3. Eigenschaften normaler Galaxien

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1 3. Eigenschaften normaler Galaxien
3.1 Helligkeitsprofile Größe Leuchtkraft Spektrale Energieverteilung 3.5 Verschiedene Spektralbereiche 3.6 Interstellares Medium Kinematik und Massen Korrelationen Entwicklungsmodelle Spiralstruktur

2 Zusammenfassung Kinematik: Allgemeine Ergebnisse
WH Zusammenfassung Kinematik: Allgemeine Ergebnisse Ellipsoide Scheiben ungeordnete Beweg. dominiert (dynamisch heiß)  nicht rotationsgestützt  wenig störanfällig  wenig strukturiert Faber-Jackson-Relation geordnete Beweg. dominiert (dynamisch kühl)  rotationsgestützt  störanfällig  stark strukturiert Tully-Fisher-Relation

3 3.6.8 WH Deutung der flachen Rotationskurven der S-Galaxien v v R
Beobachtung: flache RK v max Erwartung: Kepler-Rotation R ~5 kpc ~ R 25 Lösungsansätze: Newtonsche Dynamik bzw. Gravitationstheorie modifizieren Galaxien sind in ausgedehnte DM-Halos eingebettet

4 MACHO-Suche: Mikro-Gravitationslinsen (MGL)-Effekt
WH MACHO-Suche: Mikro-Gravitationslinsen (MGL)-Effekt 3.6.16 Entfernter Stern Beobachter MACHO Sonne Large Magellanic Cloud (LMC) DM-Halo (MACHOs) Gravitation  Lichtverstärkung eines Hintergrundobjekts Bewegung  zeitabhängige Verstärkung (zeit-symmetrisch, achromatisch) Projekte: MACHO, EROS (LMC) und OGLE (GC) Ergebnisse: 1. MGL-Effekt wird beobachtet ... 2. aber signifikant zu wenig Ereignisse (20%) für MACHO-Halo

5 3.6.21 WH Suche nach WIMPs Prinzipien:
(a) direkte, (b) indirekte Methoden Vielzahl von Experimenten (a) Ergebnisse: Bisher noch kein sicherer Nachweis ... aber stetige Verbesserung der Nachweisgrenzen. (b)

6 3.8 Allgemeine Korrelationen
Variationen entlang der Hubble-Sequenz M : Masse der leuchtenden (=baryonischen) Komponenten M : Masse des HI-Gases s : Flächendichte des HI-Gases T HI T

7 3.8.1 3.8.2 Korrelationsdiagramme fundamentaler Parameter
Schlussfolgerungen: Riesen-E und Bulges bilden eine Sequenz Riesen-E und Zwerg-E bilden keine gemeinsame Sequenz Zwerg-E und Kugelsternhaufen bilden keine gemeinsame Sequenz Spiralen bilden Sequenz zusammen mit Zwerg-E m : zentrale V-Flächenhelligkeit 0 V r : Kernradius, s : Geschwindigkeitsdispersion c

8 3.8.2 Korrelationsdiagramme für E-Galaxien
Faber-Jackson-Relation r : effektiver Radius e (Def: L (r < r ) = L = 0.5 L) <m> : mittlere Flächen-helligkeit innerhalb r Def: <m> = -2.5 log <I> + c mit L = p r <I> 2 M : absolute Helligkeit innerhalb r s : Geschwindigkeitsstreuung L und s korreliert (F-J) L hängt von r und m ab r und m korreliert ... e e e e

9 3.8.2 Korrelationsdiagramme für E-Galaxien
Faber-Jackson-Relation r : effektiver Radius e (Def: L (r < r ) = L = 0.5 L) <m> : mittlere Flächen-helligkeit innerhalb r Def: <m> = -2.5 log <I> + c mit L = p r <I> 2 M : absolute Helligkeit innerhalb r s : Geschwindigkeitsstreuung L und s korreliert (F-J) L hängt von r und m ab r und m korreliert ... m und s wenig  s mit Kombination aus r und m korreliert e e e e e e e

