Einf¨uhrung in die Astronomie II
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Einführung in die Astronomie II 17. Januar 2006 Günter Wiedemann [email protected] Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.1/98 Beobachtungen Auflösung Abbildungsmaßstab Öffnungsverhältnis Rauschen Spektrale Auflösung Instrumente Prismen Gitterspektrometer Fourier, FTIR (←→ FLIR) Fabry-Perot Heterodyn E-auflösende Detektoren V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.2/98 Nachbarn V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.3/98 Milchstrasse Entfernungsbestimmung Stellarstatistik Sterne in der Sonnenumgebung Sternhaufen Rotation Komponenten des Milchstrassensystems Sternpopulationen Entstehung und Entwicklung V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.4/98 Gal. Center I V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.5/98 View of the Milky Way V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.6/98 Kurze Geschichte der Milchstrasse Milchstrasse: Helles Band am Himmel DIE Galaxie = Milchstrasse heute bekannt: VIELE andere Galaxien Galilei (1610) : erkennt Sterne, Anzahl schwacher Sterne ’deutlich jenseits der Zählbarkeit’, ’nebelartige Erscheinung’ → grosse Entfernung Thomas Wright (1711-1786): Milchstrasse= flache Scheibe aus Sternen, Sonne im Zentrum (1750) Kant (1724-1804): quantitative Formulierung der Scheibenhypothese V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.7/98 Kurze Geschichte der Milchstrasse F.W. Herschel zählt Sterne in 633 Regionen am Himmel und erstellt Karte der Galaxie mit Annahmen: Alle Sterne haben gleiche Helligkeit Raumdichte ist konstant keine interstellare Extinktion Ergebnis: Anzahldichte sehr stark richtungsabhängig V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.8/98 Herschel’s Milky Way V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.9/98 Herschel Friedrich Wilhelm Herschel (1738-1822) IR-, Uranus-Entdecker, Teleskopbauer, Musiker V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.10/98 Historie Herrschels Arbeit sehr einflussreich noch wichtiger : Entwicklung der Methoden (Sternzählungen) Friedrich Argelander (1799-1875): Bonner Durchmusterung des nördlichen Sternhimmels: Positionen und scheinbare Helligkeiten von 457848 Sternen alt info: 324198 Sterne (mit 2 Assistenten) Hugo von Seeliger (1849-1924): ortsunabhängige Leuchtkraftfunktion Φ(L) statt ’gleicher Helligkeiten’, Milchstrassenmodell : ellipsoidales System V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.11/98 Argelander Friedrich Wilhelm August Argelander (1799-1875) V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.12/98 Historie Kapteyn (1851-1922), 1920 definitives Milchstrasssenmodell Sonne ∼ im Zentrum ellipsoide Sternverteilung Sterndichte nimmt ab mit Abstand zur Sonne 1/2-Dichte bei d=150 pc Kapteyns ’Universum’ 18kpc x 2.4 kpc Kapteyn und Seeliger: interstellarer Raum frei von Gas und Staub → mehr ist mit Sternzählungen nicht zu erreichen V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.13/98 View of the Milky Way V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.14/98 Gal. Center I V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.15/98 Galaktisches Zentrum V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.16/98 Sternhaufen Offene Sternhaufen Assoziationen Kugelsternhaufen V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.17/98 Sternhaufen V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.18/98 Sternhaufen gemeinsame Eigenschaften von Sternen in Haufen a c e V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.19/98 Haufen V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.20/98 Offene Haufen Offene Haufen oder Galaktische Haufen: lose Ansammlung v. Sternen, schwach gravitativ gebunden 10 − 103 Sterne, D = 1 − 20pc → 0.3 − 6 Sterne pc−3 ∼ 2 − 50× solar Lebensdauer offener Haufen ∼ 108 − 109 a zu galaktischen Ebene hin konzentriert jüngere Haufen in Spiralarmen konzentriert → Ursprung ∼ 104 in MW wg Dunkelwolken nur ∼ 103 beobachtbar V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.21/98 Assoziationen Sternassoziationen: gravitativ nicht gebundene Ansammlung von Sternen keine drastische Dichteerhöhung