Die „lokale Gruppe“

Vortrag im Rahmen des Seminars „Entstehung und Entwicklung der Galaxis“

Vortrag im Rahmen des Seminars „Entstehung und Entwicklung der Galaxis“ Vortrag im Rahmen des Seminars „Entstehung und Entwicklung der Galaxis“

Marius Halosar 31.5.2013

Übersicht

• Definitionen

• Struktur

• Mitglieder der verschiedenen Untergruppen

• Satellitenscheiben (DoS)

• Umgebung und Dynamik der lokalen Gruppe

• Morphologie und Eigenschaften von Zwerggalaxien

• Populationsboxen

• Vorstellung ausgewählter Mitglieder

• Nachschlag

Lokale Gruppe: Definitionen und Allgemeines

• Der Begriff „Lokale Gruppe“ (LG) stammt aus dem Buch von Edwin HUBBLE „the realm of the Nebulae“ (E. Hubble, 1936), in dem er bereits die Mitgliedschaft von 12 Galaxien postulierte.

• Eine Gruppe ist eine Ansammlung von 20 – 60 Galaxien mit einer Ausdehnung von bis zu 107 Lj, enthält ca. 1013 MO. Ihre Mitglieder sind gravitativ gebunden.

• Galaxienhaufen bestehen aus bis zu 1000 Galaxien, die sich zu Superhaufen zusammenschließen. Ihre Abgrenzung zu den Gruppen ist nicht ganz eindeutig.

• Die LG ist eine Galaxiengruppe, die Bestandteil des Virgo – Galaxienhaufens ist und der Andromeda (M 31) und die Milchstraße (MS) als dominante Komponenten angehören. Diese beiden enthalten 80% der Leuchtkraft der LG.

• Die LG enthält 75 Galaxien und hat eine Ausdehnung von 1.8 – 2.4 Mpc.

• Da die meisten Zwerggalaxien nur sehr geringe Oberflächenhelligkeiten aufweisen, wurden viele von ihnen erst kürzlich entdeckt. Es ist zu erwarten, dass durch verfeinerte Technik insbesondere in niedrigen galakt. Breiten in naher Zukunft noch weitere gefunden werden.

• Gesamtmasse beträgt ca. 2.1012 MO

• Geschwindigkeitsdispersion innerhalb der LG beträgt σ = 61

8 km/s

• In einer Galaxie ist die Verteilungsfunktion des Phasenraums innerhalb des Alters des Universums inkompressibel.

Struktur der Lokalen Gruppe

Einteilung der LG in 4 Untergruppen:

• MS - UG +26 Satelliten (Listen auf getrennter Folie)

• M31- UG +35 Satelliten incl. M33 + And I – And XXX + IC 10

• NGC 3109 - UG + 3 Satelliten (Sextans A + B, Antlia-Zwerg)

Diese Gruppe ist vom Baryzentrum der LG ca. 1,8 Mpc

entfernt; ihre Zugehörigkeit zur LG ist daher fraglich.

• Lokale Gruppenwolke besteht aus 8 Satelliten. Es ist eine Gruppe

von Zwerggalaxien, die den kompakteren

Gruppen nicht unmittelbar zuordenbar ist.

Diese sind:

dIrr......... Leo A, IC 1613, SagDIG, WLM (Wolf- Lundmark-Melotte)

dSph...... Cetus, Tucana, Aquarius (DDO 210)

IB(s)m Galaxie NGC 6822 (Barnard`s Galaxie)

• Sonderfälle: And IV ist wahrscheinlich keine Galaxie

Leo A (Leo III) steht sehr isoliert

IC 1613 wird auch zur M31 – UG gezählt.

