Forum der Vereinigung der Sternfreunde

Hallo,

Anfang April bescherte das gute Wetter mehrere Beobachtungsnächte, wo ich M 82 mit dem Dados mit einem selbst hergestellten 300 L/mm Gitter spektroskopieren konnte.

Dabei habe ich die Lage des 50mu-Spaltes variiert und eine einfache Rasterung der hellen Gebiete nahe des M 82 Galaxienzentrums untersucht. Noch bin ich in der Auswertung, ich möchte aber gerne die ersten Resultate zeigen, ggf. habt ihr ja noch weitere Ideen zur weiteren Analyse.

Auf der nachfolgenden Aufnahme habe ich die Spaltlagen eingezeichnet. Der Hintergrund ist eine ältere RGB Aufnahme von M 82, die ich selbst erstellt hatte.




Für die Spaltlage A habe ich ein Spektrum erstellt - unten seht ihr einen Ausschnitt. Die Höhe des Spektrum entspricht der Spaltlänge. Man erkennt die [NII]-Ha-[NII]-Emissionslinien (1,2,3), und weiter rechts die [SII]-Emissionslinien (4,5).



Die angegebenen Wellenlängen beziehen sich auf einen vermessenen, horizontalen Spektralstreifen, der im Bereich A.4 liegt (siehe rechte Bildseite). Die Wellenlängen-Werte zeigen, die Rotverschiebung der Emissionszentren. Bezogen auf die Ha-Linie ermittelt man eine Geschwindigkeit von +550 km/s.

Interessant ist zu sehen, dass die Lagen der Zentren der Emissionslinien - von oben nach unten betrachtet - nicht konstant bleiben, sondern eine Wellenform beschreiben. Die Linien im hellen Streifen (A.2) zeigen eine größere Rotverschiebung als jene im Streifen A.4. Auch hat man den Eindruck, dass beim Übergang von A.2 zu A.1, die Rotverschiebung wieder abnimmt.

Schöne Grüsse,
Michael

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Hallo Michael,

ich finde Deine Arbeiten/Messungen sehr interessant, da solche extragalaktischen Objekte relativ wenig von Amateuren beobachtet werden.

In Osnabrück auf der VdS Jahrestagung wurde ich mal gefragt, warum Amateure nicht z.B. die Fluchtgeschwindigkeitsbeziehung (Hubble) nachgemessen haben. Vermutlich hat das der eine versteckte Amateur schon gemacht, aber teilt sich nicht mit?!

Meinst Du es wäre möglich dies zu tun?

Beste Grüße,
Daniel

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Daniel P. Sablowski

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Hallo ,
Das ist Alles sehr interessant und auch eigentlich auch das, was ich von Anfang an machen wollte, hielt es aber für unmöglich, so schwache Objekte spektroskopieren und dann auch vermessen zu können. Man muss halt viel wissen, um sowas überhaupt konzipieren zu können. Mit meinen Instrumenten kann ich sowas nicht machen, deswegen kann ich auch nichts zu diesen Messungen beitragen.

Was mich aber interessiert, wie Du das Gitter selber gemacht hast!

Cheers
Berthold

Hallo Daniel, hallo Betrhold,

danke für Eure Kommentare.

Ich schreibe gerade ein kleines IDL Auswertungsprogramm, um die Lage der Ha-Linie mittels Gaussfit zu bestimmen und dies für jedes horizontale Spektralprofil.
Dann kann man die Wellenlinie auch als Geschwindigkeitsverlauf quantifzieren.

Da M82 eine irreguläre Galaxie ist, tut man sich schwer ein Zentrum zu definieren, und damit auch eine Rotationszentrum. Schon jetzt kann ich sagen, dass der Bereich links vom fast vertikal verlaufenden Staubband keine Emissionslinien zeigt. Dies sich die linken Anteile der Spaltlagen B und D.

