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Die Tully-Fisher-Beziehung (veröffentlicht 1977 von Richard Brent Tully und Richard Fisher) beschreibt einen Zusammenhang zwischen der Rotationsgeschwindigkeit von Spiralgalaxien und ihrer Leuchtkraft. Man kann aus der Verschiebung ihrer Spektrallinien und der daraus folgenden Rotationsgeschwindigkeit auf ihre Leuchtkraft und damit bei bekannter Helligkeit auf ihre Entfernung schließen.

Die Tully-Fisher-Beziehung lautet:

${\displaystyle L\propto (\mathrm {v} _{\mathrm {max} })^{\beta }}$

Dieser empirisch gefundene Zusammenhang besagt, dass die Leuchtkraft ${\displaystyle L}$ einer Spiralgalaxie proportional zu einer Potenz ihrer maximalen Umdrehungsgeschwindigkeit ${\displaystyle \mathrm {v} _{\mathrm {max} }}$ ist. Der Exponent ${\displaystyle \beta }$ des Potenzgesetzes hängt ab vom Spektralbereich:

• ${\displaystyle \beta =3{,}0}$ im B-Band (${\displaystyle \lambda =400\,\mathrm {nm} }$)
• ${\displaystyle \beta =3{,}2}$ im I-Band (${\displaystyle \lambda =800\,\mathrm {nm} }$)
• ${\displaystyle \beta =4{,}2}$ im H-Band (${\displaystyle \lambda =1.200\,\mathrm {nm} }$).

Die maximale Umdrehungsgeschwindigkeit lässt sich aus der Verbreiterung der Spektrallinien errechnen. Zur Messung wird insbesondere die 21-cm-Linie im Radiospektrum des Wasserstoffs benutzt. Für die Entfernungsbestimmung wird das I-Band benutzt, da hier alle Sterne zur Leuchtkraft beitragen, wohingegen im B-Band die Leuchtkraft ausschließlich durch junge OB-Sterne dominiert wird.

Die Berechnung beruht darauf, dass das Licht der Spiralarme, die sich auf uns zu bewegen, eine leichte Blauverschiebung erfährt, während das Licht der Arme, die sich von uns fort bewegen, eine Rotverschiebung aufweist (Doppler-Effekt). Je schneller die Umdrehung, desto stärker sind diese Verschiebungen, und die Spektrallinien werden entsprechend breiter; die Breite ist also ein Maß für die Drehgeschwindigkeit. Die Umdrehungsgeschwindigkeit steht ihrerseits in direkter Relation zur Masse der Galaxie, da die Gravitation als Zentripetalkraft wirkt. Schließlich wird angenommen, dass Galaxien mit ähnlichen Massen eine vergleichbare absolute Leuchtkraft besitzen und diese Leuchtkraft proportional zur Masse wächst. Aus dem Vergleich der errechneten absoluten mit der scheinbaren (beobachteten) Helligkeit ergibt sich die Entfernung zu der Galaxie.

Ein Analogon zur Tully-Fisher-Beziehung für Elliptische Galaxien ist die Faber-Jackson-Beziehung, welche besagt, dass die Leuchtkraft proportional zur vierten Potenz der Geschwindigkeitsdispersion ist.

Weblinks

• Tully: Tully-Fisher relation, Scholarpedia, 2007
• Spektrum.de: ... in einer weit, weit entfernten Galaxie 10. Februar 2019

На других языках

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- [de] Tully-Fisher-Beziehung

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[en] Tully–Fisher relation

In astronomy, the Tully–Fisher relation (TFR) is an empirical relationship between the mass or intrinsic luminosity of a spiral galaxy and its asymptotic rotation velocity or emission line width. It was first published in 1977 by astronomers R. Brent Tully and J. Richard Fisher.[1] The luminosity is calculated by multiplying the galaxy's apparent brightness by 4 π d 2 {\displaystyle 4\pi d^{2}} , where d {\displaystyle d} is its distance from us, and the spectral-line width is measured using long-slit spectroscopy.

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[es] Relación Tully-Fisher

La relación de Tully-Fisher es considerada una candela estándar en Astronomía. Fue publicada por los astrónomos R. Brent Tully y J. Richard Fisher en 1977 y permite estimar la distancia a la que se encuentra una galaxia espiral a partir de la anchura de las líneas de su espectro.

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[ru] Зависимость Талли — Фишера

Зависимость Талли — Фишера (англ. Tully–Fisher relation) — это эмпирически полученное соотношение, связывающее массу или собственную светимость спиральной галактики и скорость её вращения или ширину линий излучения в её спектре. Впервые была опубликована в 1977 году Ричардом Талли и Джеймсом Фишером[1]. Светимость галактики определяется по данным о видимой звёздной величине и расстоянии до галактики, ширина спектральных линий измеряется методами спектроскопии с длинной щелью.

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