Max-Planck-Institut für AstronomieHeidelberg-Königstuhl

Jahresbericht 1998

Zum Titelbild:Der offene Sternhaufen NGC 2051 im südlichen Teil der 30-Doradus-Region in der Großen Magellanschen Wolke.Ausschnitt aus dem Dreifarben-Kompositbild mit der neuen Weitfeld-CCD-Kamera am 2.2-m-Teleskop derMPG/ESO auf La Silla (Chile), das größtenteils auf den Seiten 36–37 gezeigt ist.

Max-Planck-Institut für AstronomieHeidelberg-Königstuhl

Jahresbericht 1998

Max-Planck-Institut für Astronomie

Geschäftsführende Direktoren: Prof. Steven Beckwith (bis 31. 8. 1988), Prof. Immo Appenzeller (ab 1.8.1998)

Wissenschaftliche Mitglieder, Kollegium, Direktoren: Prof. Immo Appenzeller (ab 1.8.1998, kommissarisch), Prof. Steven Beckwith, (ab 1. 9. 1998 beurlaubt), Prof. Hans-Walter Rix (ab 1. 1. 1999).

Emeritierte Wissenschaftliche Mitglieder:Prof. Hans Elsässer, Prof. Guido Münch

Auswärtige wissenschaftliche Mitglieder:Prof. Immo Appenzeller, Prof. Karl-Heinz Böhm, Prof. George H. Herbig

Fachbeirat:Prof. R. Bender, München; Prof. R.-J. Dettmar, Bochum; Prof. G. Hasinger, Potsdam; Prof. P. Léna, Meudon; Prof. M. Moles Villamante, Madrid; Prof. F. Pacini, Florenz; Prof. K.-H. Schmidt, Potsdam; Prof. P.A. Strittmatter,Tucson; Prof. S.D.M. White, Garching; Prof. L. Woltjer, St. Michel l’Observatoire

Derzeit hat das MPIA rund 160 Mitarbeiter, davon 43 Wissenschaftler, 37 Nachwuchs- und Gastwissenschaftlersowie 80 Techniker und Verwaltungsangestellte. Studenten der Fakultät für Physik und Astronomie der UniversitätHeidelberg führen am Institut Diplom- und Doktorarbeiten aus. In den Werkstätten des Instituts werden ständigLehrlinge ausgebildet.

Anschrift: MPI für Astronomie, Königstuhl 17, D-69117 Heidelberg. Telefon: 0049-6221-5280, Fax: 0049-6221-528246.E-mail: name@mpia-hd.mpg.deAnon. ftp: ftp.mpia-hd.mpg.deIsophot Data Center: phthelp@mpia-hd.mpg.de.Internet: http://www.mpia-hd.mpg.de

Calar-Alto-Observatorium

Anschrift: Centro Astronomico Hispano Aleman, Calle Jesus Durbán Remón 2/2, E-04004 Almería, Spanien Telefon: 0034-50-230988, -632500, Fax: 0034-50-632504, E-mail: name@caha.es

Impressum

Herausgeber: Dr. Jakob Staude, Prof. Immo AppenzellerText: Dr. Thomas BührkeBilder: MPIA und andereGraphik und Bilbearbeitung: Dipl. Phys. Axel M. QuetzUmbruch und Layout: Josef HegeleDruck und Weiterverarbeitung: Colordruck LeimenISSN 1437-2924

I Allgemeines . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5Forschungsziele des MPIA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5Wissenschaftliche Fragestellungen . . . . . . . . . . . . . . . 8

Galaktische Forschung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8Extragalaktische Forschung . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9Sonnensystem. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9

II Highlights . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

II.1 Scheiben um junge und alte Sterne . . . . . . . . . 11Das Wega-Phänomen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

Regel oder Ausnahme? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13Präzedenzfall Beta Pictoris . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

Staubscheiben in Doppelsternsystemen. . . . . . . . . . . 16Speckle-Polarimetrie an Z Canis Majoris . . . . . . . 16Mondbeobachtungen von Haro 6-37 . . . . . . . . . . . 18

II.2 Radiogalaxien und Quasare . . . . . . . . . . . . . . . . 20Das Vereinheitlichte Modell auf dem Prüfstand . . . . 20

Das Vereinheitlichte Modell für Aktive Galaxien . 20Beobachtungen mit ISOPHOT im fernen Infrarot . 21Polarimetrie des Quasars 3C 279 . . . . . . . . . . . . . 22

II.3 Entwicklung von Zwerggalaxien . . . . . . . . . . . 24Das Modell der »Wolkenflüssigkeit« . . . . . . . . . . . . 24

Ergebnisse der Simulation. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25Heiße Supernova-Blasen. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28

III Instrumentelle Entwicklung . . . . . . . . . . . . . 33WFI – Die Weitfeldkamera für La Silla . . . . . . . . . . 33ALFA – Adaptive Optik mit künstlichem Stern. . . . . 38MOSCA – Multi-Objekt-Spektrograph . . . . . . . . . . . 41OMEGA-Prime – Kamera für das nahe Infrarot . . . . 42OMEGA-Cass – Kamera und Spektrometer

für das nahe Infrarot . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44CONICA – Hochauflösende Infrarot-Kamera

für das VLT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44MIDI – Infrarot-Interferometer für das VLT . . . . . . . 44PACS – Infrarotkamera für FIRST

(Far Infrared Space Telescope) . . . . . . . . . . . . . . . 45

IV Wissenschaftliche Arbeiten . . . . . . . . . . . . . . 47

IV.1. Galaktische Astronomie . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47Junge Doppel- und Mehrfachsterne. . . . . . . . . . . . . . 47

Speckle-Holographie im Orion-Nebel . . . . . . . . . . 47Der Trapez-Haufen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50Braune Zwerge . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51Von der Wolke bis zum Stern . . . . . . . . . . . . . . . . 51