Zum 300er Gitter: Bisher habe ich beim Dados das mitgelieferte 200L/mm Gitter genutzt, doch hier zeigte es sich, wie ihr in meinen anderen Beiträgen sehen könnt, dass die [NII]-Ha-Linien , wie auch die zwei [SII]-Linien als Blend im Spektrum zu sehen sind. Und hier wollte ich die Auflösung verbessern, ohne die Belichtungszeit massiv zu erhöhen zu müssen. Dazu habe ich ein Gitter von Thorlabs gekauft und auf einem Dados-Gitterträger montiert. Die Linientrennung ist damit besser möglich - wenngleich diese sich immer noch teilweise überlappen.

Schöne Grüsse,
Michael

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Hallo Michael,

Du schreibst:

"............mit einem selbst hergestelltem Gitter"......


wie stellst Du so was an? Das hätte mich interessiert, möglicherweise missverstanden von mir!

hG
Berthold

Hallo Berthold,

Sorry, ich habe Dich hier missverstanden. Das 300er Gitter habe ich bei Thorlabs gekauft - die Größe (25x25x6) passte sehr gut zum Dados-Gitterträger.

Schöne Grüsse,
Michael

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Hallo,

ich kann Euch nun weitere Ergebnisse der Analyse des Spalt-A-Spektrums zeigen.

Da es vielleicht von Interesse ist, beschreibe ich die einzelnen Analyseschritte, ich hoffe, dass ich damit die Erfahrenen nicht zu sehr langweile, ihr könnt ja gleich nach unten scrollen

Das Bild des Spaltspektrums habe ich als FIT Datei in MaximDL bearbeitet und dann als TIFF exportiert, um mittels Photoshop ein entzerrtes JPEG zu erzeugen. Auf diesem Weg erreicht ich eine 16bit Grauskalierung der spektralen Intensitäten.

Die JPEG Bilddaten habe ich dann in IDL eingelesen - die x-Achse entspricht der Wellenlänge, die y-Achse der Spaltkoordinate. Das nachfolgenden BIld zeigt den Contour-Plot der Intensitäten.



Man erkennt, wie schon im Bild des ersten Postings, die Wellenform, die sich in den Emissionslinien abzeichnet. Am prominentesten ist die Ha-Linie, und meine Absicht war, an diese Linie eine Gausskurve anzufitten, um die Daten automatisiert zu extrahieren. Am linken Rand sieht man die irdische 6311Angstroem Emissionslinie, die für Hg-Energiesparlampen typisch ist. Diese Linie verläuft vertikal, sie zeigt nicht die Wellenform der M 82 Emissionslinien.

Vor Durchführung des Gaussfits habe ich eine Glättung des Bildes durchgeführt, diese nutze ein 3x3 Pixel Schema. Die Gaussfits wurden für jeden horizontalen Spektralstreifen durchgeführt, jeder dieser Spektralstreifen ist 1 Pixel hoch.

Die nachfolgende Abbildung zeigt das Ergebnis des Gaussfits an die Ha-Emissionslinie. Die x-Achse zeigt das bestimmte Ha-Linienzentrum, auf der y-Achse ist die Spaltkoordinate des Spektralstreifens aufgetragen.



Die Abbildung der Fit-Werte zeigt nun sehr deutlich, was schon im Spektrum zu erkennen war: Die Ha-Linie besitzt Wellenform - die Lage der Linie verändert sich entlang der Spaltkoordinate. Man sieht, dass bei Spaltkoordniaten > 200 die Messwerte stark schwanken, da hier die Ha-Emissionslinie schwerer nachweisbar ist.

Interessant ist auch, die Amplitude des Gaussfits in Abhängigkeit von der Spaltkoordinate aufzutragen. Diese Amplitude beschreibt die Intensität der Ha-Emissionslinie.



