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Wie wurden die interstellaren Rötungswerte für Cepheide zuerst berechnet?
Ich meine, abgesehen von der Verwendung der abgeleiteten Gleichung, um die extinktionskorrigierte Größe von Cepheiden zu erhalten, möchte ich wissen, wie man sie unabhängig von gemessenen Rohdaten (vielleicht V, B-Band-Farben usw.) steuert.
Übung 2: Interstellare Rötung erkennen
In dieser Übung erfahren Sie, wie sich die interstellare Rötung auf das Spektrum eines planetarischen Nebels auswirkt. Wenn Sie die Spektren mehrerer Nebel vergleichen, können Sie feststellen, welche mehr oder weniger von der interstellaren Rötung betroffen sind. Kombiniert man diese Ergebnisse mit den galaktischen Breiten dieser planetarischen Nebel, können Sie etwas über die Verteilung von interstellarem Staub in unserer Milchstraße schließen.
Das Balmer-Dekrement
Im Bohrschen Modell des Wasserstoffatoms gibt es viele verschiedene Energieniveaus, zwischen denen Elektronen wechseln können, wenn sie die richtige Energiemenge emittieren oder absorbieren. Aufwärtsbewegungen erfordern die Aufnahme von Energie, während Abwärtsbewegungen Energie freisetzen. Abwärts gerichtete Elektronenübergänge, die auf dem zweiten Energieniveau enden, werden als Balmer-Reihen bezeichnet und sind in der optischen Astronomie wichtig, da dies die einzigen Übergänge sind, die sichtbares Licht beinhalten. Die ersten drei davon heißen H &Alpha, H&Beta, und H&Gamma, für die Übergänge von 3-2, 4-2 bzw. 5-2. Wenn viele ionisierte Wasserstoffatome rekombinieren, wie in einem planetarischen Nebel, in dem Atome ständig ionisiert werden und rekombinieren, kaskadieren die eingefangenen Elektronen durch die Energieniveaus und emittieren beim Fallen Photonen der entsprechenden Wellenlängen. Die Wahrscheinlichkeit eines bestimmten Abwärtssprungs wird durch atomare Konstanten bestimmt, und somit können die Verhältnisse aller möglichen Übergänge berechnet werden. Dies führt zum "Balmer-Dekrement", den bekannten Verhältnissen zwischen den Intensitäten der Balmer-Linien, bei denen H&Alpha ist die stärkste Linie, H&Beta ist schwächer, H&Gamma ist noch schwächer und so weiter. Unter typischen Bedingungen in planetarischen Nebeln sind diese Verhältnisse (aus Osterbrock, Astrophysics of Planetary Nebulae and Active Galactic Nuclei, University Science Books, 1989):
Das Phänomen der interstellaren Rötung
Somit sollte das Balmer-Dekrement, die Intensitätsverhältnisse der Balmer-Linien in allen planetarischen Nebeln, ungefähr gleich sein. Dies wird jedoch nicht beobachtet. Die interstellare Rötung, die von mikrometergroßen Staubpartikeln erzeugt wird, schwächt selektiv kürzerwelliges, blaues Licht stärker ab als längerwelliges, röteres Licht, was zu Balmer-Linienverhältnissen führt, die sich systematisch von den theoretischen Vorhersagen unterscheiden. Ein planetarischer Nebel, der hinter einer Wolke aus interstellarem Staub liegt, weist die Intensitätsverhältnisse H . auf&Alpha/H&Beta Mehr als 2,86 und H&Gamma/H&Beta Weniger als 0,47. Je mehr Staub, desto größer die Diskrepanz zwischen den beobachteten und den theoretischen Balmer-Dekrementen. Wenn man dieses Konzept umkehrt, können Astronomen aus der Größe der Diskrepanz zwischen beobachteten und theoretischen Balmer-Dekrementen auf das Ausmaß der interstellaren Rötung und damit des Staubs zwischen uns und einem gegebenen planetarischen Nebel schließen.
Die Milchstraße und galaktische Koordinaten
Unser Sonnensystem und alle planetarischen Nebel in dieser Datenbank befinden sich in der Milchstraße. Die Milchstraße ist eine abgeflachte Spirale aus Sternen, Gas und Staub, umgeben von einer kugelförmigen, ausgedehnteren und viel diffuseren Region, dem sogenannten galaktischen Halo. Orte in der Milchstraße werden bequem durch galaktische Koordinaten angegeben, ähnlich dem Breiten- und Längengrad, wie er von jemandem vom Mittelpunkt der Erde aus gesehen wird. Der Ursprung des galaktischen Koordinatensystems liegt jedoch nicht im Zentrum der Milchstraße, sondern am Sonnenstand, denn dort befinden wir uns beim Blick in den Himmel.
