Die Hubble Sequenz

Die Hubble Sequenz
Verständnis und Gültigkeit heute –
ist eine neue Klassifikation
notwendig und/oder in Sicht?
Gliederung
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Die Hubble Sequenz
Fragestellungen
Beobachtete Eigenschaften verschiedener
Galaxien
Klassifikation mittels der Sternentstehungsrate
(SFR)
Mid-Infrarot Ansatz
Der Gini-Koeffizient
Abschließende Zusammenfassung
Bibliographie
Die Hubble Sequenz
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1923 entdeckt Hubble (1889-1953), dass der
„Spiralnebel“ Andromeda nicht zu unserer
Galaxie gehört und eine eigene Galaxie bildet
Um die neu entdeckten Objekte klassifizieren zu
können entwickelt Hubble 1926 die bis heute
bekannte „Hubble-Sequenz“
Die Hubble Sequenz
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beruht ausschließlich auf optischen Parametern
– Wiedererkennung von Strukturen
wird anhand von Blauaufnahmen festgelegt
war ursprünglich als zeitliches
Entwicklungsdiagramm gedacht
Nomenklatur der „frühen Galaxien“ (E-Typen)
und „späten Galaxien“ (S-Typen) wird noch
heute benutzt
Die Hubble Sequenz
Die Hubble Sequenz
Die Hubble Sequenz
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Prinzipiell 3 große Kategorien:
 Elliptische Galaxien rotationssymmetrischer
Gestalt E0 – E7
 E0 – kreis rund; E7 – stark elliptisch
 Spiralgalaxien mit symmetrischen
Spiralarmen
 werden weiter unterschieden in: Sa, Sb,
Sc, Sm mit zentraler Verdichtung; SBa,
SBb, SBc, SBm mit Balken („barred“)
 Irreguläre Galaxien Irr ohne Symmetrien
Die Hubble Sequenz
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Hubble Sequenz wurde vielfach verfeinert und
angepasst.
 Hubble selbst versuchte 1936 den Übergang
von E zu S flüssiger zu gestalten und fügte
die Linsengalaxien S0 hinzu
 die Sd, Sm, Im, SBd, SBm, IBm wurden von
G. de Vaucouleurs (1918-1995) hinzugefügt
 Sandage (geb. 1926) führte im „Hubble Atlas
of Galaxies“ einen Suffix für den Ursprung der
Spiralarme ein; s - Zentralgebiet; r - extra
Ring
Die Hubble Sequenz
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NGC 2523, Typ SBb(r); aus dem „Hubble Atlas of Galaxies“
Die Hubble Sequenz
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Nachteile
 abhängig von Projektionseffekten
 wird von persönlicher Überzeugung des
Beobachters beeinflusst
 z.B. LMC erscheint aufgrund der vielen, von
Gaswolken umgebenen blauen Sterne
besonders unregelmäßig
 die Erweiterung um S0 passt nicht mit
Beobachtungen der Helligkeit überein
Fragestellungen
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In wie weit kann die Hubble-Sequenz als
Entwicklungsdiagramm verstanden werden?
Durch welche Parameter kann die HubbleSequenz charakterisiert und damit unabhängig
vom Betrachter werden?
Welche alternativen Klassifikationen gibt es?
Beobachtete Eigenschaften verschiedener
Galaxien
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in elliptischen Galaxien beobachtet man:
 rote, alte Sternenpopulationen
 wenig Gas und Staub (mit sehr hohen
Temperaturen, ionisiert)
in Spiralgalaxien beobachtet man:
 je ‚später‘, desto mehr junge, massive Sterne
 im Zentrum röter (also älter) als in den
Spiralarmen bei niedrigerem Gasgehalt
Klassifikation mittels der SFR
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Allan Sandage
 veröffentlicht seit 1950 paper im Bereich der
Astrophysik
 beschäftigt sich von 1958 bis heute immer
wieder mit Galaxien, deren Entstehung und
Klassifizierung, erstellte unter anderem den
„Hubble Atlas of Galaxies“
veröffentlicht im Jahr 1986 ein paper, was die
Hubble-Typen in Abhängigkeit der SFR setzt
Klassifikation mittels der SFR
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Bis 1986
 M. S. Roberts () sagte 1963 ein
unverändertes Erscheinungsbild von
mindestens 1010 Jahren aller beobachteten
Galaxien voraus
 mit Hilfe der „integrated lock up rate“
(ILUR), Menge an Gas in Galaxien, einer
konstanten SFR
 wird damit zur gängigen Meinung
Klassifikation mittels der SFR
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auf der Basis neuer Beobachtungen und
Methoden berechnet Sandage diese Größen
neu
kann durch Anpassung der Parameter (innerhalb
eines plausiblen Rahmens), Ergebnis von
Roberts für die zukünftigen Entwicklungen
verifizieren
Klassifikation mittels der SFR
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ABER:
 heute ist Sternentstehungsrate in „frühen
Galaxien“ sehr niedrig, deswegen alte
Population
 auch alte Sterne müssen irgendwann
entstanden sein
SFR muss sich zumindest in diesen Galaxien
verändert haben
 Nur in welcher Weise?
