Kinematik von HI in der galaktischen Scheibe (b=0)
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M33
Dame et al. 1997<br />
v r<br />
Dame et al. 1987<br />
0<br />
0<br />
galaktische Länge l
<strong>K<strong>in</strong>ematik</strong> <strong>von</strong> <strong>HI</strong> <strong>in</strong> <strong>der</strong> <strong>galaktischen</strong> <strong>Scheibe</strong> (<strong>b=0</strong>):<br />
Sonne<br />
(Sparke & Gallagher)<br />
r<br />
V Maximale Geschw<strong>in</strong>digkeit<br />
Vr,max<br />
=<br />
V<br />
rot<br />
(R) −<br />
⊙<br />
0<br />
V s<strong>in</strong>(l)<br />
Zentrum<br />
R = R ⋅ s<strong>in</strong> l<br />
v<br />
Aus kann die Rotationskurve <strong>der</strong> Milchstraße bestimmt werden.<br />
r,max<br />
(l)
Die galaktische <strong>HI</strong> Rotationskurve:<br />
(Sparke &<br />
Gallagher)<br />
Vrot<br />
= 200 km / s bis zu R ≈ 3R = 24 kpc<br />
⊙<br />
2<br />
Vrot<br />
⋅R 2.2 10<br />
11 M<br />
⊙<br />
M(24 kpc) = = ⋅ ≈ 3 ⋅ M<br />
G<br />
sichtbar
<strong>K<strong>in</strong>ematik</strong> <strong>von</strong> <strong>HI</strong> <strong>in</strong> <strong>der</strong> <strong>galaktischen</strong> <strong>Scheibe</strong> (<strong>b=0</strong>):<br />
l: galaktische Länge<br />
Maximale Geschw<strong>in</strong>digkeit<br />
• Gas bewege sich auf Kreisbahnen mit Geschw<strong>in</strong>digkeit:<br />
• Radiale Geschw<strong>in</strong>digkeit:<br />
Vrot<br />
⎛ 1 1<br />
Vr = Vrot ⋅ R<br />
0<br />
s<strong>in</strong> l⎜<br />
−<br />
⎝ R R<br />
0<br />
= kons tan t<br />
⎞<br />
⎟<br />
⎠
= R ⊙<br />
Vr > 0 für 0° ≤ l ≤ 90° und R ≤ R ⊙<br />
Vr < 0 für 0° ≤ l ≤ 90° und R > R ⊙<br />
⎛ 1 1<br />
Vr = Vrot ⋅ R<br />
0<br />
s<strong>in</strong> l⎜<br />
−<br />
⎝ R R<br />
0<br />
⎞<br />
⎟<br />
⎠
V<br />
r<br />
< 0 für 90° < l < 180°<br />
Zentrum
Vr > 0 für 180° < l < 270°<br />
Zentrum
Die Intensität <strong>der</strong> 21 cm L<strong>in</strong>ie <strong>in</strong> <strong>der</strong> <strong>galaktischen</strong> Ebene mit<br />
Geschw<strong>in</strong>digkeit relativ zur Sonnenumgebung<br />
Kaum <strong>HI</strong> im<br />
<strong>galaktischen</strong> Zentrum<br />
Term<strong>in</strong>ale<br />
Geschw.<br />
R ≤ R 0<br />
200 km/s<br />
Spiral<br />
arm<br />
R > R 0<br />
R > R 0<br />
<strong>HI</strong> R<strong>in</strong>g<br />
Vt = V (R ) − V0 s<strong>in</strong> l ≈ V<br />
0<br />
(1 − s<strong>in</strong> l)<br />
(Hartmann & Burton)
• Das <strong>HI</strong> kommt <strong>in</strong> 2 Phasen vor:<br />
Zusammenfassung <strong>der</strong> Beobachtungen<br />
50% warme Phase:<br />
50% kalte Phase:<br />
T ≈ 8000 Κ n ≈ 0.25 cm −3<br />
T ≈ 100 Κ n ≈ 25 cm −3<br />
• Die kalte Phase dom<strong>in</strong>iert die Absorption. Man f<strong>in</strong>det sie <strong>in</strong> <strong>der</strong> Umgebung <strong>von</strong><br />
Molekülwolken (atomare Hülle). Sie hat e<strong>in</strong>e fraktale Struktur.<br />
• <strong>Scheibe</strong>nskalenhöhe: hz,kalt = 105 pc hz,warm<br />
= 190 pc<br />
• Warme und kalte <strong>HI</strong>-Strukturen s<strong>in</strong>d häufig geklumpt<br />
Wolken<br />
• Typische Geschw<strong>in</strong>digkeitsdispersion <strong>der</strong> Wolken:<br />
σ ≈<br />
9 km / s<br />
• Man f<strong>in</strong>det auch <strong>HI</strong> bei großen gal. Breiten, das mit 10-200 km/s <strong>in</strong> die <strong>Scheibe</strong><br />
fällt: sog. „high-velocity clouds“.