Einführung in die Astronomie und Astrophysik II
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SS 2005 4.6 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Zeitliche Entwicklung von Galaxien 4.6.1 Verlauf der Sternentstehung in Galaxien Aufteilung von Sternen in Populationen in der Milchstraße gibt ein grobes Bild über die zeitliche Entwicklung der Sterne. Für eine genaueres Verständnis muß die Sternentstehungsrate t über die Lebensdauer der Galaxie bekannt sein. Die Rekonstruktion von t ist ein Schlüsselproblem der Astrophysik. t ≈const. Scheibenpopulation der Milchstraße (Population I): Echte Population II, z. B. in Kugelhaufen: t ≈t­t 0 Farb-Helligkeitsdiagramme einzelner Sterne in Galaxien: bis ca. 20 Mpc. Deutung durch Überlagerung von Stadien der Sternentwicklung. Viele Galaxien zeigen Hinweise für mehrere Sternentwicklungsimpulse. Spektralsynthese: Modellierung der Spektren von Galaxien durch gewichtetes Mittel von Einzelsternen, für weiter entfernte Galaxien. Junge Populationen werden von OB-Sternen dominiert (L ~ M3.5), mittelalte Populationen durch A-Sterne, ältere durch F-,G- und K-Sterne. Die Altersverteilung von Sternen in Galaxien ist breit. Die mittlere Sternentstehungsrate in Galaxien war offenbar im frühen Universum über längere Zeit konstant hoch, sie nimmt seit 5 – 7 Milliarden Jahren stark ab. 4.6.2 Materiekreislauf Das ISM entsteht vorwiegend aus Sternwinden, sowie aus der Wechselwirkung mit dem intergalaktischen Medium. Sternenwinde – ständige Zunahme von schweren Elementen, IGM – mögliche Anreicherung mit metallarmen, primordialem Medium. Die Häufigkeit von Metallen in Galaxien schwankt stark. Z. B. Haben die Magellanschen Wolken nur 0.5 bzw. 0.2 solare Metallizität. Große elliptische Galaxien sind i. d. R. sehr metallreich. Die Innenbereiche von Galaxien haben einen höheren Metallgehalt als die Außenebereiche. Einführung_4.6-8_2005.sxw Seite 4-18 27.06.05 SS 2005 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II 4.6.3 Wechselwirkung zwischen Galaxien Der mittlere Abstand zwischen Galaxien ist von der Größenordnung ihrer Radien nicht weit entfernt. Nahe Vorbeiflüge oder gar Kollisionen finden vergleichsweise häufig statt. Galaxien sind diffuse, gravitationell gebundene Systeme von Sternen und ISM, die bei Begegnungen das Gravitationspotential des Stoßpartners „spüren“. Als ausgedehnte Objekte unterliegen sie Gezeitenkräften. Diese können so stark werden, dass sie von der Größenordnung der Bindungskraft werden. 2r M1 M2 d Gravitationskraft zur Bindung von Galaxie 2 Gezeitenkraft: F 12=G M 1 M 2 F M2=G M 22 4 r2 M1M 2 1 r r 1 ­ ≈G 12 ­ 1­2 2 2 2 d d d ­r / 2 d r / 2 d Kritischer Abstand (Roche-Grenze): 3 d R = 16 r 3 =4 G M 1 M 2 r d3 M1 M2 Für M1 = M2 ist der kritische Abstand bei 2.52 r erreicht! Einführung_4.6-8_2005.sxw Seite 4-19 27.06.05 SS 2005 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Bei nahen Vorbeiflügen von Galaxien kommt es zu einem Impulsübertrag auf die Sterne der jeweils anderen Galaxie. Diese führt zu einer Abnahme der Relativgeschwindigkeiten v (dynamische Reibung) bei einem Stoßparameter b von ca. 2 G2 M 1 M 2 v ≈ . b2 v 3 Bereits bei einem Vorbeiflug kann ein erheblicher Teil einer langsamen Relativgeschwindigkeit (wenige 100 km/s) verloren gehen. Systeme aus mehreren Galaxien sind daher nicht stabil, sie verschmelzen nach einer gewissen Zeit. Insbesondere sind massearme „Satellitengalaxien“ keine Langzeitbegleiter. Die Magellanschen Wolken werden in einigen 109 Jahren mit der Milchstraße verschmelzen. Arp 240 Seyferts Sextett Einführung_4.6-8_2005.sxw Seite 4-20 27.06.05 SS 2005 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II 