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3. Eigenschaften normaler Galaxien 3.1 Helligkeitsprofile 3.2 Größe 3.3 Leuchtkraft 3.4 Spektrale Energieverteilung 3.5 verschiedene Spektralbereiche 3.6.

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1 3. Eigenschaften normaler Galaxien 3.1 Helligkeitsprofile 3.2 Größe 3.3 Leuchtkraft 3.4 Spektrale Energieverteilung 3.5 verschiedene Spektralbereiche 3.6 Interstellares Medium 3.7 Kinematik und Massen 3.8 Korrelationen 3.9 Entwicklungsmodelle 3.10 Chemische Häufigkeiten 3.11 Spiralstruktur

2 Elliptische

3 Elliptische Optisches Bild der E-Galaxie M87 lange Zeit für ISM-frei gehalten, da nur selten Em.linien (HI, HII) in optischen Aufnahmen mit bodengebundenen Teleskopen im allgemeinen keine Anzeichen von Staub

4 3.5.7 Röntgenbild und Röntgenspektrum der E-Galaxie M87 Seit 1979 (Röntgensatellit EINSTEIN): Gas mit T ~ 10 Mio K, i.allg. dT / dr > 0 Gesamtmasse im Röntgen- (X-) Gas: m = m, dh. m / m ~ 0.1 L mit opt. Leuchtkraft korreliert 9 10 X XSterne X Deutung: ISM in E ist (durch irgendwelche Prozesse) stark aufgeheizt worden. Im Detail noch nicht sicher verstanden, ob Phänomen stationär Elliptische

5 3.5.8 Elliptische Galaxien sind im allgemeinen staubfrei, aber... Ausnahmen (HST): kleine zirkumnukleare Staubscheiben (dabei handelt es sich generell um Radiogalaxien siehe später) Warum generell so wenig Staub? (Da ja ständig Staubproduktion in entwickelten Sternen) Abbildung: Ausschnitt aus Atlas von HST- Aufnahmen von Radiogalaxien (De Ruiter)

6 3.7.1 Allgemeine Bemerkungen - Die Erscheinungsform wird durch die Verteilung der Sterne (+ interstellares Gas) bestimmt. - Die Verteilung der Sterne bestimmt die Form des Gravitationspotentials. - Das Gravitationspotential bestimmt die Bewegung (Bahnen) der Sterne. - Die Bewegung der Sterne reproduziert das ursprüngliche Gravitationspotential (dynamisches Gleichgewicht). Warum sehen Galaxien so aus wie sie aussehen? 3.7 Kinematik und Massen Galaxien = selbstgravitierende Systeme

7 Kinematik Messung der Bewegung der Sterne: Prinzip v

8 Kinematik v v r Radialgeschwindigkeit v Doppler-Effekt v /c = Dl / l r r Messung der Bewegung der Sterne: Prinzip

9 1. Die sichtbaren Komponenten der Galaxien v v v r t m Radialgeschwindigkeit v Doppler-Effekt v /c = Dl / l Transversalgeschwindigkeit v aus Eigenbewegung m ( / Jahr) und Entfernung r: v = r tan m r t t r r (Aber: In Extragalaktik im Allgemeinen nur v messbar !) r Messung der Bewegung der Sterne: Prinzip

10 3.6.1 (B) Ungeordnete Bewegung (A) Rotation Linienverschiebung Dl % v r Linienverbreiterung W % s Linievrvr Bemerkungen: Messung am besten an Emissionslinien schwieriger bei Absorptionslinien bedeutsam vor allem H a (HII) und 21-cm-Linie (HI) Prinzip der Messung der internen Kinematik von Galaxien

11 Messung der Rotationskurven (RK) v (R) r Einfache Methode für entferntere Galaxien: Langspaltspektroskopie Bemerkung: Korrektur bzgl. Neigung zur Sichtlinie aus beob. Achsenverhältnis a / b a ( ´´ ) l - l sys Nachthimmelslinien

12 3.6.2 Rotationskurven (RK) von Spiralgalaxien

13 Ergebnisse (A) Scheiben von Spiralgalaxien Im allgemeinen ist v >> s maxv v ( R) (RK) untersuchen! Differentielle Rotation starre Rotation Ergebnisse: typische Form der RK ~ const für R = R... R fester Hubble-Typ: v % L (Tully-Fisher-Relation) festes L: v für Sa größer als für Sc (stärkere Konzentra- tion zum Zentrum) wellenförmige Struktur hängt mit Spiralstruktur zusammen v max P25 max 1/4 max

