Max-Planck-Institut für Astronomie - Jahresbericht 2007
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zudem heraus, dass HII-Regionen und Galaxienhaufen<br />
irrtümlich als Zwerggalaxien identifiziert wurden (Abb.<br />
II.7.2). Dieses Problem ließ sich durch Vergleich mit existierenden<br />
Katalogen dieser Objekte beheben.<br />
Mit dieser Methode gingen den Astronomen des<br />
MPIA und ihren Kollegen vier bislang unbekannte<br />
Zwerg galaxien ins Netz: Coma Berenice (Com), Canes<br />
Ve na tici II (CVn II), Leo IV und Hercules (Her). Bei dem<br />
fünf ten Objekt namens Segue 1 handelt es sich wahrschein<br />
lich um einen Kugelsternhaufen. Ein Blick auf<br />
Abb. II.7.1 zeigt, dass alle jüngst mit SDSS entdeckten<br />
Zwerg ga laxien, die sich bei Entfernungen jenseits von<br />
100 000 Lichtjahren befinden, an der Nachweisgrenze<br />
lie gen. Dies verdeutlicht die enormen Anstrengungen,<br />
die nötig sind, um die lichtschwachen Zwerggalaxien in<br />
dem riesigen Datensatz aufzuspüren.<br />
Vergleich mit Modellen und das Problem der<br />
fehlenden Satelliten<br />
Mit diesen neun Objekten ließ sich nun auch eine<br />
Leuchtkraftfunktion (also die Anzahl der Objekte pro<br />
Hel ligkeitsbereich) <strong>für</strong> Zwerggalaxien bestimmen und<br />
mit theoretischen Vorhersagen vergleichen. Insbesondere<br />
konn te nun erstmals die Verteilung lichtschwacher Objek<br />
te ermittelt werden.<br />
i [mag] i [mag]<br />
17<br />
18<br />
19<br />
20<br />
21<br />
22<br />
25<br />
20<br />
21<br />
22<br />
23<br />
24<br />
25<br />
Com<br />
–0.5 0 0.5<br />
II.7. Zwerggalaxien – die fehlenden Satelliten der Milchsraße 53<br />
In Abb. II.7.3 sind diese volumenkorrigierten Daten<br />
<strong>für</strong> eine maximale Entfernung von 900 000 Lichtjahren<br />
auf getragen. Die mit einer durchgezogenen Linie verbunden<br />
offenen Kreise zeigen diese Verteilung bei der üblicherweise<br />
verwendeten Grenzgröße r 22.0 mag, die<br />
Da ten der gestrichelten Kurve gelten <strong>für</strong> die Grenzgröße<br />
r 22.5 mag, bei der eine stärkere Korrektur nötig war.<br />
Die rote und blaue Linie zeigen die Ergebnisse von<br />
zwei theoretischen Modellen, die beide voraus set zen,<br />
dass im jungen Universum Sternentstehung in Sa tellitenhalos<br />
wegen starker UV-Strahlung unterdrückt war.<br />
Die ausgefüllten Kreise stehen <strong>für</strong> die bekannten hel len<br />
Zwerggalaxien des Milchstraßensystems und der An drome<br />
dagalaxie. Sie ergänzen die Leuchtkraftfunktion zu<br />
gro ßen Helligkeiten.<br />
Es wird deutlich, dass die Modelle die Realität<br />
nicht ausreichend beschreiben: Das eine Modell überschätzt<br />
die Zahl der lichtschwachen Satellitengalaxien<br />
(blaue Kurve), während das andere die Zahl der lichtstarken<br />
unterschätzt (rote Kurve). Es bedarf also noch<br />
weiterer Anstrengungen, um <strong>für</strong> die Zwerggalaxien ein<br />
konsistentes Modell zu erstellen. Der beobachterische<br />
CVn II SEGUE 1 Her<br />
SDSS SDSS SDSS SDSS<br />
SUBARU SUBARU SUBARU INT<br />
1 1.5 –0.5 0 0.5 1 1.5 –0.5 0 0.5<br />
g – i [mag]<br />
Abb. II.7.5a: Konturdarstellungen der Farben-Helligkeits-<br />
Diagramme, gepunktete Linie: Daten der beiden Kugelsternhaufen<br />
M92 und M13.<br />
1 1.5 –0.5 0 0.5 1 1.5