Galaxien - Bausteine des Universums
Max Camenzind
TUDA @ SS2011
Der Virgo-Haufen – 5 x 3 Grad
Image: Rogelio Bernal Andreo
16 Mpc entfernt
M 84 M 86
M 87
M 89
M 90
M 88
M 91
NGC 4438/Augen NGC 4473
NGC 4477
M 84
M 86
Markarian´s Augen
NGC 4388
1,5 x
Vollmond
De
r V
irg
o-H
au
fen
Coma-Haufen - Bausteine des Universums 100 Mpc entfernt
Galaxien - Bausteine des Universums
• Sternsysteme: Kugelsternhaufen (einfache Sternsysteme) – Zwerggalaxien – Ellipsen & Scheibengalaxien
• Massen: (106 – 1013) MS
• Morphologie der Galaxien Hubble Sequenz, moderne Klassifikationen.
• Leuchtkraftfunktion der Galaxien.
• Beobachtbare Parameter „Fundamental- Ebene“ der Galaxien.
• Scheibengalaxien und Dunkle Materie
• Schwarze Löcher in Galaxienzentren
Was sind Galaxien ?
M10 - Kugelsternhaufen (GC)
> 100.000 Sterne
47 Tuc - Kugelsternhaufen Aufnahme: 20” Cassegrain / 4 kpc entfernt
Radiale Profile Kugelsternhaufen „Isotherme Sphären“
~ r-2
Core
Core-
Radius
Rc
VI (R)210 mag / sec
log R [min]
8R
Gezeitenradius
2R
Dominante Massenverteilung
Core-Radius:
c(r ) 0.5 (r 0) Flächenhelligkeit
Die Flächenhelligkeit
Farben- Helligkeits- Diagramm
(CMD) der GCs
Wichtig für
Kosmologie
Alters-
bestimmung
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
Geschwindigkeits-
dispersion der Sterne
~ 10 - 15 km/s
aus Linienbreite Isotherme Modelle
Isotherme Sphären Hydrostatisches Gleichgewicht:
Nochmaliges ableiten
Asymptotisch r >> Rc:
Relaxation von Sternsystemen
Frage: Auf welcher Zeitskala erleiden Sterne im System
signifikante Stöße ?
Anzahl Wechselwirkungen im System mit Radius R
und Anzahl Sterne N aus W´keit P für Stoß mit 1 Stern:
Mittlere Geschwindigkeitsänderungen heben sich auf,
jedoch nicht die Varianz:
Verwende Virial-Satz:
2T = -Vpot
mittlere Geschw. v;
große Ablenkungen selten!
Mittlere Ablenkung für einen Durchgang durchs System:
Relaxation erfolgt, falls
d.h. wir benötigen Nrelax Sterndurchgänge
Nrelax = N / 8 ln(N)
Relaxationszeit definiert als
Abschätzung Relaxationszeit
Mittelung über Maxwell-Verteilung
Relaxationszeit von Sternsystemen
Galaxien komplexe
Sternsysteme
Scheibe
Elliptisches
Sternsystem
Elliptische Galaxien – quasi-rund
Elliptische
Galaxien:
Ähnlich zu
Kugelstern-
Haufen –
weisen auch
Core-Halo
Struktur
auf –
jedoch nicht
isotherme
Sternverteilung
Dichte fällt
sehr schnell ab.
M 87
Zentralgalaxie
Virgo-Haufen
Ellipse E1
1000 Mia MS
Spektrum einer E Galaxie dominiert durch massearme Sterne
kein UV
keine
A, B, O Sterne
TiO Banden
M Zwerge
Nicht viel Emission im Blauen!
Helligkeitsprofile R1/4 Gesetz, n=4 (de Vaucouleurs)
2 Typen von E Galaxien: Core und Cuspy Ellipsen
Core
Core-
Radius
Rc
Andromeda Galaxie M 31 typische Scheibengalaxie
~ 100 Mrd. Sterne
Andromeda / Spitzer Staub
rotiert
auf uns zu
rotiert
von uns weg
Scheiben
rotieren maximal geometrisch dünn
aus 21 cm H
Masse
Bulge
Sphäroid
21 cm Wasserstoff-Linie
Vera Rubin
M 3
1 –
Pro
fil
& R
ota
tio
n
Expo Scheibe R1/4 Bulge
konstant !
Sombrero M 104 [HST] S0 = Scheibe + Ellipse
Staub
Sterne
NGC 1700
S0 Galaxie
Seitenaufsicht
Galaxien Galerie / Zolt Frei (Princeton)
Die Hubble-Sequenz 1926
• 1923 entdeckt Hubble (1889-1953), 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.
Red Sequence
Blue Sequence
• 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)
Die Hubble-Sequenz 1
• 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 (1918-1995) hinzugefügt.
– [ Sandage (geb. 1926) führte im „Hubble Atlas of Galaxies“ einen Suffix für den Ursprung der Spiralarme ein; s - Zentralgebiet; r - extra Ring ]
Die Hubble-Sequenz 2
• 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.
