| Property |
Value |
| dbo:abstract
|
- Die Methode der Surface Brightness Fluctuation (deutsche Übersetzung: Oberflächen-Helligkeits-Fluktuation) ist eine sekundäre Methode der Entfernungsmessung für Galaxien und Kugelsternhaufen. Die Methode beruht auf der abnehmenden Amplitude von Helligkeitsfluktuationen bei Sternsystemen mit zunehmender Entfernung, da die zufällige Verteilung von Sternen nach ihrer Anzahl und Leuchtkraft pro aufgelösten Punkt mit der Entfernung abnimmt. Die Surface Brightness Fluctuation Methode erreicht eine Genauigkeit von bis zu zwei Prozent für frühe Galaxientypen. Die Surface Brightness Fluctuation wird gemessen als die Varianz einer Abbildung einer Galaxie hervorgerufen durch die stochastische Verteilung der Leuchtkraft und Anzahl von Sternen, die in ein aufgelöstes Bildelement fallen. Nach dem Abzug von Vorder- und Hintergrundquellen wird der mittlere Helligkeitsverlauf der Galaxie subtrahiert und von dem Ergebnis das Power Spectrum berechnet. Die mittlere Amplitude der Helligkeitsschwankungen ist abhängig von der Populationszusammensetzung der Galaxie, wobei bei elliptischen Systemen ohne Sternentstehung die höchste Genauigkeit erreicht wird. In Abhängigkeit von der Wellenlänge tragen verschiedene Sternklassen den größten Anteil an der emittierten Strahlung und ihre Verteilung beeinflusst die erreichbare Genauigkeit der Surface Brightness Fluctuation-Methode:
* im UV die Sterne auf dem Horizontalast sowie die Post-AGB-Sterne
* im Optischen überwiegend die Roten Riesen
* im nahen Infrarot die AGB-Sterne Die Methode der Surface Brightness Fluctuation wird kalibriert anhand von primären Entfernungsmessungsmethoden wie der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung von Cepheiden, dem Tip of the Red Giant Branch, Typ Ia-Supernova, der Leuchtkraftfunktion planetarischer Nebel (Planetary Nebula Luminosity Function) oder anhand von synthetischen Populationsberechnungen. Die Genauigkeit konnte durch weltraumgestützte Beobachtungen z.B. durch das Hubble-Weltraumteleskop erheblich gesteigert werden, da das atmosphärische Seeing unterdrückt wird. Die Methode kann heute für Entfernungen zwischen 10 und 150 Megaparsec verwendet werden. Jenseits dieser Entfernungen werden bei dem heute erreichbaren Auflösungsvermögen die Helligkeitsfluktuationen zu klein. (de)
- Die Methode der Surface Brightness Fluctuation (deutsche Übersetzung: Oberflächen-Helligkeits-Fluktuation) ist eine sekundäre Methode der Entfernungsmessung für Galaxien und Kugelsternhaufen. Die Methode beruht auf der abnehmenden Amplitude von Helligkeitsfluktuationen bei Sternsystemen mit zunehmender Entfernung, da die zufällige Verteilung von Sternen nach ihrer Anzahl und Leuchtkraft pro aufgelösten Punkt mit der Entfernung abnimmt. Die Surface Brightness Fluctuation Methode erreicht eine Genauigkeit von bis zu zwei Prozent für frühe Galaxientypen. Die Surface Brightness Fluctuation wird gemessen als die Varianz einer Abbildung einer Galaxie hervorgerufen durch die stochastische Verteilung der Leuchtkraft und Anzahl von Sternen, die in ein aufgelöstes Bildelement fallen. Nach dem Abzug von Vorder- und Hintergrundquellen wird der mittlere Helligkeitsverlauf der Galaxie subtrahiert und von dem Ergebnis das Power Spectrum berechnet. Die mittlere Amplitude der Helligkeitsschwankungen ist abhängig von der Populationszusammensetzung der Galaxie, wobei bei elliptischen Systemen ohne Sternentstehung die höchste Genauigkeit erreicht wird. In Abhängigkeit von der Wellenlänge tragen verschiedene Sternklassen den größten Anteil an der emittierten Strahlung und ihre Verteilung beeinflusst die erreichbare Genauigkeit der Surface Brightness Fluctuation-Methode:
