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Einführung in die Astronomie & Astrophysik II
SoSe 2010, Knud Jahnke
3. Was sind Galaxien?
http://mpia.de/coevolution/Lectures/astro210
Geschichtliches
• 10 Jhd., Abd al-Rahman al-Sufi: Andromeda + LMC• 1750, Thomas Wright: Milchstraße = viele Sterne +
Gravitation• 1755, Immanuel Kant: Nebel = „Welteninseln“ • 26. April 1920: The Great Debate über Nebel
– Harlow Shapley: Nebel = Teil der Milchstraße (Argument: Abstand Andromeda–MW unvorstellbare 108 LJ und Nova in Andromeda heller als Galaxie Supernova)
– Heber Curtis: Nebel = „Island Universes“ wie Milchstraße (Argument: mehr Novae in Andromeda beobachtet als in Milchstraße)
• 1922/23: Edwin Hubble, Entfernungsmessungen zu Nebeln Galaxien!
Bitte sortieren:NGC 5033
NGC 4631
NGC 4552
NGC 4125
NGC 3190
NGC 3184
NGC 5866
Sortierkriterien
1. Form (Spiralarme)
2. Farbe (blau oder gelblich/rot)
3. Größe
4. Helligkeit
5. Staubspuren?
6. Zentrum: kugelförmig oder elongiert
Sterne in Galaxien
NGC 4552 NGC 3184
Elliptische Galaxie (E) Spiralgalaxie (S…)
NGC 3198
Sterne in Galaxien
Spiralgalaxie: Rotationskurve
Sterne in Galaxien
Spiralgalaxie: kinematisch „kalt“, koordinierte Rotation, Scheibe
Sterne in Galaxien
Elliptische Galaxie: kinematisch „heiß“, wenig Rotation, Spheroid
Einschub: Rotationskurven
• Newton + zentrifugales Gleichgewicht (sph. Symm.):
• Masse innerhalb Radius R:
• Beispiele– – – Punktmasse
GM R
R2=v2 R R
=ω2 R ⋅R
M R =∫0
Rdr ρ r r2
ρ=const .⇒M ∝R3⇒ v∝R , ω=const .
ρ∝R−2⇒M ∝R⇒ v=const .
⇒ v∝1
R
(isotherm)
(keplersch)
Rotationskurven
Rotationskurven
Rotationskurven
Rotationskurven
gemessen
Rotationskurven
NGC 3198
Rotationskurven
leuchtende Materie
gemessen
DM Halo
Dunkle Materie
• 25% (!) der globalen Energiedichte (Baryonen ~ 4%)• nur gravitative WW• keine el-mag WW• Was ist es? Supersymmetrie? unklar…
Nobelpreis 2025?
Sterne in Galaxien
NGC 4552 NGC 3184
Elliptische Galaxie Stellarer Bulge
(Zentralverdickung)
Bulge Spheroid
Sterne in Galaxien
Elliptische Galaxie Stellarer Bulge
(Zentralverdickung)
Balkenspirale (SBa, SBb, SBc, …)
NGC 3351
NGC 3945
Sterne in Galaxien
Galaxienzusammenstöße/-verschmelzungen
Sterne in Galaxien
Irreguläre Galaxien
Sterne in Galaxien
Zwerggalaxien
Sterne in Galaxien
MW Zwerggalaxien
Sterne in Galaxien
Sterne in Galaxien
• Stellare Massen:– MW: 8x1010 Msonne (Scheibe 6x1010, Bulge 1x1010)
• MW Halo 5.5x1011 Msonne
– Andromeda: etwas massereicher
– Giant Elliptical (M87): 1012 Msonne
– Zwerggalaxie: 107–108 Msonne
– MW Zwerggalaxien: < 107 Msonne
alles „Galaxien“, über 6 Größenordnungen in Masse
Sterne in Galaxien
• Parameter:– Morphologie (Typ)
– Dynamik (heiß, kalt)
– stellare Masse
– DM Masse
– Farbe
– mittleres Alter
– Stärke Sternentstehung
– Staubmenge
– …
• > 8-dimensionaler Parameterraum?