Die Browse-Seite dieser Website listet galaktische Koordinaten für jeden planetarischen Nebel als "lll.l (sign)bb.b" auf, wobei lll.l die galaktische Länge in Grad und bb.b die galaktische Breite in Grad ist. Das Plus- oder Minuszeichen vor dem galaktischen Breitengrad gibt an, ob sich das Objekt oberhalb bzw. unterhalb der galaktischen Ebene befindet.
Die Übung
Unten sind acht planetarische Nebel aufgeführt. Für jeden von ihnen schätzen Sie die relativen Intensitäten der H&Alpha und H&Beta Linien und vergleiche sie mit der theoretischen Vorhersage von 2,86 und miteinander. Abschließend können Sie einige Rückschlüsse auf die Staubverteilung in der Milchstraße ziehen.
Interstellare Rötung bei Cepheiden - Astronomie
Der Raum zwischen den Sternen ist nicht ganz leer. Es enthält Wasserstoffgas (und 10% Helium) zusammen mit etwa 1% der Masse des Gases in "Staub" (Submikron-große Partikel von Si-, C-, Mg-Verbindungen und Eis, die in Roten Riesenwinden und planetarischen Nebelausbrüchen sowie Nova- und Supernova-Explosionen erzeugt werden). Der Staub kann für sichtbares Licht undurchsichtig sein, wenn genügend davon entlang der Linie gefunden wird -of-sight Der größte Teil des ISM ist gefüllt mit heißes, sehr diffuses Gas (10 6 K, 10 –3 Partikel/cm³). Dies kommt hauptsächlich aus dem Inneren von Supernova-Überresten. In diesem heißen Medium schweben kühlere Gas- und Staubwolken. Die dichtesten davon sind die "Molekülwolken", so genannt, weil der Wasserstoff in molekularer Form (H2) und sie haben andere Moleküle (insbesondere CO). Die Moleküle können existieren, weil die Dichten hoch sind (10 4 -10 6 /cc) und die Temperatur niedrig ist (20 K). Es können Tausende von Sonnenmassen Material in der Wolke mit einer Ausdehnung von 10 ly und genug Staub sein, um das Innere vor dem UV-Licht zwischen den Sternen abzuschirmen. Um die Molekülwolke herum vielleicht a Wolke aus neutralem Wasserstoff, mit einer Temperatur von einigen Tausend K und Dichten von 1/cc. Solche Wolken existieren auch alleine (ohne molekulare Kerne). Die Molekülwolken sind der Ort der neuen Sternentstehung. Wenn sich im Inneren ein massereicher Stern bildet, ionisiert er den umgebenden Wasserstoff, wodurch ein "HII-Region". Das sind die leuchtenden "Emissionsnebel", die schöne Bilder machen. Das optische Licht des rekombinierenden Wasserstoffs leuchtet rot im "H-Alpha-Linie". Sternenlicht, das von Staub reflektiert wird, wird aussehen Blau (wie Sonnenlicht, das Luftmoleküle in unserem Tageshimmel reflektiert). Der Blick auf den Stern durch den Staub der Wolke wird gerötet und trübe es (gerötet, weil das blaue Licht weggestreut wird). Es ist dieser Effekt, der den größten Teil unserer Galaxie aus dem Blickfeld verbirgt.
Hier ist eine genauere Beschreibung.
Molekülwolke, Staubemissionsnebel (rot)
Hier ist die Nebelgalerie des Hubble-Weltraumteleskops.
Entdeckung der Galaxis
Die Erkenntnis, dass unsere Galaxie ein abgeflachtes Sternensystem sein muss, stammt von Kant und Wright im 18. Jahrhundert. Sie stellten fest, dass die Anwesenheit einer Gruppe von Sternen - der Milchstraße- impliziert, dass sich die meisten Sterne in dieser Ebene befinden. Später versuchte Herschel, dann Kapteyn, dieses System zu kartieren, indem er die Anzahl der Sterne zählte, die in Teleskopen in verschiedenen Richtungen (und bei verschiedenen Helligkeiten) gesehen wurden. Diese übersetzten sich in eine Galaxie mit der Sonne nahe dem Zentrum und einem Durchmesser von vielleicht 50000 ly. Wir wissen jetzt, dass Kapteyns Arbeit ernsthaft beeinträchtigt wurde von Staubaufnahme im interstellaren Medium, was unseren Blick in die Milchstraße einschränkt. Shapley gebraucht Kugelsternhaufen stattdessen, die meist außerhalb der Ebene der Milchstraße liegen und so weiter zu sehen sind. Er kalibrierte ihre Entfernungen mit variablen Sternen (siehe unten) und kam zu dem Schluss, dass sich die Sonne nicht im Zentrum der Galaxie befindet und dass der Durchmesser der Galaxie eher 300.000 ly beträgt. Er war auch der Meinung, dass die anderen Spiralnebel, die am Himmel zu sehen waren, Teil der Galaxie waren, während das andere Lager dachte, dass es sich um externe Galaxien handelte. Später stellte sich heraus, dass die Entfernungsindikatoren Probleme hatten: Die von Shapley verwendeten Cepheiden waren in Wirklichkeit RR-Lyrae-Sterne (und Staub muss berücksichtigt werden) eine Nova, die in M31 (dem nächsten Spiralnebel der Andromeda-Galaxie) zu sehen war, war in Wirklichkeit eine Supernova. Diese Fragen wurden bei der Natl. Akademie der Wissenschaften im Jahr 1921 von Shapley (Mt. Wilson Obs.) und Curtis (Lick Obs.). Das Problem wurde gelöst, als Hubble einige Jahre später Cepheiden in M31 beobachtete. So entstand das moderne Bild unserer Galaxie (mit einem Durchmesser von 100.000 ly) getrennt von anderen Galaxien durch Millionen von ly oder mehr. Tatsächlich zeigt ein modernes Bild bei der richtigen Wellenlänge, dass unsere Galaxie eine auffallende Ähnlichkeit mit anderen Edge-On-Spiralen aufweist.
