Ist ist nicht so einfach, klar zu definieren, was eine Galaxie ist. Ein Haufen Sterne eben. Aber das alleine reicht noch nicht als Definition, denn was ist dann zum Beispiel mit den Kugelsternhaufen? Das sind ebenfalls große Haufen aus Sternen, aber keine Galaxie. Man macht sich schon seit längerer Zeit Gedanken über das Thema und besonders wenn es um die Grenzfälle geht, wäre es gut, klare Grenzen ziehen zu können. Segue 2 ist so ein Grenzfall. Dieser Haufen besteht nur aus knapp 1000 Sternen. Das ist wenig; jeder bessere Kugelsternhaufen hat mehr Sterne. Aber die Anzahl der Sterne ist kein gutes Kriterium.

Beth Wilman und Jay Strader haben letztes Jahr eine Definition veröffentlicht, die eine Galaxie als

“a gravitationally bound collection of stars whose properties cannot be explained by a combination of baryons and Newtons laws of gravity.”

definiert. Eine Galaxie ist also eine Ansammlung von Sternen, die 1) gravitativ aneinander gebunden sein müssen und deren Eigenschaften 2) nicht erklärt werden können, ohne von der Existenz dunkler Materie bzw. einer Variation der Gravitationsgleichung auszugehen.

Und nach diesem Kriterium ist Segue 2 ganz eindeutig eine Galaxie. Denn sie besteht zwar nur aus knapp 1000 Sternen, ist aber in eine große Wolke aus dunkler Materie eingebettet, so wie es auch bei den großen Galaxien der Fall ist. Evan Kirby von der Universität von Kailfornien in Irvine und seine Kollegen haben Segue 2 genau und lange mit dem großen Keck-Teleskop beobachtet (“Segue 2: The Least Massive Galaxy”). Dabei haben sie festgestellt, dass sich dort wesentlich mehr Masse befinden muss, als man sehen kann. Sie haben dort viel mehr Supernovaüberreste gefunden, als eigentlich vorhanden sein sollte. Wenn ein Stern in einer so kleinen Sternengruppe am Ende seines Lebens explodiert, dann sollte ihre gesamte Gravitationskraft eigentlich nicht ausreichend, das davon sausende Material aufzuhalten. Wenn es also immer noch da ist, muss es dort mehr Masse geben, als man sehen kann. Die gesamte Galaxie leuchtet so hell, wie 900 Sonnen, hat aber eine Masse von ein paar hunderttausend Sonnen!

Natürlich haben sich Kirby und seine Kollegen auch überlegt, wie eine so seltsame Mini-Galaxie entstehen kann. Segue 2 gehört zu den Satellitengalaxien der Milchstraße und befindet sich ungefähr 114.000 Lichtjahre von uns entfernt. Segue 2 könnte der letzte Rest einer einst viel helleren Galaxie sein. Im Laufe ihrer Geschichte ist unsere Milchstraße ja immer wieder mal mit fremden Galaxien kollidiert. Oder aber sie entstand tatsächlich genau so seltsam, wie sie heute ist und stellt einen der Extremfälle bei der Galaxienentstehung dar.

Kirby und seine Kollegen halten die erste Möglichkeit für wahrscheinlicher. Das Galaxien bei Kollisionen mit der Milchstraße zerstört werden, ist ja schon öfter vorgekommen. Die starken Gezeitenkräfte haben die kleineren Galaxien zerrissen und heute weist nur noch ein sogenannter Sternstrom (über die ich hab ich hier mal was geschrieben) auf ihre Existenz hin. Und genau so eine Spur aus Sternen scheint auch zu Segue 2 führen. Es ist nicht immer leicht, solche Strukturen zu identifizieren und es werden noch mehr Beobachtungen nötig sein. Aber es sieht alles so aus, als wäre Segue 2 tatsächlich der allerletzte Rest einer großen, “normalen” Galaxie. Die Interaktion mit der Milchstraße hat die Galaxie der meisten ihrer Sterne beraubt und am Ende bliebt nur noch der dichte Kern übrig. Vielleicht ist Segue 2 aber doch als Winz-Galaxie entstanden – denn das sollte eigentlich recht häufig passieren.