Dieser Amplitudenverlauf zeigt einige interessante Einzelheiten:
- Bei Spaltkoordinatenwerte von +/-125 liegt der dunkle Streifen im Spektrum, der im ersten Posting zu sehen ist, hier liegt das Staubband vor dem Ha-Knoten
- Im Bereich von 70-100 liegt das Maximum, d.h. die größte Ha-Linienintensität
- Das Ha-Maximum besitzt einen Doppelpeak
- Bei Werte über 150 nimmt die Ha-Intensität ab, sinkt aber nicht auf 0, sondern bleibt noch bis 280 als Linie nachweisbar

Die weitere Analyse geht nun weiter in Richtung Astrophysik im Zentrum von M82. Man kann an die Wellenform eine Rotationskurve anpassen.
Der Werte Bereich von Amplitude zu Amplitude umfasst etwa 230 km/s , d.h. dies entspräche einer Rotationsgeschwindigkeit von +/- 115 km/s.

Ich werde weiter dazu berichten.

Schöne Grüsse,
Michael

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Hallo,

noch ein Nachtrag: Die Rotationskurve, die man aus der Lage der Ha-Linienzentren ableiten kann, lässt sich in einen rot- und einen blauverschobenen Teil auftrennen.
In der nachfolgenden Abbildung habe ich dies Trennung farblich dargestellt.



Die Nulllinie liegt bei ca. 6577 Angström, die Amplituden erreich +/- 2.2 Angstroem. Rechnet man diese Werte in Relativgeschwindigkeiten um, so erhält man die schon genannten Werte von +/- 110 - 120 km/s. Deutet man diese Geschwindigkeiten als den Nachweis einer rotierenden Gasscheibe, so kann man festhalten, dass die Größenordnung typisch ist für zirkumnukleare Gasscheiben in Galaxien. Man muss anmerken, dass eine Projektion, d.h. eine Inklination der Gasscheibe diese Werte noch beeinflusst.

Mein Abbildungsmaßstab der Kombination 14" Hypergraph + Dados liefert für den Spalt eine Länge von 4.05'. Der Skalenmaßstab der Spaltkoordinate liegt bei 1 Pixel = 31 Lichtjahre.

Die Maxima der Rotationskurve liegen etwa 70 Pixel voneinander entfernt, woraus man einen projizierten Durchmesser der Gasscheibe von 2.100 Lichtjahren ableiten kann. Dies passt gut zur Annahme einer zirkumnuklearen, rotierenden Scheibe, die in der hellen Region im Spalt-A-Bild zu finden ist.

Schöne Grüsse,
Michael

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Hallo,

ich hoffe, dass noch jemand mitliest ...

Eine Information möchte ich noch nachreichen: Durch die automatisierte Auswertung, d.h. durch die zeilenweise vorgenommenen Gaussfits, kann man davon ausgehen, dass der methodische Fehler zumindest bei allen Messwerten gleich ist.

Wenn man die durch den Fit bestimmte Lage des Ha-Zentrums gegenüber der ebenfalls bestimmten Ha-Amplitude der Emissionslinie aufträgt, ergibt sich das folgende Diagramm:



Die Punkte wurde rot bzw. blau gefärbt, je nachdem zu welchen Teil der Wellenform sie zugehörig sind. Bemerkenswert ist, dass man in dem Punkteweg den Intensitätsverlauf des Spaltspektrum nachverfolgen kann. Hier bieten sich Modell-Vergleiche an, d.h. wie ist die leuchtende Gasscheibe aufgebaut, die so einen Verlauf erzeugt? Was man schon sagen kann, ist dass es keine simple, homogene Scheibe sein kann. Auch bin ich nicht sicher, in wieweit man hier zwischen der Gasscheibe und davor liegenden Staubwolken unterscheiden kann, die die Emission örtlich beeinflussen.

Hat jemand im Form , etwa bei Be-Sternen und deren Scheiben, schon einmal solche Fragen untersucht? Mein Ansatz ist der, für die Scheibenemission eine Projektionsellipse zu berechnen, über der der Spalt des Dados liegt und man einen Rotationsgeschwindigkeiten-Verlauf herausschneidet.

