Reduktion

  Soweit möglich wurden Rohdaten aus dem öffentlichen ROSAT-Archiv benutzt (http://wave.xray.mpe.mpg.de/rosat), ansonsten Daten des RASS. Die Bild- und Datenverarbeitung wird unterstützt durch das Softwarepaket EXSAS [ZIMMERMANN et al. 1994]. Um die Rohdaten zur Auswertung vorzubereiten, müssen einige Standardverfahren angewendet werden. Dazu ist es hilfreich, die wichtigsten Eigenschaften des Detektors in Kombination mit dem Teleskopaufbau zu kennen. Eine detaillierte Beschreibung aller Eigenschaften findet man in [BRIEL et al. 1996] und den darin enthaltenen Referenzen.

Die effektive Fläche, d. h. die geometrische Sammelfläche multipliziert mit der Empfindlichkeit, ist energieabhängig und abhängig davon, ob die Quelle im Zentrum des Gesichtsfeldes (engl.: on-axis) aufgenommen wurde (Abb. 4.1). Die Abnahme der effektiven Fläche mit zunehmendem Abstand der Quelle zum Zentrum (off-axis-Winkel) bezeichnet man als Vignetting.

  
Abbildung: Effektive Fläche von Teleskopaufbau kombiniert mit PSPC. Die durchgezogene Linie gilt für on-axis-Quellen und die gestrichelte Linie für Quellen mit einem off-axis-Winkel von 30 Bogenminuten (EXSAS-Kalibrationsdateien). Das Minimum bei ist durch das Material des Eintrittsfensters des PSPCs bedingt (Absorptionskante von Kohlenstoff).

  
Abbildung: on-axis-Punktbildfunktion von Teleskopaufbau kombiniert mit PSPC. Die durchgezogene Linie gilt für Photonenenergien von , die gestrichelte Linie für und die punktgestrichelte Linie für (EXSAS-Kalibrationsdateien).

Die Punktbildfunktion (PBF) ist ebenfalls abhängig von der Energie des einfallenden Photons und vom off-axis-Winkel. Die on-axis-PBF wurde vor dem Start von ROSAT in der Testanlage PANTER gemessen und ein parametrisiertes Modell aufgestellt. Nach dem Start durchgeführte Messungen an Punktquellen bestätigten, daß das Modell die beobachtete PBF zufriedenstellend wiedergibt [HASINGER et al. 1992]. Das Modell der PBF setzt sich aus drei Anteilen zusammen:

• Lorentzfunktion. Beschreibt die durch Mikrorauhheit am Spiegel hervorgerufene Streuung.
• Gaußfunktion. Beschreibt die intrinsische räumliche Auflösung des PSPCs.
• Exponentialfunktion. Beschreibt den kombinierten Beitrag von Fokussierung und Photoneneintritt in den Zähler.

Diese zusammengesetzte PBF ist in Abb. 4.2 zu sehen. Für die Untersuchung relativ naher, ausgedehnter Objekte, wie in dieser Arbeit, sind die Auswirkungen der PBF jedoch vernachlässigbar (vgl. Abb. 4.11).

  
Abbildung 4.3: Rohbild von Abell 3526 (Centaurus Haufen). Die Kantenlänge beträgt acht Grad. Der Kreis deutet das Gesichtsfeld des PSPCs an. Es ist mit bloßem Auge erkennbar, daß die Emission des Haufens über das PSPC-Gesichtsfeld hinausgeht. Neben der ausgedehnten Emission des Galaxienhaufens sind noch Punktquellen und Photonen des Hintergrunds zu sehen.

Vor der Weitergabe der Rohdaten an die Benutzer werden in einer Standardprozedur den in den einzelnen Detektorbildpunkten registrierten Photonen an den Himmel projezierte Koordinaten (Himmelspixel) zugewiesen (d. h. die Richtung aus der das jeweilige Photon am wahrscheinlichsten kam). Die Belichtungszeiten für die einzelnen Himmelspixel werden in einer Belichtungskarte gespeichert, um bei der weiteren Auswertung jedes Photon mit seiner Belichtungszeit wichten zu können. Die für pointierte Beobachtungen angegebene effektive Belichtungszeit ist auf den on-axis-Fall normiert. Ebenso ist eine Vignetting-Korrektur in der Belichtungskarte integriert.

Um ein Bild einer Aufnahme darzustellen, werden die registrierten Photonen einer bestimmten Anzahl von Himmelspixeln in einen Bildpunkt (Framepixel) summiert (gebinnt). Bei den pointierten Beobachtungen wurde eine Bingröße für einen Framepixel von 30 Himmelspixeln gewählt. Dies entspricht 15 Bogensekunden. Für RASS-Bilder wurde die Bingröße immer so gewählt, daß das resultierende Bild 512 Framepixel Kantenlänge hat.

  
Abbildung: Konturbild des Galaxienhaufens MKW 4, belichtungs- und vignettingkorrigiert. Das Bild wurde mit einer variablen Gauß -Funktion gefaltet, deren Standardabweichung zum Zentrum hin abnimmt. Dadurch bleiben Strukturen auf unterschiedlichen Längenskalen besser sichtbar.

Für alle Bearbeitungen wurden nur die Photonen berücksichtigt, die im harten ROSAT-Band ( ) liegen. Das Verwerfen von Photonen im Energiebereich liegt in dem hohen Anteil von Hintergrundsphotonen in diesem Bereich begründet. Oberhalb von wird die effektive Fläche von Teleskop mit PSPC sehr klein (Abb. 4.1).

Soweit möglich wurden zur Analyse der Galaxienhaufen pointierte PSPC-Beobachtungen benutzt. Für einige Haufen sind jedoch keine pointierten Beobachtungen vorhanden. Andere Haufen erscheinen am Himmel größer als das Gesichtsfeld des PSPCs (Abb. 4.3). Dies würde eine gute Hintergrundsbestimmung erschweren. Aus diesen Gründen wurden für 23 Haufen RASS Bilder verwendet. Man beachte, daß für den RASS ein anderer PSPC benutzt wurde, als für die pointierten Beobachtungen. Diese sind zwar baugleich, unterscheiden sich aber dennoch geringfügig in ihren Eigenschaften. Aus diesem Grund benutzt man unter anderem unterschiedliche Kalibrationstabellen für die effektiven Flächen der beiden PSPCs.

Um die Morphologie eines Galaxienhaufens anschaulicher darzustellen, ist es nützlich, ein Isophoten-Konturbild zu erzeugen. Dazu wird das Bild mit einem Gaußfilter geglättet und dann Linien gleicher Flächenhelligkeit eingezeichnet. Ein solches Konturbild für den Haufen MKW 4 ist in Abb. 4.4 dargestellt.