LVA Galaxiengruppen
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II. Die Lokale Gruppe 1. Historisches und Literatur 2. Mitglieder u. Struktur der Lokalen Gruppe (LG) 3. Sternentstehungsgeschichte der LG Zwerggalaxien 4. Wechselwirkungen mit Satellitengalaxien 5. Zwerggalaxien als Indikatoren der Struktur der LG Leuchtkraftfunktion für Feldgalaxien und Haufengalaxien Binggeli et al. 1988, ARA&A 26, 509 Hubble (1936, The Realm of the Nebulae): Milchstraße ist Teil eines „small cluster of galaxies“, i.e. Lokale Gruppe Übersichtsliteratur: • • • • Grebel 1997, Rev. Mod. Astron. 10, 29 Mateo 1998, ARAA 36, 435 Van den Bergh 1999, A&A Rev. 9, 273 IAU Symp. 192: The Stellar Content of Local Group Galaxies (1999) • Van den Bergh 2000, The Galaxies of the Local Group, Cambridge Univ. Press Aktuelle Mitgliederlisten: • www.seds.org/~spider/spider/LG/lg.html • www.ast.cam.ac.uk/~mike/local_members Struktur der Lokalen Gruppe • 4 Sub-Gruppen innerhalb der Lokalen Gruppe: - Galaxis + Satelliten - M 31 + Satelliten - Local Group Cloud (dIr – Wolke) - NGC 3109 Wolke • nur GR8 erscheint isoliert • Local Group Cloud elongiert Richtung Sculptor Gruppe • NGC 3109 Wolke elongiert Richtung Maffei/IC 342 Gruppe Î Hinweis auf dynamische Wechselwirkungen? Entfernungen • • • • • Cepheiden TRGB (I-Band) RR Lyr Sterne SX Phe Sterne (kurzperiodische Zwerg-Cepheiden) Leuchtkraft des Horizontalastes Ausdehnung der Lokalen Gruppe: Canis Major Dwarf: 8 kpc Sagittarius Dwarf: 24 LMC: 49 SMC: 58 M 31: 770 WLM: 925 IC 5152: 1590 Die beobachtete Objektanzahl übersteigt die Vorhersage bei hohen galaktischen Breiten → neue Objekte bei niedrigen galaktischen Breiten zu erwarten Maximal 15 – 20 neue LG Objekte erwartet, ca. 50% davon als Milchstraße-Satelliten ca. 98% der leuchtenden Materie bekannt Galaxis (Milchstraße) SBc Spirale >90% Dunkle Materie Taylor & Cordes 1993, ApJ 411, 674 M31 Sb Galaxis SBc M33 Sc 770 kpc -21.1 -299 km s-1 -20.6 850 kpc -18.9 -180 km s-1 M31 M33 NGC 147 2MASS NGC 205 NGC 185 BVR NGC 221 Sternentstehungsgebiete in NGC 185 u. NGC 205 haben vergleichbare Größen wie in dIr´s And VII And VI Sternentstehung in dIr‘s: NGC 6822 Hubble-X NGC6822 Hubble-V φ ≅ 34 pc φ ≅ 60 pc Sag dIr (DIR) Galaxie Die räumliche Verteilung Sternen unterschiedlichen Alters im Vergleich zur HI Verteilung Cesarsky et al. 1977, A&A 61, L31 Momany et al. 2005, A&A 439, 111 Meurer 1992, AJ 103, 60 Dynamische Struktur von DDO 154 Carignan & Freeman 1988, ApJ 332, L32 σ* ≈ σISM ≥ 7 km s-1 Analyse der stellaren Populationen • Die Sternentstehungsgeschichte und chemische Entwicklung von (Zwerg)Galaxien wird in einer sog. Populations – Box dargestellt (Hodge 1989, ARA&A 27, 139) • Die notwendigen Daten werden aus Farben – Helligkeits – Diagrammen (CMD´s) und aus dem Vergleich mit Entwicklungsmodellen gewonnen • Voraussetzung: die Galaxie weist keine