Galaxien - Bausteine des Universums

Max Camenzind

TUDA @ SS2011

Der Virgo-Haufen – 5 x 3 Grad

Image: Rogelio Bernal Andreo

16 Mpc entfernt

M 84 M 86

M 87

M 89

M 90

M 88

M 91

NGC 4438/Augen NGC 4473

NGC 4477

M 84

M 86

Markarian´s Augen

NGC 4388

1,5 x

Vollmond

De

r V

irg

o-H

au

fen

Coma-Haufen - Bausteine des Universums 100 Mpc entfernt

Galaxien - Bausteine des Universums

• Sternsysteme: Kugelsternhaufen (einfache Sternsysteme) – Zwerggalaxien – Ellipsen & Scheibengalaxien

• Massen: (106 – 1013) MS

• Morphologie der Galaxien Hubble Sequenz, moderne Klassifikationen.

• Leuchtkraftfunktion der Galaxien.

• Beobachtbare Parameter „Fundamental- Ebene“ der Galaxien.

• Scheibengalaxien und Dunkle Materie

• Schwarze Löcher in Galaxienzentren

Was sind Galaxien ?

M10 - Kugelsternhaufen (GC)

> 100.000 Sterne

47 Tuc - Kugelsternhaufen Aufnahme: 20” Cassegrain / 4 kpc entfernt

Radiale Profile Kugelsternhaufen „Isotherme Sphären“

~ r-2

Core

Core-

Radius

Rc

VI (R)210 mag / sec

log R [min]

8R

Gezeitenradius

2R

Dominante Massenverteilung

Core-Radius:

c(r ) 0.5 (r 0) Flächenhelligkeit

Die Flächenhelligkeit

Farben- Helligkeits- Diagramm

(CMD) der GCs

Wichtig für

Kosmologie

Alters-

bestimmung

Warum sind Kugelsternhaufen stabil?

• Gravitation der Sterne muss durch Druck

ausgeglichen werden.

• Stochastische Bewegung der Sterne

erzeugt einen Druck: P = r s² (s. Jeans-Glg)

Sterndichte

aus Flächenhelligkeit

Geschwindigkeits-

dispersion der Sterne

~ 10 - 15 km/s

aus Linienbreite Isotherme Modelle

Isotherme Sphären Hydrostatisches Gleichgewicht:

Nochmaliges ableiten

Asymptotisch r >> Rc:

Relaxation von Sternsystemen

Frage: Auf welcher Zeitskala erleiden Sterne im System

signifikante Stöße ?

Anzahl Wechselwirkungen im System mit Radius R

und Anzahl Sterne N aus W´keit P für Stoß mit 1 Stern:

Mittlere Geschwindigkeitsänderungen heben sich auf,

jedoch nicht die Varianz:

Verwende Virial-Satz:

2T = -Vpot

mittlere Geschw. v;

große Ablenkungen selten!

Mittlere Ablenkung für einen Durchgang durchs System:

Relaxation erfolgt, falls

d.h. wir benötigen Nrelax Sterndurchgänge

Nrelax = N / 8 ln(N)

Relaxationszeit definiert als

Abschätzung Relaxationszeit

Mittelung über Maxwell-Verteilung

Relaxationszeit von Sternsystemen

Galaxien komplexe

Sternsysteme

Scheibe

Elliptisches

Sternsystem

Elliptische Galaxien – quasi-rund

Elliptische

Galaxien:

Ähnlich zu

Kugelstern-

Haufen –

weisen auch

Core-Halo

Struktur

auf –

jedoch nicht

isotherme

Sternverteilung

Dichte fällt

sehr schnell ab.

M 87

Zentralgalaxie

Virgo-Haufen

Ellipse E1

1000 Mia MS

Spektrum einer E Galaxie dominiert durch massearme Sterne

kein UV

keine

A, B, O Sterne

TiO Banden

M Zwerge

Nicht viel Emission im Blauen!

Helligkeitsprofile R1/4 Gesetz, n=4 (de Vaucouleurs)

2 Typen von E Galaxien: Core und Cuspy Ellipsen

Core

Core-

Radius

Rc

Andromeda Galaxie M 31 typische Scheibengalaxie

~ 100 Mrd. Sterne

Andromeda / Spitzer Staub

rotiert

auf uns zu

rotiert

von uns weg

Scheiben

rotieren maximal geometrisch dünn

aus 21 cm H

Masse

Bulge

Sphäroid

21 cm Wasserstoff-Linie

Vera Rubin

M 3

1 –

Pro

fil

& R

ota

tio

n

Expo Scheibe R1/4 Bulge

konstant !

