Struktur von Galaxien - Astro F-Praktikum Göttingen

Fortgeschrittenen-Praktikum
Astrophysik
an der Universität Göttingen
Anleitung zum Versuch
Struktur von Galaxien
Polichronis Papaderos
in Zusammenarbeit mit
Ralf Kotulla, Hagen Meyer, Marie Aylin Tyra
Version 1.1 - 23. November 2006

Inhaltsverzeichnis
1 Anmerkungen zum Versuch: Struktur von Galaxien 5
1.1 Vorbereitung der Versuches . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.2 Durchführung des Versuches . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.3 Weitere Aufgaben . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
A Grundbegriffe der Flächenphotometrie 9
A.1 Empirische Gesetze . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
A.1.1 Exponentialgesetz . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
A.1.2 Das de Vaucouleurs-Gesetz . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
A.1.3 Das Sérsic-Gesetz . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
A.2 Farbprofile . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
A.3 Konturlinienplots . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
B Technische Durchführung 15
B.1 Reduktion der Daten mit Mr. Miller . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
B.2 Flächenhelligkeitsprofilen mit 2D-SBP . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
C Ergänzende Informationen 21
C.1 Photometrische Filtersysteme . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
C.2 Absolute Magnituden von Sternen auf der Hauptreihe . . . . . . . . . . . . 22
C.3 Spektroskopische Entwicklung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
C.4 Flächenhelligeitsprofile von Spiralgalaxien . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
C.5 Fundamentalebene-Relationen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
C.6 Leuchtkraft-Metallizität-Relation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
C.7 Technische Daten des verwendeten CCD . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
D Objektkatalog 27
D.1 Helle Galaxien (B < 11mag) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
D.2 Weitere Galaxien (11mag ≤ B ≤ 12mag) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
3

4 INHALTSVERZEICHNIS

Kapitel 1
Anmerkungen zum Versuch:
Struktur von Galaxien
Galaxien setzen sich aus Sternpopulationen zusammen, die sich bzgl. ihres Alters, räumlichen
Verteilung, chemischer Eigenschaften und Kinematik deutlich unterscheiden können.
Zum Beispiel können Galaxien in der Hubble-Sequenz zusätzlich zu einer ausgedehnten
Scheibenkomponente (disk) eine prominente zentrale sphäroidale Komponente (bulge)
aufweisen. Das Leuchtkraftverhältnis dieser zwei Komponenten ändert sich systematisch
mit dem morphologischen Typ, indem es von Galaxien des Hubble-Typs Sc zu Sa (s.
schematische Darstellung der Hubble-Sequenz im der Abb. 1.1) zunimmt.
Abbildung 1.1: Schematische Darstellung der Galaxienmorphologie entlang der Hubble-
Sequenz
(Quelle: http://www.cv.nrao.edu/~jhibbard/students/CPower/history.html).
Die quantitative Untersuchung dieser strukturellen Komponenten von Galaxien mit
Hilfe photometrischer und spektroskopischer Methoden ist unerlässlich, um den Aufbauprozess
und die Entwicklung von Galaxien verstehen zu können. Solche Analysen haben
die Systematisierung der Eigenschaften von Galaxien und Schüsselbeiträge zur Entdeckung
wichtiger empirischer Beziehungen für Galaxien, wie z.B. die sog. Fundamentalebene-
5

6 KAPITEL 1. ANMERKUNGEN ZUM VERSUCH: STRUKTUR VON GALAXIEN
Relation oder Leuchtkraft-Metallizität-Relation (s. Abb. C.5 und C.5) geliefert.
Die Flächenphotometrie stellt ein wichtiges Werkzeug zur Untersuchung der Struktur
extragalaktischer Systeme dar. Ziel dieses Analyseverfahrens ist die Ableitung der
radialen Flächenhelligkeitsverteilung µ(R ⋆ ) von Galaxien und die Bestimmung der photometrischen
und strukturellen Eigenschaften deren Komponenten (z.B. disk oder bulge).
Dieser Versuch soll die Gewinnung, Reduktion und flächenphotometrische Analyse
astronomischer Daten demonstrieren. Ziel ist die Ableitung der Flächenhelligkeitsverteilung
einer Elliptischen und einer Spiralgalaxie in jeweils zwei photometrischen Bänder
(V und R). Durch Anpassung empirischer Modelle an die Profile sollen die grundlegenden
strukturellen Eigenschaften der Galaxien untersucht und diskutiert werden. Darüber
hinaus sollen Farbprofile berechnet werden und durch Vergleich mit theoretischen Modellrechnungen
eine Abschätzung über das Alter der Galaxie ergeben.
1.1 Vorbereitung der Versuches
Folgende Aufgaben sind bei der Durchführung des Versuchs zu erledigen:
• Berechnen Sie die Auflösung sowie das Gesichtsfeld des verwendeten Teleskop-CCD-
Systems (Teleskop: Brennweite: 4986 mm, CCD: 3072x2048 Pixel mit 9µm Pixelgrösse,
Chip-Grösse: 27.8x18.5mm).
Welchem Wert von log(D25) (siehe Abschnitt D) entspricht dieser Wert?
• Suchen Sie aus der Liste der geeigneten Objekte (Abschnitt D) zwei Galaxien unterschiedlichen
Hubbletyps (möglichst eine Spirale und eine Ellipse), die mit den oben
berechneten Werten für das Gesichtsfeld beobachtet werden können.
• Erstellen Sie für diese beiden Galaxien einen Visibility-Chart 1 für die geplante Beobachtungsnacht.
Aus diesem Plot lässt sich auch die Position des Mondes relativ
zum Objekt abschätzen.
1.2 Durchführung des Versuches
1. Zunächst soll unter Anleitung der Assistenten eine Reihe von Kalibrationsaufnahmen
mit dem 0.5m Teleskop am Institut für Astrophysik Göttingen (IAG) gewonnen
werden. Diese sollen aus bias und flatfield Aufnahmen bestehen. Eine Serie von
ergänzenden dark-Aufnahmen soll von den Assistenten im Vorfeld der Versuchsdurchführung
aufgenommen werden.
2. Im Rahmen dieses Versuchs soll eine Elliptische und eine Scheibengalaxie in den
Breitbandfiltern V und R beobachtet werden. In jedem Filter sollen 5 leicht (um
ca. 20”) versetzte CCD-Aufnahmen mit einer Belichtung von jeweils 5 Minuten
beobachtet werden. Die Grundreduktion dieses Datensatzes soll mit Hilfe des für
diesen Versuch eigens entwickelten Programmpakets Mr. Miller (s. Anhang B.2)
durchgeführt werden. Diese Programme führen in einem quasi-automatischen Modus
sämtliche Korrekturen für dark, bias, flatfield und Himmelshintergrund durch und
1 http://www.astro.physik.uni-goettingen.de/~rkotulla/obsplaner.html

