Sternentstehungsgebie in aktiven Galaxien

Sternentstehungsgebiete
in aktiven Galaxien
Vergleichende
ergleichende Beobachtung im Hα-Licht
Hα
Jugend forscht 2008
Regionalwettbewerb Berlin-Süd
Berlin
von Christopher Förster und Timo Stein
Inhaltsverzeichnis
KURZFASSUNG
EINLEITUNG
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4
KAPITEL 1: THEORETISCHER HINTERGRUND
1.1 Zusammenhang zwischen Sternentstehung und H-alpha-Gebieten
1.2 Das AGN-Modell
1.3 Galaxienmorphologische Details
5
5
6
KAPITEL 2: BEOBACHTUNGEN
2.1 Benutztes Instrumentarium
2.2 Objektauswahl
2.3 Beobachtungsdurchführung
6
8
8
KAPITEL 3: AUSWERTUNG
3.1 Benutzte Software
3.2 Killallscript
3.3 H-alpha-Index
3.4 Qualitativer Vergleich
10
10
11
13
KAPITEL 4: ERGEBNISSE
KAPITEL 5: DISKUSSION UND AUSBLICK
DANKSAGUNG
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ANHANG
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Datentabelle
Killall-Beispiele
LITERATURVERZEICHNIS
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18
2
Kurzfassung
In letzter Zeit gibt es Indizien dafür, dass in Galaxien mit aktiven Kernen ähnliche Prozesse durch
Wechselwirkung von Galaxien angeregt werden, wie in den Starburst-Galaxien. Hier in dieser Arbeit
soll untersucht werden, ob sich eine solche Gemeinsamkeit auch in einer ähnlichen Verteilung von
Sternentstehungsregionen in den betreffenden Galaxien wiederspiegelt.
Da die H-alpha-Emissionslinie als Indikator für wasserstoffreiche Sternentstehungsgebiete gilt, werden unter Zuhilfenahme von schmalbandigen H-alpha-Filtern, nahe aktive Galaxien fotografisch beobachtet. Ebenso werden normale Galaxien in die Beobachtung einbezogen. Die Beobachtungen erfolgten mit einer gekühlten CCD-Kamera an unserem 20-cm-Spiegelteleskop in Kombination mit einem 78-mm-Refraktor, welcher als Leitrohr diente.
Unter Einsatz spzieller astronomischer Bildbearbeitungssoftware werden die Aufnahmen im Sinne
der Fragestellung ausgewertet. Zusätzlich ergaben sich dabei neue Möglichkeiten in der Bildverarbeitung.
Nach der Auswertung der Beobachtungen, konnten wir Rückschlüsse auf photometrische, farbliche
und winkelabhängige Zusammenhänge zwischen den Galaxien ziehen.
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Einleitung
Dieses Projekt beschäftigt sich mit den Sternenstehungsregionen in relativ nahen Galaxien, wobei
besonderes Augenmerk auf die aktiven Galaxien gerichtet wird.
Vorab wollen wir jedoch erklären, was wir unter aktiven Galaxien verstehen.
Die aktiven Galaxien werden in zwei große Überklassen unterteilt, und zwar die AGNs (Active Galactic
Nucleis) und die Starburster.
Der eigentliche AGN im Zentrum einer jeden aktiven Galaxie, weist in etwa einen Durchmesser von
ca. einem Lichtmonat auf. Dies entspricht ungefähr dem 130 fachen Durchmesser unseres Sonnensystems. Dabei sei Berücksichtigt, dass diese Entfernung im Vergleich zu anderen Kosmologischen
Distanzen verschwindend gering ist. Durch die sogenannten Akkretionsprozesse, die im Bereich dieser Kerne auftreten wird soviel Strahlung emittiert, wie sie etwa durch alle in der Milchstraße enthaltenen Sterne abgegeben wird. Damit sind die Akkretionsprozesse nach dem Urknall, die energiereichsten und beständigsten Strahlungsquellen, die eine Lebensdauer von einigen hundert Millionen
Jahren aufweisen können.
Die Galaxien, die einen solchen Kern enthalten, werden daher auch als Hostgalaxien bezeichnet. Die
bereits erwähnten Starburster, unterscheiden sich von den einfachen AGNs durch extrem erhöhte
Sternentstehungsraten.
Um diese Sternenstehungsraten näher zu bestimmen haben wir das H-alpha-Licht, das von diesen
Galaxien ausgesandt wird näher betrachtet.
Dazu wurden mit unserem Teleskop Aufnahmen der Galaxien im Luminanz und H-alpha-Kanal erstellt. Diese Aufnahmen sollten später speziell verarbeitet werden, wobei unter anderem deren Flächenhelligkeit bestimmt werden sollte. Abschließend wurden die Objekte miteinander verglichen
und in einem Index zusammengefasst.