10 3.8.2 Korrelationsdiagramme für E-Galaxien
Faber-Jackson-Relation Im Raum (s, <m> , r ) liegen die E-Galaxien auf wohldefinierter Ebene = Fundamentalebene der Elliptischen Galaxien Fundamentalebene ermöglicht bessere Klassifikation der E als Hubble-Schema e e Fundamentalebene

11 3.8.2 3.8.3 Disky und boxy E (A) Messung der „boxyness“ a <0
4 a >0 a = 0 disky boxy j Disky und boxy E 3.8.2 (A) Messung der „boxyness“ Fourier-Entwicklung der Intensität I entlang einer Ellipse: I (j) = I + a cos(j) + a cos (2j) + a cos (3j) + a cos (4j) + ... Abweichung von Elliptizität wird durch Fourier-Koeffizient a gemessen a Term niedrigster Ordnung, der Symmetrie bzgl. Spiegelung an beiden Koordinatenachsen beibehält 4 1 2 3

12 3.8.2 3.8.3 Disky E und boxy E (B) Korrelationen a <0 a >0 a = 0
4 a >0 a = 0 disky boxy Disky E und boxy E 3.8.2 (B) Korrelationen Rotationsparameter log v /s Elliptizität e Radioleuchtkraft log L radio a <0 4 a >0 X Röntgenleuchtkraft log L rot

13 3.9.1 Geschichte der Sternentstehung
3.9 Säkulare Entwicklung der Galaxien Geschichte der Sternentstehung Die Eigenschaften der leuchtenden (d.h. baryonischen) Komponente der Galaxien ändern sich insbesondere durch: Sternentstehung (aktive Entwicklung)  keine Theorie Sternentwicklung (passive Entwicklung)  Theorie der Sternentwicklung

14 3.9.1 Geschichte der Sternentstehung
Formale Beschreibung der Sternentstehung: „Erzeugungsfunktion“ E (m,t) = Masse des ISM, das zur Zeit t pro Zeiteinheit in Sterne der Masse m transformiert wird Aus praktischen Gründen Separation in Zeit- und Masse-abhängigen Term: E (m,t) = S (t) x(m) S (t) : Sternentstehungsrate [m / Gyr] x (m) : Initialmassenverteilung (IMF) der Sterne u - normierte Verteilungsfunktion, aus Beobachtung ermitteln -2.35 - häufig verwendet: (m) ~ m (Salpeter IMF)

15 3.9.1.1 Galaktische Alterskala t
Nukleo-Kosmochronologie Grundprinzip: radioaktiver Zerfall langlebiger Atomkerne („Chronometer“) N (t) : beobachtete Häufigkeit zur Zeit t - t / t N (t) = N 2 1/2 N : anfängliche Häufigkeit t: seit Bildung des Elements vergangene Zeit t : Halbwertszeit des radioaktiven Zerfalls 1/2 Wichtige Chronometer: Re  Os (50 Gyr) U  Pb (4.5 Gyr) Th  Pb (14 Gyr) 187 187 Entstehen alle in SN-Explosionen! 238 206 232 208

16 3.9.1.1 Galaktische Alterskala t
(A) Nukleo-Kosmochronologie Grundprinzip: Einlagerung der Kerne in Stern (oder zirkum-stellares Material) Erste SN (t = 0) Gegen-wart Radioaktiver Zerfall + Beiträge von anderen SNe („chemische Evolution“ der Galaxie) Radioaktiver Zerfall Kein weiterer Einfluss der Umgebung t Kosmochronologie

17 3.9.1.1 Galaktische Alterskala t
3.10.1 Galaktische Alterskala t 1 (A) Nukleo-Kosmochronologie Absolute Produktionsraten N in SN sind unsicher Höhere Genauigkeit für Häufigkeitsverhältnisse zweier Isotope N A B ( ) N A B ( ) obs = f ( t ,t ; chem. Evolution) 1/2 A 1/2 B * A B C Beobachtung SN-Modell Labor Modell C: Viele Unsicherheiten! Intervall bis zur „Einlagerung“ möglichst kurz halten! am besten: älteste Sterne (sehr kleines [Fe/H]) untersuchen! Häufigkeitsverhältnis näherungsweise nur durch radioaktiven Zerfall bestimmt