1.3. WEITERE AUFGABEN 7
ermöglichen eine effiziente Überlagerung und Addition aller verfügbaren Aufnahmen
einer Galaxie im jeweiligen Filter.
3. Um die aufgenommen Daten kalibrieren zu können müssen neben den eigentlichen
Objekten auch sogenannte Standard-Sterne mit exakt bekannten scheinbaren Helligkeiten
beobachtet werden. Eine Liste verfügbarer Standards erhalten Sie hier. 23
Beobachten Sie daher in Absprache mit dem Betreuer sowohl vor als auch nach
jedem Objekt einige dieser Standards.
4. Kalibration der Daten mit Hilfe der zuvor aufgenommenen Standards bekannter
Magnituden.
5. Berechnung von Flächenhelligkeitsprofilen. Hierfür wird das eigens geschriebene Programm
2D-SBP verwendet (s. Anhang B.3), welches lediglich die interaktive Selektion
des Zentrums einer Galaxie voraussetzt. 2D-SBP berechnet zusätzlich zu einem
Flächenhelligkeitsprofil ein zweidimensionales Model der Lichtverteilung einer Galaxie.
Letzteres kann vom Ausgangsbild subtrahiert werden um a) die Güte des
Fits zu prüfen und b) klein- und großräumige morphologische Details im Residuenbild
hervorzuheben, etwa eine sehr leuchtschwache Balken- bzw. Spiralstruktur im
Zentralbereich eines Sphäroiden (s. Beispiel in der Abb. B.1).
Desweiteren ermöglicht 2D-SBP die Anpassung eines Exponential- bzw. Sersic-
Models (Anhang A) an die abgeleiteten Flächenhelligkeitsprofile. Daraus sollen
strukturelle Eigenschaften wie z.B. die zentrale Flächenhelligkeit µ0 und exponentielle
Skalenlänge α der Spiralgalaxie bzw. der Sérsic-Exponent η der elliptischen
Galaxie bestimmt werden.
Eine Anleitung zur Benutzung von 2D-SBP finden Sie im Abschnitt B.2.
6. Auftragung der Flächenhelligkeitsprofile in den V - und R-Bändern und Bestimmung
des mittleren V − R Farbindexes. Durch Vergleich der ermittelten V − R Farbe mit
theoretischen Modellen der photometrischen Entwicklung von Sternpopulationen
(Abb. A.3) bzw. mit der Farbe von Hauptreihensternen (Anhang C, Tabelle C.2)
soll eine Abschätzung über das Alter der Galaxie gewonnen werden.
1.3 Weitere Aufgaben
• Zeigen Sie mit Hilfe der Gl. (A.5), daß die scheinbare Magnitude der exponentiellen
Scheibenkomponente einer Spiralgalaxie etwa
beträgt.
m = µ0 + 5 · log 10(α ′′ ) − 2 [mag]
Welches ist das Verhältnis zwischen dem Effektivradius R ⋆ eff und der exponentiellen
Skalenlänge einer Scheibengalaxie und wie groß ist die mittlere Flächenhelligkeit
innerhalb R ⋆ eff?
2 http://www.ls.eso.org/lasilla/Telescopes/2p2T/Landolt/
3 http://asa.usno.navy.mil/SecH/Johnson UBVRI.html

8 KAPITEL 1. ANMERKUNGEN ZUM VERSUCH: STRUKTUR VON GALAXIEN
• Bestimmen Sie aus der abgeleiteten scheinbaren Magnitude m (s.o.) die absoluten
Magnitude M der Scheibenkomponente. Wie vielen Sonnenleuchtkräften L⊙ entspricht
die Gesamtleuchtkraft der Scheibe im V- und R-Band?
• Welcher Flächenhelligkeit entspricht eine Flächendichte von 1 L⊙ pc −2 im V und R
Band?
• Welche Flächenhelligkeit wies der Himmel über Göttingen während der Beobachtungen
in den V- und R-Bändern auf?
• Bestimmen Sie mit Hilfe von Abbildung A.3 ein ungefähres Alter der gesamten
Galaxie, des Bulges sowie der Scheibenkomponente.
• Aus der Gesamtleuchtkraft der Spiralgalaxie sowie der Leuchtkraft der Scheibe der
Galaxie lässt sich das sogenante Bulge-to-disk ratio bestimmen:
B
D
= Gesamtleuchtkraft der Galaxie
Leuchtkraft der Scheibe
Ist der bestimmte Wert verträglich mit dem Erwartungswert für den gegebenen
Hubbletyp? Beachten Sie dabei, dass man hierfür die Leuchtkräfte und NICHT
die Helligkeiten benötigt.
• Aus einem Konturlinienplot lässt sich mit einfachen Mitteln die Elliptizität ermitteln.
Erstellen sie daher einen solchen Konturlinienplot mittels des MIDAS-Befehls
plot/con Dateiname Bereich ? cuts
Ein Vergleich der beiden Halbachsen liefert nun die Elliptizität. Bei elliptischen
Galaxien: Entspricht dieser Wert den Angaben aus dem Hubbletyp? Für Spiralgalaxien:
Welchem Inklinationswinkel entspricht dieser Wert, wenn man eine unendlich
dünne Scheibe annimmt?
• Betrachten Sie auch des Residuenbild des Fits (Dateiname . . . residual.bdf). Zeigen
sich innerhalb der Galaxie irgendwelche auffälligen Merkmale?
• Bestimmen Sie das Seeing während der Aufnahme aus der Halbwertsbreite (FWHM)
eines Sterns. Der entsprechende MIDAS-Befehl hierfür lautet
center/gauss ? cursor
und liefert ihnen neben der Position des Sterns auch die FWHM-Werte für die Xund
Y-Achse.
− 1

Anhang A
Grundbegriffe der
Flächenphotometrie
Zur quantitativen Erfassung der strukturellen Eigenschaften von Galaxien bzw. derer
Komponenten werden flächenphotometrische Methoden benutzt. Das Ziel der zweidimensionalen
Photometrie ist die Lichtverteilung flächenhafter Objekte zu messen und in einer
standardisierten und distanzunabhängigen Weise darzustellen. Hierfür sind zwei Größen
relevant: die Flächenhelligkeit µ in [] und der photometrische Radius R ⋆ [arcsec].
Werden in einem Pixel an der Position x, y des Detektors während einer Sekunde F
digitale Einheiten (counts) registriert, dann ist die Intensität I(x, y) in [erg sec −1 cm −2
sr −1 ] an der Stelle x, y gegeben durch
I = Strahlungsfluß
Raumwinkel
→ I = F
Ω · c1. (A.1)
2 ′′
Ω ist der Raumwinkel, der einem Pixel entspricht (0.369 für das verwendete CCD am
0.5 Teleskop1 ) und c1 eine Kalibrationskonstante.
Die Flächenhelligkeit µ(x, y) an der Stelle x, y ist definiert durch:
mit c2 als Kalibrationskonstante.
µ(x, y) = −2.5 log 10(F · 1 ′′
) + c2
(A.2)
Die Flächenhelligkeit µ(x, y) ist ein Maß für die Intensität I und daher eine entfernungsunabhängige
und intrinsische Eigenschaft von Galaxien, wie z.B. die absolute
Helligkeit oder die Farbe (s. Abschnitt A.2). Gesucht wird allerdings eine einfachere und
standardisierte Darstellung der Intensitätsverteilung einer Galaxie. An Stelle der beiden
Koordinaten x, y wird der photometrische Radius R ⋆ benutzt. Eine Isophote des Countlevels
F habe die eingeschlossene Fläche A(F ). Als photometrischen Radius R ⋆ der Isophote
bezeichnet man den Radius des flächengleichen Kreises:
R ⋆ =
�
A(F )
π
(A.3)
R ⋆ ist somit eine Meßgröße, die nach der eindeutigen Vorschrift A = A(≥ F ) bestimmt
wird und daher monoton mit zunehmendem F wächst. R ⋆ hängt nur von der Fäche und
nicht von der Form einer Isophote ab.
1 Weitere Informationen zu dem verwendeten CCD-Detektor finden Sie in Abschnitt C.7.
9

