Galaxien

Galaxien:
Überblick
● Milchstraße
● Elliptische Galaxien
● Spiralgalaxien
● Zwerggalaxien
● aktive Galaxien
●
Was wollen wir über Galaxien wissen?
●
Arten/Typen
●
gemeinsame und spezielle Eigenschaften
●
Entstehung; Entwicklung
●
Verteilung, Vorkommen
●
Energiehaushalt; Energiequellen
●
Dynamik; Materie
●
●
galakto-chemische Entwicklung: Elementsynthese;
Materiekreislauf
Verständnis der Milchstraße
Überblick - Morphologie
●
Galaxien haben unterschiedliches Erscheinungsbild
●
auch unterschiedliche Eigenschaften?
●
Zusammenhang zwischen diesen morphologischen Typen?
●
Hubble ordnete morphologische Typen (willkürlich)
Elliptische Galaxien
●
Galaxien mit etwa elliptischen Isophoten
●
keine weitere Struktur
●
●
●
Elliptizität =1-b/a (a, b: große bzw. kleine Hauptachse), von 0
bis etwa 0.7
Unterklassen En, mit n=10; E0: kreisförmige Isophoten
offensichtlich Projektions-Effekte wichtig, daher
Klassifikation nicht unbedingt aussagefähig
●
andererseits Elliptizität auch nicht nur projektions-bedingt
●
elliptische Galaxien = "Frühtyp" - ohne Bedeutung
Spiralgalaxien
●
●
●
●
●
Scheibe mit Spiralarmstruktur und zentraler Verdickung
(bulge)
zwei Hauptklassen: normale (S) und Balken- (SB) - Spiralen;
letztere zeigen balkenförmige Struktur vom Bulge ausgehend
weitere Unterklassen (a, ab, b, bc, c, cd, d) entsprechend dem
Verhältnis Bulge zu Scheibe
werden "früh" bis "spät" genannt
Bezeichnung ohne jede wirkliche Bedeutung!
ebenso Spiralgalaxien = "Spättyp" ohne Bedeutung
Irreguläre Galaxien
●
●
●
haben wenig (Irr I) oder keine (Irr II) reguläre Struktur
Spiralsequenz mittlerweile um Spezialtypen erweitert; Klassen
Sdm, Sm, Im (m für Magellansche Wolken)
Große Magellansche Wolke ist SBm
S0-Galaxien
●
●
Zwischentyp; linsenförmig (lenticulars); S0 oder SB0
Bulge und umhüllendes Gebiet ohne Helligkeitsstruktur, bzw.
Scheibe ohne Spiralstruktur
Morphologie
Die Hubble-Sequenz illustriert mit echten Galaxienaufnahmen
Ein Bilderbuch: Elliptische Galaxien
M49 (E1) im
Virgo-Haufen
M86 (S0 oder E0?)
im Virgo-Haufen
M32 (E2); Zwerggal.
Begleiter von M31
NGC5128 (Cen A); E0;
pekuliär wg. Radio und
Röntgen-Emission; Staubband
M110 (E6);
Zwerggal.
Begleiter
von M31
M59 (E5) im
Virgo-Haufen
... noch mehr Bilder: Spiralgalaxien
M64 (Sab) in
Coma Berenices
NGC1300 (SBc)
M31 (Sb)
Andromeda-Nebel
M58 (SBc)
Virgo-Haufen
M33 (Sc)
lokale Gruppe
M104 (Sab)
Sombrero-Galaxie
M102 (S0); SpindelGalaxie im Drachen
... und immer noch mehr schöne Bilder
IC4182: Irr (Spiral)
SMC (Irr)
LMC (SBm)
NGC2276 (Sc)
NGC5383 (SBb)
NGC2685 (S0p)
Es gibt noch weitere, in der Hubble-Klassifikation nicht enthaltene Typen
Leuchtkraft-Funktion für Galaxien
Schechter schlug 1976 eine globale Funktion für die
Anzahldichte aller Galaxien als Funktion ihrer Helligkeit vor
     

