Die lokale Gruppe

Die „lokale Gruppe“
Vortrag im Rahmen des Seminars „Entstehung und Entwicklung der Galaxis“
Vortrag
des Seminars
„Entstehung
und
Vortrag im
Rahmenim
desRahmen
Seminars „Entstehung
und Entwicklung
der Galaxis“
Marius Halosar
Entwicklung der Galaxis“
31.5.2013
Übersicht
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Definitionen
Struktur
Mitglieder der verschiedenen Untergruppen
Satellitenscheiben (DoS)
Umgebung und Dynamik der lokalen Gruppe
Morphologie und Eigenschaften von Zwerggalaxien
Populationsboxen
Vorstellung ausgewählter Mitglieder
Nachschlag
Lokale Gruppe: Definitionen und Allgemeines
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Der Begriff „Lokale Gruppe“ (LG) stammt aus dem Buch von Edwin HUBBLE
„the realm of the Nebulae“ (E. Hubble, 1936), in dem er bereits die
Mitgliedschaft von 12 Galaxien postulierte.
Eine Gruppe ist eine Ansammlung von 20 – 60 Galaxien mit einer Ausdehnung
von bis zu 107 Lj, enthält ca. 1013 MO. Ihre Mitglieder sind gravitativ gebunden.
Galaxienhaufen bestehen aus bis zu 1000 Galaxien, die sich zu Superhaufen
zusammenschließen. Ihre Abgrenzung zu den Gruppen ist nicht ganz eindeutig.
Die LG ist eine Galaxiengruppe, die Bestandteil des Virgo – Galaxienhaufens
ist und der Andromeda (M 31) und die Milchstraße (MS) als dominante
Komponenten angehören. Diese beiden enthalten 80% der Leuchtkraft der LG.
Die LG enthält 75 Galaxien und hat eine Ausdehnung von 1.8 – 2.4 Mpc.
Da die meisten Zwerggalaxien nur sehr geringe Oberflächenhelligkeiten
aufweisen, wurden viele von ihnen erst kürzlich entdeckt. Es ist zu erwarten,
dass durch verfeinerte Technik insbesondere in niedrigen galakt. Breiten in
naher Zukunft noch weitere gefunden werden.
Gesamtmasse beträgt ca. 2.1012 MO
Geschwindigkeitsdispersion innerhalb der LG beträgt σ = 61 8 km/s
In einer Galaxie ist die Verteilungsfunktion des Phasenraums innerhalb des
Alters des Universums inkompressibel.
Struktur der Lokalen Gruppe
Einteilung der LG in 4 Untergruppen:
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MS - UG
+26 Satelliten (Listen auf getrennter Folie)
M31- UG
+35 Satelliten incl. M33 + And I – And XXX + IC 10
NGC 3109 - UG + 3 Satelliten (Sextans A + B, Antlia-Zwerg)
Diese Gruppe ist vom Baryzentrum der LG ca. 1,8 Mpc
entfernt; ihre Zugehörigkeit zur LG ist daher fraglich.
Lokale Gruppenwolke besteht aus 8 Satelliten. Es ist eine Gruppe
von Zwerggalaxien, die den kompakteren
Gruppen nicht unmittelbar zuordenbar ist.
Diese sind:
dIrr......... Leo A, IC 1613, SagDIG, WLM (Wolf- Lundmark-Melotte)
dSph...... Cetus, Tucana, Aquarius (DDO 210)
IB(s)m Galaxie NGC 6822 (Barnard`s Galaxie)
Sonderfälle: And IV ist wahrscheinlich keine Galaxie
Leo A (Leo III) steht sehr isoliert
IC 1613 wird auch zur M31 – UG gezählt.
