Balkens in einem Pseudo-Bulge bilden. Von einem klassischen Bulge wäre anzunehmen, dass er strukturlos glatt ist. Tatsächlich zeigt sich: Die Population, die diese Struktur bildet, ist die metallreiche Balken-Population! Ness et al. (2012) Uttenthaler et al. (2012)

Der doppelte Red Clump Auch in N-body Modellen eines Pseudo-Bulges ist die X-Struktur zu erkennen. Der Balken im N-body Modell von der Seite gesehen. Residuen nach Abzug der glatten Lichtverteilung: X-Form bleibt über! Li & Shen (2012)

Zusammenfassung Der Bulge der Milchstraße ist ein kompliziertes, aber spannendes und aktives Forschungsgebiet. Er besteht nich aus einer homogenen Sternpopulation, sondern (zumindest) aus zwei: Eine metallreiche Population, -arm, kinematisch kalt, verursacht doppelten RC und X-Form. Interpretation: Pseudo-Bulge, der durch dynamische Instabilitäten der inneren Scheibe (Balken) erzeugt wird. Eine metallarme Population, -reich, kinematisch heiss, schwächere Konzentration zur Ebene (Scheibe) hin, chemische Ähnlichkeit mit Thick Disc. Interpretation: kleiner klassischer Bulge, ev. auch innere Thick Disc.

Danke für's Zuhören! Bei Fragen: E-Mail an stefan.uttenthaler@univie.ac.at

Quellen: Alves-Brito et al. (2010): http://adsabs.harvard.edu/abs/2010a%26a...513a..35a Babusiaux et al. (2010): http://adsabs.harvard.edu/abs/2010a%26a...519a..77b Bensby et al. (2011): http://adsabs.harvard.edu/abs/2011a%26a...533a.134b Cabrera-Lavers et al. (2007): http://adsabs.harvard.edu/abs/2007a%26a...465..825c Clarkson et al. (2011): http://adsabs.harvard.edu/abs/2011apj...735...37c Gonzalez et al. (2011): http://adsabs.harvard.edu/abs/2011a%26a...530a..54g Groenewegen & Blommaert (2005): http://adsabs.harvard.edu/abs/2005a%26a...443..143g Hill et al. (2011): http://adsabs.harvard.edu/abs/2011a%26a...534a..80h Kormendy & Kennicutt (2004): http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ara%26a..42..603k Launhardt et al. (2002): http://adsabs.harvard.edu/abs/2002a%26a...384..112l Li & Shen (2012): http://adsabs.harvard.edu/abs/2012apj...757l...7l McWilliam & Rich (1994): http://adsabs.harvard.edu/abs/1994apjs...91..749m McWilliam & Zoccali (2010): http://adsabs.harvard.edu/abs/2010apj...724.1491m Nataf et al. (2010): http://adsabs.harvard.edu/abs/2010apj...721l..28n Ness et al. (2012): http://adsabs.harvard.edu/abs/2012apj...756...22n Shen et al. (2010): http://adsabs.harvard.edu/abs/2010apj...720l..72s Uttenthaler et al. (2007): http://adsabs.harvard.edu/abs/2007a%26a...463..251u Uttenthaler et al. (2012): http://adsabs.harvard.edu/abs/2012a%26a...546a..57u Zoccali et al.(2003): http://adsabs.harvard.edu/abs/2003a%26a...399..931z Zoccali et al. (2008): http://adsabs.harvard.edu/abs/2008a%26a...486..177z

Der Bulge der Milchstraße Die Sicht eines Beobachters Stefan Uttenthaler Stefan Uttenthaler, VO "Entwicklung der Galaxis", 23. November 2012

Die stellaren Hauptkomponenten der Milchstraße Thin Disc Thick Disc Halo Bulge Quelle: Wikipedia

Die Thin Disc ( Dünne Scheibe ) Junge, metallreiche, kinematisch kalte Scheibenpopulation. Höhe der Scheibe ca. 1 kpc. Die Sonne ist Mitglied der Thin Disc. Kinematisch kalt oder heiss bedeutet in diesem Zusammenhang, dass die Breite der Geschwindigkeitsverteilung (auch Geschwindigkeitsdispersion genannt) klein oder groß ist. In einer kinematisch heissen Population haben die Sterne Geschwindigkeiten, die sehr unterschiedlich voneinander sind, in einer kinematisch kalten Population sind sich die Geschwindigkeiten recht ähnlich.

