Relations with low-ionisation interstellar

Die ersten Galaxien
Kapitel 6:
Die ersten Sterne & Galaxien (Theorie)
6.1 Sternentstehung und Sternentwicklung
heute
6.1 Sternentstehung bei z = 20
6.3 Die ersten Galaxien
6.4 Die (Re-) Ionisation des IGM
Literatur zu Kapitel 6:
V. Bromm & R.B. Larson: „The First Stars“
in: Ann. Rev. Astron. Astrophys. 42, 79
(2004).
M.A. Alvarez et al.: „The HII Region of the
First Star“, ApJ 639, 621 (2006)
Allgemein zu Physik der Sterne:
R. Kippenhahn, A. Weigert: „Stellar Structure
and Evolution“, Springer 1990.
Sternentstehung heute:
In allen Galaxien, die kühles, dichtes Gas enthalten, entstehen
durch gravitative Kontraktion des Gases laufend neue Sterne mit Massen
zwischen ca. 0.01 und 100 Sonnenmassen. Sterne > 100 Sonnenmassen
sind extrem selten. Sterne mit wesentlich größere Massen können
im gegenwärtigen IM der Milchstraße nicht entstehen.
Da die Strahlungsleistung (und damit der Energieverbrauch) bei Sternen
(im Mittel) etwa wie M3.2 mit der Masse zunimmt, hängt die
Lebenserwartung eines Sterns sehr stark von seiner Masse ab.
Die massenreichsten Sterne leben nur ca. 106 Jahre, unsere Sonne
erreicht dagegen mehr als 1010 Jahre.
Sternentstehung bei z = 20:
Da bei z = 20 schwere Atome fehlen, gibt es kein kühles Gas. Trotzdem
können in dichten, warmen Gaskonzentrationen von ca. 106 MSonne
Sterne entstehen. Modellrechnungen ergeben dabei Sternmassen
von 15 – 500 MSonne . Diese (Pop III-) Sterne sind heiß und leben kurz…
Berechnete Gasdichte auf
kleinen Skalen bei z = 17
(für ein Standard-ΛCDM
-Weltmodell, nach
Yoshida et al. 2003, ApJ
592, 645)
Der dargestellte Bereich
hat etwa die Größe einer
heutigen Galaxie. Die
Gasverteilung ist aber
offensichtlich sehr
verschieden von der in
einer „modernen“ Galaxie.
- - - - - - - - - - ca. 50 kpc - - - - - - - - - - - - - - -
Die ersten (richtigen) Galaxien entstehen durch Verschmelzen
der zunächst gebildeten „Sternhaufen“. Durch SN-Aktivität
und Sternwinde verlieren die entstehenden Galaxien
einen wesentlichen Teil ihres Gasgehalts. Andererseits
zieht die wachsende Masse der Galaxie auch neues Gas an,
so dass schließlich gasreiche Galaxien mit „normaler“
Sternentstehung entstehen.
Da die ersten Sterne massereich, leuchtkräftig und heiß sind, ionisieren
sie sehr effizient den Wasserstoff in ihrer Umgebung. Es entstehen
einzelne ionisierte Gebiete, die wachsen und schließlich verschmelzen,
so dass das ganze IGM (wieder) ionisiert wird.
Die Reionisation findet etwa in der Epoche zwischen z = 20 (?, WMAP
-Polarisationsdaten) und z = 6 (HI-Absorption in den Spektren ferner
Quasare) statt.
Ein Problem mit Pop III – Sternen:
Die ersten (massereichen) Sterne entstehen nicht nur anders,
sie enden auch anders…
Chemische Anreicherung des Kosmos durch die
ersten Sterne lässt sich z. Zt. nicht gut abschätzen:
Im heutigen Universum enden Sterne mit Massen zwischen ca. 9 und
Ca. 40 (?) Sonnenmassen als Typ II SNe, die das ISM mit schweren
Elementen anreichern. Bei Sternen größerer Masse fällt die angereicherte
Materie weitgehend in ein Schwarzes Loch.
