Eine Bestimmung der 21-cm-Linienemission von elf offenen Sternhaufen

38 Pages·1967·1.415 MB·German

by  Dipl.-Phys. Rolf Schwartz (auth.)

FORSCHUNGSBERICHTE DES LANDES NORDRHEIN-WESTFALEN
Nr.1844
Herausgegeben im Auftrage des Ministerprăsidenten Heinz Kiihn
von Staatssekretăr Professor Dr. h. c. Dr. E. h. Leo Brandt
DK 523.164.43
Dipl.-Pbys. Rolf Schwartz
Astronomische Institute der Universitiit Bonn
Eine Bestimmung der 21-cm-Linienemission
von elf offenen Sternhaufen
SPRINGER FACHMEDIEN WIESBADEN GMBH
ISBN 978-3-663-06160-1 ISBN 978-3-663-07073-3 (eBook)
DOI 10.1007/978-3-663-07073-3
Verlags-Nr.011844
© 1967 b y Springer Fachmedien Wiesbaden
Urspriinglich erschienen bei Westdeutscher Verlag, Koln und Opladen 1967
Inhalt
Summary......................................................... 5
Einleitung ........................................................ 5
1. Friihere Untersuchungen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
2. Die Messungen ................................................. 6
3. Die Reduktion der Messungen ......... . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
4. Interpolationsverfahren zur Ermittlung der HI-Emission der Sternhaufen 11
a) Methode der Diagonalschnitte . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 11
b) Interpolation mit Vergleichsprofilen gleicher Entfernung
vom Sternhaufen (Kreisverfahren) .............................. 12
5. Entfernung, Radialgeschwindigkeit, Alter und Masse der Sternhaufen .. 13
6. Die HI-Emission der Sternhaufen ................................. 14
a) Der Sternhaufen NGC 129 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 15
b) Der Sternhaufen NGC 457 ........... . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 16
c) Der Sternhaufen NGC 752 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 17
d) Die Sternhaufen NGC 869 und NGC 884 ........................ 18
e) Der Sternhaufen NGC 1039 . . . . . . . . . . . .. . . . . .. . . . . . .. . . . . .. . . .. 20
f) Der Sternhaufen NGC 1662 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 20
g) Der Sternhaufen NGC 2244 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 21
h) Der Sternhaufen NGC 2682 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 23
i) Der Sternhaufen NGC 6910 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 23
j) Der Sternhaufen NGC 7654 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 24
Zusammenfassung ................................................. 25
Literaturverzeichnis ................................ . . . . . . . . . . . . . . .. 25
Abbildung von 21-cm-Profilen und Differenzprofilen der Sternhaufen . . . .. 27
3
Summary
21-cm-line profiles of eleven open clusters and their immediate surroundings have
been obtained showing line-emission of the clusters as well as that of the general
galactic field. The expected profiles for the latter have been obtained in two,
partially independent, ways, and substracted from the cluster profiles. The
difference-profiles suggest in several cases the presence of interstellar neutral
hydrogen gas within the cluster region. In a few cases the gas seems to expand
with a velocity of about 7 km/sec. All clusters with an age of 2.5 . 107 years or
less contain interstellar hydrogen gas while no clusters older than 1.5 . 108 years
have detectable amounts of gas. The gas is found in a region which is, in the
average, 3 to 4 times the apparent optical diameter.
Einleitung
Ein offener Sternhaufen hebt sich als eine mehr oder minder dichte Gruppe von
einigen zehn bis einigen tausend Sternen vom allgemeinen Sternfeld abo
Die Untersuchung offener Sternhaufen ist flir Probleme der Sternentwicklung
bedeutsam. Flir Strukturanalysen der MilchstraBe stellen - vor allem die jlin
geren - Sternhaufen besonders geeignete Objekte dar. In dieser Arbeit wird der
Versuch unternommen, die 21-cm-Linienemission des neutralen atomaren Wasser
stoffs (HI) zu messen. Es wurden elf offene Ste:'nhaufen nach folgenden Gesichts
punkten ausgewahlt:
a) Es solI ein moglichst weiter Bereich des Haufenalters (frlihester Spektraltyp)
iiberdeckt werden.
b) Die optischen Winkeldurchmesser der Sternhaufen sollen kleiner als die MeB
keule von 33' des Teleskops sein. Eine Ausnahme stellt der Sternhaufen
NGC 752 mit einem Winkeldurchmesser von 45' dar.
c) Die Sternhaufen sollen moglichst iiber die ganze MilchstraBe verteilt sein ..