GR 8 (dIrr) liegt extrem weit (2,8 Mpc) und isoliert, ihre

Mitgliedschaft wird noch debattiert! (nicht in dieser Liste)

Ausdehnung und Mitglieder der LG bezogen auf die gal. Ebene

Bekannte Mitglieder der Untergruppe MS-Satelliten

aus P.Kroupa, G.Hensler et al.“Local-group tests of dark-matter concordance cosmology“, 2010 and references therein

Bekannte Mitglieder der Untergruppe M31 - Satelliten

Im Jahr 2013 sind bereits 4 Paper erschienen, die sich

mit der Dynamik bzw. der Scheibenstruktur der

Begleitsysteme von M31 auseinandersetzen.

daraus: M31 EB (μ⍺,μδ) = (34.3, - 20.2) ± 8 μas/yr

(van der Marcel et al.,2012)

weitere EBs sind nur von M33 und IC 10 bekannt.

PAndAS ist ein Survey, der 2008 mit dem Canada

France-Hawaii Telesc.von M31+Sat. erstellt wurde.

aus L. Watkins et al (2013): „A census of orbital

properties of the M31 satellites“ PAndAS = PAN-Andromeda Archeological Survey

Entfernungsindikatoren für die Lokale Gruppe

• Für die relevanten Distanzen von ~30 kpc bis ~ 3,0 Mpc von Zwerggalaxien

innerhalb der Lokalen Gruppe bieten sich in erster Linie folgende

photometrischen Methoden der Entfernungsmessung an:

1. Klassische Cepheiden und RR Lyrae Sterne (metallizitätsabhängig)

2. TRGB (Tip of Red Giant Branch) im I-Band

3. Absolute Helligkeit des HB (Horizontal Branch) bes. für alte Sterne.

• Für größere Distanzen gut geeignet:

4. Tully – Fischer Beziehung (für Spiralgalaxien)

5. Faber – Jackson Beziehung (für elliptische Galaxien)

6. SBF (Surface Brightness Fluctuation)

DoS (disc of satellites) um die MS und um M31

Karte der 3-D Verteilung der MS -

Satellitengalaxien (Kroupa et al.

2010 „Local group tests of dark...)

R. Ibata et al. (2013) „A vast thin plane

of co-rotating Dwarf Galaxies orbiting

the Andromeda Galaxy“. (1)

Die Positionen und Distanzen der Begleitgalaxien wurden in ein galaktozentrisches, kartesisches

Koordinatensystem transformiert und von der gal. Ebene aus bei bestimmten ℓMS betrachtet. Durch

Variation von ℓMS ergeben sich die Parameter einer scheibenförmigen Struktur geringster Dicke:

Normalenvektor.. ℓMS = 156,4°, bMS = -2,2° also fast perfekt polar!

Halbe min. Scheibendicke Δmin = 28,9 kpc, DP = 8,2 kpc (DoS – MS) ---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

Andromeda

MS

Aus (1):“Here we report the existence

(99.998% significance) of a planar sub-

group of satellites in the Andromedagal

Hiebei wurden 15 Sat. Galaxien zu

einer Scheibe zusammengefasst, deren

Dicke nur Δmin =14,1 kpc beträgt. (rms)

Incl. sind die Ellipsen NGC 147 u. 185,

nicht aber M 32 u. M110.

Bemerkenswert ist die Orientierung der

Scheibe im Raum: aus Sicht der MS

liegt sie perfekt „edge on“!

Außerdem liegt sie recht genau normal

auf die galaktische Ebene!

DA = 400 kpc

axy“

Umgebung der Lokalen Gruppe

Gruppe ~N Dist.

Mpc

Zentral-

objekte

Richtg.

Canes

Venatici I

42 4,0 -

5,5

M 94

M 106 ?

Jagd-

hunde

M 81 60 3,0 -

4,5

M 81

NG 2403

Großer

Wagen

Maffei 24 3,0 Maffei 1

IC 342

Cas

Cam

M 83

NGC 5128

50 3,7-

5,2

M 83

Cen A

Centaur

Hydra

Sculptor 22 2-6 NGC 253

NGC 55

Galakt.

Südpol

• Die Lokale Gruppe ist unmittelbar von 5 weiteren Galaxiengruppen umgeben.

• Wie bei der LG gibt es auch bei diesen Gruppen i.a. 2 beherrschende Galaxien.

• Im Umkreis von 7 Mpc gibt es weitere Gruppen mit knapp 30 großen Galaxien.