Kinematik Bipolarer Jets von jungen Sternen . . . . . . 54Bipolare Strömungen und äquatoriale Scheiben . . 54Bewegung von Jet-Knoten . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54Jets auch bei »alten« T-Tauri-Sternen . . . . . . . . . . 59

Eta Carinae und der Homunculus-Nebel . . . . . . . . . . 59Die ereignisreiche Phase der Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen. . . . . . 60Drei-Phasen-Modell für Eta Carinae . . . . . . . . . . . 60

IV.2 Extragalaktische Astronomie . . . . . . . . . . . . . 64Galaxien im jungen Universum . . . . . . . . . . . . . . . . 64

Sternentstehung in jungen Galaxien . . . . . . . . . . . 64EROs am Infrarothimmel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66

Kalter Staub in Galaxien. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68Sind Spiralgalaxien durchsichtig? . . . . . . . . . . . . . 68Die Andromeda-Galaxie im fernen Infrarot . . . . . . 68Die ungewöhnliche Zwerggalaxie NGC 205 . . . . . 72

IV.3 Das Sonnensystem . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73Asteroiden als Infrarotstandards . . . . . . . . . . . . . . . . 73

Standardkerzen für das Infrarot . . . . . . . . . . . . . . . 73Das thermische Asteroidenmodell und ISOPHOT-Daten . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74Polarisationsmessungen an Asteroiden . . . . . . . . . 76

Variationen im Sonnenwind . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77Koronale Löcher und Massenauswürfe . . . . . . . . . 77Alte HELIOS-Daten neu analysiert . . . . . . . . . . . . 79

Personal . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83Arbeitsgruppen und wissenschaftliche Zusammenarbeit . . . . . . . . . . 84

Zusammenarbeit mit Firmen . . . . . . . . . . . . . . . . 86Lehrveranstaltungen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88Öffentliche Vorträge . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88Tagungen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89Mitarbeit in Gremien . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90Veröffentlichungen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91

Inhalt

Forschungsziele des MPIA

Der Senat der Max-Planck-Gesellschaft beschloß imJahre 1967 die Gründung des Max-Planck-Instituts fürAstronomie in Heidelberg mit dem Ziel, die durch zweiWeltkriege weit zurückgeworfene astronomische For-schung in Deutschland wieder an die Weltspitze heranzu-führen. Zwei Jahre später nahm das Institut auf dem Kö-nigstuhl unter der Leitung von Hans Elsässer in proviso-rischen Räumen die Arbeit auf. Das neue Institutsgebäudewurde 1975 bezogen (Abb. I.1). Als langfristiges Zielwurde dem neu gegründeten MPIA der Aufbau undBetrieb zweier leistungsfähiger Observatorien jeweils aufder Nord- und Südhalbkugel übertragen. Nach intensiverStandortsuche fiel 1970 für die Nordhalbkugel die Wahlaud den 2168 Meter hohen Berg Calar Alto in der ProvinzAlmeria, Südspanien. Er bietet in Europa gute klimatischeund meteorologische Bedingungen für astronomischeBeobachtungen. 1972 kam es zur Gründung des »Deutsch-Spanischen Astronomischen Zentrums« (DSAZ), kurz:Calar-Alto-Observatorium.

Die mit der Planung und dem Bau der Teleskope ver-bundenen komplexen technologischen Probleme wurdenin Zusammenarbeit mit der Firma Carl Zeiss, Oberko-chen und anderen Firmen gelöst. Auf diese Weise habensich zahlreiche Unternehmen ein Know-how angeeignet,das ihnen zu einer Führungsposition auf dem Weltmarktverholfen hat.

Von 1975 bis 1984 gingen auf dem Calar Alto dervon der Deutschen Forschungsgemeinschaft finanzierte1.2-Meter-Reflektor sowie das 2.2-Meter- und das 3.5-Meter-Teleskop in Betrieb. Von der Hamburger Stern-warte wurde der 80-Zentimeter-Schmidt-Spiegel über-nommen. Zusätzlich steht ein spanisches 1.5-Meter-Te-leskop auf dem Gelände, es untersteht dem Observato-rio Nacional de Madrid und gehört nicht zum DSAZ.Abb. I.2 zeigt einen Blick auf die Teleskopkuppeln desCalar Alto. Der ursprünglich geplante Bau einer Süd-sternwarte auf dem Gamsberg in Namibia ließ sich auspolitischen Gründen nicht realisieren. Das hierfür vor-gesehene 2.2-Meter-Teleskop wurde der EuropäischenSüdsternwarte (ESO) für 25 Jahre als Leihgabe überlas-sen. Es arbeitet seit 1984 auf dem Berg La Silla in Chileund steht dort zu 25 % der Beobachtungszeit denAstronomen des MPIA zur Verfügung.

Die heutige Aufgabe des MPIA besteht zum einen imBetrieb des Calar-Alto-Observatoriums. Dazu gehört die

ständige Optimierung der Leistungsfähigkeit der Tele-skope: Mit der Inbetriebnahme der adaptiven OptikALFA steht das 3.5-Meter-Teleskop heute wieder an dervordersten Front der technologischen Entwicklung (Ka-pitel III). Zum anderen werden in Heidelberg neue Meß-geräte entwickelt, Beobachtungsprogramme vorbereitetund die an den Teleskopen gewonnenen Daten ausgewer-tet. Ein wesentlicher Teil der Institutsarbeit ist dem Bauneuer Instrumente für die Teleskope gewidmet (Kapitel

I Allgemeines

5

Abb. I.1: Das Max-Planck-Institut für Astronomie auf demKönigstuhl in Heidelberg.

Abb. I.2: Blick von Süden auf das Calar-Alto-Observatoriumin Südspanien mit seinen fünf Teleskopkuppeln. Von links nachrechts: die Gebäude für das spanische 1.5-Meter-Teleskop, denSchmidt-Spiegel, das 1.23-Meter-Teleskop, das 2.2-Meter-Teleskop, und die 43 Meter hohe Kuppel des 3.5-Meter-Teleskops.

