StartseiteAstrodicticum Simplex

Astronomie in der Schule: Wie weit ist die Andromedagalaxie entfernt

Von / 25. Februar 2009 / 8 Kommentare / Seite 4 von 4 / Auf einer Seite lesen
Mehr

Im nun angezeigten Menü können wir auswählen, welche Daten des Katalogs angezeigt werden sollen. Für die Entfernungsbestimmung benötigen wir nur die Helligkeiten und Perioden der Cepheiden. Wir entfernen also die Häkchen im Bereich „Output preferences for Position” bei „r” und „Position“. Außerdem werden die Häkchen bei „RAJ2000″, „DEJ2000″, „DeltaRc”, „Age”, „IcFile” und „RcFile” entfernt.

i-78e37aaaf9314d62ee0f463f6095c902-viz3-thumb-500x530.jpg

Ein Klick auf „Submit Query” startet die Bearbeitung.

Nun wird die bereinigte Tabelle angezeigt, die nur noch die Spalten für die Helligkeiten und Perioden der Cepheiden enthält. Im Menü „Output Layout” kann nun die Darstellung der Daten an die gewünschte Weiterverarbeitung ausgewählt werden.

i-515ffd3ceecf34fa91a97685ea4459db-viz4-thumb-500x538.jpg

In diesem Fall bietet es sich an, den Punkt „Tab seperated values” zu wählen. In diesem Format kann die Tabelle direkt in Kalkulationsprogramme wie Excel übernommen werden. Dort können dann die entsprechenden Berechnungen zur Entfernungsbestimmung (so wie im letzten Abschnitt beschrieben) durchgeführt werden.

4) Ein Bild der Andromedagalaxie

Auch wenn es für die Entfernungsbestimmung nicht nötig war, eine Aufnahme der Andromedagalaxie zu betrachten, ist dies mit virtuellen Observatorien natürlich möglich.

Dazu öffnen wir in Aladin die Suchmaske für die Bilderdatenbank:

Datei -> Öffnen…

Unter Ziel wird wieder „Andromeda” eingeben; ein Klick auf „Absenden” startet die Suche. Es werden nun alle in der Datenbank enthaltenen Aufnahmen angezeigt, auf denen die Andromedagalaxie zu sehen ist.

i-a41a9e65d383793012ddca988faa2446-ala1-thumb-500x561.jpg

Ein Klick auf einen Eintrag zeigt detaillierte Informationen zur jeweiligen Aufnahme.

Es können nun beliebig viele Bilder ausgewählt werden. Ein Klick auf „Absenden” lädt die Bilder in den Stapel von Aladin, wo sie angezeigt werden.

Allerdings sind diese Bilder nur in Schwarz-Weiß. Da die astronomischen Aufnahmen immer  nur in einem bestimmten Wellenlängenbereich gemacht werden, fehlt vorerst die Farbinformation. Um ein farbiges Bild der Andromedagalaxie zu erhalten, müssen erst Aufnahmen aus verschiedenen Wellenlängenbereichen rechnerisch kombiniert werden. Das funktioniert mit der Schaltfläche „rgb” in der Werkzeugleiste. Im folgenden Menü gibt man drei bzw. zwei Bilder an, die mit einem Rot- bzw. Grün- oder Blau-Filter aufgenommen werden. Aladin berechnet daraus dann automatisch ein Farbbild.

Am einfachsten findet man Aufnahmen im passenden Wellenlängenbereich im DSS-Katalog (Digital Sky Survey). Dazu wird wieder die Bilderdatenbank geöffnet:

Datei -> Öffnen…

Diesmal wählen wir aus der Liste der Bilderserver (rechts) den Eintrag „DSS” aus (und dann einen der dort angezeigten Server). In der Suchmaske wird bei Ziel wieder „Andromeda” eingegeben. Unter dem Punkt „Sky Survey” kann nun der Wellenlängenbereich („DSS2-red” oder „DSS2-blue“) gewählt werden.

i-723ff2b75da8f974810ae3c3816aa1e9-ala2-thumb-500x434.jpg

Um einen ausreichend großen Ausschnitt der Galaxie zu sehen, sollten für den Bildausschnitt („Height”, „Width”) mindestens 50 Bogenminuten gewählt werden.  Sobald die Bilder in den Stapel geladen wurden, kann mit einem Klick auf die „rgb“-Schaltfläche das Farbbild erstellt werden.