Pop III – Sterne mit 15 – 500 MSonne führen daher nicht notwendig zur
Anreicherung des ISM. Zumindest für 140 – 260 Sonnenmassen erwartet
man allerdings „Pair-Instability“-SNe (PISN), bei der der Stern vollständig
explodiert (und damit reichlich Materie an das ISM zurückgibt).
(Details siehe etwa A. Heger et al. ApJ 591, 288 (2003)).
Die ersten Galaxien
Kapitel 7:
Beobachtungen des „frühen“ Kosmos
(„früh“: Weltalter < 2 x109 Jahre,
7.1 Historische Bemerkungen
7.2 Ferne Quasare
7.3 Ferne Galaxien
7.3.1 Starburst-Galaxien (SBGs)
7.3.2 Lyα-Galaxien
7.3.3 „Normale“ Galaxien
3 < z < 1000)
Literatur zu Kapitel 7:
Review:
M. Giavalisco: „Lyman-Break Galaxies“ in: Ann.
Rev. Astron. Astrophys. 40, 579 (2002).
Einige neuere Originalarbeiten:
H.Shapley et al., ApJ 588, 65 (2003)
S. Noll et al., A&A 418, 885 (2004)
A. Gabasch et al.: A&A 448, 101 (2006)
P.G. van Dokkum et al.: ApJ 638, L59 (2006)
Historische Entwicklung
1929: E. Hubble weist den Zusammenhang zwischen Entfernung
und Rotverschiebung an Galaxien mit z<0.003 nach.
1953 Galaxien bis z 0.06 beobachtet
1963: Erste Quasare mit z bis 0.37 identifiziert
1970: Rotverschiebungen von Quasaren und Radiogalaxien
bis z = 3
1985: Djorgovsky et al. finden eine Lyα-Galaxie bei z = 3.22
1990: Quasar- und RG-Rotverschiebungen bis ca. 5
1993 – 1995: Entwicklung der „Lyman-Break-Methode“
Identifikation von > 103 Galaxien mit z um 3
2006: Galaxien bis etwa z = 8 bekannt
Die ersten Quasare:
Die absolut hellsten Quasare sind so hell, dass sie heute leicht
bei allen Entfernungen (und Epochen), bei denen sie existieren sollten,
beobachtet werden können. Da sie sehr viel seltener als Galaxien sind,
sind sie aber nicht leicht zu finden.
Die meisten heute bekannten QSOs wurden während des „Sloan Digital
Sky Survey“ (SDSS) für nahe (!) Galaxien entdeckt, der Spektren für
ca. 106 Galaxien und 105 QSOs lieferte, darunter 19 QSO mit z > 5.7
(Fan et al. 2002, 2003, 2004, 2006, siehe: AJ 131, 1203). Wichtigste
Eigenschaften (s. z.B. Dietrich et al. 2006):
(13) Analyse der Lyα-Absorption zeigt, dass IGM bei z = 6 bereits wieder
weitgehend (re-) ionisiert war.
(2) Die entferntesten QSOs haben SL mit 109 bis 1010 Sonnenmassen
(3) Gas in der Umgebung der SL enthält (reichlich) schwere
Elemente. Sternentstehung begann bei z > 10.
(4) Etwa 1/3 der hoch-z-Quasare zeigt (FIR-) Staubemission.
(4) Fe/Mg nimmt für die größten Rotverschiebungen ab.
Typ II SNe trugen zur Bildung der schweren Elemente bei
Spektren von SDSS
-Quasaren mit z > 6
(Fan et al. 2003)
A
Spektrum eines z = 6.43 – Quasars mit Spektrallinien schwerer Elemente
(Fan et al. 2003, AJ 125, 1649)
Häufigkeit von hellen
Quasaren als Funktion
der Rotverschiebung
(Fan et al. 2003)
Starburst-Galaxien (SBG) hoher Rotverschiebung:
Starburst-Galaxien: Galaxien mit (vorübergehend)
außergewöhnlich hohen Sternentstehungsraten
(typisch 10 – 100 Sonnenmassen pro Jahr )
Da SBG viele junge, heiße und leuchtkräftige Sterne enthalten,
strahlen sie viel UV-Licht ab, das für z > 2 in den sichtbaren und
NIR-Spektralbereich rotverschoben wird. SBG mit z > 2 sind daher
relativ leicht zu beobachten.