III). Dazu ist das MPIA mit modernsten Feinwerk- undElektronikwerkstätten ausgestattet. Mit dem Calar-Alto-Observatorium verfügt das MPIA über eines der beidenleistungsstärksten Observatorien in Europa. DieForschung konzentriert sich auf den »klassischen« sicht-baren und auf den infraroten Spektralbereich.

Überdies engagiert sich das MPIA seit seiner Grün-dung in der extraterrestrischen Forschung. Insbesondereder damit verbundene frühzeitige Einstieg in die Infra-rotastronomie war für die gesamte spätere Entwicklungdes Instituts von Bedeutung. In den 70er Jahren wurdenam MPIA zwei Photometer entwickelt und gebaut, dieauf den beiden Sonnensonden Helios 1 und Helios 2 ge-flogen sind und dort fehlerferei arbeiteten. Daß diedamals gewonnenen Meßwerte noch heute wertvolleInformationen enthalten, zeigt eine neuerliche Daten-analyse, die zum Nachweis von Schwankungen imSonnenwind führte (Kapitel IV.3). Etwa parallel zurHelios-Mission lief die Entwicklung der BallongondelTHISBE (Telescope of Heidelberg for Infrared Studiesby Balloon-borne Experiments). Dieser Höhenfor-schungsballon war dazu ausgelegt, Teleskope undAusrüstung mit bis zu 400 Kilogramm Gewicht bis in40 Kilometer Höhe zu tragen, wo Infrarotbeobachtungenmöglich sind. Vier Teleskope mit Öffnungen von 6 bis20 Zentimetern wurden in den Werkstätten des MPIAgebaut und kamen auf THISBE zum Einsatz. Wissen-schaftlich besonders hervorzuheben sind hier die ersteBeobachtung des Zentralgebietes der Milchstraße bei 2.4mm Wellenlänge und die Messung des Airglow, einerEmission des OH-Radikals in der Atmosphäre.

Heute ist das MPIA wesentlich an dem Projekt ISO(Infrared Space Observatory, Abb. I.3) der EuropäischenWeltraumbehörde ESA beteiligt: ISOPHOT, eines dervier Meßinstrumente auf ISO, entstand unter der Feder-führung des Instituts. ISO wurde am 8. 4. 1998 abge-schaltet, nachdem sein Kühlmittelvorrat erschöpft war.Mittlerweile sind aufgrund der Beobachtungen mit ISOzahlreiche Arbeiten aus allen Bereichen der Astronomieerschienen (Kapitel II.1, II.2, IV.2, IV.3). Sie bezeugenden außerordentlichen Erfolg dieser Mission.

Im Sommer 1998 hat die drei Jahre dauernde post-operative Phase begonnen. In dieser Zeit müssen die Da-ten sorgfältig kalibriert und archiviert werden: Einemnach objektiven Kriterien übersichtlich geordneten Ar-chiv kommt dabei eine besondere Bedeutung zu. DieseAufgabe wurde gelöst, indem die ESA in ihrer Station inVillafranca, Spanien, 1998 ein Zentralarchiv einrichteteund daneben die vier für die Meßinstrumente verant-wortlichen Institute jeweils ein Datenzentrum aufbauten.

Gemäß einer Vereinbarung mit der ESA ist das ISO-PHOT-Datenzentrum am MPIA ein Knoten in dieseminternationalen Netz von insgesamt sieben ISO-Daten-zentren (Abb. I.4). In Zusammenarbeit mit dem ISOScience Operations Center, Madrid, wurde am MPIA dieStandard-Software »PHT Interactive Analysis« (PIA)zur Auswertung der vom Satelliten gelieferten Rohdaten

entwickelt. Im Berichtsjahr begannen die Arbeiten aneiner neuen, verbesserten automatischen Analyse-Soft-ware (»Pipeline«), die genaue Daten für das wissen-schaftliche Archiv liefert.

Neben der reinen Archivierung und Rekalibrierungfungiert das Heidelberger Datenzentrum auch alsService-Einrichtung für Astronomen aus anderen In-stituten. 1998 besuchten über 40 Gastwissenschaftler dasDatenzentrum und erhielten dort mehrtägige, gelegent-lich mehrwöchige Unterstützung bei der Daten-auswertung. Die Einrichtung ist bis Ende 2001 finanziertund wird sich auf die ISOPHOT-Daten konzentrieren.Ziel all dieser Anstrengungen ist die wissenschaftlicheInterpretation der während der ISO-Mission gesammel-ten Daten.

Die mit ISOPHOT gewonnenen Erfahrungen warenausschlaggebend dafür, daß das MPIA an dem Bau derInfrarotkamera PACS wesentlich beteiligt ist. Sie wirdan Bord des Far-Infrared and Submillimeter Telescope(FIRST) der ESA arbeiten (Kapitel III). Der Start dieses3.5-Meter-Weltraumteleskops ist für das Jahr 2007 vor-gesehen.

6 I Allgemeines

Abb. I.3: Schnittzeichnung des mit flüssigem Helium gekühl-ten europäischen Infrarot-Observatoriums ISO, an dem dasMPIA maßgeblich beteiligt ist.

Von ganz wesentlicher Bedeutung sind auch Betei-ligungen an internationalen bodengebundenen Obser-vatorien und Projekten. So arbeitet seit einigen Jahren aneinem der größten Teleskope der Nordhalbkugel, dembritischen 3.9-Meter-Teleskop UKIRT (United KingdomInfrared Telescope) auf Hawaii, die am MPIA gebauteIR-Kamera MAX (Mid-Infrared Array eXpandable)sowie ein zugehöriger Tip-tilt-Sekundärspiegel (Abb.I.5). Im Gegenzug erhalten die Heidelberger Astrono-men einen festen Anteil der Beobachtungszeit an diesemTeleskop.