werden bei Spektraldurchmusterungen gefunden (OB- Assoz.) ∼ 100 in MW, 10 − 1000 Sterne D ∼ 30 − 200pc τ ≈ 106 − 107 a V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.22/98 Kugelsternhaufen viele Sterne, hohe Dichtekonzentration 104 − 108 Sterne im Zentrum nicht auflösbar 15 − 150pc Dichte 1000 − 104 × solar HRD verschieden von offenen Haufen: HR nur bis mid-F(wbd?), dann Riesenast, RR Lyraes KH nicht an galakt. Rotation beteiligt exzentrische Bahnen, kugelsymmetrisch um Zentrum → Halo V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.23/98 Kugelsternhaufen Merkmale weisen auf hohes Alter der KH hin 1010 a grav. Bindung, wenig Störungen bei Durchlauf durch Scheibe ∼ 200 KH, ∼ 150 katalogisiert Widerspruch zu offenen Haufen ? Andromeda: 2× elliptische Riesengalaxien: 1000e von KH (widw?) V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.24/98 Rotation der Milchstrasse MW: Struktur durch Gravitation bestimmt g(r) → differentielle Rotation radiale Massenverteilung, M ∼ M (r, h) aus Sonnenumgebung → M ≈ 1011 M L/M << solar teilweise wg. vieler massearmer Sterne Umlaufzeit der Sonne ∼ 230M io Jahre V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.25/98 Rotation der Milchstrasse Rotation : mittlere Bewegung vr aus Dopplermessungen vt benötigt Parallaxen und Eigenbewegungen V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.26/98 Stellar motions V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.27/98 Messung der Bewegung erschwert durch : Einzelbewegung von Sternen, auch senkrecht zur Ebene ’Pekuliargeschwindigkeiten’ Schnell-Läufer > 1000km/sec gemessene scheinbare Bewegung: Eigenbewegung V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.28/98 Galactic Coordinates Galactic equator Galactic latitude b and Galactic longitude ` defined with the Sun as the center! b measured in degrees north and south of the Galactic equator ` measured in degrees along the Galactic equator b = 0◦ , ` = 0◦ is close to (but not exactly) the Galactic center transformation formulae from (RA, δ ) to (`, b) and a transformation chart are given in the literature V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.29/98 Galactic coordinates V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.30/98 Masseverteilung MW: Struktur durch Gravitation bestimmt g(r) → differentielle Rotation radiale Massenverteilung, M ∼ M (r, h) aus Sonnenumgebung → M ≈ 1011 M L/M << solar viele massearme Sterne Dunkle Materie ← GAIA V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.31/98 MW Rotationskurve V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.32/98 Galactic rotation curve V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.33/98 Galactic rotation curve flat beyond R0 should drop off Θ ∝ R−1/2 (Keplerian motion) → significant amount of mass at R > R0 (dark halo) other spiral galaxies show similar result: V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.34/98 rotation curves V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.35/98 Vermessung der Milchstrasse möglich durch Randlage des Beobachters ’beste’ Entfernung zum GC (IAU) : d = 8.5kpc V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.36/98 Oorts Beitrag Jan Hendrik Oort differentielle Rotation der MW Crab Nebel Synchrotron Strahlung ESO DG V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.37/98 Kinematics of the Galaxy from statistics of near-by stellar motions solar peculiar velocity: ≈ 20 km s−1 solar apex: ` = 53◦ , b = 25◦ (toward Hercules) V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.38/98 Oort’s constants Oort constructed kinematic relations to help determine the differential rotation curve of the Galaxy circular orbits (can be generalized) V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.39/98 Oort’s constants V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.40/98 Komponenten des MW-Systems galaktische Scheibe und Spiralarme (Sonne) Halo Zentralellipsoid galaktisches Zentrum V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.41/98 MW Komponenten V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.42/98 galaktische Scheibe und Spiralarme Scheibe mit 30 kpc Durchmesser und typ. 1 kpc Dicke Skalenhöhe abhängig