An dieser Stelle, möchten wir noch kurz auf die Entstehung dieses Projekts eingehen. Die Idee zu
diesem Projekt entstand als wir uns mit Sternenstehungsprozessen beschäftigten, und die Frage aufgeworfen wurde, ob die Sternentstehungsrate in einer Galaxie im Zusammenhang mit deren Aktivität, insbesondere bei Mergern (Galaxienkollision) stehen könnte. Die Vorgehensweise zu diesem
Projekt entstand in Anlehnung an das Jugend Forscht Projekt von Timo, aus dem Jahr 2005 mit dem
Titel: „Vergleichende Beobachtung naher aktiver Galaxienkerne.“ Zumal dieses Projekt nie zu einem
echten Abschluss kam, griffen wir die Idee eines weit gefächerten Vergleichs aktiver Galaxienkerne
erneut auf. Da uns im Vergleich zu dem Projekt von 2005 modernere Technik zur Verfügung stand,
konnten wir ausreichend Daten sammeln um eine globale Betrachtungsweise der Ergebnisse anzustreben. Zusätzlich haben wir einen qualitativen Vergleich charakteristischer Vertreter der einzelnen
Galaxien Klassen durchgeführt.
Diese hier kurz dargestellten methodischen Vorgehensweisen, sollen in den folgenden Kapiteln eingehend erläutert werden.
Im anschließenden ersten Kapitel werden die theoretischen Grundlagen für den weiteren Verlauf der
Arbeit geklärt. Das zweite Kapitel widmet sich den Beobachtungen und insbesondere der technischen
Durchführung, sowie der Auswahl der beobachteten Objekte. Die Erläuterung der Auswertung und
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der dazugehörigen Methodik umfasst den Inhalt des dritten Kapitels. Die Ergebnisse der Auswertungen werden nachfolgend im vierten Kapitel vorgestellt. Im abschließenden fünften Kapitel, werden
die Ergebnisse eingehend Diskutiert und mögliche Vorgehensweisen in der Zukunft vorgestellt.
Kapitel 1: Theoretische Grundlagen
Zusammenhänge zwischen Sternentstehung und H-alpha-Regionen
Galaxien, die eine Phase intensiver Sternentstehung z.B. als Folge einer Galaxienkollision durchlaufen
erzeugen eine große Anzahl von massereichen und lichtstarken blauen Sternen, welche den umgebenden neutralen Wasserstoff ionisieren und so zum roten Leuchten anregen. Diese so genannten
HII-Regionen können also als Indikator für Sternentstehung, unter der Annahme eines vorangeganegen Mergers gesehen werden.
Das AGN-Modell
Die Klasse der AGNs fassen ein Phänomen zusammen, das auf der Annahme eines supermassiven
schwarzen Loches im Zentrum einer jeden Galaxie basiert.
Desweiteren wird angenommen, dass bei der Betrachtung besonders heller AGNs außerordentlich
viel Material, welches gravitativ an das schwarze Loch gebunden ist, beginnt auf dieses ein zu spiralisieren. Dieses Material bildet im folgenden Verlauf die sogenannte Akkretionsscheibe, welche infolge von Druck und Reibungsprozessen eine, über das gesamte elektromagnetische Spektrum verteilte
Strahlung emittiert. Die dabei entsandte Strahlung, kann im Bereich der Helligkeitsabstrahlung der
restlichen Galaxie liegen. In Anbetracht der geringen Größe, dieser Objekte stellen diese die energiereichsten und langlebigsten Prozesse im gesamten Universum dar.
Ebenso ist im Modell ein weit außerhalb der Akkretionscheibe liegender Staubtorus implementiert,
der bei flachen Ansichtswinkeln im optischen Wellenlängen Bereich zu Absorptionen, der Strahlung
führen kann.
Die größte Absorbtion durch den Staubtorus, entsteht ab Ansichtswinkeln von unter 30°, da es zu
völlige Abschattung kommt.
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Galaxienmorphologische Details
Die Morphologie
gie der Galaxien wird nach der sogenannten
sogenannten Hubblesequenz bestimmt. Diese Sequenz
beginnt bei den Elliptischen Galaxien,
xien, und spaltet sich nach der Klasse der S0 Galaxien, in die SpiralSpira
galaxien,
laxien, und die Balkenspiralgalaxien auf.