Für das zukünftig größte Observatorium der Erde, dasVery Large Telescope der ESO auf dem Paranal in Chile(VLT), entsteht unter der Federführung des MPIA diehochauflösende Infrarotkamera CONICA. Ebenfallsbegonnen wurde mit Entwicklung und Bau von MIDI,einem interferometrischen Instrument für das VLT. Mitdiesem zukunftsweisenden Instrument soll es ab demJahre 2000 erstmals möglich sein, zwei Großteleskopeim Infraroten interferometrisch zu koppeln (Kapitel III).

Forschungsziele des MPIA 7

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Astronomico Hispano Alem

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Institut für Astronomie Heidelberg

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UK

NL

F

USA

J

D

D

ISOPHOT DATA CENTERISOPHOT DATA CENTERMPIA Heidelberg

Ð Postoperational Phase Ð

GT data ftp

Data Analysis

ISOS/W

AstronomicalS/W packages

Textprocessing

PIA

Utilities

S/WDevelopment

Calibration/Documentation

Visitors'Support

Database/SystemManager

ELAIS

SerendipitySurvey

Staff

Visits, e-mail tophthelp@mpia-

Feedback:Results, S/W,

Questions

Network of ISOData Centers1997 - 2001

ISOPHOTConsortium

Uni. of Florida

RAL

MPIK

MPifR

MPIA

IRTF

IAC

Helsinki Uni.

Uni. Jena

AIP

DIAS

DSRI

Visitor

9 SUN Workstations11 X - Terminals

4 PCs100 Mb/s Twisted-

Pair-Network

550 GB (total)PHT-DC diskson SUN cluster

File server UPS protectedISOPHOT Archiveon RAID Level 5

(all ISO TM & ISOPHOT

ISOPHOTGT

Archive

on ~900CD-ROMsand DATs

Surveys

ISO Data Centerhttp://www.iso.vilspa.esa.es

SkyBackground

Archive

2,5 Mb/s

Abb. I.4: Nach dem Ende der ISO-Mission übernehmen dieDatenzentren (links) die wichtige Aufgabe der Archivierungund Rekalibrierung der Meßdaten. Das ISOPHOT-Datenzen-trum im MPIA fungiert dabei auch als Service-Einrichtung fürGastwissenschaftler.

Abb. I.5: Das MPIA ist mit einer empfindlichen Infrarot-kamera am Infrarotteleskop UKIRT auf Hawaii beteiligt.

Darüber hinaus wird das MPIA ab dem Jahre 2002 amLarge Binocular Telescope (LBT, Abb. I.6), einem wei-teren Teleskop der neuen Generation, maßgeblich betei-ligt sein. Das LBT wird derzeit von einem amerikanisch-italienisch-deutschen Konsortium auf dem MountGraham in Arizona, USA, gebaut. Es wird das leistungs-fähigste Teleskop auf der Nordhalbkugel sein. DasMPIA wird gemeinsam mit dem MPI für extraterrestri-sche Physik in Garching, dem MPI für Radioastronomiein Bonn, dem Astrophysikalischen Institut Potsdam undder Landessternwarte Heidelberg zu voraussichtlich25 % an den Kosten und der Nutzung des LBT beteiligtsein.

Mit diesem breit gefächerten Instrumentarium wirddas MPIA auch im 21. Jahrhundert einen wesentlichenBeitrag zur astronomischen Forschung leisten können.

Das MPIA verdankt seinem Standort in Heidelbergdie Möglichkeit, in einem astronomisch besonders akti-ven Umfeld zu wirken: Eine Zusammenarbeit mit derLandessternwarte, dem Astronomischen Rechen-Institut,dem Institut für Theoretische Astrophysik der Univer-sität oder der Abteilung Kosmophysik des MPI fürKernphysik hat sich immer wieder in vielfältiger Weiseergeben. Besonders augenfällig und zielgerichtet findetsie in den langjährigen SonderforschungsbereichenNr. 328 (»Entwicklung von Galaxien«, 1987–1998) undNr. 1700 (»Galaxien im jungen Universum«, ab 1999)statt, an denen alle genannten Heidelberger Institute mitwesentlichen Teilen ihrer Kräfte beteiligt sind.

Zu den Aufgaben des Instituts gehört auch die In-formation einer breiten Öffentlichkeit über die Ergeb-nisse der astronomischen Forschung. So halten Mitar-beiter des Instituts Vorträge in Schulen, Volkshochschu-len und Planetarien und treten, insbesondere anlässlich inder Öffentlichkeit stark beachteter astronomischer Ereig-nisse, auf Pressekonferenzen oder in Radio- und Fern-sehsendungen auf. Zahlreiche Besuchergruppen kom-men zum MPIA auf den Königstuhl und zum Calar-Alto-Observatorium. Regelmäßig im Herbst findet seit 1976 inden Räumen des MPIA ein bei Physik- und Mathe-matiklehrern im Land Baden-Württemberg sehr beliebtereinwöchiger Lehrerfortbildungskurs statt.

Schließlich wird am MPIA die 1962 von Hans Elsäs-ser mitbegründete, monatlich erscheinende ZeitschriftSterne und Weltraum herausgegeben. Die Zeitschriftwendet sich an das allgemeine Publikum und bietet so-wohl den Fachastronomen als auch der großen Gemein-de der Amateurastronomen ein lebhaftes Forum.

Wissenschaftliche Fragestellungen

Die zentrale Frage aller kosmologischen und astrono-mischen Forschung gilt der Entstehung und Entwicklungdes Universums als Ganzes sowie der Sterne und Ga-laxien, der Sonne und ihrer Planeten. An dieser Frage ori-entiert sich das Forschungsprogramm des MPIA. ImBereich der galaktischen Forschung konzentriert sich dieArbeit am Institut auf die Entstehung von Sternen ingroßen interstellaren Wolken aus Gas und Staub. ImBereich der extragalaktischen Astronomie liegt derSchwerpunkt auf der Frage nach der großräumigenStruktur des Kosmos, der Suche nach den Urgalaxien undder Erforschung aktiver Galaxien und Quasare. Dies sindferne Sternsysteme mit einer enormen Strahlungs-leistung. Unterstützt werden die beobachtenden Astro-nomen von einer Theoriegruppe, die in aufwendigenComputersimulationen Vorgänge nachvollzieht, die sichim Universum über zehntausende oder Millionen vonJahren erstrecken. So kommt es am MPIA zu einerfruchtbaren Synthese von Beobachtung und Theorie.