Zyklus der interstellaren Materie
Cold HI
HII
Warm HIMolecular
clouds
Giant molecularcloud complexes
Coronal gas
StarsGravita
tional
collapse: M>M
J
Supernovae
Planetary nebulae
Cooling
Supernova heating
CoolingBreakup
of old
shells
around
PN &
SNR
Heating and/or
cooling by
conduction
Cooling after
compression
HII regions
Merging & Cooling
Merging
Disruption during star formation
Schwarzes Loch in der Milchstraße: 3•106 Msun
=6•1036 kg
Galaxienkerne
Genzel et al. 1998...2005, und andere
Galaxienkerne
z=0: Häring&Rix 2004
MBH/M
sun
M* /Msun
Hubble-Sequenz
Leuchtkraftfunktion
Massenfunktion
Farb-Helligkeits-Diagramm20.000 Galaxien
Leuchtkraft/Massehoch
blau/jung
Far
be
/Alte
rrot/alt
SDSS: Baldry et al. 2004
niedrig
Räumliche Verteilung/„Clustering“
Galaxienhaufen Abell S0740
Räumliche Verteilung/„Clustering“
Inhomogen: <Mpc Skalen
Homogen: global
Räumliche Verteilung/„Clustering“
DM Halos:
Zentrale Galaxie und Satellitengalaxien
DM Simulation
Räumliche Verteilung/„Clustering“DM Halos:
Zentrale Galaxie und Satellitengalaxien
Skalenrelationen
log(HI Linienbreite)
log(
Leuc
htk
raft B
)LB∝v
αmax
Tully-Fisher-Relation:
Spiralgalaxien: Leuchtkraft ~ max. Rotations-geschwindigkeit
Skalenrelationen
MR
log
(sig
ma
)log σ ∝M R
Faber-Jackson-Relation:
Elliptische Galaxien: Geschwindigkeits-dispersion ~ Leuchtkraft
(ergibt sich aus Virialsatz, 2T=-U)
Skalenrelationen
log Re =0 .34 ⟨ μe⟩1 .4 log σeconst .
Fundamental-Plane:
Re , σ0 , ⟨ μ⟩e
σ 0=zentrale Geschwindigkeitsdispersion
Re=effektiver Radius
⟨ μ ⟩e=mittl . Flächenhelligkeit innerhalb Re
SkalenrelationenFundamental-Plane
Skalenrelationen
log Re =0.34 ⟨ μe⟩1 .4 log σeconst .
Fundamental-Plane:
Re , σ0 , ⟨ μ⟩e
σ 0=zentrale Geschwindigkeitsdispersion
Re=effektiver Radius
⟨ μ ⟩e=mittl . Flächenhelligkeit innerhalb Re
Vertiefung: stellare Populationen
NIR = stellare Masse
Sternentstehung: fernes UV
Sternentstehung: 24mu Staub
Sternentstehung: CO (molekulares Gas)
Sternentstehung & stellare Populationen
Sternentstehung:• Indikatoren:
– MIR Emission (stellare Winde=geheizter Staub)– UV Licht (direkte Emission)– Emissionslinien (direkte Emission des ISM)– junge Sterne
Sternentstehung & stellare Populationen
Spektralanalyse: Populationssynthese
Sternentstehung & stellare Populationen
Spektralanalyse: Emissionlinien, Populationssynthese
Sternentstehung & stellare Populationen
NGC 4552 NGC 3184
Elliptische Galaxie (E) Spiralgalaxie (S…)
Sternentstehung & stellare Populationen
Spiralgalaxien• Sternentstehung• alte Sterne• auch junge Sterne• blaue Farben• Staub, Gas• kinematisch kalt• flach• eher weniger dichte
Umgebung• eher niedrigere Massen
Elliptische Galaxien• Keine Sternentstehung• alte Sterne• keine jungen Sterne• rote Farben• wenig Staub, Gas• kinematisch heiß• rund• eher dichtere Umgebungen• eher höhere Massen• Endzustand der
Galaxienentwicklung