Highlights der Astronomie

APOD vom18.01.05:  NGC 346 in der Small Magellanic Cloud  Die Magellanschen Wolken und andere Zwerggalaxien

Was sehen wir?

● Gaswolke (blau?)

● dunkle Staubstreifen

● viele Sterne

● innerhalb der Wolke Sterngruppen

● hellere Vordergrund­sterne

● ansonsten dicht stehende Sternfelder

● vermutlich extra­galaktisch, aber nicht zu fern Stern­ und Gaswolke in einer der 

Magellanschen Wolken

NGC 346

● ist eigentlich der Sternhaufen im Zentrum

● der Nebel ist ähnlich wie derum die Plejaden einReflexionsnebel

● dabei wird das Licht ankleinen Staubteilchengestreut, wobei dieseden Blauanteil besser reflektieren als den Rotanteil (Effekt wie blauer Himmel)

● Größe: etwa 200 Lichtjahre

● da Entfernung etwa 200,000 LJ, ist die Winkelausdehnung alsoetwa 10 Bogenminuten

NGC 346 – ein Sternentstehungsgebiet

● wie so oft, wenn man Staub­ und Gaswolken hat, handelt es sich  um ein Sternentstehungsgebiet

● die Sterne des Sternhaufens sind jung, heiß (einige 10,000 K), massereich (> 10 M⊙)

● die Lebenszeit solcher Sterne beträgt nur einige Millionen Jahre

● die Sternentstehungszeit aus einer so großen Wolke ist aber auch etwa solange

● daher können die massereichsten Sterne schon am Ende ihres Lebens angekommen sein, während andere noch im Entstehen sind

● einige davon sind vielleicht sogar schon als Supernvoae (Typ II) explodiert

Röntgenemission von NGC 346● CHANDRA­Aufnahme von 

NGC 346

● Emission aus herzförmigemGebiet im Röntgen­Licht

● Temperatur des emittierenden Gases etwa 8 106 K

● etwa 100 LJ groß

● es handelt sich vermutlichum den Überrest einer Supernova, die vor einigen tausend Jahren explodierte

● der Vorläuferstern könnte ein Begleiter der kleineren stellaren Röntgenquelle gewesen sein 

● dabei handelt es sich um HD5980, ein massereicher veränderlicher Überriese (s.  Carinae)

Henry Draper Catalogue

● HD steht für Henry Draper Catalogue

● veröffentlicht von Annie J. Cannon und Edward C. Pickering zwischen 1918 und 1924

● aus Archiven des Harvard Observatoriums

● aus photographischen Aufnahmen

● 225,300 Sterne in neun Bänden

● Spektren und Spektral­Klassifizierung OBAFG...

● bis etwa 8. Größenklasse

● Name nach H. Draper, dessen Witwe das Geld für das Projekt zur Verfügung stellte

Röntgenemission um HD5980

ganzes Feld im Röntgen:75 Punktquellen außer der zentralen

im Optischenauch viele Quellen,aber nur die hellste(HD5980) stimmtmit Röntgen­quelle überein

Seitenlänge 3 arcmin

im Infraroten auch wieder Sterne zu sehen

“Baby­Sterne”

● HST hat mit der Advanced Camera angeblich auch 2500 Sterne entdeckt, die sich noch vor der Hauptreihe befinden, also daszentrale Wasserstoffbrennen noch nichtgestartet haben*

● insgesamt in NGC 346 ca. 70,000 Sterne

● in drei Generationen:

– einer 4.5 Milliarden Jahre alten– einer 5 Millionen Jahre alten – eine soeben in der Entstehung befindlichen

(*unbekannt, welche Methode; auch keine weiteren Daten)

4.7 arcmin

Die Kleine Magellansche Wolke

● “Nebel” im Sternbild Tucanae (Südhimmel)

● Ausdehnung  etwa 280 x 160 arcmin  (entspricht 5300 LJ)

● Entfernung 210,000 LJ (Entfernungsmodul 18.1)

● Typ: irregulärer Zwerg (dIrr)

Kleine Magellansche Wolke

mit dem Kugelsternhaufen47 Tucanae

auf der Sternkarte,Position von NGC 346 innerhalbder SMc

SMC in diversen Wellenlängen

im Sichtbaren

im Ultravioletten

im nahen IR

im fernen Infrarot

viele jungeSterne

die Große Magellansche Wolke

Typ: Irregulär (Irr)Entfernung 179,000 LJ

oder 18.5 magGröße: 650 x 550 arcmin

oder 10000 LJMasse: 1010 M⊙ 

helles Objekt links oberhalbist der Tarantel­Nebel bzw.30 Doradus, wo auch SN1987Aexplodierte

Die Magellanschen Wolken...

