3.5 Verschiedene Spektralbereiche
3.5 Verschiedene Spektralbereiche
3.5 Verschiedene Spektralbereiche
Erfolgreiche ePaper selbst erstellen
Machen Sie aus Ihren PDF Publikationen ein blätterbares Flipbook mit unserer einzigartigen Google optimierten e-Paper Software.
3. Eigenschaften<br />
normaler Galaxien<br />
3.1 Helligkeitsprofile<br />
3.2 Größe<br />
3.3 Leuchtkraft<br />
3.4 Spektrale Energieverteilung<br />
<strong>3.5</strong> verschiedene <strong>Spektralbereiche</strong><br />
3.6 Interstellares Medium<br />
3.7 Kinematik und Massen<br />
3.8 Korrelationen<br />
3.9 Entwicklungsmodelle<br />
3.10 Spiralstruktur
3.1 Leuchtkraftprofile Helligkeitsprofile<br />
WH<br />
Elliptische Galaxien:<br />
• De Vaucouleurs: m ~ r<br />
entspricht isothermen Sphäroid/Ellipsoid im hydrostatischen GG<br />
• Unterscheidung: reine E - disky E - boxy E<br />
1/4<br />
Spiralgalaxien:<br />
• Bulges:<br />
ähnlich E, aber leichte Abweichungen<br />
• Scheiben:<br />
Freeman: I ~ e<br />
-r / r s sech<br />
2<br />
(z / H)<br />
entspricht selbstgravitierender Sternverteilung in Form einer ausgedehnten<br />
planparalleler Schichtung der Skalenhöhe H und der Skalenlänge
Spektrale Energieverteilung: Breitbandfarben<br />
3.4.2<br />
Deutlicher Trend mit Hubble-Typ:<br />
S0/E<br />
Irr<br />
Farbenindizes werden blauer<br />
Schwarzer Strahler<br />
Hauptreihensterne<br />
-1.0<br />
U-B<br />
0.0<br />
Irr<br />
Sd<br />
Sc<br />
Sbc<br />
WH<br />
Sb<br />
dE<br />
Sab<br />
Sa<br />
S0<br />
gE<br />
Normale Galaxien<br />
0.0 1.0<br />
B-V
Spektrale Energieverteilung: Spektren<br />
WH<br />
3.4.1<br />
Deutlicher Trend mit Hubble-Typ:<br />
S0/E<br />
Irr<br />
Spektrale Indikatoren für Anteil<br />
der jungen Sternpopulation
Hubble-Sequenz<br />
Modifizierte Hubble-Sequenz<br />
WH<br />
reine E<br />
disky E<br />
Irr<br />
Anteil junger Sterne nimmt zu
<strong>3.5</strong> MSS in verschiedenen <strong>Spektralbereiche</strong>n
<strong>3.5</strong> MSS in verschiedenen <strong>Spektralbereiche</strong>n
<strong>3.5</strong> MSS in verschiedenen <strong>Spektralbereiche</strong>n
<strong>3.5</strong> MSS in verschiedenen <strong>Spektralbereiche</strong>n<br />
408 1.4 115 60 20.6 100 mm keV<br />
mm MHz GHz MeV
<strong>3.5</strong> <strong>Verschiedene</strong> <strong>Spektralbereiche</strong>: 408 MHz<br />
Spektralbereich<br />
(Survey)<br />
Strahlungsquellen<br />
(-mechanismen)<br />
Wichtigste<br />
Energiequellen<br />
Bemerkungen<br />
Maß für Sternentstehungsaktivität<br />
Radiokontinuum<br />
z.B.<br />
n = 408 MHz<br />
l = 740 mm<br />
(VLA NVSS)<br />
• freie e - (therm.<br />
Strahlung des<br />
heißen Gases)<br />
• relativist e - im<br />
Magnetfeld<br />
(Synchrotronstr.)<br />
• OB-Sterne,<br />
Stoßfronten<br />
• Supernovae,<br />
AGN
<strong>3.5</strong> <strong>Verschiedene</strong> <strong>Spektralbereiche</strong>: 1.4 GHz<br />
Spektralbereich<br />
(Survey)<br />
Strahlungsquellen<br />
(-mechanismen)<br />
Wichtigste<br />
Energiequellen<br />
Bemerkungen<br />
Radio-Linie<br />
n = 1.4 GHz<br />
l = 210 mm<br />
(VLA FIRST)<br />
H-Atome im<br />
warmen interstellaren<br />
Gas<br />
(Hyperfeinstrukturübergang)<br />
Stöße zwischen<br />
H-Atomen<br />
• nicht vom<br />
Strahlungsfeld<br />
abhängig, nur<br />
von HI-Dichte<br />
• „verbotene“<br />
Linie
<strong>3.5</strong> <strong>Verschiedene</strong> <strong>Spektralbereiche</strong>: 115 GHz<br />
Spektralbereich<br />
(Survey)<br />
Strahlungsquellen<br />
(-mechanismen)<br />
Wichtigste<br />
Energiequellen<br />
Bemerkungen<br />
Radio-Linie<br />
n = 115 GHz<br />
l = 2.6 mm<br />
CO-Moleküle<br />
(J=1-0 Übergang)<br />
Stöße zwischen<br />
CO- und H<br />
2-<br />
Molekülen<br />
Tracer für H<br />
2<br />
[falls N(H<br />
2<br />
)/N(CO)<br />
= const]
<strong>3.5</strong> <strong>Verschiedene</strong> <strong>Spektralbereiche</strong>: 12-100 mm<br />
Spektralbereich<br />
(Survey)<br />
Strahlungsquellen<br />
(-mechanismen)<br />
Wichtigste<br />
Energiequellen<br />
Bemerkungen<br />
Fernes<br />
Infrarot (FIR)<br />
n ~ 3 - 25 THz<br />
l ~ 10-100 mm<br />
(IRAS)<br />
Staubteilchen<br />
(therm. Strahlung)<br />
(à „thermisches IR“)<br />
• allg. Strahl.feld<br />
(T ~ 10 K)<br />
• OB-Sterne<br />
(T ~50 K)<br />
• AGN<br />
(T~200 K)<br />
• ISM transparent<br />
• Korrelation mit<br />
Radiokontinuum<br />
(gleiche Ursache:<br />
Sternentstehung )
<strong>3.5</strong> <strong>Verschiedene</strong> <strong>Spektralbereiche</strong>: ~2 mm<br />
Spektralbereich<br />
(Survey)<br />
Strahlungsquellen<br />
(-mechanismen)<br />
Wichtigste<br />
Energiequellen<br />
Bemerkungen<br />
Nahes Infrarot<br />
(NIR)<br />
Kühle Sterne mit<br />
geringer Masse<br />
(i.W. K-Riesen)<br />
Stellare<br />
Kernfusion<br />
ISM relativ<br />
transparent<br />
n ~ 150 THz<br />
l ~ 2 mm<br />
(2MASS)
<strong>3.5</strong> <strong>Verschiedene</strong> <strong>Spektralbereiche</strong>: ~0.6 mm<br />
Spektralbereich<br />
(Survey)<br />
Strahlungsquellen<br />
(-mechanismen)<br />
Wichtigste<br />
Energiequellen<br />
Bemerkungen<br />
Optisch<br />
n~ 500 THz<br />
l ~ 0.6 mm<br />
(POSS 1 und 2)<br />
• Sterne (außer<br />
sehr kühle)<br />
• Emissionslinien<br />
des ionisierten<br />
Gases (HII)<br />
• stellare Kernfusion<br />
• AGN<br />
• (Planetarische<br />
Nebel, Supernovareste)<br />
Starke Absorption<br />
durch Staub<br />
(à kaltes ISM)
<strong>3.5</strong> <strong>Verschiedene</strong> <strong>Spektralbereiche</strong>: 1 keV<br />
Spektralbereich<br />
(Survey)<br />
Strahlungsquellen<br />
(-mechanismen)<br />
Wichtigste<br />
Energiequellen<br />
Bemerkungen<br />
Röntgen<br />
E ~ 1 keV<br />
l ~ 1 nm<br />
(ROSAT)<br />
• diffuses Gas<br />
5 6<br />
T ~ 10 ... 10 K<br />
(Bremsstrahlung)<br />
-<br />
• rel.e in M.-Feld<br />
• Comptonstreuung<br />
• Stoßfronten<br />
• Akkretion auf<br />
kompakte Obj.<br />
• Explosionen<br />
(SNe, GRBs)<br />
Bei E klein à<br />
HI-Gas in<br />
Absorption<br />
(Staub nicht)
<strong>3.5</strong> <strong>Verschiedene</strong> <strong>Spektralbereiche</strong>: 100 MeV<br />
Spektralbereich<br />
(Survey)<br />
Strahlungsquellen<br />
(-mechanismen)<br />
Wichtigste<br />
Energiequellen<br />
Bemerkungen<br />
Gamma<br />
E ~ 100 MeV<br />
-14<br />
l ~ 10 m<br />
(CGRO)<br />
• Kollision kosm.<br />
Strahlung mit<br />
Protonen<br />
• (?)<br />
• gravitativer<br />
Kollaps à SL<br />
(GRBs)<br />
• SN-Explosion<br />
• Akkretion auf<br />
kompaktes Obj.<br />
Extrem hohe<br />
Energiefreisetzung<br />
bei GRB<br />
(à extrem<br />
leuchtstark)
3.6 Interstellares Medium (ISM)<br />
3.6.1 Hauptkomponenten des ISM<br />
(A) Kühles, diffuses Gas (T ~ 100 K)<br />
- neutral (nicht ionisiert), atomar; vor allem HI<br />
(B) Molekulares Gas (T ~ 10...20 K)<br />
- „klumpige“ Verteilung (Molekülwolken, Riesen-)<br />
(C) Staub (T ~ 10...1000 K)<br />
- Regel: wo Gas mit T 1 000 000 K)<br />
- diffus verteilte Komponente (einhüllende Korona)
3.6 Interstellares Medium (ISM)<br />
3.6.1 Hauptkomponenten des ISM<br />
Allgemeine Bemerkung:<br />
mittlere Dichte klein (~ 1 cm<br />
-3)<br />
à Stöße sind selten<br />
à kein thermodynamisches Gleichgewicht<br />
durch Stöße<br />
größte Dichte in kühlen „Kernen“ von<br />
Molekülwolken = Orte der Sternentstehung
<strong>3.5</strong>.1<br />
3.6.2 ISM in Spiralen und Irregulären<br />
(A) Kühles diffuses Gas<br />
- Hauptkomponente des ISM<br />
- radial: Verteilung sehr ausgedehnt<br />
- azimutal: leichte Spiralstruktur<br />
(B) Molekulares Gas<br />
- radial: stärker zentrumskonzentriert<br />
- azimutal: starke Spiralstruktur<br />
(C) Staub<br />
- mit molekularem Gas verbunden<br />
- MSS: m(Gas)/m(Staub) ~ 100<br />
(D) Ionisiertes warmes Gas<br />
- HII = SE-Indikator (OB-Sterne!)<br />
- radial, azimutal: HII wie molek. Gas<br />
- Sa à Sc à Irr: Anzahl und Größe<br />
der HII-Regionen zunehmend<br />
(E) Ionisiertes heißes Gas<br />
Zwischenwolkengas, Röntgen-Korona
<strong>3.5</strong>.1<br />
3.6.2 ISM in Spiralen und Irregulären<br />
(A) Kühles diffuses Gas<br />
- Hauptkomponente des ISM<br />
- radial: Verteilung sehr ausgedehnt<br />
- azimutal: leichte Spiralstruktur<br />
(B) Molekulares Gas<br />
- radial: stärker zentrumskonzentriert<br />
- azimutal: starke Spiralstruktur<br />
(C) Staub<br />
- mit molekularem Gas verbunden<br />
- MSS: m(Gas)/m(Staub) ~ 100<br />
(D) Ionisiertes warmes Gas<br />
- HII = SE-Indikator (OB-Sterne!)<br />
- radial, azimutal: HII wie molek. Gas<br />
- Sa à Sc à Irr: Anzahl und Größe<br />
der HII-Regionen zunehmend<br />
(E) Ionisiertes heißes Gas<br />
Zwischenwolkengas, Röntgen-Korona<br />
Radiale Verteilungen im MSS<br />
0.5<br />
n (cm -3 )<br />
2.5<br />
n (cm -3 )<br />
0<br />
0.5<br />
n (cm -3 )<br />
0<br />
HI<br />
0<br />
0 10 R (kpc) 20<br />
H<br />
0 10 20 R (kpc)<br />
HII<br />
0 10 R (kpc) 20<br />
2
3.6.2 ISM in Spiralen und Irregulären<br />
<strong>3.5</strong>.2<br />
Verhältnis der Masse des atomaren Gases (HI) zur Masse der stellaren Komponente<br />
1<br />
0.1<br />
m(HI) / m(vis)<br />
~ 0.01 für S0<br />
~ 0.1 für Irr<br />
0.01<br />
S0 Sa Sb Sc Sd Irr
Großräumige Strukturen im Interstellaren Gas (1)<br />
<strong>3.5</strong>.5<br />
Korrelation mit Spiralstruktur (a) Staub (Beisp.: Riesenpiralgalaxie M100)<br />
Blauer Spektralbereich (DSS2)
Großräumige Strukturen im Interstellaren Gas (1)<br />
<strong>3.5</strong>.5<br />
Korrelation mit Spiralstruktur (b) Molekülwolken (Beisp.: Riesenpiralgalaxie M100)<br />