Supergalaktische Koordinaten und die

supergalaktische Ebene

• De Vaucouleurs definierte 1991 ein Kugelkoordinatensystem SGL, SGB, dessen Äquator annähernd in der supergalaktischen Ebene (SGP) lag, wie sie zu dieser Zeit bekannt war.

• Schon William Herschel wies vor über 200 Jahren auf die planare Verteilung von Nebeln hin.

• Die SGP beschreibt eine planare Struktur, die durch die Anordnung des galaktischen Virgo – Haufens, des Perseus - Pisces -Haufens und des großen Attraktors gebildet wird.

• Tatsächlich lässt sie sich aber nicht als ein homogenes Ellipsoid beschreiben. Z.B. variiert die kleine Achse bis zu einem Radius von 80 Mpc gegenüber der normalen SGP z-Achse um 30°.

Der SG Nordpol (SGB = 90°) liegt bei

l = 47,37°, b = +6,32° (gal.) und bei

⍺ = 18h 55`, δ = +15° 42` (äqu.)

Der Nullpunkt (SGL = 0, SGB = 0) bei

l = 137,37°, b = 0 (gal.) und bei

⍺ = 02h 55`, δ = +59° 32` (äqu.)

Der Virgohaufen liegt bei:

SGL = 103°, SGB = -2°, D = 17 Mpc Aitov-Projektion des IRAS Survey

Die DYNAMIK der Lokalen Gruppe

• Durch die an anderer Stelle beschriebenen, immer genauer gewordenen Distanzmessungen zu den Galaxien im expandierenden lokalen Universum können die Bewegungen relativ zur LG viel exakter gemessen werden.

• Sonnengeschwindigkeit rel. zum galakt. Zentrum: VGSR = 219 km/s

• Sonnengeschw. rel . zum Schwerpunkt der LG: VLG = 318 km/s

• Vektordifferenz V = VLG – VGSR = 135

25 km/s

Mit dieser Geschw. fällt die Galaxis in Richtung M 31 (17° Offset)

• Das „Local sheet“ (LS) ist ein an die Lokale Gruppe angrenzendes Gebiet aus benachbarten Gruppen mit einem Radius von 7 Mpc.

• Es entspricht einem Filament, das die Region vom angrenzenden lokalen Void trennt mit einer internen Geschwindigkeitsdispersion von nur 40 km/s.

• Pekuliargeschwindigkeiten VPek = VObs – H0.d

• Die LG bewegt sich relativ zum LS mit 66

24 km/s → l = 349, b = +22

• Das LS bewegt sich im System der anderen Galaxien, die max. 3000 km/s Fluchtgeschwindigkeit aufweisen, aber weiter als die 7 Mpc entfernt sind, mit v = 323

25 km/s in Richtung SGL = 80, SGB = -52. (Lokaler Superhaufen)

• Eine Komponente dieses Vektors in Richtung Virgo-Haufen beträgt 185 km/s.

• Die zweite Komponente von 260 km/s zeigt nach SGL = 11, SGB = -72

nach B.Tully et al., „Our peculiar motion away from the local void“, 2008

Das „local sheet“, das lokale Void und der Virgo-Cluster

• Diese Komponente zeigt genau in die Richtung der negativen supergalaktischen Z-Achse und zeigt nicht auf etwas Besonderes hin, sondern weg vom Local Void! (min. 45 Mpc weit u. leer)

• Das Dipol-Muster in der CMB zeigt eine Bewegung des LS mit v = 631

22 km/s Richtung l = 276

3, b = 30

3 (SGL=139, SGB = -31).

• Diese Bewegung kann zerlegt werden in die schon bekannte Komponente zum

.