Vorhersage für die Verteilung dunkler Materie innerhalb eines Radius von 1 Million Lichtjahre um die Milchstraße herum. Die Milchstraße befindet sich in der weißen Region in der Mitte. Die kleinen Halos aus dunkler Materie sollten auch Galaxien enthalten, so wie Segue 2 (gezoomtes Bild oben rechts). Diagram: Garrison-Kimmel, Bullock (UCI)"

Vorhersage für die Verteilung dunkler Materie innerhalb eines Radius von 1 Million Lichtjahre um die Milchstraße herum. Die Milchstraße befindet sich in der weißen Region in der Mitte. Die kleinen Halos aus dunkler Materie sollten auch Galaxien enthalten, so wie Segue 2 (gezoomtes Bild oben rechts). Diagram: Garrison-Kimmel, Bullock (UCI)”

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Kommentare (36)

  1. #1 SCHWAR_A
    11. Juni 2013

    @Florian:
    Weißt Du, welchen Durchmesser Segue 2 hat?

  2. #2 Florian Freistetter
    11. Juni 2013

    @schwar_a: Ne, da hab ich jetzt auf die Schnelle nichts gefunden. Ist vermutlich auch schwierig, das bei so einem schwachen Objekt genau zu sagen…

  3. #3 Bjoern
    11. Juni 2013

    1) Wären nach dieser Definition nicht auch Kugelsternhaufen Galaxien? Oder sind für die Beschreibung der Eigenschaften von Kugelsternhaufen wirklich Baryonen und die Newton’schen Gesetze ausreichend, Dunkle Materie also irrelevant? Hätte ich nicht gedacht…

    2) Im abstract steht ein anderes Kriterium: “We identify Segue 2 as a galaxy rather than a star cluster based the wide dispersion in [Fe/H] (from -2.85 to -1.33) among the member stars.” Gibt es da einen Zusammenhang, den ich nicht sehe?

  4. #4 SCHWAR_A
    11. Juni 2013

    Ich hab’s gefunden, im paper selbst:
    Radius: ~34±3pc
    Velocity-Dispersion: 2.6 km/s
    Mit der letzteren komme ich nicht so gut zurecht – normal scheinen 0.5 km/s bei dem Radius zu sein, was etwa den Faktor 5 ergibt, also quadratisch 25. Die Gesamt-Masse wirkt also beim Radius etwa 25-mal so stark wie es die sichtbare Masse vorgibt.
    Angegeben werden aber Verhältnisse (Masse-Leuchtkraft) bis zu 350 oder sogar 500. Wie paßt das zusammen? Wie rechnet man das?

    Vielen Dank im Voraus.

  5. #5 Theres
    11. Juni 2013

    2) Da war @Bjoern schneller als ich … und das wollte ich auch fragen. Dein 2) bedeutet doch etwas anderes, Florian?
    Und hieß es nicht, dass im Kern jeder Galaxie ein schwarzes Loch läge?
    Ich hab da allerdings vor Jahren etwas zu gelesen und mich nicht mehr um laufende Untersuchungen gekümmert, die hiesigen Artikel nur überflogen …
    aber Kugelsternhaufen haben kein zentrales schwarzes Loch. Oder bringe ich was durcheinander?

  6. #6 Florian Freistetter
    11. Juni 2013

    @Bjoern: “Im abstract steht ein anderes Kriterium: “We identify Segue 2 as a galaxy rather than a star cluster based the wide dispersion in [Fe/H] (from -2.85 to -1.33) among the member stars.””

    Naja, über die Metallizität schließt man auf die Supernovaüberreste. Und von denen, wie beschrieben, auf die dunkle Materie.

  7. #7 Florian Freistetter
    11. Juni 2013

    @schwar_a: “Ich hab’s gefunden, im paper selbst”

    Hu. Das muss ich übersehen haben. Danke…

  8. #8 Florian Freistetter
    11. Juni 2013

    @Theres: “Und hieß es nicht, dass im Kern jeder Galaxie ein schwarzes Loch läge?”

    Nur in den großen…

    “aber Kugelsternhaufen haben kein zentrales schwarzes Loch.”