Dabei besitzen die Elliptischen Galaxien zum größten Teil eine abgeschlossen Sternentstehung.
entstehung. Die
Spiralgalaxien bieten für uns jedoch den Vorteil
Vorteil einer klar definierten Form, welche es uns ermöglicht
ermög
diese sehr gut untereinander zu vergleichen. Dies wiederum versetzt uns in die Lage deren Ansichtswinkel exakt zu bestimmen.. Im Fall der irregulären Galaxien, ist deren Identifizierung deutlich
erschwert,
schwert, da sie keine definierte Form aufweisen. Hierbei sei angemerkt, dass ein großer Anteil der
irregulären Galaxien zur Starburster Klasse gehört.
Allerdings können Galaxien in Galaxienhaufen durch Mergereffekte wieder zu einem SternentsteSternentst
hungsprozess angeregt werden, wodurch
odurch es zur Bildung neuer Sterne und Ausprägung neuer HH
alpha-Regionen kommen kann.
Kapitel 2:: Beobachtungen
Benutztes Instrumentarium:
Für die Beobachtungen, dieses Projekts wurden
verschiedene Instrumente eingesetzt.
Insgesamt kamen zwei Teleskope zum Einsatz, als
Hauptinstrument wurde ein in unserem Besitz
befindliches
20cm-Newton-Spiegelteleskop
Spiegelteleskop
(Brennweite 100 cm) eingesetzt, sowie ein 7,8cm
apochromatischer
matischer Refraktor (Brennweite 63 cm),
der als Leitrohr diente. Mitt diesem Leitrohr wurwu
de das Teleskop
leskop mittels eines beleuchteten FaF
denkreuzokulars an einem hellen Stern möglichst
exakt nachgeführt.
Bei allen Beobachtungen kam eine gekühlte CCDCCD
Kamera des Typs Atik 16HR zum Einsatz.
Einsatz Die Kamera wurde eingehend auf Ihre RauscheigenR
schaften untersucht, damit verschiedene BelichBelic
tungszeiten kombiniert werden können.
könne Für die
Intenstät der Kamera ergab sich ein zeitlich linearer Zusammenhang:
6
0
50
100
150
200
250
300
350
Die Kamera wurde mit einem für dieses Projekt angefertigten Filterschieber kombiniert. Dieser wurde nötig, da bei den Beobachtungen, eine Auswahl spezieller Filter zum Einsatz kam (H-alpha-Filter
mit 7nm, 13nm, 35nm, IR Passfilter, sowie IR/UV Sperrfilter).
Bei den Aufnahmen wurden verschiedene Belichtungszeiten kombiniert. Sie variierten zwischen 10
Sekunden und über 10 Minuten. Dabei zeigte sich, dass die Verwendung des IR/UV Sperrfilter, in
Kombination mit dem 35nm H-alpha-Filter, das Optimum zwischen Belichtungszeit und Intensität
darstellt, daher verwendeten wir für spätere Vergleichsmöglichkeiten ausschließlich diese Kombination.
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Objektauswahl:
Die einzelnen Objekte, wurden unter den nachfolgend genannten Kriterien ausgewählt. Da es sich
hier um eine vergleichende Arbeit handelt, wurden zunächst typische Vertreter der Hubble
Hubble KlassifikaKlassifik
tion ausgewählt. Danach folgte nochmals deren Unterteilung in aktiveaktive und inaktive Galaxien, sowie
Starburster .
Zu dem mussten noch weitere Rahmenbedingungen für die Beobachtungen erfüllt werden:
1. - Die Position des Sternbilds, in dem das Objekt liegt. Dies muss berücksichtigt werden um
herauszufinden, ob das Objekt im fraglichen Zeitraum beobachtet werden kann.
2. – Die Gesamthelligkeit der Galaxie, da mit den uns zur Verfügung stehenden Teleskopen, mit
Hinblick auf die Bobachtungsstandorte nur sinnvolle Beobachtungen bis zur 15. Größenklasse
möglich sind.
verwend
3. - Der scheinbare Durchmesser der Galaxie. Denn mit unseren Teleskopen und der verwendeten Kamera können Auflösungen von einigen Bogensekunden erreicht werden. Insofern ist es
sinnvoll Objekte ab etwa 30 Bogensekunden Durchmesser zu wählen.
4. - Die Entfernung der jeweiligen Galaxie, da nicht zu weit enfernte Galaxien gewählt werden
dürfen, weil sonst die Gefahr besteht, dass die H-Alpha-Linie
H
Linie von der auftretenden RotverRotve
schiebung überdeckt wird.
Regionen innerhalb der Galaxie, um Rückschlüsse auf die SternentsteSternentst
5. - Erkennbare H-alpha-Regionen
hungsgebiete ziehen zu können.