L
L
−L

= ✭
exp
L✭
L✭
L✭
wobei typische Werte für die verschiedenen Konstanten sind:
10
−2
L B , ✭ ≈10 L B ,⊙ h
oder M B , ✭ ≈−19.55 log h
 ✭ ≈0.01 Mpc−3 h3
≈−1⋯−1.3
L
 M B =−2.5log
5.48
L B ,⊙
Die Milchstraße
●
●
galaktische Koordinaten: sphärisch, mit Zentrum "hier"
–
Richtung zum Zentrum und Rotations-Nordpol ausgezeichnet
–
Galaktische Ebene (s. Band der Milchstraße)
–
b: gal. Breite (Höhe über Galaktischer Ebene); -90 ... +90
–
l: gal. Länge (dazu senkrechte Winkelkoordinate); -180 ... +180
–
l=0, b=0: Zentrum; b=90o NGP (12h51min; 27.13o in äquatorialen
Koordinaten)
daneben zylindrische Koordinaten mit gal. Zentrum als Ursprung (R,z,)
Struktur der Galaxie
●
Typ: Sbc (oder „SAB(rs)ab“?)
●
bekannte Komponenten sind:
●
–
Scheibe mit Spiralarmen
–
zentraler Bulge
–
sphärischer Halo
–
vermutlich ein Balken
Entfernung zum Zentrum (in Richtung Sternbild Sagittarius) R0 = 8.5
kpc (oder 8 s.u.)
●
Geschwindigkeit der Sonne um Zentrum 220 km/sec
●
Durchmesser der Scheibe etwa 50 kpc
●
Halo mindestens ebenso groß
●
M = 1.3 x 1012 M⊙; L = 3.6 x 1010 L⊙ ; LB = 2.3 x 1010 L⊙
Die Milchstraße - Darstellungen
http://adc.gsfc.nasa.gov/
Entfernungen und Geschwindigkeiten
●
Vermessung der Struktur und Kinematik der Galaxis
–
Entfernungen über Sterne (z.B. Typen bekannter absoluter
Helligkeit oder Pulsationsveränderliche) und statistische
Methoden (Sternstromparallaxe)
–
Geschwindigkeiten:
●
●
in radialer Richtung von der Sonne:
Dopplereffekt -> Radialgeschwindigkeit vr
in tangentialer Richtung als Änderung des Positionswinkels
-> Eigenbewegung 
●
mit Entfernung -> Tangentialgeschwindigkeit
●
D
t
daraus 3-dim. Bewegung
relativ
zur
Sonne
v = D
=4.74
v
t
k m/ s
 
1 pc

1 ' '/ Jah r

Absorption und Extinktion
●
●
●
●
Staub und Gas, vor allem in der Scheibe, schwächen Licht
(frequenzabhängig -> Rötung)
einerseits undurchsichtige Scheibe (wir sehen nur nahe
Umgebung und außerhalb der Scheibe)
andererseits bei bekanntem Spektrum und
Absorptionsverhalten Möglichkeit der
Entfernungsbestimmung
in Sonnenumgebung ist Absorptionskoeffizient im Visuellen
etwa
D
a V ≈1 m a g
1 kpc
Anzeichen Dunkler Materie
Bewegung der Sonne um Materie innerhalb ihres Radius

