Fits

Die Fits aus den hier verwendeten Absorptionsliniendaten (kinematische Daten, die aus dem integrierten Sternlicht der beobachteten Galaxien gewonnen wurden; im Gegensatz dazu sind die kinematischen Daten von Einzelobjekten zu verstehen, bzw. auch Emission von heissem Röntgengas) können einerseits mit den Ergebnissen von anderen Gruppen verglichen werden. Einerseits haben diese teilweise andere Beobachtungen, andererseits andere Modellierungsverfahren. Die Abbildung 4 zeigt die Fits der Modelle an die Daten von NGC 315, NGC 1399, NGC 2434 und NGC 3379. Am Beispiel von NGC 3379 in Abbildung 5 kann man die minimalen Abweichungen zu den Ergebnissen einer anderen Gruppe erkennen Statler und Smecker-Hane ([1999]).

Abbildung 4: Fits an die kinematischen Daten von NGC 3379 mit photometrischen Daten aus dem B-Band (oben rechts) und dem R-Band (oben links) sowie NGC 315 (unten links), NGC 1399 (unten rechts). Das oberste Panel zeigt die Geschwindigkeitsdispersion, das mittlere $h_4$ und das untere die intrinsische Geschwindigkeitsanisotropie. Bitte beachten, dass die Skala der Geschwindigkeitsdispersion an die Werte der Galaxien angepasst ist, während die anderen Skalen konstant gehalten sind.

Abbildung 5: Vergleich der besten Modelle von NGC 3379 mit unseren Daten (durchgezogene Linie) und denen von Statler und Smecker-Hane ([1999]) entlang verschiedender Schlitzpositionen (gepunktet, gestrichelt, punkt-strich und lang-gestrichelt für die grosse Halbachse, die kleine Halbachse, Positionswinkel=25 und Positionswinkel=115). Oben: Geschwindigkeitsdispersion gegen Radius. Mitte: $h_4$ Profil. Unten: die berechnete Geschwindigkeitsanisotropie $\beta$.

Weiter bietet sich die Möglichkeit, für diejenigen Galaxien, für die diskrete Tracer wie PNs oder Kugelsternhaufen gemessen wurden, deren Resultate mit den Ergebnissen der Modellierung zu vergleichen. Allerdings funktioniert das mit den vorhandenen wenigen Datenpunkten (in der Regel einige Dutzend bis wenige hundert vermessene Objekte pro Galaxie) nur für die Geschwindigkeitsdispersion. Um höhere Momente mit diskreten Tracern ebenfalls fitten zu können, sind pro radialer Zone der untersuchten Galaxie tausend oder mehr Datenpunkte nötig. Das erscheint auf absehbare Zeit mit PNs nicht möglich, und für Kugelsternhaufen in Anbetracht deren absoluter Anzahl als unmöglich.

Abbildung 6: Geschwindigkeitsdispersionen von Kugelsternhaufen (Dreiecke) und Zwerggalaxien (offenes Quadrat) in NGC 4472 über die stellaren kinematischen Daten und unsere Modelle gezeichnet. Durchgezogene Linie: ``bestes'' Modell; gestrichelte Linien: Modelle an den Grenzen des Konfidenzintervalls; gepunktet: selbstkonsistentes Modell (ohne dunke Materie). Die Zwergalaxien sind vermutlich überschätzt, da drei ``Hochgeschwindigkeitszwerge'' wahrscheinlich nicht zu NGC 4472 gehören.

Das Ergebnis für die Geschwindigkeitsdispersion ist allerdings sehr ermutigend: in allen Fällen ergibt sich eine Übereinstimmung der Absorptionslinienfits im Konfindenzintervall mit den diskreten Tracer, obgleich diese nicht für den Fit mitverwendet wurden. Als Beispiel ist in Abbildung 6 die Virgogalaxie NGC 4472 dargestellt.