Modul “Extragalaktik” – Repräsentativer Fragenkatalog –

Modul “Extragalaktik”
– Repräsentativer Fragenkatalog –
Eigenschaften normaler Galaxien: Milchstraßensystem
• Das Phänomen der Milchstraße ordnet sich entlang eines Großkreises
an. Was kann man daraus hinsichtlich der Position der Sonne in der
Galaktischen Scheibe schlussfolgern?
• Erstellen Sie einfache Skizzen, die zeigen, wie unsere Galaxis von oben
und von der Seite gesehen würde. Kennzeichnen Sie die Struktureinheiten und geben Sie deren etwaige Durchmesser an.
• Woraus bestehen diese Struktureinheiten im Wesentlichen?
• Was unterscheidet die Sternpopulation im Halo von der der Galaktischen Scheibe?
Eigenschaften normaler Galaxien: Hubble-Schema
• Skizzieren Sie das Schema der morphologischen Galaxientypen nach
Hubble.
• Geben Sie die wichtigsten Klassifikationskriterien an.
• Wie unterscheidet sich das Verhältnis von Bewegungsenergie in geordneter Bewegung und ungeordneter Bewegung für die unterschiedlichen
Hubble-Typen (qualitativ)? Welche Konsequenzen ergeben sich daraus?
• Innerhalb eines Abstands von 10 Mpc vom Milchstraßensystem zeigen
etwa die Hälfte aller Galaxien eine (mehr oder weniger) irreguläre
Struktur. In einem Galaxienkatalog mit der Grenzreichweite mlim = 12
machen solche Galaxien nur etwa 2% der Gesamtanzahl aus. Erklären
Sie die Ursache dieser Diskrepanz.
• Skizzieren Sie die radialen Helligkeitsprofile (Flächenhelligkeit µ = µ(r)
für (a) eine elliptische Galaxie, (b) eine S0-Galaxie und (c) eine ScGalaxie. (Bei (b) und (c) sei die Normalenrichtung zur Scheibenebene
nahe der Sichtlinie zur Galaxie.)
Eigenschaften normaler Galaxien: DM-Halos
• Skizzieren Sie die typische Rotationskurve vrot (R) von Spiralgalaxien.
• Wie misst man Rotationskurven von Galaxien?
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• Interpretieren Sie den Verlauf von vrot (R) bei großen R. Was zwingt
zu der Annahme von Halos aus Dunkler Materie?
• Als eine mögliche Erscheinungsform Dunkler Materie sind kompakte astrophysikalische Objekte mit Massen kleiner als m⊙ angesehen worden
(MACHOs).
– Wie kann man solche Objekte im Galaktischen Halo nachweisen?
(Erläutern Sie die Methode)
– Wie lautet das Ergebnis solcher experimentellen Nachweise?
– Aus welchen Bestandteilen könnten die DM-Halos sonst bestehen?
(Stichpunkt)
• Für eine Spiralgalaxie seien Rotationskurve, Entfernung und Neigung
zur Sichtlinie gegeben. Berechnen Sie die dynamisch wirksame Gesamtmasse der Galaxie.
• Leiten Sie das radiale Dichteprofil von DM-Halos bei großem Zentrumsabstand R aus der beobachteten Rotationskurve vrot (R) ab.
Eigenschaften normaler Galaxien: Verschiedene Spektralbereiche
• Zwischen der Leuchtkraft, LRK , der Galaxien im Radiokontinuum bei
z.B. 408 MHz und ihrer Leuchtkraft im fernen Infrarot, LFIR , besteht
eine enge Korrelation. Woran liegt das?
• LFIR ist auch mit der Hα-Leuchtkraft, Lα , korreliert, allerdings ist diese
Korrelation schwächer. Warum?
• Was ist die Ursache der großen LFIR der ultra-leuchtstarken InfrarotGalaxien (ULIRGs)?
Eigenschaften normaler Galaxien: Entwicklung, Spiralstruktur
• Erläutern Sie Prinzip und Vorgehensweise der Populationssynthese.
• Skizzieren Sie, wie sich das integrale Spektrum (Kontinuum) einer
Sternpopulation mit ihrem Alter verändert und wie sich das auf das
Emissionslinienspektrum des interstellaren Gases auswirkt.
• Wie unterscheidet sich das integrale Spektrum einer Sc-Galaxie von
dem einer E-Galaxie in Hinblick auf (a) stellares Kontinuum und (b)
Emissionslinien des interstellaren Gases?
• Wie unterscheiden sich die Hubble-Typen E, Sa, Sc, Irr hinsichtlich des
Verhältnisses b von gegenwärtiger Sternentstehungsrate zu der über ihre
gesamte Entwicklung gemittelte Sternentstehungsrate? Welche Konsequenzen sind daraus für die frühe Entwicklung der E-Galaxien zu
erwarten?
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• Wodurch werden die Spiralarme von Spiralgalaxien besonders gut angezeigt?
Warum leuchten die Spiralarme hell?
• Skizzieren Sie, wie das Modell der stationären Dichtewelle die Langlebigkeit von 2-armigen Spiralgalaxien erklärt.
