Werner W. ZeilingerInstitut für Astronomie der Universität Wien

SS 2006

Inhalt der Vorlesung

1. Überblick: Definition von Galaxiengruppen, Historisches, Kataloge

2. Die Lokale Gruppe: Mitglieder, globale Eigenschaften, dynamische Entwicklung

3. Kategorien:- „lose“ Gruppen (Galaxienpaare, Triplets, etc.)- (Hickson) kompakte Galaxiengruppen- Fossile Galaxiengruppen

4. Stellare Populationen

5. Das Intragroup Medium: kalte & heiße Komponente

6. Entstehung & Entwicklung von Galaxiengruppen

7. Dunkle Materie und großräumige Strukturen

7.3. Vorbesprechung Überblick

14.3. Die Lokale Gruppe I: Mitgliedereigenschaften

21.3. Die Lokale Gruppe II: globale Eigenschaften

28.3. Galaxienpaare, Galaxienwechselwirkungen

4.4. Eigenschaften von „losen“ Galaxiengruppen

11.4. Ostern

18.4. Ostern

25.4. Kompakte Galaxiengruppen I: Phänomenologie

2.5. Kompakte Galaxiengruppen II: Entstehungs- und Entwicklungsszenarien

9.5. Stellare Populationen, Alter & Metallizitäten in Galaxiengruppen

16.5. Intragroup Medium I: HI Komponente

23.5. Intragroup Medium II: heiße Gaskomponente

30.5. Entstehung von Galaxiengruppen

6.6. Pfingsten

13.6. Entwicklung von Galaxiengruppen und Haufen

20.6. Dunkle Materie und großräumige Strukturen

27.6. Prüfung

Literatur

Review Artikel:

Hickson 1997, ARA&A, 35, 357Compact Groups of Galaxies

Mulchaey 2000, ARA&A, 38, 289X-ray Properties of Groups of Galaxies

Van den Bergh 1999, A&A Rev, 9, 273The Local Group of Galaxies

Tagungen:

IAU Colloquium 174 (1999)Small Galaxy Groups

ESO Workshop 2005Nearby Groups of Galaxies

Sharp 1986, PASP 98, 740 (Galaxien < 14.5 mag)Galaxienhaufen: Abell 1958, ApJS, 3, 211,

Struble & Rood 1987, ApJS, 63, 543 Abell et al. 1989, ApJS, 70,1

• >70% aller Galaxien im lokalen Universum sind in Galaxiengruppen in einer typischen Größe von ≈ 1 Mpc3

Tully 1987, ApJ, 321, 280

• Beispiel: Lokale Gruppe als typische lose Galaxiengruppe im low-density environment

• Physische Existenz von Galaxiengruppen erst spät durch die Existenz eines heißen, diffusen Intra-GroupMediums nachgewiesen

NGC 2300 GalaxiengruppeMulchaey et al. 1993, ApJ, 404, L9

Charakteristika von Galaxiengruppen

lose kompakt Haufen

Galaxienanzahl ≈ 20 ≈ 5 > 100

Dichte gegenüber Feld 20× 106 × 106 ×

Geschwindigkeitsdispersion ≈ 150 km s-1 ≈ 150 km s-1 ≈ 700 km s-1

Temperatur der heißen Gasphase < 1 keV < 1 keV > 1 keV

• Lose Galaxiengruppen: Galaxienpaare, Triplets, Multiplets

• Kompakte Galaxiengruppen: ≥ 4 Galaxien innerhalb 3 mag Intervall (μGruppe < 26 mag arcsec-2)

• Fossile Galaxiengruppen: elliptische Feldgalaxien mit diffuser heißer Gaskomponente (Endstadium einer Gruppe?)