Beobachtungsdurchführung
Um die Lichtverschmutzung durch Großstadt zu umgehen
sind unsere Aufnahmen größten Teils im Berliner Umland
entstanden. Als Beobachtungsstandorte dienten uns Plätze
in Nähe der Orte Baruth und Ragow. Der dort vorherrvorher
schende Himmelshintergrund wird auch durch IndustrieIndustrie
und Gewerbe Gebiete gestört, doch erweist sich der HimHi
mel an diesen beiden Plätzen als signifikant
ifikant dunkler im
Vergleich zum Berliner Stadthimmel. Die Anfahrt zu de
beiden Beobachtungsplätzen dauert eine Stunde nach RaR
gow, bzw. zwei Stunden nach Baruth.
Die Möglichkeit an den oben genannten Standorten zu Beobachten, kam für uns nur in Frage, da das
von uns verwendete Teleskop noch zu den transportablen Geräten zählt.
Anders als bei Beobachtungen auf der Wilhelm-Foerster-Sternwarte,
Wilhelm
Sternwarte, ist der Aufwand, der betrieben
werden muss, bis man zur ersten Aufnahme gelangt ungleich höher. So nimmt neben der Anfahrt
auch noch der Auf- und Abbau des Teleskops jeweils eine halbe Stunde in Anspruch. DementspreDementspr
chend muss eine solche Beobachtungsnacht im Vorfeld exakt geplant werden, damit die Zeitverluste
nicht zu groß werden. Besonders das Wetter muss vor der geplanten
geplanten Beobachtungsnacht genau im
Auge behalten werden. Da unsere Aufnahmen größten Teils im Januar und Februar entstanden kam
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noch die Kältebelastung für uns als Beobachter hinzu. So entstanden einige Aufnahmen bei Tiefsttemperaturen von -12 C° .
Zusätzlich Auftretende Probleme können die Beobachtung zusätzlich erschweren. Wie Beispielsweise der Ausfall ,der Stromversorgung, die bei uns durch eine 95 Ah Autobatterie gewährleistet wird.
Viel gravierender ist jedoch das Problem von einsetzendem Tau. Da in diesem Fall die Teleskopoptiken beschlagen und keine Beobachtung mehr möglich ist. Dann müssen die Teleskope mittels eines
Föhns solange leicht erwärmt werden, bis sie den Taupunkt überschritten haben. Diesem Problem
kann zwar durch eine sogenannte Taukappe vorgebeugt werden, doch komplett behoben werden
kann es nicht.
Nachdem das Teleskop aufgebaut und eigenordet wurde, kann die Kamera eingeschaltet werden.
Diese wird dann automatisch auf ca. 25 °C unter Umgebungstemperatur herunter gekühlt um das
Rauschen des Kamerasensors zu senken. Danach wird das Teleskop durch kurz belichtete Aufnahmen an einem hellen Stern fokussiert.
In den weiteren Arbeitsschritten werden Korrekturaufnahmen erstellt, sogenannte Darkframes. Um
diese zu Produzieren, werden bei geschlossenem Teleskoptubus Aufnahmen erstellt. Da es kein einfallendes Licht gibt, werden eventuell beschädigte Pixel sichtbar. Mithilfe dieser sogenannten Dunkelstrombilder können auftretende Fehler in den Aufnahmen mittels Bildbearbeitung entfernt werden. Die Belichtungszeit der Darkframes muss den Belichtungszeiten der nun folgenden Aufnahmen
entsprechen, da die Anzahl der Fehlpixel mit zunehmender Belichtungszeit steigt.
Der nächste Schritt ist die Ausrichtung des Teleskops auf das gewünschte Objekt. Diese wird in unserem Fall, durch eine automatische Objektpositionierung erleichtert, denn die uns zur Verfügung stehenden Teleskope besitzen eine sogenannte Goto-Funktion. So muss nur die Katalogbezeichnung
des gewünschten Objektes, oder dessen Koordinaten in den Steuercomputer eingegeben werden,
danach fährt das Teleskop das Objekt selbstständig an. Gegebenen Falls muss das Objekt noch mittels Feinkorrekturen zentriert werden. Nachfolgend werden noch die genauen Einstellungsoptionen
an der Kamera vorgenommen, am wichtigsten sind hierbei, Belichtungszeit und Binning. Sobald diese
Einstellungen überprüft wurden, können die richtigen Aufnahmen getätigt werden. Nach jeder Aufnahmen wird das Rohbild zur späteren Weiterverarbeitung gespeichert.
Am Ende jeder Beobachtungsnacht wird die Kamera vom Teleskop genommen, und das Gerät wird
abgebaut.