Wegen des vielen Wasserstoffs im Kosmos wird das Licht
kurzwellig von der Lyman-Kante bereits in oder nahe der Galaxien
vollständig (und kurzwellig von Hα teilweise) absorbiert. Dies führt zu
Stufen im Spektrum („Lyman Breaks“) anhand derer die Rotverschiebung
mit Hilfe von Filterphotometrie (mehr oder weniger genau) bestimmt
werden kann („photometrische Rotverschiebungsmessung“). Manche
ferne SBGs enthalten allerdings so viel Staub, dass die UV-Strahlung
absorbiert wird und wir lediglich rotverschobene FIR- und Radio
-Strahlung beobachten können („SCUBA-Galaxien“)
FDF composite
spectrum:
objects: 64
z range: 2 – 4
<z> = 2.7 ± 0.5
Spectrum
 typical of
 starburst
 galaxies at
 high redshift
(Noll et al. 2004)
Motivation
Gemitteltes LBG-Spektrum von Shapley et al. (2003, ApJ 588)
Verteilung der unterschiedlichen Galaxientypen eines helligkeitsbegrenzten Surveys:
FDF spectroscopic survey (Noll et al. 2004)
Noll et al. (2004) “high-quality” Sample:
Derivation of redshifts and
galaxy types by means of
empirical templates
341 identifications:
– 42 stars
– 299 galaxies
– 8 quasars
– 98 objects at z ≥ 2
– 11 objects at z ≥ 4
Sample
selection
FORS
spectra of
~ 600 FDF
objects
Primary targets: zphot and I limits (I < 24.5 mag for 2 < z < 4)
Secondary targets: serendipitous observations
Eigenschaften der Starburst-Galaxien (SBGs) hoher
Rotverschiebung:
(4) Hohe Sternentstehungsraten (per Definitionem…)
(6) Mäßig große Massen (1010 – 1011 Sonnenmassen)
(8) Häufig wenig regelmäßige Morphologie
(4) Relativ starke interstellare Absorptionslinien
(5) (Teilweise) Lyα- Emission unterschiedlicher Stärke, antikorreliert
mit der Stärke der ISM-Linen und der Staubverfärbung.
(6) Für z < 2 „normale“ chemische Zusammensetzung.
Bei größeren Rotverschiebungen ärmer an schweren Elementen.
(7) Individuelle Unterschiede können durch unterschiedliche
Sichtwinkel, unterschiedliche chemische Zusammensetzung
und unterschiedliche interstellare Gaskinematik erklärt werden.
SBGs im FORS Deep Field
FDF-Ausschnitt mit log-Intensitätsskala
FDF
Galaxien unterschiedlicher Rotverschiebung
_________ Beobachtet
……….Berechnetes Spektrum
Si II (ISM)
C IV (Sternwind)
Vergleich beobachteter und berechneter Spektrallinien bei FDF-LBGs (<z> ca. 3)
(C IV passt , die ISM – Si II – Linie ist stärker, as berechnet…)
Profil der ISM - C II – Linie einer z = 2.8 - SBG (aus Mehlert et al. 2006)
Der „blaue“ Flügel des Profils zeigt, dass ISM aus der Galaxie ausströmt.
