3. Optische Durchmusterungen

Bereich: ~ 0.3 - 2 �m = 300 – 20000 Å = 1 • 1016 - 1.5 • 10 14 Hz

� 0.3-1 �m : Optischer Bereich, < 0.3 �m Atmosphäre undurchlässig, > 1 �mlimitierung CCDs; 1-2 �m nah-Infrarot Bereich, NIR-Kameras

Filtersysteme

0.025525501540 8060Cousins I

0.01771770150012000J

0.0111 1110150016000H

0.0063630 200022000 K

0.0308308015706590Cousins R

0.02432430 17058790Johnson I

0.0301301021006930Johnson R

0.038138108305500Johnson V

0.0444444010104450Johnson B

0.018818805253650Johnson U

Fluss (20 mag)mJy

Fluss (0 mag) Jy

FWHM (Å)�central (Å)Filter

Die Hubble-Sequenz

Morphologische Klasssifikation der normalen Galaxien

Elliptische GalaxienGalaxien mit elliptischen Isophoten, nahezu strukturlos.

Einteilung nach Elliptizität: e = 1 – b/a , a,b = große, kleine Halbachse

� Notation: En, n = 10e, 0 < e < 0.7, E4 hat b/a = 0.6, E0 = kreisförm.

1. Normale Ellipsen: MR = - 23 bis –15

2. cD-Galaxien: extrem helle (MR bis – 25) und große Ellipsen (M87)

3. Kleine Ellipsen: dwarf ellipticals (dE), kleinere Flächenhelligkeit, niedrigere Metallizität (Metalle: Elemente schwerer als Helium) + dwarf Spheroidals (dSph), sehr leuchtschwach (MR bis - 8), nur in lokaler Gruppe zu finden

4. Blaue kompakte Zwerggalaxien: Blue compact dwarfs (BCD), enthalten im Gegensatz zu anderen Ellipsen viel Gas und Staub, zeigen teilweise starke Sternentstehung

MorphologieDie Isophoten (Linien gleicher Helligkeit) von elliptischen Galaxien zeigen Abweichungen von reinen Ellipsen. Kann in Fourier-Reihe zerlegt werden: R(�) = a0+ a2• cos(2�) + a4 • cos(4�) + ...

a4 > 0: Isophote erscheint scheiben/zitronenförmig � disky

a4 < 0: Isophote erscheint kastenförmig � boxy

Disky E‘s sind schwache Radio- und Röntgenstrahler

Boxy E‘s haben breite Verteilung von Radio-/Röntgenstrahlung (sehr oft von aktiven Kernen)

• ca. 90% aller Ellipsen sind disky

• Boxy E‘s zeigen oft Anzeichen von Verschmelzung (merger) in Vergangenheit � ‘alte (UL)IRGS?‘

.

Boxy E‘s: Massereichste Ellipsen (bis 1013 M�

), bis 100 kpc Radien

Sterne zeigen (fast) keine geordnete Bewegung: Linienverbreiterung aus statistischer Bewegung der Sterne im Potential � Geschwindigkeitsdispersion: einige 100 km/s

Disky E‘s: weniger massereich, weniger groß, enthalten oft stellare Scheibe

Sterne zeigen z.T. geordnete Bewegung (rotationsabgeplattet) in der Größenordnung ihrer statistischen Bewegung

Elliptische Galaxien werden als dynamisch heiße Systeme bezeichnet

Erweiterung - S0-Galaxien (lenticulars): Übergang zu den Spiralgalaxien. Enthalten zusätzlich ausgeprägte Scheibe, aber keine Spiralarme!

Elliptische Galaxien und S0-Galaxien werden rein historisch auch als Frühtyp-Galaxien (early-type) bezeichnet:

.

SpiralgalaxienKombination aus Scheibe mit Spiralarmen und zentraler Verdickung(Bulge). Die Bulges sind dynamisch denen von disky E‘s sehr ähnlich.