10 ANHANG A. GRUNDBEGRIFFE DER FLÄCHENPHOTOMETRIE
Der Übergang von F (x, y) auf I(A), bzw. I(R⋆ ), entspricht einer Transformation einer
beliebigen zweidimensionalen Flußverteilung zu der radialen Intensitätsverteilung einer
ausgedehnten sphärisch-symmetrischen Quelle. Mit dem Abbildungsmaßstab der verwendeten
Optik2 folgt:
µ(R ⋆ �
⋆ F (R )
) = −2.5 · log10 0.3692 �
+ c2
(A.4)
Zur Berechnung eines Flächenhelligkeitsprofils µ(R ⋆ ) (surface brightness profile - SBP;
gelegentlich auch als Leuchtkraftprofil bezeichnet) wird zu einer Schar von Isophoten
der Countlevel Fi die zugehörige Schar photometrischer Radien R ⋆ i bestimmt. Dieses
elementare Verfahren der Flächenphotometrie hat die Vorteile, daß (i) die erhaltenen
SBPs wesentlich rauschärmer sind, verglichen mit einfachen Intensitätsschnitten durch
die Galaxien und (ii) daß sich die SBPs irregulärer Galaxien durch die Bestimmung der
Verteilungsfunktion A = A(≥ F ) unmittelbar vergleichen lassen.
Die scheinbare Magnitude einer Galaxie innerhalb ihres Isophotenradius R ⋆ iso lässt
sich aus ihrem SBP als
bestimmen.
m(R ⋆ ⎛
R
⎜
iso) = −2.5 log10 ⎝
⋆ �iso
2 π I(R ∗ )R ∗ dR ∗
⎞
⎟
0
⎠ + c2
(A.5)
A.1 Empirische Gesetze der Flächenhelligkeitsverteilung
von Galaxien
Die Flächenhelligkeitsprofile von Galaxien in der Hubble-Sequenz lassen sich anhand einiger
weniger empirischer Gesetze annähern. Im wesentlichen handelt es sich um folgende
Verteilungen:
A.1.1 Exponentialgesetz
Der radiale Intensitätsverlauf I(R ⋆ ) von Scheibengalaxien läßt sich durch das Exponentialgesetz
approximieren (de Vaucouleurs 1959, Freeman 1970). Es zeigt die Form
I(R ⋆ �
) = I0 exp − R⋆
�
α
(A.6)
mit der zentralen Intensität I0 [erg s −1 cm −2 sr −1 ] und der exponentiellen Skalenlänge α
[arcsec].
Der zugehörige Flächenhelligkeitsverlauf µ(R ⋆ ) ergibt sich als
µ(R ⋆ � ⋆ �
R
) = µ0 + 1.086 · . (A.7)
α
2 Hier wird angenommen, daß kein Zusammenfassen mehrerer Pixel in einem (binning) beim CCD-
Auslesen vorliegt, d.h. ein binning von 1×1. Wird der CCD-Detektor mit einem anderen binning als 1×1
ausgelesen, dann ist dies in Gl. (A.4) zu beachten.

A.2. FARBPROFILE 11
Die zentrale Flächenhelligkeit µ0 [mag/ ′′ ] und exponentielle Skalenlänge α in Gl. (A.7)
lassen sich durch lineare Regression aus dem abgeleiteten Flächenhelligkeitsprofil bestimmen.
Trägt man die Flächenhelligkeit µ einer Spiralgalaxie linear gegen den Radius R ⋆
auf, so erkennt man den Lichtanteil der Scheibe an dem geraden Verlauf des SBP.
Das Exponentialgesetz liefert ebenfalls eine gute Approximation zu den SBPs von
nicht-abgeflachten bzw. sphäroidalen Systemen geringer Masse, wie. z.B. zwergirregulärer
(dIs) und zwergelliptischer (dEs) Galaxien.
A.1.2 Das de Vaucouleurs-Gesetz
Das de Vaucouleurs-Gesetz (de Vaucouleurs 1948, 1953) ergibt eine gute Näherung der
Flächenhelligkeitsprofile von elliptischen Galaxien und von den Bulge-Komponenten der
Spiralgalaxien.
Hierbei ist die radiale Intensitätsverteilung gegeben durch
I(R ⋆ ) = I0 exp �
−κR
1
⋆ 4
�
, (A.8)
mit der zentralen Intensität I0 [erg s −1 cm −2 sr −1 ], oder in der bekannteren Form
I(R ⋆ ⎛ ⎡
� ⋆
) = Ie exp ⎝−7.67
R
· ⎣
Re
� 1
4
⎤⎞
− 1⎦⎠
(A.9)
Ie bezeichnet die Intensität am Effektivradius Re (I(R⋆ ) = Re), d.h. am photometrischen
Radius, der 50% des Gesamtlichtes der Galaxie beinhaltet.
Flächenhelligkeitsprofile, die dem de Vaucouleurs-Gesetz entsprechen, bilden bei einer
Auftragung von µ(R⋆ 1
⋆ ) über R 4 eine Gerade.
A.1.3 Das Sérsic-Gesetz
Das Sérsic-Gesetz (Sérsic 1968) kann als eine Erweiterung des Exponentialgesetzes angesehen
werden. Es hat die Form
bzw.
I(R ⋆ �
) = I0 exp
− R⋆
α
� 1
η
µ(R ⋆ � ⋆ R
) = µ0 + 1.086 ·
α
(A.10)
� 1
η
. (A.11)
Der Sersic-Exponent η in Gl. (A.11) gibt die Abweichung des Flächenhelligkeitsprofils
von einer exponentiellen Verteilung (η = 1) an. Im speziellen Fall von η = 4 geht
das Sérsic-Gesetz in das de Vaucouleurs-Gesetz über. Typischerweise nimmt der Sérsic-
Exponent für elliptische Galaxien Werte zwischen ∼3 und ∼6 an.

12 ANHANG A. GRUNDBEGRIFFE DER FLÄCHENPHOTOMETRIE
Abbildung A.1: Transmissionskurven der Breitbandfilter Bessel B (blau) und R (rot)
überlagert auf das Emissionslinienspektrum einer Galaxie mit aktiver Sternbildung (aus
Knollmann 2005, Diplomarbeit, Universität Göttingen).
A.2 Farbprofile
Ein radiales Farbprofil ergibt sich durch Subtraktion der Flächenhelligkeitsprofile einer
Galaxie in zwei verschiedenen Breitbandfiltern. Zum Beispiel errechnet sich das B − R
Farbprofil aus den Flächenhelligkeitsprofilen der B und R-Bänder als
B − R = µB(R ⋆ ) − µR(R ⋆ ) = −2.5 log 10
� �
FB
FR
+ c ′
(A.12)
Durch die Untersuchung von Farbprofilen lassen sich u.a. Aussagen über das Alter der
Sternpopulation als Funktion des galaktozentrischen Radius einer Galaxie gewinnen.
Radiale Farbprofile elliptischer Galaxien zeigen einen nahezu konstanten Verlauf, welcher
darauf hindeutet, daß die Sternkomponente dieser Systeme überall ein etwa gleiches
Alter hat. In Galaxien mit starken Sternbildungsausbrüchen (starbursts) können dagegen
beträchtliche Farbgradienten auftreten, welche Konsequenz der sehr unterschiedlichen
Farbindizes der jungen und alten Sternpopulation sind. Die Entwicklung des B−V Farbindizes
für die verschiedene Hubbletypen mit ihren Sternpopulation mit den entsprechenden
Sternbildungsraten ist in der Abb. A.3 dargestellt.
A.3 Konturlinienplots

A.3. KONTURLINIENPLOTS 13
Farbindex (B-V) (mag)
1
0.8
0.6
0.4
0.2
E
Sa
Sb
Sc
Sd
0
0 2 4 6 8 10 12 14
Zeit (10 9 Jahre)
Abbildung A.3: Zeitliche Entwicklung des B-V Farbindizes für die verschiedenen Hubble-
Typen. Die Modellierung wurde mit dem Göttinger Galaxien Evolutionscode GALEV
durchgeführt. Dieser berücksichtigt neben der zeitlich veränderlichen Sternentstehungrate
auch die Evolution der gebildeten Sterne sowie die Anreicherung der Galaxie durch schwere
Elemente.
Abbildung A.4: Konturlinienplot der Spiralgalaxie M94.

