Optisch identifizierbare Spiralarme · Wenn Gas- und Staub-Wolken auf eine Dichte-Welle trifft,...

Gerhard Weihs / 18.01.2013 Aufbau und Entwicklung der Galaxie 1

Optisch identifizierbare

Spiralarme

Gerhard Weihs18.01.2013

Aufbau und Entwicklung der Galaxie


Überblick

1. Was sind Spiralarme? Historisches, Klassifikationen

2. Wie entstehen Spiralarme? Dichtewellen Theorie

3. Wie sehen die Spiralarme der Milchstraße aus? Untersuchungsmethoden

Interpretationen

4. Zusammenfassung


1. Was sind Spiralarme?

Spiralarme sind leuchtkräftige Gebiete einer Spiralgalaxie und wurden erstmals von Hubble in M31 entdeckt.

'Grand Design' – Arme gut erkennbar

'Multiple arm' – Mehrere Arme (3, 4, viele)

'Flocculent' – undeutliche Ausprägung

M31


Beispiele für Spiralgalaxien

Wikipedia


Komponenten der Spiralarme

Als Teil der Scheibe sind Spiralarme gut sichtbar wegen ihrer Komponenten:

große HII-Regionen, die Sternentstehungsgebiete mit Protosternen, junge Sterne des T-Tauri-Typs.

OB-Sterne, Überriesen und Cepheiden, alle jünger als 100 Millionen Jahre (aber nur 1 % aller Sterne).

Die „Zwischenräume“ zwischen den Spiralarmen sind nur weniger leuchtstark .

Weiters finden wir enorme Ansammlungen von Wasserstoff und Molekular-/Staubwolken.


Komponenten der Spiralarme (M51)

sichtbares Licht:Spiralarme, rosa Stern-bildende Regionen und strahlend blauen Sternhaufen.

Infrarot:Die rote Farbe kennzeichnet den

Staub, und Hunderten von winzigen Stern-Klumpen.


2. Wie entstehen Spiralarme?

Der Pionier der Studien der Rotation der Galaxie und der Bildung der Spiralarme war Bertil Lindblad in 1925.

Lindblad erkannte auch, dass die naive Vorstellung von dauerhaft in Spiralen angeordneten Sternen unhaltbar ist wegen des Aufwickel-Problems.


Aufwickelproblem

Da die Winkelgeschwindigkeit der Rotation der galaktischen Scheibe von der Entfernung vom Zentrum der Galaxie abhängt (differentielle Rotation) würden sich die Spiralarme schnell aufwickeln.

Beispielsweise würden die Arme der Milchstraße nach 1010 Jahren komplett eng aufgewickelt sein.

i

RR

cot

2π=∆

Der Abstand zwischen den Spiralarmennimmt wegen der differentiellen Rotation ab.

Mit v = 200 km/s, R ~10 kpc, t = 1010 y R = 0.28 kpc, i =0.25°


Konzept der Dichtewelle

Die Sterne und die Molekülwolken einer Galaxie umlaufen das Zentrum auf individuellen elliptischen Bahnen, die von innen nach außen eine zunehmende Winkeldrehung erfahren.

Aus diesen Verdrehung können sich verschiedene Strukturen bilden:

Den Spiralarmen haben nun die Rolle als eine mit konstanter Winkelgeschwindigkeit rotierende Störung des ansonsten axialsymmetrischen Gravitationspotentials der Galaxie.

C. C. Lin and Frank Shu, (1964 and 1966)


Dichtewelle und Resonanzen

Lindblad-Resonanzen: Resonanzen der Bahnen individueller Sterne innerhalb der Galaxie mit großräumigen galaktischen Strukturen, wie Spiralarmen, galaktischen Balken oder auch nahenBegleitern der Galaxie.

wobei m die Zähligkeit der Symmetrie der Störung ist, z.B. die Anzahl der Spiralarme (1 für Balken, 2 für 2 Arme, usw. ).

Innerhalb des Bereichs der Lindblad-Resonanz bleibt die Struktur stabil.

Nach Popova (2005) liegt der Bereich für die Milchstraße zwischen 5 und 12 kpc.

Simulation einer Dichtewelle (Wikipedia)Simulation einer Dichtewelle (Wikipedia)


Auswirkungen der Dichtewellen

Wenn Gas- und Staub-Wolken auf eine Dichte-Welle trifft, werden sie komprimieren, damit steigt die Sternentstehung-Rate, da einige Wolken sicher das Jeans Kriterium erfüllen.

Da die Sternbildung nicht sofort geschieht, entstehen die Sterneetwas hinter der Dichte-Welle.

Die heißen OB-Sterne ionisieren das Gas des ISM und formen

H II-Regionen. Wegen ihrer kurzen Lebensdauer erreichen sie ihr Ende, bevor sie die Dichte-Welle vollständig verlassen haben.

Die kleineren, röteren Sterne verlassen die Welle.


3. Spiralarme in der Milchstraße?


Suche nach Spiralarmen

Viele Untersuchungen mit unterschiedlichen Methoden:

1958 Oort HI mit 21 cm Radio,

1976 Georgelin & Georgelin HII-Regionen,

1995 Vallee Review

2003 Russeil HII Sternentstehungs-Gebiete

2006 Nakanishi H., Sofue Y., Molekülwolken 12CO (J = 1 − 0)

2006 Levine HI-Schicht Dicke

2008 Vallee kinematisch

2009 Reid et al. parallaktisch SF-Gebiete


Oort: HI-Gebiete (1958)

Von Oort 1958 gemessen (21- cm line)

Scheffler & Elsässer (1992).

