High resolution near-infrared imaging observations of the galactic centre [Elektronische Ressource] / vorgelegt von Rainer Schödel

Schoedel, Rainer

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• Astronomie

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• Publié par: ludwig-maximilians-universitat_munchen
• Publié le: 01 janvier 2004
• Nombre de lectures: 8
• Langue: Deutsch
• Poids de l'ouvrage: 10 Mo

Extrait

High Resolution Near-Infrared
Imaging Observations of the Galactic
Centre
Dissertation der Fakultat¨ fur¨ Physik
der
Ludwig-Maximilians-Universitat¨ Munchen¨
vorgelegt von Rainer Schodel¨
Munchen,¨ den 9.Februar 2004Tag der m¨undlichen Pr¨ufung: 3. Juni 2004
1.Gutachter: Prof. Dr. Reinhard Genzel
2.Gutachter: Prof. Dr. Ralf BenderFigure on cover page: Orbits of stars around Sagittarius A*. Lucy-Richardson de-
convolved and beam-restored high-resolution (FWHM 60 milliarcseconds) near-infrared
00 00(2:2m) image of the central 1 1 of the nuclear stellar cluster around the supermas-
sive black hole Sgr A*. The image was obtained with CONICA/NAOS at the ESO VLT in June
2003. On this image Sgr A* can be seen in its flaring state as a point source at the origin of
the coordinate system. The Keplerian orbits of six stars, as they were determined in this thesis,
are overplotted onto the image. Arrows indicate the locations of the respective stars and their
direction of motion.Zusammenfassung
Ziel der vorliegenden Doktorarbeit war es, neue Erkenntnisse ¨uber die Struktur, Zusam-
mensetzung und Dynamik des zentralen Sternhaufens unserer Milchstraße zu gewinnen. Im
Mittelpunkt unserer Analysen stand dabei vor allem die Natur der Konzentration einiger Mil-
lionen Sonnenmassen dunkler Materie im Zentrum dieses Haufens, bei welcher es sich vermut-
lich um ein supermassives Schwarzes Loch handelt. Schon seit Jahrzehnten wurde vermutet,
dass die kompakte, nicht-thermische Radioquelle Sagittarius A* (Sgr A*), welche 1974 ent-
deckt wurde, mit einem solchen Objekt assoziiert ist. In großen Teilen basiert diese Arbeit
auf Beobachtungen des galaktischen Zentrums mit der neuartigen Nahinfrarotkamera CON-
ICA und dem dazugeh¨origen System f¨ur adaptive Optik, NAOS, am Very Large Telescope der
Europ¨aischen S¨udsternwarte. Dieses kombinierte System wurde Ende 2001/Anfang 2002 in
Betrieb genommen und bietet ideale Voraussetzungen f¨ur tiefe, hochaufgel¨oste Nahinfrarot-
Beobachtungen des galaktischen Zentrums.
Ein grundliegendes Problem, welches es zu l¨osen galt, war die Astrometrie der Aufnah-
men des Sternfeldes im galaktischen Zentrum. Ein akkurates astrometrisches System ist eine
essentielle Voraussetzung daf¨ur, Sgr A* auf Infrarotbildern zu identifizieren und die relativen
Positionen und Bewegungen der Sterne in seiner Umgebung zu messen. Mit Hilfe von SiO
Maser Sternen, deren Position durch Radiointerferometrie zu < 1 Millibogensekunde bes-
timmt werden kann, gelang es uns, die Position der nicht-thermischen Radioquelle Sagittar-
ius A* (Sgr A*), welche mit dem vermuteten schwarzen Loch assoziiert ist, relativ zu den
Sternen in seiner Umgebung mit einer Genauigkeit von< 10 mas zu bestimmen.
Durch Sternz¨ahlungen in tiefen, hochaufl¨osenden Bildern konnten wir zeigen, dass die
Sterndichte zu Sgr A* hin mit einem Potenzgesetz ansteigt, dass der Sternhaufen also einen
00sogenannten Cusp in einem Radius von ca. 1 oder 40 mpc um das vermutete schwarze Loch
aufzeigt. In einer Distanz< 4 mpc von Sgr A* steigt die Massendichte des Haufens auf ¨uber
810 M an. Die Sternpopulation im Cusp zeigt einen Mangel an Riesensternen und an Sternen
auf dem horizontalen Ast relativ zum umgebenden Haufen. Hierf¨ur k¨onnten Sternkollisionen
und/oder Massensegregation verantwortlich sein.
Die Geschwindigkeitsdispersion der Sterne im Cusp, , l¨asst auf eine dunkle, zentralev
6 ¨Masse von 3 4 10 M schließen. Uberraschenderweise fanden wir Anzeichen f¨ur eine
radiale Anisotropie von . Dies widerspricht unserer Erwartung, dass der zentrale Haufenv
vollst¨andig relaxiert sein sollte und k¨onnte einen Hinweis auf die Entstehung des Cusps geben,
bzw. auf den Ursprung der anscheinend sehr jungen Sterne in der Umgebung von Sgr A*, deren