● haben etwa ½ bzw. ¼ der Metallhäufigkeit der Milchstraßenscheibe

● besitzen für Zwerggalaxien viel Gas, daher viel Sternentstehung

● haben eigene Kugelsternhaufensysteme:

– SMC: Alter von 1 bis 13 GJ

– LMC: einige sehr alte bei 13 GJ, einige relativ junge (weniger als 3 GJ), nur einen im dazwischen liegenden Altersbereich

– Erklärung ?gravitative Wechselwirkung mitMilchstraße und SMC

Der Magellansche Strom

● da sich die Magellanschen Wolken im Gezeitenfeld der Milchstraße befinden, werden bei großer Annäherung Sterne aus ihnen gerissen, die dann der Bahn folgen, aber nicht mehr zu den beiden Galaxien gehören

Simulation des Magellanschen Stroms

(Connors, Kawata, Maddison & Gibson, 2004)

Zwerggalaxien          normale Galaxien

● Masse 108 – 1010 M⊙

● absolute HelligkeitMV = ­10 bis ­20MB = ­10 bis ­20

● Geschindigkeitsdispersion bei 10 km/s

● in Galaxien­Haufen ist die Gesamtmasse vergleichbar mit der in normalen Galaxien

● Typen:

– dE bzw. dSph

– dIrr

● Masse 1011 – 1013 M⊙ (oder auch darüber)

● absolute Helligkeit etwaMV = ­18 und heller

● Geschindigkeitsdispersion bei 100 km/s

● Typen:

– elliptische

– Spiralgalaxien

– (irreguläre)

Vergleiche

dE­Beispiel: NGC 205 (M110), Begleiter von M31

MV = ­16.3

dIrr­Beispiel: NGC 1705    eine Starburst­Galaxie

17 Mill. LJ entfernt; Starburst, der nur wenige Mill. Jahre alt ist

nahe Zwerggalaxien

● einige Zwerggalaxien sind der Milchstraße so nahe, dass sie lange unentdeckt blieben

● werden gefunden durch

– erhöhte Sterndichte

– kinematische Eigenschaften im Geschwindigkeitsraum● befinden sich im Gezeitenfeld der Milchstraße und werden 

daher schnell zerrissen

● Beispiele: 

– Sagittarius zwerg­elliptische Galaxie*

– Fornax zwerg­sphäroide Galaxie

– Ursa Minor Zwerggalaxie

* es gibt auch noch eine Sagittarius dIrr!

Sagittarius Zwerg­Elliptische (Sgr dE)

● auch “dwarf spheroidal” (dSph)

● liegt “hinter” dem galaktischenZentrum

● wurde 1994 entdeckt durch höhereSterndichte beim Blick in Richtung Sagittarius

● 190x490 arcmin, 80,000 LJ entfernt

● Masse 1/1000 der Milchstraße

● wird in nächsten 100 Millionen J. Scheibe durchfliegen

● hat bereits Teil ihrer Sterne und ihres Gasesverloren (tidal stream)

● obwohl 10­20 Perigalactica erlebt, immer noch weitgehend intakt. Wieso?

Entdeckung von Sgr dE

erhöhte Sterndichte, unterhalbder Scheibe

Gruppe von Sternen mitdeutlich erhöhter Geschwindigkeit

Fornax dSph

● 450,000 LJ entfernt

● 20 106 M⊙ Masse

● 1938 entdeckt

● 4 helle Kugelstern­haufen (NGC 1079der bekannteste)

● dSph sind für gewöhnlich alt (10 GJ)

● dagegen haben dIrr wohl meist andauernde Sternentstehung

Sternpopulationen in Fornax dSph

● man kann die Einzelsterne noch auflösen und somit ein CMD untersuchen

● Ergebnis für Fornax:

– alte Population (10 GJ oder mehr)

– junge Population (200 MJ)

– Wechselwirkung mit Milchstraße?

2 Arten von Roten Riesen (rot)ergeben Gesamtpopulation (blau)

Metallizitätsverteilung 

● in den lokalen Zwerggalaxien kann man meist noch wenigstens den Riesenast auflösen

● dieser ist breit, anders als in Kugelsternhaufen, die einen engen Metallgehalt haben

● durch Vergleich mit den Riesenästen von Kugel­sternhaufen kann man die Breite und Verteilung des Metallgehalts in der Zwerggalaxie eingrenzen