Bevorzugt wurden diejenigen Haufen, bei denen der galaktische Vorder- und
Hintergrund nach der 21-cm-Durchmusterung von MULLER und WESTERHOUT
(1957) sich in der naheren Umgebung moglichst wenig andert.
5
1. Friihere Untersuchungen
Fragen der genannten Art wurden erstmals behandelt von DRAKE und HEESCHEN
(1956). Sie beobachteten die 21-cm-Linienstrahlung im Gebiet der Pleiaden und
fan den zwei HI-Konzentrationen mit einer Differenz der Radialgeschwindig
keiten von 6 km/sec. Die Radialgeschwindigkeit einer der beiden Komponenten
stimmte mit derjenigen der Haufensterne iiberein.
Dagegen konnten HELFER und TATEL (1959) in den Pleiaden keine HI-Konzen
tration gegeniiber der Umgebung feststellen.
MENON (1956) fand in den Sternhaufen NGC 2244 und NGC 2264 interstellaren,
neutralen Wasserstoff. RAIMOND (1966) erklarte die im Gebiet des Sternhaufens
NGC 2244 gemessenen 21-cm-Profile derart, daB der Haufen von einer dichten
Hulle ncutralen, atomaren Wasserstoffs umgeben ist, deren innerer Teil durch
a-Sterne ionisiert wurde. Er stellte zwei Maxima der HI-Strahlung bei Radial
geschwindigkeiten zwischen 3 und 20 km/sec fest. Ferner fand DRAKE (1958)
HI-Konzentrationen, die nach Position und Radialgeschwindigkeit koinzidierten
mit den Sternhaufen h und x Persei, den Pleiaden, Coma Berenices und Praesepe.
Er fand keinen Wasserstoff in dem alteren Sternhaufen M 67. Der Durchmesser
der HI-Mass en ergab sich als das Doppelte des optischen Durchmessers der
Haufen. FRIEDEMANN (1963) entnahm dem Atlas von WESTERHOUT (1957) an den
Orten von Sternhaufen mittlere Wasserstoffdichten und stellte eine statistische
Abnahme der Wasserstoffdichte mit zunehmenden Entwicklungsalter der Stern
haufen fest.
R. D. DAVIES und H. M. TOVMASSIAN (1963) untersuchten die HI-Emission der
offen en Sternhaufen M 45, NGC 1502, Orion Nebel, NGC 2244 und NGC 6910.
Bei mehreren festen Frequenzen, die der erwarteten Radialgeschwindigkeit ent
sprachen, machten sie Durchlaufmessungen. Sie fanden, daB die Haufen mit
friihestem Spektraltyp a eine ausgedehnte Kugel von ionisiertem Wasserstoff
(HII) enthalten, die von einer expandierenden Hiille neutralen atomaren Wasser
stoffs (HI) umgeben ist. Fur das Verhaltnis der Gasmasse zur Sternmasse eines
Haufens gaben sie Werte zwischen 0,01 und 1,5 an.
2. Die Messungen
Ais MeBinstrument diente das 25-m-Radioteleskop der Universitat Bonn auf dem
Stockert. Bei einer Frequenz von 1420 MHz hat die Antennenhauptkeule eine
Halbwertsbreite von 30' in der magnetischen und 39' in der elektrischen Dipol
ebene. Einstell- und Nachfiihrgenauigkeit liegen im Bereich von 2' bis 4'. Eine
ausfiihrliche Beschreibung des Teleskops findet man von mehreren Autoren in
der Telefunken-Zeitschrift 29, 1956, bei MEZGER (1958 a, 1959) und GRAHL
(1960). Das verwendete 21-cm-Radiometer enthalt einen parametrischen Vorver
starker und einen Ausgang von 10 Kanalen, in den en die Integration mit einer
6
Bandbreite von B = 11,52 KHz und einer Integrationszeit t = 96 sec getrennt
erfolgt. (Die Mehrkanalanlage ist bei VELDEN, 1964, beschrieben.) Bei einer
Systemrauschtemperatur von ungefahr To = 4500K folgt das kleinste meBbare
Signal LI Taus
(1)
zu LIT = 0,85°K. Eine Messung eines 21-cm-Profils besteht aus drei Registrie
rungen iiber den gesamten zu untersuchenden Frequenzbereich, wobei das
Frequenzband jeweils urn ein Drittel der Kanalbreite verschoben wird. Dadurch
liegen fUr jeden Frequenzschritt drei unabhangige MeBwerte vor, so daB die
Temperaturauflosung eines Profils LIT = O'~K ~ 0,5°K betragt.
Die MeBwerte werden iiber einen Spannungsfrequenzwandler digital auf Loch
karten gegeben.
