Diffuse stellare Halos in elliptischen Galaxien Diffuse stellar Halos in

Jahrbuch 2008/2009 | Gerhard, Ortw in | Diffuse stellare Halos in elliptischen Galaxien
Diffuse stellare Halos in elliptischen Galaxien
Diffuse stellar Halos in elliptical Galaxies
Gerhard, Ortw in
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching
Korrespondierender Autor
E-Mail: [email protected]
Zusammenfassung
Elliptische Galaxien sind von ausgedehnten, diffusen stellaren Halos umgeben. In dichten Galaxienhaufen
kommen diese Halos einander nahe und können von den Galaxien abgelöst w erden, um Teil des so genannten
Intra-Haufen-Lichts zu w erden. Mithilfe von Planetarischen Nebelsternen konnte die Kinematik und Dynamik
einiger dieser Halos untersucht w erden, w odurch sich neue Aspekte für die Bildung und fortschreitende
Entw icklung dieser Galaxien ergeben.
Summary
Elliptical galaxies are surrounded by extended, diffuse stellar halos. In dense galaxy clusters, these halos
interact and may be dissolved to form part of the so-called intracluster light. Through Planetary Nebula stars, it
has been possible to investigate the kinematics and dynamics in some of these halos, giving new constraints
on the formation and on-going evolution of these galaxies.
Die Halos elliptischer Galaxien
Elliptische Galaxien enthalten die ältesten Sternpopulationen im Universum. Sie finden sich in den dichteren
Regionen des Universums, besonders häufig in den Galaxienhaufen. Im modernen Bild der Strukturbildung im
hierarchischen Universum stellen sie das am w eitesten fortgeschrittene Stadium der Galaxienbildung dar: Sie
haben schon verschiedene Wechselw irkungs- und Verschmelzprozesse mit anderen Galaxien hinter sich, die
meisten ihrer Sterne sind vor langer Zeit entstanden, und es ist kaum noch Gas vorhanden, aus dem sich neue
Sterne bilden könnten. Der Großteil des bei der Sternbildung nicht verbrauchten Gases hat die Galaxie
verlassen oder, besonders in den massereicheren Systemen, findet sich in einer heißen, röntgenstrahlenden,
quasi-statischen Atmosphäre.
W ährend die hellen inneren Bereiche elliptischer Galaxien schon lange gut untersucht sind, haben genaue
photometrische Messungen erst in den letzten Jahren gezeigt, dass diese Galaxien von sehr ausgedehnten
Halos umgeben sind. Das Helligkeitsprofil fällt dort nach außen immer w eiter ab, bis die Helligkeiten w eit unter
denen des Himmelshintergrunds liegen. Abbildung 1 zeigt eine sehr tiefe Aufnahme vom dichtesten Teil des
Virgo-Galaxienhaufens, in der die Halos der drei großen elliptischen Galaxien und auch der Übergang in das
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diffuse, so genannte Intra-Haufen-Licht zw ischen ihnen gut sichtbar sind. Diese Halos können nur in nahen
Galaxien studiert w erden; in entfernten jungen Galaxien sind sie w eit unter der Detektionsgrenze.
Tie fe Aufna hm e de s ze ntra le n Te ils de s na he n VirgoGa la x ie nha ufe ns [1]. Im Bild sichtba r sind die dre i große n
e lliptische n Ga la x ie n M87, M86 und M84 sowie da s diffuse
Intra -Ha ufe n-Licht in de r Mitte zwische n ihne n. Die Ha los von
M86 und M84 übe rla ppe n ve rm utlich nur in de r P roje k tion.
P la ne ta rische Ne be l m it ge m e sse ne n Ge schwindigk e ite n sind
a ls grüne , rote und bla ue Sym bole übe rplotte t, wie a uch
Zwe rgga la x ie n a ls lila P unk te . De r ä uße re R a nd von M87 ist
durch die ge punk te te Linie a nge de ute t. De r große Kre is ha t
e ine n Durchm e sse r von 1,5 Gra d.
© C opyright Dohe rty e t a l. (ESO und MP E)
W ie alle Galaxien sind auch elliptische Galaxien w ahrscheinlich von massereichen Halos aus dunkler Materie
umgeben, jedoch ist die Evidenz hier nicht so gut w ie für Spiralgalaxien, da es im Allgemeinen keine
ausgedehnte Gasscheibe gibt, deren Rotation man einfach zur Massenbestimmung verw enden kann.
Messungen
mit dem Gravitationslinseneffekt, Bestimmungen
des
Drucks
in
der Gasatmosphäre
aus
Röntgenspektren und Analysen der Sternbahnen haben es aber erlaubt, zumindest in den massereichen
elliptischen Galaxien die dunkle Materie nachzuw eisen und ihre Massenverteilung zu untersuchen.