Korrelation zwischen der Stärke und der Breite der ISM-Linien (Tapken, et al. 2006b)
Relations with low-ionisation interstellar absorption lines
WLIS: Average EW of six prominent lines
• Properties of the interstellar gas traced by WLyα and WLIS:
Strong correlation
• No significant redshift evolution
(Noll et al., 2004)
UV continuum slope β:
Power law fit:
f(λ) ~ λ β
λ: 1250 – 1750 Å
Relation between β
and Lyα emission
Significant redshift
dependence:
Increase of average
dust reddening with
decreasing redshift
Effect stronger for
higher WLyα
(Noll et al., 2004)
Assumption:
Reddening caused by dust
obscuration of a young stellar
population
Total UV luminosity:
log LUV = log L1500 + 0.4 A1500 + 3.2
A1500 = 2.19 (β - β0)
β0 = - 2.5
(Leitherer et al. 2002, ApJS 140)
Ultraluminous starbursts at
z ~ 2.3
Zeitliche Entwicklung der SBGs im FDF
Redshift range
2 –3
3 –4
42
22
<z>
2.39 ± 0.03
3.33 ± 0.04
β
- 0.56 ± 0.11
- 1.79 ± 0.13
WLyα [Å]
6.9 ± 2.1
- 10.2 ± 6.1
WC IV [Å]
3.80 ± 0.25
2.33 ± 0.35
WLIS [Å]
1.98 ± 0.10
1.55 ± 0.15
N
Comparison of
FDF composites
for 2 < z < 3 and
3<z<4
Differences in
Lyα, continuum
slope, and C IV
(Noll et al., 2004)
“Redder” spectra at lower z
(nach S. Noll, 2004)
Brightest galaxies in the UV:
No significant β-related
selection biases
Evolution of UV continuum
Zeit- (bzw. z-) –Abhängigkeit der Stärke der (besonders
für die chemischen Zusammensetzung empfindlichen)
C IV-Resonanzlinien bei den SBGs des FDF
Weltalter (109J ) heute (13.7)
6
3
Mehlert et al., A&A 393, 809 (2002)
2
1.5
Beispiele für
FDF-SBG-Spektren
mittlerer Dispersion
(R =2000)
(Mehlert et al. 2006)
Gemitteltes
R = 2000
-Spektrum
von 12 (<z>=3.1)
-SBGs im FDF
(Mehlert et al.
2006)
Zeit- (bzw. z-) –Abhängigkeit der „1425“ und „1370“ – „metallicity indices“
für die FDF-SBGs
(Mehlert et al. 2006, A&A)
Vergleich der berechneten
„metallicity indices“ und der
C IV – Linienstärken
für Starburst-Galaxien
Offene und gefüllte Symbole
bezeichnen Ergebnisse mit
verschiedenen Rechencodes:
offene Dreiecke:
S.A. Rix et al., ApJ 615,
98 (2004)
geschlossene Dreiecke:
C. Leitherer et al., ApJ 550,
724 (2001) (SB99)
TF Relation
for FDF disk
Galaxies
0.1 < z < 1.0
<z> = .50
N = 77
Ziegler et al.
ApJ 564, L69
(2001)
Tully-Fisher-Relation : Strahlungsleistung <=>Rot.-Geschw.
Böhm et al.
2004
A&A 420,97
„Leuchtkraftfunktion“ (= Anzahl der Objekte pro
Volumeneinheit als Funktion der Strahlungsleistung)
und andere statistische Eigenschaften der
Starburst-Galaxien hoher Rotverschiebung:
Um statistisch signifikante Ergebnisse zu erhalten, benutzt
man für solche Untersuchungen „photometrische“
Rotverschiebungsbestimmungen, für die es weit größere
Stichproben gibt, als für spektroskopisch beobachtete
Galaxien hoher Rotverschiebung.
Kennt man die Leuchtkraftfunktion in Abhängigkeit von der
Rotverschiebung (bzw. des kosmischen Alters), kann die
Sternenstehungsrate (Star Formation Rate, SFR) als Funktion
der Zeit abgeleitet werden. (Obwohl auch andere Galaxien
zur Sternentstehung beitragen, wird die SFR von den SBGs
dominiert).
FORS Deep Field
photometric redshifts
m.e. ~ 0.03 x (z+1)
Schechter-Parameter α als Funktion von z
Schechter Funktion:
n(x)dx = Φ*xαe-xdx wo x = L/L*
nach P. Schechter, ApJ 203, 297 (1976)
Gabasch et al., 2004b: (A&A 421, 41)
2006: (A&A) 448, 101
FDF Schechter luminosity function parameters as a function
of the redshift
From Gabasch et al. 2004b (A&A 412, 41)
FDF
SFR
Gabasch et al. 2004a, Proc.
Mykonos Symp. 2003
SFRs form the FDF and from the GOODS survey
From:
Gabasch et al. 2004c (ApJ 616, L83)
Beispiele für LBG-Spekren
Noll et al.