Stimmt nicht mit den Beobachtungen überein


Georgelin & Georgelin : HII-Gebiete (1995)

Georgelin & Georgelin (1995).

1 Sagettarius-Carina

2 Scutum-Crux

1' Norma (interner Arm)

2' Perseus (äußerer Arm)


Russeil: HII-Sternentstehungs-Gebiete (2003)

Russeil (2003).

1 Sagettarius-Carina

2 Scutum-Crux

1' Norma-Cygnus

2' Perseus


Benjamin: IR-Sternzählung Spitzer/Glimpse (2005)

Der Balken ist gut zu erkennen.

Anschlüsse und die Namen der Arme basieren auf CO-Studien (Dame, 2008).

Dargestellt sind die Ansätze von Englmaier & Gerhardt (1999) für Sagittarius, Scutum, 3 kpc Norma and Centaurus.

Nur Scutum und Centaurus sind deutlich bei der Sternzählungen zu erkennen!

==>2 Arme

GLIMPSE 4.5 µm Sternzählung zwischen 6.5 und 12.5 mag (Benjamin et

al. 2005).


Popova: d Cephei stars (2005)

Struktur und Anzahl der Arme nicht ermittelbar

Berechnung von pattern speed und pitchwinkel

8.27.21 ±=Ω pkm s -1 kpc-1

5.20°=i

Innere und äußere Lindblad-Resonanzen für m=2 (2 Arme) liegen innerhalb von 5 bzw. außerhalb von 12 kpc.


Englmaier: Molekularwolken (2008)

inneren Galaxie:

Balken und 2-armigeSpirale an den Enden

3kpc- Arme sind kaum zu sehen

äußere Galaxie:

4-armige Spirale

Beim Sonnenradius Teilung in zwei weitere Arme


Vallee: Kinematisches Modell (2008)

Balken

2-armige Spirale + weitere 2 Arme

Norma-Cygnus

Sagittarius-Carina

+

Perseus

Scutum-Crux

4 kpc Molekularring als Beginn der Spiralarme


Reid et al.: Sternformationsgebiete (2009)

Messung der Parallaxe von Sternentstehungsgebieten

Balken

2-armige Spirale + weitere 1 (-2) Arme

Crux-Scutum

Perseus

+

Carina-Sagittarius

"outer arm"


4. Zusammenfassung

Über Struktur, Namen und Anzahl der Arme gibt es nur grobe Übereinstimmungen:

Ein Balken ca. (16) 20 – 40° verdreht.

An den Enden des Balken setzen 2 kurze "3 kpc-Arme" an.

Alternativ ein 4-kpc Ring an dem Arme ansetzen.

2 Hauptarme, die an den Enden des Balken beginnen:

Sagittarius-Carina und Norma-Cygnus.

Weitere Arme, die nicht am Balken ansetzen:

Scutum-Crux und Perseus

Orion-Arm mit Sonne = lokaler Arm, zwischen den Armen Sagittarius-Carina und Perseus.


Namensumsetzung


Künstlerisches Bild der Milchstraße 1

NASA


Vallee, 2008

Künstlerisches Bild der Milchstraße 2


Referenzen

Benjamin R.A. et al., 2005, First GLIMPSE Results on the Stellar Structure of the Galaxy ,ApJ, 630, 2, pp. L149-L152.

Benjamin,R.A., 2009, Spiral Arm Tangencies in the Milky Way, The Galaxy Disk in Cosmological Context, Proceedings IAU Symposium No. 254, 2008

Beuther H., 2009, http://www.mpia.de/homes/beuther/lecture_ws0910.html

Binney, J., and Tremaine, S., Galactic Dynamics, Princeton Series in Astrophysics, 1994.

Bissantz N., Englmaier P., Gerhard O.E., 2003, MNRAS, 340, 949

Englmaier, P.; Pohl, M.; Bissantz, N., The Milky Way Spiral Arm Pattern , arXiv:0812.3491

Pohl, M.; Englmaier, P.; Bissantz, N., Three-Dimensional Distribution of Molecular Gas in the Barred Milky Way , ApJ, 677, 1, pp. 283-291.

Georgelin Y.M., Georgelin Y.P., 1976, A&A, 49, 57

Levine E.S., Blitz L., Heiles C. , 2006, ApJ, 643, 881

Lin, C.C., in Athanassoula, E. ed., Internal Kinematics and Dynamics of Galaxies, IAU Symposium No. 100, 117-118, 1983.

Nakanishi H., Sofue Y., 2006, PASJ, 58, 847

Oort J.H., 1958, IAU Symposium on Radio Astronomy, IAU Symp. 9, 409

Popova M.E., Loktin, A. V.,2005, Parameters of the Spiral Structure of the Galaxy from Data on Open Star Clusters, Astronomy Letters, vol. 31, Issue 3, p.171-178

Russeil, D., 2003, A&A, v.397, p.133-146

Vallee J.P., 2008, AJ, 135:1301-1310,


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Popova M.E., Loktin, A. V.,2005, Parameters of the Spiral Structure of the Galaxy from Data on Open Star Clusters , Astronomy Letters, vol. 31, Issue 3, p.171-178

Russeil, D., 2003, A&A, v.397, p.133-146,


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Milchstraße Bild 1

NASA

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