Die Thick Disc ( Dicke Scheibe ) Ältere (~10 Giga-Jahre), meist metallarme, kinematisch heisse Scheibenpopulation. Ursprung ist nicht klar. Vermutungen: kinematische Heizung der Thin Disc durch Streuung an massereichen Molekülwolken Radiale Migration von der inneren Scheibe Ergebnis der Akkretion einer Zwerggalaxie Bekanntes Mitglied der Thick Disc: Arktur ( Boo)

Der Halo Sehr alte, metallarme Sterne (Population II), sphäroidale Anordnung um das Zentrum der Milchstraße. Ungeordnete Orbits (kinematisch heiss). Einige Prozent der Halo-Sterne stammen vermutlich aus Kugelsternhaufen, ein Teil kommt ev. aus akkretierten Zwerggalaxien.

Der Bulge Der Bulge der Milchstraße ist die zentrale Verdickung der sonst scheibenförmigen Galaxie. Gut sichtbar in Weitwinkelaufnahmen der Milchstraße, auch zu sehen als die zentrale Population von externen Galaxien. Genauer Ursprung, Alter,... ebenfalls noch Thema der Forschung, aber es gibt einen gewissen Trend. Darauf wird im Folgenden noch eingegangen. NGC 4565, Bob Franke

Der galaktische Bulge in Weitwinkelaufnahmen 2MASS (2-Micron All-Sky Survey, Himmelsdurchmusterung in J, H, und K Band) Weitwinkel-Mosaik der Milchstraße im optischen Bereich (Jan Hattenbach). http://www.astro.virginia.edu/~mfs4n/milky/2mass.plane.big.jp http://www.scilogs.de/kosmo/gallery/3/panorama_homepage.jp

Der galaktische Bulge in Weitwinkelaufnahmen Weitwinkel-Mosaik der Milchstraße im optischen Bereich (Axel Mellinger). http://canopus.physik.uni-potsdam.de/~axm/images/mwpan45s_bright.jpg

Hürden bei der Untersuchung des galaktischen Bulges Unsere spezielle Perspektive bewirkt folgendes: Staubwolken mit hoher Extinktion verstellen die Sicht, differenzielle (räumlich stark variirende) Extinktion erschwert die Analyse. Überlagerung von Populationen: Schwierigkeiten, Bulge-Sterne von Sternen der Thin und Thick Disc im Vordergrund zu unterscheiden. Hohe Sterndichte, genaue Photometrie nicht immer möglich (hohe Winkelauflösung erforderlich). Relativ großer Abstand (ca. 8 kpc, 26000 LJ) macht detaillierte Studien einzelner Sterne schwierig (v.a. Zwerge!). Wie aus den vorigen Aufnahmen zu erkennen ist, bringt unsere spezielle Perspektive in der Scheibe der MW folgende Schwierigkeiten bei der Untersuchung des Bulges mit sich: Staubwolken mit hoher Extinktion verstellen die Sicht, differenzielle, also räumlich stark variirende Extinktion erschwert die Analyse. Es gibt einige Fenster, die besser zugänglich sind, v.a. im südlichen Bulge. Es kommt zu einer Überlagerung von Populationen. Eigentliche Bulge-Sterne sind nicht ganz einfach von Sternen der Thin und Thick Disc im Vordergrund zu unterscheiden. Die hohe Sterndichte macht eine genaue Photometrie oft nicht möglich, v.a. im nahen und mittleren Infrarot. Dicht gepackte Sterngruppen können nicht immer in Einzelsterne aufgelöst werden. Der relativ großer Abstand (ca. 8 kpc) macht detaillierte Studien einzelner Sterne schwierig. Im Vergleich dazu sind Sterne der Thin und Thick Disc ja in unmittelbarer Sonnenumgebung zu finden. Zwergsterne können spektroskopisch nur während sogenannter micro-lensing events beobachtet werden, und dann nur für wenige Stunden oder Tage.