Galaktische Forschung

Ein wichtiger Zweig der galaktischen Forschung amMPIA ist den Fragen nach der Entstehung neuer Sternegewidmet. Die allerersten Phasen dieses Vorgangs spie-len sich im Inneren der interstellaren Gas- und Staub-wolken ab und bleiben somit im sichtbaren Licht unserenBlicken verborgen. Infrarotstrahlung vermag jedoch denStaub zu durchdringen, weswegen sich die Frühstadiender Sternentstehung bevorzugt in diesem Wellenlängen-bereich studieren lassen.

Der neu geborene Stern ist von einer dichten äquato-rialen Staubscheibe umgeben, in der sich die Materie ent-

8 I Allgemeines

Abb. I.6: Entwicklungszeichung des Large Binocular Tele-scope. Es wird zwei 8.4-Meter-Spiegel besitzen, die von einergemeinsamen Montierung getragen werden. Auf dem linkenSpiegel zum Größenvergleich ein ausgewachsener Elefant.

weder zu weiteren Sternen oder auch zu Planeten ver-dichten kann. Nach wenigen Millionen Jahren löst sichdie Scheibe schließlich auf. So stellen sich die Astro-nomen auch die Entstehung unseres Sonnensystems vor4.5 Milliarden Jahren vor. Empirische Evidenz für dastatsächliche Vorhandensein der protoplanetaren Scheibenbegann sich in den achtziger Jahren, insbesondere dankzahlreicher Arbeiten am MPIA, verstärkt anzusammeln.Heute stehen am Institut folgende Fragen im Vorder-grund: Wieviele der jungen Sterne bilden um sich herumeine Scheibe, und wie lange kann sie bestehen? WelcheFaktoren entscheiden darüber, ob sich in einer solchenStaubscheibe entweder einer oder mehrere Sterne, oderaber Planeten bilden? In welchem Zeitraum lösen sich dieScheiben auf? (Kapitel II.1)

Ein interessantes Phänomen, das mit den Staubschei-ben eng zusammenhängt, sind gebündelte Gasstrahlen,die senkrecht zur Scheibe mit hoher Geschwindigkeit inden Weltraum hinausschießen. Diese sogenannten Jets,deren Ursache sich bislang nicht gänzlich klären ließ,gehören zu den bipolaren Strömungen, einem kurzlebi-gen aber grundlegenden Phänomen der Sternentstehung,das am MPIA seit Beginn der 80er Jahre intensiv und mitgroßem Erfolg studiert wird (Kapitel IV.1). In allenFällen bildet die erwähnte äquatoriale Staubscheibe dieSymmetrieebene zu den Strömungen und hellen Gas-nebeln. Wichtige Fragen, auf die Astronomen des MPIAeine Antwort suchen, lauten: Wie werden die Teilchenbeschleunigt? Wie lange dauert die bipolare Phase? Er-zeugt jeder neu entstandene Stern solche Strömungen,und welche Rolle spielt dieses Phänomen bei derEntwicklung junger Sterne?

Auch die Spätstadien der Entwicklung von Sternenwerden am MPIA untersucht. Sterne, die wesentlich mas-sereicher als die Sonne sind, explodieren am Ende ihresLebens als Supernovae vom Typ II. Was passiert währendder letzten zehntausend Jahre vor der Explosion? Heutekennen wir eine Klasse von Sternen, die sich vermutlichin diesem Prä-Supernovastadium befindet: die Leucht-kräftigen Blauen Veränderlichen. Offenbar stoßen auchsie bereits Teile ihrer äußeren Hülle ab und erzeugen umsich herum einen Gasnebel. Das wohl faszinierendsteBeispiel stellt der Stern Eta Carinae mit dem ihn umge-benden Homunculus-Nebel dar. Er war der Gegenstandeiner theoretischen Studie (Kap. IV.1), die der Entwick-lung dieses Objekts in der jüngeren Vergangenheit galt.

Extragalaktische Forschung

Ein Traum der Kosmologen ist es, bis in die Ära desUniversums zurückblicken zu können, in der sich dieersten Galaxien gebildet haben. Die Urgalaxien sindjedoch so weit entfernt und infolgedessen so licht-schwach, daß sie bislang nicht entdeckt werden konnten.Um dieses Ziel zu erreichen, müssen die Astronomenmit empfindlichen Detektoren an die Grenzen der lei-

stungsfähigsten Teleskope gehen und ausgetüftelteSuchstrategien entwickeln. Auf dem Calar Alto läuft am3.5-Meter-Teleskop seit Mitte der neunziger Jahre dasBeobachtungsprogramm CADIS (Calar Alto Deep Ima-ging Survey), mit dem nach den ersten Galaxien im Uni-versum gesucht wird (Kapitel IV.2). CADIS ist auf min-destens fünf Jahre angelegt und bildet derzeit ein Schlüs-selprojekt des MPIA.

