8. Die Milchstrasse

8. Die Milchstrasse
Die Galaxis – unsere Milchstrasse – ist eine grosse Spiralgalaxie (oder
Scheibengalaxie) mit folgenden Parametern:
• Hubble Typ SBc (ausgedehnte Balkenspirale)
• Masse ca. 1012 MS
• Anzahl Sterne ca. 3 · 1011
• Durchmesser ca. 35 kpc
• Distanz der Sonne zum Galaktischen Zentrum 8.3 kpc
Die IR-Karte (5 μm) zeigt die Verteilung der Sterne in der Scheibe und
den zentralen Balken.
19.11.2014
8. Milchstrasse, H.M. Schmid
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8.1 Verteilung und Bewegung der Sterne
Aus der Verteilung und Bewegung der Sterne kann die lokale
Struktur der Milchstrasse abgeleitet werden. Mit den Resultaten des
GAIA-Satelliten werden in wenigen Jahren exakte Daten für einen
grossen Teil der Milchstrasse vorhanden sein.
Die 6 Messparameter, 3 Orts- und 3 Geschwindigkeitskomponenten,
für die Sterne sind:
• Position RA und Dec (α,δ) im Äquatorsystem Länge und Breite
(l,b) in galaktischen Koordinaten
– l=0o, b=0o ist die Richtung zum galaktischen Zentrum
– die Scheibenebene liegt entlang der Linie mit b=0o
• Die Distanz (jährliche Sternparallaxe) π [arcsec] = 1/d [pc]
• Die tangentialle Eigenbewegung vt oder πα und πδ [arcsec/yr]
• Die radiale Eigenbewegung vr oder RV [km/s]
18.11.2015
8. Milchstrasse, H.M. Schmid
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Sterndichte
Die Dichte von Objekten eines bestimmten Typs S mit bekannter
absoluter Helligkeit M kann die Dichte aus der Verteilung der Anzahl
Sterne A(m,S) der scheinbaren Helligkeit m in Intervallen
[m-Δm/2,m+Δm/2) in einer Himmelregion abgeleitet werden.
Man bestimmt z.B. die totale Anzahl der Objekte bis zur Helligkeit m
𝑚𝑚
wobei 𝐴𝐴 𝑚𝑚, 𝑆𝑆 =
𝑁𝑁 < 𝑚𝑚, 𝑆𝑆 = � 𝐴𝐴 𝑚𝑚, 𝑆𝑆 𝑑𝑑𝑑𝑑
∞
Ω ∫0 𝐷𝐷
−∞
𝑟𝑟, 𝑠𝑠 Φ 𝑀𝑀, 𝑆𝑆, 𝑟𝑟 𝑟𝑟 2 𝑑𝑑𝑑𝑑.
D(r,s):
die gesuchte Dichteverteilung entlang der Sichtlinie
Φ(M,S,r): die Leuchtkraftfunktion für Sterntyp S (in einem einfachen
Fall ist Φ unabhängig von der Distanz r)
Für eine homogene Verteilung gleichartiger Quellen A(m,S) ≈ r3
erhält man: log N(<m) = const + 0.6 (m-M+5)
18.11.2015
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Sternstatistik
Die rote Kurve veranschaulicht
schematisch die Sternstatistik für eine
Sichtlinie senkrecht zur Scheibe.
Weil die Sonne sich fast in der
Mittelebene der Scheibe befindet, ist
die Sternverteilung zuerst homogen und
die Anzahl Sterne ist
log N(<m) ≈ 0.6 m + c
Ab ca. m ≈ 9 mag gibt es wegen dem
vertikalen Dichteabfall ein Defizit von
Sternen verglichen zur homogenen
Veteilung.
Bei m ≈ 16 mag erreicht dieses Beispiel
die Empfindlichkeitsgrenze der
Beobachtungen.
18.11.2015
log N(<m) [deg-2]
8
6
4
2
5
10
15
m
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Schematisches Diagram für die Sternstatistik N(<m) senkrecht zur Scheibe
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Die Sterndichte in der Sonnenumgebung
Die Anzahl Sterne pro 1000 pc3 (Kugel mir r=6.2 pc) hängt sehr stark
vom Sterntyp ab:
O
B
A
Riesen
Hauptreihensterne
3 10-5
Weisse Zwerge
F
G
K
M
0.05
0.16
0.4
0.03
50
0.1
0.5
2.5
6.3
10
1.3
2
1.3
0.6
1
Diese Verteilung widerspiegelt die Entstehungsrate und Lebensdauer
der einzelnene Sterntypen.