Theoretische Entstehungsszenarien des Bulges Klassischer Bulge Pseudo-Bulge Clump-Origin Bulge Ohne ein wenig Theorie geht es nicht...

Klassischer Bulge Entstehung des Bulges aus dem Kollaps der Gaswolke, aus dem sich die Milchstraße bildete (monolithischer Kollaps) bzw. hirarchische Merger, rasche Sternentstehung. Der Bulge entspricht in diesem Szenario einer kleinen elliptischen Galaxie, die im Zentrum der Milchstraße sitzt. Keine geordnete Rotation, kinematisch heiss (zufällige Orbits), alle Sterne sind alt und massearm. War früher das allgemein akzeptierte Modell (deshalb klassisch ), wird jetzt mehr und mehr relativiert. Ohne ein wenig Theorie geht es nicht...

Pseudo-Bulge ( disky bulge ) Bulge entsteht durch langsame, von äußeren Einflüssen wie Mergern ungestörten Entwicklung der Scheibe selber ( secular evolution ). Durch Instabilitäten in der Scheibe bildet sich ein Balken aus Sternen aus (Balkenspirale!), der Sterne in Orbits mit höherer Inklination streut. Bulge und innere Scheibe bilden eine mehr oder weniger einheitliche Population. Geordnete Rotation, kinematisch kalt, länger anhaltende Sternentstehung, weshalb auch jüngere und etwas massereichere Sterne zu erwarten sind. Dieses Modell wurde erst in den letzten Jahren genauer ausgearbeitet (Kormendy & Kennicutt 2004). Ohne ein wenig Theorie geht es nicht...

Clump-Origin Bulge In der gasreichen, dichten Scheibe der Ur-Galaxie bilden sich große Gasklumpen (Molekülwolken), die durch dynamische Reibung ins Zentrum der Galaxie sinken, sich dort vereinigen und in großen Mengen Sterne bilden (Skizze!). Beobachtungen hoch-rotverschobener Galaxien zeigen welche mit großen Gasklumpen in ihren Scheiben. Ebenso hohe Sternenstehungsrate, die Form würde aber eher einem Pseudo-Bulge entsprechen. Ein recht junges Modell, das eine Art Mischform aus klassischem und Pseudo-Bulge darstellt. Die Szenarien machen unterschiedliche Vorhersagen zu den Eigenschaften des Bulges, die es gilt, durch Beobachtungen zu überprüfen! Ohne ein wenig Theorie geht es nicht...

Form des Bulges COBE (Launhardt et al. 2002) Aufnahmen mit großem Gesichtsfeld lassen erkennen, dass der Bulge nicht elliptisch rund, sondern eckig ( boxy ) erscheint und asymmetrisch ist (mehr Sterne auf der linken Seite). Pseudo-Bulge!?! 2MASS (Cabrera-Lavers et al. 2007) 2MASS Um zwischen den einzelnen Szenarien zu unterscheiden, gibt es verschiedenste Herangehensweisen und Beobachtungsdaten. Diese werden im Folgenden behandelt, immer wieder mit Bezug zu den Vorhersagen dieser Modelle.

Alter von Bulge-Sternen aus der Photometrie Farbe (Teff) und Helligkeit des Turn Off Points ist guter Indikator des Alters. Zoccali et al. (2003) Clarkson et al. (2011), HST Ergebnis: Bulge-Sterne sind alt, nur wenig Raum für junge Population.

Sterne am AGB deuten jüngeres Alter an! AGB = Asymptotic Giant Branch Rote Riesensterne in der letzten Phase nuklearen Brennens (H+He in Schalen), bevor der Stern zum Planetaren Nebel und Weissen Zwerg wird. AGB-Sterne pulsieren stark (Mira und semi-reguläre Veränderliche) und verlieren viel Masse (Sternwind). AGB Sterne im Bulge sollten nicht schwerer als ~1M sein, falls der Bulge wirklich 10 GJ alt ist!