18 (A) Nukleo-Kosmochronologie
Galaktische Alterskala t 1 (A) Nukleo-Kosmochronologie Grundprinzip: Einlagerung der Kerne in Stern (oder zirkum-stellares Material) SN (t = 0) Gegen-wart Radioaktiver Zerfall Kein weiterer Einfluss der Umgebung t Ergebnis: t = Gyr 1

19 3.9.1.1 Galaktische Alterskala t
3.10.2 WH Galaktische Alterskala t 1 (B) Maximale Entwicklungsalter der Sterne HR

20 3.10.3 WH 3.9.1.1 Galaktische Alterskala t
(B) Maximale Entwicklungsalter der Sterne Vergleich der Position der Sterne im HRD mit Entwicklungsmodellen (Isochronen) Entwicklungswege Isochronen Beispiel: 47 Tuc Ergebnis: t = Gyr (am sichersten für Kugelsternhaufen) 1

21 3.9.1.1 Galaktische Alterskala t
3.10.4 Galaktische Alterskala t 1 (C) Kühlungszeiten Weißer Zwerge (WZ) Kühlungstheorie  WZ, die vor 12 Gyr entstanden sind, müssen eine dem- entsprechend geringe Leuchtkraft L (t = 12Gyr) haben Beobachtung  Häufigkeit der WZ nimmt bei L < L (t = 12Gyr) stark ab WZ WZ 15 Gyr 10 Gyr Ergebnis: t < 13 Gyr für galaktische Scheibe 1

22 3.9.1.1 Galaktische Alterskala t
3.10.4 Galaktische Alterskala t 1 Zusammenfassung Nukleo-Kosmochronologie Sternentwicklungsalter (C) Kühlungszeiten Weißer Zwerge Konsistentes Ergebnis: Beginn der Sternentstehung in unserer Galaxis vor ca. 13 (K2) Gyr

23 3.10.5 3.9.1.2 Gegenwärtige Sternentstehungsrate (SER, S ) Frage:
Sterne welcher Typen sind in extragalaktischen Systemen (große Entfernungen!) direkt nachweisbar?

24 Spektralklassifikation der Hauptreihensterne
WH Spektralklassifikation der Hauptreihensterne SpT O5 B0 A0 F0 G0 K0 M0 T (10 K) 50 25 10 7 6 5 3 M/M 30 15 2 1.2 0.8 0.5 L/L 3 10 8 1 0.1 t (Gyr) 0.005 0.01 0.24 3 eff 4 3 HR

25 Spektralklassifikation der Hauptreihensterne
WH Spektralklassifikation der Hauptreihensterne L ~ M und 3 t ~ M -2 HR L ~ t -3/2 HR Von allen Hauptreihensternen sind in entfernten Galaxien i. Allg. nur OB-Sterne nachweisbar: = leuchtstärkste Sterne = kurzlebigste Sterne = Indikatoren der aktuellen Sternentstehung

26 3.10.5 3.9.1.2 Gegenwärtige Sternentstehungsrate (SER, S )
Indikatoren für SE (OB-Sterne): Masse des H II (zB. aus Ha-Leuchtkraft) (Problem: intrinsische Extinktion) FIR-Leuchtkraft (Problem: auch andere FIR-Quellen) Radio-Kontinuum (bester Indikator) SER S für OB-Sterne bestimmbar 1, OB Gesamte SER S durch Wichtung mit IMF (= normierte Verteilung): 1 100 S = S I x (m) dm (Massenbereich OB-Sterne: ~ m ) u 1, OB 1 3

27 3.10.2 3.9.1.2 Gegenwärtige Sternentstehungsrate (SER, S ) 1
Zeitskala t des Gasverbrauchs: s t = m S g 1 dh. log S = log m log t t = Gyr ... kann verlängert werden durch: Gasrückführung von entwickelten Sternen (Faktor ) Externe Gasressourcen (galatischer Halo, Fontäne, extragalaktisch,...)