    Die ganz großen vielleicht schon.

    Ich denke, die Trennung zwischen Galaxien und Sternhaufen ist ähnlich schwierig wie die zwischen Planeten und Asteroiden. Da gibts auch jede Menge verschiedene Kriterien, die sich tw. widersprechen und eine befriedigende Grenze wird man nie ziehen können. Der Natur sind Grenzen halt nicht so wichtig wie uns Menschen…

  9. #9 Theres
    11. Juni 2013

    @Florian
    Ja, ist schon fies, dass sich die Natur nicht korrekt an die schönen Modelle hält 😉
    Die ganz großen Kugelsternhaufen als Vorläufer einer Galaxis – oder die ganz alten?

    Und wo finde ich was dazu (mir fehlen ziemlich sicher die englischen Begriffe um sinnbringend zu googeln)?
    Vielen Dank im Voraus!
    Spannend. Ich weiß, und weil ich Kugelsternhaufen auch ganz gut sehen kann in klaren Nächten, dass ich mich weiterbilden werde …

  10. #10 SCHWAR_A
    11. Juni 2013

    Bei NUR ~1000 Sternen:
    kann man nicht das Bewegungsprofil für jeden einzelnen herausarbeiten?

  11. #11 JaJoHa
    11. Juni 2013

    @Florian Freistetter
    Wie kann man in so einer Galaxie denn Supernovareste finden? Wenn ca 1000 Sterne und 900 Sonnenleuchtkräfte da sind klingt das für mich so, als ob es da keine blauen oder weißen Hauptreihensterne gibt und keine Sternenstehung mehr stattfindet. Oder sind da viele explodierende weiße Zwerge?

  12. #12 Bruttl
    11. Juni 2013

    @SCHWAR_A

    Disclaimer: Ich habe das Paper nicht gelesen.

    Aber: Wenn das Dinge “Segue …” heisst, dann gehe ich davon aus, dass die Struktur ueberhaupt erst durch die Untersuchung der Kinematik der einzelnen Mitglieder entdeckt wurde. Segue ist ja ein Radialgeschwindigkeitssurvey. Ausserdem hat Florian im Artikel ausgiebige Nachbeobachtungen mit Keck erwaehnt. Und eine Geschwindigkeitsdispersion hat SCHWAR_A zitiert, die muss ja auch irgendwo herkommen – ich vermute NICHT einfach aus dem raeumlich integrierten , spektral zerlegten Licht, sondern aus Einzelspektren.

    Zu schwarzen Lochern: in grossen Kugelsternhaufen werden zentrale “intermediate mass black holes” vermutet.

  13. #13 Theres
    11. Juni 2013

    @Bruttl
    intermediate black holes vermutet … durch Simulation oder wurde auch mal eins “beobachtet”, also wurden iwechle Gammastrahlen gemessen …
    Okay, ich seh schon – ich gehe mal suchen, in der nächsten Pause 😉
    Danke fürs Stichwort!

  14. #14 threepoints...
    11. Juni 2013

    Kann es nach dieser Definition auch Galaxien innerhalb Galaxien geben?

  15. #15 threepoints...
    11. Juni 2013

    Ach, schon gut. Ich habe das Bild falsch interpretiert und den Hinweis auf Satelitengalaxie nicht wahrgenommen.

    Aber die Frage steht nun da. Je nach Perspektive nämlich kann man eine Galaxie schon nicht mehr von anderen eindeutig differenzieren – nur das Zoomen scheint hier aufschlußreich zu sein. Ist es dass wirklich?

    Das eine Galaxie ein System mit Bezug aufgrund von Newtonschen Kräfte-Wirkungen sei, schliesst ja nicht aus, dass Satelitengalaxien nicht auch von der jeweils größeren/größten Galaxie in der Umgebung einbezogen werden muß, weil die Kräfte trotz scheinbarer Entfernung trotzdem es zulassen, von “einem” (Bezugs)System zu sprechen.

  16. #16 Gerd.P.
    11. Juni 2013

    K-Abo

  17. #17 SCHWAR_A
    11. Juni 2013

    @Bruttl (#12):
    Danke; daß Segue die Bezeichnung für eine kinematische Untersuchung ist, wußte ich noch nicht.

