Der Versuch

Vor Beginn des Versuches werden Sie mit dem Betreuer des Versuches kurz die relevanten astronomischen Grundbegriffe durchsprechen. Im Rahmen des Versuches sollen Sie dann mit einigen grundlegenden Eigenschaften der (Absorptionslinien-) Spektren von Quasaren vertraut werden und erste kleinere kosmologische Rechnungen durchführen. Zu diesem Zweck werden Sie sich zunächst mit dem in Figur 2a gezeigten Quasarspektrum beschäftigen. Auffallend sind die für Quasare typischen breiten Emissionslinien, die im Quasar selber entstehen und aus denen sich die Rotverschiebung des Quasars bestimmen läß t. Auf der kurzwelligen Seite der stärksten Linie der Ly Emissionslinie sieht man deutlich den sog. Ly ,,Wald'', eine Überlagerung von Hunderten von Ly Absorptionslinien. In Figur 2b ist ein vergröß erter Ausschnitt des Spektrum im Bereich der Ly Emissionslinie gezeigt. Um den Effekt der Absorption deutlicher hervorzuheben, wurde das Spektrum zuvor durch das vom Quasar emittierte Spektrum geteilt. Es ist daher nun ,,flach'' und auf der langwelligen Seite der Ly Emissionslinie auf eins normiert. Die bei der Rotverschiebung der Ly Emissionslinie auftretenden ,,Stufe'' im Spektrum wird durch den Gunn-Peterson Effekt verursacht. Aus der Stärke der Absorption sollen Sie die Dichte des für die Absorption verantwortlichen neutralen (atomaren) Wasserstoffs bestimmen. Dabei wird sich herausstellen, daß dies nur ein Bruchteil der Gesamtdichte des intergalaktischen Mediums ist, die man aus Berechnungen zur Bildung leichter Elemente im frühen Universum erwarten würde. Dies läß t sich am plausibelsten damit erklären, daß der Wasserstoff zum größ ten Teil in ionisierter Form vorliegt. Aus dem Verhältnis von beobachteter HI Dichte zu erwarteter Gesamtdichte sollen Sie den dazu benötitgen Fluß\ ionisierender Photonen berechnen.

Im weiteren Verlauf des Versuchs werden wir uns näher mit dem Ly Wald beschäftigen. Figur 3 zeigt einen Ausschnitt eines simulierten Spektrums. Es handelt sich um eine Überlagerung von achtzig Ly Absorptionslinien verschiedener Säulendichte und Dopplerparameter. Hauptaufgabe am ersten Nachmittag des Versuchs wird es sein, mit dem im Praktikum zur Verfügung gestellten Programm zur Analyse von Absorptionslinienspektren die Säulendichten und Dopplerparameter dieser Linien zu bestimmen. Um das Problem der starken Überlagerung von Linien zu vermeiden, wurde das Spektrum in acht einzelne Spektren mit jeweils zehn Linien zerlegt(Figur 4).

Fitten der Absorptionslinien mit dem MIDAS Software-Paket LYMAN

1)

Begeben Sie sich ins directory quasar ( cd quasar), in dem sich die 8 einzelnen Spektren befinden (usmspecn_[1-8]). Öffnen Sie eine MIDAS Umgebung, indem Sie inmidas eingeben; ein neues Anzeigefenster erscheint. Im Folgenden sind Abfragen des Programms jeweils gesperrt gedruckt, die zu erfolgenden Eingaben im Schreibmaschinen-Font. Geben Sie auf die erste Abfrage hin 00 Return ein.

2)

Laden Sie das erste Spektrum durch Eingabe von FIT/LYMAN USMSPECN_1; ein weiteres Fenster mit einem Plot des Spektrums erscheint.

3)

Das Bestimmen der Säulendichten und Dopplerparameter der einzelnen Linien erfolgt menügesteuert. Das Fitten einer Linie mit einem Absorptionslinienprofil hat folgenden Ablauf:

Anfangsmenü: S

Number of groups of lines: Return

Number of Lines: Return

Element name: Return

Central wavelength: Erst c Return, dann mit der linken Maustaste Zentrum der Linie anklicken anschließ end mit der mittleren Maustaste bestätigen.

Column density: 13.0 (hier sollte zur Beschleunigung des Fitprozesses ein möglichst guter Schätzwert angeben werden. Wenn der Schätzwert zu weit vom tatsächlichen Wert entfernt ist, findet das Programm mitunter keinen Fit; Einheit: log [(N/])

Dopplerparameter: 30.0 (Einheit: km/s)

Number of intervals: Return

Minimum wavelength: Erst c Return, dann mit der linken Maustaste einen Punkt links der Linie anklicken, anschließ end mit der mittleren Maustaste bestätigen

Maximum wavelength: mit der linken Maustaste einen Punkt rechts der Linie anklicken, anschließ end mit der mittleren Maustaste bestätigen

Menü: S

Das Programm versucht die Linie zu fitten, zeigt die Residuen des Fit unterhalb des Spektrums im Plot-Fenster, und druckt die Fitparameter auf den Bildschirm. Notieren Sie zentrale Wellenlänge, Säulendichte und Dopplerparameter.

Menü: E

Das Fitten der nächsten Linie beginnen Sie wieder mit S.

Wenn Sie einen Fehler machen, müssen Sie den gesamten Ablauf für eine Linie zu Ende durchführen und von vorne beginnen.

4)

Nach Fitten der 10 Linien im ersten Spektrum, laden Sie das zweite Spektrum durch Eingabe von FIT/LYMAN USMSPECN_2. Fahren sie fort mit Punkt 3) usw.

5)

Verlassen Sie die MIDAS Umgebung mit bye.

Am Ende sollten Sie für 80 Absorptionslinien zentrale Wellenlänge, Säulendichte und Dopplerparameter bestimmt haben. Aus den Dopplerparametern lassen sich Rückschlüsse auf die Temperatur des Gases ziehen. Mittels der erstellten Linienliste werden Sie ferner die Säulendichteverteilung der Absorptionslinien bestimmen. In zwei weiteren kleinen Rechnungen sollen Sie dann noch die Gesamtmenge des neutralen (HI) und ionisierten (HII) Wasserstoff bestimmen.