Unterteilung in normale Spiralen (S) und Balkenspiralen (SB). Sequenz a – c (Sa, Sb bzw. SBa, SBb etc.) entprechend dem Verhältnis Bulge zu Scheibe. WICHTIG: keine Aussage über Entwicklungszustand!!!

Lbulge/Ldisk ~ 0.3 für Sa, ~ 0.05 für Sc

Öffnungswinkel der Spiralarme: ~ 6o für Sa, ~ 18o für Sc

Helligkeitsverteilung in den Spiralarmen nimmt von Sa zu Sc zu. In Sa nahezu glatt, in Sc helle Klumpen von HII-Regionen (Sternentstehung)

Kleinerer Helligkeits- und Massenbereich als elliptische Galaxien

MR = -16 bis –22, 109 – 1012 M�

Sterne und Gas in Scheibe zeigen im Gegensatz zum Bulge geordnete Rotation (dynamisch kalt). Rotation steigt zum sichtbaren Außenbereich hin stärker an als aufgrund des Keplergesetzes erwartet

�Dunkler Halo (Dark Matter) � Natur unklar!!!

Form der Rotationskurve ist nahezu unabhängig von Hubble-Typ �90% der Masse liegt in Form der Dunklen Materie vor

Tully-Fisher Relation (Tully & Fisher 1977): Rotationsgeschwindigkeit streng korreliert mit Leuchtkraft 4

max−νL ∝

D.h. Leuchtkraft kann genau bestimmt werden. Da Korrelation sehrstreng, dann die Tully-Fisher Relation auch direkt zur Entfernungsbestimmung verwendet werden !!!

HelligkeitsprofilDie radiale Helligkeitsverteilung von Galaxien kann durch ein verallgemeinertes Helligkeitsprofil beschrieben werden:

��

���

��

���

−��

��

�

���

����

�−⋅= 1)()(

β

βe

e rr

bdexrIrI

�: Formparameter � = 1/n, n = 1..10

re: Halblichtradius (Radius, der 50% des Lichtes umfasst)

b�: �-abhängiger Parameter

N = 1: Exponentielles Profil � Scheibe

N = 4: de Vaucouleurs Profil; I ∝ r-1/4 � elliptische Galaxien/Bulges

Oberflächenhelligkeit einer elliptischen Galaxie aufgetragen gegen r1/4

Oberflächenhelligkeit von Spiralgalaxien. Bei NGC 4459 ist Kombination von Bulge und Scheibe gut zu sehen

Irreguläre GalaxienGalaxien mit wenig oder keiner Struktur (Irr I, Irr II). Spiralsequenz später erweitert um Klassen Sdm, Sm, Im und Ir

�m = Magellansch, Große Magellansche Wolke (LMC) ist SBm

�Charakteristisch: sehr starke Sternentstehung, meiste Galaxien bei hohen Rotverschiebungen sind irregulär

Spektrale EigenschaftenAllgemein: Je später der Galaxientyp, desto blauer die Farbe, d.h. E‘s sind relativ rot (U-B = 1) + dominiert durch alte, kühle Sterne, Sc‘s und später sind sehr blau (U-B < 0), starke Sternenstehung.

Galaxienspektren: Summe der Einzelspektren aller Sterne, bestehend aus dem Kontinuum (genereller Verlauf der Flussabgabe) überlagert von Absorptions- bzw. Emissionslinien. Die Linien können entweder aus den Sternen selbst stammen oder interstellaren Ursprungs sein.

Erlaubte Linien � Rekombinationsstrahlung, freies Elektron wird von Ion eingefangen und kaskadiert in den Grundzustand: z.B. H�, H�

Verbotene Linien � Stoßanregung in Gebieten geringer Dichte. Thermische Elektronen regen Zustände geringer Übergangswahrscheinlichkeit an. Da Dichte jedoch sehr gering erfolgt keine Stoßabregung, sondern Emission von Photonen: z.B. [O II], [O III]

Galaxienspektrum Ellipse

4000 Å

G-band

Na D

Mg-Band

Charakteristische Absorptions-Features in elliptischen Galaxien von kühlen Sternen (i.w. K-Riesen mit 3500-4000 K Oberflächentemperatur.