    Mit “radialer v-Dispersion” ist doch sicherlich gemeint, daß die auf unsere eigene Bewegung bezogen Rotverschiebungen gemessen wurden, korrekt?
    Ist dann für die Sterne, die gerade auf uns zu oder von uns wegfliegen, die v-Dispersion die Geschwindigkeit des jeweiligen Orbits um das Zwerggalaxien-Zentrum?

    Was ist mit meiner Frage #4?

    Vielen Dank im Voraus.

  18. #18 Bruttl
    11. Juni 2013

    @SCHWAR_A(#17)

    Ich habe mich nun doch entschlossen, das erste Blog-Gebot zu beachten und mich zu informieren. Bin zwar noch nicht fertig damit, aber kann zum jetzigen Zeitpunkt schon sagen, dass das meiste, was ich oben (#12) “vermute” oder “wovon ich ausgehe”, falsch ist. Was nur mal wieder beweist wie richtig andereseits doch das Blog-Gebot ist.

    Segue ist zwar vorwiegend ein Radialgeschwindigkeitssurvey, aber Segue 2 wurde im Imaging-Teil von Segue entdeckt. Segue geht auf SDSS zurueck, Beschreibung leicht zu googeln.
    Fieserweise gibt es die Durchfuehrungen Segue-1 und Segue-2 davon, nicht zu verwechseln mit der Galaxie Segue 2, aber das nur am Rande.

    Im Entdeckungspaper fiel Segue 2 durch lokal erhoehte Sterndichte auf, bei spektroskopischen Nachbeobachtungen von etwas ueber 300 Sternen stellten sich 5(+15) als zur Struktur gehoerend heraus. Im jetzt von Florian vorgestellten Paper wurde die Zahl der spektroskopischen Nachbeobachtungen von Strukturmitgliedern auf 25 erhoeht.

    Waehrend das Entdeckungspaper eine Geschwindigkeitsdispersion angibt, gibt das aktuelle Paper nur eine Obergrenze an, da sie sagen, dass ihr Sample dafuer nicht gross genug ist.

    Stand dieser Info: Entdeckungspaper groesstenteils gelesen, vom aktuellen Paper nur den Abstract, Inhalte aus dem Kopf zitiert da in der Zwischenzeit den Rechner gewechselt. Und die offizielle ToDo-Liste fuer heute abend beinhaltet leider keine Galaxienpaper sondern nur N-body-Kram, den ich eigentlich am liebsten Florian ueberlassen wuerde 😉

  19. #19 Bruttl
    11. Juni 2013

    @Teres(#13)

    https://science.nrao.edu/newscience/8-Tue/12-Wrobel/Wrobel.pdf

    (ab Seite 4 von 10): Beobachtungshinweise auf die Existenz von schwarzen Loechern im “mittleren” Masenbereich in den Kugelsternhaufen omega Cen, G I, NGC 4697, und vielen mehr.

    http://webdoc.sub.gwdg.de/univerlag/2012/Husser_astrophysik.pdf

    (Abb. 2.12 auf Seitenzahl 21 bzw. Seite 41 von 194 im pdf): Datenpunkte von Kugelsternhaufen sind namentlich benannt in der Auftragung der M_BH – M_Bulge Relation.

  20. #20 Theres
    11. Juni 2013

    @ brutti
    Hej, super, vielen herzlichen Dank … Damit erhält meine heutige Abend- ToDo- Liste ne Erweiterung. Habe http://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/hypothese-widerlegt-schwarzes-loch-in-kugelsternhaufen-entdeckt-a-457847.html gefunden, auf deutsch, und ein paar Artikel in Astrozeitschriften und muss jetzt nicht weiter suchen.

  21. #21 mr_mad_man
    11. Juni 2013

    “Die Galaxienentstehung beginnt ja mit der dunklen Materie. Sie bildet große Halos; große Wolken und die Masse dieser Wolken zieht dann die “normale” Materie an, aus der Sterne entstehen können.”
    Diese dunkle Materie macht sich ja nur durch ihre Gravitation bemerkbar und wechselwirkt ansonsten nicht. Aber selbst scheint sie immun zu sein gegen Gravitation, denn sonst müssten diese Wolken doch (genauso wie “normale” Materie) in sich zusammenfallen und dunkle Materie-Klumpen bzw. “dunkle schwarze Löcher” bilden. Komisches Zeug, oder?