Bei „Rot” wird hier das rote DSS-Bild ausgewählt, bei „Blau” das blaue (ein grünes Bild wird weggelassen). Ein Klick auf „Erstellen” erzeugt das Farbbild.

i-f9a2098f3ef6fca87a07aae1b2a2d8ea-ala3.jpg

Im Stapel von Aladin wird nun ein Farbbild der Andromedagalaxie angezeigt.

5) Anregungen für weitere Untersuchungen

Für die Berechnung der Entfernung der Andromedagalaxie war die Formel für die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung von zentraler Bedeutung. Die hier angegebene Formel ist allerdings nur eine von vielen Versionen. Der Zusammenhang zwischen Periode und Leuchtkraft bei Cepheiden basiert auf dem sg. Kappa-Mechanismus der wiederum von der Metallizität der Sterne abhängt. Die Metallizität gibt an, wie viel Prozent eines Sterns nicht aus Wasserstoff und Helium bestehen. Da nun jeder Stern eine andere Metallizität hat (und bei Sternen verschiedenen Alters und Populationen können sich die Werte deutlich unterscheiden) ist auch der Zusammenhang zwischen Periode und Leuchtkraft nicht für alle Sterne identisch. Zusätzlich hängt die Beziehung auch immer davon ab, in welchen Wellenlängenbereich man die Helligkeit der Sterne misst.

In Lehrbücher oder Online (z.B. bei der Literaturdatenbank ADS, erreichbar unter   https://adsabs.harvard.edu/, kann recherchiert werden, welche Formeln in der Literatur existieren, und wie sie sich unterscheiden. Wie wirken sich die unterschiedlichen Formeln auf das Ergebnis aus? 

Das ganze Projekt kann man auch als pdf-Datei hier runterladen:

Projekt M31.pdf

1 / 2 / 3 / 4
Stichworte: , , , , , , , , , ,
Mehr

Kommentare (8)

  1. #1 Gluecypher
    26. Februar 2009

    Wow, langer, sehr interessanter Post. Aber was mich ja immer ein wenig stört ist folgendes: diese Enfernungsbestimmungen sind mit enormen Fehlern behaftet, im obigen Fall 5,5%. Wenn man jetzt annimmt, dass dieser Fehler für Objekte mit zunehmender Entfernung mit Sicherheit nicht geringer wird (egal, welche Methode man jetzt für wirklich große Enfernungen benutzt i.e. Rotverschiebung etc) und andererseits aber die Helligkeit von Typ 1 Supernovae dazu verwendet, die Ausdehnungsgeschwindigkeit des Universums zu messen, wie sicher ist man, dass das keine Artefarkte aus der Messung selbst sind i.e. “Rauschen”? Denn die Kurve, die ich von der Messung gesehen habe war mit Error-Bars versehen, in die man ziemlich viele Kurven hätte fitten können, unter anderem auch jene, welche die Authoren reingelegt haben. Und welche anderen Hinweise hat man, um diese Messungen zu verifizieren? Hast Du da mal ein paar links oder weiterführende Literatur?

  2. #2 florian
    26. Februar 2009

    @Gluecypher: Also den Fehler in dieser Arbeit darf man nicht so tragisch nehmen. Hier wurde ja wirklich mit den simpelsten Methoden gearbeitet. In der “echten” Forschung geht das schon noch genauer.

    Zu den Methoden der Beobachter, ihre Kurven zu fitten, kann ich als Theoretiker im Moment nicht viel sagen. Aber erfahrungsgemäß wissen die, was sie tun und können aus den Daten ziemlich viel rausholen, auch wenns auf den ersten Blick nicht so aussieht. (Beobachtende) Astronomie ist ja im Prinzip nichts anderes, als herauszufinden, wie man aus tendentiell miesen Daten trotzdem noch was vernünftiges rausholen kann 😉

    Ich schau aber mal, vielleicht finde ich noch was. Wenn du es ganz genau wissen willst, dann findest du aber sicher bei ADS haufenweise Facharbeiten zum Thema.

  3. #3 Ret
    16. April 2013

    was mich wahnsinnig fasziniert, sind die formeln. woher hat man die u weiß, dass sie stimmen? zb. das verhältnis zwischen wahrer magnitude u periode. ist ja nicht so, dass man schnell hinfliegen ksnn u mal nachschaun.

  4. #4 Florian Freistetter
    16. April 2013

    @rEt naja das ist halt eine empirische Formel. Wenn man sich die Perioden und die Helligkeiten anschaut dann sieht man genau diesen Zusammenhang. Denn man mittlerweile auch durch theoretische Überlegungen begründen kann weil man weiß wie veranderliche Sterne funktionieren.

  5. #5 Alderamin
    16. April 2013

    @Ret

    Man hat sich langsam die Entfernungsleiter hochgearbeitet. Für die nächsten Sterne kann man die Entfernung per Parallaxe messen (der Stern wackelt vor dem Hintergrund hin- und her, wenn die Erde sich von einer Seite der Sonne zur gegenüberliegenden bewegt).

    Auf größere Entferung konnten dann z.B. die Bewegungen von Sternen in offenen Sternhaufen benutzt werden, um deren Entfernung zu bestimmen. Daran und an beobachteten Doppelsternen, deren Entfernung gemessen wurde, konnte man wiederum die Helligkeit von Sternen je nach Spektralklasse kalibrieren.

    Dies führt dann in die Entfernung von periodischen Veränderlichen (Cepheiden). Davon hat Henrietta Leavitt eine Reihe in der Großen Magellanschen Wolke beobachtet, die in etwa alle gleich entfernt sind. Mit der Entfernung der Magellanschen Wolke folgt dann die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung, die bis in den Andromeda-Nebel reicht (und heute noch weiter).

    Seit dem Astrometrie-Satelliten Hipparcos gelang es, die Entfernung von Cepheiden direkt per Parallaxe zu messen und damit wurde diese Skala sehr viel genauer. An der Cepheiden-Skala konnte mit dem Hubble-Teleskop wiederum die Skala eines bestimmten Supernova-Typs (Ia) kalibriert werden, mit dem man schließlich die Rotverschiebung der Galaxien kalbrieren konnte. Und somit kann man heute Entfernungen bis an den Rand des sichtbaren Universum bestimmen.

    Siehe auch https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_distance_ladder

  6. #6 Von Miller
    22. November 2016

    Was mich interessieren würde, ist, wie denn die gute Frau Leavitt herausfand, dass die Periode der Helligkeitsschwankungen mit der wirklichen Helligkeit zusammenhängt.

  7. #7 klauszwingenberger
    22. November 2016

    @ Von Miller:

    Indem sie eine Stufe auf der Entfernungsleiter herunterstieg.

    Die hellsten Cepheiden lagen schon zur Zeit von Frau Leavitt gerade so im Bereich der Parallaxen-Methode. Die liefert über geometrisch messbare Winkel, die optisch messbaren scheinbaren Helligkeiten und den (das?) Entfernungsmodul absolute Leuchtkraftdaten (die “wirkliche Helligkeit”).

  8. #8 Alderamin
    22. November 2016

    @Von Miller

    Streng genommen hat Frau Leavitt zunächst nur eine Beziehung der Entfernung der Kleinen Magellanschen Wolke zu anderen Cepheiden aufgestellt. Aus dem englischen Wikipedia-Artikel:

    In 1908, the results of her study were published, which showed that a type of variable star called a “cluster variable”, later called a Cepheid variable after the prototype star Delta Cephei, showed a definite relationship between the variability period and the star’s luminosity. This important period-luminosity relation allowed the distance to any other cepheid variable to be estimated in terms of the distance to the SMC. Hence, once the distance to the SMC was known with greater accuracy, Cepheid variables could be used as a standard candle for measuring the distances to other galaxies.

    Wie weiter im Text zu lesen ist, ermittelte Ejnar Hertzsprung die Entfernung einiger näherer Cepheiden und ermöglichte so die absolute Kalibrierung von Leavitts Perioden-Leuchtkraftbeziehung. Ich nehme an, Hertzsprung nutzte dabei Cepheiden in Sternhaufen oder Mehrfach-Systemen, deren Entfernung anhand der Spektralklasse von dort enthaltenen Hauptreihensternen abgeschätzt werden konnte. So viel ich weiß, gibt es keinen Cepheiden, der im Bereich damals schon bestimmbarer trigonometrischer Parallaxenmessungen liegt.

    Die Cepheidenskala war lange Zeit um den Faktor 2 unsicher, die Andromeda-Galaxie machte noch in den 70-Jahren einen großen Satz von 1,7 Millionen auf 2,5 Millionen Lichtjahre Entfernung, als man entdeckte, dass es 2 Klassen von Cepheiden mit einer Größenklasse Helligkeitsunterschied gibt.

    Mittlerweile basiert die Cepheidenskala auf Messungen trigonometrischer Parallaxen naher Cepheiden durch den Astrometrie-Satelliten HIPPARCOS und sie ist sehr gut kalibriert.