Galaxien in den Tiefen des Weltraums Entstehung & Entwicklung Galaxien Institut für Astronomie Universität Wien FORS Deep Field
Galaxien im lokalen Universum
Spiralgalaxien NGC 1231 FORS am Very Large Telesope Europäische Südsternwarte
Spiralgalaxien M 51 ESO
Elliptische Galaxien M 87 AngloAustralisches Observatorium
Linsenförmige Galaxien Sombrero FORS am VLT ESO
Irreguläre Galaxien Kleine Magellansche Wolke
Pekuliare Galaxien Hoag Ringgalaxie HST/NASA
Galaxien im lokalen Universum
Galaxienverteilung 6dF Rotverschiebungs-Survey, AAO und Haufen Galaxien leben isoliert (Feld), in Gruppen
Galaxiengruppen Hubble Weltraumteleskop HST Hickson Kompakte Gruppe 79
Galaxiengruppen Stephans Quintett
Galaxiengruppen Chandra: Röntgen Spitzer: Fern-Infrarot Stephans Quintett
HST Galaxienhaufen Palomar/DSS Haufen Abell 2218 (z=0.2)
URKNALL
Kosmischer Mikrowellenhintergrund
Fluktuationen der»ursuppe«kosmischer Mikrowellenhintergrund Allererste Klumpung in derphysik Materieverteilung Gemessen von COBE Satelliten: Nobelpreis 2006!
CMB: erste Dichtefluktuationen
Geschichte des Kosmos NASA
Geschichte des Universums
Galaxien in den Tiefen des Kosmos: Deep Fields FORS Deep Field 72h @ VLT/FORS European Southern Observatory tiefe Photometrie >8500 Galaxien mit 0<z<5 Kollaboration Göttingen, Heidelberg, München Die ersten sichtbaren Objekte: Galaxien bei z~5; 1 Mrd. Jahre nach Urknall!
Rotverschiebung Slipher 1911: Spektrallinien entfernter Galaxien wandern ins Rote. Ursache: Fluchtbewegung wg. Expansion des Kosmos nach Urknall. Defnition: Rückblickzeit 13.5 Gyr 8 Gyr 5 Gyr S&W
Galaxien in den Tiefen des Kosmos: Deep Fields Hubble Deep Field Nord NASA
Kreise: Galaxien mit z 7, Rückblickzeit ~13Mrd.J, Alter Kosmos~600Mio.J
Haufen Cl0024 z~0.5 Gravitationslinsenefekt: Galaxien bis hohem z sichtbar.
Bausteine der Galaxien
Galaxien in den Tiefen des Kosmos: Deep Fields Kettengalaxie Hubble Deep Field
Galaxien in den Tiefen des Kosmos: Deep Fields Hubble Ultra Deep Field Kaulquappen-Galaxien bei hohen Rotverschiebungen
Geschichte des Universums
Bildung und Entwicklung der Galaxien im kosmologischen Kontext FORS Deep Field WMAP CMB?? ~13Gyr ~1Gyr Rolle Umgebung? MS0451-03 Haufen
? ~1Mrd Jahre Friedmann-Gleichungen: Dichte-Fluktuationen: Euler-Lagrange-Gleichung: Wellenansatz:? ~13Mrd Jahre
Ausbildung der Strukturen Problem: Baryonische Dichtefl uktuationen wachsen zu langsam an. Lösung: Dunkle Materie, die nur gravitativ koppelt. Simulationen: Vielkörper-Rechnungen mit spezieller Hardware ermöglicht Hervorsage der Massenentwicklung Dunkler Halos. Ben Moore, Zürich
Dunkle Materie & Dunkle Energie
Zeit Hierarchisches Wachsen kosmischer Strukturen Masse Massenentwicklung Lacey & Cole 1993
Verschmelzung (Merging) von Galaxien Joshua Barnes, Hawaii
Verschmelzung (Merging) von Galaxien Antennen-Galaxie
Zeit Hierarchisches Wachsen kosmischer Strukturen Masse Massenentwicklung Lacey & Cole 1993
Hierarchisches Wachsen kosmischer Strukturen Leuchtkraftentwicklung