Die Sterne in elliptischen Galaxien bew egen sich in ihrem eigenen Schw erefeld und dem der dunklen Materie,
auf Bahnen, die den Prozess der Entstehung und dynamischen Entw icklung der Galaxie w iderspiegeln. Dabei
sind die Bahnzeiten umso länger, je w eiter sich die Sterne vom Zentrum entfernt aufhalten und erreichen in
den äußersten Bereichen einen w esentlichen Bruchteil des Alters der Galaxie. In den Halos sollten die fossilen
Signaturen der Entstehungsprozesse daher noch am besten erhalten sein.
Kinematik mit Planetarischen Nebelsternen
In den hellen Innenbereichen elliptischer Galaxien lassen sich die mittlere Geschw indigkeit der Sterne und ihre
mittlere zufällige Geschw indigkeit oder Geschw indigkeitsdispersion aus den Absorptionslinien im Spektrum
messen. Die dynamische Analyse dieser Daten zeigt, dass dort die Sternbahnen eine nahezu isotrope
Verteilung haben. In den Außenbereichen, bei Radien von >10 Kiloparsec, können bei den extrem schw achen
Helligkeiten diese Messungen nicht mehr durchgeführt w erden. Als Alternative bietet sich an, nach
Planetarischen Nebelsternen (PN) zu suchen und deren Radialgeschw indigkeiten zu messen. PN sind
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sonnenartige Sterne in einer kurzen Phase vor ihrem Erlöschen, in der für eine Dauer von ca. 20.000 Jahren
ein großer Teil der Leuchtkraft des Sterns in w enigen Gas-Emissionslinien w ie der des Sauerstoffs bei 5007 Å
Ruhew ellenlänge ausgesendet w ird. In dieser Linie w erden die Sterne dann w eithin sichtbar. PN sind
representativ für die ganze Sternpopulation, aber relativ selten: Man findet ca. 1 PN für je 10 8 –10 9 Sterne,
typisch einige hundert PN in einer normalen elliptischen Galaxie. Ihre Radialgeschw indigkeiten lassen sich aus
der Rotverschiebung der Sauerstoffemissionslinie messen. Wegen der enormen Entfernungen braucht man
allerdings ein großes Teleskop. Die Strahlungsintensität, die das Teleskop von einem PN im VirgoGalaxienhaufen erreicht, ist vergleichbar mit der einer Glühlampe auf dem Mond. Die meisten PNGeschw indigkeiten in elliptischen Galaxien w urden daher entw eder mit Spektrographen an 8-m-Teleskopen
w ie Very Large Telescope der ESO oder Subaru, oder mit dem spezialisierten Planetary Nebula Spectrograph
(P N . S ) am 4-m W illiam Herschel
Telescope
auf
La
Palma
gew onnen.
Der
PN.S
beruht
auf
dem
„counterdispersed imaging“ Prinzip. Zw ei Bilder der PN-Sauerstoffemission w erden auf dem CCD erzeugt, aus
deren W inkeldistanz die Rotverschiebung der Emissionslinie und damit die Radialgeschw indigkeit bestimmt
w ird.
Diffuse dunkle Halos oder radial anisotrope Sternbahnen?
Erste Ergebnisse mit dem PN.S ergaben ein erstaunliches Resultat: In mehreren „normalen“ elliptischen
Galaxien fiel die aus den Radialgeschw indigkeiten der PN bestimmte mittlere Geschw indigkeits-Dispersion der
Sterne stark nach außen ab (Abb. 2). Hatten diese Galaxien keine dunklen Halos um sich, w ie alle anderen
Galaxien und w ie man es aus den modernen kosmologischen Theorien erw arten w ürde?
Vor kurzem konnte mithilfe moderner dynamischer Modelle gezeigt w erden, dass die Messungen nicht nur mit
einer nahezu isotropen Sternverteilung in einem quasi-Keplerschen Potential verträglich w aren, sondern auch
mit der Existenz einigermaßen massereicher Halos, vorausgesetzt, die Verteilung der Sternbahnen w äre stark
radial anisotrop, d. h. die meisten Sterne im Halo bew egen sich hauptsächlich in radialer Richtung einw ärts
und ausw ärts. Solche Verteilungen w aren vorher nicht in Betracht gezogen w orden, w eil man von der
ungefähren Isotropie der inneren Bereiche w usste, und w eil stark radial anisotrope Sternsysteme als instabil
bekannt w aren – ohne dunkle Halos. Die neuen Modelle haben gezeigt, dass stark radial anisotrope
Sternverteilungen in dunklen Halos stabil sind. In Galaxien w ie NGC 3379 in Abbildung 2 lässt sich daher die
Frage „massereicher dunkler Halo oder radiale Anisotropie“ nicht entscheiden – für diese Galaxien fehlt
unabhängige Information über entw eder das Gravitationspotential oder über die Verteilung der Sternbahnen.