Die Verteilung senkrecht zur galaktischen Scheibe ist auch ein guter
Altersindikator für eine Sterntyp. Beschreibt man die Verteilung mit
𝐷𝐷𝑠𝑠 𝑧𝑧 = 𝐷𝐷𝑠𝑠 (0)−𝑧𝑧⁄𝛽𝛽
wobei β die Äquivalenthöhe ist, so misst man für verschieden Typen
Hauptreihensterne
O
B
A
F
G
K
M
β [pc]
50
60
115
190
340
350
350
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Auch andere Komponenten der Milchstrasse zeigen eine mit
dem Alter korrelierte vertikale Verteilung, z.B.
Molekülwolken
β = 40 pc
HI-Wolken
β = 110 pc
Halo Sterne / Kugelsternhaufen
β = 4000 pc
Sternpopulationen mit charakteristischen Sterntypen wrden
entsprechend dem folgenden Schema definiert.
Typische
Objekte
Extreme
Population I
Population I
Scheibenpopulation
HaloPopulation II
OB-Sterne
Überriesen
T Tau Sterne
offene Haufen
A-K Sterne mit
starken Linien
G-M Sterne mit
schwachen
Metallinien, PN
Unterzwerge
Kugelsternhaufen
0.5 – 5 GJ
0.3 – 1
150
2 - 10 GJ
0.03 – 0.3
350
≈ 10 GJ
0.01 – 0.1
2000
< 0.5 GJ
Alter
Z/ZS (Metalle) 1 – 3
β [pc]
70
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Bewegung der Sterne
Bezugssysteme für die Definition der Eigenbewegung:
• relativ zum Mittelpunkt der Galaxie
• relativ zum Mittel der benachbarten Sterne (lokales Bezugsystem)
Sonnenbewegung
folgt aus der Relativbewegung zur mittleren Geschwindigkeit aller
Sterne innerhalb eines Radius r um die Sonne:
Sonne bewegt sich Richtung Sonnenapex: α=18h δ=30° mit ca. 20
km/s (Vega: α=18h 34m δ=38° 41′)
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8.2 Galaktische Rotationskurve
folgt
aus
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Radiobeobachtungen von HI und CO
Die Übergangswahrscheinlichkeit des 21 cm Übergangs ist so klein,
dass die ganze Galaxie durchsichtig ist
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Interpretation der Radiobeobachtungen
A, B, C, D sind H I Regionen
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Karte HI - Galaktische Länge – Radialgeschwindigkeit
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8.2 Rotationskurve der Milchstrasse
Annahme: Masse der Galaxie mit ρ= const innerhalb Radius R:
damit ist:
Erwartete Rotationskurve
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Galaktische Rotationskurve  dunkle Materie
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8.3 Das galaktische Zentrum
Das galaktische Zentrum ist im visuellen Bereich wegen der starken
interstellaren Staubabsorption nicht sichtbar. Es kann aber im IRoder Radio- und Röntgenbereich beobachtet werden.
Der Balken im inneren Bereich erstreckt sich vom Zentrum bis ca. 3
kpc. In diesem Bereich gibt es praktisch kein kühles Gas ausser im
allerinnersten Teil (d < 300 pc). Die Sterne bewegen sich wie in einem
Sternhaufen in ungeordneten Bahnen um das galaktische Zentrum.
Eine auffällige Gasscheibe befindet sich innerhalb der zentralen 300
pc, mit sehr viel Sternentstehung, jungen Sternhaufen und
Supernova-Überresten (siehe Radiobild). Im innersten Bereich gibt es
ein helle Quelle von nichtthermischer Radiostrahlung (Sgr A) und
hochenergetischer Röntgenstrahlung.
Ein superschweres Schwarzes Loch im Zentrum konnte durch die
Bewegung der Sterne nachgewiesen werden.
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Nachweis des
Schwarzen Lochs
In einer Distanz von
etwa 8 kpc entspricht
eine Halbachse von
0.12’’ etwa 960 AE.
Typische Bahngeschwindigkeiten sind
dann etwa
~ 5000 km/s.
Die Masse folgt aus dem 3. Kepler’sches Gesetz für den Stern S2:
4𝜋𝜋 2 𝑎𝑎3
36
6
𝑀𝑀 =
=
7
∙
10
kg
=
3.5
∙
10
MS
2
𝐺𝐺 𝑃𝑃
wobei: a = 960 AE = 1.4 1014 m, P = 15.2 J ˑ 3ˑ107 s/J, G=6.7ˑ10-11 m3kg-1s-2.
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