Wir brauchen die Gesamtmasse der Galaxien! Rotationskurve einer Spiralgalaxie vmax Messung der stellaren und dunklen Masse adopted from van Albada et al. 1985
Rotationskurve einer Spiralgalaxie S&W
Synergie bodengebundene / weltraumgestützte Observatorien
Synergie bodengebundene / weltraumgestützte Observatorien VLT/FORS2 Spektrum: sym. Rotationskurve Vmax = 170 km/s I Helligkeit: 21.8 mag HST/ACS Bild: z=1 Galaxie 2 Spiralarme Scheibengröße: 13 Lj Gesamtmasse: 5x1011M Massentwicklung der Spiralgalaxien bis z = 1
Rotationskurven von Feldspiralen mit z=0.1 bis z=1 VLT/FORS spectroscopy FDF & WHDF 249 galaxies 130 RCs Ziegler et al. 2002 Böhm et al. 2004 Böhm & Ziegler 2007
Leuchtkraft Lokale Tully-Fisher Relation Masse Haynes et al. 1999 vmax Massenskala: "Normierung" der Leuchtkraft
Tully-Fisher Relation beim halben Weltalter Ziegler et al. 2002, 2005; Böhm et al. 2004, 2006; Böhm & Ziegler 2007 Ziegler et al. 2002, 2005; Böhm et al. 2004, 2006; Böhm & Ziegler 2007 Leuchtkraftentwicklung: 0mag Steigungsänderung von: -4.3 Große @ z 0.5Galaxien nach -7.5 @ z=0 Kleine Galaxien 1-2mag
Fit der Daten mit chemischem Entwicklungsmodell SE Effizienz Differentielle Evolution der Stellaren Populationen Sternpopulation im Mittel älter in sehr massereichen als in kleinen Galaxien formation redshift Alter Ferreras, Silk, Böhm, Ziegler 2004 Antihierarchische Entwicklung der Baryonen!
Wechselwirkungen in Galaxienhaufen tidal (gravitational) interactions merging, accretion ram-pressure stripping by intracluster medium (hot x-ray gas) harassment strangulation, suffocation, starvation
Geschwindigkeitsfeld einer regulären Galaxie MS0451-03 z=0.53 Kutdemir et al. 2008 & 2010
Geschwindigkeitsfeld pekuliarer Haufengalaxie Simulation of minor merger (8:1 mass ratio) seen after second passage Kutdemir et al. 2008 Kronberger et al. 2007
Simulation of merger & ram-pressure stripping Kapferer et al. 2009 Kapferer et al. 2006, Kronberger et al. 2006, Kronberger et al. 2007, Kronberger et al. 2008 Kollaboration mit Prof. Schindler (Innsbruck)
E-ELT 3d-spectroscopy Genzel et al. 2008 ESO
ALMA ESO
Zusammenfassung Entstehung der Galaxien (stark vereinfacht): Entwicklung der Halos Dunkler Materie hierarchisch (sukzessives Verschmelzen) primordiale Massenverteilung nach Dichtefluktuationen Baryonen strömen in Gravitationstopf der DM-Halos Sternentstehung effizienter in massereichen Galaxien (wg. Feedback-Prozesse) im Mittel höheres Alter Sternpopulation massereicher Galaxien «down-sizing»
Zusammenfassung Frage: Welches sind die heutigen Strukturen? Antwort: Galaxien, Gruppen, Haufen, Superhaufen. Frage: Wie bildeten sich die heutigen Strukturen? Antwort: Durch Verschmelzen (merging) kleinerer Einheiten. Frage: Wozu braucht man Dunkle Materie? Antwort: U.a. damit die Strukturen schnell genug wachsen. Frage: Wozu braucht man Dunkle Energie? Antwort: Um die Expansion des Universums heute zu beschleunigen. Frage: Wie alt sind die Galaxien? Antwort: Unterschied zw. Dunkle-Materie-Halo und Sternpopulation.