G M  r⊙
v⊙=
r⊙
aus sichtbarer Materie (und
bekanntem stellaren M/L) sowie r⊙
= 8 kpc erwartet man 160 km/s;
beobachtet sind aber 220 km/s
also: innerhalb der Sonnenbahn muss
mehr Masse sein, als man
aus Stern- und Gasabschätzungen
erwartet (etwa 2-mal)
Sternverteilung in der Galaxis
●
●
●
Scheibe besteht aus zwei Komponenten:
–
dünne Scheibe: jung, jetzt Sternentstehung; größter Staub- und Gasanteil; etwa
solare Metallizität
–
dicke Scheibe: älter und weniger aktiv; ebenfalls Z⊙
Bulge:
–
wegen aV = 28 (!) mag nur im IR sichtbar
–
zentrale, balkenförmige Verdickung, etwa 1kpc groß; alte und junge Sterne;
Metallizität von Z⊙/2 bis 3xZ⊙
sichtbarer Halo:
–
●
Feldsterne und Kugelsternhaufen; alt, metallarm (Z⊙/100); 50 kpc
Dark Matter Halo:
–
mindestens so groß wie sichtbarer Halo; Art der Materie unbekannt
Daten zur Scheibe
●
●
Sterndichte folgt Exponential- (hier) oder Potenzgesetz
(allgemein) mit typischer Skalenhöhe
Dichteverteilung (aus Sternzählungen)
n r , z= n0  exp− z/ hthin 0.02exp− z/ hthick  exp−r/ h R
neutrales Gas
M (1010 M⊙)
dünne Scheibe
0.5
L (1010 L⊙)
-M/LB
-Durchm. (kpc)
50
Skalenhöhe (kpc)0.16
w (senkr. Scheibe) 5
[Fe/H]
>0.1
Alter (Gyr)
??
dicke Scheibe
6
0.325
20
1.8
3
50
-0.5 .. +0.3
<12
0.2 bis 0.4
1.4
0.02
??
50
60 km/sec
-1.6 .. -0.4
12 .. 14
hR: 3.5 kpc
n0: 0.02 Sterne/pc3
Spiralarme der Milchstraße
Sterne umlaufen Massenzentrum
auf Kepler-Bahnen (Schwerkraft =
Fliehkraft; wie Planeten)
Spiralarmstruktur aufgeklärt durch
Beobachtungen in der 21cm-Linie
des neutralen Wasserstoffs
(Radiobereich)
Spiralstruktur
●
Spiralstruktur wird durch junge, heiße O-Sterne charakterisiert
●
alte, rote Sterne weit gleichmäßiger verteilt (geflohen)
●
Sonne nahe, aber nicht in einem Spiralarm (Orion-Arm)
Struktur in Sonnenumgebung: links 500 pc, rechts 3 pc
Stellarer Halo
●
sphärisch; Durchmesser 100 kpc ;  = 90 km/s
( : Geschwindigkeits-Dispersion)
●
Dichteverteilung Potenzgesetz r-3.5 ; Skalenhöhe 3 kpc
●
Metallizität [Fe/H] = -3 ... -0.5 (Rekordstern -5.4)
●
Alter der Kugelsternhaufen 12-14 Gyr (metallreichere etwas jünger)
●
Masse 109 M⊙; Leuchtkraft 109 L⊙ ; M/L = 1
●
KSH machen nur 1% der Masse aus (etwa 100 mit je 105 Sternen)
Der Bulge
●
Masse 1010 M⊙; Leuchtkraft 0.3 1010 L⊙ ; M/L = 3
●
Flächenhelligkeits-Profil ähnlich dem von elliptischen Galaxien
●
"effektiver" Radius (halbe Zentralhelligkeit) 0.7 kpc
●
Balkenform? Skalenhöhe 400 pc; Abplattung 0.6
●
●
●
Metallizität reicht von [Fe/H] = -1 bis +1 (10x solar!!); Mittelwert 0.3
(2x solar!)
Alter unklar; auf jeden Fall auch 10 Gyr und darüber, vermutlich auch
sehr junge Sterne vorhanden
unklar, ob Bulge zu Halo, oder zu Scheibe gehört (wichtig für
Entstehungs-und Entwicklungsgeschichte)
Das Galaktische Zentrum
●
●
●
wo liegt das Zentrum? wie zu
definieren?
Informationen wegen
Extinktion nur aus Radio,- IR-,
Röntgen-, nicht aber aus
optischen Beobachtungen
optisches Bild in Richtung
galaktischer Kern zeigt
Gas/Staub-Wolken, viele
Nebel und Sternhaufen und
"Baades Fenster"
Radioquelle im Zentrum
Sgr A East:
(20cm Kont.)
Sgr A West:
(6cm Kont.)
Ring um Kern:
(HCN Em.-Linie)
da andere Galaxien oft kompakte Radioquelle im Zentrum haben, ist Sgr A guter Kandidat für Zentrum
unserer Galaxie
Infra-Rot
●
Position von Sgr A zwischen IR und Radio abgeglichen
●
im IR bessere Auflösung (Interferometrie)
●
●
●
●
bei 2 µm kompakter Sternhaufen sichtbar, zentriert auf
Sgr A*
wegen hoher Dichte (Stöße) erwartet man nahezu konstante
Geschwindigkeit
aber ~ 55 km/s bei 5 pc, und ~ 180 km/s bei 0.15 pc!
 zentrale Massenkonzentration!
Massenbestimmung: M = (2.7 ± 0.4) ⋅106 M⊙ innerhalb 0.01 bis 0.5 pc
(also Punktmasse innerhalb 0.01 pc!)
Der zentrale Sternhaufen
der zentrale Sternhaufen und
die Bewegung seiner Mitglieder
M(r) innerhalb Sgr A* durch Vermessung
der stellaren
Geschwindigkeiten (blau); rot: M(r) für
zentrale Punktmasse plus Haufen (grün, 2
zentrale Dichten)
Das Schwarze Loch im Zentrum der Milchstraße
●
●
●
●
●
einige Sterne erreichen bis zu 1400 km/s nur 0.1 arcsec von Sgr
A*
Kepler-Gesetz für v(r) in Sternhaufen (Eigengravitation) nur
außerhalb 1 pc
aber wie Haufen + Punktmasse (Mill. Sonnenmassen) bis zu 0.01
pc
-> Schwarzes Loch aufgrund der hohen Dichte
(> 1018 M⊙/pc3), am Ort der zentralen Radioquelle Sgr A*
Sgr A* selbst hat nur < 20 km/s; also auch dynamisches Zentrum
mittlerweile auch Beschleunigung der Sterne vermessen
-> im Brennpunkt steht Sgr A*
Stern S2 kreist um das zentrale Schwarze Loch
Bewegung des Sterns S2 vermessen
(Winkelbewegung);
umkreist Schwarzes Loch (Sgr A*) in
einigen Jahren;
Geschwindigkeiten über
Spektroskopie bekannt;
aus Integration geometrische
Bahnlänge und damit auch
Entfernung zu Objekt:
7.94 kpc
http://www.mpe.mpg.de/www_ir/ir_recent.php#GCDIST
Elliptische Galaxien
●
●
●
●
Normale Ellipsen: Riesen (gE)
mit MB~-23, normale (MB~-18) und
kompakte (cE) elliptische Galaxien (MB~15); auch S0
zahlenmäßig größte Gruppe in
Galaxienhaufen
(M87, Typ E1)
oft dominierende Zentralgalaxie in Haufen;
besonders leuchtkräftige werden mit cD
(z.B. M87)
bezeichnet
Zwergellipsen (dE): im Vergleich
zu cE deutlich kleinere Flächen-helligkeit
und niedrigere Metallizität
(Isophoten von PKS 2254+07)
Helligkeitsprofil
●
de Vaucouleur-Profil der Flächenhelligkeit:
r1/4-Gesetz
Helligkeitsprofil
von NGC4472
 