v. Art der Meßobjekte sehr schmales Band (200 pc) definiert durch kühle ISM und junge Sterne (aber auch Staub → Extinktion) weniger stark: Scheibenkonzentration von HI (21cm) geringe Konzentration : Sterne (IR) V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.43/98 FIR V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.44/98 Spiralstruktur V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.45/98 galaktische Scheibe und Spiralarme Studium d. Spiralstruktur mittels 21 cm H, ’Wolken’ Spiralarme sind keine ortsfesten Strukturen Sterne gehören nur kurze Zeit zu einem Spiralarm Lebensdauer < Umlaufzeit Spiralarme ← Dichtewellen > 1000M → dichte Konzentration → Kollaps von ∼ Fragmentation → viele Einzelsterne in offenen Haufen oder OB -Assoziation junge Haufen liegen nahe ihrer Entstehungsorte Spiralarme: Hauptorte der momentanen Sternentstehung Zerstörung duch differentielle Rotation V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.46/98 Halo alte und leuchtschwache Sterne → für den Beobachter schwierig wichtigste Elemente : Kugelsternhaufen Halo-Elemente ∼ kugelsymmetrisch verteilt stake Konzentration zum GZ max Ausdehnung ∼ 25 kpc Gesamtmasse der Halosterne : ca 1% der MW Sterne V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.47/98 Halo II flache Rotationskurve impliziert Existenz starker Schwerkraftquelle innerhalb des Halos Dunkle Materie dominiert MW - Masse Halo = Halo inkl. oder exkl. DM V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.48/98 Zentralellopsoid Zentralellipsoid : “Bulge” sichtbar (Sterne) unterhalb u. oberhalb der Scheibe im GZ ellipsoide Form dynamische Masse ≈ 2 ∗ 1010 M stimmt mit Masse aus L/M überein → keine Dunkle Materie in den inneren MW Regionen notwendig V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.49/98 Galaktisches Zentrum V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.50/98 GZ Phänomene I Synchrotronstrahlung: Entdeckung der Radioemission durch Jansky 1930er 1Jy = 10−26 W/m2 /Hz Spektralverteilung → Synchrotronemission mit Radiointerferometrie aufgelöst : viele einzelne Quellen Interpretation: SNR Diffuse Röntgenstrahlung teilweise von Röntgendoppelsternen diffuse Komponente : 107 K heisses Plasma, vermutlich von SNR V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.51/98 Galaktisches Zentrum Molekül- und Staubemission dichte Wolken, Sternentstehung Aufheizung durch neue O, B Sterne Winde, SNe → Bewegung, Strömungen “heilloses Durcheinander”, “Aufruhr” Zentrum: Radioquelle Sgr A (l = 0, b = 0) < 10−4 pc kompakte Quelle Sgr A∗ , Durchmesser ∼ EB Sterne → Zentralmasse ≈ 3 ∗ 106 M Sternhaufen (d ∼ 2R) oder BH Schwarze Löcher in Galaxien beobachtbar über Akkretionsphänomene V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.52/98 Sternpopulationen verschiedene Objektgruppen haben verschiedene räumliche Verteilungen und Bewegungsmuster Sternpopulationen räumliche Verteilung chemische Komposition Alter Populationen ( M [109 M ]): I, II; Unterteilung Extrem I (3), Ältere I (10), Scheibenpopulation (40), Jüngere Pop. II (40), Extreme Pop. II(20) V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.53/98 Entstehung und Entwicklung . V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.54/98 Oort’s constants “O”: location of the Sun “S ”: location of an object (Star, nebula) orbiting the center C relative velocity as seen from the Sun must be corrected for solar orbital velocity (incl. vector direction!). practice: radial velocity (O → S ) and proper motion (if d is known) converted to true velocity radial and transverse velocities: vr = Θ cos α − Θ0 sin ` vt = Θ sin α − Θ0 cos ` V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.55/98 Oort’s constants the angular velocity is given by: Θ(R) Ω(R) = R so that vr = Ω cos α − Ω0 sin ` vt = Ω sin α − Ω0 cos ` V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.56/98 Oort’s constants from the triangle OT C (right angle at T !): R cos α = R0 sin ` R sin α = R0 cos ` − d so that vr = (Ω − Ω0 )R0 sin ` vt = (Ω − Ω0 )R0 cos ` − Ωd V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.57/98 Oort’s constants can be used to estimate Ω(R) if the other parameters are known. R0 and Ω0 are not well determined