Astrophysik II - uni-muenchen.de · 2017. 10. 25. · 1. Bachelor Physik mit (Nebenfach) Astronomie Wintersemester 2017/18 Dr. Benjamin Moster. Vorlesung 2: Unsere Milchstraße. Letzte

Astrophysik IISchwerpunkt: Galaxien und Kosmologie

1

Bachelor Physik mit (Nebenfach) Astronomie Wintersemester 2017/18

Dr. Benjamin Moster

Vorlesung 2: Unsere Milchstraße

Letzte Vorlesung: Unsere Milchstraße

2 Astrophysik II (Bachelor) 25.10.2017

• Die meisten Sterne sind in der Scheibe

• Im Zentrum hohe Sterndichte: Bulge

• Um die Scheibe herum: stellarer Halo

• Gas und Staub hauptsächlich in der Scheibe: junge Sterne mit hoher Metallizität

• Außerhalb der Scheibe: meist alte Sterne mit niedriger Metallizität

• Sternentstehung daherin rotationsgestützter Scheibe

• Aus Bewegung der Sternekann auf Massenverteilunggeschlossen werden

• Rotationskurven können nichtdurch sichtbare Materie erklärtwerden

• Milchstraße ist eingebettet in Halo aus Dunkler Materie

• What’s the (dark) matter?

• Gas und Staub kann ausgeschlossen werden

• Entweder MACHOs (massive Objekte) oder WIMPs (nicht-baryonisch)

• Wenn Dunkle Materie aus MACHOsbesteht kann man sie mit dem Mikro- Gravitationslinseneffekt beobachten

• Magellanic Cloud Microlensing Experiment: (fast) keine Ereignisse ➙ DM = WIMPs

Letzte Vorlesung: Dunkle Materie


Heutige Vorlesung

• Die galaktische Scheibe

• Sternhaufen

• Sternkollisionen

• Gas in der Scheibe und 21 cm Linie

• Spiralarme

• Kugelsternhaufen

• Das Schwarze Loch im Zentrum

• Entstehung der Milchstraße


Die galaktische Scheibe


• Wie können wir die Scheibe der Milchstraße beschreiben?

• Wo hört sie auf?

• Dichtprofil der stellaren Scheibe:

• l ist die Skalenlänge h ist die Skalenhöhe

• Gesamtmasse der stellaren Scheibe kann durch Integration berechnet werden:

⇢(R, z) = ⇢0 exp

✓�R

l⇤

◆exp

✓� z

h⇤

◆

M = 2⇡

Z⇢(R, z)R dR dz

= 4⇡⇢0l2h

Sternhaufen


• Welche Sterne sind in der Scheibe?

• Sterne entstehen nicht ‘allein’ sondern in Haufen / Assoziationen(Entstehung in Molekülwolken)

• Offene Sternhaufen (2-3 pc): wenige 10 - 100 Sterne, zusammen entstanden, gravitationsgebunden

• Kurze Lebensdauer (<1 Gyr), hauptsächlich in Spiralarmen. Warum?

• Starke Gezeitenkräfte bei Kollisionen/Vorübergängen mit H2-Wolken

• Mehrkörper-Interaktionen führen zum Ausstoßen einzelner Sterne

• Spezialfall: Sternassoziationen (Vermehrte Anzahl v. O/B-Sternen) Sehr massive und junge Sterne ➙ junge Haufen (Alter: ~ Myr)

Sterntypen in der Scheibe


• Scheibe besteht primär aus Pop I Sternen

• 3 Subpopulationen (keine genaue Unterscheidung)

• Spiralarm-Sterne: jüngste Sterne (0.1 Gyr) entstehen in Spiralarmen und sind noch nicht gewandert (Cepheiden, T-Tauri-Sterne, Riesen) Meist in der Nähe von HII-Regionen

• Dünne Scheibe: älter als Spiralarm-Sterne (> 1 Gyr), aus Spiralarmen ‘entkommen’, Kreisbahnen um Zentrum der Milchstraße, nahe der Mittelebene (< 500 pc)

• Dicke Scheibe: älteste Scheibensterne (~10 Gyr) Kreisbahnen, aber weiter aus Mittelebene herausEigenschaften zwischen Pop I und II

• Deutet auf evolutionäre Geschichte der Scheibe hin

Einschub: Sternkollisionen


• Wie oft kollidieren Sterne eigentlich? Problem für die Milchstraße?