Blauer Spektralbereich (DSS2)<br />
CO (J=1-0) - Linie
Großräumige Strukturen im Interstellaren Gas (1)<br />
<strong>3.5</strong>.5<br />
Korrelation mit Spiralstruktur (c) ionisiertes Gas (Beisp.: Riesenpiralgalaxie M100)<br />
Blauer Spektralbereich (DSS2)<br />
H alpha - Emissionslinie
3.2.2
Großräumige Strukturen im Interstellaren Gas (2)<br />
<strong>3.5</strong>.5<br />
Riesen-HII-Regionen (Riesen-Sternentstehungsgebiete)<br />
HST
Großräumige Strukturen<br />
im Interstellaren Gas (3)<br />
<strong>3.5</strong>.5<br />
Riesen-Blasen<br />
(bis r ~ 50 pc) infolge<br />
von SN-Explosionen und<br />
expandierenden SN-Resten<br />
Sternentstehungsregion 30 Dor in LMC
Großräumige Strukturen<br />
im Interstellaren Gas (3)<br />
<strong>3.5</strong>.5<br />
Riesen-Blasen<br />
(bis r ~ 50 pc) infolge<br />
von SN-Explosionen und<br />
expandierenden SN-Resten<br />
Sternentstehungsregion 30 Dor in LMC<br />
Supernovarest DEM L1316 in 30 Dor, LMC (Gemini)
Großräumige Strukturen im Interstellaren Gas (4)<br />
<strong>3.5</strong>.6<br />
„Galaktischer Wind“:<br />
Multiple SNe (und Sternwinde)<br />
à Gas aus Scheibe geblasen<br />
Abbildung: NGC4631 im Röntgenlicht (blau) und im optischen (rot). (Röntgenstrahlungvon<br />
heißem Gas, das in Riesen-HII-Regionen aus der Scheibe in den Halo geblasen wird.)
Großräumige Strukturen im Interstellaren Gas (4)<br />
<strong>3.5</strong>.6<br />
„Galaktischer Superwind“:<br />
Starburst<br />
à viele SNe (und Sternwinde)<br />
à Gas aus Scheibe geblasen<br />
Abbildung:<br />
oben: Starburst-Galaxie M 82 mit Subaru-<br />
Teleskop; rote Filamente: HII<br />
unten: Komposit-Aufnahme der Zentralregion<br />
von M82 (Gandhi et al. 2011)
Großräumige Strukturen im Interstellaren Gas (4)<br />
<strong>3.5</strong>.6<br />
„Galaktische Fontäne“:<br />
SNe à Gas aus Scheibe geblasen<br />
.... à heißes Gas im Halo<br />
.... à kühlt und fällt zurück<br />
außerdem: Einfall von Gaswolken<br />
aus extragalaktischem Raum
3.6.3 ISM: Elliptische<br />
lange Zeit für ISM-frei gehalten, da<br />
<strong>3.5</strong>.7<br />
• nur selten Em.linien (HI, HII)<br />
• in optischen Aufnahmen mit<br />
bodengebundenen Teleskopen im<br />
allgemeinen keine Anzeichen von Staub<br />
Optisches Bild der E-Galaxie M87
<strong>3.5</strong>.7<br />
Seit 1979 (Röntgensatellit EINSTEIN):<br />
• Gas mit T ~ 10 Mio K, i.allg. dT / dr > 0<br />
• Gesamtmasse im Röntgen- (X-) Gas:<br />
m = 10<br />
9<br />
... 10<br />
10<br />
X<br />
m ,<br />
dh. m / m ~ 0.1<br />
• L<br />
3.6.3 ISM: Elliptische<br />
X<br />
X<br />
Sterne<br />
mit opt. Leuchtkraft korreliert<br />
Deutung:<br />
• ISM in E ist (durch irgendwelche<br />
Prozesse) stark aufgeheizt worden.<br />
• Im Detail noch nicht sicher verstanden,<br />
ob Phänomen stationär.<br />
Röntgenbild und Röntgenspektrum<br />
der E-Galaxie M87
Elliptische Galaxien sind<br />
zumeist staubfrei, aber...<br />
Hochaufösende Ausnahmen:<br />
kleine zirkumnukleare<br />
Staubscheiben<br />
(generell Radiogalaxien<br />
à siehe später)<br />
<strong>3.5</strong>.8<br />
Abbildung:<br />
Ausschnitt aus Atlas von HST-<br />
Aufnahmen von Radiogalaxien<br />
(De Ruiter)
Change language