Dies ist ein Infrarotbild des gesamten Himmels, aufgenommen mit dem COBE-Satelliten.
Hier ist ein Bild einer anderen Edge-On-Spiralgalaxie. Kommt mir bekannt vor!
Die Entfernung ist eine der schwierigsten Messungen in der Astronomie. Relativ einfach ist es jedoch, wenn man die Eigenleuchtkraft eines Objekts kennt. Dann brauchen Sie nur das inverse quadratische Gesetz anzuwenden (vielleicht in Bezug auf Staub), um die Entfernung aus einer Messung seiner scheinbaren Helligkeit zu bestimmen. Eine schöne "Standardkerze" (Quelle bekannter Leuchtkraft) ist die Cepheiden-Variablen, und ihre Analoga unter metallarmen Stars, die RR Lyrae-Variablen. Diese Sterne sind in der "Instabilitätsstreifen" des HR-Diagramms, wo die Beziehung zwischen Opazität und Temperatur in ihrer inneren Atmosphäre sie nach innen und außen pulsieren lässt, heller und dunkler wird. Da ein leuchtenderer Stern auch größer und weniger dicht ist, dauert es länger, zu pulsieren. Eine Beziehung war zwischen der Pulsationsperiode des Cepheiden und seiner intrinsischen Leuchtkraft gefunden. Bei Kalibrierung durch das Auffinden von Cepheiden in Clustern bekannter Entfernungen kann diese Beziehung verwendet werden, um die Leuchtkraft jedes Cepheiden mit einer gemessenen Periode zu bestimmen. Cepheiden zeichnen sich dadurch aus, dass sie variieren, und sie sind auch relativ hell, sodass sie auf große Entfernungen gesehen werden können.Die RR-Lyrae-Sterne haben eine ähnliche Periode-Leuchtkraft-Beziehung, sind aber zu einem bestimmten Zeitpunkt etwas schwächer. Eines der Schlüsselprojekte des Hubble-Weltraumteleskops war die Beobachtung von Cepheiden in weiter entfernten Galaxien.
Titel: Eine neue Distanz zu M33 mit Blauen Überriesen und der FGLR-Methode
Es wird 0,08 mag gefunden, mit einer großen Variation von 0,01 bis 0,16 mag, was die Bedeutung genauer individueller Rötungsmessungen für Sternentfernungsindikatoren in Galaxien mit offensichtlichen Signaturen interstellarer Absorption zeigt. Der gefundene große Entfernungsmodul stimmt gut mit neueren Arbeiten zu verfinsterten Doppelsternen, planetarischen Nebeln, langperiodischen Variablen, RR-Lyrae-Sternen und auch mit HST-Beobachtungen von Cepheiden überein, wenn vernünftige Annahmen über die Rötung der Cepheiden getroffen werden. Da die in der Literatur gefundenen Distanzen basierend auf der Methode der Spitze des Roten Riesenzweigs (TRGB) widersprüchliche Ergebnisse liefern, haben wir HST ACS V- und I-Band-Bilder der äußeren Regionen von M 33 verwendet, um eine TRGB-Distanz von 24,84 +/ zu bestimmen. - 0.10 mag, in grundsätzlicher Übereinstimmung mit dem FGLR-Ergebnis. Wir haben auch stellare Metallizitäten bestimmt und den Metallizitätsgradienten in der Scheibe von M33 diskutiert. Wir finden Metallizität von $Z_odot$ im Zentrum und 0,3 $Z_odot$ am Rand im Abstand von einem isophotalen Radius. Der durchschnittliche logarithmische Metallizitätsgradient beträgt -0,07 +/- 0,01 dex kpc^-1. Um diesen Durchschnittswert herum gibt es jedoch eine große Streuung, die dem für die HII-Regionen in M33 sehr ähnlich ist.