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Link s: Da s Ge schwindigk e its-Dispe rsionsprofil de r e lliptische n
Ga la x ie NGC 3379. Die Me sspunk te wurde n a us
R a dia lge schwindigk e ite n von P N be stim m t, die bis e twa zum
Sie be nfa che n de s m ittle re n R a dius de r Ga la x ie re iche n. Die
Linie n ze ige n Vorhe rsa ge n dyna m ische r Mode lle m it
unte rschie dlich m a sse re iche n dunk le n Ha los von ge ringe r
(A90) bis m ode ra te r (D90, D50) Ma sse [2]. R e chts:
Dispe rsionsprofil de r ze ntra le n e lliptische n Ga la x ie M87 im
Ga la x ie n-Virgoha ufe n. Die Me sspunk te von link s na ch re chts
wurde n a us Absorptionslinie nspe k tre n,
R a dia lge schwindigk e ite n von Kuge lste rnha ufe n und schlie ßlich
be i 60 k pc und 145 k pc Dista nz a us R a dia lge schwindigk e ite n
von P N be stim m t.
© C opyright Dohe rty e t a l. (ESO und MP E); De Lore nzi e t a l.
[2]
Solche unabhängige Information hat man aber in den massereichsten elliptischen Galaxien. Diese Galaxien
enthalten eine röntgenstrahlende heiße Gasatmosphäre, deren Druck und Temperatur man messen kann. Da
sich
die
Gasatmosphäre
im
ungefähren
hydrostatischen
Gleichgew icht
befindet,
lässt
sich
das
Gravitationspotenzial und die Massenverteilung unabhängig von den Sternbahnen bestimmen. Wenn dann
noch die Geschw indigkeitsdispersion der Sterne aus PN Radialgeschw indigkeiten bekannt ist, lässt sich auch
die Bahnverteilung bestimmen. Solche Daten gibt es nun für einige w enige massereiche elliptische Galaxien.
Ein kürzlich untersuchtes Beispiel ist die elliptische Riesengalaxie M87 im Zentrum des Virgo-Galaxienhaufens
(Abb. 1). Bis
hinaus
zu 150 kpc Distanz
vom Zentrum konnten PN gefunden und
anhand
ihrer
Geschw indigkeiten das Dispersionsprofil bestimmt w erden (Abb. 2). Es zeigt einen dramatischen Abfall auf nur
noch 75 km/s. Dynamische Modelle zeigen: M87 muss einen stark radial anisotropen Halo haben.
W ie lässt sich das erklären? Abadi et al. [3] haben die Bildung isolierter elliptischer Galaxien im hierarchischen
Universum simuliert. In diesen Modellen bilden sich die Halos dieser Galaxien durch die fortlaufende Akkretion
von kleineren Galaxien, die sich dann im Schw erefeld der großen Galaxie auflösen. Diese kleinen Galaxien
fallen auf nahezu radialen Bahnen in die große Galaxie ein, und ihre Sterne folgen ähnlichen Bahnen, nachdem
ihre Muttergalaxien sich aufgelöst haben.
Nächste Schritte
Inzw ischen sind PN.S-Daten für etw a ein Dutzend elliptischer Galaxien verfügbar. Diese Beobachtungen haben
gezeigt, dass diese Galaxien sich nach ihren kinematischen Eigenschaften in zw ei Gruppen aufspalten. Eine
Gruppe zeigt leicht fallende Dispersionsprofile, die andere stark fallende. In vielen Objekten findet sich der
Großteil des gesamten Drehimpulses im Halo (Abb. 3), und die Unterteilung in schnellrotierende und langsam
rotierende Galaxien ist komplizierter als man aufgrund der Eigenschaften der Galaxienzentren dachte. Sehr
w ahrscheinlich
reflektieren
die
unterschiedlichen
kinematischen
Strukturen
die
verschiedenen
Verschmelzungsprozesse bei der Entstehung elliptischer Galaxien, je nachdem, ob eine Galaxie sich aus vielen
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oder nur zw ei, aus gasreichen oder gasarmen Einheiten, bei hoher Rotverschiebung oder vor relativ kurzer
Z e i t gebildet hat. Aus der w eiteren dynamischen Analyse der Beobachtungen und dem Vergleich mit
Simulationen dieser Verschmelzungsprozesse lassen sich w esentliche neue Erkenntnisse zur Galaxienbildung
erw arten.