Pr¨asenz gegenw¨artig durch kein Modell zufrieden stellend erkl¨art werden kann.
Durch die lange Zeitbasis von mehr als zehn Jahren, f¨ur welche wir die Positionen der
Sterne in der Nachbarschaft von Sgr A* messen konnten, gelang es uns, f¨ur sechs Sterne
individuelle Kepler-Orbits um Sgr A* zu bestimmen. Der Stern S2 weist den am genauesten
bestimmten Orbit auf und durchlief das Perizentrum seiner Bahn um Sgr A* im Fr¨uhjahr 2002.
6Dadurch konnten wir zeigen, dass im Zentrum der Milchstraße eine Masse von 3:6 10 M
in einem Volumen mit einem Radius von lediglich 0:55 mpc konzentriert ist. Durch diese
hohe gemessene Massendichte konnten wir das Neutrinoball-Modell und das Modell eines
dichten Haufens aus dunklen astrophysikalischen Objekten als Alternativen zum Schwarzen
Loch weitgehend ausschließen. Der Orbit von S2 erlaubte es uns auch, zum ersten Mal die Dis-
¨tanz zum galaktischen Zentrum geometrisch zu bestimmen: 7:90:4 kpc in Ubereinstimmung
mit fr¨uheren Sch¨atzungen.
Schließlich konnten wir erstmalig Nahinfrarot-Emission von Sgr A* entdecken. Die Vari-
abilit¨at der Quelle deutet auf einen Ursprung der Strahlung innerhalb von 10 Schwarzschild-
Radien um das Schwarze Loch hin. Die Quasiperiodizit¨at, welche wir in zwei
Strahlungsausbr¨uchen fanden, erlaubte es uns, unter der Annahme, dass die Strahlung von
Materie in der N¨ahe des letzten stabilen Orbits eines rotierenden Schwarzen Loches stammt,
den Spin des Schwarzen Loches abzusch¨atzen.Contents
1 Introduction 9
2 The Central Parsec of the Milky Way 13
2.1 The Nuclear Star Cluster . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.2 The Interstellar Medium in the Nucleus of the Milky Way . . . . . . . . . . . . 17
2.3 Sagittarius A* . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
3 Cleaning and Deconvolution 19
3.1 Linear Deconvolution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
3.2 Lucy-Richardson Deconvolution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
3.3 Estimating the PSF . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
3.4 Iterative Blind Deconvolution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
3.5 Comparison and Combination of Deconvolution Algorithms . . . . . . . . . . 23
4 Observations and Data Reduction 27
4.1 The SHARP/NTT Imaging Data Set . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
4.2 Gemini Imaging Data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
4.3 NAOS/CONICA Imaging Data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
5 Astrometry 35
5.1 Establishing the Astrometric Reference Frame with SiO Masers . . . . . . . . 35
5.2 Image Transformation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
5.2.1 T Equations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
5.2.2 Extracting Stellar Positions from the NIR Image . . . . . . . . . . . . 37
5.2.3 Order of the Transformation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
5.3 Positions and Their Uncertainties . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
5.3.1 The Position of Sgr A* on the NIR Image . . . . . . . . . . . . . . . . 39
5.3.2 Stellar Positions and Their Uncertainties . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
5.3.3 Astrometry with a Different Reference Epoch . . . . . . . . . . . . . . 42
5.4 Astrometric Positions for All Epochs, Stellar Velocities . . . . . . . . . . . . . 44
5.5 Mapping out the S27 Camera of CONICA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
5.6 Extracting Stellar Positions from NIR Images . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
6 The Cusp of Stars Around Sagittarius A* 49
6.1 Stellar Number Counts and Photometry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
6.1.1 Observations and Data Reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
6.1.2 Source Identification and Photometry . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
6.1.3 Incompleteness Correction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
6.1.4 Number Counts and K-Luminosity Function . . . . . . . . . . . . . . 53
6.2 The Central Stellar Cusp . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
6.3 K-Band Luminosity Function of the Central Cluster . . . . . . . . . . . . . . . 58
7