In den Beoabchtungsnächten, wurden in der Regel, von jedem Objekt drei Aufnahmen mit unterschiedlichen Belichtungszeiten im Luminanzkanal erstellt, sowie drei Aufnahmen mit dem jeweiligen
H-alpha Filter. Insgesamt wurden im Zuge dieses Projekts über 200 Aufnahmen angefertigt.
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Kapitel 3: Auswertung
Benutzte Software
Es kamen verschiedene Softwares im Zuge dieses Projekts zum Einsatz. Zunächst wurde die Suchenach passenden Objekten mit den Planetariumsprogrammen Guide und Cartes du Ciel sowie der
Online Datenbank Aladin durchgeführt.
Im Anschluss folgten die Aufnahmen, welche mit der Atik Kamerasoftware Artemis zustande kamen.
Daraufhin begann die Auswertung der Bilder. Zunächst wurde dabei mit dem Abzug der Darkframes
von den Rohbildern unter zu Hilfe nahme von Astroart begonnen. Die weitere Verarbeitung erfolgte
im Anschluss mit Fitzwork. Diese Software ermöglichte es uns kurz belichtete Reihenaufnahmen zu
überlagern. Dadurch konnten wir, Objekte bei denen keine Nachführkontrolle möglich war, dennoch präzise aufnehmen. Die Endgültige Bildverarbeitung wurde dann mit Iraf unter einem Linux
Betriebssystem DSL durchgeführt. Dabei kam das Killall Script zum Einsatz, dessen Funktion im Anschluss noch gesondert erläutert wird.
Die Nutzung von Linux stellt hier eine Besonderheit dar, da unser Linux Betriebssystem nicht fest auf
dem Rechner installiert war, sondern mittels einer sogenannten Live CD auf dem PC simuliert wurde.
Die Aufnahmen wurden dabei auf einem USB Stick gespeichert, der als Ersatz für eine Festplatte
diente. Dadurch ergibt sich für Amateurastronomen die Möglichkeit zu hoher Mobilität und Flexibilität.
Da unsere Galaxien zu den ausgedehnten Flächenobjekten gehören, wurde zur Bestimmung der Galaxien Helligkeiten, das Programm IRIS eingesetzt. Diese Software ermöglichte es uns die Helligkeiten
von größeren Flächen zu bestimmen. Bei den meisten anderen Softwares ist dies nicht möglich, da
sie lediglich die Helligkeit von Punktquellen bestimmen können.
Das Killall Script
Killall ist ein Script für die Linux Software Iraf. Mithilfe dieses Scripts, können wir Sterne aus unseren
Aufnahmen entfernen. Dabei trennt Killall unsere Aufnahme in drei Teile. Man erhält am Ende der
Prozedur drei verschiedene Bilder, zum einen die Galaxie, und zum Anderen die Sterne, außerdem
entsteht ein Bild, das nur aus dem anmodulierten Himmelshintergrund besteht.
Killall wird in unserem Fall mithilfe der Linux Software DSL (Damn Small Linux) auf einer Live CD ausgeführt. Damit Killall für unsere Zwecke eingesetzt werden konnte, musste dasProgramm zunächst
umgeschrieben werden. Um die Aufnahme mit Killall zu bearbeiten, müssen vorab noch einige Schritte durchlaufen werden.
Man beginnt damit Iraf zu initialisieren. Dann müssen verschiedene Startscripte, sowie die zu bearbeitende Aufnahme in den Iraf Ordner kopiert werden. Nachfolgend muss der DS9 Viewer gestartet
werden um interaktiv mit der Software arbeiten zu können. Im Anschluss wird die Erzeugung der PSF
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Funktion vorbereitet. Dazu werden zunächst im DS9 Viewer Stellen angeklickt an denen nur der
Himmelshintergrund zu sehen ist. Aus den Werten für die Angezeigten Stellen bildet man die Durchschnittswerte für das Minimum, sowie die Standartabweichung (STDEV) und schreibt diese auf. Diese Durchschnittswerte kommen im Anschluss zum Einsatz. Danach klickt man auf mehrere Sterne,
dort werden die Werte für das Sigma und FWHM (Full width and half maximum) angezeigt. Auch
hier errechnet man wieder die Durchschnittswerte und schreibt diese auf. Mit dem DAOFIND Befehl
werden nun die Sternförmigen Objekte automatisch von Iraf erkannt, wobei die aufgeschriebenen
Werte vor der Prozedur eingetippt werden müssen.
Nach DAOFIND kann man nun optional den TVMARK Befehl geben, dieser zeigt die als sternförmig
erkannten Gebiete im DS9 Fenster an. Wenn die Parameter richtig gesetzt wurden, sollten nun lediglich Sterne und das Galaxienzentrum markiert sein.