Gravitative Wechselwirkungen von Galaxien
• Unter welchen Bedingungen kommt es bei der Begegnung von zwei
Spiralgalaxien zur Verschmelzung?
• Welche Eigenschaften hat das aus der Verschmelzung von zwei Spiralgalaxien entstehende Sternsystem?
• Welche Bedeutung haben gravitative Wechselwirkungen von Galaxien für das Hubblesche Klassifikationsschema? Bewerten Sie die (historischen) Bezeichnungen “frühe” und “späte” Hubble-Typen unter
diesem Gesichtspunkt.
• Erklären Sie das Prinzip der dynamischen Reibung.
Galaxienhaufen
• Reiche reguläre Galaxienhaufen enthalten oft eine cD-Galaxie im Zentrum. Warum befinden sich die massereichsten Galaxien in diesen Haufen
im Zentrum?
• Etwa 30% der regulären Galaxienhaufen sind helle Röntgenquellen.
Was ist die Quelle dieser Röntgenstrahlung und was ist der dominierende
Emissionsmechanismus?
• Für einen regulären Galaxienhaufen sind Gesamtleuchtkraft L und
Streuung der Radialgeschwindigkeiten σv,rad gemessen worden. Der
Haufendurchmesser betrage 1 Mpc.
– Schätzen Sie die dynamisch wirksame Masse mvir des Haufens aus
dem Virialsatz ab.
– Was rechtfertigt die Anwendung des Virialsatzes?
– Interpretieren Sie das resultierende Masse-Leuchtkraft-Verhältnis
m/LB .
– Welche anderen Methoden ermöglichen die Überprüfung der Ergebnisse einer derartigen Massenbestimmung für Galaxienhaufen und
zu welchen Ergebnissen führen diese?
• Galaxienhaufen können den starken Gravitationslinseneffekt hervorrufen. Um die Beobachtbarkeit dieses Effektes zu demonstrieren, schätzt
man die Größe des Einstein-Rings ab. Berechnen die den EinsteinRadius RE für eine Galaxie der Entfernung rg , die sich hinter einem
Haufen der Entfernung rc und der Masse mc = 1015 m⊙ befindet.
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• Der schwache Gravitationslinseneffekt ermöglicht die Untersuchung der
Verteilung der Dunklen Materie in Galaxienhaufen. Für einen Haufen,
den sogenannten bullet cluster, findet man zwei Zentren der DM-Verteilung
sowie zwei Zentren der Röntgenstrahlung. Die DM-Zentren fallen nicht
mit den Röntgen-Zentren zusammen. Wie ist diese Beobachtung zu interpretieren und welchen wichtigen Schluss kann man daraus ziehen?
Entfernungsbestimmung
• Welche ist die wichtigste Methode für die Bestimmung der Entfernungen der nahen Galaxien (Lokale Gruppe bis Virgo-Haufen)? Beschreiben
Sie, wie diese Methode praktisch angewendet wird.
• Hubble-Beziehung
(a) Wie lautet die Hubble-Beziehung und wie ist sie zu interpretieren?
(b) Schätzen Sie aus der Hubble-Beziehung das Expansionsalter τE
des Universums ab. Gehen Sie dabei von einer linearen (gleichmäßigen) Expansion aus.
(c) Vergleichen Sie das Ergebnis aus (b) mit dem maximalen Alter
τ∗, max von Sternen. Geben Sie zumindest zwei Methoden an,
τ∗, max empirisch zu ermitteln.
(d) Der von Hubble ursprünglich ermittelte Wert der ”Hubble-Konstante”
war mit H0 = 500 km s−1 Mpc−1 viel größer als der heute akzeptierte Wert. Diskutieren Sie die Konsequenzen eines so großen
Wertes im Kontext von Aufgabe (b).
(e) Zurück zu Aufgabe (b): Was lässt sich über τE aussagen für (e1 )
das Modell einer abgebremsten kosmischen Expansion bzw. (e2 )
einer beschleunigten Expansion?
• Wie ist die Rotverschiebung z definiert und wie wird sie empirisch
ermittelt?
• Wie ändert sich das Verhältnis der beobachteten Wellenlängen eines
Linienpaares der Laborwellenlängen λ0,1 und λ0,2 mit der Rotverschiebung
der Quelle?
• Durch welche beiden Prozesse wird z bei Galaxien dominiert? Welcher
Prozess dominiert bei kleinen und welcher bei großen Entfernungen?
• Stellen Sie sich vor, Sie haben die Aufgabe, den Wert der HubbleKonstante aus der Untersuchung vieler Galaxien zu bestimmen. Welche
Beobachtungen sind dafür erforderlich und wie würden Sie vorgehen?
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• Für eine Galaxie ist die scheinbare B-Helligkeit gegeben sowie der
Wert der Vordergrundextinktion AB . Im Spektrum wird die Hα-Linie
(λ0 = 656 nm) bei einer Wellenlänge λobs identifiziert. Bestimmen Sie
Entfernung und B-Leuchtkraft LB für diese Galaxie.
• Welche Rolle spielen Supernovae (SN) vom Typ 1a für die Entfernungsbestimmung? Welche weitreichende Schlussfolgerung zieht man aus der
Untersuchung weit entfernter SN 1a?