[  ]
I  r
r
log
=−3.3307
Ie
re
1/ 4
−1
I: Flächenhelligkeit
re: "effektiver" Radius, bei
dem Hälfte der
Gesamtleuchtkraft erreicht ist
Ie: I(re)
Zusammensetzung von Elliptischen
●
●
wenig Gas (früher meinte man: "kein Gas")
–
heißes Gas (107 K; Röntgen-Emission)
–
H Emission von warmem Gas (104 K)
–
kaltes Gas in 21-cm (HI) und CO (100 K)
aber deutlich weniger als in Spiralgalaxien
–
> wenig Sternentstehung , wenig junge, heiße Sterne
●
Staub (in etwa 50% aller E-Galaxien); teils als Scheibe
●
Metallizität zum Zentrum hin ansteigend
–
aus Farbgradient (röter -> mehr Metalle)
Dynamik von Ellipsen
●
●
Abplattung durch Rotation?
–
dann Rotationsgeschwin-digkeit
vrot ~ Geschwindigkeitsdispersion v
–
gemessen aber vrot/v ≪ 1
–
außerdem sind Es triaxial (also
keine Rotationsachse)
Form bestimmt durch Ver-teilung
der stellaren Orbits als Resultat der
Entstehung bzw. Entwicklung
x: Bulges von Scheibengalaxien
•: ellptische Galaxien
-> hellste Es nicht rotationsstabilisiert, sondern durch anisotrope Verteilung im
Geschwindigkeitsaum; die Dynamik ist durch das großräumige
Gravitationspotential bestimmt.
Zentralgebiete elliptischer Galaxien
●
einige hilfreiche globale Parameter:
–
Kernradius rc
–
zentrale Flächenhelligkeit
–
zentrale Geschwindigkeitsdispersion
1
I  r c= I  r=0
2
 0=  r=0
 =v − v 