Mit dem PHOT Befehl müssen nun die Helligkeiten der selektierten sternförmigen Objekte bestimmt
werden.
Danach kann die PSF Funktion mit dem Befehl PSF erzeugt werden. Das PSF dient uns zur Modellierung einer Punktquelle auf unserer Aufnahme, also eines Sterns. Wir benutzen hier eine analytische
Modellierung des Typs Moffat 25.
In einem zusätzlichen Fenster werden exemplarisch Sterne drei dimensional angezeigt, von denen
man die besten manuell auswählen muss. Hat man eine genügende Anzahl brauchbarer Sterne ausgewählt, kann man das PSF erzeugen.
Nachdem diese Schritte durchlaufen wurde, kann nun mit der eigentlichen Killall Prozedur begonnen
werden. Dies geschieht durch eintippen des Befehls KILLALL. Sobald die Prozedur durchgelaufen ist,
werden von Killall die drei oben genannten Bilder ausgegeben. Kleinere Fehler, die bei der Prozedur
entstanden sind können über den IMEDIT Befehl manuell korregiert werden. Ebenso können damit
überbelichtete Sterne, die nicht von Killall aus dem Bild gerechnet wurden zusätzlich entfernt werden.
Der H-alpha-Index
Die Auswertung der mit Killall vorbearbeiteten Aufnahmen erfolgte über die Software IRIS. Dazu
wurden die bereits von Sternen gereinigten Aufnahmen verwendet. Über die Galaxien wurde eine
mit entsprechender Größe gewählte Blende gelegt. Den Helligkeitsinhalt dieser Blende kann IRIS
automatisch errechnen.
Es wurde jeweils ein Wert für die Galaxienhelligkeit bestimmt, sowie ein Wert für den daneben befindlichen Hintergrund.
Da bei Killall eine nicht völlig fehlerfreie Vorverarbeitung stattfand sind auch noch punktförmige
Komponenten der Galaxie in den Aufnahmen zu finden, die nur den Sternhintergrund enthalten sollten. Auch diese Helligkeitswerte mussten gemessen werden und zu den bereits vorher ermittelten
Helligkeiten dazu addiert werden.
Alle mit IRIS ermittelten Helligkeitswerte wurden nun in eine vorbereitete Excel Tabelle eingetragen,
wobei Unterschiede in der Blendengröße und in der Belichtungszeit berücksichtigt wurden.
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Bei der ersten Sichtung, der von uns gemachten Aufnahmen wurde uns klar, dass ein Großteil unserer Objekte sehr weit entfernt ist. Daher konnten wir für diese Objekte keine Detailbetrachtung
durchführen.
Um dieses Problem zu beheben haben wir versucht einen globalen Parameter zu finden, der sich
auch auf weit entfernte Punktquellen anwenden lässt. So entstand die Idee, einen von uns als Halpha-Index getauften Farbindex zu erstellen. Damit ließen sich eventuell unter Berücksichtigung der
Lichtlaufzeit Galaxienevolutionsprozesse erkennen.
Dieser H-alpha-Index wurde von uns in Anlehnung an die bekannten Farbindices, als Differenz der
scheinbaren Helligkeiten aus dem Luminanzkanal und dem 35nm H-alpha-Kanal zunächst wie folgt
definiert:
‫ܥ‬ுఈ ூ = 2,5 ∙ log
‫ܫ‬௅ுఈ − ‫ܫ‬௅ு௜௡௧௘௥௚௥௨௡ௗ
‫ܫ‬௅ை௕௝௘௞௧ − ‫ܫ‬௅ு௜௡௧௘௥௚௥௨௡ௗ
Im Vorfeld wurde bei der Objektauswahl beachtet, dass sich die Beobachtungsobjekte in ausreichend
hohen galaktischen Breiten befinden, sodass die galaktische Extinktion vernachlässigt werden kann,
oder zumindest für jedes Objekt aus der Stichprobe in etwa den gleichen Wert haben sollte.
Für die Erstellung des H-alpha Index haben sich im Zuge der Auswertung zwei verschiedene Vorgehensweisen ergeben. Bei der ersten Variante, werden einfach die mit IRIS ermittelten Helligkeitswerte des H-alpha-Kanals, vom Luminanzkanal abgezogen.