14 3.6.4 Beispiele für gemessene Rotationskurven von Sb-Galaxien (links) und Sc-Galaxien (rechts); (Rubin et al ) Bemerkung: größte gemessene Rotationsgeschwindigkeit ca. 500 km/s

15 3.6.4 Exkurs: Eigenbewegung von M33 (Sc) Entfernung d = 750 kpc v = 250 km/s = 3 10 km/yr = 10 kpc/100yr Entspricht in 100yr Winkel m [BM] = = m [´´] = = 3 10 rot kpc kpc p

16 3.6.5 (B) Bulges und Elliptische 1. ungeordnete Bewegungskomponente dominiert 2. s % L (Faber-Jackson-Relation) v 1/4 Aus (1) Können Bulges und E überhaupt Rotationsellipsoide sein? (a)Oblater Sphäroid (Pfannkuchen) (b)Prolater Sphäroid (Zigarre) ( a = b > c ) ( a > b = c ) Mögliche Formen von Rotationsellipsoiden:

17 3.6.6 Modellierung: Sternsysteme mit Rotation + isotrope (I) ungeordnete Bewegung Rotation verursacht Abplattung e = 1 - b/a für Isotropie: Modell IO: isotrop, oblate Modell IP: isotrop, prolate ( ). v e s1 - e 2 rot v iso Vergleich mit Beobachtung: 1. dE, Bulges entsprechen IO-Modell ( rotationsgestützt) 2.(Riesen-) disky E entsprechen IO- Modell ( rotationsgestützt) 3.(Riesen-) boxy E weder IO noch IP Stabilität gegen Gravitat.kollaps durch ungeordnete Bewegung triaxiale Struktur wahrscheinlich ( a > b > c )

18 Interne Kinematik: Allgemeine Ergebnisse Rotation dominiert Scheiben sind - dynamisch kühl, deshalb stör- anfällig und stark strukturiert - rotationsgestützt Tully-Fisher-Relation ungeordnete Beweg. dominiert E-Galaxien sind - dynamisch heiß, deshalb wenig störanfällig, wenig strukturiert - nicht rotationsgestützt Faber-Jackson-Relation Ellipsen Scheiben

19 Massen, Massenverteilung, m/L (a) Allgemeines Vorgehen zur Modellierung der Massenverteilung in Galaxis: - Poisson-Gl.: Dichteverteilung Potenzial - Bewegungsgleichungen-Gl.n: Potenzial Dynamik - Dichteverteilung r ( r ) vorgeben potkin Virialsatz: | E | = 2 E Virial-GG erfüllt? Ja Nein ok

20 3.6.8 (b) Deutung der flachen Rotationskurven -Erwartung (Intensitätsprofil): - Beobachtung: v. const 1 w Rw R v ~ rot Kepler-Rotation flache Rotationskurven

21 3.6.8 (b) Deutung der flachen Rotationskurven -Erwartung (Intensitätsprofil): - Beobachtung: v. const 1 w Rw R v ~ rot Kepler-Rotation flache Rotationskurven

22 3.6.8 (b) Deutung der flachen Rotationskurven 1.Newtonsche Dynamik bzw. Gravitationstheorie modifizieren alternative Gravitationstheorien Modified Newtonian Dynamics (MOND) 0 Newton II F = m a m (a/a ) 0 a ~ 10 m s m a

23 3.6.8 (b) Deutung der flachen Rotationskurven 2.Bei großem R dominiert zunehmend eine nichtleuchtende Materiekomponente Je größer R, desto mehr Dunkle Materie (DM) Galaxien sind in Halos aus DM eingebettet (DM-Halo)

24 Typ m (10 m )m/L (m /L ) (am letzten Punkt der RK) E (Riesen) E (Zwerge) 0.01 Sa 100 Sb 10 Sc 5 Irr uuu 10 Typische Massen und Masse-Leuchtkraft-Verhältnisse Vergleich: Sonnenumgebung (Sternzählungen): m/L ~ 1