GR 8 (dIrr) liegt extrem weit (2,8 Mpc) und isoliert, ihre
Mitgliedschaft wird noch debattiert! (nicht in dieser Liste)
Ausdehnung und Mitglieder der LG bezogen auf die gal. Ebene
Bekannte Mitglieder der Untergruppe MS-Satelliten
aus P.Kroupa, G.Hensler et al.“Local-group tests of dark-matter concordance cosmology“, 2010 and references therein
Bekannte Mitglieder der Untergruppe M31 - Satelliten
Im Jahr 2013 sind bereits 4 Paper erschienen, die sich
mit der Dynamik bzw. der Scheibenstruktur der
Begleitsysteme von M31 auseinandersetzen.
daraus: M31 EB (μ⍺,μδ) = (34.3, - 20.2) ± 8 μas/yr
(van der Marcel et al.,2012)
weitere EBs sind nur von M33 und IC 10 bekannt.
PAndAS ist ein Survey, der 2008 mit dem Canada
France-Hawaii Telesc.von M31+Sat. erstellt wurde.
aus L. Watkins et al (2013): „A census of orbital
properties of the M31 satellites“
PAndAS = PAN-Andromeda Archeological Survey
Entfernungsindikatoren für die Lokale Gruppe
•
Für die relevanten Distanzen von ~30 kpc bis ~ 3,0 Mpc von Zwerggalaxien
innerhalb der Lokalen Gruppe bieten sich in erster Linie folgende
photometrischen Methoden der Entfernungsmessung an:
1.
2.
3.
Klassische Cepheiden und RR Lyrae Sterne (metallizitätsabhängig)
TRGB (Tip of Red Giant Branch) im I-Band
Absolute Helligkeit des HB (Horizontal Branch) bes. für alte Sterne.
•
Für größere Distanzen gut geeignet:
4.
5.
6.
Tully – Fischer Beziehung (für Spiralgalaxien)
Faber – Jackson Beziehung (für elliptische Galaxien)
SBF (Surface Brightness Fluctuation)
DoS (disc of satellites) um die MS und um M31
Die Positionen und Distanzen der Begleitgalaxien wurden in ein galaktozentrisches, kartesisches
Koordinatensystem transformiert und von der gal. Ebene aus bei bestimmten ℓMS betrachtet. Durch
Variation von ℓMS ergeben sich die Parameter einer scheibenförmigen Struktur geringster Dicke:
MS
Normalenvektor.. ℓMS = 156,4°, bMS = -2,2° also fast perfekt polar!
Halbe min. Scheibendicke Δmin = 28,9 kpc, DP = 8,2 kpc (DoS – MS)
---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
Aus (1):“Here we report the existence
(99.998% significance) of a planar subgroup of satellites in the Andromedagal axy“
Andromeda
Hiebei wurden 15 Sat. Galaxien zu
einer Scheibe zusammengefasst, deren
Dicke nur Δmin =14,1 kpc beträgt. (rms)
Incl. sind die Ellipsen NGC 147 u. 185,
nicht aber M 32 u. M110.
Bemerkenswert ist die Orientierung der
Scheibe im Raum: aus Sicht der MS
liegt sie perfekt „edge on“!
Außerdem liegt sie recht genau normal
auf die galaktische Ebene!
Karte der 3-D Verteilung der MS Satellitengalaxien (Kroupa et al.
2010 „Local group tests of dark...)
DA = 400 kpc
R. Ibata et al. (2013) „A vast thin plane
of co-rotating Dwarf Galaxies orbiting
the Andromeda Galaxy“. (1)
Umgebung der Lokalen Gruppe
• Die Lokale Gruppe ist unmittelbar von 5 weiteren Galaxiengruppen umgeben.
• Wie bei der LG gibt es auch bei diesen Gruppen i.a. 2 beherrschende Galaxien.
• Im Umkreis von 7 Mpc gibt es weitere Gruppen mit knapp 30 großen Galaxien.
Gruppe
~N
Dist.
Mpc
Zentralobjekte
Richtg.
Canes
Venatici I
42
4,0 5,5
M 94
M 106 ?
Jagdhunde
M 81
60
3,0 - M 81
4,5 NG 2403
Großer
Wagen
Maffei
24
3,0
Maffei 1
IC 342
Cas
Cam
M 83
50
NGC 5128
3,75,2
M 83
Cen A
Centaur
Hydra
Sculptor
2-6
22
NGC 253 Galakt.