Bei der zweiten Variante rechneten wir die grundsätzlich im Luminazkanal enthaltene H-alpha-Linie
aus den Luminanzaufnahmen heraus. Erst danach wurden die H-alpha Aufnahmen von den Luminanzaufnahmen abgezogen. So ergibt sich für die Geleichung folgende Darstellung:
‫ܥ‬ுఈ ூூ = 2,5 ∙ log
‫ܫ‬௅ுఈ − ‫ܫ‬௅ு௜௡௧௘௥௚௥௨௡ௗ
൫‫ܫ‬௅ை௕௝௘௞௧ − ‫ܫ‬௅ு௜௡௧௘௥௚௥௨௡ௗ ൯ − (‫ܫ‬௅ுఈ − ‫ܫ‬௅ு௜௡௧௘௥௚௥௨௡ௗ )
Um eine genaue Skalierung zu ermöglichen, definierten wir die elliptische Galaxie NGC 5982
als Nullpunkt, da sie eine typische Galaxie der Hubbleklassifikation E3 ist und somit nur relativ wenig H-alpha Gebiete aufweist.
Um der Betrachtung im Index einen weiteren Parameter hinzu zu fügen, haben wir die Ansichtswinkel der Galaxien mithilfe von Astroart bestimmt. Dazu verwendeten wir die Gleichung:
ܽ
ߛ = sinିଵ ቀ ቁ
ܾ
12
Qualitativer Vergleich:
Nach der Erstellung des H-alpha- Index, ergaben sich für Einige Objekte abweichende Werte. Daher
sollen diese hier nochmals gesondert untersucht und mit typischen Vertretern des H-alpha-Index
H
vergliche werden. Zunächst werden die untypischen Galaxien näher erläutert:
M82: Diese Edge on gesehene Starburster Galaxie fällt nur durch deren
Winkelansicht aus dem H-alpha-Index
H
da sich alle übrigen Starburster in
der Grafischen
Grafische Darstellung zwischen 40° und 55° anordnen. Allerdings
kann dieser Effekt auch durch mangelnde Objektvielfalt erklärt werden.
NGC 6252: Es handelt sich bei dieser Galaxie um eine Spiralgalaxie. Diese
ist durch keinerlei Aktivität
Aktivität gekennzeichnet und fällt aus dem H-alphaH
Index durch ihre starke Blaue Färbung
im Vergleich zu den übrigen Galaxien.
xien. Dieser Umstand lässt auf
viele junge Sterne schließen.. Dennoch sind keinerlei Störungen in
den Spiralarmen erkennbar, was erstaunlich ist, da diese Galaxie
einen Verbund mit NGC 6251 bildet.
NGC 5985: Es handelt sich hier um eine aktive Spiralgalaxie. Sie weicht am stärksten von den
Durchschnittswerten des H-alpha
alpha Index ab. Das lässt darauf schließen, dass bis auf die Kernregion
keinerlei H-alpha-Gebiete
Gebiete in der Galaxie enthalten sind.
si
Die nun folgenden Galaxien, können als typische Vertreter von Starburstern,
Starburstern, Normalgalaxien und
AGNs angesehen werden und liegen im Durchschnittsbereich des H-alpha
H
Index.
NGC 4449:
4449 Diese gestörte irreguläre Galaxie wird als Starburster klassifiklassif
ziert. Sie liegt in der durchschnittlichen Verteilung des H-alpha
alpha-Index in der
Klasse
lasse der Starburster und weist eine deutliche Rotfärbung auf. In diesem
13
Objekt sind markante H-alpha-Regionen
Regionen zu identifizieren,
identifizieren die
sich willkürlich verteilen.
M63: Bei diesem Objekt handelt es sich um einen typischen
Vertrer der Normalgalaxien. In M63
M6 sind keine H-AlphaGebiete zu sehen, was sich mit den Daten des H-alpha
H
Index
deckt, denn dort befindet sich die Galaxie nur minimal über
dem definierten Nullpunkt.
M 88: Im Fall dieser Spiralgalaxie betrachten wir einen typischen VertreVertr
ter der aktiven
akti
Galaxien. In dieser Galaxie ordnen sich die H-AlphaH
Gebiete deutlich sichtbar in den Spiralarmen an.
Kapitel 4:
4 Ergebnisse
Der H-alpha-Index-Graph
Graph zeigt den Indexwert, dieser stellt das logarithmierte Verhältnis zwischen
H-alpha- und restlicher Gesamthelligkeit
helligkeit des Objektes dar.
dar. Ein höherer Index entspricht einem „ro„r
ten“ Objekt, währenddessen ein niedrigerer
niedrigere – gar negativer –Wert
Wert auf eine „Blaudominanz“ schlieschli
ßen lässt.