Sterne am AGB deuten jüngeres Alter an! AGB Sterne 1.5M RGB tip 1.0M Zoccali et al. (2003) AGB Sterne sollten nicht heller als der RGB tip sein manche sind aber heller! Uttenthaler et al. (2007) Vergleich mit Pulsationsmodellen deutet Massen von 1.5M an, also ein Alter von ~3 GJ. Gefüllte Symbole: Sterne mit dredge-upindikator Technetium. Vier Sterne im Sample von Uttenthaler et al. (2007), jene die in der Abbildung als gefüllte Symbole dargestellt sind, enthalten das Element Technetium (Tc) in ihren Atmosphären. Tc ist ein Element mit ausschließlich radioaktiven Isotopen, das nur beobachtet werden kann, wenn es im Stern selber produziert wird und von der Kernregion an die Oberfläche gemischt wird. Das derzeitige Verständnis dieses als third dredge-up bezeichneten Mischvorgangs legt nahe, dass nur Sterne mit mindestens 1.5 Sonnenmassen einen solchen dredge-up haben können; in leichteren und damit langlebigeren Sternen würde man somit kein Tc erwarten. Sterne mit 1.5 Sonnenmassen leben aber nur ca. 3 GJ, bevor sie ihren Brennstoffvorrat aufgebraucht haben. Das wiederum würde ein jüngeres Alter des Bulges, oder zumindest eines Teils davon, bedeuten.

Sterne am AGB deuten geringeres Alter an! Groenewegen & Blommaert (2005) Verteilung der Pulsationsperioden von Mira Sternen im Bulge. Lange Perioden (>400d) werden nur von Sternen mit 1.5 2.0M erreicht. Auch Planetarische Nebel im Bulge stammen vermutlich von Sternen mit 1.2 1.8M. Aber: AGB-Sterne und PN haben lange Entwicklung mit vielen Unsicherheiten hinter sich. Verstehen wir die Entwicklung ausreichend? Sind diese massereichen AGB-Sterne das Ergebnis von Mergern (blue straggler)? Die Verschmelzung von zwei Sternen in einem Doppelsternsystem (merger) führt zu einem sogennanten blue straggler, ein Stern, der (auf der Hauptreihe) blauer ist als der Turn-Off. So ein verschmolzener Stern würde sich dann normal entwickeln wie ein Stern, der mit dieser doppelten Masse geboren wurde, und würde dann eben einen jungen, massereichen Stern vortäuschen, auch am AGB. Eine offene Frage ist, ob es ausreichend viele solcher blue stragglers gibt, um die beobachtete Population von scheinbar jungen AGB-Sternen zu erklären.

Weitere Methode zur Altersbestimmung: Spektren von Sternen am Turn-Off Bensby et al. (2011) Während micro-lensing Events können hoch aufgelöste Spektren von Zwergsternen im Bulge aufgenommen werden. Aus den Spektren lassen sich Temperatur und Oberflächenbeschleunigung bestimmen. log g Aus Vergleich mit Isochronen ergibt sich das Alter der Sterne. Einige davon sind bis zu 3 GJ jung! Aber: Möglicherweise täuscht eine hohe He-Häufigkeit ein junges Alter vor! micro-lensing : Ein im Vordergrund vorbeiziehender Stern vergrößert einen Bulge-Stern kurzfristig sehr stark (Faktor 10 bis einige 100). In einem kurzen Zeitraum von wenigen Stunden oder Tagen kann dann mit Teleskopen von acht und mehr Metern Durchmesser ein hoch-aufgelöstes Spektrum aufgenommen werden. Aus dem Vergleich mit Isochronen (Linine gleichen Alters) ergibt sich teilweise ein jüngeres Alter der Sterne als aus den Farben-Helligkeitsdiagrammen. Diese offensichtliche Diskrepanz im Alter der Bulge-Sterne ist noch nicht gelöst. Ein Vorschlag zur Lösung wäre eine hohe Helium-Häufigkeit in den metallreichen Sternen, was ein junges Alter vortäuschen könnte. Das lässt sich allerdings sehr schwer überprüfen, da die Helium-Häufigkeit nur in sehr heissen Sternen direkt gemessen werden kann, die es im Bulge nicht gibt.