• Hängt ab von: Anzahldichte n*, Relativgeschwindigkeit v*, kritischer Abstand bkrit

• Wirkungsquerschnitt , mittlere freie Weglänge

• Mittlere Zeitdauer zwischen Stößen:

• Direkt Zusammenstöße sehr unwahrscheinlich, aber gravitative Stöße?

• Ablenkung der Bahn wenn wenn Anziehungskraft > globales Potential:

• Kritischer Abstand für starkegravitative Stöße:

⇡b2krit l = 1/(⇡b2kritn⇤)

�t = 1/(⇡b2kritn⇤v⇤)

�Epot

=GM⇤m

r� mv2⇤

2

b⇤ =2GM⇤v2⇤

Einschub: Sternkollisionen


• Wie oft kollidieren Sterne eigentlich? Problem für die Milchstraße?

• Hängt ab von: Anzahldichte n*, Relativgeschwindigkeit v*, kritischer Abstand bkrit

• Wirkungsquerschnitt , mittlere freie Weglänge

• Mittlere Zeitdauer zwischen Stößen:

• Direkt Zusammenstöße sehr unwahrscheinlich, aber gravitative Stöße?

• Ablenkung der Bahn wenn wenn Anziehungskraft > globales Potential:

• Kritischer Abstand für starkegravitative Stöße:

⇡b2krit l = 1/(⇡b2kritn⇤)

�t = 1/(⇡b2kritn⇤v⇤)

�Epot

=GM⇤m

r� mv2⇤

2

b⇤ =2GM⇤v2⇤

• Milchstraße ist ‘kollisionsfrei’

Die mittlere Relativegeschwindigkeit beträgt v* = 40km/sDie Anzahldichte beträgt n* = 0.1 / pc3

Die Gravitationskonstante ist G = 4.302 x 10-3 (km/s)2 pc / M⦿

Wie hoch ist der kritische Abstand für typische Sterne (M=M⦿)?Wie hoch ist die mittlere Dauer zwischen Stößen?

Der kritische Abstand ist: b = 2 x 4.302 x 10-3 x 1 / 402 pc = 5.4 x 10-6 pc = 1.7 x 1011 m

Mittlere Dauer: !t = 1/(3.14 x (5.4x10-6)2 x 0.1 x 40) km s-1pc-1

= 2.7 x 1015 yr

Gas in der Scheibe


• Sterne entstehen in Gaswolken und geben am Lebensende Metalle zurück ins Gas

• Massenanteil des Gases f = mGas / mScheibe = 0.1

• Viel Gas ist befindet sich in Tausenden von Wolken (Filamente/Bögen)

• Dazwischen sind ausgedehnte HI-Bereiche

• Wie findet man atomaren Wasserstoff?

• In der Scheibe ist ca. 50% des Gasesmolekular (hohe Dichte, niedrige Temperatur < 100K, niedriger UV-Flux)

• Gleichzeitig hoher Anteil von CO Wird als Indikator für H2 benutzt

• Auch Alkohol (CH3CH2OH)

Die 21cm-Linie


• Wie misst man eigentlich neutralen atomaren Wasserstoff?

• Bei typische Dichten und Temperaturen keine Lyman, Balmer, etc. Übergänge

• Elektronspin ist entweder parallel oder anti- parallel zum Protonspin

• Zustände haben minimal unterschiedliche Energie ➙ Hyperfeinstrukturübergang 21cm

• Atome müssen in Umgebung sein, in der sie Energie bekommen um auf höheren Level zu kommen ➙ Kollisionen (thermische Bewegung)

• Temperatur: T > 0.046K also überall möglich

• Radialgeschwindigkeit kann durch Doppler- verschiebung gemessen werden

3kT/2 = ✏ = hc/�

Einschub: isotherme Scheibe


• Welches vertikale Profil hat die Gasscheibe?

• Auf galaktischen Skalen ist die Gasscheibe isotherm:

• Hydrostatisches Gleichgewicht:

• Symmetrie des Problems:

• Also ist

• Benutze Poisson-Gleichung um Gravitationspotential zu finden:

• Dann etwas längere Rechnung mit Variablenwechsel

• Vertikales Profil der Gasscheibe: sech2(z/h)

P =kT

µmp⇢ = A⇢

rP/⇢ = Ar⇢/⇢ = �r

Ad

dzln ⇢ = � d

dz

⇢ = ⇢0 exp [�( � 0)/A]

� = 4⇡G⇢

d

2

dz2= 4⇡G⇢0 exp

✓� � 0

A

◆

� 0 = 2A ln cosh

r2⇡G⇢0

Az

!⇢ = ⇢0/ cosh

2

r2⇡G⇢0

Az

!