• Geringe Geschwindigkeitsdispersion in Galaxiengruppen (einige 100 km/s) ermöglicht leicht Wechselwirkungen zwischen Gruppenmitgliedern:

- Gezeitenarme (Galaxienpaare u. Multiplets)- Galaxienkollisionen (z.B. Ringgalaxien)- Merging (Transformation des morphologischen Typs)

• in einem hierarchischen Entwicklungsszenario sind Galaxiengruppen demnach ein transientesPhänomen in dem sich der Hauptteil der Galaxienentwicklung abspielt, bevor Galaxiengruppen in Galaxienhaufen aufgehen

Beispiel für die finale Koaleszenz einer Galaxiengruppe: NGC 1132

Mulchaey & Zabludoff 1999, ApJ, 514, 133

• Elliptische Feldgalaxie mit Eigenschaften, die einer losen Galaxiengruppe entsprechen

• Röntgen-Halo

• Mtot (r < 243 kpc) ≈ 1.9×1013 h-1 M

• Zu NGC 1132 assoziierte Zwerggalaxienpopulation

Humason, Mayall & Sandage, 1956, AJ, 61, 97

Erste systematische Rotverschiebungen für - 920 Galaxien- 26 Galaxienhaufen, bzw. Gruppen

Grundlage für die meisten weiteren Durchmusterungen nach „Galaxienassoziationen“

B.A. Vorontsov-Velyaminov: Atlas and Catalog of Interacting Galaxies (1959)

• Optische Durchmusterung der Palomar Sky Survey nach Kandidaten für wechselwirkende Galaxien (bis zu einer Grenzhelligkeit von ca. 16 mag)

• Morphologische Klassifikation von Wechselwirkungen und Umfeld der Galaxien

• 355 Galaxien klassifiziert

Halton Arp: Atlas of Peculiar Galaxies(1966)

• Basierend auf dem Katalog von Vorontsov-Velyaminov

• 338 ausgewählte Objekte mit dem 5m Mt. PalomarTeleskop photographiert und morphologisch untersucht

• Pekularitäten nach Kategorien geordnet

• Hauptgewicht auf Eigenschaften von Spiralgalaxien gerichtet

• Hypothese, dass Magnetfelder für die beobachteten Pekularitäten verantwortlich sind

R.B. Tully: Nearby Galaxy Catalogue (1988)

2367 Galaxien < 3000 km s-1

Galaxien < -16 mag

Bestimmung einer „lokalen Galaxiendichte“ ρxyz in Anzahl von Galaxien Mpc-3

H. Arp & B.F. Madore: A Catalogue of Sourthen Peculiar Galaxies and

Associations (1987)

• Basierend auf der IIIa-J SRC Südhimmeldurchmusterung

• 6445 als pekuliar klassifizierte Galaxien aus einem Sample von 77838 Objekten

• Pekularitäten nach Kategorien geordnet:- Galaxies with interacting companions- Interacting Doubles, triples to quintets- Chains- Groups

Aktuelle Durchmusterungen

Hauptsächlich auf kompakte Galaxiengruppen konzentriert:

• P. Hickson: Atlas of Compact Groups of Galaxies (1994): basierend auf Palomar Sky Survey mit Follow-upBeobachtungen am CFHT;

• Follow-up mit DPOSS II: de Carvalho et al. 2005, AJ, 130, 425

• Durchmusterungen am Südhimmel: z.B. Coziol et al. 2000, AJ, 120, 47

• Spektroskopischer Follow-up: Pompei et al. 2006, A&A 445, 857 (DPOSS II compact group survey)

Kataloge basierend auf Surveys wie z.B.:

• Sloan Digital Sky Survey (SDSS): http://www.sdss.org

• 2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS) http://www,mso.anu.edu.au/2dFGRS/

Lee et al. 2004, AJ, 127, 181 (SDSS)Padilla et al. 2004, MNRAS, 352, 211 (2dFGRS)Balogh et al. 2004, MNRAS, 348, 1355 (SDSS, 2dFGRS)Norberg et al. 2003, Ap&SS, 285, 205Merchán & Zandivarez 2002, MNRAS, 335, 216

Kataloge extrahiert aus Redshift-Surveyswie z.B.: ZCAT (http://cfa-www.harvard.edu/~huchra/zcat/ )

Garcia 1993, A&AS 100, 47 (all-sky, 485 Gruppen)Garcia 1995, A&A, 297, 56 (all-sky, 120 Gruppen)Ramella et al. 1997, AJ, 113, 483

Nicht-optische Durchmusterungen

Röntgendaten basierend auf der ROSAT Survey:Mahdavi et al. 2000, ApJ, 534, 114 (260 Galaxiengruppen)Mulchaey et al. 2003, ApJS, 145, 39Ponman et al. 1996, MNRAS, 283, 690

HI Daten:Williams & Rood 1987, ApJS, 63, 265Verdes-Montenegro et al. 2001, A&A, 377, 812

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