NGC 55 Südpol
Supergalaktische Koordinaten und die
supergalaktische Ebene
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De Vaucouleurs definierte 1991 ein Kugelkoordinatensystem SGL, SGB,
dessen Äquator annähernd in der supergalaktischen Ebene (SGP) lag, wie
sie zu dieser Zeit bekannt war.
Schon William Herschel wies vor über 200 Jahren auf die planare Verteilung
von Nebeln hin.
Die SGP beschreibt eine planare Struktur, die durch die Anordnung des
galaktischen Virgo – Haufens, des Perseus - Pisces -Haufens und des großen
Attraktors gebildet wird.
Tatsächlich lässt sie sich aber nicht als ein homogenes Ellipsoid beschreiben.
Z.B. variiert die kleine Achse bis zu einem Radius von 80 Mpc gegenüber der
normalen SGP z-Achse um 30°.
Aitov-Projektion des IRAS Survey
Der SG Nordpol (SGB = 90°) liegt bei
l = 47,37°, b = +6,32° (gal.) und bei
⍺ = 18h 55`, δ = +15° 42` (äqu.)
Der Nullpunkt (SGL = 0, SGB = 0) bei
l = 137,37°, b = 0
(gal.) und bei
⍺ = 02h 55`, δ = +59° 32` (äqu.)
Der Virgohaufen liegt bei:
SGL = 103°, SGB = -2°, D = 17 Mpc
Die DYNAMIK der Lokalen Gruppe
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Durch die an anderer Stelle beschriebenen, immer genauer gewordenen
Distanzmessungen zu den Galaxien im expandierenden lokalen Universum
können die Bewegungen relativ zur LG viel exakter gemessen werden.
Sonnengeschwindigkeit rel. zum galakt. Zentrum: VGSR = 219 km/s
Sonnengeschw. rel . zum Schwerpunkt der LG: VLG = 318 km/s
Vektordifferenz V = VLG – VGSR = 135 25 km/s
Mit dieser Geschw. fällt die Galaxis in Richtung M 31 (17° Offset)
Das „Local sheet“ (LS) ist ein an die Lokale Gruppe angrenzendes Gebiet
aus benachbarten Gruppen mit einem Radius von 7 Mpc.
Es entspricht einem Filament, das die Region vom angrenzenden lokalen
Void trennt mit einer internen Geschwindigkeitsdispersion von nur 40 km/s.
Pekuliargeschwindigkeiten VPek = VObs – H0.d
Die LG bewegt sich relativ zum LS mit 66 24 km/s → l = 349, b = +22
Das LS bewegt sich im System der anderen Galaxien, die max. 3000 km/s
Fluchtgeschwindigkeit aufweisen, aber weiter als die 7 Mpc entfernt sind, mit
v = 323 25 km/s in Richtung SGL = 80, SGB = -52. (Lokaler Superhaufen)
Eine Komponente dieses Vektors in Richtung Virgo-Haufen beträgt 185 km/s.
Die zweite Komponente von 260 km/s zeigt nach SGL = 11, SGB = -72
nach B.Tully et al., „Our peculiar motion away from the local void“, 2008
Das „local sheet“, das lokale Void und der Virgo-Cluster
Das local sheet in der supergalaktischen Ebene (3 Mpc dick!)
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.
Diese Komponente zeigt genau in die Richtung der negativen supergalaktischen
Z-Achse und zeigt nicht auf etwas Besonderes hin, sondern weg vom Local Void!
(min. 45 Mpc weit u. leer)
Das Dipol-Muster in der CMB zeigt eine Bewegung des LS mit v = 631 22 km/s
Richtung l = 276 3, b = 30 3 (SGL=139, SGB = -31).