Klassifikation mittels der SFR
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1984 haben Gallagher, Hunter und Tutukow für
3 Epochen in der Vergangenheit die SFR
ermittelt
damit konnte sich Sandage auch mit der
Vergangenheit befassen
schätzt aufgrund einer einfachen Annahme SFR
zu Zeiten um den Kollaps einer Galaxie herum
ab
Klassifikation mittels der SFR
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da E‘s keine Scheiben und alte SternenPopulationen haben, muss Gas fast Vollständig
während des Kollaps (tc ≈ 109 Jahre)
aufgebraucht worden sein
allein mit dieser einen Annahme folgt, dass die
IBR in den ersten Jahren, je nach Annahme der
Zeit tc, bis zu 50 mal größer als die aktuelle IBR
ist
Klassifikation mittels der SFR
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anders bei SO Galaxien
 da Sterne jünger, muss Gas übrig geblieben
sein, aus dem sich Sterne bilden konnten
 heute keine Sternentstehung, kaum Gas
 da sich dichter bulge im Zentrum bilden
konnte, liegt die Vermutung nahe, dass SFR
für t< tc nur unwesentlich geringer war als bei
E
 für t> tc muss SFR höher als bei den E-Typen
gelegen haben, das restliche Gas wurde
innherhalb von wenigen 109Jahren verbraucht
Klassifikation mittels der SFR
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Mit ähnlichen Überlegungen für die Sa-Typen ergibt sich:
Klassifikation mittels der SFR
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
es stellt sich heraus,
dass die Menge an
übrig gebliebenem
Gas das
Erscheinungsbild
bestimmt
das Verhältnis (Zeit
bis zum Abschluss
der Sternentstehung)
zu (Zeit tc) bestimmt,
ob eine Scheibe
entsteht, und wenn,
das bulge-to-disk
Verhältnis.
Klassifikation mittels der SFR
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Sandage kann somit die Eckpunkte der HubbleSequenz mit der SFR erklären
 Das bulge-to-disk Verhältnis
 Die Oberflächenhelligkeit
 Das Alter der Scheibe
 Die Farbe
 Die Verhältnisse der heutigen IBRs
Klassifikation mittels der SFR
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Ferrini und Galli greifen die Idee 1988 auf
ermitteln in dem von ihnen entwickelten Modell
zur Galaxieentstehung SFR
bestätigen durch einen Vergleich mit einem
großen Datensatz, dass SFR entscheidender
Parameter für Hubble Sequenz ist
Klassifikation mittels der SFR
heutige SFR (auf
Einheitsmasse
geeicht) gegen
Hubble-Typ
SFR(past) /
SFR(present)
nach dem von Ferrini und Galli
entwickelten Modell berechnete SFR,
die mit den beobachteten Daten
übereinstimmt
Klassifikation mittels der SFR
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Die Entwicklungsdiagramme der SFR
offenbaren prinzipielles Problem:
 da die Hubble Sequenz Klassifizierung nach
aktueller Erscheinung ist, ist Klassifikation
entfernter Galaxien nicht möglich (betrachten
anderen Zeitpunkt)
 ab Entfernungen von ca. 5•109 Jahren immer
mehr irregulars, ab 10•109 Jahren keine
Einteilung mehr möglich
Mid-Infrarot Ansatz
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Pahre, Ashby, Fazio und Willner schlagen 2003
ein System vor, in dem durch Mid-InfrarotAufnahmen die klassischen B-Band
Klassifikationen gut reproduziert werden und
sich viele klassische Probleme nicht ergeben
basierend auf Aufnahmen der Infrared Array
Camera (IRAC) am Spitzer Space Telescope
untersuchen sie das interstellare Medium relativ
zum Sternenlicht
Mid-Infrarot Ansatz
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

bei [3.6]-[4.5] emittiert
der interstellare Staub
kaum
dieses Sample
substrahiert man von
den Aufnahmen im
Bereich [5.8]-[8.0]
so erhält man die
„nonstellar emission“
gleichzeitig wird für
das 3.6μm Bild mittels
fit das B/D-Verhältnis
ermittelt
DSS
3,6 μm
Nonstellar emmision
3,6-8,0μm
8,0 μm
Mid-Infrarot Ansatz
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die Farbe wird
ermittelt
nun muss noch die
optische
Klassifizierung des
„nonstellar“ - image
erfolgen
DSS
3,6 μm
Nonstellar emmision
3,6-8,0μm
8,0 μm
Mid-Infrarot Ansatz
Mid-Infrarot Ansatz
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sowohl interstellare Materie als auch
Sternenlicht wird ohne Abschattung beobachtet
im Mid-Infraroten kann interstellare Materie
eindeutig von Sternenlicht unterschieden
werden
die Farbe ist unabhängig von Alter und
Massenverteilung, somit kann die Masse besser
bestimmt werden (wichtig für bulge-to-disk-ratio)
Dadurch kann im nächsten Schritt die SFR mit
weniger beobachterabhängigen Daten bestimmt
werden
Der Gini-Koeffizient
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Die bisherigen Ansätze beruhen auf klassischen
Verfahren, die physikalischen Parameter
einzugrenzen, zu simulieren oder durch bessere
Beobachtungen Trends eindeutiger identifizieren
zu können.