  22. #22 SCHWAR_A
    12. Juni 2013

    @mr_mad_man (#21):
    Den hypotetischen Teilchen der DM fehlt Ladung, weshalb sie nicht miteinander “verklumpen” können.
    Stell Dir eine N-Body-Simulation vor mit riesig vielen Punkten (und passender Anfangsbedingung), die NUR Gravitation benutzt – da ordnen sich diese Punkte quasi in einem Raumgebiet wolkenartig an, aber sie backen nicht zusammen.

  23. #23 SCHWAR_A
    12. Juni 2013

    Hallo Florian,
    weißt Du vielleicht etwas zu Frage #4 und denen aus #17?
    Vielen Dank im Voraus.

  24. #24 McPomm
    12. Juni 2013

    Für mich ist die Erforschung von Zwerggalaxien und das “Kleinzeugs” wie Kugelsternhaufen, Sternflüssen und Schnellläufern, was so um Milchstraße und Andromedanebel herum”schwirrt” (bzw. das Lesen von Berichten darüber) mit das spannendste astronomische/kosmologische Forschungsgebiet momentan.

  25. #25 SCHWAR_A
    14. Juni 2013

    …hmmm, da kommt wohl nix mehr…schade…

  26. #26 hummlbach
    15. Juni 2013

    @SCHWAR_A:
    Wo hast Du denn das mit dem Verhältnis 1:300-1:500 gelesen? Keine Ahnung ob ich den richtigen Artikel überflogen hab, aber ich hab das gefunden:

    The SN would unbind Mej … of gas from the galaxy. That mass is 150 times larger than the
    present stellar mass. The galaxy must have had much
    more mass at the time of star formation than its present
    stellar mass. The source of this mass could be dark mat-
    ter or stars that were part of the galaxy before…

    Und da gehts ja nicht ums Verhältnis (aktuelle sichtbare Masse)/Masse sondern um das Verhältnis von Masse früher und heute sichtbarer Masse…!?

  27. #27 SCHWAR_A
    16. Juni 2013

    @hummlbach (#26):
    Danke für die Reaktion!
    Ich habe das gefunden in Table 5, Dynamics, Mass-to-light ratio within half-light radius: 360 (500).

  28. #28 hummlbach
    18. Juni 2013

    @SCWAR_A:
    Okay ich habe die Rechnungen in der Tabelle mal nachvollzogen… Wie kommst Du auf:
    …normal scheinen 0.5 km/s bei dem Radius zu sein…
    Hängt ja nicht nur vom Radius sondern auch von der Masse ab. Die stellare Masse wurde ja aus der Luminosity abgeleitet und mit 1000 Sonnenmassen beziffert. Wenn man das halbiert (Masse innerhalb des effektiven Radiuses) und es mit dem effektiven Radius in die Formel (d) einsetzt:
    500=4*1000/4,3*34*v*v (v=velocity-dispersion)
    dann erhalten wir für v=0,125.
    Andersherum erhalten wir aus dieser Formel mittels der gemessenen Velocity-Dispersion und dem effektiven Radius die tatsächliche Masse die sich innerhalb des effektiven Radius befinden müsste:
    M=4*1000/4,3*34*2,2*2,2~150000
    Das wiederum geteilt durch die mittels Luminosity beobachtete Masse innerhalb des effektiven Radius (also 500 Sonnenmassen) ergibt dann tatsächlich das in der Tabelle angegebene Verhältnis von 300:1…

  29. #29 SCHWAR_A
    19. Juni 2013

    @hummlbach (#28):
    Seite 2, 2. Absatz gegen Ende:

    “The expected velocity dispersion in the absence of dark matter is 0.5 km s−1.”

    “…Formel (d)…”
    das habe ich übersehen, danke.
    Den Faktor 4 verstehe ich dennoch nicht…

    Aus dieser Formel entnehme ich aber, daß meine Annahme korrekt ist:
    σ² = v² = GM_total / r ,
    ja?