Urn den Beitrag des allgemeinen galaktischen V order- und Hintergrunds zur
Linienstrahlung abtrennen zu konnen, wurden rings urn die Position der Stern
haufen Vergleichspunkte gemessen. Die Vergleichspunkte wurden so ausgewahlt,
daB sie in der Ebene der galaktischen Koordinaten I, b drei geradlinige Schnitte
mit dem Sternhaufen in der Mitte bildeten. Der Abstand der Vergleichspunkte
betrug ungefahr eine Keulenbreite; bei einigen Sternhaufen wurde als Abstand
~,;'l der Keulenbreite gewahlt. Fiir Sternhaufen mit einem Winkeldurchmesser von
weniger als 15' bestand ein Schnitt aus vier Vergleichspunkten, fiir Sternhaufen
mit einem Winkeldurchmesser von 15' und mehr aus sechs Vergleichspunkten.
Diese Punkte lagen auf zwei bzw. drei Kreisen in der I,b-Ebene mit dem Stern
haufen als Mittelpunkt. AIle Vergleichspunkte wurden zweimal gemessen, die
Profile der Sternhaufen selbst sechsmal.
Samtliche Messungen wurden iiber den ganzen Frequenzbereich ausgedehnt, fiir
den galaktische 21-cm-Strahlung zu erwarten ist. Die Registrierung des gesamten
Frequenzprofils bei fester Position bietet mehrere Vorteile gegeniiber der Mes
sung von Durchlaufen der Sternhaufen bei einem festen, schmalen Frequenzband:
Die Profile konnen einer einheitlichen Reduktionsroutine unterzogen werden.
Man kommt ferner ohne vorherige Kenntnis der Radialgeschwindigkeiten der
Sternhaufen aus. SchlieBlich bietet sich die Moglichkeit, die Profile spater einer
GauBanalyse zu unterwerfen.
3. Die Reduktion der Messungen
Die Reduktion der Messungen wurde zusammen mit GIRNSTEIN, MARTIN und
VELDEN diskutiert und fiir eine elektronische Rechenmaschine des Typs IBM 7090
von GIRNSTEIN und MARTIN programmiert. Die Rechnungen wurden am Institut
fiir Instrumentelle Mathematik der Universitat Bonn durchgefiihrt.
7
Die von der Antenne aufgenommene Leistung wird durch die Antennentempe
ratur T A ausgedruckt, die im Radiofrequenzbereich definiert ist als
(2)
(NA = Rauschleistung, k = Boltzmannkonstante, B = Frequenzbandbreite)
T~v({}, rp) moge die Verteilung der Strahlungstemperatur an der Sphare, f({}, rp)
die Antennencharakteristik und dQ das Raumwinkelelement darstellen. Dann gilt:
J
TA = T~v({}. rp) • f({}, rp) • dQ (3)
(Kugel)
Die Antennentemperatur T A setzt sich zusammen aus:
TL(h), der thermischen Emission der Atmosphare in Abhangigkeit von der
Hohe des Teleskops uber dem Horizont;
Tk(rx.,15), der Kontinuumsstrahlung des Himmels in Abhangigkeit von der
Himmelsrichtung;
Tsv(rx.,15), der 21-cm-Linienstrahlung in Abhangigkeit von Himmelsrichtung
und Frequenz.
Fur die Beitrage Tk und Tsv wird die Extinktion e(h) durch die Atmosphare
berucksichtigt.