es existieren z.T. erstaunliche Korrelationen zwischen diesen
2
●
Größen
●
Kerne wichtig für dynamische Entwicklung
2
2
Faber-Jackson-Beziehung
Faber-Jackson: Beziehung zwischen zentraler
Geschwindigkeitsdispersion und Gesamthelligkeit von
elliptischen Galaxien:
L B ∝ 40
Ergebnisse kinematischer Untersuchungen
●
●
●
●
leuchtschwache Ellipsen können rotations-abgeflacht sein, helle
elliptische Galaxien aber sind anisotrop
Kerne können gegensinnig rotieren -> Entstehung elliptischer Galaxien
nicht aus gleichförmigem Kollaps einer großen Gasmasse, sondern eher
aus Verschmelzen kleinerer Teile
hohe Geschwindigkeiten(-dispersionen) im Zentrum: Hinweis auf
Existenz Schwarzer Löcher (in einigen elliptischen Galaxien)
ebenso in äußeren Bereichen Anzeichen von Dunkler Materie
(Bewegung von 'Testteilchen');  steigt nach außen an
Fundamental-Ebene von Elliptischen
●
●
globale Parameter von elliptischen Galaxien:
–
Effektivradius re
–
mittlere Flächenhelligkeit Ie innerhalb re
–
zentrale Geschwindigkeitsdispersion c
–
Leuchtkraft L (oder MB)
–
Masse M
stehen in Beziehung zueinander über
I e=
L
2 r
2
e
M
=c 20
re
Def. der mittl. Flächenhelligkeit; Virial-Gleichgewicht
  
c
 r e=
2
M
L
−1
--> erwartete Beziehung
 02 I −1
e
Fundamental Plane / 2
●
man erwartet, da M/L und c (Struktur-Parameter, der Details der
Galaxienstruktur enthält) etwa gleich für alle Es sein sollte, dass
re, Ie, und c eine Hyperfläche beschreiben sollten
●
tatsächlich gefunden, mit erstaunlich wenig Dispersion (<10%)
●
empirischer Befund:
●
entspricht Erwartung, falls:
●
also: Dynamik, M/L, DM, etc. variieren
2kaum!
M
−0.85
r e ∝ 1.4
I
c
e
  
c
L
∝M
0.2
∝L
0.25
Populationen in elliptischen Galaxien
●
●
●
●
●
Ell. Galaxien sind "rot" und zeigen integrierte Spektren wie Rote Riesen ->
es fehlen massereiche junge Sterne, alte dominieren -> dominierende
Population > 5 Mrd. Jahre alt
rote Farben kann aber auch Folge von hohem Metallgehalt sein
-> Alter-Metallizitäts-Entartung; verhindert genaue, unabhängige
Bestimmung von beidem
Ell. Gal. scheinen aber sowohl metallreich (bis super-solar) und alt zu sein
(im Gegensatz zur galaktischen Population I)
gleichzeitig Überhäufigkeit von Elementen wie O, Mg, Ca (-Elemente, da
durch -Einfang auf O in Supernovae II entstanden)
-> hohe Sternentstehungsrate zu Beginn der Entwicklung, dann stark
abfallend
Metallgehalt radial abfallend, also abnehmende Sternentstehung
Spiralgalaxien
●
●
●
Trends innerhalb Spiralsequenz (von a- bis c-Typen):
–
abnehmendes Bulge-zu-Scheibe-L-Verhältnis (0.3 zu 0.005)
–
zunehmender Öffnungswinkel der Arme (von 6o zu 18o)
–
Helligkeitsstruktur entlang der Arme nimmt zu (glatt zu klumpig)
Helligkeits-/Massenbereich von Spiralen
kleiner als bei Ellipsen:
-16 > MB > -23; 109 < M/M⊙ < 1012
es gibt zwar Zwerg-Ellipsen, aber keine
Zwerg-Spiralen
(stattdessen Zwerg-Irreguläre)
(M81 in UMa; Sb)
Helligkeitsprofil
●
Bulge und Scheibe unterschiedliche Profile
●
Bulge: de Vaucouleur-Profil (wie elliptische Galaxien)
[  ]
r
 r= e8.3268
re
–
1/ 4
−1
∝2.5 log I
Scheibe: Exponential-Gesetz (wie unsere Scheibe)