Schöne Grüsse,
Michael

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Hallo Michael,

Ich lese das schon mit, wie bestimmt auch einige Andere. Aber was Du da machst, ist schon recht professionell und es steckt ja da auch eine entsprechende Ausbildung dahinter. Für einen Amateur (Arzt) ist das nicht so ganz leicht mitzuverfolgen und ich würde da auch mitmachen, aber mein Equipment, was mir noch zur Verfügung steht, ist für solche Untersuchungen ungeeignet..........aber ich kann Dich schon verstehen, als ich vor Jahren als Erster hier einen Text Gittersprektrographen einsetzte und später dann fast ganz alleine an Echellespektrographen arbeitete , konnte ich auch nur mit ganz wenigen reden darüber, wobei damals noch deutlich mehr Messungen gemacht wurden.....

hG
Berthold

Hallo Michael,

wenn du das Zentrum des Spalts immer auf die gleiche Stelle (das vermeintliche Zentrum der Galaxie) stellst und den Spalt/Spektrograph stückweise in festen Winkelschritten (z.B. 45°) um insgesamt 360° rotierst müsstest du eigentlich die Drehachse der Galaxie feststellen können. Die rotationsbedingten "Wellen" in den Spaltbildern (im Licht zB der Halpha-Emission) müssten dann sinusförmige Amplitudenvariationen in Abhängigkeit vom Drehwinkel des Spalts zeigen. Also irgendwo wäre ein Minimum (Spaltlängsachse parallel Drehachse der Galaxie) und 90° dazu versetzt ein Maximum der Dopplerverschiebungen längs des Spalts zu finden. Allerdings wäre der Effekt noch überlagert von variierenden Intensitäten.

Also ich finde deine Arbeiten auch exzeptionell interessant und gut.

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Herzliche Grüße / best regards

Lothar

https://lotharschanne.wordpress.com/

Hallo Michael,

Gratuliere. Das sind eindrucksvolle Spektren, und die Beobachtungen sind auch sehr schön aufbereitet und ausgewertet.
Linienprofile von Be-Sternen hat, so weit ich mich erinnere, Daniel Weiß mal hier im Forum vorgestellt. Die Galaxienbeobachtungen sind damit aber nicht direkt vergleichbar, da man bei Be-Sternen die Scheibe nicht räumlich auflösen kann. Bei Galaxien hat man wegen der räumlichen Auflösung viel bessere Möglichkeiten, die räumliche Struktur durch Vergleich von Modellen mit Beobachtungen zu bestimmen. Mit einem einfachen Modell, das nur die Rotationsgeschwindigkeit als Funktion des Radius enthält, sollte man zumindest den radialen Verlauf der Rotationsgeschwindigkeit relativ einfach ermitteln können. Das Modell kann man zunächst ganz physikalisch einfach machen. Man muss aber die Geometrie und die Projektion der Geschwindigkeiten entlang des Spaltes richtig hinbekommen Das ist also schon einiger Aufwand.

Herzliche Grüße,
Otmar

Hallo ,

vielen Dank für Eure Postings.

Bzgl. der Spaltlage wäre es klasse, eine Rotation über dem hellen Zentrum mit Spektren abzudecken. Ich habe nur 2 bzw. 3 Spaltlagen, aber das Prinzip könnte ich damit schon prüfen.
Dazu werde ich in den nächste Tagen das gleiche Verfahren wie beim Spalt-A zum Einsatz bringen.

Noch als Anmerkung - es muss keine sinusförmige Variation ergeben - da man beim allgemeinen Ansatz davon ausgehen muss, dass die Spaltlage die projizierte Gasscheibe nicht zentral überstreicht.
Man weiß ja nicht vorab, wo das Zentrum der Gasscheibe liegt. Bei einer Spiralgalaxie koennte man die Annahme treffen, dass dies mit dem Zentrum / Bulge zusammenfällt. Bei M82 als irregulärer Galaxie ist das schon schwieriger.