4.7 Aktive Galaxien und Quasare Viele Galaxien zeigen vielerlei Aktivität im sichtbaren, IR- und Radiobereich. Einige haben einen außergewöhnlich hellen Kern ähnlich einer großen H II-Region, dies sind junge Galaxien mit erhöhten Sternentstehungsraten. Andere Galaxien mit hellen Kernen sind sicher alt. Andere zeigen besonders breite Spektrallinien, was auf eine hohe Geschwindigkeitsdispersion (Explosionen) hinweist. Einige zeigen Jets. Viele zeigen nichtthermische Synchrotonspektren, welche durch schnelle Elektronen in Magnetfeldern erzeugt werden. Die Leuchtkräfte aktiver Galaxien kann sehr hoch sein, dies weist auf kurzfristige Prozesse hin. Man nimmt daher an, daß hohe Aktivität nur in begrenzten Entwicklungsstadien von Galaxien auftritt. Es gibt zwei Hauptklassen aktiver Galaxien: Seyfert-Galaxien (Spiralgalaxien) und Radiogalaxien (elliptische Galaxien). 4.7.1 Seyfert-Galaxien Seyfert-Galaxien (SG) zeichnen sich durch einen sehr hellen, punktartigen Kern in einer sonst unauffälligen Spiralgalaxie aus. Der Kern weist ein Spektrum mit Emissionslinien auf. Das Kontinuum hat eine nichtthermische Komponente mit Schwerpunkt im UV. Das Emissionsspektrum wird einer schnellen, zum Kern konzentrierten Gaskomponente zugeschrieben. Man unterscheidet SG Typ 1 und Typ 2. Typ 1 hat breite Linien (104 km s-1) erlaubter Übergänge und mit < 103 km s-1 schmälere Linien verbotener Übergänge. Der Typ 2 hat grundsätzlich schmälere Linien etwa gleicher Breite. Man nimmt an, daß die broad line region des Typs 1 sich dicht am Kern befindet und die narrow line region weiter außerhalb anzusiedeln ist. Im Typ 2 versperrt das interstellare Medium den Blick auf die broad line region. Alle SG, deren Hubble-Typ bekannt ist, sind Spiralgalaxien. Sie sind starke IR-Quellen, Typ 1 auch starke UV-Quellen, beide schwache Radioquellen. Hochvariable Emissionen kosmischer Spektrum einer Seyfert 1 (links) und einer Seyfert 2 Strahlung sind erst kürzlich an SG nachgewiesen worden. Ca. (rechts) Galaxie. Einführung_4.6-8_2005.sxw Seite 4-21 27.06.05 SS 2005 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II 1% aller hellen Spiralgalaxien sind SG. Die Leuchtkraft der Kerne ist mit 1036 ... 1038 W etwa so groß wie die restliche Galaxie. Schwankungen der Leuchtkraft sind häufig. Seyfert-Galaxie NGC 5548 (links) und normale Galaxie NGC 3277 (rechts). Einführung_4.6-8_2005.sxw Seite 4-22 27.06.05 SS 2005 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II 4.7.2 Radiogalaxien Die Radioemission der Radiogalaxien (RG) ist nichtthermische Synchrotronstrahlung. Mit 1033 ... 1038 W ist die Radioleuchtkraft mitunter etwa so groß wie die der restlichen Galaxie im Optischen. Das Charakteristische einer RG ist eine ausgedehnte Doppelstruktur, die an Dimension die optische Galaxie weit überschreiten kann. Einige RG zeigen Strukturen über Skalen von 6Mpc, andere (M87) nur über einige kpc. Die Radiostrukturen stammen aus dem Galaxienkern. Die Elektronen müssen dabei kontinuierlich beschleunigt werden, um auch noch weit draußen Synchrotronstrahlung zu erzeugen. Die Flügel enthalten häufig symmetrische Konzentrationen welche auf Auswürfe des Kerns hinweisen. Außerdem findet man Jets, welche die Flügel mit dem Kern verbinden. Die Radiogalaxie Cygnus A, beobachtet mit dem NRAO VLA (National Radio Astronomical Observatory). Einführung_4.6-8_2005.sxw Seite 4- 27.06.05 SS 2005 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Radiogalaxie Centaurus A im Sichtbaren (ESO VLT) und Radio (VLA) Einführung_4.6-8_2005.sxw Seite 4- 27.06.05 SS 2005 Einführung_4.6-8_2005.sxw Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Seite 4- 27.06.05 SS 2005 