* im UV die Sterne auf dem Horizontalast sowie die Post-AGB-Sterne
* im Optischen überwiegend die Roten Riesen
* im nahen Infrarot die AGB-Sterne Die Methode der Surface Brightness Fluctuation wird kalibriert anhand von primären Entfernungsmessungsmethoden wie der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung von Cepheiden, dem Tip of the Red Giant Branch, Typ Ia-Supernova, der Leuchtkraftfunktion planetarischer Nebel (Planetary Nebula Luminosity Function) oder anhand von synthetischen Populationsberechnungen. Die Genauigkeit konnte durch weltraumgestützte Beobachtungen z.B. durch das Hubble-Weltraumteleskop erheblich gesteigert werden, da das atmosphärische Seeing unterdrückt wird. Die Methode kann heute für Entfernungen zwischen 10 und 150 Megaparsec verwendet werden. Jenseits dieser Entfernungen werden bei dem heute erreichbaren Auflösungsvermögen die Helligkeitsfluktuationen zu klein. (de)
|
| dbo:originalTitle
|
- Surface Brightness Fluctuations as Primary and Secondary Distance Indicators (de)
- Surface Brightness Fluctuations in the Hubble Space Telescope ACS/WFC F814W Bandpass and an Update on Galaxy Distances (de)
- Distance Measurements and Stellar Population Properties via Surface Brightness Fluctuations (de)
- Surface Brightness Fluctuations as Primary and Secondary Distance Indicators (de)
- Surface Brightness Fluctuations in the Hubble Space Telescope ACS/WFC F814W Bandpass and an Update on Galaxy Distances (de)
- Distance Measurements and Stellar Population Properties via Surface Brightness Fluctuations (de)
|
| dbo:wikiPageID
| |
| dbo:wikiPageRevisionID
| |
| prop-de:arxiv
|
- 10093270 (xsd:integer)
- 12020581 (xsd:integer)
- 12051498 (xsd:integer)
|
| prop-de:autor
|
- Alexander Fritz
- John Blakeslee
- John P. Blakeslee, Michele Cantiello, Simona Mei, Patrick Cote, Regina Barber DeGraaff, Laura Ferrarese, Andres Jordan, Eric W. Peng, John L. Tonry, Guy Worthey
|
| prop-de:jahr
|
- 2010 (xsd:integer)
- 2012 (xsd:integer)
|
| prop-de:sammelwerk
|
- Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics
|
| dct:subject
| |
| rdf:type
| |
| rdfs:comment
|
- Die Methode der Surface Brightness Fluctuation (deutsche Übersetzung: Oberflächen-Helligkeits-Fluktuation) ist eine sekundäre Methode der Entfernungsmessung für Galaxien und Kugelsternhaufen. Die Methode beruht auf der abnehmenden Amplitude von Helligkeitsfluktuationen bei Sternsystemen mit zunehmender Entfernung, da die zufällige Verteilung von Sternen nach ihrer Anzahl und Leuchtkraft pro aufgelösten Punkt mit der Entfernung abnimmt. Die Surface Brightness Fluctuation Methode erreicht eine Genauigkeit von bis zu zwei Prozent für frühe Galaxientypen. (de)
- Die Methode der Surface Brightness Fluctuation (deutsche Übersetzung: Oberflächen-Helligkeits-Fluktuation) ist eine sekundäre Methode der Entfernungsmessung für Galaxien und Kugelsternhaufen. Die Methode beruht auf der abnehmenden Amplitude von Helligkeitsfluktuationen bei Sternsystemen mit zunehmender Entfernung, da die zufällige Verteilung von Sternen nach ihrer Anzahl und Leuchtkraft pro aufgelösten Punkt mit der Entfernung abnimmt. Die Surface Brightness Fluctuation Methode erreicht eine Genauigkeit von bis zu zwei Prozent für frühe Galaxientypen. (de)
|
| rdfs:label
|
- Surface Brightness Fluctuation (de)
- Surface Brightness Fluctuation (de)
|
| owl:sameAs
| |
| prov:wasDerivedFrom
| |
| foaf:isPrimaryTopicOf
| |
| is dbo:wikiPageDisambiguates
of | |
| is foaf:primaryTopic
of | |
