Photometrie

Photometrische Beobachtungen von Galaxien liefern deren zweidimensionale Helligkeitsverteilung am Himmel; diese nennt man Oberfächenhelligkeitsprofile oder Surface Brightness Profiles (SBP). Die Bilder einiger elliptischer Galaxien erscheinen kreisförmig, andere sind abgeflacht und zeigen eine lange und kurze Halbachse. Bei genaueren Beobachtungen können auch Abweichungen von der elliptischen Form der Isophoten, der Linien gleicher Oberflächenhelligkeit, gemessen werden. Diese Abweichungen können auch mit anderen Beobachtungsgrössen oder abgeleiteten Grössen in Korrelation gesetzt werden.

Die Erstellung von Helligkeitsprofilen kann man sich im ersten Moment einfach vorstellen: Man hält mit einem Teleskop mit einen Standardsfarbfilter (oft B- oder R-Band) auf ein ausgewähltes Objekt; da die in Frage kommenden Ellipsen allesamt weit entfernt sind, sind deren Sterne nicht aufgelöst erkennbar, so dass eine aufwändige Mittelung nicht nötig ist. Wenn man ein CCD als Detektor verwendet, ist das Ergebnis über einen weiten Bereich linear. Mit der geeigneten Technik (Aufnahme und Überlagerung einer Reihe von Frames (Aufnahmen)) stellt man auch sicher, dass es im Zentrum noch keinen Überlauf gibt, gleichzeitig aber die Randbereiche noch ein verwertbares Signal haben.

Allerdings gibt es auch eine Reihe von Schwierigkeiten, die das Resultat beeinflussen können. Vordergrundobjekte, z.B. Sterne der Milchstrasse oder Gasnebel, aber auch andere Galaxien, müssen eliminiert werden. Mit modernen astronomischen Bildveraufbeitungsprogrammen ist dies kein grosses Problem mehr. Aber auch in der Galaxie selbst können eingebettete Staub- oder Emissionszonen liegen. Da diese die Helligkeit in einem gegebenen Band verändern, sollten auch sie entsprechend behandelt werden. Von Vorteil ist hier die Verwendung von eher langwelligen Bändern wie das R-Band, die weniger empfindlich gegen solche Störungen sind.

Schwieriger wird es, wo der ``Rand`` einer Galaxie ist. Viele der modernen Teleskope und CCDs haben ein verhältnismässig kleines Gesichtsfeld, so dass nur die inneren Bereiche einer Galaxie in einem Lauf aufgenommen werden können. Mehrfach-CCDs oder verteilte Aufnahmen sind aber schwierig zu kalibrieren. Generell ist die Kalibration der gemessenen Helligkeiten nicht trivial; in der diesem Artikel zugrunde liegenden Arbeit wurde die Kalibration gegen photoelektrische Messungen durchgeführt. In mehreren Fällen mussten publizierte SBF entsprechend korrigiert werden.

Da für die Berechnung des dynamischen Zustandes eine möglichst grosse Abdeckung (gute Auflösung im Zentrum, in dem ja ein grosser Teil der Masse konzentriert ist, sowie grosse Ausdehnung in die Randbereiche) wichtig ist, versucht man in der Regel, möglichst alle verfügbaren Daten zu verwenden. In dieser Arbeit wurden z.B. auch digitalisierte Fotoplatten verwendet, um eine grosse Abdeckung zu erhalten, sowie - wo vorhanden - SBPs vom Hubble Weltraumteleskop (HST) verwendet, welche eine deutlich besser Auflösung der Kernbereiche der Galaxien erreichen. Abbildung 2 zeigt als Beispiel das zusammengesetzte Profil von NGC 1399, das somit einen Bereich von einer zehntel Bogensekunde bis zu mehreren tausend Bogensekunden hinaus abdeckt.

Abbildung 2: Oben: das kombinierte Oberflächenhelligkeitsprofil von NGC 1399 (Kreuze) und die Projektion des abgeleiteten Leuchtkraftdichteprofils (durchgezogene Linie). Mitte: die Residuen $\Delta \mu$ in Magnituden pro Quadratbogensekunde zwischen dem beobachteten Oberflächenhelligkeitsprofil und dem Modell. Unten: die Residuen $\Delta$mag in Magnituden zwischen der integrierten Leuchtkraft von NGC 1399 und dem Modell.