14 ANHANG A. GRUNDBEGRIFFE DER FLÄCHENPHOTOMETRIE

Anhang B
Technische Durchführung
B.1 Reduktion der Daten mit Mr. Miller
Mr. Miller ist ein am Institut für Astrophysik Göttingen (IAG) entwickeltes Ensemble
von Routinen in der Skript-Sprache von ESO-MIDAS 1 und in Fortran, welches eine effiziente
Reduktion und Analyse von CCD-Direktbilder mit dem 0.5m Teleskops ermöglicht.
Eine ausführliche Anleitung für Mr. Miller finden Sie in der Literaturmappe oder auf
der Webseite des Versuchs 2 .
B.2 Ableitung und Anpassung von Flächenhelligkeitsprofilen
mit 2D-SBP
Zur Ableitung und Anpassung von Flächenhelligkeitsprofilen (SBPs) von Galaxien wird
das eigens für diesen Versuch geschriebene Program 2D-SBP verwendet. Dieses Programm
bedient sich ebenfalls des Skript-Sprache von MIDAS und baut auf die MIDAS-Routinen
center/moment, fit/ell3, regression/linear. Die MIDAS-Routine fit/ell3 3 berechnet
u.a. ein zweidimensionales Model zu der Lichtverteilung einer Galaxie. Subtraktion
dieses 2D-Models vom Ausgangsbild ermöglicht die Güte des Fits zu prüfen und morphologische
Details im Residuenbild hervorzuheben. Ein Beispiel dieser Prozedur ist in der
Abb. B.1 gezeigt.
Das Programm 2D-SBP benötigt Aufnahmen, die bereits reduziert sind (sinnvollerweise
unter Verwendung von Mr. Miller), welche folgende zusätzliche Deskriptoren beinhalten:
• gain: CCD-gain (e − /ADU)
• instrscl: instrumentelle Skala (”/pixel)
1 Akronym für das Programmpaket zur Analyse astrophysikalischer Daten Munich Image Data Analysis
System welches vom European Southern Observatory entwickelt und gewartet wird. Aktuelle Informationen
zu den neusten Versionen von MIDAS sowie detaillierte Anleitung zu dessen Nutzung finden Sie in
http://www.eso.org/projects/esomidas.
2 http://www.astro.physik.uni-goettingen.de/academics/f-praktikum/galaxien/
3 Dieses Programm basiert auf dem Algorithmus von Bender & Möllenhof (1987, A&A 177, 71). Die
Originalarbeit liegt im Anhang C vor.
15

16 ANHANG B. TECHNISCHE DURCHFÜHRUNG
Originalbild der
Spiralgalaxie M94
Modell berechnet durch
2D-SBP
Residualbild von M94 nach
Subtraktion des Modells
Abbildung B.1: Beispiel der Berechnung und Subtraktion eines zweidimensionalen Models
einer Galaxie vom Ausgangsbild. Im Residualbild erkennt man deutlich die Spiralarme,
die aufgrund ihres geringen Kontrast im Originalbild verborgen bleiben.
• sky bg: Himmelshintergrund in counts
• noise: Rauschen im Himmelshintergrundes in counts
• sky fit sigma: Unsicherheit in der Anpassung und Subtraktion des Himmelshintergrunds
• cal constant: Kalibrationskonstante in mag
• n images: Anzahl der Einzelnaufnahmen aus deren Mittelung die vorliegende Aufnahme
erstellt wurde.
Diese Deskriptoren sollen unter Anwendung des Skripts
@@ add descriptors Bildname
vor Ausführung des Programms 2D-SBP in die Datei Bildname hinzugefügt werden. In
einer späteren Version von Mr. Miller ist es geplant die o.g. Deskriptoren automatisch
zu berechnen und hinzuzufügen.
2D-SBP erfordert lediglich die interaktive Wahl des Zentrums der Galaxie. Diese Routine
berechnet darauf hin ein Flächenhelligkeitsprofil µ(R ⋆ ) der Galaxie, welches im Graphikfenster
von MIDAS dargestellt wird (Abb. B.2). Es stehen nun verschiedene Optionen zur
Auswahl (s. Beispiel-Analyse unten):
1. Interaktive Auswahl eines neuen Zentrums, etwa um das SBP einer anderen Galaxie
im Feld zu berechnen
2. Auftragung des neuen SBP µ(R ⋆ ) über einer linearen Radius-Skala,

B.2. FLÄCHENHELLIGKEITSPROFILEN MIT 2D-SBP 17
3. Erprobung der Gültigkeit des de Vaucouleurs- bzw. Sérsic-Gesetzes durch Auftragung
von µ(R⋆ 1
⋆ ) gegen R η . η wird abgefragt
4. Bestimmung des Radiusintervalls (R ⋆ min, R ⋆ max), das bei Anpassung von Modellen
berücksichtigt wird
5. Anpassung eines linearen Fits an das µ(R ⋆ ) um die Gültigkeit des Exponentialgesetzes
zu prüfen. Es wird die zentrale Flächenhelligkeit µ0 () und exponentielle
Skalenlänge α (arcsec) sowie die Gesamtmagnitude der Scheibenkomponente berechnet.
6. Iterative Anpassung eines Sérsic-Models an das beobachtete SBP. Zusätzlich zu µ0
und α wird der Sérsic-Exponent η, der das Profil am besten beschreibt, ausgegeben.
7. Aufhebung des zuvor selektierten Radiusintervalls (R ⋆ min, R ⋆ max) etwa um ein neuen
Fit durchzuführen.

18 ANHANG B. TECHNISCHE DURCHFÜHRUNG
Im folgenden wird eine Beispielanwendung des Programms @@ 2D-SBP auf ein MIDAS-
Bild mit dem Namen m87vbg.bdf vorgeführt. Das resultierende Flächenhelligkeitsprofil
wird in den Spalten #8 und #9 der MIDAS-Tabelle Bildname 2D model.tbl (im konkreten
Beispiel m87vbg 2D model.tbl) gespeichert. Das Ausgangsbild nach Subtraktion des
angepassten zweidimensionalen Models finden Sie in der Datei Bildname residual.bdf.
@@ 2D-SBP m87vbg
. . . . . . . . . . . .
* Place the rectangle at the center of the galaxy
. . . . . . . . . . . .
Abbildung B.2: (links)V-Band Aufnahme (3×5 min) der Galaxie M87 mit dem 0.5m-
Teleskop am IAG. (rechts) Flächenhelligkeitsprofil von M87, berechnet mit dem Programm
2D-SBP.
Options (1-8)
1: select another center for the galaxy and compute a new 2D model
2: plot the surface brightness against R
3: plot the SBP against R**(1/n)
4: define radius range for the fit
5: fit an exponential profile to the selected SBP range
6: fit an Sersic model to the selected SBP range
7: unflag SBP table
8: exit

B.2. FLÄCHENHELLIGKEITSPROFILEN MIT 2D-SBP 19
Abbildung B.3: (oben) Auswahl von Messpunkten des Flächenhelligkeitsprofils von M87
innerhalb des Radiusintervals, der durch die vertikalen Balken gekennzeichnet ist. (unten)
Darstellung vom µ(R ⋆ ) gegen R ⋆1/η nach iterativer Anpassung des Sérsic-Gesetzes. Der
bestimmter Sérsic-Exponent η (hier η ≈ 2.8) ergibt bei der dargestellten Auftragung des
Profils gegen R ⋆1/η einen nahezu geraden Verlauf.

