Integrale Eigenschaften von Galaxien

2.2 Integrale Charakteristika
wesentliches Merkmal ist flächenhafte Erscheinung
(1) Galaxiendurchmesser D = (.3 − 50) kpc, Begriff des Holmberg-Radius:
Flächenhelligkeit fällt auf 1/100 des Himmelshintergrundes (µb = 22.5m /arcsec2 )
Anm. 1: in kosmologischer Entfernung
fällt D nicht monoton, sondern erreicht
für Ω > 0 ein Minimum (Ω = ρ/ρc ,
mit kritischer Dichte ρc = 3H02 /8πG, und
ρc = 2 · 10−29h2 g / cm3 = 3 · 1011h2 M⊙ Mpc3 )
Anm. 2: Galaxiendurchmesser als Stoßparameter in Quasar-Absorptionslinien:
bis 100 kpc
Anm. 3: Weite Streuung von D,
vor allem durch dE (Zwergellipsen)
aus Voigt: Abriss der Astronomie 1991
(2) Flächenhelligkeit µ:
in hellen Galaxien ist µB ≥ 21.7m /arcsec2 (Freeman-Gesetz 1970), aber neue
Messungen zeigen Existenz von vielen Galaxien mit niedriger Flächenhelligkeit
(Vernachlässigung ist Beobachtungseffekt).
enge Korrelation: µcen ∝ 1/re , wobei Effektivradius re definiert ist als Radium, innerhalb dessen halbe Leuchtkraft abgestrahlt wird
(3) Galaxienhelligkeiten m bzw. M
stets mit Angabe des Farbsystems,
hier i.Allg. nach Johnson: UBV-System: U: λef f = 360 nm,
B: λef f = 440 nm, V: λef f = 540 nm, R: λef f = 680 nm,
I: λef f = 900 nm, IR-Erweiterungen: J, H, K, L
Messung durch Flächenphotometrie: Aperturhelligkeiten (feste Blende) oder
Isophotenhelligkeiten (vorzuziehen), Extrapolation ergibt bolometrische Helligkeit
scheinbare Helligkeiten m wesentlich entfernungsabhängig
absolute Helligkeiten MB = −12M bis − 21M (d.h. I variiert um 104 ,
wesentlich weniger als Sterne!)
Leuchtkraftklassifikation nach van den Bergh:
I Überriesen – heller als MB = −21M ,
II Helle Riesen – darunter, aber heller als MB = −20M ,
III Normale Riesen – heller als MB = −19M ,
IV Unterriesen – heller als MB = −15M , V Zwerge – Rest
Hufeisendiagramm der Leuchtkraftverteilung über dem Galaxientyp: starke
Schwankung der E-Galaxien, helle S-Galaxien, schwache Irreguläre, vgl. auch
typabhängige Leuchtkraftfunktion!
Aufgaben für die Modellierung: Welche Massen (Populationssynthese und
dyn. Gleichgewicht) und warum so enger Bereich (Kosmogonie)?
(4) Farbindizes
Diagramm U − B über B − V : Bevölkerung entlang Streifen, E: B − V ≈
1, U −B ≈ 0.7 , S: B −V ≈ 0.7, U −B ≈ 0, Irr: B −V ≈ 0.3, U −B ≈ −0.3
aus Voigt: Abriss der Astronomie 1991
aus Peacock: Cosmological Physics 1999
Deutung durch Populationssynthese: in E viele alte Pop II Sterne, in S und
bes. in Irr. junge heiße und helle Sterne, Pop. I. Benutze Bruzual & Charlot
(1993ff) Spektralsynthese-Modells für Galaxien
(5) Leuchtkraftfunktion
Anzahlverteilung von Galaxien in L · · · L + dL pro Volumen –
Schechter-Funktion (1976)
Φ(L)dL = Φ∗ (L/L∗ )α exp(−L/L∗ )dL/L∗
mit Φ∗ = (1.3 ± .3) · 10−2 ( h−1 Mpc)−3
L∗ = (2 ± .5) · 1010 h−2 L⊙ , d.h. MB∗ = 19.5M . . . 20M
α = −1.3 ± .2
Für Galaxien in dichten Gebieten des Kosmos (insbesondere Cluster) wird
α > −1.5, d.h. mehr Zwergsysteme
Ideen zur Ableitung:
L > L∗ große Massenkonzentration wenig wahrscheinlich,
d.h. exponentiall abgeschnitten
L < L∗ Potenzgezetz der Leuchtkraftverteilung spiegelt Zeitablauf
der hierarchischen Clusterung wieder
Grundproblem bei numerischen Simulationen: zu steil bei kleinen Massen,
α = −1.6 . . . − 2.
Lösung vermutlich: Unterdrückung der Kondensation kleiner Objekte, z.B.
bei Erschöpfung des Gasgehaltes
Es folgt für Raumdichte von Galaxien: n̄ = Φ∗ Γ(α+1), divergent für α = −1;
Leuchtdichte: ¯l = Φ∗ L∗ Γ(α + 2), konvergent für α > −2, z.B. ¯l = Φ∗ L∗ für
α = −1, dann ¯l = 2 · 108 hL⊙ Mpc−3
mit krit. Dichte folgt M-L-Verhältnis ρc /¯l = 1500hM⊙ /L⊙ .
Anm.: in Scheibe ist (s.o.) Verhältnis um Faktor 300 kleiner
heutiges Standardmodell, ρm = 0.3ρc ,
Aufteilung (90–95)% DM, (5–10)% baryonische Masse
Wo ist dunkle Materie?
Virialsatz GM/R = v 2 ∝ T 2 , L ∝ T 4 R2 , ⇒ M/L ∝ R−1 T −2 steigt für
dunkle Objekte (Zwerggalaxien, WD, NS, Jupiter, WIMPS)
Ergänzung: Typabhängigkeit der Leuchtkraftfunktion
Bignelli, Sandage, Tammann (1988):
Summe aus Gaußfunktionen ?