Studie bringt mehr Licht in die Eigenschaften des offenen Clusters IC 1434
Astronomen haben eine detaillierte photometrische und kinematische Studie eines offenen Sternhaufens namens IC 1434 durchgeführt. Die Ergebnisse der Forschung liefern wesentliche Informationen über die Eigenschaften dieser Sterngruppe. Die Studie wurde in einem am 10. Juni auf dem Pre-Print-Server arXiv veröffentlichten Papier detailliert beschrieben.
Offene Cluster (OCs), die aus derselben riesigen Molekülwolke gebildet werden, sind Gruppen von Sternen, die durch die Schwerkraft lose aneinander gebunden sind. Bisher wurden mehr als 1.000 von ihnen in der Milchstraße entdeckt, und Wissenschaftler suchen immer noch nach weiteren, in der Hoffnung, eine Vielzahl dieser Sterngruppen zu finden. Die Erweiterung der Liste der bekannten galaktischen offenen Sternhaufen und ihre detaillierte Untersuchung könnten entscheidend sein, um unser Verständnis der Entstehung und Entwicklung unserer Galaxie zu verbessern.
IC 1434 liegt etwa 9.900 Lichtjahre von der Erde entfernt und ist ein OC mittleren Alters (etwa 320 Millionen Jahre alt) mit einer interstellaren Rötung von 0,66. Da dieser Sternhaufen in der Vergangenheit nur unzureichend untersucht wurde, führte ein Astronomenteam unter der Leitung von Yasser Hendy vom National Research Institute of Astronomy and Geophysics (NRIAG) in Kairo, Ägypten, photometrische Beobachtungen von IC 1434 mit dem 74-Zoll-Kottamia Astronomicalastronom durch Sternwarte (KAO) der NRIAG. Die Studie wurde durch Daten des Photometric All-Sky Survey (APASS) der American Association of Variable Star Observers (AAVSO) und des ESA-Satelliten Gaia ergänzt.
"Unser Hauptziel ist es, eine tiefe und präzise Analyse eines offenen Clusters IC 1434 mittleren Alters mit CCD V RI-, APASS- und Gaia DR2-Daten durchzuführen", schreiben die Forscher in dem Papier.
Dem Team gelang es, die Mitgliedschaftswahrscheinlichkeiten von Sternen in der Region von IC 1434 abzuschätzen und fand 238 Mitglieder mit einer Mitgliedschaftswahrscheinlichkeit von mehr als 60 Prozent. Anschließend wurden diese wahrscheinlichen Mitglieder verwendet, um die grundlegenden Parameter des Clusters abzuleiten.
Die mittleren Eigenbewegungen von IC 1434 wurden mit -3,89 und -3,34 m/Jahr in Rektaszensions- bzw. Deklinationsrichtung berechnet. Basierend auf dem radialen Dichteprofil wurde festgestellt, dass die Clusterradien ungefähr 7,6 Bogenminuten betragen. Die erhaltenen Werte stimmen mit früheren Studien überein.
IC 1434 ist dem Papier zufolge älter und liegt weiter entfernt als bisher angenommen. Die Studie ergab, dass das Alter des Clusters etwa 631 Millionen Jahre beträgt, während seine Entfernung auf etwa 10.400 Lichtjahre geschätzt wird. Die Forscher stellten fest, dass der erhaltene Abstandswert viel genauer ist als frühere Berechnungen, da er auf hochwertigen optischen Daten zusammen mit der hochpräzisen Gaia DR2-Astrometrie basiert.
Die interstellare Rötung von IC 1434 wurde mit etwa 0,34 mag gemessen. Außerdem wurde der Dichtekontrastparameter für IC 1434 mit einem Wert zwischen 7 und 23 berechnet. Dies bedeutet, dass IC 1434 höchstwahrscheinlich ein relativ spärlicher Cluster ist.
Bewertung potenzieller Cepheiden-Cluster aus einer neuen Entfernung und Rötungsparametrisierung und Two Micron All Sky Survey Photometrie
DJM und DGT sind Gastprofessoren am Dominion Astrophysical Observatory, am Herzberg Institute of Astrophysics, am National Research Council of Canada und am Harvard College Observatory Photographic Plate Stacks.
Institut für Astronomie und Physik, Saint Mary's University, Halifax, Nova Scotia B3H 3C3, Kanada
Dominion Astrophysical Observatory, Herzberg Institute of Astrophysics, National Research Council of Canada, Kanada
Harvard College Observatory Photographic Plate Stacks, 60 Garden Street, Cambridge, MA 02138, USA
DJM und DGT sind Gastprofessoren am Dominion Astrophysical Observatory, am Herzberg Institute of Astrophysics, am National Research Council of Canada und am Harvard College Observatory Photographic Plate Stacks.
