Der Versuch

  Sie sitzen vor einem X-window Terminal. Sie können zwischen den drei Fenstern wechseln, indem Sie den Cursor mit der Maus bewegen und das entsprechende Fenster mit der linken Maus-Taste anklicken. UNIX Befehle können aus diesen Fenstern abgesetzt werden (Aber verlieren sie bitte keine Zeit durch herumprobieren).

1. Begeben sie sich ins Directory rband ( cd rband), wo die CCD-Bilder liegen, die mit dem R-Band-Filter aufgenommen wurden. Öffnen Sie eine MIDAS Umgebung, indem Sie inmidas eingeben. Ein schwarzes Anzeigefenster erscheint.

2. Laden Sie die Datensätze aus Tabelle 1 mit dem Befehl LOAD/IMAGE name (z.B., LOAD 691016222) ins Anzeigefenster und identifizieren Sie die Galaxien anhand der Übersichtskarten (Abb. 4 und 5); achten Sie dabei auf die Orientierung des CCD. Schätzen Sie mit Hilfe des Cursors (GET/CURSOR) die Elliptizität der Objekte ab. Sie können den Farbkontrast optimieren, indem Sie die unteren und oberen Anzeigegrenzen mit CUT name lower,upper ändern. Laden Sie das Bild mit LOAD/IMAGE name nochmals, um die Veränderung zu sehen.

3. Bestimmen Sie die mittleren Flächenhelligkeitsprofile und die Zuwachskurven (ausgedrückt in Magnitudinen) von 9 der Galaxien, die in den Übersichtskarten gekennzeichnet (und in der Tabelle 1 aufgelistet) sind, mit den Befehlen @@ dodel und @@ docog. Bearbeiten Sie zuerst die Galaxien, die mit in der Tabelle 1 markiert sind.

   Nachdem Sie @@ dodel eingegeben haben, werden Sie aufgefordert, den Namen (Nummer) eines Bildes einzugeben, welches dann im Fenster erscheint. Versuchen Sie, mögliche morphologische Gegebenheiten der Galaxie zu erkennen. Können Sie eine Scheibe, Spiralarme oder einen Balken erkennen?

   Folgen Sie den Anweisungen. Messen Sie zuerst den Wert des Himmels (in Zählraten pro Pixel) mit Hilfe des Cursors an verschiedenen Positionen um die Galaxie herum und geben Sie den Mittelwert ein. Ist der Himmelshintergrung gleichmäßig? Bestimmen Sie für ein Bild die prozentuale Abweichung dieses Wertes über das Bild und vergleichen Sie diesen Wert mit dem erwarteten shot noise (s. Formel 2 mit ). Dann messen Sie die Position des Galaxienzentrums und schließlich entfernen Sie alle (Vordergrund-) Sterne und unerwünschte Objekte im Umkreis der Galaxie mit dem Cursor. Das Bild wird nun mit schwarzen Flecken an den gelöschten Stellen erneut erscheinen. Überprüfen Sie, ob wirklich alle unerwünschten Objekte entfernt wurden. Sollten noch weitere Objekte vorhanden sein, können Sie diese mit dem Kommando @@ domoredel löschen. Nun sind Sie soweit, um @@ docog zu starten. Der Skalierungsfaktor des Teleskops+CCD Detektorsystems ist 0.396 arcsec/pixel. Jetzt haben Sie ein file mit der Kennung .cog (z.B., 691016222.cog) erzeugt.

4. Verlassen Sie die MIDAS Umgebung mit bye und öffnen Sie die SUPERMONGO Umgebung, indem Sie sm eingeben. Geben Sie den Befehl macro read praktikum.macro, um das Druckprogramm einzulesen. Zeichnen Sie das instrumentelle Flächenhelligkeitsprofil, welches Sie berechnet haben, als Funktion des Abstandes zum Zentrum mit den Befehlen plquat file () oder plexp file (), wobei file z.B. 691016222 ist. Um diese Graphen zu drucken, geben Sie device postland ein, führen Sie das Druckprogramm noch einmal aus und geben Sie abschließend device x11 ein.

   Klassifizieren Sie die Galaxien als elliptische, Spiral- oder S0-Galaxien an Hand dieser Ausdrucke, der morphologischen Informationen, die Sie im vorhergehenden Schritt gesammelt haben, und durch Vergleich der zentralen Flächenhelligkeit. Nutzen Sie die Helligkeit des Himmels im R-Band (20.63 mag/arcsec), um die Ergebnisse zu kalibrieren (s. Formel 13). Bestimmen Sie ihren Abflachungswinkel (falls es eine elliptische Galaxie ist) oder ihren Inklinationswinkel mittels der Elliptizität, die Sie oben gemessen haben. Nehmen Sie eine erste Abschätzung von oder h vor, indem Sie eine Linie auf die Ausdrucke einzeichnen (s. Formel 14 und 15).