Metallizität von Bulge-Sternen Die mittlere Metallizität und die Metallizitätsverteilung (metallicity distribution function, MDF) sind eine wichtige Größe in der Charakterisierung der Bulge-Population. Erste hoch-aufgelöste Spektren von Bulge-Riesen: McWilliam & Rich (1994). Ergebnis: Mittleres [Fe/H] leicht subsolar (-0.2-0.1), breite Verteilung der Metallizitäten. Dieses Ergebnis ist im Grunde heute noch gültig.

Metallizität von Bulge-Sternen Neueste Beobachtungen zeigen aber: Es gibt zwei Häufungen in der Metallizitätsverteilung! Hill et al. (2011): Riesen haben einen Peak bei [Fe/H]=-0.3 und einen bei +0.3. Bensby et al. (2011): Zwerge zeigen Peaks bei [Fe/H]=-0.6 und +0.3. Panel (b): Ältere Messungen von Riesen.

Metallizität von Bulge-Sternen Neueste Beobachtungen zeigen aber: Es gibt zwei Häufungen in der Metallizitätsverteilung! Der Bulge enthält also mindestens zwei Populationen! Wahrscheinlich trifft also nicht nur eins der erwähnten Entstehungszenarien zu, sondern zwei! Pseudo-Bulge und klassischer Bulge?!? Uttenthaler et al. (2012): Auch Riesen zeigen Peaks bei [Fe/H]=-0.6 und +0.3.

Unterschiede zwischen zwei Populationen: -Elemente Metallreiche Population ist arm an -Elementen, metallarme Population ist hingegen reich an -Elementen! -Elemente: O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Ti Nukleosynthetische Quelle von -Elementen: core-collapse SN (kurzlebig) Nukleosynthetische Quelle von Fe: SN Ia (Weisse Zwerge, langlebig!) Die beiden Populationen haben unterschiedliche chemische Geschichten! Wiederum: klassischer und Pseudo-Bulge! Alves-Brito et al. (2010) Der Kern des häufigsten Isotops der -Elemente ist jeweils ein ganzzahliges Vielfaches eines Helium-Kerns, der auch als Teilchen bezeichnet wird. -Elemente haben eine andere nukleosynthetische Quelle als Elemente des Eisen-Peaks (V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni): Sie werden hauptsächlich von core-collapse Supernovae von schweren, also kurzlebigen Sternen erzeugt, die aber wenig Eisen und dgl. synthetisieren. Fe, Ni, usw. dagegen werden hauptsächlich bei SN Ia gebildet, deren Vorgänger Weisse Zwerge sind, also recht langlebige Objekte. Die Auswürfe von SN Ia sind fast frei von -Elementen. Das heisst, die metallarme, reiche Population hat sich sehr schnell gebildet (wenig Beitrag von langlebigen SN Ia Vorgängern), die metallreiche, -arme Population hat eine langsamere Anreicherungsgeschichte hinter sich.

Unterschiede zwischen zwei Populationen: -Elemente Trend der -Elemente in Bulge-Sternen sehr ähnlich der Thick Disc. Gibt es eine gemeinsame Geschichte der chemischen Anreicherung? Zumindest für metallarme BulgePopulation und die Thick Disc scheint das zuzutreffen! Haben diese beiden Populationen etwas miteinander zu tun? Alves-Brito et al. (2010) Zumindest die metallarmen Bulge-Sterne ähneln in ihrer chemischen Zusammensetzung jenen der Sterne in der Thick Disc in der Sonnenumgebung. Das könnte bedeuten, dass die Thick Disc und der Bulge eine ähnliche oder sogar die gleiche Geschichte der chemischen Anreicherung haben. Die beiden Populationen könnten also etwas miteinander zu tun haben!

Unterschiede zwischen zwei Populationen: Kinematik Die beiden Populationen haben auch ein sehr unterschiedliches Verhalten in den Radialgeschwindigkeiten: Metallarme Pop. hat breite Geschwindigkeitsverteilung (Geschwindigkeitsdispersion), metallreiche Pop. hat schmalere Geschwindigkeitsdispersion. Uttenthaler et al. (2012) Spricht wiederum für die duale Interpretation (klassischer Bulge und Pseudo-Bulge)! [M/H]

Unterschiede zwischen zwei Populationen: Kinematik Die beiden Populationen haben auch ein sehr unterschiedliches Verhalten in den Radialgeschwindigkeiten. Dies wird besonders deutlich, wenn man die Geschwindigkeitsdispersion als Funktion der galaktischen Breite betrachtet. Metallreiche Pop. hat balkenähnliche Kinematik, metallarme Pop. hat Kinematik eines klassischen Späroids. Babusiaux et al. (2010, blau), Uttenthaler et al. (2012, schwarz)

Einschränkung der Masse des klassischen Bulges: BRAVA: Bulge RAdial Velocity Assey Spektroskopische Durchmusterung des Bulges in vielen Feldern, zur Messung der Radialgeschwindigkeit. Shen et al. (2010, Abb. rechts) finden aus BRAVA Daten und Vergleich mit kinematischen N-body Modellen des Bulges, dass ein klassischer Bulge nicht mehr als 8% der Scheibenmasse enthalten kann.

Metallizitätsgradient Die mittlere Metallizität der Sterne ist im inneren Bulge (nahe zur galaktischen Ebene) höher als im äußeren Bulge. Zoccali et al. (2008): spektroskopisch bestimmte [Fe/H] bei unterschiedlichem Abstand zur Scheibe. Gonzalez et al. (2011): MetallizitätsKarte aus Photometrie von Bulge-Sternen. [Fe/H] nimmt nach außen ab.

Metallizitätsgradient Die mittlere Metallizität der Sterne ist im inneren Bulge (nahe zur galaktischen Ebene) höher als im äußeren Bulge. Ein Metallizitätsgradient wäre vereinbar mit einem klassischen Bulge, jedoch nicht mit einem reinen Pseudo-Bulge, da in diesem die Sterne gut durchmischt sein sollten. Es gibt jedoch Hinweise darauf, dass die metallreiche Pop. stärker zur Ebene hin konzentriert ist als die metallarme Pop. Der Gradient entsteht also vermutlich durch die räumliche Variation des zahlenmäßigen Verhältnisses der beiden Populationen, nicht durch räumliche Variation innerhalb einer Population!

Ist der Balken auch direkt nachweisbar? Ja! Standardkerzen (Red-Clump-Sterne, Miras, ) auf der linken Seite des Bulges sind uns näher als jene auf der rechten Seite! Genauer Neigungswinkel aber noch unsicher (20 45 Grad). Cabrera-Lavers et al. (2007) benutzen RC Sterne. Blick von oben auf die galaktische Ebene. Groenewegen & Blommaert (2005): Helligkeit von Mira-Veränderlichen hängt von der galaktischen Länge ab. Balken! Red-Clump-Sterne sind Sterne, die in ihrem Zentrum Helium zu Wasserstoff verbrennen. Dieses nach der eigentlichen Hauptreihe zweit-langlebigste Stadium wird auch HeliumHauptreihe genannt. Da die Leuchtkraft des Sterns in dieser Phase nur sehr schwach von der Metallizität bzw. der genauen Masse abhängt, sind Red-Clump-Sterne gute Entfernungsindikatoren bzw. Standardkerzen. Damit lässt sich die mittlere Entfernung entlang des Balkens der Milchstraße ableiten. Mira-Veränderliche hingegen gehorchen einer engen Beziehung zwischen Pulsationsperiode und Leuchtkraft, ähnlich den Cepheiden. Somit lässt sich aus der Periode und einer beobachteten scheinbaren Helligkeit ebenfalls eine Entfernung ableiten.

Weitere kürzliche Entdeckung im Bulge: Doppelter Red Clump! Bei größerem Abstand von der Ebene (>5 ) sind in Farben-HelligkeitsDiagrammen zwei Red Clumps zu sehen! I mag V I Entdeckung durch Nataf et al. (2010) und McWilliam & Zoccali (2010). Wie ist das zu verstehen?