  30. #30 Alderamin
    19. Juni 2013

    @SCHWAR_A, #4

    Ich weiß zwar nicht genau, worum es Dir geht, aber vielleicht könnte das hier nützlich sein. So bestimmt man z.B. die Masse von Galaxienhaufen, alleine aus den Radialgeschwindigkeiten.

  31. #31 SCHWAR_A
    19. Juni 2013

    @Alderamin (#30):
    In Erklärungen findet man immer wieder was statistisches, daher auch σ, als Abweichung von einem Mittelwert.
    Was ich gerne hätte ist aber die Orbit-Geschwindigkeit von Objekten einer Ansammlung bei bestimmten Abständen von dessen Zentrum.
    Wie kann ich v_orb(R) aus σ errechnen, letztlich also messen?
    Vielen Dank im Voraus.

  32. #32 SCHWAR_A
    19. Juni 2013

    Danke! In der englischen Version des von Dir angegebenen Links habe ich gefunden, daß
    σ_max² ≈ G·M_vir / R_vir
    was letztlich gleichbedeutend ist mit
    v = σ_max,
    was ja normalerweise über die zusätzliche ±-Angabe mit angegeben ist, also
    v = σ + Δσ.
    Ist das korrekt?

  33. #33 Alderamin
    19. Juni 2013

    @SCHWAR_A

    Da steht, σ_max sei die Geschwindigkeitsdispersion für denjenigen Radius, wo sie am größten ist, muss man also ausmessen. Dann ist σ_max die empirische Streuung der Geschwindigkeiten von der mittleren Geschwindigkeit (die selbst keine Rolle spielt und daher in der Formel nicht auftaucht). Im Rahmen der Messgenauigkeit kommt dann ein +/-Δσ hinzu, welches mit in die Fehlerrechnung eingeht. So würde ich das interpretieren.

  34. #34 hummlbach
    19. Juni 2013

    @SCHWAR_A:
    Du meintest also das:

    From the individual
    radial velocities of five red giants, they measured a veloc-
    ity dispersion of 3.4+2.5 km s−1 . The expected velocity
    −1.2
    dispersion in the absence of dark matter is 0.5 km s−1 .

    Aber bezieht sich das nicht nur auf die 5 Roten Riesen? Die späteren Zahlen zur Velocity-Dispersion von dem ganzen Ding sind ja andere (2.2/2.6)…?

    “…Formel (d)…”
    das habe ich übersehen, danke.
    Den Faktor 4 verstehe ich dennoch nicht…

    Ich auch nicht… 🙂 Die Formel habe ich so hingenommen. Aber im Artikel wird ja auf das Paper verwiesen aus dem die Formel hervorgeht… müsste man halt lesen (oder hast Du schon?)

  35. #35 SCHWAR_A
    20. Juni 2013

    @Alderamin&hummlbach:
    Danke euch beiden.

    Was ich eigentlich möchte, ist eine Möglichkeit, aus solchen Daten (σ und Co.) die dadurch quasi gemessene Orbital-Geschwindigkeit v bei einem Radius r ersehen zu können.

    Die Idee dahinter ist, daß man dadurch sofort auf die Masse eines evt. notwendigen schwarzen Loches im Zentrum so einer Zwerggalaxie oder eines Kugelsternhaufens schließen kann.

    Genaue Verzerrungsmessungen um so ein Zentrum herum müßten dann zusätzliche Hinweise auf ein SL geben…

  36. #36 Alderamin
    20. Juni 2013

    @SCHWAR_A

    Der Virialsatz taugt nur zur Abschätzung der Gesamtenergie- und Masse eines gravitativ gebundenen Systems aus vielen Teilchen. Die Masse einzelner Teilchen kann man nur aus Kepler 3 bestimmen, und dazu braucht man die Bewegung eines nahe umlaufenden Objekts (um den Einfluss weiter entfernter Objekte auszuschließen) in 3D. Die Messung der Radialgeschwindigkeit ist stets leicht, die der Eigenbewegung (Komponente senkrecht zur Sichtlinie) ist hingegen notorisch schwer und zeitaufwändig.