Mit einer Eigenrauschtemperatur TEl' tragen Zuleitung und Empfanger zur
Ausgangsrauschleistung beL
+ +
Zur Trennung des Signals Tsv vom Storpegel TEl' Tk TL wird nach dem
Dickeverfahren ein Oszillator 500mal in der Sekunde so umgestimmt, daB einmal
+ +
im MeBkanal das Signal T61' mit dem Storpegel TEl' Tk TL die Ausgangs
rauschleistung ergibt und zum anderen im Nullkanal bei einer weit auBerhalb der
21-cm-Profile liegenden Frequenz nur der Storpegel die Ausgangsrauschleistung
bestimmt. Nach Verstarkung, Gleichrichtung und Integration gewinnt man als
Ausgangssignal eine Spannung U, die von einem Punktschreiber angezeigt wird
und uber einem Spannungsfrequenzwandler auf Lochkarten gegeben wird. Bei
einem HI-Signal Tsl' liegt am Ausgang eines MeBkanals eine Spannung
(4)
und am Ausgang des Vergleichskanals eine Spannung
+ +
Uo = C· yTEO Tk· e(h) h(h) (5)
Registriert wird die Differenz von MeB- und Vergleichskanal:
A = U1- Uo = C· (yTsl" e(h) + TEl' + Tk• e(h) + h(h)
+ +
- yTEO Tk• e(h) h(h)) (6)
8
C steHt ein Mall fur die Gesamtverstarkung der Anlage dar. Ais Nullinie wird im
folgenden die Differenz der Eigenrauschtemperatur T E'II bei der MeBfrequenz
'II
und der Eigenrauschtemperatur TEO bei der Vergleichsfrequenz '110 bezeichnet:
(7)
Nach Einsetzen von Gl. (7) erhalt man aus der Gl. (6) die Spannung At'll des
i-ten Kanals (i = 1,10):
Aw = C· (-VTs'll' e(h) + TEO + TN'll + Tk· e(h) + h(h)
-yTEo+Tk'e(h)+h(h») (8)
Bei der benutzten phasengetasteten Gleichrichtung kann an den Gleichrichtern
noch ein Symmetriefehler auftreten, der sich am Ausgang durch eine zusatzliche
Spannung Uz bemerkbar macht. Urn negative Spannungen zu vermeiden, ist
der Ausgangsspannung noch eine Gleichspannung Uc iiberlagert.
+ +
Den Ausdruck yTEO Tk· e(h) TL(h) kann man durch das Produkt
Uo . yV .f (h) ersetzen. Der Faktor f(h) steHt dabei die Abhangigkeit von der
Elevation des Teleskops dar. Der Ausdruck yV enthalt die Variation des Em
pfangereigenrauschens und ist so dimensioniert, daB Uo gleich dem Betrag der
abgegebenen Spannung des Vergleichskanals vor der Aufspaltung in die zehn
Kanale ist. Die verschiedene Verstarkung der einzelnen Kanale wird durch die
Kanalfaktoren Ct = C2 . V· f2 (h) erfallt. Nach Einsetzen von
(9)
Uo' yV ·f(h) = yTEO + Tk· e(h) + TL(h) (10)
Ct = C2. V ·f2(h) (11)
in die Gl. (8) folgt die gesuchte Strahlungstemperatur:
(12)
Zur Eichung des Empfangers sind die GraBen Uz, Uc, V, Ct, Uo, TN'II,f(h),
e(h) zu bestimmen.
a) Die Spannung Uo wird mit einem Rahrenvoltmeter gemessen und clem Reduk
tionsprogramm als Konstante eingegeben.
Die Spannungen Uc und Uz erhalt man in Verbindung mit der aHe 12 Stunden
vorgenommenen Rauschdiodenmessung. Ohne eingeschaltete Rauschdiode wird
zunachst bei der Frequenz Po gemessen, so daB MeB- und Vergleichskanal auf
gleicher Frequenz liegen und T N'IIo = 0 wird. Da bei der Frequenz '110 keine
galaktische 21-cm-Strahlung eingestrahlt wird, sind Ts'llo = 0 und ..1t'llo = O.
+
Die gemessene Ausgangsspannung betragt Awo = Uc Uz.
9
b) Zur relativen Eichung der 10 Kan:ile aufeinander wird aIle 12 Stunden von
einer Rauschdiode ein frequenzunabhangiges Eingangssignal erzeugt und bei der
Frequenz Vo gemessen. Die GraBen V,j(h), E(h), Tsv sind fur aIle Kanale gleich.
Es ist
TVs v. ·f 2E ((hh)) = G1 (2,·; Vr G-i . Uo . A-iV + A-i2V)
i
(13)
Man erhalt i = 10 Gleichungen fur die Werte Gi, die sich nach V orgabe eines
Wertes Gi = 1 iterativ lasen lassen:
10 (2 . yG; . Uo . AiV + AM
Gi = ~l~O--~--~----------------~-- (14)
"\,' ~ (2. yc;;. Uo· AkV + A1v)
~1 Gk
Fur die Zeit zwischen zwei Bestimmungen der Kanalfaktoren G wird linear
i
interpoliert.
c) Die Extinktionsfunktion E(h) wird bei MAINKA (1961) entnommen und dem
Reduktionsprogramm in Form einer TabeIle eingegeben.
d) Die NuIlinie T Nv wird durch zweimalige tagliche Messung eines Profils des
Himmelsnordpols kontroIliert. Das Polprofil enthalt groBe Frequenzbereiche
ohne 21-cm-Strahlung, und die vorhandene 21-cm-Strahlung ist bekannt. Nach
Abzug der bekannten Linienstrahlung Tsv des Pols kann man aus der Gl. (12)
die N ullinie T Nv berechnen. Dabei ist vorausgesetzt, daB man bereits eine Eichung
der 21-cm-Strahlung des Pols vorgenommen hat. Zur Eichung ist aber die
vorherige Kenntnis der Nullinie natig. Daher ist zwischen den Programmteilen
zur Bestimmung der GraBen T Nv und V eine Iterationsschleife programmiert.