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Optischer Jet der Radiogalaxie M87. Einführung_4.6-8_2005.sxw Seite 4- 27.06.05 SS 2005 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Radiogalaxie M87 im Radio-Spektralbereich (VLA) Einführung_4.6-8_2005.sxw Seite 4- 27.06.05 SS 2005 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Zentralbereich von M87 (VLBI) Einführung_4.6-8_2005.sxw Seite 4- 27.06.05 SS 2005 Einführung_4.6-8_2005.sxw Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Seite 4- 27.06.05 SS 2005 Einführung_4.6-8_2005.sxw Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Seite 4- 27.06.05 SS 2005 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II 4.7.3 Quasare Quasare ("Quasistellare Radioquellen", QSO's) wurden 1963 entdeckt, als Maarten Schmidt in dem optischen Spektrum der Radioquelle 3C273 Rotverschiebungen von ∆λ λ = z = 0.15 entdeckte. Hohe Rotverschiebungen sind das die Quasare auszeich- nende Merkmal. Im Sichtbaren erscheinen sie als zunächst als Punktquellen im Radio- bis Röntgenbereich, manche zeigen eine Doppelstruktur. Die meisten Quasare sind nur schwache Radioquellen und daher nur im Sichtbaren identifiziert. Sie gehören zu den Objekten mit den größten Rotverschiebungen bis zu z ≈ 4. Die 121.6 nm UV Lyman-α Linie des H (im Ruhesystem) findet man häufig weit in das Sichtbare verschoben. Interpretiert man die Rotverschiebung kosmologisch, so handelt es sich bei den Quasaren um die am "weitesten" entfernten Objekte. 3C273 hat dann eine Entfernung von 950 Mpc (H0 = 50 km s-1 Mpc-1), der Quasar PKS 2000-330 mit z = 3.78 etwa 5500 Mpc. Bei diesen Entfernungen müssen die Leuchtkräfte extrem groß sein. Typische Werte liegen bei 1038 ... 1041 W, etwa das Hundertfache der Leuchtkraft einer normalen Galaxie. Die Spektren der Quasare enthalten Emissions- und Absorptionslinien. Während die Emissionslinien ausschließlich auf den Quasar zurückgeführt werden, findet man Absorptionslinien, welche vom intergalaktischen Medium erzeugt werden. Diese haben unterschiedliche Rotverschiebungen. Somit findet man bei Wellenlängen kürzer als die verschobene Lyman-α Linie einen ganzen "Wald" von Absorptionlinien ("Lyman-α forest"). Die Helligkeit der Quasare schwankt mitunter stark, innerhalb von Tagen. Daraus kann man schließen, daß die eigentlichen Quellen nicht größer als einige Lichttage bzw. einige 100 AU sind. Es gibt offenbar keine Quasare in unmittelbarer Nähe zur Lokalen Gruppe. Da man, je tiefer man in den Weltraum blickt, auch weiter in die Vergangenheit schaut, handelt es sich bei den Quasaren offenbar um ein transientens Phänomen, welches im früheren Universum viel häufiger war als heute. Einführung_4.6-8_2005.sxw Seite 4- 27.06.05 SS 2005 4.8 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Galaxiensysteme Untersucht man die Verteilung der Galaxien in drei Dimensionen, so stellt man hierarchische Strukturen fest. Sie bilden Gruppen, Haufen, und Superhaufen. Seit etwa 10 Jahren beobachtet man großräumige, korrelierte Strukturen, von denen man annimmt, daß sie auf Zeiten kurz nach der Entstehung des Universums zurückzuführen sind. • Gruppen: umfassen wenige Dutzend Galaxien die in engerer Gravitationsbindung stehen. Die Lokale Gruppe, welcher die Milchstraße angehört, umfaßt außerdem die etwa gleichgroße Sb-Spirale M31 und die etwas kleinere Sc-Spirale M33, sowie etwa 30 elliptische und irreguläre Zwerggalaxien. Die Lokale Gruppe hat einen Durchmesser von ca. 1.5 Mpc. • Haufen: umfassen wenigstens 50 helle Galaxien. Die Verteilung von Galaxien in Haufen kann mit einem dem de Vaucouleur'schem ähnlichen Gesetz beschrieben werden. Aus Anpassungen ergeben sich charakteristische Radien im Bereich von 2 ... 