Wie hell sind helle Galaxien?

Nicht wenige SternfreundInnen schauen bei der Galaxienbeobachtung buchstäblich in die Röhre - sie haben die eindrucksvollen Bilder von Großteleskopen im Kopf und können davon so gut wie nichts wiederfinden. Die Ratlosigkeit wird noch gesteigert, weil die gesuchte Galaxie laut Katalog 'eigentlich' groß sein soll (und hell noch dazu).
Das ist sie natürlich auch. Die Beobachtungsschwierigkeiten kommen daher, dass Galaxien

flächige Objekte sind und
eine sehr (!) inhomogene Helligkeitsverteilung haben.

Wegen des letzten Punktes hilft die häufig anzutreffende Angabe der mittleren Flächenhelligkeit nur bedingt weiter, denn so entscheidende Sichtbarkeitskriterien wie die Intensität des Galaxienkerns und der Helligkeitsabfall zum Rand tauchen dabei gar nicht auf.
Um das in den Griff zu bekommen und so Beobachtungsabende besser planen zu können, habe ich GalPhot entwickelt. Dabei werden mit Hilfe von photometrischen Daten aus dem 'Third Reference Catalogue of Bright Galaxies (RC3)' von de Vaucouleurs et al. (1991) die Oberflächenhelligkeiten vom Zentrum bis zum Rand der Galaxie berechnet. Insgesamt können mit GalPhot 2198 Helligkeitsprofile (und zwar von 39 Messier-, 1528 NGC-, 201 IC-, 183 UGC-, 58 MCG- sowie 189 ESO-Galaxien) bestimmt werden. Für den Anfang sollte das reichen, und mehr vollständige Datensätze gibt der RC3 auch nicht her.

Ihr Part besteht lediglich darin, den Katalog (oder, wie beim NGC, den Katalogabschnitt) der Galaxie auszuwählen und anschließend deren Nummer einzugeben (für den Andromeda-Nebel wäre also 'Messier' zu wählen und '31' zu tippen). Ein Druck auf das Knöppchen daneben erledigt dann den Rest.

Falls aber den einen oder die andere näher interessiert, was hinter den Algorithmen von meinen Modellgalaxien steckt (und wo die Methode fehlerträchtig ist): Das kann unten nachgelesen werden.

Astronomischer Hintergrund von GalPhot

Soviel vorweg: Die Eigenheiten von Galaxien (andere schreiben Bücher darüber) behandele ich hier 1. nur gerafft und 2. nur insoweit, wie es für das Verständnis des Scripts notwendig ist.
Zunächst mal gehe ich von der bekannten Hubble-Sequenz der Galaxien-Klassifikation aus:

E - S0 <

Sa - Sb - Sc

SBa - SBb - SBC

Irr

Dabei nimmt die Bedeutung der sphäroidalen Zentralkomponente (auch Bulge genannt) zur Scheibe von links (elliptische Galaxien ohne Scheibe) nach rechts (Irreguläre Galaxien ohne kompaktes Zentrum) ab. Das 'B' im unteren Teil der Gabel bedeutet, dass die Spiralarme nicht vom Kern, sondern von einer Balkenstruktur ausgehen.
Wesentlich ist, dass wir es in unserem einfachen Modell mit zwei Komponenten der Galaxie zu tun haben, die hinsichtlich der Auswirkung auf den Helligkeitsverlauf verschieden behandelt werden müssen.

Für das Helligkeitsprofil berechne ich in jedem Falle den Bulge, bei Galaxien ab S0 kommt additiv eine Scheibe dazu. Dabei verwende ich folgende Ansätze:

Bulge (nach de Vaucouleurs):

m(r) = m(e) + 8.33 * ((r/r(e))^(1/n) - 1)

mit	r	=	Radius
	m(e)	=	Helligkeit bei r(e) (hier wird zuvor m'(e) in m(e) umgerechnet, anschliessend erfolgt eine Korrektur, mit der die Neigung der Galaxie zur Sichtlinie berücksichtigt wird)
	r(e)	=	effektiver Radius
	n	=	freier Parameter zur Beschreibung des Helligkeitsgradienten, klassisch bei de Vaucouleurs 4 (hier: 4 für E, S0; 2 für Sa,b; 1 für Sc und später (vgl. Beijersbergen et al., Astron. Astrophys. 351, 903-919))

Scheibe:

m(r) = m0 + 1.09 * (r/dL)

Anmerkung: Im Script berechne ich die Scheibenhelligkeit m(r) linear von m0 bis zum Galaxienrand, was auf das gleiche hinausläuft.

mit	m0	=	Zentralhelligkeit der Scheibe (nach Tully/Verheijen (Astrophys. Journ. 484, 145-162) 20.6 mag/arcsec^2 (S0 bis Sc) bzw. 22.8 mag/arcsec^2 (Scd bis Im))
	dL	=	Skalenlänge der Scheibe (hier ist die Helligkeit auf 1/e des Zentralwertes zurückgegangen)

Die Parameter, mit denen GalPhot gefüttert werden will, kann ich direkt oder via Berechnung dem RC3 entnehmen.
Den Radius r variiere ich nun in zehn Schritten bis zum Gesamtradius. Um die Zentralhelligkeit der Galaxie abzuschätzen, berechne ich noch zuätzlich einen Wert bei 1% des Radius. Das Ergebnis ist oben zu besichtigen :-)

So weit, so gut, aber...

... leider nähert das vorgestellte einfache Modell die Realität nur an. Folgende Schwachpunkte sind zu nennen, ohne dass damit ein Anspruch auf Vollständigkeit erhoben werden soll :-(

(a)	Wesentliche Strukturmerkmale wie Spiralarme oder (falls vorhanden) Balken werden vom Modell aussen vor gelassen.
(b)	In den lichtschwachen Randbereichen wird der tatsächliche Helligkeitsverlauf mitunter nur ungenau wiedergegeben.
(c)	Die oftmals markanten Staubbänder von Galaxien in Kantenlage habe Auswirkungen auf die Lichtverteilung, ohne aber durch das Script erfasst zu werden.

Für eine präzise Bestimmung der Fehler, etwa in Abhängigkeit vom Galaxientyp oder vom Radius, wäre ein statistischer Vergleich mit professionell gemessenen Referenzprofilen wünschenswert. Wenn ich also mal richtig viel Zeit sowie die entsprechenden Daten haben sollte (z.B. an Pflaumenpfingsten), dann wäre dieser Test eine der ersten Aufgaben.
Trotzdem kann ich anhand meiner bescheidenen Beobachtungen feststellen, dass vor allem die Zentralhelligkeiten vieler Galaxien recht gut getroffen werden. Immerhin.
Und wenn ich mir vorgenommen habe, etwas über die Sichtbarkeit von Galaxien in Amateurteleskopen sagen zu können, dann ist der erreichte Zwischenstand schon gar nicht schlecht.

Stand: 26.4.2002

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