(2004)
Lyman-α-Galaxien:
Unter den SBGs hoher Rotverschiebung finden sich Objekte mit relativ
zum Kontinuum sehr starker Lyα-Linienemission. Solche Objekte fehlen
im lokalen (heutigen) Universum. Dies ist verständlich da
Resonanzstreung und Staubabsorption verhindern, dass Lyα-Photonen
die Galaxien verlassen. Dass die Lyα-Photonen aus manche LBGs
entweichen können, liegt an deren geringerem Staubgehalt und großen
Geschwindigkeitsgradienten im ISM der frühen SBGs.
(s. Tapken et al. 2006b).
Lyα-Galaxien sind von besonderem Interesse, da
(1) diese Objekte auch bei großem z leicht finden sind und von
Vordergrundgalaxien unterschieden werden können, sowie
(2) da auch Ly-Kontinuumsphotonen „entkommen“ können, die
potentiell wichtig für die kosmische (Re-) Ionisation sind.
FDF-4691
(Tapken et al. A&A 416, L1 (2004))
F= 1.2 10e-20 W /sqm
FDF Lyα galaxies at z = 5.7
F=0.9 10e-22 W /sqm
Absorption
Emission
-
Verteilung der Lyα−Äquivalentbreiten der FDF- (Histogramm) und der
Shapley et al. (punktierte Line) SBGs (Tapken et al. 2006b)
Vergleich der aus der Lyα-Emission und aus dem UV-Kontinuum
berechneten Sternentstehungsraten (Star Formation Rates, SFRs)
Für FDF-SB-Galaxien (Tapken et al. 2006b)
Schechter-Funktion für 2.6 < z < 4.6
angenommene SF für z=5.7
(Malhotra & Rhoads 2004)
Leuchtkraftfunktion der Lyα-Galaxien bei z = 5.7 (Tapken et al. 2006a)
„SCUBA-Galaxien“ oder „Submillimeter-Galaxien“:
=
massereiche SBGs mit extremen SFRs ( bis ca.
103 MSonne pro Jahr und hohem Staubgehalt
Häufig nur im Sub-mm- und Radiospektralbereich nachweisbar. Zuerst
beobachtet mit dem „Submillimetre Common-User Bolometer Array“
(SCUBA) in Hawaii anhand des FIR-Emission ihres IS-Staubs.
Neben Staubemission zeigen sie auch Radiostrahlung und CO
-Linienemission. Zumindest einige dieser Objekte zeigen (in ihrer
Radio-Morphologie) Anzeichen für Wechselwirkungen.
SCUBA-Galaxien haben unterschiedliche Entfernungen. Ein Teil
besitzt hohe Rotverschiebungen und bildet eine Fortsetzung der LBGs
zu größeren Massen.
Details: s. z.B : R.J. Ivison, et al., MNRAS 364, 1025 (2005)
S. C. Chapman, et al., ApJ 622, 772 (2005)
I. Smail, et al., ApJ 616, 71
„Normale“ Galaxien hoher Rotverschiebung:
Über die SBGs hoher Rotverschiebung wissen wir inzwischen recht viel,
weil sie relativ leicht zu identifizieren sind und (bei den LBGs) das Maximum
ihrer Energieverteilungen bequemerweise in den sichtbaren Spektralbereich
rotverschoben wird.
„Normale“ Galaxien (insbesondere die leuchtkräftigen und massereichen
lokalen E-Galaxien) strahlen hauptsächlich im sichtbaren und NIR-Licht,
das in schwerer zugängliche IR-Spektralbereiche verschoben wird.
Trotzdem gelang es in den letzten Jahren, signifikante Stichproben solcher
„kühlen“ Galaxien mit Rotverschiebungen bis etwa z = 3 zu finden und
zu untersuchen. Einige Objekte wurden auch bei größerem z entdeckt.
Dabei zeigte sich, dass für (z < 3) die LBGs nur wenig
(ca. 17 %) zur Gesamtmasse der Galaxien beitragen. Sie bilden also
nur eine „Spitze des Eisbergs“. Außerdem bilden sich offensichtlich
bereits sehr früh sehr massereiche Galaxien, die schnell ihr Gas
verlieren und als „rote Objekte“ weiter existieren. Neue Instrumente werden
es in Zukunft erlauben, auch diese Objekte im Detail zu studieren.