Ebenfalls ein aktuelles Thema ist die Suche nacheinem Vereinheitlichungsmodell für die Vielzahl derbekannten Aktiven Galaxien. Zu den Aktiven Galaxienzählt man Radiogalaxien, aus deren Zentren zwei ent-gegengesetzte Materie-Jets herausschießen, aber auchQuasare, die leuchtkräftigsten Objekte im Universum.Diese beiden Galaxientypen scheinen auf den erstenBlick wenig miteinander gemeinsam zu haben. Dennochwird seit etwa zehn Jahren ein Modell diskutiert, nachdem sich im Zentrum dieser Sternsysteme ein SchwarzesLoch befindet, das von einem dichten Staubring umge-ben ist. Je nach Blickrichtung verdeckt dieser Ring denZentralbereich um das Schwarze Loch mehr oder weni-ger vollständig. Abhängig von ihrer Orientierung erschei-nen uns dann die Galaxien als Quasare oder als Radio-galaxien. Eine ausgedehnten ISO-Studie am MPIA istdieser Frage gewidmet (Kapitel II.2).

Weniger spektakulär, aber ebenso wichtig für dasVerständnis der Galaxienentwicklung sind Zwerg-galaxien. Sie weisen einige Merkmale auf, die sich bis-lang nicht eindeutig erkären ließen. Eines dieserCharakteristika ist die ungewöhnliche Armut an schwe-ren Elementen in vielen Zwerggalaxien. Die Theorie-gruppe am MPIA hat dieses Problem mit aufwendigenComputersimulationen untersucht und dabei insbesonde-re die Rolle der Supernovae unter die Lupe genommen(Kapitel II.3).

Das Sonnensystem

Das Sonnensystem gehört nicht zu den am MPIA vor-rangig behandelten Themen. Lediglich das Zodiakallichtwar seit Anbeginn Gegenstand detaillierter Studien. DasZodiakallicht rührt von einer feinen Staubkomponenteher, die im gesamten Planetensystem verteilt ist. MitISOPHOT ließ sich dieser interplanetare Staub nun erst-mals bei Wellenlängen um 200 mm untersuchen. Hierauslassen sich Aufschlüsse über die Zusammensetzung undGröße dieser Partikel gewinnen.

Bei bedeutenden aktuellen Ereignissen innerhalb desSonnensystems haben die Teleskope auf dem Calar Altojedoch immer wieder ihre Leistungsfähigkeit unterBeweis stellen können. Im Jahr 1994 gingen die Bildervom Calar-Alto-Observatorium um die Welt, die denAufprall von Trümmern des Kometen Shoemaker-Levy9 auf Jupiter zeigten. 1997 war es der Komet Hale-Bopp,der in der Öffentlichkeit für viel Aufsehen sorgte. Mitdem Schmidt-Teleskop auf dem Calar Alto konnten

Wissenschaftliche Fragestellungen 9

detaillierte Aufnahmen gewonnen werden, die das selte-ne Phänomen der Striae zeigten.

Aus dem Berichtsjahr sind zwei Arbeiten hervorzu-heben (Kapitel IV.3). Zum einen gelang es erstmals, einzuverlässiges thermisches Modell für Asteroiden zuerstellen. Dies ermöglicht es, diese kleinen Himmels-körper zukünftig als Infrarotstandards zu verwenden.

Dabei spielten ISO-Daten eine wesentliche Rolle.Ergiebig war auch eine neue Analyse der Helios-Datenaus den 70er Jahren. Sie zeigte, daß der Sonnenwinddamals in seiner Intensität erheblich geschwankt hat: einwichtiger Beitrag zum Verständnis der solar-terrestri-schen Beziehungen, deren Untersuchung noch in denKinderschuhen steckt.

10 I Allgemeines

Das Wega-Phänomen

Mitte der achtziger Jahre stießen Astronomen bei Beob-achtungen mit dem Weltraumteleskop IRAS auf unerwar-tet intensive Infrarotstrahlung von den Sternen Wega,Fomalhaut und Beta Pictoris. Nachfolgende Unter-suchungen zeigten, daß nicht die Sterne selbst dieseStrahlung aussenden, sondern Staubscheiben, die dieseSterne umgeben. Die Entdeckung dieses sogenanntenWega-Phänomens kam damals sehr überraschend. Zwarhatte man bei jungen Sternen solche Staubscheiben erwar-tet, denn sie sind eine natürliche Folge der Sternentstehung(siehe Kapitel IV.1.). Aber Wega, Fomalhaut und Beta Pic-toris sind Hauptreihensterne. Sie sind bereits vor einigenzehn oder hundert Millionen Jahren entstanden und befin-den sich jetzt, ebenso wie unsere Sonne, im hydrostati-schen Gleichgewicht, einem langfristig stabilen Zustand.

Die Herkunft der Scheiben um Hauptreihensterne istdurchaus nicht geklärt. Einerseits könnten sie noch Über-bleibsel aus der Entstehungszeit der Zentralsterne sein.Andererseits ist es auch möglich, daß die Staubteilchenkontinuierlich nachgeliefert und somit die Scheiben stetserneuert werden. Für die zweite Möglichkeit spricht dieTatsache, daß mehrere Kräfte auf die Teilchen wirkenund die Scheiben auf Dauer zerstören:

� Der Sternwind schiebt die Staubteilchen vom Sternfort. Sind diese Teilchen elektrisch geladen, so werdensie außerdem vom interplanetaren Magnetfeld mitge-rissen.

� Das Sternlicht schiebt aufgrund des Strahlungsdruckssehr kleine Teilchen mit Durchmessern von wenigerals 1 mm ebenfalls vom Stern fort.

� Gleichzeitig überträgt das Sternlicht einen Impuls aufdie Teilchen. Wegen ihrer Relativbewegung gegen-über den Photonen besitzt dieser Impuls nicht nureine radial vom Stern fortgerichtete Komponente,sondern auch eine kleine Komponente entgegen derBewegungsrichtung des Staubteilchens. Durch diesensogenannten Poynting-Robertson-Effekt wird dasTeilchen langsam abgebremst, so daß es sich auf einerspiralförmigen Bahn dem Stern nähert und in dessenNähe schließlich verdampft. Bei Teilchen mit Durch-messern oberhalb von etwa zehn Mikrometern bis zuetwa einem Zentimeter überwiegt der Poynting-Robertson-Effekt gegenüber dem Strahlungsdruck.