Die Spiralstruktur der Scheibe


• Spiralarme haben hohe Sternentstehungsraten (junge, helle Sterne)

• Können Sterne sich dauerhaft in den Spiralarmen aufhalten? Was passiert, wenn Spiralarme mit gleicher Geschwindigkeit rotieren? (Erinnerung: Rotationskurven sind flach!)

• Aufwickel-Dilemma: differenzielle Rotation führt zu Verzerrung der Spiralarme mit der Zeit

• Sterne bewegen sich relativ zu den Spiralarmen (hinein und heraus)

• Wie entstehen Spiralarme?

• Dichtewellentheorie

• Enstehung/Vernichtung von Spiralarmen durch Instabilitäten ausgelöst von Inhomogenität

Die Spiralstruktur der Scheibe


• Dichtewellentheorie: Regionen mit erhöhter Dichte können entstehen Dichtewelle rotiert um Galaxie mit anderer Geschwindigkeit Radius, wo Geschwindigkeit gleich der Sterne ist: Corotationsradius

• Numerische Simulationen mit 100 Millionen Sternteilchen zeigen, dass Spiralarme durch Inhomogenitäten ausgelöst werdenZ.B. Molekülwolken. Spiralarme entstehen sind langlebig, verschwinden aber auch wieder

Der stellare Halo


• Im stellaren Halo und im Bulge hat die Sternentstehung aufgehört Alte Sterne geben Hinweise auf die frühe Entwicklung der Milchstraße Hauptsächlich Pop II Sterne, mit exzentrischen Orbits

• Ungefähr 1% der Halosterne sind in Kugelsternhaufen (104-106 Sterne) kugelförmig angeordnet und bis zu 50 pc groß - ca. 150-200 Haufen

• Sterndichte im Zentrum: ~105x Dichte der Sonnenumgebung

• Kugelsternhaufen sind nicht gleichmäßigam Himmel verteilt (im Sternbild Schütze konzentriert) ➙ Zentrum Milchstraße

Der stellare Halo


• Im stellaren Halo und im Bulge hat die Sternentstehung aufgehört Alte Sterne geben Hinweise auf die frühe Entwicklung der Milchstraße Hauptsächlich Pop II Sterne, mit exzentrischen Orbits

• Ungefähr 1% der Halosterne sind in Kugelsternhaufen (104-106 Sterne) kugelförmig angeordnet und bis zu 50 pc groß - ca. 150-200 Haufen

• Sterndichte im Zentrum: ~105x Dichte der Sonnenumgebung

• Kugelsternhaufen sind nicht gleichmäßigam Himmel verteilt (im Sternbild Schütze konzentriert) ➙ Zentrum Milchstraße

Wie groß ist die mittlere Entfernung zwischen Sternen im Zentrum?Die Anzahldichte dort beträgt 104/pc3.

Wie verhält sich das zum Abstand Sonne - Alpha Centauri (1.3 pc)?

Jeder Stern nimmt Volumen von V = 1/n = 10-4 pc3.Um keine Lücken zu lassen betrachten wir Würfel statt Kugeln:

L = V1/3 = 10-4/3 pc = 0.05 pc

Das entspricht 1/28 x der Entfernung zu Alpha Centauri.

Berühmte Astronomen: Harlow Shapley


• 2. 11.1885 (Missouri) - 20.10.1972 (Colorado) Geboren auf Farm, Schulabgänger (5. Klasse)

• Kriminalistik-Journalist, dann holte er 6 Jahre High School in 2 Jahren nach

• Wollte 1907 in Missouri Journalismus studieren Verzögerung ➙ Studierte erstbestes Fach im VVZ

• Promovierte in Princeton bei Russell (Cepheiden) Bestimmte Entfernung zu Kugelsternhaufen ➙ Sonne ist nicht im Zentrum der (großen) Milchstraße

• Great Debate 26.4.1920 mit Herber Curtis: Sind ‘Spiralnebel’ Teil der Milchstraße oder eigene ‘Insel-Universen’? ➙ Curtis gewann

• Stritt sich mit Hubble über dessen Entdeckung (Junk Science) Ließ sich aber überzeugen durch ‘the letter that destroyed my universe’.