Die Hubble-Sequenz 3
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
Beobachtete Eigenschaften verschiedener Galaxien
• in elliptischen Galaxien beobachtet man:
– rote, alte Sternenpopulationen
– wenig Gas und Staub (mit sehr hohen
Temperaturen ~ 107 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
Komponenten einer Galaxie
Die
Ko
mp
on
en
ten
e
ine
r S
ch
eib
en
-Ga
lax
ie
Halo Dunkler Materie
und Sterne
Stellare
Scheibe
Bulge Gas-
Scheibe
Lage
der Sonne
Typische
Distanzen
Konstante Rotation ist generisch
Halo aus
Dunkler Materie
Masse einer Scheibengalaxie Nukleus
• Bulge
• Scheibe
• Halo
M(<r) = V²Rot r / G
Halo-Modelle aus Rotations-Kurven von Stern- oder Gasscheiben
• Dark Matter Halo:
– Welche Form?
– Isotherme Modelle
ergeben Rotationskurve
– Simulationen NFW Profile
2
0
)/(1)(
crrr
rr
c
cchalo
r
r
r
rrGrv arctan14)( 2
0r
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)
• Dunkle Materie (CDM) bildet Halos auf allen Skalen – von Mondmasse bis zu 1015 Sonnen.
• von Zwerggalaxien bis Galaxienhaufen ?
2)]/(1)[/()(
ss
s
rrrrr
rr aa
rr
3)]/(1[)/()(
ss
s
rrrrr
Allgemeine Form NFW Profil: a=1
Morphologie - Sb Galaxien
„Grand Design“
Spirale (Sc)
2 Spiralarme
Morphologie - SB Galaxien - SBa
Morphologie - SBb Galaxien
NGC 1300
HST
Balkenspirale
Morphologie - SBc Galaxien
Morphologie - Irreguläre Galaxien – LMC / SMC
Panorama Milchstraße & LMC & SMC ESO Paranal
Zwerg-Galaxien
• Geringe Leuchtkraft: 106 – 109 L
• Geringe Masse: 107 – 1010 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.
• 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 ??
Zwerg-Galaxien Typen
M31: Sb M32 (cE): kompakte Ellipse NGC205 (dE)
Treten als
Begleiter auf
Leo I - dSph
Pegasus - dSph
Sagittarius dwarf, shredded by the Milky Way Majewski et al. 2003
Canis Major, shredded by the Milky Way Ibata et al. 2003, nearest galaxy to MW, just discovered!
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.
Zur Bildung einer Spiralgalaxie Gas hat viel Drehimpuls ~
Sternbildung
CDM Halo
Elliptische Galaxien aus Merger
• In Galaxienhaufen ist die Kollisions-wahrscheinlichkeit 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!
Bildung nur via Mergers ?
Spiralen begegnen sich
Merger - Antennen Galaxien
Merger - Simulation
M
erg
er
– A
rp 2
73
d =
10
0 M
pc
E
Sb
Stellare Geburtsrate in Galaxien
Stellare Geburtsrate in Galaxien
• da E„s keine Scheiben und alte Sternen-
Populationen haben, muss Gas fast
vollständig während des Kollaps (tc ≈ 109
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 tc, bis zu 50 mal größer als die
aktuelle IBR ist.
• 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< tc nur
unwesentlich geringer war als bei E.
– für t> tc muss SFR höher als bei den E-Typen
gelegen haben, das restliche Gas wurde innherhalb
von wenigen 109Jahren verbraucht.
Stellare Geburtsrate in Galaxien
Stellare Geburtsrate in Galaxien
Verteilung Flächenhelligkeit
GIANTS
DWARFS
Leuchtkraftfunktion
Bingelli (1988)
Feld – dominiert von
Spiralgalaxien und dIrr
Haufen – viel mehr
E/S0 Galaxien, schwache
dE, viel mehr
Zwerggalaxien
Damit treten in
Haufen häufiger
Merger auf.
Leuchtkraftfunktion der Galaxien
• Schechter Funktion: gilt allgemein für Galaxien
***
* expL
dL
L
L
L
LLd
a
Log (Luminosity)
Log(
(L))
*
L*
Exponential Cut-off
Power-Law slope a
Le
uch
tkra
ftfu
nk
tio
n
de
r G
ala
xie
n im
SD
SS
1012 MS 1010 MS 108 MS 107 MS Masse Dunkle Materie:
?
Fundamental-Ebene der Galaxien
• 3 Messbare Größen:
• (i) Effektiv-Radius Re (Halblichtradius)
oder Core-Radius Rc
• (ii) Zentrale Flächenhelligkeit me
• (iii) Geschwindigkeitsdispersion s
• Frage: Gibt es Korrelationen ?
• „Fundamental-Ebene“ der Galaxien
Ko
rme
nd
y R
ela
tio
n
au
s S
DS
S
Galaxien-Sequenzen Fundamental-Ebene
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(Re) = 1,20 log(s) + 0,32 log(me) – 8,70
Ma
sse
-Le
uch
tkra
ft
Ve
rhä
ltn
is
Massereiche Ellipsen durch M-Zwerge dominiert
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.
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
Magorrian
Relation
MH ~ s4
Camenzind 2007
• Kugelsternhaufen (GCs) sind die einfachsten Sternsysteme, ~100.000 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 Helligkeits-verteilung.
• Hubble-Sequenz immer noch gültig, jedoch im frühen Universum viele Zwerggalaxien und Irreguläre.
• Leuchtkraftfunktion ist Schechter-artig, nicht global globale LF noch nicht bekannt.
Zusammenfassung
Gunn-Filter Profile
Galaxien Farb-Sequenzen