Ich würde gerne die Formelentwicklung hier vorstellen - es gibt ja den Latex-Formel Modus, diesen probiere ich dann einmal aus.

Schöne Grüsse,
Michael

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Hallo,

ich habe nun die drei anderen Spalt-Spektren (B,C,D) bearbeitet. Nachfolgend zeige ich Euch alle 4 Spektren (A,B,C,D). Die Lage der Spalte ist jeweils verändert worden, in der Grafik oben im Posting ist die Lage des 50mu Spaltes rot markiert worden.

Die erste A-Spaltlage ist in Ost-West-Richtung platziert, dies war das erste Spektrum von M82, hier habe ich die Galaxie angefahren und den Dados nicht rotiert. Die Standardspaltlage liegt bei meinem Aufbau in RA-Richtung. Mit der Idee der Abrasterung habe ich dann die Spaltlange so verändert, dass diese der Längsachse von M82 entspricht. Die Spaltlage B,C,D liefern dann drei Rasterlinien mit unterschiedlichen Höhen. Die Nachführung liefert eine Genauigkeit < 0,5", so dass die Spalte als einigermaßen stabil betrachtet werden können.

Hier sind die 4 Spalt-Spektren als Contour-Plots im Vergleich zueinander dargestellt:



Die Höhe der Spektren habe ich auf 600 Pixel normiert, damit weicht diese Grafik etwas von der oben im Posting gezeigten A-Darstellung ab.

Man erkennt die Lage der Emissionslinine von [NII], Ha,[NII] und weiter rechts die zwei [SII]-Linien. Im schon beschriebenen Verfahren wurden Gaussfits durchgeführt, um für jeden horizontalen Spektralstreifen die Ha-Linienmitte zu bestimmen - und zwar in Abhängigkeit von der Spaltkoordinate. Ich habe für die Spektren zuvor eine 3x3-Glättung vorgenommen.

Hier seht ihr die 4 Plots mit der durch den Gaussfit bestimmten Lage des Ha-Linienzentrums:




Man kann nun einige Informationen ableiten:
- Die beschriebene Wellenform im A-Spektrum ist auch im B-Spektrum zu erkennen
- Der Amplitudenbereich im B-Spektrum ist etwas weiter (ca. +10%) als im A-Spektrum
- Die weiter oben liegenden Spektren D und C zeigen auch eine Linienverschiebung, diese ist aber weniger stark ausgeprägt als bei A und B

Bezogen auf die Astrophysik im Zentrum von M82 kann man schließen, dass die vermutete rotierende Gasscheibe in B-Richtung besser erfasst wird. D.h. dass die Scheibenebene wohl parallel zur Längsachse der Galaxie orientiert ist.

Der nächste Schritt ist die Modellierung der Scheibe - Fortsetzung folgt.

Schöne Grüsse,
Michael

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Hallo Michael,

ich weiss nicht, ob Du Lust hast , das hier näher zu erkäutern. Ich könnte nur richtig teilhaben und ggf. was dazu sagen, wenn Du das in kleineren Schritten erläutern würdest, was DU da machst:

Was "IDL10" für ein programm?

Du legst den Spalt an verschiedenen Stellen durch die Glaxienscheibe und erhälst dabei für einige Linien unterschiedliche EW's, unterschiedlichen Fluss (fast das Gleiche(?)) und unterschiedliche Rotverschiebungen. Wenn das stimmt, dann bräuchte ich nur eine eingehendere Erkäuterungen zu den (roten) Graphen. Ich kann mir unter der offenbar auch dimensionslosen "Spaltkoordinate" z. B. nicht recht was vorstellen.

Naja, dass hier nur mal dazu: Du siehst schon, dass sich das der Eine oder Andere auch anschaut, aber es sind eben auch "richtige" Amateure unter uns, die das also weder studiert noch sonst irgendwie gelernt haben, veilleicht hast Du Lust auch auf die einzugehen.......natürlich muss das nicht sein. Nur wenn ich das nicht richtig verstehe, dann dürfte ich wohl kaum der Einzige sein, der das hier nicht schnappt. Ich habe halt den Mut mal zu fragen !
beste Grüsse
berthold

Hallo Berthold,

Entschuldige, du hast Recht, da fehlt es noch an Erläuterungen.