Institut für Astronomie und Physik, Saint Mary's University, Halifax, Nova Scotia B3H 3C3, Kanada
Das Abbey Ridge Observatory, Stillwater Lake, Nova Scotia, Kanada
Institut für Astronomie und Physik, Saint Mary's University, Halifax, Nova Scotia B3H 3C3, Kanada
Dominion Astrophysical Observatory, Herzberg Institute of Astrophysics, National Research Council of Canada, Kanada
Harvard College Observatory Photographic Plate Stacks, 60 Garden Street, Cambridge, MA 02138, USA
DJM und DGT sind Gastprofessoren am Dominion Astrophysical Observatory, am Herzberg Institute of Astrophysics, am National Research Council of Canada und am Harvard College Observatory Photographic Plate Stacks.
Institut für Astronomie und Physik, Saint Mary's University, Halifax, Nova Scotia B3H 3C3, Kanada
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DJM und DGT sind Gastprofessoren am Dominion Astrophysical Observatory, am Herzberg Institute of Astrophysics, am National Research Council of Canada und am Harvard College Observatory Photographic Plate Stacks.
Institut für Astronomie und Physik, Saint Mary's University, Halifax, Nova Scotia B3H 3C3, Kanada
Das Abbey Ridge Observatory, Stillwater Lake, Nova Scotia, Kanada
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ABSTRAKT
Es wird ein Rahmen skizziert, um Cepheiden als potenzielle Clustermitglieder aus leicht verfügbaren photometrischen Beobachtungen zu bewerten. Eine Beziehung wird abgeleitet, um den Farbüberschuss und die Entfernung für einzelne Cepheiden durch eine Kalibrierung unter Einbeziehung kürzlich veröffentlichter Hubble-Weltraumteleskop Parallaxen und eine gereinigte Probe etablierter Cluster-Cepheiden. Photometrisch V−J Farbe hat sich als brauchbarer Parameter zur Annäherung an die Rötung eines Cepheiden erwiesen. Die nicht universelle Natur der Steigung der Cepheiden-Periode-Leuchtkraft-Beziehung für BV Photometrie bestätigt. Im Vergleich dazu sind die Steigungen des VJ und VI Beziehungen scheinen von Metallizität relativ unbeeinflusst zu sein. Eine neue hier bestätigte galaktische Cepheid, GSC 03729−01127 (F6-G1 Ib), stimmt ausreichend mit den koronalen Regionen von Tombaugh 5 überein, um Folgemessungen der Radialgeschwindigkeit zur Beurteilung der Mitgliedschaft zu rechtfertigen. CCD-Photometrie und O-C-Diagramme werden für GSC 03729−01127 und die vermuteten Cluster Cepheiden AB Cam und BD Cas präsentiert. Eine Fourier-Analyse der Photometrie für BD Cas und neuere Schätzungen seiner Metallizität belegen, dass es sich eher um einen Obertonpulsator der Population I als um einen s-Cepheid vom Typ II handelt. AB Cam und BD Cas sind physikalisch nicht mit den räumlich benachbarten offenen Clustern Tombaugh 5 und King 13 verbunden, bzw. letzterer ist viel älter (log τ≃ 9) als bisher angenommen. Die Periodenänderungsraten werden für die drei Cepheiden aus archivierten und veröffentlichten Daten bestimmt. GSC 03729−01127 und AB Cam weisen Periodenzunahmen auf, was eine fünfte bzw. dritte Kreuzung des Instabilitätsstreifens impliziert, während BD Cas eine Periodenabnahme zeigt, die eine zweite Kreuzung anzeigt, mit möglichen überlagerten Trends, die nichts mit Binarität zu tun haben. Noch wichtiger ist, dass die beobachteten Periodenänderungsraten die theoretischen Vorhersagen bestätigen. Die Herausforderungen und Perspektiven für die zukünftige Arbeit in diesem Forschungsbereich werden diskutiert.