28 3.10.6 3.9.1.3 Vergangene SER I S (t) dt S S t + S (t) ,
= SER-Parameter b Integrierte SER aus stellarer Gesamtmasse unter Berücksichtigung von Gas-Rückführung bei Sternentwicklung (Sternwind, Planetarische Nebel, SN): Näherung der instantanen Rücklieferung: R: Massenanteil (pro Sterngeneration), der von entwickelten Sternen an das ISM zurück geführt wird (aus Theorie der Sternentwicklung) (1-R) IS (t) dt = m s t 1  b = S t (1-R) / m Woher bekommt man die stellare Gesamtmasse? Aus dynamischer Masse und m = m m (aber: DM !) Aus L (Problem: m/L von Sternpopulation abhängig) dyn s g

29 3.10.7 3.9.1.3 Vergangene SER (b) Populationssynthese
Modellierung der stellaren Komponente einer Galaxie als gewichtete Überlagerung verschiedener Sterngenerationen (Alter t) F (l) = F(l ) S x f (l; t ,Z ) i i=1 n F (l) integrales Spektrum f (l; t ,Z ) Spektrum der Sternpopulation i des Alters t, Metallgehalt Z i i x Wichtungsfaktor der Population i  Sternentstehungsrate S (t) i F (l ) Normierungskonstante Vorgehen: Ermittlung der x durch Anpassung von F (l) an beobachtetes Galaxienspektrum i

30 ; 3.10.7 3.9.1.3 Vergangene SER Populationssynthese
Modellierung der stellaren Komponente einer Galaxie als gewichtete Überlagerung verschiedener Sterngenerationen Berechnung integraler Größen GI aus den stellaren Größen G(m,t): z.B. Spektrum, d.h. G(m,t )=F(l) II N (m, t) G(m, t) dm dt t m GI = 1 II N (m, t) dm dt t m x(m) S (t - t) für m < m (t) 1 t ; N (m, t) = für m > m (t) t - t / t s Ansatz: S (t) ~ e , ( t  0: Anfangsburst, b << 1) s

31 Spektrum der Sternpopulation
3.10.7 Vergangene SER (b) Populationssynthese Modellierung der zeitlichen Entwicklung des integralen Spektrums (UV bis NIR) einer einzelnen Sterngeneration (d.h. alle Sterne haben gleiches Alter t) Stellare Isochronen Spektrum der Sternpopulation log t t = Bruzual & Charlot (2000); Alter t in Gyr

32 3.10.7 3.9.1.3 Vergangene SER (b) Populationssynthese
Modellspektren von Sternpopu-lationen mit unterschiedlichem Alter t und Metallhäufigkeit Z für den optischen Spektralbereich. Bruzual & Charlot (2000)

33 3.10.7 3.9.1.3 Vergangene SER (b) Populationssynthese Beispiel:
Beobachtete optische Spektren von 2 Zwerggalaxien (schwarz) und Synthese aus 25 verschie-denen Sterngenerationen Beachte: 1. Synthetisiert wird nur das stellare Kontinuum (mit Abs.- linien), keine Em.linien 2. Bei Starbursts ist Staub-absorption und Reemission im IR zu berücksichtigen!

34 3.10.7 3.9.1.3 Vergangene SER (b) Populationssynthese
Starburst unter Berücksichtigung von Staub Spektrale Energieverteilung einer sehr jungen Sternpopulation (Starburst): Emission der Sterne (OB-Sterne!) Absorption durch Staub (vor allem UV) Re-Emission durch aufgeheizten Staub im Infrarot (IR): - FIR: Maximum der Staubemission (abhängig vom Staubmodell) - MIR: Emission von PAHs (Polycyclic Aromatic Hydrocarbons) Modelle: Piovan et al. (2006)