De r da rge ste llte La m bda -P a ra m e te r – e in unge fä hre s Ma ß für
de n m ittle re n spe zifische n Dre him puls a lle r Ste rne de r Ga la x ie
inne rha lb de s R a dius R – ist ge ge n R /R e a ufge tra ge n. R e ist
de r R a dius, inne rha lb de sse n die Hä lfte de s ge sa m te n Lichts
de r Ga la x ie be oba chte t wird. Die bla ue n und rote n Te ile de r
Kurve n sta m m e n a us Da te n vom SAUR O N Inte gra l-Fe ldSpe k trogra phe n, m it de m Absorptionsspe k tre n de r Ste rne
ge m e sse n wurde n. Die ä uße re n, schwa rze n Te ile de r Kurve n
wurde n a us P N-R a dia lge schwindigk e ite n be stim m t. Elliptische
Ga la x ie n m it La m bda > 0.1 ge lte n a ls schne llrotie re nd.
© C occa to e t a l. [4]
Der Übergang zum diffusen Intra-Haufen-Licht
Die oben beschriebene PN-Beobachtungen in M87 haben noch ein anderes, erstaunliches Ergebnis gezeigt.
Außerhalb eines Radius von 150 kpc gibt es offenbar keine PN mehr, die kinematisch zu M87 gehören. Weiter
draußen gibt es nur noch PN- Sterne, deren Geschw indigkeiten zeigen, dass sie sich durch den ganzen
inneren Kern des Virgo-Galaxienhaufens bew egen – diese Sterne gehören zu einer diffusen, Intra-HaufenSternpopulation. Ein Teil der Intra-Haufen-Sterne um M87 gehört kinematisch zur Vorhut von M86, einer
anderen großen elliptischen Galaxie, die von hinten in den Virgo-Galaxienhaufen einfällt und in einigen
Milliarden Jahren mit M87 verschmelzen w ird. Allgemein findet man in den Zentren von Galaxienhaufen diffuses
Licht, das nicht von Galaxien stammt. Es gehört zu einer Intra-Haufen-Population, deren Sterne vermutlich
vorzugsw eise von massereichen Galaxien „verloren“ w urden, als diese sich entlang ihrer Bahnen durch die
starken Gezeitenfelder im Zentrum des Galaxienhaufens bew egten. Einige dieser Galaxien sind vermutlich
inzw ischen vollstandig aufgelöst oder mit der zentralen Galaxie des Haufens verschmolzen.
Warum endet der stellare Halo von M87 bei 150 kpc? In einem hierarchischen Universum sollten ständig
kleinere Galaxien aus immer größerer Entfernung akkretiert w erden, und somit w ürde man die Sterne dieser
Satelliten bis hinaus zum Virialradius von M87 erw arten, bis etw a 450 kpc. Konnten diese entfernten Satelliten
keine Sterne bilden bevor sie von M87 verschluckt w urden, eventuell w egen der vom zentralen Schw arzen
Loch geheizten heißen Gasatmosphäre um M87? Oder hat der Kollaps des Virgo-Galaxienhaufens die Akkretion
auf M87 beendet? Oder ist M87 nicht ganz im Zentrum des Virgo-Galaxienhaufens, und die Gezeitenfelder
haben ihre äußersten Schalen abgelöst, so w ie es galaktischen Kugelsternhaufen im Gravitationsfeld der
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Milchstraße geschieht? Um diese Fragen zu beantw orten, bedarf es einer ausgedehnteren Studie mit
w esentlich mehr PN als bisher beobachtet w erden konnten – bisher w urden keine von M87 „verlorenen“ PNSterne gefunden.
Originalveröffentlichungen
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[1] J.C. Mihos, P. Harding, J. Feldmeier, H. Morrison:
Diffuse Light in the Virgo Cluster.
The Astrophysical Journal 631, L41-L44 (2005).
[2] F. De Lorenzi, O. Gerhard, L. Coccato, M. Arnaboldi, M. Capaccioli, N.D. Douglas, K.C. Freeman, K.
Kuijken, M.R. Merrifield, N.R. Napolitano, E. Noordermeer, A.J. Romanowsky, V.P. Debattista:
Dearth of dark matter of massive dark halo? Mass-shape-anisotropy degeneracies revealed by NMAGIC
dynamical models of the elliptical galaxy NGC 3379.
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 398, online (2009); doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14553.x.
[3] M.G. Abadi, J.F. Navarro, M. Steinmetz:
Stars beyond galaxies: the origin of extended luminous haloes around galaxies.
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 365, 747-758 (2006).
[4] L. Coccato, O. Gerhard, M. Arnaboldi, P. Das, N.D. Douglas, K. Kuijken, M.R. Merrifield, N.R. Napolitano,
E. Noordermeer, A.J. Romanowsky, M. Capaccioli, A. Cortesi, F. De Lorenzi, K.C. Freeman:
Kinematic properties of early-type galaxy haloes using planetary nebulae.
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 394, 1249-1283 (2009).
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