• Direktor des Harvard College Observatory und AAS Präsident (1947)

Einschub: Herzsprung-Russell-Diagramm


• HR-Diagramm gibt Leuchtkraft vs. Temperatur. Kann beides nicht beobachtet werden ➙ Farb-Helligkeits-Diagramm Farbe entspricht Temperatur, Helligkeit entspricht Leuchtkraft

• Farbindex = Helligkeit im Blauen - Helligkeit im Grünen (B-V)

• Helligkeit wird als Magnitude ausgedrückt: 2.5 Magnituden Differenz entsprechen Faktor 10 in Leuchtkraft (logarithmisch!)

• Scheinbare Helligkeit m: auf der Erde beobachtete Helligkeit Absolute Helligkeit M: in Entfernung von 10 pc beobachtete Helligkeit

• Distanzmodul: M = m - 5 log10 (d/pc) + 5

• Wenn die absolute Helligkeit bekannt ist kann die Entfernung berechnet werden

Einschub: Herzsprung-Russell-Diagramm


• HR-Diagramme von Kugelsternhaufen sehen sehr ähnlich aus

• Wasserstoffbrennende Sterne sind auf der Hauptreihe

• Umso älter der Haufen ist, umso mehr (massive) Sterne verlassen die Hauptreihe und werden Riesen

• Position der Hauptreihen-Abzweigung verrät uns, wie alt der Haufen ist!

• Theoretische Sternmodellesagen die Positionen im HRDvoraus (Isochronen)

• Durch Anpassen der Isochronenan die Beobachtung können dieEntfernung und das Alter bestimmt werden!

RR Lyrae Sterne


• Wenige Kugelsternhaufen ➙ Ausmessen des Halos schwierig

• Sterne die die Hauptreihe und den Riesenast verlassen haben brennen Helium im Kern ➙ Horizontaler Ast (alle gleiche Helligkeit)

• Können als Standardkerzen benutzt werden um Distanz zu bestimmen

• Wie erkennt man einen RR Lyrae Stern?

• Pulsieren ähnlich den Cepheiden (Opazität von ionisierte Helium variert mit der Temperatur)

• Können bis mehrere 10 kpc beobachtet werden

• Sterndichte im Halo nimmt ab mit r -3

• Zentrum der Milchstraße: 8.5 kpc

Galaktischer Bulge und Bar


• Besteht hauptsächlich aus Pop II Sternen (alt, niedrige Metallizität)

• Blick auf Bulge ist durch Staub verdeckt ➙ Beobachtung im IR

• Asymmetrie ist beobachtbar: Bulge ist zum Bar verzerrt

• Entsteht durch Instabilität (zu hohe Oberflächendichte der Scheibe)

Das zentrale Schwarze Loch


• Im Zentrum befindet sich eine starke Radioquelle: Sagittarius A*

• Innerhalb von 0.04 pc liegt ein sehr junger Sternhaufen

• Beobachte Sternbewegung um das Zentrum (20 Jahre): Umlaufbahnen ergeben Masse von Zentralem Objekt M = 4.3 x 106M⦿

• Objekt ist sehr kompakt und sehr massive: Schwarzes Loch

Die Entstehung der Milchstraße


• Im frühen Universum entsteht der Halo aus Dunkler Materie und wächst durch Verschmelzung mit anderen Halos

• In diesen Halo fällt Gas ein und kühlt Das Gas behält Drehimpuls und bildet eine kalte Scheibe

• In dieser Scheibe können Sterne entstehen ➙ stellare Scheibe

• Supernovae erhitzen das Gas wieder ➙ Gleichgewicht

• Der Bulge entsteht durch Galaxienkollisionen im frühen Universum

• Vor der Hälfte des Alters des Universums fällt ein relative massiver Subhalo mit Satellitengalaxie in das System ein ➙ die Scheibe ‘heizt sich auf’ und wird dicker

• Danach entsteht aus dem kalten Gas wieder eine neue dünne Scheibe

• Durch Scheibeninstabilitäten entsteht der Bar im Zentrum

• Halo entsteht durch Zerbersten einfallender Satellitengalaxien











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