measuring the distance d is hard interstellar extinction!! V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.58/98 Oort’s constants Oort derived approximations that are valid near to the Sun: assume that Ω(R) is smooth and can be expanded in a Taylor series around Ω0 (R0 ): dΩ Ω(R) = Ω0 (R0 ) + (R − R0 ) + · · · dR R0 therefore: dΩ Ω − Ω0 ≈ (R − R0 ) dR R0 V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.59/98 Oort’s constants with Θ = ΩR we have: dΩ dΘ = R0 + Ω 0 dR R0 dR R0 so that so that dΘ Θ0 dΩ R0 = − dR R0 dR R0 R0 (Ω − Ω0 )R0 ≈ dΘ Θ0 − (R − R0 ) dR R0 R0 V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.60/98 Oort’s constants with this (and Ωd ≈ Ω0 d): dΘ Θ0 vr ≈ − (R − R0 ) sin ` dR R0 R0 dΘ Θ0 − (R − R0 ) cos ` − Ω0 vt ≈ dR R0 R0 from the geometry of the figure: R0 = d cos ` + R cos β ≈ d cos ` + R for cos β ≈ 1 (small β ) due to d R0 . V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.61/98 Oort’s constants define Oort constants 1 dΘ Θ0 A = − − 2 dR R0 R0 1 dΘ Θ0 B = − + 2 dR R0 R0 so that (with the trig-formulae for 2`): vr ≈ Ad sin 2` vt ≈ Ad cos 2` + Bd V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.62/98 Oort’s constants V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.63/98 Oort’s constants Some useful relations between A, B and the local parameters of the rotation of the Galaxy R0 , Θ0 , Ω0 , dΘ/dR|R0 : Ω0 = A − B dΘ = −(A + B) dR R0 maximum radial velocity at given `: at tangent point T (where R = Rmin = R0 sin ` is minimal) → Θ(R) will be maximal (if it is monotonically increasing with smaller R) → vr,max = Θ(Rmin ) − Θ0 (R0 ) sin ` V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.64/98 Oort’s constants for observations inside the solar circle → d R 0 , R ≈ R0 → expand Θ(R) in Taylor series around Θ0 , inserting this in the above equation but keeping only first order terms: vr,max ≈ 2AR0 (1 − sin `) last relation: −B σv2 = 2 A−B σu these relations help to place constraints on R0 and Θ0 . V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.65/98 Oort’s constants “standard” values: A = 14.4 ± 1.2 km s−1 kpc−1 B = −12.0 ± 2.8 km s−1 kpc−1 V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.66/98 Large scale v-structure cannot use Oort’s constants use 21 cm line of H I to see whole Galaxy! V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.67/98 Large scale v-structure if distances are known → construct Galactic rotation curve! determining d is hard! take largest radial velocity measured along LOS → comes from the region around Rmin → d = R0 cos ` → measure vr,max for `’s in the “inner” region → build up rotation curve! to measure the rotation curve for R > R0 → need d independently → use Cepheids etc. V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.68/98 Galactic rotation curve V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.69/98 Galactic rotation curve flat beyond R0 should drop off Θ ∝ R−1/2 (Keplerian motion) → significant amount of mass at R > R0 (dark halo) other spiral galaxies show similar result: V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.70/98 rotation curves V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.71/98 Galactic rotation curve inner part: rapid rise with Θ ∝ R or Ω = const. → rigid-body rotation rotation depends on distribution of mass: rigid rotation → ρ ≈ const. and a spherical mass distribution V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.72/98 Flat rotation curve Θ(R) ≡ V = const. force balance: mV 2 GMr m = r r2 so that V 2r Mr = G differentiating: dMr V2 = dr G V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.73/98 Flat rotation curve put together with mass conservation: dMr = 4πr 2 ρ dr → V2 ρ(r) = 4πGr 2 → ρ ∝ r −2 but stellar number density ∝ r −3.5 ! → dark matter! V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.74/98 Flat rotation curve to “match up” with the inner (rigidly rotating) part of the Galaxy: C0 ρ(r) = 2 a + r2 C0 ≈ 4.6 × 108 M , a ≈ 2.8 kpc r a →∝ r −2 r a → a−2 = const. r−2 law cannot be valid for all R (integral unbound → infinite mass!) V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.75/98 Distance Galactic Center recommended “standard” value: R0 ≈ 