Großräumige kosmische Strukturen
• Charakterisieren Sie die großräumige Verteilung der Galaxien im Universum.
• Wodurch ist die Annahme gerechtfertigt, dass die großrümingen Strukturen bereits zum Zeitpunkt der Galaxienentstehung angelegt waren?
• Vor der Epoche der Rekombination enthielt das Universum ein SchwarzKörper-Strahlungsfeld. Dieses kann durch die Wellenlänge λmax des
Maximums der Energieverteilung charakterisiert werden.
ion
(a) Berechnen Sie die Temperatur TSK
des Strahlungsfeldes, bei der
die Energie der Photonen mit λ = λmax gerade der Ionisationsenergie von Wasserstoff (13.6 eV) entspricht.
(b) Schätzen Sie die gegenwärtige Temperatur T (z = 0) dieses Strahlungsfeldes ab. Gehen Sie dabei davon aus, dass die Temperatur bei
ion
betrug. (D.h., dass die Photonen nicht
z ∼ 1000 etwa 0.1 · TSK
mehr in der Lage sind, das H-Gas effektiv zu ionisieren.) Gehen
Sie außerdem davon aus, dass das Strahlungsfeld nach der Rekombination das eines Schwarzen Körpers blieb.
• Auf groen Skalen ist der Mikrowellenhintergrund isotrop. Inwiefern
ist dies ein Problem und wie wird dieses Problem kosmologisch interpretiert?
• Was können Sie über die Isotropie des Mikrowellenhintergrunds auf
kleinen Winkelskalen aussagen? Welche Informationen gewinnt man
aus solchen Beobachtungen?
Aktive Galaxienkerne (AGN)
• Skizzieren Sie das AGN-Standardmodell. Was ist die eigentliche Quelle
der großen Energiefreisetzung der AGN?
• Skizzieren Sie die spektrale Energieverteilung der AGN und ordnen Sie
den verschiedenen Spektralbereichen die entsprechenden Komponenten
des AGN-Standardmodells zu.
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• Der Strahlungsstrom eines Quasars fluktuiert unregelmäßig auf Zeitskalen zwischen etwa einer Woche und 10 Jahren.
(a) Schätzen Sie dem maximalen Durchmesser der Emissionsregion
ab.
(b) Wieviel Energie wird pro Zeiteinheit in einem würfelförmigen Volumen abgestrahlt dessen Kantenlänge 1 Astronomische Einheit
beträgt?
• Im Standardmodell wird angenommen, dass die breiten Emissionslinien
(BL) in der Nähe der Kontinuumsquelle erzeugt werden, obwohl die
BL-Region in direkten Aufnahmen nicht aufgelöst werden kann.
(a) Wodurch ist diese Annahme begründet?
(b) Skizzieren Sie eine Methode, den Abstand der BL-Region von der
Kontinuumsquelle abzuschätzen.
• Mit einem Spektrographen, der den Wellenlängenbereich λ = 4000...8000Å
überdeckt, werden Spektren von Quasaren unterschiedlicher Rotverschiebung z aufgenommen. Die kleinste bzw. die größte Rotverschiebung
beträgt 0.4 bzw. 6.4. Welche Wellenlängenintervalle im Ruhesystem
der Quelle werden von diesen beiden Spektren überdeckt?
• Der Nachweis eines massereichen Schwarzen Lochs (SL) im Zentrum
einer Galaxie beruht auf der Tatsache, dass das SL die Bewegungen
der Sterne (oder Gas) in seiner Umgebung bestimmt. Wie groß ist
diese Umgebung? Gehen Sie von folgender Überlegung aus: Nahe am
SL bewegen sich die Sterne auf Kepler-Bahnen mit vrot (R) um das
SL, wobei die Fliehkraft die Gravitationskraft des SL der Masse mSL
balanciert. Weiter außen haben die Sterne eine Geschwindigkeitsstreuung σ, die durch das allgemeine Gravitationsfeld der Galaxie bestimmt
sind. Als Einflussbereich des SL definiert man denjenigen Bereich, in
dem vrot (R) ≥ σ gilt. Wie groß ist dieser Bereich für die (typischen)
Werte σ = 200 km s−1 und mSL = 108 m⊙ ? Welche Konsequenz ergibt
sich daraus für den Nachweis der SL in Galaxienzentren?
• Wie ist das Verhältnis der Masse des supermassereichen Schwarzen
Lochs zur Gesamtmasse der Galaxie?
Galaxien im frühen Universum
• Warum benötigt man nicht-baryonische Dunkle Materie für das Verständnis
der Galaxienentstehung?
• Beschreiben Sie, wie man Kandidaten für weit entfernte Galaxien mittels Photometrie in mehreren Farbbereichen selektieren kann.
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• Die Entstehung der ersten Sterne und Quasare bei z ≈ 10...30 bewirkt
die Reionisation des intergalaktischen Gases. Bei welchen Wellenlängen
muss man heute nach dem Verschwinden des neutralen Wasserstoffs
suchen?
• Warum ist es nachts dunkel? (Olberssches Paradoxon)
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