r
 r=0 1.09
hr
µ0: zentrale Helligkeit der Scheibe (in Magnituden); nicht direkt messbar,
sondern nur aus Extrapolation des Gesetzes zu r=0 erhältlich; empirisch: relativ
einheitlich für alle Sub-Typen 21.5-22.7 B-mag/arcsec2
●h : Skalenlänge der Scheibe
r
●
Rotationskurven
●
●
●
●
●
einfach zu messen für Spiralen, die von der Seite gesehen werden
(Dopplereffekt)
Inklination korrigierbar (Annahme: kreisförmig)
Spektrallinien von Sternen und 21cm-Linien des HI-Gases (neutraler
H): HI-Scheibe meist deutlich größer als Sternscheibe
Befund:
Rotationskurven von Spiralgalaxien fallen nicht ab für
r > hr, wie aus Lichtverteilung zu erwarten, sondern bleiben flach
daher:
Dynamik von Materie bestimmt, die nicht wie Sterne leuchtet ->
Dunkle Materie
beobachtete Rotationskurven
NGC3198: beobachtete
Rotationskurve und abgeleiteter Effekt durch
Halo Dunkler Materie
Beispiele von Rotationskurven;
alle flach;
Amplitude höher für frühe
Typen
Stellare Populationen und Gasgehalt
●
Farbe (B-V): 0.75 (Sa), 0.52 (Sb), 0.52 (Sc), 0.3 (Irr)
–
zur Erinnerung: kleine Werte <=> blauer
●
also höherer Anteil massereicher (junger) Sterne
●
auch entlang Spiralarme: knotige Sc-Arme -> junge Sterne
●
zunehmend aktivere Sternentstehung mit Galaxientyp
●
Gasanteil höher entlang Hubble-Sequenz:
–
●
<Mgas/Mtot>=0.04, 0.08, 0.16, 0.25 (Sa, Sb, Sc, Irr)
Farbgradient: röter innen wegen
–
Metallizität (höher innen; Bulge!)
–
weniger Sternentstehung (weniger Gas im Bulge), also ältere
Sternpopulation
Spiralstruktur
●
●
könnten "materiell" sein, also aus Sternen und Gas bestehen, die wie
Rest der Scheibe um Zentrum rotieren
aufgrund der notwendigen differentiellen Rotation aber müssten sie sich
sehr schnell aufwickeln (Umlaufszeit ca. 108 Jahre)
●
Spiralarme sind quasi-stationäre Dichtewellen
●
Dichte 10-20% höher als in Umgebung
●
●
in Welle eintretendes Gas wird komprimiert, kann Kollaps beginnen ->
Sternentstehung -> blaue Farbe
viele der jungen Sterne schon wieder verloschen, wenn Dichtewelle
vorüber
Schwarze Löcher in Spiralgalaxien
●
●
●
●
●
Wiederholung: Schwarzschild-Radius ist
r S=
2GM
c
2
ein schwarzes Loch kann also erwartet werden, wenn die
Massenkonzentration innerhalb eines Volumens genügend groß ist
für Sonne ist rS=3 km; für das BH im Galaktischen Zentrum etwa 7.5
Mill km (6 µarcsec) -> nicht auflösbar!
 
M
r S=2.95⋅1 0 c m
M⊙
charakteristische Geschwindigkeit im Abstand r vom BH mit Masse M
Geschwindigkeiten um BH bis über 1000 km/s
5
bh
ist
G M
bh
/r
Entdeckung Schwarzer Löcher
●
für genügend kleine Radien wird Kinematik der Umgebung vom BH alleine
bestimmt
r B H=
●
●
●
●
●
G MB H

2
~0.4
 
MB H
6
10 M⊙
als Winkel: ~ 0.1 arcsec/Abstand in Mpc; nahe Galaxien!