All diese Methoden sind schlecht anzuwenden
auf sehr schwache Galaxien. Außerdem
benötigen sie wohl definierte Zentren, die
besonders für größere Rotverschiebungen (älter
und oder entfernter) seltener werden.
Der Gini-Koeffizient
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führen deswegen 2003 völlig neuen Parameter,
den Gini – Koeffizient G, ein
Der Gini-Koeffizient
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Gini-Koeffizient G kommt
aus der Ökonomie und
wird dort benutzt, um
Ungleichheiten in
Populationen zu
bestimmen
Dabei ist G das Verhältnis
von A zu A+B und ist Null
für Gleichverteilung und
geht gegen eins für
ungleiche Verteilungen
Der Gini-Koeffizient
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Vorgehensweise
 zuerst wird die Helligkeits- bzw.
Intensitätsverteilung gemessen
 dann die Pixel (die zur Probe gehören) nach
Helligkeit sortiert
 zuletzt wird G bestimmt

dafür wird weder eindeutig definierter Kern noch
Aufsicht benötigt
Der Gini-Koeffizient
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G ist eng verwandt
mit der zentralen
Dichte
bei genauerer
Betrachtung fand
Abraham eine
korrelation zwischen
G, zentraler Helligkeit
C und
Oberflächenhelligkeit
μ
Der Gini-Koeffizient
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aus den unabhängig gemessenen Werten für G,
C, und μ konnte Abraham eine Funktion der
Form μ=a*C+b*G+d fitten
dies impliziert eine Fläche im 3dim Raum
auch anhand von simulierten Galaxien konnte
diese Ebene eindeutig identifiziert werden
Der Gini-Koeffizient
Der Gini-Koeffizient
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in ähnlicher Weise wurden in einer beachtlichen
Anzahl anderer Veröffentlichungen ein
Zusammenhang zwischen C, G und einer
Helligkeit festgestellt
 die Ebene als intrinsischen Eigenschaft der
Methode wurde ausgeschlossen
Der Gini-Koeffizient
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damit lassen sich erstmal mehrere Parameter
über einen großen Bereich in einen
Zusammenhang setzen
da G nur relativ zueinander ist, ist
Rotverschiebung irrelevant
Dabei sind sowohl Neigung als auch Offset der
Ebene völlig unverstanden!
Abschließende Zusammenfassung
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Hubble Sequenz ist vom Beobachter und seiner
Meinung abhängig
da sich Erscheinungsbild der Galaxien ändert,
Klassifikation alter Galaxien nicht möglich
ABER: es gibt auch keine überzeugenden
Alternativen
suche nach korrelierten Parametern über
großen Bereich Mühsam
Gini-Koeffizient zusammen mit zentraler Dichte
liefert vielversprechende Ansätze
Bibliographie
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R. Abraham, S. v. d. Bergh, P. Nair, 2003, The Astrophysical Journal,
588, S. 218
S. v. d. Bergh, 2007, Nature, 445, S. 265
B. Carroll, D. Ostlie, ‚An Introduction to Modern Astrophysics‘
F. Ferrini, D. Galli, 1988, Astronomy and Astrophysics, 195, S. 27
J. Lotz, J. Primack, P. Madau, 2004, The Astronomical Journal, 128,
S. 163
M. Pahre, M. Ashby, G. Fazio, S. Willner, 2004, Teh Astrophysical
Journal Supplement Series, 154, S. 235
M. Roberts, 1963, Annual Review of Astronomy and Astrophysics,1,
S. 149
A. Sandage, 1961, The Hubble Atlas of Galaxies
A. Sandage, 1986, Astronomy and Astrophysics, 161, S. 89
A. Unsöld, B. Baschek, ‚Der Neue Kosmos‘, 7. Auflage
http://www.astro.uni-wuerzburg.de/~niemeyer/lectures/einf.pdf
http://www.mpa-garching.mpg.de/~weiss/Chile/Galaxien.pdf