Diese Bewegung kann zerlegt werden in die schon bekannte Komponente zum
lokalen Superhaufen (v = 323 km/s)
und
• eine zweite die den großskaligen Einfluss des
Hydra - Centaurus - Superhaufen und des noch
weiter entfernten Shapley - Superhaufens im
Hintergrund berücksichtigt.
v = 455 15 km/s (SGL = 80, SGB = -52)
← auf die Sphäre projizierte Bewegungskomponenten des local sheet.
nach B.Tully et al., „Our peculiar motion away from the local void“, 2008
Galaxiengruppen im Umkreis von 100 MLj (supergalakt. Ebene)
Morphologie von Zwerggalaxien
S(a) = Spiralgalaxie
dIrr = irreguläre Zwerggalaxie
← UV →
M33 = NGC 598, D = 850 kpc
IC 1613 = DDO 8, D = 730 kpc (RR Lyrae)
dE = ellipt. Zwerggalaxie
dSph = sphärische Zwerggalaxie
HST →
← 2 MASS
NGC 185 = UGC 396, D = 628 kpc
Cassiopeia = And VII,
D = 790 kpc
Eigenschaften der Zwerggalaxien in der Lokalen Gruppe (1)
• dSph‘s:
-
diffus, geringe zentrale Konzentration
massenärmste galaktische Systeme
alte (> 10 GJ) bis mittlere (1 – 10 GJ) Population
Flächenhelligkeit μ > 22 V mag/arcsec2 ,
MB > -14
durch dunkle Materie dominiert: 6 < M / LV < 1000
Sternentstehung ?
kaum ISM
• dE‘s
- kompakt, definiertes Galaxienzentrum
-
alte (> 10 GJ) bis mittlere (1 – 10 GJ) Population
Flächenhelligkeit μ > 21 V mag/arcsec2,
-18 > MB > -14
ISM z.T. nachgewiesen
Sternentstehung (bis vor 1 GJ) in einigen dE‘s nachgewiesen
Quelle: Prof. Zeilinger (LG)
Eigenschaften der Zwerggalaxien in der Lokalen Gruppe (2)
•
dIrr‘s:
-
•
strukturarme Gebilde, ohne bestimmte Form. 25% aller Galaxien
älteste Sterne ca. 10 GJ alt
Bursts von Sternentstehungsepisoden
Intensität der Bursts von der Gesamtmasse abhängig
enthalten i.a. viel Gas und Staub
Allgemeines:
- alle Zwerggalaxien besitzen eine alte Sternpopulation, ausgeprägte
RGB‘s selbst in dIrr‘s. (z.B. WLM, NGC 6822)
- Jedoch gibt es keine LG-Zwerggalaxie, die ausschließlich aus alten
Sternen besteht. (Ursa minor?)
- Die letzte Sternentstehungsepisode war generell kurz. (10 – 500 MJ)
- Extreme Massenverluste durch gal. Winde bei Zwerggalaxien.
Galaxien mit <106 MO verlieren praktisch ihr gesamtes ISM durch SNe
- Viele Zwerggalaxien mit Anteil an dunkler Materie >90% entdeckt.
Problem der fehlenden Zwerggalaxien: Sind sie vielleicht unsichtbar?
Analyse der Sternentstehungsepisoden
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Die Geschichte der Sternentstehung und die chemische Entwicklung von
(Zwerg-) Galaxien kann mit Hilfe der „Populationsbox“ dargestellt werden.
(Hodge, 1989)
Räumliche Differenzierungen können nicht dargestellt werden!
Die notwendigen Daten werden aus Farben – Helligkeitsdiagrammen (CMDs)
und durch den Vergleich mit Entwicklungsmodellen gewonnen.
Die Sternentstehungsraten (SFRs) sind i. a. nur näherungsweise bekannt.
Deshalb sind die in der Box gegebenen Darstellungen auch nur als qualitative
Abschätzungen aus Unterpopulationen im CMD zu betrachten.
• Die Metallizitäten sind ebenfalls
unsicher; als Indikatoren dienen:
• Anstieg des RGB
• O-Häufigkeiten in HII-Regionen
• spektroskopisch aus Einzelsternen
bestimmte Häufigkeiten.
• Altersbestimmung qualitativ aus Unterpopulationen
des CMD
Sternentstehungsgeschichte in verschiedenen Zwerggalaxien
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•
Irreguläre Galaxien sind in den
ersten 3 Reihen dargestellt.