Speziell 4000 Å Break ist wichtiges Kriterium für photometr. Rotversch.

Galaxienspektrum Sb Galaxie

4000 Å

G-band

Na DMg-Band

4000 Å Break + andere Absorptionsfeatures vom Bulge nicht so stark ausgeprägt. Emissionslinien aus Nebelgebieten mit Sternentstehung

H�[S II]

Galaxienspektrum Irreguläre Galaxie

4000 Å

4000 Å Break sehr schwach. Spektrum dominiert durch Emissionslinien aus Sternentstehungsgebieten. Deutlich ist auch das blauere Spektrum im Vergleich zur elliptischen Galaxie zu erkennen.

[O II] H�[O III] H� [S II]

Spektrale Verteilung - Überblick

Wichtigste Linien in Galaxienspektren

6563H�4959[O III]3727[O II]1863Al III1335C II

6548[N II]4861H�3648H-Lim1855AL III1303O I/Si II

6497Ba I4340H�2803Mg II1670Al II1263Si II

6300[O I]4304g-Band2795Mg II1640Fe II1243N V

8662Ca II5893Na D4226Ca I2600Fe II1608Fe II1239N V

8542Ca II5876He I4101H�2587Fe II1551C IV1216Ly�

8498Ca II5269E-Band40004000 Å2374Fe II1548C IV1175C III

6731[Si II]5199[N I]3969Ca H2344Fe II1527Si II1026Ly�

6717[Si II]5174Mg b3933Ca K2326C II]1403Si IV973Ly�

6584[N II]5007[O III]3869[Ne III]1909C III]1394Si IV912Ly-Lim

• Wichtigste Emissionslinien; • Wichtigste Absorptionslinien

Abs./Emissionslinien im optischen nur bis z ~ 1.3 hilfreich (danach im nah-Infraroten), für z > 2 ist vor allem Ly� wichtig

Der Nachthimmel

Warum optische Durchmusterungen?a) Morphologie der Galaxien ändert sich stark als Funktion von z !

b) Sternbildungsrate nimmt von z = 1 bis heute um einen Faktor 10 ab, ist zwischen z = 1-3 in etwa konstant + bei größerem z ?

c) Modelle der hierarchischen Strukturbildung sagen Bildung von kleinen Fragmenten voraus, die später zu großen Galaxien anwachsen (größtenteils innerhalb Haufen

d) Wie funktioniert chem. Anreicherung (Metalle), bei großem z nur heiße, kurzlebige Sterne?

�� Verständnis dieser Prozesse/Fragestellungen nur möglich über Durchmusterungen

� Charakterisierung der Galaxienpopulation als Fkt. von z generell

� Follow-up Untersuchungen von Einzelfällen

.

Warum optische Durchmusterungen?a) Morphologie der Galaxien ändert sich stark als Funktion von z !

b) Sternbildungsrate nimmt von z = 1 bis heute um einen Faktor 10 ab, ist zwischen z = 1-3 in etwa konstant + bei größerem z ?

c) Modelle der hierarchischen Strukturbildung sagen Bildung von kleinen Fragmenten voraus, die später zu großen Galaxien anwachsen (größtenteils innerhalb Haufen

d) Wie funktioniert chem. Anreicherung (Metalle), bei großem z nur heiße, kurzlebige Sterne?

�� Verständnis dieser Prozesse/Fragestellungen nur möglich über Durchmusterungen

� Charakterisierung der Galaxienpopulation als Fkt. von z generell

� Follow-up Untersuchungen von Einzelfällen

Butcher – Oemler Effekt (1984): Anzahl der blauen Galaxien in Galaxienhaufen steigt mit z stark an!

