Die lokale Gruppe
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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 • • • • • • • • • 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 • • • • • • • • • 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: • • • • • 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 • • • • 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 • • • • • • • • • • • 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!) • • • . 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 • • • • • 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 • • • • 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 • • • • • 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` • • 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) • • • • 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