100 k m/ s

−2
pc
also hohe Auflösung (Hubble Space Telescope) notwendig, um Kinematik nahe
genug an BH messen zu können
je schlechter Auflösung, desto höher muss MBH für Nachweis sein
BH, falls Geschwindigkeitsdispersion (oder Rotation) nach innen ansteigt, etwa
wie
−1/ 2
Probleme: Projektionseffekte und komplizierte
Orbit-Kinematik
∝r
Kinematik im Kern von M84
M84: D=15 Mpc (Virgo-Haufen); MBH ~ 3 x 108 M⊙
Maser-Quelle um Kern von NGC4258
oben:
Kern der (Seyfert-)Galaxie mit der leicht verbogenen
Scheibe um die zentrale Energie-quelle mit Jets
energiereicher Partikel; Farben sollen DopplerVerschiebung
illustrieren
darunter Spektrum mit Maser-Emission
Mitte:
Spektrallinie; mit Doppler-Verschiebung;
best-fit Scheibe darüber gelegt
unten:
20cm Aufnahme
Ergebnis:
MBH=3.5 x 106 M⊙; Abweichung von Kepler-Rotation
weniger als 1%
aus Beschleunigungsmessung auch Entfernung
bestimmt!
Überblick über supermassive Schwarze Löcher in
Spiralgalaxien
●
z.Zt. etwa 40 Galaxien mit SBH; bis 109 M⊙
●
MBH korreliert mit Helligkeit des Bulges (mit Streuung)
●
bessere Korrelation mit  des Bulges
Zwerg-Galaxien
1.
2.
Dwarf Ellipticals (dE) und Dwarf Spheroidals (dSph)
•
ähnlich den Elliptischen; keine jungen Sterne
•
Profile von dV- bis Exponential-Gesetz (wie Scheiben)
Dwarf Irregulars (dIrr)
•
Knoten in Helligkeits-Profil -> Sternentstehung
•
HI Verteilung größer als die der Sterne
•
Blue Compact Dwarfs: Extremfall mit Starburst in einer sehr hellen
Region; möglicherweise in einigen Gebieten zum ersten Mal
Sternentstehung
•
i.A. alt mit zusätzlichen jüngeren Starbusts
NGC 2915 dIrr
weiß/gelb: optisch
blau: HI
Kinematik in Zwerggalaxien
•
dE: ähnlich den großen Ellipsen LB ~ c2.5...3
•
ebenfalls zuwenig Rotation -> anisotrope Orbits
●
bei sehr niedrigem L -> sehr hohes M/L (bis 100 rel. zu solar)
●
scheinen daher sehr stark und überall von DM dominiert zu sein!
●
einige (Dra) scheinen fast nur aus DM zu bestehen...
auch bei dIrr: schwächste Galaxien völlig
DM-dominiert
•kinematische Daten vor allem von HI
•bei gleicher Helligkeit Geschwindig-keiten in
dE und dIrr gleich
•
Aktive Galaxien
●
Active Galactic Nuclei (AGNs)
●
kompakte, sehr helle Kerne (Zentren); Skala 3 pc
●
hell im UV (blau)
●
Emissionslinien, verbreiterte Absorptionslinien
●
nicht-thermische Strahlung
●
„super-luminal motion“
●
Röntgen-Emission
●
Radio-Emission auf großen Skalen (kpc-Mpc); Jets
●
Variabilität über kurze Zeitskalen (Minuten-Tage)
●
Leuchtkräfte:
●
L n u c=1
04 5−1 04 8 ergbestätigt
/ s≃1 01 2 −1 01 5
mittlerweile in allen Fällen
Galaxien-Natur
●
in näherer Umgebung der Milchstraße sehr selten
L⊙
AGN-Typen
1.
Radio-Galaxien








hohe Radioleuchtkraft
8
Cyg A: 1011
Lradio≥10 L⊙
Emission meist aus großen Gebieten außerhalb der eigentlichen
Galaxie (radio lobes)
Lobes haben Ursprung in Jets aus Zentrum der Galaxie
Synchrotron-Emission relativistischer Elektronen
12
E e≃10 eV
Radio-Galaxien sind gigantische Teilchenbeschleuniger
gefunden bis Rotverschiebung z=4-5
50% E0/S0-Galaxien, 50% Quasare (s.u.)
Jets reichen bis 0.1-0.5 Mpc; erscheinen manchmal nur auf einer
Seite
Radio-Galaxie NGC 383 = 3C31
blau: optisch
rot: Radio
Radio-Galaxie Centaurus A
M87 und Jet
M87 ist Zentralgalaxie im Virgo Haufen;
17 Mpc entfernt;
Jet ist stark kollimiert; Schocks (Stöße)
sichtbar; Synchrotron-Emission
Radio-Galaxie Cygnus A
AGN-Typen
2.
Quasare (QUAsi-StellAr Radio Source)

1963 entdeckt B. Schmidt: Radioquelle 3C273 hat optisches
("stellares") Gegenstück; Jet; z=0.158 (damals am weitesten
entfernte Quelle; 500 Mpc);
daher MB=-23.5 ->100mal heller als normale Galaxien

breite Emissionslinien -> hohe Geschwindigkeiten

Radiospektrum stückweise Potenzgesetz (~-0.7);
Synchrotronstrahlung

leuchtkräftigste Unterklasse der AGNs
Statistik:
entweder: Quasare leben lange, dann macht nur 1 von 100 Galaxien einen Quasar
oder:
jede Galaxie ist einmal ein Quasar gewesen, dann aber nur für 107 Jahre
Quasar-Spektrum
Seyfert-Galaxien
3.
4.
Seyfert-Galaxien