Wie ist das zu verstehen? Es gibt entlang der Sichtlinie durch den Bulge zwei Stellen mit einer erhöhten Dichte von Sternen! Bei niedrigen galaktischen Breiten laufen die Dichtestellen aufeinander zu. Von der Seite gesehen hat der Bulge eine X-Form! McWilliam & Zoccali (2010) Der doppelte Red Clump Vgl. die Galaxie in der Hickson Compact Group 87: HCG 87a (Hubble)

Der doppelte Red Clump Eine solche Struktur kann sich eigentlich nur durch die Wirkung eines Balkens in einem Pseudo-Bulge bilden. Von einem klassischen Bulge wäre anzunehmen, dass er strukturlos glatt ist. Tatsächlich zeigt sich: Die Population, die diese Struktur bildet, ist die metallreiche Balken-Population! Ness et al. (2012) Uttenthaler et al. (2012)

Der doppelte Red Clump Auch in N-body Modellen eines Pseudo-Bulges ist die X-Struktur zu erkennen. Der Balken im N-body Modell von der Seite gesehen. Residuen nach Abzug der glatten Lichtverteilung: X-Form bleibt über! Li & Shen (2012)

Zusammenfassung Der Bulge der Milchstraße ist ein kompliziertes, aber spannendes und aktives Forschungsgebiet. Er besteht nich aus einer homogenen Sternpopulation, sondern (zumindest) aus zwei: Eine metallreiche Population, -arm, kinematisch kalt, verursacht doppelten RC und X-Form. Interpretation: Pseudo-Bulge, der durch dynamische Instabilitäten der inneren Scheibe (Balken) erzeugt wird. Eine metallarme Population, -reich, kinematisch heiss, schwächere Konzentration zur Ebene (Scheibe) hin, chemische Ähnlichkeit mit Thick Disc. Interpretation: kleiner klassischer Bulge, ev. auch innere Thick Disc.

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Quellen: Alves-Brito et al. (2010): http://adsabs.harvard.edu/abs/2010a%26a...513a..35a Babusiaux et al. (2010): http://adsabs.harvard.edu/abs/2010a%26a...519a..77b Bensby et al. (2011): http://adsabs.harvard.edu/abs/2011a%26a...533a.134b Cabrera-Lavers et al. (2007): http://adsabs.harvard.edu/abs/2007a%26a...465..825c Clarkson et al. (2011): http://adsabs.harvard.edu/abs/2011apj...735...37c Gonzalez et al. (2011): http://adsabs.harvard.edu/abs/2011a%26a...530a..54g Groenewegen & Blommaert (2005): http://adsabs.harvard.edu/abs/2005a%26a...443..143g Hill et al. (2011): http://adsabs.harvard.edu/abs/2011a%26a...534a..80h Kormendy & Kennicutt (2004): http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ara%26a..42..603k Launhardt et al. (2002): http://adsabs.harvard.edu/abs/2002a%26a...384..112l Li & Shen (2012): http://adsabs.harvard.edu/abs/2012apj...757l...7l McWilliam & Rich (1994): http://adsabs.harvard.edu/abs/1994apjs...91..749m McWilliam & Zoccali (2010): http://adsabs.harvard.edu/abs/2010apj...724.1491m Nataf et al. (2010): http://adsabs.harvard.edu/abs/2010apj...721l..28n Ness et al. (2012): http://adsabs.harvard.edu/abs/2012apj...756...22n Shen et al. (2010): http://adsabs.harvard.edu/abs/2010apj...720l..72s Uttenthaler et al. (2007): http://adsabs.harvard.edu/abs/2007a%26a...463..251u Uttenthaler et al. (2012): http://adsabs.harvard.edu/abs/2012a%26a...546a..57u Zoccali et al.(2003): http://adsabs.harvard.edu/abs/2003a%26a...399..931z Zoccali et al. (2008): http://adsabs.harvard.edu/abs/2008a%26a...486..177z