Dark matter and variable sources in M31 [Elektronische Ressource] / vorgelegt von Jürgen Fliri

Jürgen Fliri

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• Astronomie

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• Publié par: ludwig-maximilians-universitat_munchen
• Publié le: 01 janvier 2006
• Nombre de lectures: 44
• Langue: Deutsch
• Poids de l'ouvrage: 14 Mo

Extrait

DARK MATTER AND VARIABLE SOURCES
IN M31
¤JURGEN FLIRIDARK MATTER AND VARIABLE SOURCES
IN M31
Dissertation
an der
Fakultat¤ fur¤ Physik
der
Ludwig-Maximilians-Universitat¤ Munchen¤
vorgelegt von
¤Jurgen Fliri
Munchen,¤ den 08. Marz¤ 20061. Gutachter: Prof. Dr. Ralf Bender
2. Priv. Doz. Dr. habil. Achim Weiss
Tag der mundlichen¤ Prufung:¤ 12. Juni 2006Fur¤ meine Gro mutter
1904 ? 2006Zusammenfassung (Summary)
Diese Dissertation beschreibt die Ergebnisse des Wendelstein Calar Alto Pixellensing Project (WeCAPP),
welches in Richtung der Andromeda Galaxie (M31) nach Dunkler Materie in Form von Massiven Kompakten
Halo Objekten (Machos) sucht. Die neuesten wissenschaftlichen Befunde legen ein Universum mit acher
Geometrie nahe, zu dessen Dichteinhalt Dunkle Materie ca. 23% beitragt.¤ Weitere 4.5% werden baryonischer
Materie zugeschrieben, wobei von diesem Anteil bei kleiner Rotverschiebung bisher nur ca. 10% nachgewiesen
werden konnten. Die Kandidaten fur¤ Machos in den Halos von Galaxien umfassen eine baryonische Kompo-
nente (vergangene Sterne wie z.B. Wei e Zwerge oder Neutronensterne), sowie eine nicht-baryonische Kom-
ponente, zum Beispiel in Form von primordialen Schwarzen Lochern.¤ Da diese Objekte nur sehr schwach
leuchten, sind sie dem direkten Nachweis entzogen. Sie konnen¤ jedoch indirekt uber¤ den Gravitationslinsenef-
fekt nachgewiesen werden, den sie auf das Licht von Sternen im Hintergrund ausuben.¤ Der beobachtbare Hel-
ligkeitsanstieg ist charakteristisch fur¤ solche sogenannten Mikrolinsenereignisse und la t¤ sich gut von der Hel-
ligkeitsanderung¤ Veranderlicher¤ Sterne unterscheiden. Die Seltenheit der Gravitationslinsenereignisse machte
¤den Aufbau eines gro en Datensatzes mit entsprechender zeitlicher Uberdeckung notwendig, was durch si-
multane Beobachtungen an zwei Standorten (Wendelstein und Calar Alto) erreicht werden konnte. Nach einer
¤kurzen Einfuhrung¤ gibt Kapitel 2 einen Uberblick uber¤ das Experiment und die Beobachtungsstrategie und
stellt die Teleskope und verwendeten Instrumente vor. Desweiteren behandelt Kapitel 2 die Eigenschaften des
Datensatzes (1997 - 2005) und stellt die Algorithmen und Methoden vor, die zum Reduzieren der Daten ange-
wandt wurden. Kapitel 3 prasentiert¤ ein aktualisiertes Modell der Massen- und Lichtverteilung der Andromeda
Galaxie, welches gut mit kinematischen Daten, als auch mit Vorhersagen von stellaren Populationsmodellen
ubereinstimmt.¤ In Kapitel 4 wird dieses Modell genutzt, um die erwartete Rate von Gravitationslinsenereignis-
sen und deren raumliche¤ Verteilung fur¤ das WeCAPP Experiment zu berechnen. Kapitel 5 prasentiert¤ die
Kandidaten fur¤ Mikrolinsenereignisse, die im W Datensatz identi ziert werden konnten. Sowohl die
Anzahl der Ereignisse als auch ihre raumliche¤ Verteilung deuten darauf hin, da sie durch stellare Linsen in
M31 selbst verursacht wurden (self-lensing). Der Machoanteil ist demgegenuber¤ als eher gering einzuschatzen.¤
¤Der aufgebaute Datensatz ist aufgrund seiner langen zeitlichen Uberdeckung hervorragend geeignet, in-
trinsisch Veranderliche¤ Quellen in M31 zu studieren. In Kapitel 6 wird dieser Katalog von uber¤ 20 000
Veranderlichen¤ Quellen prasentiert.¤ Die gemessene Anzahldichte der Quellen weist eine starke Asymmetrie
auf, die auf den Ein u erhohter¤ Extinktion in den Spiralarmen zuruckzuf¤ uhren¤ ist. Die Veranderlichen¤ lassen
sich in 3 Gruppen einteilen, wobei sich in Gruppe 1 die klassischen Cepheiden be nden. Gruppe 2 enthalt¤
unter anderem Klasse 2 Cepheiden und RV Tauri Veranderliche,¤ wohingegen sich Gruppe 3 aus Langperiodis-
chen Veranderlichen¤ zusammensetzt. Die Parameter, die aus der Fourieranalyse der Lichtkurven klassischer
Cepheiden extrahiert werden konnten, zeigen den bekannten Verlauf mit der Periode der stellaren Pulsation.
Auch fur¤ die Klasse 2 Cepheiden und die RV Tauri Sterne konnte eine Korrelation bestimmter Phasenparameter
gefunden werden, wobei die Relation der RV Tauri Sterne eine Fortfuhrung¤ der Relation der Klasse 2 Cephei-
den ist. Dieses Ergebnis unterstutzt¤ die enge Verbindung zwischen beiden Arten von Veranderlichen.¤ Neben