Sombrero M 104 [HST] S0 = Scheibe + Ellipse

Staub

Sterne

NGC 1700

S0 Galaxie

Seitenaufsicht

Galaxien Galerie / Zolt Frei (Princeton)

Die Hubble-Sequenz 1926

• 1923 entdeckt Hubble (1889-1953), dass der

„Spiralnebel“ Andromeda nicht zu unserer

Galaxis gehört und eine eigene Galaxie bildet

(durch Vermessen von Cepheiden).

• Um die neu entdeckten Objekte klassifizieren

zu können, entwickelt Hubble 1926 die bis

heute bekannte „Hubble-Sequenz“ .

• Sie ist heute noch gültig.

Red Sequence

Blue Sequence

• Prinzipiell 3 große Kategorien:

– Elliptische Galaxien rotationssymmetrischer

Gestalt E0 – E7

• E0 – kreis rund; E7 – stark elliptisch

– Spiralgalaxien mit symmetrischen Spiralarmen

• werden weiter unterschieden in: Sa, Sb, Sc, Sm mit

zentraler Verdichtung; SBa, SBb, SBc, SBm mit

Balken („barred“)

– Irreguläre Galaxien Irr ohne Symmetrien

(Magellansche Wolken)

Die Hubble-Sequenz 1

• Hubble Sequenz wurde vielfach verfeinert und angepasst.

– Hubble selbst versuchte 1936 den Übergang von E zu S flüssiger zu gestalten und fügte die Linsengalaxien S0 („S Null“) hinzu.

– die Sd, Sm, Im, SBd, SBm, IBm wurden von G. de Vaucouleurs (1918-1995) hinzugefügt.

– [ Sandage (geb. 1926) führte im „Hubble Atlas of Galaxies“ einen Suffix für den Ursprung der Spiralarme ein; s - Zentralgebiet; r - extra Ring ]

Die Hubble-Sequenz 2

• Nachteile

– abhängig von Projektionseffekten.

– wird von persönlicher Überzeugung des

Beobachters beeinflusst.

– z.B. LMC erscheint aufgrund der vielen, von

Gaswolken umgebenen blauen Sterne besonders

unregelmäßig.

– die Erweiterung um S0 passt nicht mit

Beobachtungen der Helligkeit überein.

Die Hubble-Sequenz 3

Hubble Sequenz – offene Fragen

• In wie weit kann die Hubble-Sequenz als

Entwicklungsdiagramm verstanden

werden?

• nein !!!!

• Durch welche Parameter kann die Hubble-

Sequenz charakterisiert und damit

unabhängig vom Betrachter werden?

• Gibt es alternative Klassifikationen? - ja

Beobachtete Eigenschaften verschiedener Galaxien

• in elliptischen Galaxien beobachtet man:

– rote, alte Sternenpopulationen

– wenig Gas und Staub (mit sehr hohen

Temperaturen ~ 107 K, ionisiert, Röntgengas)

• in Spiralgalaxien beobachtet man:

– je ‚später„, desto mehr junge, massive Sterne

– im Zentrum röter (also älter) als in den

Spiralarmen bei niedrigerem Gasgehalt

Komponenten einer Galaxie

Die

Ko

mp

on

en

ten

e

ine

r S

ch

eib

en

-Ga

lax

ie

Halo Dunkler Materie

und Sterne

Stellare

Scheibe

Bulge Gas-

Scheibe

Lage

der Sonne

Typische

Distanzen

Konstante Rotation ist generisch

Halo aus

Dunkler Materie

Masse einer Scheibengalaxie Nukleus

• Bulge

• Scheibe

• Halo

M(<r) = V²Rot r / G

Halo-Modelle aus Rotations-Kurven von Stern- oder Gasscheiben

• Dark Matter Halo:

– Welche Form?