Die Ersten Galaxien
Kapitel 8:
Entstehung von Leben
8.1 Leben auf der Erde
8.2 Voraussetzungen für „erdartiges“ Leben
8.3 Leben anderswo?
Literatur zu Kapitel 8:
P. Ulmschneider: „Intelligent Life in the Universe“
Springer-Verlag, HD, (2003)
Leben auf der Erde:
Unsere Erde entstand vor etwa 4.6 x 109 Jahren .Spuren in den
ältesten bekannten geologischen Formationen (in Grönland und
Australien) zeigen, dass bereits 800 Millionen Jahre später auf
der Erde Leben existierte. Das Leben ist auf der Erde also in
einem astronomisch sehr kurzen Zeitraum entstanden. Während
der ersten etwa drei Milliarden Jahre gab es allerdings nur Einzeller.
Die typischen Vertreter irdischen Lebens sind daher die Bakterien!
Die ersten Wirbeltiere gab es vor rund 400 Millionen Jahren. Etwa
zur gleichen Zeit gab es die ersten Landpflanzen.
Wichtigste Voraussetzung für „irdisches“ Leben ist flüssiges
Wasser - und damit der Temperaturbereich, der flüssiges Wasser
zulässt. Im Sonnensystem gibt es z. Zt. flüssiges Wasser nur auf der
Erde und (wahrscheinlich) unter der Eisoberfläche der Jupitermondes
Europa. Selbst in unserem Sonnensystem sind daher die Bedingungen
für „irdisches“ Leben sehr begrenzt. Die wesentlichen Moleküle, aus
denen irdische Lebewesen bestehen (Aminosäuren) können sich
allerdings in einem wesentlich größeren Bereich von Umweltbedingungen natürlich bilden.
Leben Anderswo:
Die genannten Bedingungen für „irdisches“ Leben existieren,
soweit wir wissen, nur auf Planeten und Planetenmonden.
Planeten sind recht häufige Objekte. Bei den meisten Sternen, die
untersucht wurden und wo die Voraussetzungen zum Nachweis
bestanden, wurden auch Planetensysteme gefunden. Auch die
Theorie sagt die Bildung von Planeten als natürliches „Nebenprodukt“
der Sternentstehung voraus. Wie groß der Anteil der Planeten mit
„lebensfreundlichen “Bedingungen ist, ist allerdings unklar, da die
meisten gegenwärtigen Nachweismethoden Planeten mit der Masse
und der Umlaufbahn der Erde nicht erreichen.
Aber selbst wenn erdähnliche Planeten nur mit geringer Wahrscheinlichkeit
auftreten, macht es die große Zahl sonnenähnlicher Sterne und deren lange
Lebensdauer rein statistisch wahrscheinlich, dass es Leben auch anderswo
gibt. Allerdings nicht auf Planeten der ersten Sterne, denn sowohl die
Planetenenstehung als auch irdisches Leben brauchen schwere Elemente.
Außerdem leben die ersten Sterne zu kurz. Und in SBGs mit häufigen SNe
wäre das Leben recht gefährlich…
„Jet“ eines T Tauri Sterns
(entstehendes Planetensystem)
Aufnahme: ESO FORS Team
HH 30
T Tauri-Stern von „oben“…
HV Tau A,B
…von der Seite gesehen
HV Tau C
HST-Aufnahme
HH 30
Protoplanetare Scheibe + Jet
HST-Aufnahme
Dichteverteilung und Geschwindigkeitsfeld bei
der Entstehung eines sonnenähnlichen Sterns
Yorke et al. 1993
Camenzind 1990
Jet
||
. ||
.
.
To Observer
.
.
||
.
.
.
||
. .
||
||
Entstehendes Sonnensystem
in der T Tauri-Phase
.
.
.
.
.
.
Disk
Disk
.
.
.
.
.
.
.
.
||
||
|| .
||
||
||
.
.
.
.
.
.
To Observer
.