35 3.9.2 Materiekreislauf und „chemische“ Entwicklung
Stellare Endstadien Modellierung Sternentwicklung Einlagerungs-anteil R(m) Nukleosyntheseraten für Elemente X i Rücklieferung Sternentstehung S(t), x(m) Rücklieferungssraten neu-synthetisierter Kerne Q (m) i,j ISM (Molekül-wolken)

36 3.9.2 Materiekreislauf und „chemische“ Entwicklung
Beobachtete Sachverhalte (constraints) - (A) Relation zwischen Alter und chemischen Häufigkeiten* (B) Häufigkeitsverteilungen (C ) radiale Häufigkeitsprofile in Galaxien (D) Relation zwischen Galaxientyp und mittlerer Häufigkeit * Häufigkeiten in Sternatmosphären, und zwar in Sterntypen, bei denen Atmo-sphären nicht durch Produkte der eigenen Kernsynthese kontaminiert sind (keine tiefe Hüllenkonvektion, z.B. GV-Sterne) Generell auf schwere chemische Elemente bezogen (z.B. O, Fe) 16 56

37 3.9.2 Materiekreislauf und „chemische“ Entwicklung
(A) Alter-``Metallizitäts´´-Relation (Sonnenumgebung) junge Sterne: etwa solare Metallhäufigkeit [Fe/H] = 0 (Population I) älteste Sterne: [Fe/H] # -1 (Population II) Problem: Sterne mit [Fe/H] << -1 ? (Population III) Tendenz: ältere Sterne haben im Mittel geringeres [Fe/H] im Detail komplizierter (siehe „G-Zwerg-Problem“)

38 3.9.2 Materiekreislauf und „chemische“ Entwicklung
* Simple Closed-Box Model (SCBM): abgeschlossenes System instantane Rückführung instantane Durchmischung des ISM universelle IMF (B) „G-Zwerg-Problem“ Voraussage des SCBM*: große Anzahl sonnennaher Sterne sollten geringes Z haben (Z < 0.25 Z für 50% der G-Zwerge) u [O/H] N [O/H] Beobachtung SCBM Beobachtung: Nur 2% der sonnennahen Sterne haben Z < 0.25 Z u Schlussfolgerung: SCBM keine gute Näherung für galaktische Scheibe

39 3.9.2 Materiekreislauf und „chemische“ Entwicklung
(C) Variation Metallhäufigkeit-Zentrumsabstand

40 3.9.2 Materiekreislauf und „chemische“ Entwicklung
(D) Variation Metallhäufigkeit-Hubble Typ Korrelation mit Leuchtkraft (M ) Anti-Korrelation mit Hubble-Typ (höhere Metallizität bei E) Einige Galaxien haben sehr geringe Metallizität (Z~0.1 Z ) B u Irr, Sc, Sb Sa, S0, E

41 3.9.3 Geschichte der Sternentstehung: Zusammenfassung
3.10.9 Geschichte der Sternentstehung: Zusammenfassung Sternentstehungsparameter b 1 2 3 Hubble-Typ E, S0, Sa Sb Sbc Sc-Irr SER-Parameter b Entlang der Hubble-Sequenz nimmt b im Mittel systematisch zu. Erklärt Korrelation des Metallgehalts mit Hubble-Typ. E durch alte Sternpopulation dominiert, d.h. b ~ 0 (initial burst). Folge des SE-Bursts in frühem Stadium der Galaxie:  hohe SN-Rate  galaktischer Superwind  ISM stark aufgeheizt und aus Galaxie heraus geblasen Röntgenhalo

42 (a) Spektroskopischer Typ (SDSS) (b) Morphologischer Typ (Galaxy Zoo)
Geschichte der Sternentstehung: Zusammenfassung Aber: Das ist nur der allgemeine Trend. Es gibt auch E mit Spektren ähnlich S! Beispiel: Topologische Karte von ~ Spektren und dazugehörige morphologische Typen 5 (a) Spektroskopischer Typ (SDSS) (b) Morphologischer Typ (Galaxy Zoo) E Rot: Galaxien, orange/gelb: Quasare, grün/blau: Sterne S In der Au, Schalldach, Newholm, Meusinger (2012; in Vorbereitung)