- Die "roten" Bilder entstehen durch das Einlesen der Spaltspektren-Bilder. Technisch gesehen wandle ich damit ein Bild (JPEG) in ein zweidimensionales Array um, das ich mathematisch bearbeiten kann.

- Die Bearbeitung erfolgt mit IDL, dies ist eine Interpreter-Programmiersprache, die bei Astronomen gerne eingesetzt wird. Gerade das Rechnen mit Array ist damit recht einfach zu handhaben

- Die roten Bilder sind so genannte Contour-PLots, d.h. die Intensität wird dabei in eine Darstellung übertragen, die aus Werte gleicher Intensität besteht. Eine helle Spektrallinie erscheint hier als Insel mit roten Umrandungen.

- Bei allen 4 Spaltaufnahmen habe ich 30min Einzelbelichtungen benutzt, meist waren es 5-6 Aufnahmen, bei C konnte ich nur 2 benutzen

- Die zweidimensionalen Arrays, die ich durch das Einlesen der Spektralbilder gewonnen habe, bearbeite ich in folgender Form:
--- Die y-Achse ist die Spaltkoordinate, die 600 Pixel beschreiben den gesamten Spaltverlauf, also bsp. B,C,D von links nach rechts
--- Die x-Achse ist der Spektralprofil für eine bestimmte Spaltkoordinate, in diesem Spektralstreifen liegen auch die Emissionslinien
--- Die Lage der Ha-Linie bestimme ich, Spektralstreifen für Spektralstreifen, durch einen Gaussfit
--- Für jede Spaltkoordinate (0..600) erhalte ich so einen Ha-Fit mit Lage der Ha-Linie und der Amplitude des Fits
--- Die Lage der Ha-Linie variiert, dies ist die beschrieben Wellenform, hier zeigt sich die Blau- und Rotverschiebung
--- Die Amplitude ist die Linienintensität, ist die Amplitude groß, so liefert diese Stelle einen starken Beitrag = helle Emissionsregion

- Die Spaltlagen, A,B,C,D liefern nun 4 Ergebnisse, die man vergleichen kann, diese beziehen sich auf verschiedene Orte in M82, und man kann nun versuchen, diese miteinander in Einklang zu bringen

- Eine einfache Erklärung ist die, dass im Zentrum von M82 eine Gasscheibe rotiert, die ungefähr in B-Richtung orientiert ist, und die wir eher von der Seite beobachten


Ich hoffe, jetzt ist der Sachverhalt klarer geworden. Ich freue mich über eure Kommentare & Fragen.
Und gleich vorab ein großes Dankeschön für eure Rückmeldungen - in Sachen Dados stehe ich immer noch am Anfang, aber ich sehe, welche Möglichkeiten sich hier erschließen lassen.

Schöne Grüsse,
Michael

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Hallo Michael,

danke, dass Du Dir mit meiner Nachfrage soviel Mühe gegeben hast. Mitarbeiten kann ich derzeit auch deswegen nicht, weil mein Equipment dazu inzwischen ungeeignet ist. Es ist schon erstaunlich , wie Du für Dein Equipment eine gut passende Fragestellung gefunden hast. Sowas fällt mir zum Beispiel ziemlich schwer......Geht eben nur, wenn man eine ganze Menge weiß und kann, dann entwickelt sich die nötige Phantasie nahezu von alleine......als ich vor vielen Jahren völlig (!) ahnungslos mit der Astrospektroskopie anfing, da fragte mich ein erfahrener Astrospektroskopiker, was ich eigentlich untersuchen wollte. Ich wollte Rotverschiebungen an Galaxien messen..... mit den damaligen Möglichkeiten spaltloser Gitterspektrographen war das unmöglich!