Sternbildungsrate als Funktion von z

Hippelein, 2003

Warum optische Durchmusterungen?a) Morphologie der Galaxien ändert sich stark als Funktion von z !

b) Sternbildungsrate nimmt von z = 1 bis heute um einen Faktor 10 ab, ist zwischen z = 1-3 in etwa konstant + bei größerem z ?

c) Modelle der hierarchischen Strukturbildung sagen Bildung von kleinen Fragmenten voraus, die später zu großen Galaxien anwachsen (größtenteils innerhalb Haufen)

d) Wie funktioniert chem. Anreicherung (Metalle), bei großem z nur heiße, kurzlebige Sterne?

�� Verständnis dieser Prozesse/Fragestellungen nur möglich über Durchmusterungen

� Charakterisierung der Galaxienpopulation als Fkt. von z generell

� Follow-up Untersuchungen von Einzelfällen

Technische Einschränkungenz = 0: Meiste diagnostische Linien im optischen Wellenlängenbereich

Detektoren (CCDs) im optischen am empfindlichsten + größten

Problem: Für höhere Rotverschiebungen wandern optische Linien ins nah-Infrarot:

)1()()()(

)()(zLaborBeobachtet

LaborLaborBeobachtet

z +•=�−= λλ

λλλ

Beispiel: z = 1.5 �[O III] (3727 Å) �� 9318 Å !!!

d.h. ab z ~ 1.5 wandern alle optischen Linien in das nah-Infrarot!

Problem hier: nah-Infrarot Detektoren weniger empfindlich und klein

Erst ab z = 2 �Ly� (1215 Å) �� 3645 Å

d.h. erst für z > 2 wieder eine starke Linie im optischen Bereich

Bereich z = 1.5-2 sehr schwierig, Kontinuumsverlauf muss gemessen werden

Weiteres Problem hier: Objekte bei diesem z schwach (23-25 mag), Spektroskopie nur mit 8-10m Teleskopen möglich

�Zeitintensiv: ca. 10h Belichtungszeit

�Multiobjektspektroskopie: nur einige 10 Objekte pro Feld beobachtbar ��sehr zeitaufwendig

Lösung: Schätzung von z und Galaxientyp aus photometrischen z

Vorteil: Viele Objekte gleichzeitig !!!

Beispiel: QSOs aus dem Sloan Digital Sky Survey

Konzept der photometrischen Rotverschiebungen

Prinzip: Kombination von mehreren Filtern, ‘‘Spektrum‘‘ einer Galaxie mit sehr niedriger Auflösung (100-500 Å gegenüber 10 Å mit klassischen Spektrographen)

1) Farben von Galaxien (wenige Filter); Extremfall: ‘‘Dropouts‘‘

2) Template Matching: Modellspektren/Spektren aus Archiven werden an Flussmessungen in Filtern angefittet

3) Empirische Methode: Spektren aus beobachteten Feld werden an Flussmessungen angefittet

1. Farben von Galaxien - DropoutsKlassische Methode: Suche nach elliptischen Galaxien. Flussdifferenzen zwischen 2 Filtern als Maß für den 4000 Å Break

Hohes z: Suche nach Galaxien, die in einem oder mehreren Filternkeinen Fluss mehr zeigen � Ly-limit

���

����

�−

•=

22

21

1111

nnRH

emitiertλWasserstoffatom:RH = Rydbergkonstante = 1.097 • 107 m-1

n = 1 - ∞, n2 > n1

n1 = 2 � Balmerserie: n2 = 3 � � = 6563 Å (H�) n2 = 4 � � = 4861 Å (H�)

n1 = 1 � Lymanserie: n2 = 2 � � = 1215 Å (Ly�) n2 = ∞ � � = 912 Å (Ly-limit)

Alle Photonen mit � < 912 Å ionisieren Wasserstoff und werden sofort absorbiert!!!

�Dropout-Technik für Lyman-break Galaxien (Steidel, 1993)

Theoretisch: U: z > 3

B: z > 4.4, V: z > 5.6

R: z > 6.7, I: z > 8.5

Problem: Ly�-Wald, Absorption von Photonen speziell zwischen 912 Åund 1215 Å durch Wasserstoffwolken entlang Sichtlinie

.