pulsierenden Veranderlichen¤ wurden auch uber¤ 60 klassische Novae identi ziert, deren Helligkeitsverlauf einen
eruptiven Charakter aufweist. Der daraus resultierende Novakatalog, der in Kapitel 7 prasentiert¤ wird, ist einer
der gro ten¤ und homogensten seiner Art. Eine Korrelation mit historischen Novae erbrachte 5 Kandidaten fur¤
wiederkehrende Novae. Fur¤ einige Novae gelang es, den Zeitpunkt des Ausbruchs genau zu bestimmen und
damit zu zeigen, da die Konstanz der Helligkeit 15 Tage nach Maximum fur¤ schnelle und moderat schnelle
Novae zu gelten scheint. Sehr schnelle Novae scheinen jedoch davon abzuweichen. Mit Hilfe dieser Relation
und den exponentiellen Angleichungen an die Lichtkurven konnte gezeigt werden, da fur¤ mittlere Abfallszeit-
skalen t die maximale Helligkeit linear mit dem Logarithmus der Abfallszeit skaliert, fur¤ gro e t jedoch eine2 2
Ab achung dieser linearen Relation festzustellen ist.viiiContents
German Summary (Zusammenfassung) vii
List of Figures xv
List of Tables xvii
1 Introduction 1
1.1 The dark matter problem . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.1.1 Cosmological dark matter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.1.2 Dark matter in galaxy clusters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
1.1.3 Dark in spiral galaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.2 Candidates for dark matter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
1.2.1 Non-baryonic dark matter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
Hot dark matter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
Cold dark matter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.2.2 Baryonic dark matter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
1.3 Gravitational lensing . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
1.4 Variable sources . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
1.5 Outline of the thesis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
2 WeCAPP - Tracing dark and bright matter 21
2.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2.2 Pixellensing . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2.3 The WeCAPP project . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.3.1 Telescopes and instruments . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.3.2 Observing strategy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
2.3.3 The data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2.4 Data reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.4.1 Standard CCD reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
Saturated pixels . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
Bad pixel mask . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
Bias correction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
Error frames . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
Shutter correction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
Flat eld . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31x CONTENTS
Filtering of cosmic ray hits . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
2.4.2 Position alignment . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
2.4.3 Photometric alignment . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
2.4.4 Replacing of marked pixels . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
2.4.5 Weighted stacking . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
2.4.6 PSF matching . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
2.4.7 Photometry of the variable sources . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
2.4.8 Calibration of the light curves . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
2.5 Results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
2.6 Summary . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
3 Modeling of M31 47
3.1 The mass function . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
3.1.1 The mass function for the bulge and disk sources . . . . . . . . . . . . . . . 48
3.1.2 The mass for the halo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
3.2 The luminosity function and and the color-magnitude diagram . . . . . . . . . . . . 48
3.3 Radius-brightness relations for stars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
3.4 The velocity distributions for the M31 components . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
3.4.1 Additional rotation for lenses and sources . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
3.4.2 Observers motion . . . . . . . . . . . . . . . .