Die Umgebung der Milchstraße

im Umkreis von 50,000 Lichtjahren

und von 500,000 LJ

Zwerggalaxien in der Lokalen Gruppe

● dIRR: gelb; dE/dSph: blau­grün; Übergangstypen: violett; Spiralen: offen

● http://www.ast.cam.ac.uk/~mike/local_members.html

● ca. 40­45 Galaxien● davon 2 große 

Spiralgalaxien● bilden 2 Subsysteme● und 2 Elliptische 

(M32 und NGC 205)● 4 Irr● ca. 18 dSph/dE● ca. 12 dIrr

Beziehung Metallizität ­ Helligkeit

● in den lokalen Zwerggalaxien besteht eine starke Korrelation zwischen Metallizität und Leuchtkraft im Blauen

● Helligkeit skaliert auch mit Masse, also eine Metallizität­Masse­Korrelation

● Gasgehalt nicht wichtig, da für dSph und dIrr gleichniedrig

● nur Zahl der Sterne

Z∝LB0.4

hier Sauerstoff stellvertretend für alle Metalle

Sternentstehungsgeschichten

baryonische Dunkle Materie

● neutraler Wasserstoff (HI) erstreckt sich offensichtlich wesentlich weiter als leuchtendes Gas, ein Hinweis auf viel Dunkle Materie, die das Gravitationspotential ausmacht

NGC 2915 (dIrr, auch Blue CompactGalaxy;etwas außerhalbder lokalen Gruppe)

blau: HI, Radioweiß/gelb: optisch

Dunkle Materie● aus kinematischen Daten (dSph) kann man den Dunklen 

Materie Anteil bestimmen

● für hellere Zwerge scheint log(M/L) mit 1/L zu gehen

● daneben aber ein  Dunkler Halo mit konstanter Masse von etwa 2.5 107 M⊙ zu besitzen

● Gibt es also völlig dunkle Zwerggalaxien?

Was die Milchstraße von den Zwergen hat● das Gezeitenfeld der Milchstraße beeinflusst offensichtlich 

Lebensdauer, Sternentstehung und damit chemische Entwicklung der nahen Zwerggalaxien

● umgekehrt akkretiert sie wohl Gas und Sterne aus den Zwergen

● damit ist die Entwicklung der Milchstraße kein geschlossenes System, sondern offen

● Beispiel: Kugelsternhaufensystem 

– junge Halo­KSH der MW haben Eigenschaften wie externe KSH der Zwerge Sgr und Fornax. Könnten alle (30) akkretiert sein

– ebenso 12 von 60 alten Halo­KSH

– nur ca. 37 galaktische Scheiben­ und Bulge­Haufen wären dann “original”

● bei Einzelsternen wohl ähnlich, aber nicht einfach nachzuweisen

Zwerge und Sternentstehung● diese “compact blue dwarf 

galaxy” zeigt starke Stern­(haufen)entstehung (rot)

● obwohl diese Galaxien wenig Gas haben, sind sie oft sehr aktiv

● außerdem sind sie sehr metallarm

● wir könnten daher Ereignisse sehen, wie sie sich in der Frühzeit der Milchstraße abgespielt haben (“Erste Sterne”)

Zwerge in Haufen

● zahlenmäßig dominieren Zwerggalaxien in Galaxienhaufen

● z.B. Virgo­Haufen: 250 große, aber 2000 Zwerggalaxien

Abell 496 Galaxienhaufen(z=0.0331):bis zu 35,000 Galaxien

Galaxienentstehung

● im hierarchischen Bild entstehen aus primordialen Dichteschwankungen erst kleine Materieansammlungen (106 M⊙)

● diese verschmelzen dann zu größeren 

● Merging­Tree

● am Ende stehen dann die großen Galaxien

● Zwerggalaxien wären dann die Bausteine dieser großen Galaxien

● nur früher, oder auch heute noch?

die GIF­Simulation

● verbindet analytische mit numerischen Ergebnissen

● gezeigt ist die Entstehung und das Wachsenvon Galaxien

● Dark Matter: grau● Galaxien: rot, gelb, grün, blau: steigende Sternentstehung

● am Anfang: alle Galaxien isoliert und bilden heftig Sterne

● am Ende: im Zentrum der großen Struktur Gas aufgebraucht (Ellipsen), aber in der Peripherie noch Sternentstehung (Zwerge)

Entwicklung von Galaxien simuliert

Simulation von M. Steinmetz(Potsdam)

­ einmal relative ruhig­ einmal sehr heftig

Zusammenfassung

● Zwerggalaxien sind die zahlenmäßig häufigsten

● sind oft noch relativ wenig entwickelt, und erlauben daher Blick zurück

● sind weit weg von normalen Galaxien entstanden

● werden von diesen beeinflusst bis einverleibt

● Zwerge und Riesen beeinflussen sich gegenseitig

● die Entwicklung der Riesen (Milchstraße) ist nicht nur eine interne Geschichte

● Zwerge sind die Bausteine der Riesen, und der Bau geht vermutlich immer noch weiter

... und das nächste und letzte Mal

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