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Einführung in die Astronomie & Astrophysik II
SoSe 2010, Knud Jahnke
3. Was sind Galaxien?
http://mpia.de/coevolution/Lectures/astro210
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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!
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Bitte sortieren:NGC 5033
NGC 4631
NGC 4552
NGC 4125
NGC 3190
NGC 3184
NGC 5866
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Sortierkriterien
1. Form (Spiralarme)
2. Farbe (blau oder gelblich/rot)
3. Größe
4. Helligkeit
5. Staubspuren?
6. Zentrum: kugelförmig oder elongiert
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Sterne in Galaxien
NGC 4552 NGC 3184
Elliptische Galaxie (E) Spiralgalaxie (S…)
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NGC 3198
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Sterne in Galaxien
Spiralgalaxie: Rotationskurve
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Sterne in Galaxien
Spiralgalaxie: kinematisch „kalt“, koordinierte Rotation, Scheibe
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Sterne in Galaxien
Elliptische Galaxie: kinematisch „heiß“, wenig Rotation, Spheroid
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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)
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Rotationskurven
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Rotationskurven
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Rotationskurven
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Rotationskurven
gemessen
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Rotationskurven
NGC 3198
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Rotationskurven
leuchtende Materie
gemessen
DM Halo
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Dunkle Materie
• 25% (!) der globalen Energiedichte (Baryonen ~ 4%)• nur gravitative WW• keine el-mag WW• Was ist es? Supersymmetrie? unklar…
Nobelpreis 2025?
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Sterne in Galaxien
NGC 4552 NGC 3184
Elliptische Galaxie Stellarer Bulge
(Zentralverdickung)
Bulge Spheroid
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Sterne in Galaxien
Elliptische Galaxie Stellarer Bulge
(Zentralverdickung)
Balkenspirale (SBa, SBb, SBc, …)
NGC 3351
NGC 3945
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Sterne in Galaxien
Galaxienzusammenstöße/-verschmelzungen
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Sterne in Galaxien
Irreguläre Galaxien
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Sterne in Galaxien
Zwerggalaxien
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Sterne in Galaxien
MW Zwerggalaxien
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Sterne in Galaxien
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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
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Sterne in Galaxien
• Parameter:– Morphologie (Typ)
– Dynamik (heiß, kalt)
– stellare Masse
– DM Masse
– Farbe
– mittleres Alter
– Stärke Sternentstehung
– Staubmenge
– …
• > 8-dimensionaler Parameterraum?
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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
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Schwarzes Loch in der Milchstraße: 3•106 Msun
=6•1036 kg
Galaxienkerne
Genzel et al. 1998...2005, und andere
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Galaxienkerne
z=0: Häring&Rix 2004
MBH/M
sun
M* /Msun
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Hubble-Sequenz
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Leuchtkraftfunktion
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Massenfunktion
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Farb-Helligkeits-Diagramm20.000 Galaxien
Leuchtkraft/Massehoch
blau/jung
Far
be
/Alte
rrot/alt
SDSS: Baldry et al. 2004
niedrig
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Räumliche Verteilung/„Clustering“
Galaxienhaufen Abell S0740
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Räumliche Verteilung/„Clustering“
Inhomogen: <Mpc Skalen
Homogen: global
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Räumliche Verteilung/„Clustering“
DM Halos:
Zentrale Galaxie und Satellitengalaxien
DM Simulation
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Räumliche Verteilung/„Clustering“DM Halos:
Zentrale Galaxie und Satellitengalaxien
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Skalenrelationen
log(HI Linienbreite)
log(
Leuc
htk
raft B
)LB∝v
αmax
Tully-Fisher-Relation:
Spiralgalaxien: Leuchtkraft ~ max. Rotations-geschwindigkeit
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Skalenrelationen
MR
log
(sig
ma
)log σ ∝M R
Faber-Jackson-Relation:
Elliptische Galaxien: Geschwindigkeits-dispersion ~ Leuchtkraft
(ergibt sich aus Virialsatz, 2T=-U)
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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
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SkalenrelationenFundamental-Plane
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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
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Vertiefung: stellare Populationen
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NIR = stellare Masse
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Sternentstehung: fernes UV
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Sternentstehung: 24mu Staub
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Sternentstehung: CO (molekulares Gas)
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Sternentstehung & stellare Populationen
Sternentstehung:• Indikatoren:
– MIR Emission (stellare Winde=geheizter Staub)– UV Licht (direkte Emission)– Emissionslinien (direkte Emission des ISM)– junge Sterne
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Sternentstehung & stellare Populationen
Spektralanalyse: Populationssynthese
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Sternentstehung & stellare Populationen
Spektralanalyse: Emissionlinien, Populationssynthese
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Sternentstehung & stellare Populationen
NGC 4552 NGC 3184
Elliptische Galaxie (E) Spiralgalaxie (S…)
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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