Das local sheet in der supergalaktischen Ebene (3 Mpc dick!)

nach B.Tully et al., „Our peculiar motion away from the local void“, 2008

← auf die Sphäre projizierte Bewegungskomponenten des local sheet.

lokalen Superhaufen (v = 323 km/s) und

• eine zweite die den großskaligen Einfluss des Hydra - Centaurus - Superhaufen und des noch weiter entfernten Shapley - Superhaufens im Hintergrund berücksichtigt. v = 455

15 km/s (SGL = 80, SGB = -52)

Galaxiengruppen im Umkreis von 100 MLj (supergalakt. Ebene)

Morphologie von Zwerggalaxien

S(a) = Spiralgalaxie

M33 = NGC 598, D = 850 kpc

← UV →

dIrr = irreguläre Zwerggalaxie

IC 1613 = DDO 8, D = 730 kpc (RR Lyrae)

dE = ellipt. Zwerggalaxie

NGC 185 = UGC 396, D = 628 kpc Cassiopeia = And VII, D = 790 kpc

HST →

← 2 MASS

dSph = sphärische Zwerggalaxie

Eigenschaften der Zwerggalaxien in der Lokalen Gruppe (1)

• dSph‘s: - diffus, geringe zentrale Konzentration

- massenärmste galaktische Systeme

- alte (> 10 GJ) bis mittlere (1 – 10 GJ) Population

- Flächenhelligkeit μ > 22 V mag/arcsec2 , MB > -14

- durch dunkle Materie dominiert: 6 < M / LV < 1000

- Sternentstehung ?

- kaum ISM

• dE‘s

- kompakt, definiertes Galaxienzentrum

- alte (> 10 GJ) bis mittlere (1 – 10 GJ) Population

- Flächenhelligkeit μ > 21 V mag/arcsec2, -18 > MB > -14

- ISM z.T. nachgewiesen

- Sternentstehung (bis vor 1 GJ) in einigen dE‘s nachgewiesen

Quelle: Prof. Zeilinger (LG)

Eigenschaften der Zwerggalaxien in der Lokalen Gruppe (2)

• dIrr‘s:

- strukturarme Gebilde, ohne bestimmte Form. 25% aller Galaxien

- älteste Sterne ca. 10 GJ alt

- Bursts von Sternentstehungsepisoden

- Intensität der Bursts von der Gesamtmasse abhängig

- enthalten i.a. viel Gas und Staub

• Allgemeines: - alle Zwerggalaxien besitzen eine alte Sternpopulation, ausgeprägte

RGB‘s selbst in dIrr‘s. (z.B. WLM, NGC 6822)

- Jedoch gibt es keine LG-Zwerggalaxie, die ausschließlich aus alten

Sternen besteht. (Ursa minor?)

- Die letzte Sternentstehungsepisode war generell kurz. (10 – 500 MJ)

- Extreme Massenverluste durch gal. Winde bei Zwerggalaxien.

Galaxien mit <106 MO verlieren praktisch ihr gesamtes ISM durch SNe

- Viele Zwerggalaxien mit Anteil an dunkler Materie >90% entdeckt.

Problem der fehlenden Zwerggalaxien: Sind sie vielleicht unsichtbar?

Analyse der Sternentstehungsepisoden

• Die Geschichte der Sternentstehung und die chemische Entwicklung von

(Zwerg-) Galaxien kann mit Hilfe der „Populationsbox“ dargestellt werden.

(Hodge, 1989)

• Räumliche Differenzierungen können nicht dargestellt werden!

• Die notwendigen Daten werden aus Farben – Helligkeitsdiagrammen (CMDs)

und durch den Vergleich mit Entwicklungsmodellen gewonnen.

• Die Sternentstehungsraten (SFRs) sind i. a. nur näherungsweise bekannt.

• Deshalb sind die in der Box gegebenen Darstellungen auch nur als qualitative

Abschätzungen aus Unterpopulationen im CMD zu betrachten.

• Die Metallizitäten sind ebenfalls

unsicher; als Indikatoren dienen:

• Anstieg des RGB

• O-Häufigkeiten in HII-Regionen

• spektroskopisch aus Einzelsternen

bestimmte Häufigkeiten.

• Altersbestimmung qualitativ aus Unterpopulationen

des CMD

Sternentstehungsgeschichte in verschiedenen Zwerggalaxien

• Irreguläre Galaxien sind in den

ersten 3 Reihen dargestellt.

Die angegebenen Entfernungen

beziehen sich auf das Bary -

zentrum der Lokalen Gruppe.