e) Die Temperaturskala dieser Messungen ist an die Arbeiten von MOLLER (1959)
und MEZGER (1958 b) angeschlossen. Diesen Arbeiten liegen Messungen des
Strahlungsstromes Sv der RadioqueIle Cas A mit dem Bonner Teleskop zu Grunde,
die eine Strahlungstemperatur der QueIle von Teas A = 320° K ergeben. In
umfangreichen MeBreihen sind die Linienprofile bei L = 77,3°, B = 0,8° und
L = 209,3°, B = 3,47° auf diese Temperaturskala bezogen worden (GIRNSTEIN,
1963). Diese Eichprofile werden aIle 12 Stunden gemessen, wobei der Eichfak
tor Vaus dem Flachenintegral iiber alIe Frequenzen der Eichprofile bestimmt
wird. Der innere Fehler dieses Eichverfahrens betragt ungefahr 2% .
f) Die geeichten Profile geben Temperaturwerte Tsv in Frequenzabstanden von
3,8 KHz. Die Frequenzen werden korrigiert um den Betrag der Dopplerver
schiebung auf Grund der Erddrehung, um den Betrag der Dopplerverschiebung
auf Grund der Erdbewegung um die Sonne und um den Betrag der Doppler
verschiebung auf Grund der Bewegung der Sonne gegen den als ruhend gedachten
10
sogenannten Local Standard of Rest (MACRAE und WESTERHOUT 1956). Indem
man die Differenz der Frequenz gegeniiber der Nu11frequenz der 21-cm-Linie als
Dopplerverschiebung deutet, ordnet man jeder Frequenz eine Radialgeschwindig
keit zu. Mittels einer quadratischen Interpolation werden die Temperaturwerte
Tsv umgerechnet auf eine Radialgeschwindigkeitsskala. Als Temperaturwerte Tvr
in Abhiingigkeit von der Radialgeschwindigkeit Vr werden die Profile flir ganz
zahlige Werte der Geschwindigkeiten in Schrittweiten von 1 kmjsecvomRechner
ausgegeben.
4. Interpolationsverfahren zur Ermittlung der HI-Emission
der Sternhaufen
Die gemessenen 21-cm-Profile in Richtung der Sternhaufen enthalten neben der
gesuchten HI-Emission der Sternhaufen noch die HI-Strahlung des allgemeinen
galaktischen Feldes. Die gemessenen Vergleichspunkte dienen dazu, diese all
gemeine galaktische Strahlung zu erfassen. Mit verschiedenen Interpolationsver
fahren wird aus den Vergleichsprofilen ein Erwartungsprofil berechnet, das die
HI-Strahlung des allgemeinen galaktischen Feldes in der Richtung des Stern
haufens darstellt. Die Differenz der gemessenen Sternhaufenprofile und der Er
wartungsprofile gibt an, was an Linienstrahlung aus streng lokalisierten Einzel
wolken in der Richtung des Sternhaufens kommt. Sie erfaBt auch solche Einzel
wolken, die vor oder hinter dem Sternhaufen liegen. 1m Differenzprofil wird
dann eine scheinbare HI-Emission des Sternhaufens erscheinen. Tritt andererseits
eine solche Wolke in einem Vergleichsprofil auf, so wird das Differenzprofil des
Sternhaufens bei der entsprechenden Frequenz negative Intensitaten aufweisen.
Durch die Mittelbildung bei der Bestimmung der Erwartungsprofile werden
diese Intensitaten im Durchschnitt urn den Faktor 12 beim Kreisverfahren und
urn den Faktor 4 beim Diagonalverfahren herabgesetzt.
Die Rechnungen wurden an der GroBrechenanlage IBM 7090 des Instituts fiir
Instrumentelle Mathematik der Universitat Bonn durchgefiihrt, wobei folgende
Interpolationsverfahren zur Ermittlung der Erwartungsprofile verwendet wurden:
a) Methode der Diagonalschnitte
Die MeBpunkte sind so ange1egt, daB sie drei Schnitte durch die l,b-Ebene mit
dem Sternhaufen im Mittelpunkt ergeben. Die drei Schnitte lassen sich als Ge
raden in der I, b-Ebene darstellen. Die MeBpunkte sind aquidistant verteilt. Man
11