Bei der genaueren Betrachtung des Halpha-Index-II-Graphen
Halpha
Graphen , aufgetragen über den Ansichtswinkel
fällt zunächst deutlich auf, dass Starburster als auch Galaxien mit AGN erst über einem Winkel von
30° auftreten. Dies ist sehr gut vereinbar mit dem aktuellen AGN-Modell,
AGN Modell, welches bei kleinen WinWi
keln eine deutliche Abschattung des Kernbereiches voraussagt und auch bei Starburstern den
Schluss nahe legt, dass HII-Regionen
Regionen stark zur galaktischen
galaktischen Ebenen korreliert sind. Das lässt den
14
Schluss zu, dass die H-alpha Regionen durch das Staubband der Scheibe größtenteils bei kleinen Winkeln absorbiert werden. Eine Ausnahme stellt hier M82 dar (Graph grün ganz links). Unter dem besagten Winkel von 30° treten bei uns ausschließlich „normale“ Galaxien auf.
Betrachtet man nun die genauen Werte der Halpha-Indizes, so scheinen sich alle Starburster in einem Wertebereich zwischen 0,6 CHα II und 1 CHα II anzuordnen. Dieses Verhalten stellt sich als besonders interessant heraus, in Anbetracht dessen, dass die Starburstsrötung über verschiedenste Winkel
auf gleichem Level verbleiben. Erstaunlicherweise sind diese zwar – wie erwartet – relativ rot, jedoch
nicht mit den höchsten Indizes versehen. Die AGNs erscheinen genau wie die „normalen“ Galaxien
willkürlich über die Indexspannweite verteilt.
Kapitel 5: Diskussion und Ausblick
Diskussion
Durch die relativ geringe Anzahl von Objekten können eventuell Ungenauigkeiten in der Statistik
zustande kommen. Allerdings lässt die, von uns betrachtete Stichprobe einen solchen Fehler bisher
nicht erkennen.
Eine weitere mögliche Fehlerquelle, könnte die im Vergleich zum Luminanz Kanal relativ schwache
Intensität der H-alpha-Linie darstellen
Wir erhalten im H-alpha-Kanal zwar eine geringere Datentiefe, doch ist diese für alle Aufnahmen
gleich sodass wir hier nur von einer kleinen Fehlerquelle ausgehen können.
Ausblick
Für die Zukunft des Projekts planen wir weitere Objekte statistisch zu erheben und den H-alphaIndex zu optimieren. Dabei sollen noch weitere Parameter in die Betrachtung einfließen, wie beispielsweise den Einfluss, der galaktischen Extintion. Weiterhin planen wir die Finanzierung einer Autoguidingkamera, damit wir auch Aufnahmen mit längeren Belichtungszeiten erstellen können. Dies
wird uns ermöglichen größere Datentiefen zu erhalten, und uns in die Lage versetzen, die Abstände
von H-alpha-Regionen zum Kern genauer zu bestimmen.
Weiterhin soll die Auswertungssoftware optimiert werden, insbesondere das Killallscript möchten
wir verbessern um exaktere Daten zu erhalten.
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Danksagung
Wir möchten an dieser Stelle die Gelegenheit nutzen, uns bei allen zu bedanken, die uns unterstützt
und beraten haben.
Besonders hervor heben möchten wir hier die Tatkräftige Unterstützung unseres Betreuers Dr. Wolfgang Hasse.
Ebenso möchten wir uns speziell bei Prof. Marshall McCall von der York University in Toronto, für die
neueste Version von Killall, sowie seine Hilfe, die er uns mittels Telefon und e-mail zu kommen lies
bedanken.
Bei der Teleskopmanufaktur Berlin möchten wir uns für die Beratung in technischen und mechanischen Fragen bedanken.
Weiterhin möchten wir uns bei Karsten Markus, für die hilfreichen Tipps zur Funktionsweise von
Killall bedanken.
Abschließend sind hier unsere Familien zu erwähnen, die uns in jeder Situation geholfen und uns
auch in schwierigen Situationen beigestanden haben. Ein besonderer Dank geht hier an Jorg Förster,
der mit uns bei jeder günstigen Wetterlage zu den Beobachtungsplätzen in Brandenburg gefahren ist.
Anhang
Datentabelle
16
Killall-Beispiele
NGC 3190
NGC 2403
17
Literaturverzeichnis
[1] H. Schmitt und A. Kinney: The relative orientation of the accretion disk and host galaxy
disk in Seyferts, New Astronomy Review 46 (2002) 231-233.
[2] N. Nagur und A. Wilson: The Relative Orientation of Nuclear Accretion and Galaxy Stellar
Disks in Seyfert Galaxies, Asrophysical Journal 516 (1999) 97-113.
[3] Timo Stein – Vergleichende Beobachtung naher aktiver Galaxien,
Jugend-forscht-Landeswettbewerb Berlin 2005 (unveröffentlicht).
[4] B. J. Wills und I. W. A. Browne: Relativistic beaming and quasar emission lines, Astrophysical Journal 302 (1986) 56.
18