• Sphäroide Zwerggalaxien

erscheinen in den Reihen 4,5,6.

Angegeben ist der Abstand zur

jeweiligen Zentralgalaxie.

• Bekannte Kugelhaufen sind

jeweils angeführt.

• Anmerkung: In der NED (NASA

Extragalactic Database) sind

NGC 205 (M110) und NGC 147

(DDO 3) als E5 pec

angegeben!

Canis major – Zwerggalaxie und der Monocerosring

aus A. Moitinho „Spiral structure of the

Third Galactic Quadrant and the solution

to the Canis Major debate“ (2006)

• Entfernung ca. 7,8 kpc, entdeckt 2003 im Rahmen

der Erforschung des Monocerosrings, der als „tidal

stream“ vom CMa Zwerg angesehen wird.

• Die Galaxie befindet sich in der Zentralebene der

Milchstraße und enthält ca. 109 Sterne. (viele RG!)

• Sowohl für den Ring als auch für die Galaxie sind

verschiedene alternative Erklärungen entwickelt

worden, sodass die Existenz der Zwerggalaxie

noch nicht eindeutig geklärt ist.

• Dieser Bereich im 3. Quadranten wird auch oft als

„Canis Major Overdensity“ bezeichnet. Oder als:

dIrr CMa. ℓ = 240

, b = -8

, DGZ = 13 kpc, 12

x 12

Sagittarius ellipt. (sph?) Zwerggalaxie (SagDEG)

SagDEG ist der näheste gesicherte Trabant der MS. Von uns aus gesehen liegt sie

hinter dem zentralen Teil der MS und wurde durch dessen hoher Extinktion erst im

Jahr 1994 entdeckt. Innerhalb der nächsten 108 Jahre wird sie sich durch die Ebene

der MS bewegen. Sie hat schon 10 Orbits (t < 1 GJ) hinter sich. (Wyse, 1997)

• Die Gezeitenkräfte der MS sollten sie eigentlich längst

aufgelöst haben. Daher kann man von einem hohen Anteil

dunkler Materie im Zentralteil der Galaxie ausgehen.

• Die Galaxie besitzt 6 Kugelhaufen: M54, Terzan 7 + 8,

Arp 2, Whiting 1 und Palomar 12 (6,5 GJ jung!)

• Soeben ist ein neues Paper zu dieser Galaxie

erschienen: „The variability of carbon stars in the

Sagittarius dwarf spheroidal galaxy“ (P. Battinelli and S.

Demers, 2013)

• Sollte SagDEG tatsächlich eine dsph – Galaxie sein,

dann ist sie die weitaus massereichste, zumindest in der

LG!

• gesch. Masse (innerh. 5 kpc): 5,2 x 108 Mo (E.Lokas

2010)

• Abstand zur Sonne ~ 70.000 LJ, zum GZ ~ 50.000 LJ

• Galaktische Koordinaten: ℓ = 5,56

, b = -14,16

(7,5 x3.5 )

• Entdeckt 1994 von R. Ibata, G.Gilmore und M. Irwin

Die MS mit Sagittarius - Sternstrom

Nahe Zwerggalaxien und Sternströme

• Neben den 2 bereits besprochenen, liegen noch weitere

7 Zwerggalaxien der Milchstraße näher als die GMW.

• Alle gehören zum Typ dSph und wurden in den Jahren

zwischen 2006 und 2009 anhand des SDSS II entdeckt.

• Alle sind extrem lichtschwach und sehr metallarm.

• Neue Distanz MS – GMW: d = 50

0.19 kpc = 163 kLJ

• Tabelle: d[kpc] = Sonnendistanz, rH [pc] = Halblichtradius

Name d MV m M/L rH [Fe/H] Anm.

Segue 1 23 -1,5 13,8 3400 30 -2,50 KH ?

Ursa maj. II 30 -4,2 14,3 2000 140 -2,44

Segue 2 35 -2,5 15,2 650 34 <-2,0 ** Aries

Willman 1 38 -2,7 15,2 800 25 -2,10 KH?