Die angegebenen Entfernungen
beziehen sich auf das Bary zentrum der Lokalen Gruppe.
Sphäroide Zwerggalaxien
erscheinen in den Reihen 4,5,6.
Angegeben ist der Abstand zur
jeweiligen Zentralgalaxie.
Bekannte Kugelhaufen sind
jeweils angeführt.
Anmerkung: In der NED (NASA
Extragalactic Database) sind
NGC 205 (M110) und NGC 147
(DDO 3) als E5 pec
angegeben!
Canis major – Zwerggalaxie und der Monocerosring
• Entfernung ca. 7,8 kpc, entdeckt 2003 im Rahmen
der Erforschung des Monocerosrings, der als „tidal
stream“ vom CMa Zwerg angesehen wird.
• Die Galaxie befindet sich in der Zentralebene der
Milchstraße und enthält ca. 109 Sterne. (viele RG!)
• Sowohl für den Ring als auch für die Galaxie sind
verschiedene alternative Erklärungen entwickelt
worden, sodass die Existenz der Zwerggalaxie
noch nicht eindeutig geklärt ist.
• Dieser Bereich im 3. Quadranten wird auch oft als
„Canis Major Overdensity“ bezeichnet. Oder als:
dIrr CMa. ℓ = 240 , b = -8 , DGZ = 13 kpc, 12 x 12
aus A. Moitinho „Spiral structure of the
Third Galactic Quadrant and the solution
to the Canis Major debate“ (2006)
Sagittarius ellipt. (sph?) Zwerggalaxie (SagDEG)
SagDEG ist der näheste gesicherte Trabant der MS. Von uns aus gesehen liegt sie
hinter dem zentralen Teil der MS und wurde durch dessen hoher Extinktion erst im
Jahr 1994 entdeckt. Innerhalb der nächsten 108 Jahre wird sie sich durch die Ebene
der MS bewegen. Sie hat schon 10 Orbits (t < 1 GJ) hinter sich. (Wyse, 1997)
• Die Gezeitenkräfte der MS sollten sie eigentlich längst
aufgelöst haben. Daher kann man von einem hohen Anteil
dunkler Materie im Zentralteil der Galaxie ausgehen.
• Die Galaxie besitzt 6 Kugelhaufen: M54, Terzan 7 + 8,
Arp 2, Whiting 1 und Palomar 12 (6,5 GJ jung!)
• Soeben ist ein neues Paper zu dieser Galaxie
erschienen: „The variability of carbon stars in the
Sagittarius dwarf spheroidal galaxy“ (P. Battinelli and S.
Demers, 2013)
• Sollte SagDEG tatsächlich eine dsph – Galaxie sein,
dann ist sie die weitaus massereichste, zumindest in der
LG!
• gesch. Masse (innerh. 5 kpc): 5,2 x 108 Mo (E.Lokas
2010)
Die MS mit Sagittarius - Sternstrom
• Abstand zur Sonne ~ 70.000 LJ,
zum GZ ~ 50.000 LJ
Nahe Zwerggalaxien und Sternströme
• Neben den 2 bereits besprochenen, liegen noch weitere
7 Zwerggalaxien der Milchstraße näher als die GMW.
• Alle gehören zum Typ dSph und wurden in den Jahren
zwischen 2006 und 2009 anhand des SDSS II entdeckt.
• Alle sind extrem lichtschwach und sehr metallarm.
• Neue Distanz MS – GMW: d = 50
0.19 kpc = 163 kLJ
• Tabelle: d[kpc] = Sonnendistanz, rH [pc] = Halblichtradius
Name
M/L
rH [Fe/H]
Anm.
Segue 1
23 -1,5 13,8 3400
30 -2,50
KH ?
Ursa maj. II
30 -4,2 14,3 2000 140 -2,44
Sternströme in der Milchstraße
Segue 2
35 -2,5 15,2
650
34 <-2,0
** Aries
Mind. 14 Sternströme bekannt.
Willman 1
38 -2,7 15,2
800
25 -2,10
KH?