25 1. auf großen Skalen sind Galaxien DM-dominiert (DM-Halos) 2. DM-Halos bestehen nicht aus (normaler) Sternpopulation (etwa wie Sonnenumgebung) 3. Masseverteilung im DM-Halo: aus konstanter RK folgt M % R und wegen dM = r 4p R dR folgt r % 1/R Ansatz: r = R R 2 2 r (R/R ) 0 2 (nicht-singuläres isothermes Profil) dM /dR = const R (d) Schlussfolgerungen

26 Bemerkung Die Hypothese der Existenz von DM ist nicht so exotisch, wie sie zunächst erscheinen mag:

27 (d) Schlussfolgerungen Bemerkung Die Hypothese der Existenz von DM ist nicht so exotisch, wie sie zunächst erscheinen mag: - Schwer (direkt) nachweisbare Objekte sind in Astrophysik nicht unbekannt: siehe zB. Neutrinos, Braune Zwerge, Schwarze Löcher - Warum sollten wir davon ausgehen dürfen, dass alle existierende Materie mit Photonen wechselwirkt?

28 (d) Schlussfolgerungen Bemerkung Die Hypothese der Existenz von DM ist nicht so exotisch, wie sie zunächst erscheinen mag: - Schwer (direkt) nachweisbare Objekte sind in Astrophysik nicht unbekannt: siehe zB. Neutrinos, Braune Zwerge, Schwarze Löcher - Warum sollten wir davon ausgehen dürfen, dass alle existierende Materie mit Photonen wechselwirkt? - Hochenergiephysik sagt Existenz von weiteren Teilchen voraus, die nur schwach mit Photonen wechselwirken

29 Massereiche DM-Halos (a) Zusammenfassung empirischer Hinweise auf Existenz von DM: Flache Rotationskurven der Scheiben von Spiralgalaxien Bewegungsverhalten zentrumsferner Objekte im MSS (Kugelsternhaufen, Satellitengalaxien) Röntgenhalos von (isolierten) E-Galaxien Dynamik von Doppelgalaxien, Galaxiengruppen, -haufen (siehe später) Gravitationslinseneffekt (siehe später) Strukturen im Mikrowellenhintergrund (siehe später)

30 (1.) Vergleich der Kinematik von Objekten in Scheibe und stellarem Halo Stellarer Halo DM- Halo Für gleiches R gilt (a) Bei sphäroidaler Verteilung: v (Halo) = v (Scheibe) (b) Für Scheibe: v (R) = ( ) v (R) Beobachtung: Halo- und Scheibenobjekte folgen etwa der gleichen Rotationskurve rot, Scheiberot, Halo rot (b)Sind die DM-Halos flach oder sphäroidal? Schlussfolgerung: DM-Halo ist etwa shäroidal

31 (b)Sind die DM-Halos flach oder sphäroidal? Ring Scheibe (2.) Kinematik von polaren Ringen (pekuliare Galaxien) Beobachtung: gleiche Rotations- kurve für Halo und Scheibe Schlussfolgerung: DM-Halo ist etwa shäroidal

32 (c) Natur der DM 1. Woraus DM-Halos mit Sicherheit nicht bestehen: - normale Sternpopulation (M/L < 1) - (kühles) HI-Gas, (warmes oder heißes) ionisiertes Gas, Staub

33 (c) Natur der DM 1. Woraus DM-Halos mit Sicherheit nicht bestehen: - normale Sternpopulation (M/L < 1) - (kühles) HI-Gas, (warmes oder heißes) ionisiertes Gas, Staub 2. Woraus DM-Halos wahrscheinlich nicht bestehen: - massereiche Schwarze Löcher - stellare Endstadien (Weiße Zwerge, Neutronensterne, stellare SL) - Asteroiden, Kometen, UFOs, Bierflaschen,...

34 (c) Natur der DM 1. Woraus DM-Halos mit Sicherheit nicht bestehen: - normale Sternpopulation (M/L < 1) - (kühles) HI-Gas, (warmes oder heißes) ionisiertes Gas, Staub 2. Woraus DM-Halos wahrscheinlich nicht bestehen: - massereiche Schwarze Löcher - stellare Endstadien (Weiße Zwerge, Neutronensterne, stellare SL) - Asteroiden, Kometen, UFOs, Bierflaschen, Woraus DM-Halos bestehen könnten: - MACHOs (Massive Astrophysical Compact Halo Objects) = massearme Sterne, substellare Objekte (Braune Zwerge) - WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) = nicht-baryonische Elementarteilchen


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