20 ANHANG B. TECHNISCHE DURCHFÜHRUNG
Abbildung B.4: (oben) Auftragung des SBP von M87 gegen R ⋆ und Auswahl des Radius-
Intervalls, das gefittet wird. (unter) Anpassung des Exponentialgesetzes an den gewälten
Profilbereich. Die zentrale Flächenhelligkeit µ0 ergibt sich durch Extrapolation des Fit
zum Radius R ⋆ =0 arcsec.

Anhang C
Ergänzende Informationen und
Auszüge aus der Literatur
C.1 Photometrische Filtersysteme
Abbildung C.1: Transmissionskurven und zentrale Wellenlängen verwendeter Filter in der
Astronomie (Quelle: Dr. Rolf Jansen, AST 598, Arizona State University).
21

22 ANHANG C. ERGÄNZENDE INFORMATIONEN
C.2 Absolute Magnituden von Sternen auf der Hauptreihe
Abbildung C.2: Absolute Magnitude, bolometrische Korrektur und Farbindizes verschiedener
Sterntypen auf der Hauptreihe (aus [1]).

C.3. SPEKTROSKOPISCHE ENTWICKLUNG 23
C.3 Spektren von Hauptreihesternen und spektroskopische
Entwicklung einer Sternpopulation
Abbildung C.3: Spektren von Hauptreihesternen und spektroskopische Entwicklung einer
Sternpopulation (aus [1]).
C.4 Flächenhelligeitsprofile von Spiralgalaxien
Abbildung C.4: Flächenhelligeitsprofile der Spiralgalaxien NGC 7331 (aus [1]).

24 ANHANG C. ERGÄNZENDE INFORMATIONEN
C.5 Fundamentalebene-Relationen
Auszüge der sog. Fundamentalbenerelationen für Galaxien, in denen strukturelle Eigenschaften,
wie z.B. die zentrale Flächenhelligkeit µ0 und der Kernradius (Radius, an dem
die Intensität auf die Hälfte ihres zentralen Wertes abgefallen ist) eingehen (aus [1]).
C.6 Leuchtkraft-Metallizität-Relation
Abbildung C.5: Leuchtkraft-Metallizität Beziehung für Zwergirreguläre und Zwergelliptische
Galaxien (Skillmann 1989).

C.7. TECHNISCHE DATEN DES VERWENDETEN CCD 25
C.7 Technische Daten des verwendeten CCD
Imaging CCD Kodak Enhanced KAF-6303E
Pixel Array 3072 x 2048 pixels, 27.5 x 18.4 mm
Total Pixels 6.3 million
Pixel Size 9 x 9 microns
Full Well Capacity 100,000 e-
Exposure 0.12 to 3600 seconds, 10ms resolution
A/D Converter 16 bits
A/D Gain 1.4e-/ADU unbinned, 2.3e- binned
Read Noise 13.5e- RMS
Full Frame Download 15 seconds
Quellen
[1] L.S. Sparke & J.S. Gallagher: Galaxies in the Universe
[2] P. Schneider: Einführung in die Extragalaktische Astronomie und Kosmologie
[3] Kodak (www.kodak.com) und SBIG (www.sbig.com) Webseite

26 ANHANG C. ERGÄNZENDE INFORMATIONEN

Anhang D
Objektkatalog
Die folgende Tabelle gibt eine Auflistung der hellsten Galaxien (B

28 ANHANG D. OBJEKTKATALOG
D.1 Helle Galaxien (B < 11mag)
Objekt Hubbletyp Koordinaten B (mag) log(D25) log(R25) (m-M)
NGC0147 E J003312.0+483031 10.56±0.29 2.05 0.24
NGC0185 E J003857.9+482015 10.17±0.21 2.03 0.08
NGC0205 E J004022.3+414109 8.87±0.22 2.25 0.26
NGC0221 E J004241.8+405158 8.87±0.27 1.93 0.16
NGC0224 Sb J004244.3+411607 4.31±0.22 3.20 0.39
IC1613 I J010454.2+020760 10.07±0.20 2.19 0.05
NGC0598 Sc J013350.9+303936 6.36±0.23 2.79 0.23
NGC0628 Sc J013641.8+154700 9.71±0.26 1.98 0.03 29.95
NGC0676 S0-a J014857.3+055426 10.67±1.49 1.49 0.55 31.62
NGC0772 Sb J015920.0+190028 10.62±0.53 1.77 0.27 32.74
NGC0891 Sb J022233.6+422046 10.86±0.18 2.07 0.71 29.91
NGC0925 Scd J022716.9+333444 10.60±0.25 2.02 0.26 29.85
NGC1023 E-SO J024024.0+390348 9.56±0.49 1.88 0.43 30.30
IC0342 SABc J034649.2+680548 9.64±0.66 2.30 0.02
NGC2146 SBab J061837.7+782121 10.54±0.67 1.72 0.20 31.09
NGC2403 SABc J073650.7+653609 8.82±0.11 2.30 0.30
NGC2683 Sb J085241.2+332516 10.03±0.30 1.94 0.55 29.37
NGC2655 S0-a J085538.9+781325 10.96±0.08 1.65 0.21 31.86
NGC2768 E J091137.5+600214 10.82±0.16 1.79 0.37 31.83
NGC2841 Sb J092202.5+505835 10.04±0.12 1.89 0.32 30.37
NGC2976 Sc J094715.5+675503 10.80±0.10 1.78 0.29
NGC3031 Sab J095533.1+690356 7.79±0.10 2.34 0.32
NGC3034 Sd J095552.3+694047 8.96±0.17 1.97 0.33
NGC3077 Sd J100320.0+684401 10.62±0.06 1.71 0.09
NGC3184 SABc J101817.0+412528 10.42±0.16 1.86 0.01 30.20
NGC3198 Sc J101954.9+453259 10.90±0.25 1.88 0.51 30.43
IC2574 SABm J102823.5+682444 10.84±0.07 2.07 0.34
NGC3344 Sbc J104331.1+245520 10.50±0.08 1.82 0.02 29.97
NGC3351 Sb J104357.7+114213 10.59±0.12 1.85 0.22 30.36
NGC3368 SABa J104645.7+114912 10.10±0.10 1.88 0.18 30.64
NGC3379 E J104749.6+123454 10.21±0.15 1.70 0.04 30.69
NGC3384 E-SO J104816.9+123743 10.88±0.15 1.73 0.23 30.64
NGC3556 SBc J111131.0+554026 10.68±0.05 1.73 0.46 30.62
NGC3607 E-SO J111654.5+180311 10.93±0.17 1.66 0.06 30.87
NGC3623 SABa J111855.7+130532 10.12±0.13 1.91 0.59 30.51
NGC3627 SABb J112014.9+125930 9.72±0.19 1.95 0.35 30.26
NGC3628 Sb J112016.9+133528 9.96±0.18 2.09 0.57 30.59
NGC3631 Sc J112103.0+531012 10.68±0.33 1.61 0.07 31.49
NGC3675 Sb J112608.2+433511 10.96±0.17 1.77 0.26 30.70
NGC3726 Sc J113321.2+470145 10.68±0.18 1.72 0.17 30.93
NGC3893 SABc J114838.4+484234 10.78±0.25 1.49 0.28 31.16
NGC3938 Sc J115249.2+440717 10.90±0.04 1.64 0.01 30.82
NGC3953 Sbc J115349.0+521936 10.45±0.28 1.82 0.29 31.32