BSGs als extragalaktische Distanzindikatoren – die FGLR-Methode
Wie erstmals von Kudritzki et al. (2003) gibt es eine sehr einfache und überzeugende Möglichkeit, BSGs zur Entfernungsbestimmung zu verwenden. Massive Sterne mit Massen im Bereich von 12 bis 40M ⊙ entwickeln sich durch die BSG-Stufe mit ungefähr konstanter Leuchtkraft. Da die evolutionäre Zeitskala beim Durchqueren der BSG-Domäne sehr kurz ist, ist außerdem der Massenverlust in dieser Phase gering. Als Konsequenz verläuft die Evolution bei konstanter Masse und konstanter Leuchtkraft. Dies hat eine sehr einfache, aber sehr wichtige Konsequenz für die Beziehung zwischen Gravitation und effektiver Temperatur entlang der Entwicklung zum RSG-Stadium, nämlich dass der flussbewertete GravitationslogG F, definiert als logG F=logG-4log(T eff/10 4 ), bleibt konstant. Wie ausführlich von Kudritzki et al. (2008) führt dies sofort zur flussgewichteten Gravitations-Leuchtkraft-Beziehung (FGLR):
In der Praxis bedeutet dies, dass nach sorgfältiger Kalibrierung allein aus Messungen der effektiven Temperatur und der effektiven Schwerkraft mit einem rein spektroskopischen Verfahren auf die Leuchtkraft von BSGs geschlossen werden kann. Kudritzki et al. (2008) bestimmten Temperaturen und Schweregrade des blauen Überriesen für eine große Probe von BSGs in NGC 300. Anschließend nutzten sie den Vergleich der berechneten spektralen Energieverteilungen mit der Mehrfarben-HST-Photometrie, um die interstellare Rötung und Extinktion präzise zu bestimmen, um gerötete visuelle und bolometrische Größen. Dies ergab eine schöne und enge FGLR (Abb. 13). Die Einbeziehung der Ergebnisse der quantitativen Spektroskopie von acht weiteren Galaxien führte dann zu einer ersten Kalibrierung (Abb. 14). Mit einer relativ kleinen Reststreuung von ≈0.3 mag ist das beobachtete FGLR ein ausgezeichnetes Werkzeug, um die genaue spektroskopische Entfernung zu Galaxien zu bestimmen. Es erfordert Mehrfarbenphotometrie und Spektroskopie mit niedriger Auflösung (5 ), um die effektive Temperatur und Schwerkraft und damit die flussgewichtete Schwerkraft direkt aus dem Spektrum zu bestimmen. Bei ermittelter effektiver Temperatur, Schwerkraft und Metallizität kennt man auch die bolometrische Korrektur, die für A-Überriesen klein ist, was bedeutet, dass Fehler in den stellaren Parametern die Bestimmung bolometrischer Größen nicht wesentlich beeinflussen. Darüber hinaus kennt man die intrinsische stellare SED und kann daher interstellare Rötung und Extinktion aus der Mehrfarbenphotometrie bestimmen, was dann die genaue Bestimmung der rötungsfreien scheinbaren bolometrischen Größe ermöglicht. Die Anwendung des FGLR liefert dann absolute Beträge und damit den Distanzmodul.
Die FGLR von A (ausgefüllte Kreise) und B (offene Kreise) Überriesen in NGC 300 und die lineare Regression (solide). Die stellaren Evolutions-FGLRs für Modelle mit Rotation sind ebenfalls überzeichnet (gestrichelt: Milchstraßen-Metallizität, langgestrichelt: SMC-Metallizität). Von Kudritzki et al. (2008)
Die FGLR von A (ausgefüllte Kreise) und B (offene Kreise) Überriesen in 8 Galaxien, darunter NGC 300 und die lineare Regression (solide). Die stellaren Evolutions-FGLRs für Modelle mit Rotation sind wieder überzeichnet. Von Kudritzki et al. (2008)
Genaueste Entfernung zu NGC 300
Beobachtete Felder in NGC 300. Bildnachweis: ESO Zum Vergrößern anklicken
Pulsierende Sterne der Cepheiden werden seit der frühen Entdeckung von Henrietta Leavitt vor fast hundert Jahren als Entfernungsindikatoren verwendet. Aus ihren fotografischen Daten zu einer der Nachbargalaxien der Milchstraße, der Kleinen Magellanschen Wolke, fand sie heraus, dass die Helligkeit dieser Sterne eng mit ihren Pulsationsperioden korreliert.
Diese Periode-Leuchtkraft-Beziehung erlaubt, einmal kalibriert, eine genaue Entfernungsbestimmung einer Galaxie, sobald Cepheiden darin entdeckt und ihre Perioden und mittleren Helligkeiten gemessen wurden.
Während die Cepheid-Methode im Universum nicht weit genug reicht, um kosmologische Parameter wie die Hubble-Konstante direkt zu bestimmen, haben Cepheiden-Abstände zu relativ nahen aufgelösten Galaxien in der Vergangenheit die Grundlage für solche Arbeiten gelegt, wie im Hubble-Weltraumteleskop-Schlüsselprojekt auf der extragalaktischen Entfernungsskala. Cepheiden bilden in der Tat einen der ersten Schritte auf der kosmischen Distanzleiter.
Das derzeitige Hauptproblem der Cepheiden-Methode besteht darin, dass ihre Abhängigkeit von der Metallizität einer Galaxie, dh ihrem Gehalt an Elementen, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind, bisher noch nie genau gemessen wurde. Eine weitere faszinierende Schwierigkeit bei der Methode ist die Tatsache, dass die Gesamtabsorption des Lichts der Cepheiden auf seinem Weg zur Erde und insbesondere die Menge der Absorption innerhalb der Wirtsgalaxie der Cepheiden genau bestimmt werden muss, um signifikante Fehler in der Messung zu vermeiden Entfernungsbestimmung.
Um dieses Problem anzugehen, haben Wolfgang Gieren (Universität Concepcion, Chile) und sein Team ein großes Programm der ESO entwickelt: das Araucaria-Projekt. Ziel ist es, Entfernungen zu relativ nahen Galaxien mit einer Genauigkeit von besser als 5 Prozent zu erhalten.
Eine der Schlüsselgalaxien des Araucaria-Projekts des Teams ist die wunderschöne, fast gesichtsnahe Galaxie NGC 300 in der Sculptor Group. In einer Weitfeld-Imaging-Durchmusterung, die 1999-2000 am 2,2-m-Teleskop der ESO/MPG auf La Silla durchgeführt wurde, hatte das Team mehr als hundert Cepheid-Variablen entdeckt, die einen weiten Bereich der Pulsationsperiode umfassen. Bilder der Galaxie und einiger ihrer Cepheiden aus diesen Daten wurden 2002 in den ESO-Pressefotos 18a-h veröffentlicht. Letztes Jahr präsentierte das Team die Entfernung von NGC 300, die aus diesen optischen Bildern in V- und I-Bändern abgeleitet wurde.
Das Team ergänzte diesen einzigartigen Datensatz mit neuen Daten, die mit der ISAAC-Nah-Infrarot-Kamera und dem Spektrometer des 8,2-m-VLT-Antu-Teleskops der ESO aufgenommen wurden.
“Es gibt drei wesentliche Vorteile der Cepheiden-Distanzarbeit, wenn Bilder verwendet werden, die durch Nahinfrarot-Durchlassbänder statt optischer Daten gewonnen wurden”, sagt Wolfgang Gieren. Der wichtigste Gewinn ist die Tatsache, dass die Absorption von Sternenlicht im nahen Infrarot und insbesondere im K-Band im Vergleich zu der Wirkung interstellarer Materie bei sichtbaren Wellenlängen drastisch reduziert ist. Ein zweiter Vorteil ist, dass Cepheiden-Lichtkurven im Infraroten kleinere Amplituden haben und viel symmetrischer sind als ihre optischen Gegenstücke, wodurch es möglich ist, eine mittlere K-Band-Helligkeit von Cepheiden nur an sehr wenigen und im Prinzip an nur einem zu messen measure Beobachtung bei bekannter Pulsationsphase. Im Gegensatz dazu erfordert optische Arbeit die Beobachtung vollständiger Lichtkurven, um genaue mittlere Helligkeiten zu bestimmen. Der dritte grundlegende Vorteil im Infraroten ist eine verringerte Empfindlichkeit der Periode-Leuchtkraft-Beziehung gegenüber Metallizität und gegenüber der Verschmelzung mit anderen Sternen in den dicht gedrängten Feldern einer fernen Galaxie.
Vor diesem Hintergrund bestand einer der Hauptzwecke des Großprogramms des Teams darin, Nahinfrarot-Folgebeobachtungen von Cepheiden in den Zielgalaxien ihres Projekts durchzuführen, die zuvor in optischen Weitfelddurchmusterungen entdeckt wurden.
Tiefenaufnahmen in den J- und K-Banden von drei Feldern in NGC 300 mit 16 Cepheiden wurden 2003 mit VLT/ISAAC aufgenommen.
“Die hohe Qualität der Daten ermöglichte eine sehr genaue Messung der mittleren J- und K-Magnituden der Cepheiden aus nur zwei Beobachtungen jedes Sterns zu unterschiedlichen Zeiten”, sagt auch Grzegorz Pietrzynski, ein weiteres Mitglied des Teams von Concepción.
Unter Verwendung dieser bemerkenswerten Daten wurden die Perioden-Leuchtkraft-Beziehungen konstruiert. “Dies sind die genauesten Infrarot-PL-Beziehungen, die jemals für eine Cepheiden-Probe in einer Galaxie jenseits der Magellanschen Wolken erhalten wurden”, betont Wolfgang Gieren.
Die Gesamtlichtabsorption (“reddening”) der Cepheiden in NGC 300 wurde durch Kombinieren der Werte für die Entfernung der Galaxie in den verschiedenen optischen und nahen Infrarotbändern, in denen NGC 300 beobachtet wurde, erhalten. Dies führte zu der Entdeckung, dass die intrinsische Absorption von NGC 300 einen sehr signifikanten Beitrag zur Gesamtrötung leistet. Diese intrinsische Absorption hat einen wichtigen Einfluss auf die Abstandsbestimmung, wurde aber bisher nicht berücksichtigt.
Das Team konnte die Entfernung zum NGC 300 mit der beispiellosen Gesamtunsicherheit von nur etwa 3 Prozent messen. Die Astronomen fanden heraus, dass NGC 300 6,13 Millionen Lichtjahre entfernt ist.
Interstellare Rötung bei Cepheiden - Astronomie
Im Folgenden finden Sie eine Liste der UofT-Thesen in unserer Sammlung (als von jemandem in unserer Abteilung betreut). Andere Abteilungen erstellen Abschlussarbeiten zu Astrothemen.