5 Mpc. Die Zahl der Mitglieder richtet sich nach dem Radius und die Grenzgröße; große Haufen enthalten mehrere Hundert Mitglieder mit absoluten Helligkeiten M ≥ -19 mag. Es gibt ausgedehnte, irreguläre Haufen mit relativ geringer Dichte welche von hellen Spiralen dominiert werden, und dichtere, gleichmäßigere Haufen die fast ausschließlich aus E- und S0- Galaxien bestehen. Der nächste Haufen ist im Sternbild Jungfrau ("Virgo-Haufen"), irregulär und in 15 Mpc Entfernung. Der nächste reguläre Haufen ist im Sternbild Haar der Berenice ("Coma-Haufen") in etwa 90 Mpc Entfernung. Galaxienhaufen sind Röntgenquellen. Die Strahlung wird von heißem intergalaktischem Gas mit Temperaturen zwischen 107 und 109 K erzeugt. Dabei sind irreguläre Galaxien kühler. Im Großen und Ganzen entspricht die Verteilung des Gases der Struktur der Haufen, seine Masse in etwa der Masse der Galaxien. Damit reicht es nicht zur Lösung des missing mass Problems aus. Die chemische Zusammensetzung ist sonnenähnlich, damit sind die Galaxien selbst als Quellen des Gases anzusehen. • Superhaufen: Mit dem Begriff „Superhaufen“ werden gravitationell gebundenen Gruppen von Galaxien mit typischen Skalen von 10 ... 20 Mpc bezeichnet. Die Lokale Gruppe gehört zum Lokalen Superhaufen mit dem Virgo-Haufen als prominentestem Mitglied sowie einiger Dutzend weiterer Haufen und Gruppen. Der Coma-Haufen ist Mitglied eines anderen Superhaufens. Nach den neueren Erkenntnissen über die großräumige Verteilung von Galaxien gerät der Begriff mehr und mehr in den Hintergrund. Einführung_4.6-8_2005.sxw Seite 4- 27.06.05 SS 2005 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II • Großräumige Struktur: auf der Skala oberhalb der Superhaufen um 50 Mpc ist Individualität kaum noch erkennbar, vielmehr scheinen sich die Haufen zu ausgedehnten, netzartigen Strukturen an Oberflächen immenser, fast leerer "Blasen" zu befinden (Schaum). Diese Erkenntnis ist noch recht jung. Sie basiert auf ausgedehnte Surveys, bei denen die Rotverschiebung vieler tausender Galaxien in streifenförmigen Gebieten der Himmelskugel gemessen wurde. Die Rotverschiebung wird kosmologisch gedeutet und dient als Entfernungsmaß. Auf diese Weise erzeugt man Karten von keilförmigen Scheiben mit der Lokalen Gruppe am Vertex, welche die großräumige Verteilung zeigen. Einführung_4.6-8_2005.sxw Seite 4- 27.06.05 SS 2005 Einführung_4.6-8_2005.sxw Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Seite 4- 27.06.05 SS 2005 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Naher Galaxiencluster RXCJ0937.9-2020 (ESO) Einführung_4.6-8_2005.sxw Seite 4- 27.06.05 SS 2005 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Entfernter Cluster RXCJ1131.9-1955 (ESO) Einführung_4.6-8_2005.sxw Seite 4- 27.06.05 SS 2005 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Perseus-Cluster. Optisch (oben links), Röntgen (oben Mitte und rechts) CHANDRA-Röntgenteleskop Einführung_4.6-8_2005.sxw Seite 4- 27.06.05 SS 2005 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Scheinbare Überlichtgeschwindigkeit (superluminal motion) r1 2 v t0 ∆y θ 1 r0 Bewegte Quelle Beobachter Position der Quelle nach t = t0: y = v⋅t 0⋅sin Lichtlaufzeit in Position 1: t1 = r0 c r 1 t 0 = v⋅t ⋅sin r ­v⋅t ⋅cos = r0 Lichtlaufzeit in Position 2: [ 2 ≈ 1­v t2 = 2 0 0 t0 t0 1­2 v cos v r0 r0 ] r 1 t 0 r 0­v t 0 cos v t0 = t 0 t 1 ­ t 0 cos c c c t = t 2 ­ t 1 = t 0 1­v / c cos Scheinbare Eigenbewegung: v = Einführung_4.6-8_2005.sxw 2 t0 cos = r 0 ­v t 0 cos r0 Differenz der Lichtlaufzeit: Beispiel: 0 v sin y = ; t 1­v / c cos β = 0.99, θ = 10° Seite 4- sin v ; = c 1­ cos = v c v = 7.01 c 27.06.05