D.1. HELLE GALAXIEN (B < 11MAG) 29
Objekt Hubbletyp Koordinaten B (mag) log(D25) log(R25) (m-M)
NGC3992 Sbc J115735.9+532228 10.47±0.22 1.87 0.18 31.32
NGC4051 SABb J120309.7+443152 10.79±0.18 1.71 0.09 30.59
NGC4125 E J120806.0+651027 10.63±0.08 1.77 0.11 31.80
NGC4192 SABb J121348.3+145357 10.85±0.09 1.98 0.62
NGC4214 I J121539.1+361941 10.19±0.08 1.89 0.09
NGC4216 SABb J121554.3+130900 10.95±0.16 1.90 0.62
NGC4236 SBd J121642.0+692745 10.05±0.12 2.31 0.53
NGC4244 Sc J121729.5+374825 10.41±0.37 2.18 0.41
NGC4254 Sc J121849.6+142459 10.41±0.07 1.71 0.05 32.77
NGC4258 SABb J121857.6+471813 9.13±0.13 2.22 0.42 29.92
NGC4303 Sbc J122155.0+042829 10.15±0.07 1.80 0.04 31.82
NGC4321 SABb J122255.0+154921 9.98±0.11 1.88 0.05 31.90
NGC4365 E J122428.2+071903 10.48±0.14 1.79 0.13 31.36
NGC4374 E J122503.9+125312 10.10±0.15 1.80 0.06 30.79
NGC4382 S0-a J122524.0+181128 10.00±0.19 1.88 0.11 30.48
NGC4395 Sm J122549.0+333249 10.84±0.26 1.62 0.42
NGC4406 E J122612.2+125644 9.84±0.21 2.00 0.13
NGC4414 Sc J122627.1+311322 10.96±0.06 1.44 0.24 30.52
NGC4438 Sa J122745.9+130032 10.93±0.09 1.95 0.24
NGC4449 IB J122810.9+440533 9.47±0.37 1.72 0.20
NGC4450 Sab J122829.6+170506 10.83±0.08 1.75 0.11 32.35
NGC4472 E J122946.8+080001 9.27±0.16 1.97 0.09 30.94
NGC4490 SBcd J123036.4+413837 9.77±0.20 1.80 0.51 30.28
NGC4486 E J123049.2+122329 9.55±0.13 1.90 0.03 31.42
NGC4494 E J123124.0+254630 10.68±0.10 1.64 0.02 31.60
NGC4501 Sb J123159.2+142513 10.20±0.12 1.89 0.21 32.66
NGC4526 S0 J123403.0+074157 10.61±0.13 1.90 0.44 29.90
NGC4535 Sc J123420.3+081152 10.52±0.13 1.86 0.06 32.32
NGC4548 Sb J123526.4+142947 10.94±0.08 1.73 0.07 29.64
NGC4552 E J123539.9+123322 10.67±0.15 1.84 0.02
NGC4559 Sc J123557.7+275735 10.28±0.12 2.00 0.37 30.72
NGC4565 Sb J123620.8+255915 10.05±0.23 2.16 0.79 31.47
NGC4569 SABa J123650.0+130945 10.10±0.14 1.98 0.33
NGC4579 SABb J123743.9+114906 10.45±0.10 1.75 0.11 31.80
NGC4605 SBc J123959.4+613633 10.81±0.17 1.77 0.41
NGC4621 E J124202.3+113852 10.66±0.13 1.68 0.16 29.40
NGC4631 SBcd J124207.7+323234 9.45±0.23 2.12 0.74 30.24
NGC4636 E J124249.8+024116 10.42±0.17 1.86 0.11 30.86
NGC4649 E J124340.1+113310 9.82±0.12 1.87 0.07 31.17
NGC4656 SBm J124357.6+321013 9.66±0.56 1.93 0.88 30.36
NGC4725 SABa J125026.6+253003 9.93±0.15 1.98 0.16 31.45
NGC4736 Sab J125053.1+410712 8.66±0.31 2.00 0.06 29.36
NGC4826 Sab J125643.8+214060 9.30±0.17 2.00 0.30 29.49
NGC5005 SABb J131056.3+370330 10.53±0.10 1.73 0.44 31.09
NGC5033 Sc J131327.5+363537 10.70±0.12 1.98 0.35 30.94

30 ANHANG D. OBJEKTKATALOG
Objekt Hubbletyp Koordinaten B (mag) log(D25) log(R25) (m-M)
NGC5055 Sbc J131549.3+420145 9.32±0.04 2.08 0.22 30.10
NGC5194 Sbc J132952.3+471140 8.66±0.27 1.99 0.10 30.01
NGC5195 S? J132959.6+471558 10.49±0.04 1.75 0.10 30.03
NGC5248 SABb J133732.4+085306 10.85±0.24 1.68 0.20 31.26
NGC5457 SABc J140312.4+542053 8.39±0.20 2.34 0.01 29.28
NGC5866 S0-a J150629.6+554548 10.73±0.07 1.80 0.36 30.66
NGC6503 Sc J174926.5+700840 10.84±0.11 1.81 0.49
NGC6946 SABc J203452.7+600914 9.77±0.23 2.02 0.02
D.2 Weitere Galaxien (11mag ≤ B ≤ 12mag)
Objekt Hubbletyp Koordinaten B (mag) log(D25) log(R25) (m-M)
NGC7814 Sab J000315.0+160843 11.57±0.10 1.69 0.36 31.03
IC0010 IB J002023.1+591735 11.78±0.23 1.78 0.05
NGC0278 SABb J005204.3+473302 11.49±0.08 1.39 0.01 30.35
NGC0404 E-S0 J010927.0+354305 11.18±0.06 1.57 0.00
NGC0428 SABm J011255.7+005854 11.94±0.09 1.49 0.16 31.01
NGC0488 Sb J012146.8+051524 11.13±0.07 1.70 0.14 32.53
NGC0524 S0-a J012447.7+093220 11.37±0.20 1.57 0.01 32.70
NGC0660 Sa J014301.9+133837 11.93±0.08 1.77 0.42 30.47
NGC0672 SBc J014754.4+272559 11.43±0.09 1.79 0.43 29.31
NGC0821 E J020821.1+105947 11.74±0.17 1.43 0.11 31.98
NGC0864 SABc J021527.5+060006 11.60±0.19 1.60 0.16 31.70
IC0239 SABc J023627.9+385809 11.90±0.05 1.56 0.04 30.84
NGC1055 SBb J024145.0+002634 11.45±0.47 1.79 0.33 30.61
NGC1058 Sc J024330.4+372028 11.93±0.13 1.43 0.16 29.79
NGC1073 SBc J024340.3+012233 11.63±0.18 1.61 0.12 31.07
IC0356 Sb J040746.9+694845 11.54±0.40 1.60 0.03 31.05
NGC1569 IB J043049.2+645053 11.80±0.11 1.52 0.28
NGC1615 E-S0 J043601.9+195703 11.99±0.91 1.13 0.28 33.45
NGC1961 SABb J054205.5+692242 11.80±0.10 1.61 0.15 33.87
NGC2336 Sbc J072703.8+801041 11.15±0.12 1.76 0.26 32.74
NGC2276 SABc J072711.8+854519 11.97±0.07 1.41 0.09 32.93
NGC2366 IB J072851.9+691231 11.53±0.16 1.70 0.46
UGC04305 I J081903.9+704309 11.17±0.08 1.88 0.14
NGC2681 S0-a J085332.6+511847 11.16±0.13 1.55 0.03 30.46
NGC2775 Sab J091020.1+070217 11.14±0.10 1.64 0.10 31.42
NGC2787 S0-a J091919.2+691212 11.60±0.12 1.51 0.26 30.66
NGC2805 SABc J092020.1+640612 11.76±0.14 1.63 0.10 32.25
NGC2859 S0-a J092418.5+343048 11.84±0.06 1.58 0.06 32.07
NGC2950 S0 J094235.1+585105 11.91±0.14 1.46 0.20 31.71
NGC2985 Sab J095022.3+721646 11.21±0.07 1.58 0.09 31.77
UGC05373 IB J100000.0+051956 11.92±0.08 1.69 0.19
NGC3065 S0 J100155.3+721013 11.74±0.54 1.25 0.03 32.56