radialen Änderungen in der stellaren Population auf • Metallizitäten sind unsicher, als Indikatoren werden verwendet: - Anstieg des RGB, O-Häufigkeiten aus H-II Regionen, Vergleich mit synthetischen CMDs, spektroskopisch bestimmte Häufigkeiten aus Einzelsternen. • Zeitabhängige Sternentstehungsraten größtenteils unbekannt, meistens nur qualitative Abschätzungen aus den Unterpopulationen im CMD. • Qualitative Altersbestimmung aus Unterpopulationen im CMD Grundlagen des Farben-Helligkeitsdiagrammes (CMD) Charakteristika der Zwerggalaxienpopulation der Lokalen Gruppe • dSph´s: - diffus, geringe zentrale Konzentration massenärmste galaktische Systeme alte (>10 Gyr) bis mittel-alte (1-10 Gyr) Population Sternentstehung? μ0 > 22 V mag/arcsec2, MB > -14 durch dunkle Materie dominiert: 6 ≤ M/LV ≤ 100 • dE´s: - kompakt, definiertes Galaxienzentrum alte (>10 Gyr) bis mittel-alte (1-10 Gyr) Population ISM z.T. nachgewiesen Sternentstehung in einigen dE´s nachgewiesen μ0 < 21 V mag/arcsec2, -18 > MB > -14 • dIr´s: - älteste Sterne ca. 10 Gyr alt Bursts von Sternentstehungsepisoden Intensität der Bursts von der Gesamtmasse abhängig keine Spiralarme dIr dE/dSph NGC 205 Segregation von Scheibengalaxien/dIr´s und dE´s/dSph´s im CMD „Kontinuum“ an Eigenschaften von dE/dSph bis dIr • jede LG-Zwerggalaxie hat eine individuelle Sternentstehungsgeschichte • alle Zwerggalaxien besitzen eine alte Sternpopulation (siehe ausgeprägte RGB´s selbst in dIrr´s (z.B. WLM, NGC 6822) • Die letzte Sternenstehungsepisode war generell kurz (10 – 500 Myr) • Kurze Sternentstehungsepisoden typisch für gesamte Entwicklung? • Es gibt keine LG-Zwerggalaxie die aus ausschließlich alten Sternen besteht (>10 Gyr) • dE´s sind alte (>10 Gyr) stellare Systeme, mit vereinzelten schwachen Sternentstehungsepisoden bis vor ca. 1 Gyr (Lokale Gruppe, bei Galaxienhaufen ungewiss) • dIr´s erleben mehrere sog. Bursts von Sternentstehungsepisoden. Die ältesten Sterne sind ca. 10 Gyr alt. Schwächere Objekte haben schwächere Bursts. • Galaktische Winde: extreme Massenverlustraten bei Zwerggalaxien. Galaxien mit <106 M~ verlieren praktisch ihr gesamtes ISM durch SNe-Winde Î Anreicherung des IntraGroup Mediums Sag dSph (DEG) Satelliten-Galaxie • • • • Tidal stream durch lokal erhöhte Sterndichten entdeckt komplettes Orbit um Milchstraße <1Gyr bisher ca. 10 Orbits vollzogen Dunkle Materie verhindert vollständige Auflösung Ibata et al. 1994, Nature 370, 194 Ibata et al. 1996, AJ 113, 634 Martinez-Delgado et al. 2004, ApJ 601, 242 Canis Major Zwerggalaxie nahe der galaktischen Ebene in 7.5 kpc Entfernung zur Sonne Verteilung der M-Riesen in Richtung Canis Major in verschiedenen galaktozentrischen Entfernungen als Differenz zwischen Nord- u. Südhemisphäre dargestellt Martin et al. 2004, MNRAS 348, 12 Wechselwirkung Galaxis mit Magellan‘schen Wolken: Magellanic Stream SuW 5/98 NGC 205