Bestehen aus H-Wolken oder Sternassoziationen von Zwerggalaxien
oder KH, die durch Gezeitenkräfte
auseinander gerissen wurden. Z.B:
Bootes II
42 -2,7 15,8 >100 *51 -1,80
**
Coma Ber.
44 -4,1 14,5
450
70 -2,53
**
Bootes III
46 -5,8 12,6
-
400 -2,10
Styx ?
Bootes I
65 -5,9 13,1
-
240 -2,55
Bild!
Bootes 1 (künstlich aufgehellt)
Magellanstrom (H-Gas),
Sagittarius - Strom, Monocerosring,
Styx – Strom, Helmi - Strom
d
MV
m
** möglicherweise mit SagDEG -Sternstrom verbunden
* 36 lt. anderer Quelle
Die kleine Magellan`sche Wolke (NGC 292) + 47 Tuc (3,7 kpc) + NGC 362
M 110 = NGC 205
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credit: Atlas Image 2MASS/UMass/IPAC-Caltech/NASA
Typ
dE6
UG
Andromeda
Entfernung
0,80 Mpc
vis. Helligkeit
8,92 mag
Winkeldurchmesser
21,9` x 11,0`
•
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Eine der beiden elliptischen Satelliten
von M31.
C. Messier entdeckte M110 bereits am
10.8.1773, trug sie aber nicht in seinen
Katalog ein.
Schließlich wurde die Galaxie i.J. 1966
von K. Jones „offiziell“ als letzter Eintrag
in den Messier - Katalog aufgenommen.
Im Gegensatz zu M32 zeigt sie keine
Anzeichen für ein SMBH.
Das interstellare Medium umfasst nicht
unbedeutende Mengen an Staub, sowie
an molekularem und ionisiertem Gas,
eher ungewöhnlich f. diesen Galaxientyp
M 110 besitzt einen Halo mit 8 KSH, die
alle bis auf einen, aus alten metallarmen
Sternen bestehen.
Dieser eine ist blau und jung und enthält
deutlich mehr schwere Elemente.
Radialgeschwindigkeit (Sonne) -241 km/s
(GSR) -62km/s
IC 10
(UGC 192)
Konst...Cas
UG.......Andromeda
Typ......dIrr IV/BCD
Dist......0,68 Mpc
m.........+ 11,2 mag
Lewis Swift (1887)
Starburstgalaxie!
Irreguläre Sagittatius Zwerggalaxie (SagDIG)
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SagDIG ist eine irreguläre Galaxie der
LG, UG „lokale Gruppenwolke“ in der
Konstellation Sagittarius.
Sie ist eine der hellsten (MV = -12,3)
irregulären Galaxien der LG
SagDIG zählt zu den metallarmen
Galaxien in der LG. [Fe/H] = -2,0
Die Entdeckung eines roten HB durch
Momany et al.(2005) zeigt eine sehr alte
Population. Zusammen mit der
Verteilung der „red clump“-Sterne und
den MS-Sternen ergibt das eine lange
Sternentstehungsgeschichte, die sich
von ~ 30 MJ bis zu 10 GJ erstreckt.
(Guleuszik et al. 2007)
SagDIG by Hubble Space Telescope
räumliche Verteilung von Sternen verschiedenen Alters
im Vergleich zur HI Verteilung (Momany et al.,2005) →
NGC 6822 (DDO 209) = Barnard`s Galaxie
Con.....Sag
UG...... lok. Wolke
Typ......IB(s)m
Entf..... 0,50 Mpc
m.........+9,3 mag
E. Barnard (1884)
NGC 3109 (DDO 236)
Con...Hydra
UG
-
Typ...SBm
Entf...1,3 Mpc
m....+.9,8 mag
J. Herschel
(1835)
NGC 3109
Galex (UV)
Sextans A (DDO 75)
Con..Sextant
UG...N 3108
Typ...IBm
Entf. 1,44 Mpc
m... +11,86mag
F. Zwicky
(1942)
DANKE
für die Aufmerksamkeit !
Sternentstehungsgebiet NGC 602 in der KMW
SMC - offener Sternhaufen NGC 346