D.2. WEITERE GALAXIEN (11MAG ≤ B ≤ 12MAG) 31
Objekt Hubbletyp Koordinaten B (mag) log(D25) log(R25) (m-M)
NGC3079 SBcd J100158.5+554050 11.40±0.26 1.89 0.79 31.41
UGC05470 E J100828.1+121823 11.15±0.09 2.04 0.14
NGC3166 S0-a J101345.7+032529 11.45±0.15 1.57 0.24 31.38
NGC3169 Sa J101414.8+032759 11.26±0.08 1.62 0.22 31.23
NGC3147 Sbc J101653.6+732402 11.26±0.15 1.59 0.07 33.22
NGC3190 Sa J101805.3+214958 11.88±0.23 1.56 0.46 31.50
NGC3193 E J101824.9+215338 11.97±0.33 1.41 0.04 31.58
NGC3227 SABa J102330.6+195154 11.53±0.36 1.61 0.29 31.22
NGC3239 IB J102504.8+170949 11.66±0.18 1.60 0.19 30.34
NGC3245 S0 J102718.4+283027 11.66±0.06 1.54 0.25 31.63
NGC3310 SABb J103845.5+533009 11.24±0.14 1.35 0.02 31.20
NGC3319 SBc J103909.5+414113 11.72±0.19 1.69 0.27 30.60
NGC3338 Sc J104207.5+134449 11.43±0.17 1.16 0.22 31.43
NGC3359 Sc J104636.8+631327 11.05±0.11 1.75 0.20 31.28
NGC3348 E J104710.0+725023 11.95±0.26 1.38 0.02 33.23
NGC3377 E J104742.4+135908 11.13±0.18 1.59 0.29 30.13
NGC3412 S0 J105053.3+132444 11.44±0.14 1.59 0.27 30.56
NGC3423 Sc J105114.3+055024 11.61±0.06 1.49 0.09 30.85
NGC3432 SBm J105230.9+363709 11.64±0.12 1.83 0.63 30.23
NGC3489 S0-a J110018.6+135404 11.04±0.11 1.57 0.26 30.20
NGC3486 Sc J110023.9+285829 11.07±0.06 1.78 0.15 30.33
NGC3504 Sab J110311.1+275821 11.62±0.13 1.42 0.07 31.89
NGC3593 S0-a J111437.0+124904 11.84±0.12 1.69 0.41 29.98
NGC3596 SABc J111506.2+144714 11.80±0.07 1.51 0.04 31.29
NGC3608 E J111659.0+180855 11.57±0.27 1.47 0.12 31.18
NGC3610 E J111825.3+584711 11.61±0.13 1.42 0.05 32.25
NGC3613 E J111836.1+580000 11.74±0.13 1.55 0.32 32.55
NGC3626 S0-a J112003.8+182124 11.80±0.23 1.48 0.18 31.75
NGC3640 E J112106.9+031406 11.38±0.15 1.53 0.08 31.38
NGC3646 Sc J112143.1+201010 11.77±0.17 1.54 0.28 33.97
NGC3642 Sbc J112218.0+590428 11.69±0.10 1.68 0.07 32.09
NGC3665 S0 J112443.7+384546 11.79±0.15 1.57 0.12 32.53
NGC3686 SBbc J112743.9+171327 12.00±0.08 1.47 0.12 31.25
NGC3690 SBm J112833.1+583354 11.62±0.30 1.32 0.14 33.39
NGC3705 SABa J113007.4+091636 11.76±0.10 1.63 0.39 30.92
NGC3718 Sa J113234.6+530404 11.50±0.19 1.73 0.31 31.21
NGC3729 Sa J113349.5+530729 11.72±0.18 1.46 0.15 31.25
NGC3738 I J113548.1+543127 11.54±0.41 1.38 0.13
NGC3810 Sc J114058.8+112817 11.26±0.10 1.55 0.17 30.91
NGC3877 Sc J114607.8+472941 11.80±0.13 1.70 0.64 31.01
NGC3898 Sab J114915.2+560501 11.26±0.34 1.53 0.22 31.53
NGC3941 S0 J115255.4+365911 11.26±0.07 1.57 0.20 30.98
NGC3945 S0-a J115313.7+604032 11.70±0.17 1.77 0.23 31.57
NGC3949 Sbc J115341.9+475128 11.37±0.11 1.36 0.23 30.82
NGC3982 SABb J115628.2+550730 11.78±0.34 1.31 0.06 31.43