Bootes II 42 -2,7 15,8 >100 *51 -1,80 **

Coma Ber. 44 -4,1 14,5 450 70 -2,53 **

Bootes III 46 -5,8 12,6 - 400 -2,10 Styx ?

Bootes I 65 -5,9 13,1 - 240 -2,55 Bild!

Bootes 1 (künstlich aufgehellt)

Sternströme in der Milchstraße

Mind. 14 Sternströme bekannt.

Bestehen aus H-Wolken oder Stern-

assoziationen von Zwerggalaxien

oder KH, die durch Gezeitenkräfte

auseinander gerissen wurden. Z.B:

Magellanstrom (H-Gas),

Sagittarius - Strom, Monocerosring,

Styx – Strom, Helmi - Strom

** möglicherweise mit SagDEG -Sternstrom verbunden * 36 lt. anderer Quelle

Die kleine Magellan`sche Wolke (NGC 292) + 47 Tuc (3,7 kpc) + NGC 362

M 110 = NGC 205

• Eine der beiden elliptischen Satelliten von M31.

• C. Messier entdeckte M110 bereits am 10.8.1773, trug sie aber nicht in seinen Katalog ein.

• Schließlich wurde die Galaxie i.J. 1966 von K. Jones „offiziell“ als letzter Eintrag in den Messier - Katalog aufgenommen.

• Im Gegensatz zu M32 zeigt sie keine Anzeichen für ein SMBH.

• Das interstellare Medium umfasst nicht unbedeutende Mengen an Staub, sowie an molekularem und ionisiertem Gas, eher ungewöhnlich f. diesen Galaxientyp

• M 110 besitzt einen Halo mit 8 KSH, die alle bis auf einen, aus alten metallarmen Sternen bestehen.

• Dieser eine ist blau und jung und enthält deutlich mehr schwere Elemente.

credit: Atlas Image 2MASS/UMass/IPAC-Caltech/NASA

Typ dE6

UG Andromeda

Entfernung 0,80 Mpc

vis. Helligkeit 8,92 mag

Winkeldurchmesser 21,9` x 11,0` Radialgeschwindigkeit (Sonne) -241 km/s (GSR) -62km/s

IC 10 (UGC 192)

Konst...Cas

UG.......Andromeda

Typ......dIrr IV/BCD

Dist......0,68 Mpc

m.........+ 11,2 mag

Lewis Swift (1887)

Starburstgalaxie!

Irreguläre Sagittatius Zwerggalaxie (SagDIG)

• SagDIG ist eine irreguläre Galaxie der

LG, UG „lokale Gruppenwolke“ in der

Konstellation Sagittarius.

• Sie ist eine der hellsten (MV = -12,3)

irregulären Galaxien der LG

• SagDIG zählt zu den metallarmen

Galaxien in der LG. [Fe/H] = -2,0

• Die Entdeckung eines roten HB durch

Momany et al.(2005) zeigt eine sehr alte

Population. Zusammen mit der

Verteilung der „red clump“-Sterne und

den MS-Sternen ergibt das eine lange

Sternentstehungsgeschichte, die sich

von ~ 30 MJ bis zu 10 GJ erstreckt.

(Guleuszik et al. 2007)

SagDIG by Hubble Space Telescope

räumliche Verteilung von Sternen verschiedenen Alters

im Vergleich zur HI Verteilung (Momany et al.,2005) →

NGC 6822 (DDO 209) = Barnard`s Galaxie

Con.....Sag

UG...... lok. Wolke

Typ......IB(s)m

Entf..... 0,50 Mpc

m.........+9,3 mag

E. Barnard (1884)

NGC 3109 (DDO 236)

Con...Hydra

UG -

Typ...SBm

Entf...1,3 Mpc

m....+.9,8 mag

J. Herschel

(1835)

NGC 3109

Galex (UV)

Sextans A (DDO 75)

Con..Sextant

UG...N 3108

Typ...IBm

Entf. 1,44 Mpc

m... +11,86mag

F. Zwicky

(1942)

DANKE

für die Aufmerksamkeit !

Sternentstehungsgebiet NGC 602 in der KMW

SMC - offener Sternhaufen NGC 346