Dark Matter and Variable Sources in M31

Diese Dissertation beschreibt die Ergebnisse des Wendelstein Calar
Alto Pixellensing Project (WeCAPP), welches in Richtung der
Andromeda Galaxie (M31) nach Dunkler Materie in Form von "Massiven
Kompakten Halo Objekten" (Machos) sucht. Die neuesten
wissenschaftlichen Befunde legen ein Universum mit flacher
Geometrie nahe, zu dessen Dichteinhalt Dunkle Materie ca. 23%
beitraegt. Weitere 4.5% werden baryonischer Materie zugeschrieben,
wobei von diesem Anteil bei kleiner Rotverschiebung bisher nur ca.
10% nachgewiesen werden konnten. Die Kandidaten fuer Machos in den
Halos von Galaxien umfassen eine baryonische Komponente (vergangene
Sterne wie z.B. Weisse Zwerge oder Neutronensterne), sowie eine
nicht-baryonische Komponente, zum Beispiel in Form von primordialen
Schwarzen Loechern. Da diese Objekte nur sehr schwach leuchten,
sind sie dem direkten Nachweis entzogen. Sie koennen jedoch
indirekt ueber den Gravitationslinseneffekt nachgewiesen werden,
den sie auf das Licht von Sternen im Hintergrund ausueben. Der
beobachtbare Helligkeitsanstieg ist charakteristisch fuer solche
sogenannten Mikrolinsenereignisse und laesst sich gut von der
Helligkeitsaenderung Veraenderlicher Sterne unterscheiden. Die
Seltenheit der Gravitationslinsenereignisse machte den Aufbau eines
grossen Datensatzes mit entsprechender zeitlicher Ueberdeckung
notwendig, was durch simultane Beobachtungen an zwei Standorten
(Wendelstein und Calar Alto) erreicht werden konnte. Nach einer
kurzen Einfuehrung gibt Kapitel 2 einen Ueberblick ueber das
Experiment und die Beobachtungsstrategie und stellt die Teleskope
und verwendeten Instrumente vor. Desweiteren behandelt Kapitel 2
die Eigenschaften des Datensatzes (1997 - 2005) und stellt die
Algorithmen und Methoden vor, die zum Reduzieren der Daten
angewandt wurden. Kapitel 3 praesentiert ein aktualisiertes Modell
der Massen- und Lichtverteilung der Andromeda Galaxie, welches gut
mit kinematischen Daten, als auch mit Vorhersagen von stellaren
Populationsmodellen uebereinstimmt. In Kapitel 4 wird dieses Modell
genutzt, um die erwartete Rate von Gravitationslinsenereignissen
und deren raeumliche Verteilung fuer das WeCAPP Experiment zu
berechnen. Kapitel 5 praesentiert die Kandidaten fuer
Mikrolinsenereignisse, die im WeCAPP Datensatz identifiziert werden
konnten. Sowohl die Anzahl der Ereignisse als auch ihre raeumliche
Verteilung deuten darauf hin, dass sie durch stellare Linsen in M31
selbst verursacht wurden (self-lensing). Der Machoanteil ist
demgegenueber als eher gering einzuschaetzen. Der aufgebaute
Datensatz ist aufgrund seiner langen zeitlichen Ueberdeckung
hervorragend geeignet, intrinsisch Veraenderliche Quellen in M31 zu
studieren. In Kapitel 6 wird dieser Katalog von ueber 20 000
Veraenderlichen Quellen praesentiert. Die gemessene Anzahldichte
der Quellen weist eine starke Asymmetrie auf, die auf den Einfluss
erhoehter Extinktion in den Spiralarmen zurueckzufuehren ist. Die
Veraenderlichen lassen sich in 3 Gruppen einteilen, wobei sich in
Gruppe 1 die klassischen Cepheiden befinden. Gruppe 2 enthaelt
unter anderem Klasse 2 Cepheiden und RV Tauri Veraenderliche,
wohingegen sich Gruppe 3 aus Langperiodischen Veraenderlichen
zusammensetzt. Die Parameter, die aus der Fourieranalyse der
Lichtkurven klassischer Cepheiden extrahiert werden konnten, zeigen
den bekannten Verlauf mit der Periode der stellaren Pulsation. Auch
fuer die Klasse 2 Cepheiden und die RV Tauri Sterne konnte eine
Korrelation bestimmter Phasenparameter gefunden werden, wobei die
Relation der RV Tauri Sterne eine Fortfuehrung der Relation der
Klasse 2 Cepheiden ist. Dieses Ergebnis unterstuetzt die enge
Verbindung zwischen beiden Arten von Veraenderlichen. Neben
pulsierenden Veraenderlichen wurden auch ueber 60 klassische Novae
identifiziert, deren Helligkeitsverlauf einen eruptiven Charakter
aufweist. Der daraus resultierende Novakatalog, der in Kapitel 7
praesentiert wird, ist einer der groessten und homogensten seiner
Art. Eine Korrelation mit historischen Novae erbrachte 5 Kandidaten
fuer wiederkehrende Novae. Fuer einige Novae gelang es, den
Zeitpunkt des Ausbruchs genau zu bestimmen und damit zu zeigen,
dass die Konstanz der Helligkeit 15 Tage nach Maximum fuer schnelle
und moderat schnelle Novae zu gelten scheint. Sehr schnelle Novae
scheinen jedoch davon abzuweichen. Mit Hilfe dieser Relation und
den exponentiellen Angleichungen an die Lichtkurven konnte gezeigt
werden, dass fuer mittlere Abfallszeitskalen t2 die maximale
Helligkeit linear mit dem Logarithmus der Abfallszeit skaliert,
fuer grosse t2 jedoch eine Abflachung dieser linearen Relation
festzustellen ist.