– Isotherme Modelle

ergeben Rotationskurve

– Simulationen NFW Profile

2

0

)/(1)(

crrr

rr

c

cchalo

r

r

r

rrGrv arctan14)( 2

0r

CDM Simulationen: NFW-Profile

• Detaillierte Simulationen von CDM Halos finden, dass die Dichteprofile “steeply cusped” (Kuspen) sind, mit Massendichte im Zentralbereich des Halos ~ r-a, a=1 (Navarro, Frenk & White 1996, 1997)

• Dunkle Materie (CDM) bildet Halos auf allen Skalen – von Mondmasse bis zu 1015 Sonnen.

• von Zwerggalaxien bis Galaxienhaufen ?

2)]/(1)[/()(

ss

s

rrrrr

rr aa

rr

3)]/(1[)/()(

ss

s

rrrrr

Allgemeine Form NFW Profil: a=1

Morphologie - Sb Galaxien

„Grand Design“

Spirale (Sc)

2 Spiralarme

Morphologie - SB Galaxien - SBa

Morphologie - SBb Galaxien

NGC 1300

HST

Balkenspirale

Morphologie - SBc Galaxien

Morphologie - Irreguläre Galaxien – LMC / SMC

Panorama Milchstraße & LMC & SMC ESO Paranal

Zwerg-Galaxien

• Geringe Leuchtkraft: 106 – 109 L

• Geringe Masse: 107 – 1010 M

• Geringe Ausdehnung, ~ einige kpc

• Geringe Flächenhelligkeit schwierig

mit Teleskopen zu finden!

• Sind in der Anzahl jedoch dominant!

• Dominieren die Leuchtkraftfunktion der

Galaxien in Haufen.

• Verschiedene Typen von Zwerg-Galaxien:

– Zwerg-Ellipsen (dE): Note that these are structurally

very different from luminous E‟s. Gas-poor, old stellar

population. Note that many dE‟s have nuclei (dE,N).

– Zwerg-Sphäroide (dSph): Gas-arme, diffuse Systeme.

Low luminosity (low surface brightness end of dE‟s).

– Zwerg-Irreguläre (dIrr): Extreme end of late type

spirals. Active, on-going star-formation but low surface

brightness (like dSph‟s). Gas-rich. Note that there are

no dwarf spirals!!

• Gibt es Verwandtschaften zwischen dE‟s and dIrr‟s ??

Zwerg-Galaxien Typen

M31: Sb M32 (cE): kompakte Ellipse NGC205 (dE)

Treten als

Begleiter auf

Leo I - dSph

Pegasus - dSph

Sagittarius dwarf, shredded by the Milky Way Majewski et al. 2003

Canis Major, shredded by the Milky Way Ibata et al. 2003, nearest galaxy to MW, just discovered!

Dichtefluktuationen im Frühen

Universum Galaxienbildung Galaxien entstehen aus

primordialen

Dichtefluktuationen,

die kurz nach dem Big

Bang entstehen, in der

Inflation anwachsen

und im CMB sichtbar.

Diese

Dichtefluktuationen

bilden Filamente,

Galaxien entstehen in

Knoten längs den

Filamenten.

Zur Bildung einer Spiralgalaxie Gas hat viel Drehimpuls ~

Sternbildung

CDM Halo

Elliptische Galaxien aus Merger

• In Galaxienhaufen ist die Kollisions-wahrscheinlichkeit nicht gering.

• Dadurch werden Galaxien gestört und können sogar “mergen”.

• Mergers führen häufig zu giant elliptischen Galaxien (sog. cD) im Zentrum von reichen Galaxienhaufen (Virgo, Coma).

• Durch Merging von S-Galaxien entstehen E‟s. Werden alle E‟s durch Merger gebildet? – wohl kaum!

Bildung nur via Mergers ?

Spiralen begegnen sich

Merger - Antennen Galaxien

Merger - Simulation

M

erg

er

– A

rp 2

73

d =

10

0 M

pc

E

Sb

Stellare Geburtsrate in Galaxien

Stellare Geburtsrate in Galaxien

• da E„s keine Scheiben und alte Sternen-

Populationen haben, muss Gas fast

vollständig während des Kollaps (tc ≈ 109

Jahre) aufgebraucht worden sein.

• allein mit dieser einen Annahme folgt,

dass die IBR (= „interstellar birth rate“)

in den ersten Jahren, je nach Annahme

der Zeit tc, bis zu 50 mal größer als die

aktuelle IBR ist.

