Wenn wir die Rotationsgeschwindigkeit einer Galaxie messen, können wir meistens nur die Radialgeschwindigkeit direkt messen, indem wir die Rotverschiebung betrachten.
Ich habe in einer Vorlesungsfolie gelesen, dass es manchmal möglich ist, die Gesamtgeschwindigkeit (nicht nur radial) zu messen, wenn sich die Galaxie in der lokalen Gruppe befindet und Maser präsentiert. Der Lehrer hat nicht mehr Details gegeben, aber ich bin neugierig, wie es gemacht werden kann.
Welche Eigenschaften der Maser erlauben eine solche Messung und warum ist das bei Sternen oder Gaswolken nicht möglich?
Maser sind in der Regel extrem helle, kompakte Quellen mit Linienemission bei cm-Wellenlängen (normalerweise von OH- oder H O-Moleküle; dies ist eine Technik für Gaswolken, die jedoch nur unter besonderen Bedingungen funktioniert). Dadurch sind sie ideal für die Interferometrie mit sehr langer Basislinie (VLBI) mit Radioteleskopen, mit der Sie äußerst präzise und genaue Positionen erhalten. Wenn Sie sie über Jahre hinweg wiederholt beobachten, können Sie in einigen Fällen eine Bewegung über die Sichtlinie hinweg (dh eine Eigenbewegung) erkennen. Da es sich um eine Linienemission handelt, können Sie auch die Radialgeschwindigkeit aus der Dopplerverschiebung der Linie messen.
Das kanonische Beispiel ist die zirkumnukleäre Gasscheibe in der nahe gelegenen Spirale NGC 4258 (weit außerhalb der Lokalen Gruppe), wo beobachtet wurde, dass sich Maser-Emissionspunkte in der Scheibe mit Eigenbewegungen bewegen mas/yr (und Radialgeschwindigkeitsänderungen von km/s/Jahr). Die Kombination daraus und Beobachtungen der Scheibengeometrie ermöglicht äußerst genaue Messungen der Masse des zentralen supermassereichen Schwarzen Lochs und der Gesamtentfernung zur Galaxie.
Das ist natürlich nicht die „Rotationsgeschwindigkeit der Galaxie“, sondern die Rotation einer Scheibe im Sub-Parsec-Maßstab um das supermassereiche Schwarze Loch. Die großräumige Rotation wurde für die Galaxie der Lokalen Gruppe M33 (Triangulum) mithilfe von VLBI-Beobachtungen von Maserquellen in H II-Regionen über mehrere Jahre von Brunthaler et al. gemessen. (2005) .
Es ist tatsächlich möglich, so etwas für einzelne Sterne in sehr nahen Galaxien zu tun, wenn Sie genügend genaue Positionen erhalten können. Dies wurde sowohl mit HST- Daten als auch (in jüngerer Zeit) mit Gaia- Daten für die Magellanschen Wolken, M33 und M31 durchgeführt (z. B. van der Marel et al. 2019 ); Eigenbewegungen von Sternen in den Magellanschen Wolken wurden auch mit bodengestützten Teleskopen gemessen (z. B. Niederhofer et al. 2021 ; es hilft, dass die Winkeleigenbewegungen aufgrund der Nähe der Galaxien groß sind).