8.5 kpc solar circle: circle with r = R0 centered at the Galactic center techniques to find R0 : centers of spatial distributions of halo and bulge objects (GCs, RR Lyr, Miras) kinematic properties of Cepheids, OB stars, H II regions can be used to find the centers of their orbits (for axisymmetric Galaxy!) V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.76/98 Distance Galactic Center geometric estimates of maser sources: spherically distributed around the center radial velocities and proper motions measure for H2 O masers near the center produced in expanding circumstellar shell radial velocity ≈ transverse velocity → transverse velocity combined with proper motion gives distance V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.77/98 Whatsis? V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.78/98 FIR V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.79/98 NIR view V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.80/98 21cm view V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.81/98 Spiral Structure also outlined by young stars, emission nebulae! note: lots of older stars are between the spiral arms, but the massive young stars in the spiral arms make them stick out! mapping star-forming regions in the Galaxy also traces spiral arms map CO gas to trace molecular clouds Galaxy has 4 major spiral arms Sun located on the Orion arm Sagittarius arm toward the galactic center Perseus arm away from the center V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.82/98 Schematic view V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.83/98 Solar neighborhood V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.84/98 Galactic Halo globular clusters field stars with large v-components ⊥ to the plane: → high-velocity stars two distinct spatial distributions of GCs: 1. older, metal poor ([Fe/H] < −0.8): → extended spherical halo 2. younger GCs ([Fe/H] > −0.8): → much flatter distribution (thick disk??) V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.85/98 Dark Matter Halo dark matter halo candidates: 1. Weakly Interacting Massive Particles (WIMPs) (e.g., massive neutrinos) 2. Massive Compact Halo Objects (MACHOs) (e.g., black holes, NS, brown dwarfs) V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.86/98 The Galactic Center lots of stars in the bulge region at the center of the Galaxy, we could see 1 million stars as bright as Sirius center itself cannot be observed in the visible! V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.87/98 Gal. Center I V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.88/98 Gal. Center II V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.89/98 The Galactic Center IR images show arches and streams of dust Sagittarius A: radio source at the center itself inner 60pc contain filaments of gas perpendicular to the plane V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.90/98 Gal. Center III V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.91/98 The Galactic Center stretch out for 20pc N-S, then arch abruptly towards Sagittarius A inner core of Sagittarius A: about 7pc across mini-bar spiral centered around Sagittarius A∗ V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.92/98 Gal. Center IV V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.93/98 Gal. Center V V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.94/98 Gal. Center VI V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.95/98 Stellar Populations Stellar composition parameterized by the metallicity Fe NFe NFe − log ≡ log H NH NH V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.96/98 Stellar Populations different populations of stars: 1. Population I: metal-rich: Z ≈ 0.02 2. Population II: metal-poor Z ≈ 0.001 3. intermediate or disk population 4. extreme Population I or II V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.97/98 Entstehung und Entwicklung Populationen unterschiedlichen Alters spiegeln Entwicklungsgeschichte wider Problem 1: Interpretation Problem 2: Unzureichende Reichweite der Kataloge Lösungsansätze GAIA RAVE Entwicklung aller Galaxien V17Jan2006.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 17/1/2006 – 12:47 – p.98/98