U-Dropout aus dem FORS Deep Field

U B (25.6mag) V (24.9mag) R (24.1mag) I (23.7mag)

2. Template MatchingAnfitten von Galaxienspektren an Flussmessungen in 5+ Filtern, oft Kombination aus Breitband (UBVRI) + Mittel/Schmalbandfiltern z.B. COMBO-17 mittels Methode der kleinsten Quadraten (�2) oder wahrscheinlichstes Spektrum (Maximum Likelihood).

Wichtigste Charakteristika: Ly-limit und 4000 Å break, Kontinuumsverlauf generell (blau/rot), ev. Linien

Entweder: beobachtete Spektren (z.B. Coleman 1980) oder Modellspektren von Synthesemodellen (Bruzual, 1983).

Nachteil: Beobachtete Spektren lokal (kleines z), keine Entwicklung berücksichtigt, Modellspektren berücksichtigen Entwicklung variieren aber als Funktion der Inputparameter (z.b. Initial Mass Function IMF = Massenfunktion zu Beginn der Entwicklung)

Trotzdem: Funktioniert erstaunlich gut!!!

Photometrische Rotverschiebung - Ellipse

Photometrische Rotverschiebung – Irreguläre Galaxie

Rotverschiebungen: Vergleich spektroskopisch vs. photometrisch im FORS Deep Field

3. Empirische Methode

Erweiterung der Template Matching Methode: Beobachtete Spektren im Feld werden als Template herangezogen, d.h. auch bei hohem z!!!

Im Prinzip Idealfall, selten erfüllt

Nachteil: Naturgemäß nur für hellere Objekt möglich (bei hohem z in der Regel > L∗), u.U.nicht repräsentativ

��Sloan Digital Sky Survey � �

Generell gilt: Photometrische Rotverschiebungen sind nie so genau wie spektroskopisch ermittelte. Typischerweise:

z (spektroskopisch): 0.001

z (photometrisch): 0.01-0.1

VollständigkeitKann ermittelt werden durch:

a) Simulationen (siehe Radiodurchmusterungen)

b) Konservativer Ansatz: ‘‘helles Limit‘‘

Nachteil: ev. nicht genügend Objekte für Leuchtkraftfunktion bzw. interessante schwache Objekte fallen weg

c) Objektzählungen

Annahme: Homogene Verteilung der Objekte im Raum (nicht immer erfüllt)

M = B – 5 • log d - 25 ; d = Leuchtkraftentfernung (aus L = f • 4d2)

� B - M = 5 • log d + 25; falls M fest � B ~ 5 • log d

� d ~ 10B/5 � Änderung der Helligkeit macht sich im Volumen

BBd ∆•∆ =≈ 6.035/3 10)10(bemerkbar über:

D.h. Vollständigkeit bis obige Beziehung nicht mehr erfüllt ist

Galaxienzählung als Funktion von I = 0.5mag. Die Stichprobe ist vollständig bis ca. 22mag (aus Fried, 2001)

d) V/ Vmax – Test:

Traditioneller Test, Annahme wieder: gleichmäßige und homogene Verteilung der Objekte

Prinzip: In einer vollständigen Stichprobe, welche Volumen Vmaxumfasst, sind 50% der Objekte innerhalb Vmax/2 und 50% der Objekte innerhalb Vmax/2 - Vmax

Jedes Objekt i wird innerhalb eines Volumen gefunden, oder kann bis zu einem maximalen Volumen gefunden werden

�In einer vollständigen Stichprobe haben 50% der Objekte

Vi/ Vmax < 0.5, und 50% Vi/ Vmax > 0.5

Vollständigkeit wird ermittelt durch tunen der scheinbaren Helligkeit B

so, dass das mittlere Vi/ Vmax = 0.5 !!!

33/4 id•π3max3/4 d•π

Falls B zu hell: V/ Vmax < 0.5, d.h. hellere Galaxien sind leichter zu detektieren

Falls B zu schwach: V/ Vmax ≤ 0.5!!!!! Falls Objekte homogen verteilt

Anwendung: Bestimme für eine Stichprobe B so, dass V/ Vmax = 0.5.