5. Zeichnen Sie die gemessene Zuwachskurve (in magnitudinen) mit dem Befehl plcog file, um eine lineare Radiusskalierung zu erhalten, oder mit pllgcog file für eine logarithmische Radiusskalierung. Drucken Sie die logarithmischen Graphen aus. Berechnen Sie die totale Helligkeit , den halben Leuchtkraftradius und die gemittelte Flächenhelligkeit der Galaxien, wobei der Himmelshintergrund (sky) im R-Band bekannt ist (s. Formel 13 und oben). Benutzen Sie die beide Methoden, wie sie in Abschnitt 2.4 beschrieben sind.

   Vergleichen Sie die hier berechneten Werte von mit denen, die Sie oben erhalten haben. Für eine Galaxie sollten Sie die Änderung in bestimmen, falls ihre Bestimmung des Himmelshintergrundes um % falsch gewesen wäre (Sie brauchen die Zuwachskurve nicht noch einmal berechnen).

6. Schreiben Sie die Werte von in Kpc. Wenn D die Entfernung des Objektes in Mpc ist (240 for A2593, s. Abschnitt 1), erhält man:

    

   wobei der numerische Faktor arcsec in radiant umwandelt. Ändern Sie mittels Formel 6 in absolute Werte um. Wandeln Sie in solare Leuchtkraft um, wobei im R-Band die solare Leuchtkraft ist. Sie brauchen nicht in erg/s umwandeln: Formel 8 gibt ihnen die `Zahl der Sonnen' an, die in der Galaxie existieren.

7. Zeichnen Sie in ein kartesisches Koordinatensystem gegen und gegen ein. Berechnen Sie die am besten passende Gerade, welche an die Daten angefittet werden kann, und die Parameter a, b, c und d aus den Gleichungen 22 23. Schätzen Sie die Standartabweichung (rms) für diese Relationen ab. Wie können diese Relationen verwendet werden, um die Entfernung des Haufens A2593 abzuschätzen? Wie genau ist diese Abschätzung.

8. Wählen Sie das Directory ~/bband an, in welchem die mit dem B-Filter aufgenommen CCD-Bilder liegen. Berechnen Sie die totale blaue Helligkeit für die Objekte, die in der Tabelle 1 mit markiert sind, in der Art und Weise, wie Sie es oben schon einmal getan haben. Der Wert des Himmelshintergrundes im B-Band beträgt 22.17 mag/arcsec. Berechnen Sie die totale Helligkeit im B-Band unter Verwendung der totalen Helligkeit der Sonne im B-Band von 5.48. Berechnen Sie schließlich die totale Farbe . Diskutieren Sie die Ergebnisse in Hinblick auf die morphologische Klassifikation von diesen Objekten.

9. Untersuchen Sie den Einfluß des Fehlers der Himmelssubtraktion auf die Flächenhelligkeitsprofile, indem Sie Profile erzeugen, in denen sich der Wert des Himmels um % verändert hat. Um dies zu erreichen, öffnen Sie eine MIDAS-Umgebung und geben Sie den MIDAS-Befehl write/descr file himmel/r/1/1 value. Starten Sie danach nochmals docog. Verlassen Sie MIDAS und starten Sie SUPERMONGO. Drucken Sie die neuen Profile mit plquat file. Diskutieren Sie die Ergebnisse in Hinblick auf die Klassifikation von Galaxien.

A1

Berechnen Sie mit Formel 15 and 16 .

A2

Berechnen Sie numerisch den halben Leuchtkraftradius einer exponentiellen Scheibe als Funktion von h, dann leiten Sie und davon ab.

A3

Beschreiben Sie die Ergebnisse der Tests mit dem sky-Wert aus Punkt (3).

A4

Beschreiben Sie für jede analysierte Galaxie kurz ihre Morphologie und ihre Merkmale des kalibrierten Leuchtkraftprofiles und der Zuwachskurve. Diskutieren Sie die B-R Farben, die Sie für die in Tabelle 1 gekennzeichnet () Galaxien gerechnet haben.

A5

Erstellen Sie eine Tabelle mit den Ergebnissen der Analyse der 9 CCD-Bilder im R-Band aus Tabelle 1, welche den Galaxientyp, die Elliptizität oder den Inklinationswinkel (s. Punkt (4)), in arcsec und Kpc, , , , für jede Galaxie enthält. Geben Sie den Fehler für in Prozent an, den Sie durch Vergleich der verschiedenen Methoden von Punkt (4) und (5) erhalten. Geben Sie die Veränderung von an, die Sie für Punkt (5) erwarten.

A6

Erzeugen Sie einen Ausdruck von Punkt (7) und schreiben Sie die Formel für die am besten gefittete Linie auf. Geben Sie die Standartabweichung für die Relationen an, erklären Sie, wie diese Relationen für die Entfernungsabschätzung von A2593 verwendet werden können, und wie groß ihre Genauigkeit ist.

B1

Bestimmen Sie mit Formel 14 und 16 (Die Berechnung ist etwas langwierig)

B2

Beschreiben Sie die Ergebnisse von Punkt (9).