CCDs, Filter und Definitionen

Im Gegensatz zu Sternen erscheinen Galaxien als ausgedehnte Objekte am Himmel und werden deshalb mit 2-dimesionalen Detektoren anstelle von Photometern beobachtet. Photografische Platten dominierten auf diesem Gebiet der Astronomie bis vor 15 Jahren, als CCDs (Charged Coupled Devices, s. Kitchin 1984) auf dem Markt erschienen. CCDs sind Matrix-Dedektoren mit einer linearen Empfindlichkeit in einem breiten Intensitätsbereich und einer großen Quantenausbeute zwischen 3500 Å and 9000 Å. CCDs werden in der Fokalebene der Teleskope montiert und wandeln die von den Galaxien (und vom Himmel) kommenden Photonen proportional in Elektronen um. Deshalb sind sie die am besten geeigneten Instrumente für die Photometrie von Galaxien im Visuellen.

Direkt vom Teleskop kommende CCD-Daten [Raw] müssen in einigen Standardschritten korrigiert werden. Das sogenannte [Bias], ein konstanter Ladungsabgleich zur Vermeidung negativer Zählraten, muß abgezogen werde. Das thermische Rauschen, welches linear mit der Zeit anwächst (`Dunkelstrom') [Dark], muß abgeschätzt und, falls groß, von den Daten abgezogen werden. Alle auf Bias (und Dunkelstrom) korrigierte Bilder müssen durch das Diagramm der kleinen Pixel-zu-Pixel Empfindlichkeitsunterschiede [flat field] geteilt werden. Diese Korrekturen wurden schon alle auf die Daten, welche sie verwenden, angewandt:

wobei t die Aufnahmezeit und die Zählrate [count] pro Pixel ist, die sie auf dem Bild finden. Der mit verbundene Fehler kann wie folgt abgeschätzt werden. Der Rauschanteil infolge von Dunkelstrom und Flatfield können unberücksichtigt bleiben, da der Dunkelstrom gewöhnlich sehr klein ist und das Flatfield ein hohes Signal-zu-Rausch-Verhältnis hat. Bei geringen Zählraten ist die Hauptursache des Rauschens das Ausleserauschen [read-out-noise RON] infolge der Elektronik, welche das CCD ausliest. Das RON kann durch die Standartabweichung [rms] der Bias-Bilder berechnet werden. Schließlich gibt es noch den Poisson-Verteilungs-Rauschanteil [shot noise], , den man für die beobachteten Photonen hat. Kombiniert man die beiden letzten Rauschquellen, so ergibt sich:

CCDs werden normalerweise in Verbindung mit Filtern benutzt, um den passenden Wellenlängenbereich, welcher beobachtet werden soll, auszuwählen. Filter können gemäß der Breite ihrer Transmissionkurve in breite, mittlere und schmale `Band'-Systeme eingeteilt werden. Breitbandfilter haben typischerweise eine Bandbreite von rund 1000 Å, mittlere Bandfilter zwischen 100 und 500 Å und Schmalbandfilter von 0.5 bis 100 Å. Die CCD-Bilder dieses Versuches wurden mit R- und B-Filter aufgenommen. Der R-Bandfilter hat eine mittlere Wellenlänge von annähernd 6000 Å mit einer Bandbreite von 1500 Å, der B-Bandfilter bei 4500 Å eine Bandbreite von 1000 Å .

Abschließend sollen noch einige der gebräuchlichen Begriffe des extragalaktischen Jargons, welche im nächsten Abschnitt benötigt werden, ins Gedächtnis zurückgerufen werden. Der absolute Fluß [absolute flux] F oder die absolute Leuchtkraft [absolute luminosity] L (beide Wörter sind Synonyme) einer Lichtquelle ist die Zahl der ankommenden Photonen (in einem gegebenen Wellenlängenintervall) pro Sekunde bei einer Entfernung der Lichtquelle von 10 pc. Der scheinbare Fluß f oder die scheinbare Leuchtkraft l ist die Zahl der ankommenden Photonen (in einem gegebenen Wellenlängenintervall) pro Sekunde. Wenn D die Entfernung der Lichtquelle ist, dann gilt:

Der instrumentelle Fluß ist die Zahl der beobachteten Photonen (in einem gegebenen Wellenlängenintervall) pro Sekunde. Hier gilt:

wobei die totale Effizienz des Systems (Atmosphäre, Teleskopoptik,Detektor) ist. Galaxien sind ausgedehnte Quelle, so daß man das Konzept des Flächen-Flusses [surface flux] I einführt, welcher den ankommenden Fluß einer in gegebenen Fläche in einer Sekunde darstellt. Der Flächenfluß ist eine entfernungsunabhängige Größe, da die Fläche wie auch der Fluß mit dem Quadrat der Entfernung gemessen wird (s. Formel 3). Der instrumentelle Flächenfluß ist durch den instrumentellen Fluß pro Pixel definiert. In Formel 1 ist (wobei t die Belichtungszeit in Sekunden ist) dann der instrumentelle Fluß pro Pixel von dem Himmelsfleck, welchen dieses Pixel abbildet. Die Umwandlung des instrumentellen Flächenflusses in den Flächenfluß hat dann (s. Formel 4) und den Abbildungsmaßstab des Teleskops zur Folge. Falls ein Pixel äquivalent zu p arcsec ist, dann gilt:

Astronomen teilen Leuchtkraft und Flächenleuchtkraft nach Helligkeiten [magnitude] ein:

Hierbei ist M die absolute Helligkeit eines Objektes in absolutem Fluß F. Für die Beziehung zwischen absoluter und scheinbarer Helligkeit m gilt nach Formel 3:

wobei D in Mpc gegeben ist. Die Flächenleuchtkraft, in Magnitude pro gemessen, wird Flächenhelligkeit SB [surface brightness] genannt. Außerdem ist es angebracht, die absolute Leuchtkraft der Galaxien in Einheiten der absoluten Leuchtkraft der Sonne umzuwandeln. Wenn die absolute Helligkeit der Sonne ist und die absolute Helligkeit der Galaxie ist, dann gilt: