Max-Planck-Institut für Astronomie - Jahresbericht 2007

52 II. Highlights
Die Suche nach der Nadel im Heuhaufen
– vier neue Zwerggalaxien
Tatsächlich wurden in den SDSS-Daten schon in den Jahren
2005 und 2006 gleich vier neue Zwerggalaxien entdeckt.
Sie wurden, wie allgemein üblich, nach den Sternbil
dern benannt, in denen sie sich befinden. Dies wa ren:
Ursa Major I und II, Canes Venatici und Bootes. Einem
internationalen Astronomenteam unter der Leitung
des MPIA und der Universität Cambridge gelang es im
Berichtsjahr, vier weitere Zwerggalaxien auf zu spü ren.
Ein weiteres lichtschwaches Objekt kam hinzu, bei dem
es sich aber sehr wahrscheinlich um einen Ku gel sternhau
fen handelt.
Im Rahmen des SDSS wurde ein etwa 8000 Quadratgrad
großes Gebiet um den galaktischen Nordpol (entsprechend
etwa einem Fünftel der gesamten Himmelssphäre)
durch fünf photometrische Filterbereiche hindurch aufgenommen.
Die bislang entdeckten Zwerggalaxien sind
auf diesen Aufnahmen nicht mit bloßem Auge erkennbar,
vielmehr kommen sie erst bei systematischem, computergestütztem
Suchen nach Überdichten von Sternen
innerhalb bestimmter Helligkeits- und Farbbereiche zum
Vorschein.
Ein wichtiges Kriterium bei der Suche nach Zwerg gala
xien und der späteren Interpretation der Daten ist auch
die Reichweite des SDSS. Helle Sterne auf dem Rote-
Riesen-Ast lassen sich bis in Entfernungen von drei
Millionen Lichtjahren nachweisen, während sehr kleine
Sternsysteme, die kaum Rote Riesen enthalten, lediglich
bis in einer Million Lichtjahren Entfernung nachweisbar
sind. Damit reicht der SDSS weiter als jede andere
Durchmusterung zuvor.
Unter diesen Randbedingungen entwickelten Sergej
Koposov, Hans-Walter Rix und Eric Bell vom MPIA und
Kollegen ein Programm, um Zwerggalaxien nachzuweisen.
Ein solches Programm funktioniert wie folgt: Man
sucht innerhalb eines Himmelsareals nach Sternen mit
ausgewählten Farben und Helligkeiten und vergleicht
diese mit erwarteten Werten für Hintergrundsterne. Ein
bewährtes Verfahren bei der Suche nach Überdichten
von Sternen oder nach anderen Abweichungen von Mittel
wer ten innerhalb eines bestimmten Gebietes ist die
Anwendung eines räumlichen Filters. Dabei werden
für alle Datenpunkte innerhalb eines bestimmten Winkel
be reich am Himmel (in unserem Fall die Farben
und Helligkeiten der Sterne) Mittelwerte bestimmt. Im
Vergleich mit diesen Mittelwerten machen sich Ab weichungen
wie etwa die gesuchten Überdichten auf der gewählten
Winkelskala des Filters (Englisch: kernel) bemerkbar.
Um die Effizienz des Programms zu testen wurden
in die SDSS-Daten die Werte für »künstliche« Zwergga
laxien und Kugelsternhaufen eingefügt. Damit ließ
sich, die Nachweisgrenze des Suchprogramms für sieben
Entfernungsbereiche von 26 000 bis 3.2 Millionen
0.4
0.2
0
–0.2
–0.4
0.4
0.2
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–0.2
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0.2
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0
–0.2
–0.4
0.4
0.2
0
–0.2
–0.4
0.4
0.2 0 –0.2 –0.4 0.4
0.2 0 –0.2 –0.4
Abb. II.7.4: SDSS-Aufnahmen der angegebenen Objekte sowie
die Positionen der SU B A R U- und INT-Felder (linke Spalte).
Rechte Spalte: die mit einem Kernel von 4 gefilterten
Aufnahmen.
Licht jahren in Abhängigkeit von der Helligkeit der gesuchten
Objekte ermitteln (Abb. II.7.1). Die Größe des
Kernels spielt hierbei eine wesentliche Rolle: Mit einem
kleinen Kernel findet man zwar lichtschwächere
Ob jekte als mit einem großen, aber dies geht zu Lasten
der Galaxiengröße. Ein großer Kernel summiert nämlich
mehr Sterne aus ausgedehnten Objekten auf und kann
des halb Objekte mit geringerer Flächenhelligkeit erkennen
als ein kleiner Kernel.
Als Kompromiss wurde ein Kernel von 4 Bogenminuten
verwendet, die Grenzhelligkeit lag bei 22.0 mag im
Roten. Bei den Probeläufen des Programms stellte sich