Herzliche Grüße


Berthold

Hello Daniel,

There are many amateur galaxy redshift measurements (I have made some myself) so the spectroscopy part should be possible but I think resolving the Cepheids in the galaxies and measuring their period would be the hard part (for me at least !)

Robin

Hi Robin,

Do you think , it would be possible to resolve such delta cephei stars in far galaxies? I can't imagine and I don't believe that we can recognize those stars in so far distances with our small instruments . Nevertheless a rather interesting thread!
I tried some times ago to create spectra from delta cephei, but I have had no presentable results

Berthold

Hello,

Measuring time series of Cepheids is in the reach of an amateur astronomer - see ... http://www.klostersternwarte.de/astrono ... ernung-m31
Unless the 19mag values show that such a project would become rather difficult.

And, the bright and spatially resovlved centre of M82 gives the opportunity, both, to derive some spectral profile details, and get information on the location and physical structure of the emissionline region.

Best wishes,
Michael

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Hello Michael,

Yes but M31 is moving in the wrong direction We would need to measure Cepheids much further away which could be difficult to resolve without the 100 inch on Mount Wilson or similar. Actually Hubble and Humason did not just use Cepheids to estimate the distances to their "nebulae". The original papers are very interesting to read.

http://adsabs.harvard.edu/abs/1929PNAS...15..168H
http://adsabs.harvard.edu/abs/1931ApJ....74...35H
http://adsabs.harvard.edu/abs/1931ApJ....74...43H

It could be an interesting amateur project to try and duplicate these measurements.

You could also do it the modern way using type 1a supernovae. I am already measuring supernovae spectra down to mag 17.5 at redshifts to 0.0275 which is further than Hubble did originally
http://www.threehillsobservatory.co.uk/ ... tra_46.htm

Cheers
Robin

Hallo Michael,


Das ist ja erstaunlich! Du meinst also, dass das tatsächlich z.B. mit einem C14 ginge? Ich hätte die Sterne H13 und G3 als Vordergrundsterne interpretiert, die zu unserer Milchstraße gehören! Woher weiß man, dass diese Sterne zu M31 gehören?

HG
Berthold

Hallo Berthold,

es gibt dazu einige Cepheiden-Katalog. Hier würde ich an deiner Stelle einmal nachsehen ... http://arxiv.org/abs/1301.6170
SO findest du die genauen RA,DE Daten der Cepheiden und kannst di dort auch die passenden Messkandidaten (Helligkeit, Periode) heraussuchen.
Am besten suchst du dir ein Feld in M31 , wo du gleich mehrere helle Cepheiden auf deinen Kamerachip bekommst.

Schöne Grüsse,
Michael

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Danke Michael,

sehr interessant für mich. Drei Sachen haben mich immer schon faszinierten:

Als ich mein erstes Fernrohr hatte mit 3 cm Öffnung da stand da was in dessen Anleitung von Mizar. Das sei ein spektroskopischer Doppelstern.......ich konnte mir damals gar nichts darunter vorstellen

Dann, das Thema Rotverschiebung und dann eben das mit den Cepheiden.......ja nun kein eigentlich spektroskopisches Thema. Ich nehme Deine Hinweise dankbar auf, bin mir allerdings im Klaren darüber, dass ich in der Veränderlichen Messung völlig unerfahren bin.......

Herzlicher Gruß
Berthold

Hallo Michael,

versehentlich habe ich gestern M108 aufgenommen mit meinem EasySpecG, wollte eigentlich M97...

Da ich kein Extragalaktischer bin, wollte ich Dich fragen, ob Du evtl. Linien identifizieren kannst. Zufälligerweise lag wohl die längsachse der Galaxie in Dispersionsrichtung.

Beste Grüße,
Daniel

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Daniel P. Sablowski

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Hallo,

ok sorry es ist weder M97 noch M108. Es ist BD+551458 ein variabler Stern, der mit V=9,88 von Simbad angegeben wird. Allerdings ist er momentan viel heller (siehe Sucherbild).
Sollte sich evtl. lohnen etwas genauer hinzusehen.