1943 von Seyfert eingeführt: Galaxien mit Kern sehr hoher Flächenhelligkeit

2 Untertypen: Seyfert 1 und 2

Spiralgalaxien

optisches Spektrum von Seyfert 1 ähnlich dem von QSO (s.u.)
BL Lac Objekte (nach Prototyp benannt)

AGN mit stark variierender Strahlung
NGC 7742 (Seyfert-Galaxie)
beachte den strahlenden Kern und die Spiralstruktur
AGN-Typen
5.
QSO (Quasi-Stellare Objekte)

punktförmige Quellen mit sehr blauer U-B Farbe

ursprünglich gesucht, um optische Gegenstücke zu Quasaren zu
finden; man fand aber noch viel mehr

viele sind Radio-ruhig

starke und breite Emissionslinien

hohe Rotverschiebung (keine in unserer "Umgebung")

(10-mal) häufiger als Quasar

weil so extrem leuchtkräftig, überstrahlen sie ihre Mutter ("host")Galaxie

bei den schwächeren hat man mit HST die Galaxien gefunden
Quasare sitzen in Galaxien
HST hat nachgewiesen, dass Quasare in den Zentren von Galaxien sitzen
Physik und Struktur von AGNs
●
●
Größe:
–
Variabilität: aus Zeitskala kann Obergrenze für Größe des betroffenen
Gebietes abgeschätzt werden, indem die Dauer des betreffenden Prozesses
ignoriert und die Lichtgeschwindigkeit verwendet wird
–
es ergeben sich für Zeitskalen von Tagen Größen von 0.001 bis 0.01 pc
–
Schwarzschild-Radius für supermassive BHs von 10-7 bis 10-3 pc (106 bis
109 M⊙)
Leuchtkraft-Quelle: Alternativen zu Schwarzen Löchern?
–
Sterne: erfordert zu hohe Sterndichte, die nicht lange stabil sein würde
–
Supernovae: benötigt 1010 Sterne, die SNe machen (permanent)
Die Energie-Quelle
●
Standard-Annahme: Akkretion auf supermassives Schwarzes Loch
●
Masse: 106 bis 109.5 M⊙
●
akkretiert 10-4 bis 10 M⊙ pro Jahr aus einer Scheibe
●
Jets und nicht-thermische Strahlung kommen von rotierender Magnetosphäre
der Akkretionsscheibe
●
Gravitations-Energie wird transformiert in thermische Energie und Strahlung
●
Schematisches Bild:
Das "unified model" für AGNs
●
●
●
●
●
●
●
Schwarzes Loch im Zentrum; 106 bis 1010 M⊙
Akkretionsscheibe erstreckt sich bis 100-1000 RS; emittiert Röntgen,
EUV, UV, optisch, auch TeV-Elektronen
Broad-Line-Region: Wolken dichteren Gases, die mit bis zu 10.000 km/s
um das BH rotieren und bis 0.1..1 pc reichen; Emission von breiten
Linien;
9
10 −3
ne ≈10
−10biscmeinige pc; Emission
Narrow-Line-Region: Wolken dünneren
Gases
der schmaleren Linien;
5
−3
n
10
c
m
Staub/Molekül-Torus mit innerem Radius von
1 pc und äußerem von 50e
100 pc; IR-Emission
Jets: Synchrotron-Strahlung über ganzes Spektrum; von 0.1 bis 106 pc
die unterschiedlichen AGN-Typen ergeben sich dann aus Blickwinkel
und Entwicklung/Typ der Host-Galaxie
Superluminal Motion
●
●
einige Radioquellen scheinen sich mit mehrfacher Überlichtgeschwindigkeit von der
zentralen Quelle weg zu bewegen
ist aber nur Folge der Projektion und einer intrinsisch relativistischen
Geschwindigkeit (erklärbar wieder nur, wenn man nahe an einem Schwarzen Loch
ist)
v t e sin
r
vapp= =
 t t e 1−cos
te: Zeitpunkt der Emission eines
weiteren Signals
= v/ c
=1/  1−2