32 ANHANG D. OBJEKTKATALOG
Objekt Hubbletyp Koordinaten B (mag) log(D25) log(R25) (m-M)
NGC3998 S0 J115756.2+552713 11.40±0.10 1.47 0.09 31.31
NGC4026 S0 J115925.2+505742 11.69±0.09 1.67 0.70 31.16
NGC4036 E-S0 J120126.9+615344 11.56±0.10 1.62 0.34 31.81
NGC4041 Sbc J120212.2+620814 11.65±0.12 1.38 0.03 31.64
NGC4062 SABc J120404.1+315344 11.89±0.09 1.61 0.38 30.64
NGC4088 SABc J120533.7+503222 11.33±0.17 1.76 0.42 30.75
NGC4096 SABc J120601.0+472841 11.10±0.18 1.76 0.59 30.28
NGC4100 Sbc J120608.6+493456 11.71±0.12 1.70 0.53 31.34
NGC4111 S0-a J120703.2+430355 11.67±0.12 1.30 0.49 30.81
NGC4123 Sc J120811.1+025242 11.93±0.13 1.52 0.19 31.45
NGC4136 Sc J120917.7+295539 11.99±0.49 1.40 0.04 30.20
NGC4145 Scd J121001.9+395300 11.77±0.12 1.70 0.28 31.20
NGC4151 SABa J121032.6+392421 11.26±0.23 1.57 0.11 31.16
NGC4178 Scd J121246.3+105157 11.88±0.10 1.64 0.57
NGC4179 S0 J121252.1+011760 11.85±0.12 1.59 0.56 31.29
NGC4203 E-S0 J121504.9+331154 11.72±0.15 1.53 0.31 31.29
NGC4212 Sc J121539.4+135405 11.77±0.11 1.50 0.18
NGC4242 Sd J121730.3+453709 11.56±0.17 1.62 0.14 30.11
NGC4251 S0 J121808.3+281031 11.61±0.08 1.47 0.28 31.26
NGC4261 E J121923.1+054931 11.35±0.14 1.62 0.09 32.54
NGC4267 E-S0 J121945.4+124757 11.80±0.18 1.50 0.09 30.91
NGC4274 SBab J121950.5+293651 11.28±0.14 1.70 0.37 30.96
NGC4278 E J122006.9+291653 11.02±0.15 1.52 0.03 30.24
NGC4293 S0-a J122112.8+182257 11.05±0.16 1.78 0.17 30.90
NGC4314 Sa J122232.3+295342 11.41±0.04 1.58 0.02 31.07
NGC4350 S0 J122357.7+164133 11.86±0.12 1.45 0.42 31.43
NGC4371 S0-a J122455.4+114215 11.82±0.05 1.58 0.30 30.77
NGC4388 Sb J122546.8+123943 11.89±0.23 1.74 0.61 32.86
NGC4394 SBb J122555.6+181250 11.58±0.23 1.56 0.05 30.84
NGC4419 Sa J122656.6+150249 11.98±0.12 1.54 0.45
NGC4429 S0-a J122726.6+110627 11.04±0.10 1.75 0.35 31.20
NGC4435 S0 J122740.5+130445 11.51±0.28 1.49 0.16 30.46
NGC4442 S0 J122803.9+094813 11.37±0.17 1.68 0.36 29.69
NGC4457 S0-a J122859.0+033414 11.71±0.15 1.46 0.09 30.63
NGC4459 S0-a J122900.0+135843 11.44±0.14 1.66 0.09 31.37
NGC4461 S0-a J122903.0+131102 11.88±0.16 1.58 0.38 32.30
NGC4473 E J122948.9+132546 11.07±0.14 1.61 0.23 32.62
NGC4477 S0 J123002.2+133811 11.31±0.10 1.59 0.06 31.58
NGC4437 Sc J123245.5+000653 11.09±0.12 1.99 0.81 31.09
NGC4527 SABb J123408.3+023910 11.47±0.30 1.78 0.50 32.03
NGC4536 SABb J123426.8+021120 11.11±0.46 1.86 0.38 32.10
NGC4564 E J123627.0+112619 11.97±0.17 1.49 0.30 31.21
NGC4568 Sbc J123634.3+111419 11.68±0.10 1.64 0.27 32.62
NGC4570 S0 J123653.5+071446 11.74±0.07 1.58 0.61 32.01
NGC4571 Sc J123656.4+141302 11.96±0.26 1.56 0.05

D.2. WEITERE GALAXIEN (11MAG ≤ B ≤ 12MAG) 33
Objekt Hubbletyp Koordinaten B (mag) log(D25) log(R25) (m-M)
NGC4589 E J123725.1+741131 11.70±0.09 1.47 0.10 32.55
NGC4596 S0-a J123956.1+101032 11.44±0.08 1.60 0.08 32.23
NGC4618 SBm J124132.7+410904 11.29±0.14 1.57 0.15 30.17
NGC4643 S0-a J124320.2+015841 11.64±0.15 1.50 0.09 31.47
NGC4651 Sc J124342.6+162336 11.38±0.09 1.57 0.18 30.57
NGC4624 S0-a J124506.0+030320 11.50±0.32 1.63 0.05 30.30
NGC4689 Sc J124745.6+134545 11.58±0.13 1.59 0.10 31.95
NGC4698 Sa J124823.0+082914 11.54±0.12 1.63 0.29 30.95
NGC4710 S0-a J124938.8+150954 11.83±0.11 1.66 0.59 31.53
NGC4750 Sab J125007.2+725229 11.88±0.46 1.38 0.07 32.17
NGC4754 S0 J125217.6+111850 11.50±0.07 1.64 0.27 31.53
NGC4762 S0 J125255.9+111350 11.10±0.15 1.93 0.42 30.95
NGC4772 Sa J125329.1+021006 11.99±0.13 1.55 0.28 30.96
NGC4900 SBc J130039.2+023003 11.91±0.09 1.33 0.02 30.81
NGC5204 Sm J132936.5+582513 11.72±0.06 1.66 0.23
NGC5322 E J134915.2+601125 11.04±0.22 1.75 0.21 32.20
NGC5353 S0 J135326.7+401659 11.97±0.14 1.44 0.30 32.77
NGC5371 Sbc J135539.9+402742 11.28±0.21 1.60 0.18 33.00
NGC5363 S0-a J135607.2+051517 11.09±0.12 1.65 0.17 31.20
NGC5364 Sbc J135611.9+050054 11.14±0.19 1.69 0.28 31.38
NGC5474 Sc J140501.6+533944 11.45±0.20 1.44 0.13 29.43
NGC5557 E J141825.6+362939 11.92±0.10 1.39 0.24 33.48
NGC5585 SABc J141947.6+564345 11.35±0.11 1.70 0.21 29.57
NGC5566 SBab J142020.0+035601 11.40±0.12 1.76 0.45 31.80
NGC5576 E J142103.7+031616 11.77±0.21 1.46 0.18 31.75
NGC5676 Sc J143246.8+492728 11.86±0.12 1.58 0.36 32.64
NGC5746 SABb J144456.0+015717 11.35±0.14 1.83 0.79 32.05
NGC5813 E J150111.2+014207 11.48±0.12 1.61 0.17 32.32
NGC5838 E-S0 J150526.1+020551 11.78±0.12 1.60 0.47 31.57
NGC5846 E J150629.2+013621 11.10±0.12 1.59 0.02 32.15
NGC5850 Sb J150707.7+013241 11.85±0.22 1.57 0.13 32.88
NGC5907 Sc J151553.7+561944 11.06±0.13 2.04 0.90 30.65
NGC5921 Sbc J152156.4+050414 11.66±0.10 1.53 0.15 31.77
NGC5982 E J153839.8+592121 11.98±0.12 1.47 0.18 33.32
NGC5985 Sb J153937.1+591955 11.93±0.04 1.66 0.30 33.01
NGC6015 Sc J155125.3+621836 11.62±0.10 1.71 0.38 31.00
NGC6217 Sbc J163239.4+781154 11.86±0.09 1.44 0.13 31.88
NGC6207 Sc J164303.8+364957 11.85±0.20 1.46 0.36 30.96
NGC6340 S0-a J171024.9+721816 11.98±0.10 1.44 0.02 31.65
UGC10822 E J172012.3+575455 11.95±0.66 2.63 0.13
NGC6384 SABb J173224.1+070338 11.54±0.21 1.49 0.30 32.03
NGC6643 Sc J181946.4+743406 11.74±0.09 1.56 0.32 32.02
NGC6951 SABb J203714.2+660620 11.95±0.20 1.52 0.15 31.93
NGC7177 SABb J220041.2+174417 11.86±0.13 1.45 0.19 31.28
NGC7217 Sab J220752.4+312133 11.04±0.05 1.60 0.07 31.02

34 ANHANG D. OBJEKTKATALOG
Objekt Hubbletyp Koordinaten B (mag) log(D25) log(R25) (m-M)
NGC7332 S0 J223724.7+234753 11.96±0.19 1.51 0.65 31.51
NGC7457 E-S0 J230060.0+300841 11.87±0.19 1.57 0.26 30.73
NGC7479 SBbc J230456.7+121922 11.71±0.11 1.58 0.15 32.72
NGC7640 Sc J232206.6+405044 11.63±0.27 1.94 0.71 29.48
NGC7741 SBc J234354.5+260434 11.80±0.21 1.58 0.19 30.46
NGC4143 S0 J120936.1+423203 11.77±0.18 1.48 0.24 31.15