� Durch Zusammenstöße zwischen den Teilchen wer-den diese immer kleiner, so daß die beiden erstge-nannten Kräfte effektiver wirken können,

� bei »sanften« Kollisionen können die Teilchen anein-ander haften bleiben und, wenn die Teilchendichte inden Scheiben hinreichend hoch ist, größere Körper(Planetesimale) bilden. Diese sind dann in der Lage,sich durch die Schwerkraft zu großen Planeten zusam-menzuschließen.

Tatsächlich ist auch unsere Sonne von einer dünnenStaubscheibe umgeben. Da die Teilchen Sonnenlichtstreuen, ist sie abends am Westhorizont und morgens amOsthorizont in der Nähe der Ekliptik erkennbar. Man

11

II Highlights

II.1 Scheiben um junge und alte Sterne

Abb. II.1: Die Sonne ist von einer dünnen Staubscheibe umge-ben, die am Horizont als schwach schimmernder Zodiakallicht-kegel erkennbar ist (rechts). Auch andere Sterne, wie BD+31°643 (links), und Beta Pictoris (Mitte) besitzen eine zir-kumstellare Scheibe.

12 II.I. Scheiben um junge und alte Sterne

BS710 BS906 BS4295

b UMa

BS4554 BS4660 BS4905

BS5062 BS6254 BS8410

Flux

den

sity

[J

y]

Wavelength [mm]

100

10

1

0.1

0.01

1 10 100

100

10

1

0.1

0.01

1 10 100

100

10

1

0.1

0.01

1 10 100

100

10

1

0.1

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1 10 100

100

10

1

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1 10 100

100

10

1

0.1

0.01

1 10 100

100

10

1

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1 10 100

100

10

1

0.1

0.01

1 10 100

100

10

1

0.1

0.01

1 10 100

Abb. II.2: Die Infrarotflüsse der beobachteten Sterne im Ursa-Majoris-Haufen. Lediglich Beta UMa (oben rechts) zeigt einen

signifikanten Infrarot-Exzess, der auf eine zirkumstellareStaubscheibe hinweist.

nennt diese Erscheinung das Zodiakallicht (Abb. II.1;siehe auch Kapitel IV.3). Durch die genannten Effekteverliert eine solche Staubscheibe ständig Material. Inunserem Sonnensystem kommt noch hinzu, daß Staub-teilchen mit den Planeten und Planetoiden zusammen-stoßen. Hier schätzt man die Verlustrate auf etwa 1012

Kilogramm pro Jahr. Ist die interplanetare Staubscheibeder Sonne kein temporäres Phänomen, wovon die Astro-nomen ausgehen, so muß dieses Material also ständignachgeliefert werden.

Es gibt gute Gründe für die Annahme, daß im Son-nensystem etwa 2/3 der interplanetaren Staubteilchen beiKollisionen zwischen Planetoiden entstehen, währendKometen den Rest liefern. Wenn nun auch andere Haupt-reihensterne wie Wega von Staubscheiben umgeben sind,bedeutet dies dann, daß auch sie Planetoiden undKometen besitzen, die den Staub nachliefern? Oder stam-men deren Scheiben noch aus der Entstehungsphase?

Diese wichtige Frage läßt sich auf unterschiedlichenWegen angehen. So ist es beispielsweise sehr wichtig zuwissen, ob die Massen der Scheiben mit zunehmendemAlter der Sterne abnehmen. Astronomen vom MPIAbeobachteten deshalb zusammen mit Kollegen vomKonkoly-Observatorium, Ungarn, und der Sternwarte inJena mit dem Infrarot-Observatorium ISO neun Sterneder sogenannten Ursae-Majoris-Gruppe.

Regel oder Ausnahme?

Diese Sterne befinden sich alle etwa in derselbenEntfernung von 80 Lichtjahren und sind ca. 300 Millio-nen Jahre alt. Ursprünglich gehörten sie zu einem offe-nen Sternhaufen, der sich mittlerweile aber zerstreut hat.Nur der zentrale Teil ist zusammengeblieben. Die unter-suchten Objekte sind, ebenso wie Wega, Fomalhaut undBeta Pictoris, A-Sterne.

Beobachtungen im sichtbaren Bereich eignen sichnicht dazu, die Staubmassen zu bestimmen. Hier siehtman nämlich nur das von den Staubteilchen reflektierteSternlicht. Da die Scheiben im sichtbaren Bereich un-durchsichtig sind, reflektieren überdies nur Teilchen ausder Randzone der Scheibe. Im Infrarot- und Submillime-terbereich, wo die Scheiben durchsichtig sind, also nichtreflektieren, beobachtet man hingegen thermische Strah-lung, die von allen Staubteilchen emittiert wird. Aus derStrahlungsintensität in diesen Wellenlängenbereichenlassen sich daher auch die Gesamtmassen der Staub-scheiben abschätzen.

Frühere Untersuchungen in der Ursae-Majoris-Grup-pe hatten lediglich bei einem Stern, Beta UMa, Hinweiseauf zirkumstellaren Staub geliefert. Mit dem PhotometerISOPHOT auf ISO war es nun erstmals möglich, dieseSterne auch im fernen Infrarot zu untersuchen. DieBeobachtungen mit ISO erfolgten zwischen Mai 1996und Januar 1998 bei acht Wellenlängen im Bereich von3.6 bis 170 mm Wellenlänge. Ergänzend dazu wurden im

Februar 1997 mit der am MPIA gebauten InfrarotkameraMAX am 3.8-m-Teleskop UKIRT auf Hawaii Beob-achtungen bei 10 und 20 mm durchgeführt.

