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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 Spiralstruktur

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

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

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

5 Suche nach WIMPs Prinzipien: (a) direkte, (b) indirekte Methoden Vielzahl von Experimenten Ergebnisse: Bisher noch kein sicherer Nachweis... aber stetige Verbesserung der Nachweisgrenzen. WH (a) (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 Korrelationsdiagramme fundamentaler Parameter m : zentrale V-Flächenhelligkeit r : Kernradius, s : Geschwindigkeitsdispersion 0 V c 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

8 3.8.2 Faber-Jackson-Relation r : effektiver Radius e (Def: L (r < r ) = L = 0.5 L) ee : mittlere Flächen- helligkeit innerhalb r e e Def: = log + c mit L = p r ee e eee e 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 Korrelationsdiagramme für E-Galaxien

9 3.8.2 Faber-Jackson-Relation r : effektiver Radius e (Def: L (r < r ) = L = 0.5 L) ee : mittlere Flächen- helligkeit innerhalb r e e Def: = log + c mit L = p r ee e eee e 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 ee Korrelationsdiagramme für E-Galaxien

10 3.8.2 Faber-Jackson-Relation Fundamentalebene 1. Im Raum ( s,, r ) liegen die E-Galaxien auf wohldefinierter Ebene = Fundamentalebene der Elliptischen Galaxien 2. Fundamentalebene ermöglicht bessere Klassifikation der E als Hubble-Schema ee Korrelationsdiagramme für E-Galaxien

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

12 Disky E und boxy E a <0 4 a >0 4 a = 0 4 diskyboxy rot (B) Korrelationen

13 3.9.1 Geschichte der Sternentstehung 3.9 Säkulare Entwicklung der Galaxien 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 x(m) ~ m (Salpeter IMF) häufig verwendet:

15 1 Grundprinzip: radioaktiver Zerfall langlebiger Atomkerne (Chronometer) N (t) = N t / t 1/2 N (t) : beobachtete Häufigkeit zur Zeit t N : anfängliche Häufigkeit 0 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) Entstehen alle in SN-Explosionen! Galaktische Alterskala t (A)Nukleo-Kosmochronologie

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

17 Absolute Produktionsraten N in SN sind unsicher Höhere Genauigkeit für Häufigkeitsverhältnisse zweier Isotope 0 NNNN A B ( NNNN A B ()) obs0 = f ( t,t ; chem. Evolution) 1/2 A1/2 B BeobachtungSN-ModellLaborModell ABC 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 * (A) Nukleo-Kosmochronologie Galaktische Alterskala t

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

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

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

21 (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 Ergebnis: t < 13 Gyr für galaktische Scheibe Galaktische Alterskala t WZ 15 Gyr 10 Gyr

22 (A) Nukleo-Kosmochronologie (B) Sternentwicklungsalter (C) Kühlungszeiten Weißer Zwerge Konsistentes Ergebnis: Beginn der Sternentstehung in unserer Galaxis vor ca. 13 ( K 2) Gyr Zusammenfassung Galaktische Alterskala t

23 Gegenwärtige Sternentstehungsrate (SER, S ) 1 Frage: Sterne welcher Typen sind in extragalaktischen Systemen (große Entfernungen!) direkt nachweisbar?

24 Spektralklassifikation der Hauptreihensterne SpT O5B0A0F0G0K0M0 T (10 K) M/M L/L t (Gyr) HR 43 eff WH

25 Spektralklassifikation der Hauptreihensterne L ~ M und 3 t ~ M -2-2 HR WH 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 Gegenwärtige Sternentstehungsrate (SER, S ) 1 Indikatoren für SE (OB-Sterne): Masse des H II (zB. aus H a- 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 S = S I x (m) dm , OB1 (Massenbereich OB-Sterne: ~ m ) u

27 kann verlängert werden durch: 1.Gasrückführung von entwickelten Sternen (Faktor ) 2.Externe Gasressourcen (galatischer Halo, Fontäne, extragalaktisch,...) Zeitskala t des Gasverbrauchs: s t = m S g 1 s dh. log S = log m + log t 1gs t = Gyr s Gegenwärtige Sternentstehungsrate (SER, S ) 1

28 Vergangene SER SER-Parameter b Näherung der instantanen Rücklieferung: R: Massenanteil (pro Sterngeneration), der von entwickelten Sternen an das ISM zurück geführt wird (aus Theorie der Sternentwicklung) 1.Aus dynamischer Masse und m = m + m (aber: DM !) 2.Aus L (Problem: m/L von Sternpopulation abhängig) S 1 S t 11 + S (t), t I S (t) dt 0 t 1 == Woher bekommt man die stellare Gesamtmasse? dynsg (1-R) I S (t) dt = m s 0 t 1 b = S t (1-R) / m s 11 Integrierte SER aus stellarer Gesamtmasse unter Berücksichtigung von Gas- Rückführung bei Sternentwicklung (Sternwind, Planetarische Nebel, SN):

29 Modellierung der stellaren Komponente einer Galaxie als gewichtete Überlagerung verschiedener Sterngenerationen (Alter t ) (b) Populationssynthese Vergangene SER F ( l ) = F( l ) S x f ( l; t, Z ) 0 iii i=1 n F ( l ) integrales Spektrum f ( l; t, Z ) ii Spektrum der Sternpopulation i des Alters t, Metallgehalt Z x Wichtungsfaktor der Population i Sternentstehungsrate S (t) i Vorgehen: Ermittlung der x durch Anpassung von F ( l ) an beobachtetes Galaxienspektrum i F ( l ) Normierungskonstante 0

30 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 ) GI = II N (m, t ) G(m, t ) dm d t t m II N (m, t ) dm d t t m 1 N (m, t ) = ; x (m) S (t - t) für m < m ( t ) 0 für m > m ( t ) 1 t t Ansatz: S (t) ~ e, ( t 0: Anfangsburst, b << 1) - t / t s s Populationssynthese Vergangene SER

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

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

33 (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! Vergangene SER

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

36 3.9.2 Materiekreislauf und chemische Entwicklung - (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) Beobachtete Sachverhalte (constraints) *

37 3.9.2 Materiekreislauf und chemische Entwicklung (A) Alter-``Metallizitäts´´-Relation (Sonnenumgebung) Tendenz: ältere Sterne haben im Mittel geringeres [Fe/H] im Detail komplizierter (siehe G-Zwerg-Problem) 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)

38 3.9.2 Materiekreislauf und chemische Entwicklung (B) G-Zwerg-Problem [O/H] N [O/H] Beobachtung SCBM Simple Closed-Box Model (SCBM): - abgeschlossenes System - instantane Rückführung - instantane Durchmischung des ISM - universelle IMF Voraussage des SCBM*: große Anzahl sonnennaher Sterne sollten geringes Z haben (Z < 0.25 Z für 50% der G-Zwerge) u 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 Irr, Sc, SbSa, S0, E 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

41 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 Geschichte der Sternentstehung: Zusammenfassung Sternentstehungsparameter b Hubble-Typ E, S0, Sa SbSbcSc-Irr

42 3.9.3 Geschichte der Sternentstehung: Zusammenfassung Aber: Das ist nur der allgemeine Trend. Es gibt auch E mit Spektren ähnlich S! (a) Spektroskopischer Typ (SDSS)(b) Morphologischer Typ (Galaxy Zoo) Rot: Galaxien, orange/gelb: Quasare, grün/blau: Sterne E S In der Au, Schalldach, Newholm, Meusinger (2012; in Vorbereitung) Beispiel: Topologische Karte von ~6 10 Spektren und dazugehörige morphologische Typen 5


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