Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

76 KAPITEL 1. GEOMETRIE
derfälle, engl. peculiar galaxies. Diese sind besonders interessant, es handelt
sich um gestörte Galaxien (Kollision oder Verschmelzung). Sie geben (heute
noch) Auskunft über die Wechselwirkung und Dynamik von Galaxien unter
extremen physikalischen Bedingungen, wie sie bei der Urbildung im Kosmos
geherrscht haben mögen.
Die extremsten Exemplare in der Metagalaxie (bis zu 100 Mpc Entfernung
von der Milchstraße) sind die elliptischen cD Galaxien, die sich im Zentrum
von Galaxienhaufen befinden (c = cluster), mit einer riesenhaft ausgedehnten
Hülle (D = diffus), deren Radius etwa 1 Mpc erreicht (mit einer Masse von
bis zu 1 · 1013M⊙). Das A hinter dem Namen des Galaxien-Haufen bedeutet,
daß die Galaxie als starke Radio Quelle bekannt ist. Typische Radioleuchtkräfte
sind 1042 erg s−1 Typ cD Galaxien
NGC Galaxien
Nummer Haufen
253
4486
5128
1316
4881
1265
Sculptor
Virgo A
Centaurus A
Fornax A
Coma A
Perseus A
.
Tab. 1.26: cD Galaxien
Die Tabelle enthält einige bekannte Galaxien Haufen und die NGC Nummer der Zentralgalaxie vom
Typ cD.
NGC 253 ist eine nahe, gut untersuchte Starburst-Galaxie mit einem beträchtlichen Anteil an Gas und
Staub. Sie ist die dominierende elliptische Galaxie der Sculptor Gruppe.
• FORMELN (UMRECHNUNG WAHRE HELLIGKEIT)
Zum Umrechnen von Magnituden M in optische Leuchtkräfte L gilt genähert für Galaxien
L = 10 10 dex(0.4[−M − 20.3])L⊙
(1.102)
Eine einfache Begründung dieser empirischen Formel folgt.
Für die Milchstraße mit ihren N∗ = 1011 leuchtenden Sternen ist die Sonne ein typischer Vertreter. Ihre Daten sind der
nebenstehenden Tabelle zu entnehmen. U − B ist eine abgekürzte Schreibweise für
mU − mB.
Für die Klassifizierung von ganzen Galaxien nach Leuchtkräften und Farbe ist die
astronomische Daten der Sonne
Sonne und ihr Spektrum demnach für Galaxien (vom Typ der Milchstraße) eine geeignete
Grundlage für die einfachste Näherung, in der alle Sterne gleich sind. Um
nach Morgan das integrierte Spektrum alle N∗ Sterne der Galaxis zu erhalten, werden
wir also annehmen, daß für die Leuchtkraft der gesamten Galaxie
L⊙ 3.9·1033 erg s−1 f⊙ 1.36·106 erg cm−2 s−1 V⊙ −26.78
MV 4.79 BC = −0.07
L∗ = N∗ × L⊙
gilt und daß das Spektrum mit dem der Sonne übereinstimmt. In nächster Näherung U − B = 0.10; B − V = 0.62
kann man dann Korrekturen, je nach Galaxientyp, für Blau- und Rot-Helligkeit anbringen,
die nicht mit denen der Sonne übereinstimmen müßen.
Tab. 1.27: Sonne
Für die Umrechnung Leuchtkraft L aus absoluter Helligkeit M gilt (mit den Werten der Tabelle)
L = 3.02 · 10 35 · 10 −0.4M erg s −1 (1.103)
mit der Umkehrung
Mbol = 4.72 m − 2.5 m lg(L/L⊙) (1.104)
und Analoges für die verschiedenen Farbhelligkeiten. Für die Umrechnung wahre Helligkeit f aus scheinbarer Helligkeit
m gilt
f = 2.52 · 10 −5 · 10 −0.4m erg cm −2 s −1 (1.105)
• FORMELN (DIE GALAKTISCHE LEUCHTKRAFTFUNKTION Φ(L))
Achtung: mit M ist hier Magnitude, nicht Masse, gemeint.
Die galaktische Leuchtkraftfunktion Φ(M) ist die Anzahldichte (von Galaxien) im Magnituden-Intervall [M, M + dM].
Die Normierung ist also
�
Φ(M)dM = (N/V )
Dabei ist N die Anzahl der Galaxien im Volumen V . In guter Näherung gilt die von Schechter (1976) gefundene Funktion
Φ(M) = Φ ∗ (0.4ln10) exp(−dex[0.4(M ∗ − M)]) (1.106)