Selektiere dann eine Set aus der Stichprobe (z.B. QSOs) und führe den V/ Vmax – Test wieder durch.

�� Beispiel: V/ Vmax > 0.5 �� Anzeichen für Entwicklung, d.h.QSOs sind häufiger bei großen z (Entfernungen) zu finden.

Immer problematisch: Korrekturen die zur Bestimmung von B angebracht werden müssen, z.B. interstellare Extinktion, sind unsicher

�� Es ist quasi unmöglich eine absolut vollständige Stichprobe aus einer Anzahl von Objekten herauszupicken!!!!!

V/Vmax-Test für eine Stichprobe von Quasaren aus einem vollständigen Sample. Mittleres V/Vmax = 0.66 � Anzeichen für Entwicklung

Raumdichte und LeuchtkraftfunktionAnnahme: Raumvolumen mit bestimmter Anzahl von Objekten, Volumen muss in Abhängigkeit von Epoche (z) betrachtet werden.

�Mitbewegte Raumdichte (co-moving density) entsprechend adjustiert

Raumdichte von Objekten mit M*: Anzahl der Objekte pro Einheitsvolumen mit M* + 0.5 < M* < M* - 0.5

�Tabuliert für verschiedene Werte M* �Raumdichtefunktion

�Differentielle Funktion: �(log L*) oder �(M*)

�Integrierte Funktion: Aufsummierung aller Objekte > M* pro Einheitsvolumen � Leuchtkraftfunktion

Problem: Da Durchmusterungen immer flusslimitiert, muss das durchmusterte Volumen für jedes Objekt einzeln bestimmt werden, d.h. maximal durchmustertes Volumen muss über V/Vmax – Test bestimmt werden

Die Leuchtkraftfunktion kann zur Untersuchung der Entwicklung von Objektklassen (z.B. als Funktion von z) herangezogen werden.

Falls das Universum sich in einem ‘‘steady state‘‘ befinden würde, sollte sich die Leuchtkraftfunktion nicht ändern

Die Leuchtkraftfunktion kann sich nur auf zwei Arten entwickeln, da zur Bestimmung der Leuchtkraftfunktion nur 2 Parameter eingehen:

a) Leuchtkraftentwicklung

b) Dichteentwicklung

(oder auch Kombination von beidem).

Leuchtkraftentwicklung: Helligkeit der Objekte ändert sich als Funktion von z

Dichteentwicklung: Anzahl der Objekte ändert sich als Funktion von z

Dichteentwicklung

Leuchtkraftentwicklung

ReferenzenButcher-Oemler Effekt: H. Butcher & A. Oemler, Astrophysical Journal, 1984, Vol. 285, S. 426

Lyman-break Galaxien: C. Steidel & D. Hamilton, Astronomical Journal, 1993, Vol. 105, S. 2017

Synthetische Spektren: A. G. Bruzual & S. Charlot, Astrophysical Journal, 1993, Vol. 405, S. 538

Beob. Spektren: G.D. Coleman et al., Astrophysical Journal Supplement, 1980, Vol. 43, S. 393

Sternbildungsrate: H. Hippelein et al., Astronomy & Astrophysics, 2003, Vol. 402, S.65

Galaxienzählungen/Leuchtkraftfunktion: J. Fried, Astronomy & Astrophysics, 2001, Vol. 367, S. 788

Photometrische Rotverschiebungen: I. Csabai et al., Astronomical Journal, 2003, Vol. 125, S. 580

V/Vmax-Test: D. Weedman, Quasar Astronomy, Kapitel 5/6

SDSS: www.sdss.org

Galaxientyp-Spiel: www.usm.uni-muenchen.de/people/saglia/dm/galaxien/spiel/spiel/node4.html

Photometrische Rotverschiebungen im HDF zum anklicken: bat.phys.unsw.edu.au/~fsoto/hdf/hdf_fs.html