Aikman, G. C./ Mikrowellenbeobachtungen von IC 1795 und anderen HII-Regionen, 1968.
Arellano-Ferro, Armando/ Auf dem interstellaren Band (Lambda) 4430, 1978.
Arellano-Ferro, Armando, 1953-/ Studie der Pulsationseigenschaften von gelben Überriesen kleiner Amplitude, 1983.
Armstrong, W. S./ Eine Labormethode zum Testen eines Röhrensensitometers, 1932.
Bakos, Gustav A., 1918-/ Spektroskopische und photometrische Untersuchung von EE Pegasi, 1954.
Bakos, Gustav A., 1918-/ Photometrische und spektrographische Untersuchung visueller Binärdateien., 1959.
Barceloux, Dominique/ Eindimensionale Fourier-Transformationsklassifikation von Galaxien, 1980.
Barnes, T. G. III/ Eine Suche nach optischer Variabilität in Seyfert-Galaxien, 1968.
Barnes, Thomas G./ Nahinfrarotphotometrie von Sternen mit variabler Zeitdauer, 1970.
Bednarek, Theodore Andrew/ Die strahlende Rekombination von Kohlenstoff in planetarischen Nebeln, 1969.
Bednarek, Theodore Andrew/ Eine theoretische Analyse der Beobachtungen von Population II Cepheiden, 1975.
Bietenholz, Michael F./ Eine Radiostudie zum Krebsnebel, 1990.
Bietenholz, Michael F./ Eine Untersuchung der Polarisationseigenschaften von extragalaktischen Radioquellen verschiedener Morphologien und ihre Beziehung zu behaupteten großräumigen Anisotropien im Universum, 1984.
Bignell, Richard Carl/ Polarisation extragalaktischer Radioquellen bei Zentimeterwellenlängen, 1972.
Bois, Bernard/ Eine Spektralanalyse des verdunkelnden Doppelsterns V471 Tauri, 1984.
Bojetchko-Kowalsky, Petrusia/ Eine alternative Formulierung der Übertragungsgleichung für LTE-Atmosphären, 1983.
Boshko, Olga/ Eine Studie der Sonnenbewegung aus beobachteten Bewegungen von tausend Sternen des späten Typs, 1956.
Braun, L. D./ Radioastronomische Beobachtungen bei einer Frequenz von 35 GHz, 1968.
Bruckner, Dietrich Werner/ HD 21699 : eine spektroskopische Untersuchung eines schwachen Heliumsterns, 1973.
Bunker, Andrew F./ Die Spektren eigentümlicher Strontiumsterne, 1940.
Busch, Allan E./ Companions to SO galaxies: a morphological study, 1983.
Campbell, Bruce/ Anwendung des DDO-Retikonsystems auf G- und K-Stern-Abundanzstudien und Nova Cygni 1975, 1976.
Campbell, Bruce T. E./ Eine Studie zur Identifizierung von Spektrallinien einiger Sterne mit Heliumanomalien, 1973.
Chai, Check-sen/ Eine Untersuchung zur Häufigkeit von Supernovae, 1969.
Chambers, Robert H./ Kosmologische Modelle mit langem Alter, 1968.
Chambers, Robert H./ Stellar Modelle mit Differentialrotation und Meridionalzirkulation, 1976.
Chow, Y. L./ Große ungleichmäßig beabstandete Antennenarrays, 1965.
Clarke, J.N./Berechnungen der planetaren Synchrotronstrahlung, 1969.
Clarke, T. R./ Beobachtungen der partiellen Sonnenfinsternis vom 20. Juli 1963 bei 320 Mc/s, 1964.
Clarke, T. R. Jr./ Polarisationsmessungen im Bereich des Nordgalaktischen Sporns bei 707 MHz 1969, 1969.
Clarke, W. H./ Die Analyse der galaktischen Radioemission mit Fourier-Methoden, 1963.
Clayton, Jeffrey C./ Interstellarer Staub in der Großen Magellanschen Wolke, 1983.
Copeland, Judith Anne (Brooker)/ Spektroskopische Studien von 60 Be-Sternen, 1962.
Corbally, Christopher J., 1946-/ Southern Close Visual Binaries: MK Spectral Classification and Evolutionary Status, 1983.
Coutts, C.M./ Periodenänderungen der RR Lyrae-Variablen, 1967.
Coutts, Christine Mary/ Photometrische Untersuchungen der veränderlichen Sterne im Kugelsternhaufen NGC 6171, 1964.
Crabtree, Dennis Richard/ Ein Modell für das Infrarotkontinuum und das NH3-Absorptionslinienspektrum von IRC + 10 216, 1982.
Crabtree, Dennis Richard/ Ein Modell für das Infrarotkontinuum und das NH3-Absorptionslinienspektrum von IRC + 10 216, 1982.
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