• anders bei SO Galaxien

– da Sterne jünger, muss Gas übrig geblieben sein,

aus dem sich Sterne bilden konnten.

– heute keine Sternentstehung, kaum Gas.

– da sich dichter Bulge im Zentrum bilden konnte,

liegt die Vermutung nahe, dass SFR für t< tc nur

unwesentlich geringer war als bei E.

– für t> tc muss SFR höher als bei den E-Typen

gelegen haben, das restliche Gas wurde innherhalb

von wenigen 109Jahren verbraucht.

Stellare Geburtsrate in Galaxien

Stellare Geburtsrate in Galaxien

Verteilung Flächenhelligkeit

GIANTS

DWARFS

Leuchtkraftfunktion

Bingelli (1988)

Feld – dominiert von

Spiralgalaxien und dIrr

Haufen – viel mehr

E/S0 Galaxien, schwache

dE, viel mehr

Zwerggalaxien

Damit treten in

Haufen häufiger

Merger auf.

Leuchtkraftfunktion der Galaxien

• Schechter Funktion: gilt allgemein für Galaxien

***

* expL

dL

L

L

L

LLd

a

Log (Luminosity)

Log(

(L))

*

L*

Exponential Cut-off

Power-Law slope a

Le

uch

tkra

ftfu

nk

tio

n

de

r G

ala

xie

n im

SD

SS

1012 MS 1010 MS 108 MS 107 MS Masse Dunkle Materie:

?

Fundamental-Ebene der Galaxien

• 3 Messbare Größen:

• (i) Effektiv-Radius Re (Halblichtradius)

oder Core-Radius Rc

• (ii) Zentrale Flächenhelligkeit me

• (iii) Geschwindigkeitsdispersion s

• Frage: Gibt es Korrelationen ?

• „Fundamental-Ebene“ der Galaxien

Ko

rme

nd

y R

ela

tio

n

au

s S

DS

S

Galaxien-Sequenzen Fundamental-Ebene

Eigenschaften der FP

• Sequenz der Kugelsternhaufen liegen V-förmig zur Sequenz der Elliptischen Galaxien (E„s).

• Bulges bilden die Fortsetzung der E„s.

• Effektiv-Radius der E„s und S0„s korreliert mit der Geschwindigkeitsdispersion und der zentralen Flächenhelligkeit (Kormendy Relation) muß erklärt werden

log(Re) = 1,20 log(s) + 0,32 log(me) – 8,70

Ma

sse

-Le

uch

tkra

ft

Ve

rhä

ltn

is

Massereiche Ellipsen durch M-Zwerge dominiert

100 Milliarden Schwarze Löcher in Galaxienzentren

• Jede Galaxie beherbergt ein Schwarzes Loch

in ihrem Zentrum ~ 0,2% der Bulge-Masse.

• Unsere Milchstraße: speziell

4,3 Mio Sonnenmassen;

• Andromeda: 100 Mio. Sonnenmassen;

• Messier 32: 2,5 Mio. Sonnenmassen;

• Messier 87: 6 Mrd. Sonnenmassen;

• Quasare: weit entfernte aktive Galaxien

100 Mio. – 10 Mrd. Sonnenmassen.

Sombrero und das SL

1 Mrd. Sonnenmassen

In ~ 50 benachbarten Galaxien Massen der SL vermessen, jedoch nicht den Spin a: Massen von 1 Mio – 10 Mrd Sonnen

Magorrian

Relation

MH ~ s4

Camenzind 2007

• Kugelsternhaufen (GCs) sind die einfachsten Sternsysteme, ~100.000 Sterne, isotherme Dichteverteilung, kosmologisch wichtig.

• Relaxationszeit entscheidet über stoß-dominiert vs stoßfrei; GCs nicht stoßfrei, E„s sind stoßfrei!

• Elliptische Galaxien ähnlich zu GCs, jedoch stoßfrei, haben deVaucouleurs Helligkeits-verteilung.

• Hubble-Sequenz immer noch gültig, jedoch im frühen Universum viele Zwerggalaxien und Irreguläre.

• Leuchtkraftfunktion ist Schechter-artig, nicht global globale LF noch nicht bekannt.

Zusammenfassung

Gunn-Filter Profile

Galaxien Farb-Sequenzen