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Daniel P. Sablowski

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Hello Daniel,

Is that image unfiltered ? BD+551458 is a very red star (~M8) and will look much brighter in an unfiltered image than it does with a V filter.

Cheers
Robin

Hi Robin,

I made it with my finder scope and I do not use any filters there, of course.
We now observe it with the STELLA-Échelle-Spectrograph on Tenerife.

Daniel

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Hello Daniel,

That is almost certainly the reason BD+551458 looks so much brighter than the 9.4 V mag star you are comparing it with. That star is F8 so will be a similar brightness in R and I, which the CCD also sees. BD+551458 (M8) will be much brighter in R and I (It is mag 4.5 in J ) so the unfiltered CCD will see it as much brighter.

Cheers
Robin

Hallo Daniel,

du bist ja schon in Diskussion mit Robin zum Thema.

Ich kann auch anmerken, dass das Spektrum nicht einer Galaxie entspricht. Ich habe mittlerweile etwa 20 verschiedene Gx spektrometriert, und kann daher einige Vergleiche anstellen. Typisch ist ein Kontinuum, und dort mit Na- und Mg- Absorptionslinien

Findet man Emissionslinien, so sind dies HII/Starburst-, LINER- oder Seyfert-Galaxien - zumindest gilt dies für die Kerne von Gx mit einer "normalen" Morphologie.

Dein Spektrum hätte ich einem Stern mit späten Spektraltyp - bsp. M - zugeordnet.

Schöne Grüsse,
Michael

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Hi Robin,

yes that's correct.

Daniel

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Hallo,

ich möchte noch eine Information zu Robins Anmerkung zur Dunklen Materie (DM) anfügen - In Spiralgalaxien wird diese Im Halo vermutet und bewirkt, dass die Rotationskurve nach außen hin nicht abnimmt, sondern auf eine Geschwindigkeitsplateau verbleibt. Diese Charakteristik wird in sehr vielen Spiraltypen nachgewiesen und ist eines der wichtigsten Argumente für die Existenz der DM.

In einem umfassenden Artikel zu den Rotationskurven http://arxiv.org/pdf/astro-ph/9905056.pdf von Y.Sofue findet man im Anhang einige Kurven von verschiedenen Galaxien, dort dabei ist auch M82 / NGC3034 ... in der Grafik steht ihre RC oben links:



Man sieht, dass M82 eine Ausnahme darstellt, ihre Rotationskurve fällt nach außen hin deutlich ab. Setzt diese mit dem Standard-DM-Modell in Verbindung, so könnte man folgern, dass die DM in M82 eher keine Rolle spielt. Die Ursache hierfür kann die Vorgeschichte der M81/M82 Gruppe sein, hier spricht einiges für stattgefundene enge Begegnungen / Wechselwirkungen der Gruppenmitglieder, bei der M82 viel Materie ihrer äußeren Scheibenebene verloren haben könnte.

Schöne Güsse,
Michael

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Hallo,

zu meiner M82 Analyse gab es ja einige Postings, auch wg. der Theorie der rotierenden Gasscheibe.

Abschließend kann man die Ergebnisse wie folgt zusammenfassen:

M 82 - Modellfit-Ergebnisse:
- Die Gasscheibe besitzt eine Inklination von 40°-50°
- Der Durchmesser liegt bei 6.400 Lichtjahren, bezogen auf die noch feststellbare Ha-Emission
- Die Geschwindigkeitsamplituden liegen bei +/- 110 .. 120 km/s
- Die am schnellsten rotierenden Bereich der Scheibe definieren einen Durchmesser von 2.100 bis 2.300 Lichtjahren
- Die Masse im Zentralbereich liegt bei 1 .. 2 *10^9 Sonnenmassen

Schöne Grüsse,
Michael

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