Bei acht Sternen ließen sich die bei 60 und 90 mmgemessenen Infrarotflüsse durch reine Emission derSternphotosphäre erklären. Das heißt, in diesen Fällengab es keinerlei Hinweise auf zirkumstellaren Staub(Abb. II.2). Lediglich Beta UMa zeigte einen deutlichenInfrarot-Überschuß bei Wellenlängen oberhalb von 60mm. Die gemessenen Flüsse lassen sich sehr gut durchzwei Komponenten darstellen: die stellare Komponentedes A1V-Sterns Beta UMa und eine Staubkomponenteentsprechend einer Temperatur von 50 bis 80 K (Abb.II.3). Dieser Wert liegt unter dem aufgrund der IRAS-Daten ermittelten Wert von 150 K, am unteren Ende derfür die Wega-ähnlichen Sterne ermittelten Spanne von60 bis 120 K. Der Staub um Beta UMa scheint alsoverhältnismäßig kühl zu sein.

Dieses Ergebnis ist durchaus überraschend. IRAS-Beobachtungen hatten ergeben, daß zehn von 22 A-Sternen von Staub umgeben sind. Dieser hohe Anteil ließsich nun in der Ursae-Majoris-Gruppe (ein Stern vonneun) nicht bestätigen. Dieser Unterschied ist bislangungeklärt. Die Sterne der Ursae-Majoris-Gruppe unter-scheiden sich kaum von denen der IRAS-Probe. Zwarsind acht von neun Sternen in Ursa Majoris Dop-pelsterne, während in der IRAS-Gruppe der Anteil derDoppelsterne nur 30 bis 40 % beträgt. Aber es sprichtnichts gegen die Existenz von Scheiben in Doppel-sternen, zumal Beta UMa selbst ein Doppelstern ist.

Möglicherweise sind die von IRAS gemessenen hohenInfrarotwerte gar nicht in allen Fällen auf zirkumstellare

Das Wega-Phänomen 13

Wavelength [mm]

100 2000.01

0.10

1.00

50

Flux

den

sity

[J

y]

PhotosphereT=81K, b=0T=62K, b=1T=51K, b=2

ISOPHOT

Abb. II.3: Der Ferninfrarotfluss von Beta UMa lässt sichdurch Staub bei einer Temperatur zwischen 51 und 81 Kerklären, wobei die tatsächliche Temperatur von denStrahlungseigenschaften des Staubes (Parameter b) abhängt.

Scheiben zurückzuführen, sondern auf interstellarenStaub, der sich zufällig mit den Sternen in der Meßblendedes IRAS-Teleskops befand. Das würde bedeuten, daßdas Wega-Phänomen keineswegs so verbreitet ist, wiebislang angenommen. Für diese Möglichkeit spricht aucheine Untersuchung aus dem Jahre 1992, bei der 125Sterne, von denen viele nach den IRAS-Messungen einenInfrarotüberschuß zeigen, im sichtbaren Bereich erfolg-los nach Staubscheiben abgesucht wurden.

Unter der Annahme typischer Parameter für dieStaubteilchen ließ sich aus den Meßdaten für Beta UMaeine Staubmasse von 0.22 Mondmassen ableiten. Bei denanderen acht Sternen ergaben sich obere Grenzen zwi-schen 0.02 und 0.09 Mondmassen. Zusammen mit denbislang bekannten Massen der Staubscheiben um andereA-Sterne deutet sich dennoch ein Trend an, wonach sichdie Staubscheiben im Laufe von einigen hundert Mil-lionen Jahren verdünnen (Abb. II.4). Während Beta Pic-toris, mit 10 bis 100 Millionen Jahren einer der jüngstenSterne, noch von einer Scheibe von etwa acht Mond-massen umgeben ist, besitzt die Scheibe um Beta UMa(300 Millionen Jahre) nur noch ein Zwanzigstel dieserMasse.

Um von einer generellen Altersentwicklung sprechenzu können, ist es aber noch zu früh. Hierfür wäre umfang-reicheres Datenmaterial nötig, insbesondere auch fürnoch jüngere Sterne. Hierzu läuft am MPIA eine Studiean sogenannten Herbig-Ae/Be-Sternen, den Vorläufernder Hauptreihen-A-Sterne. Untersuchungen im Submil-limeterbereich deuten bereits an, daß diese nur 100000bis eine Million Jahre alten Sterne von Scheiben mitStaubmassen im Bereich von einigen zehntausend Mond-massen umgeben sind.

Präzedenzfall Beta Pictoris

Die am besten untersuchte Staubscheibe um einenHauptreihenstern ist die von Beta Pictoris, einem A5V-Stern mit etwa zwei Sonnenmassen. 1984 wurde seinstarker Infrarotüberschuss in IRAS-Daten entdeckt,bereits kurz danach wiesen amerikanische Astronomendie Scheibe im sichtbaren Wellenlängenbereich direktnach. Hierfür verwendeten sie ein Teleskop mit einerkoronographischen Maske. Sie deckt im Strahlengangden hellen Stern ab, so daß die lichtschwache Staub-scheibe sichtbar wird. Diese Aufnahme zeigte eineScheibe, bei der man nahezu auf die Kante schaut. Sieließ sich bis in etwa 40 Bogensekunden Abstand vomStern nachweisen. Weil Beta Pictoris in einer Entfernungvon 63 Lichtjahren steht, entspricht dies einem Schei-benradius von 800 Astronomischen Einheiten (AE) –etwa dem zwanzigfachen des Abstands Sonne-Pluto.Später wurden auch Aufnahmen mit dem Weltraumte-leskop Hubble möglich. Diese Bilder mit einer Auf-lösung im Bereich einer zehntel Bogensekunde zeigtennun überraschenderweise, daß die Scheibe nicht gänzlichsymmetrisch ist. Sie weist eine leichte Verbiegung zurLängsachse außerhalb von 150 AE Radius auf und auchihre Oberflächenhelligkeit ist leicht asymmetrisch zumStern (Abb.II.5).

Über die Ursache dieser Asymmetrie wurde und wirdviel spekuliert. Ein naher Vorbeiflug eines Sterns an BetaPictoris ließ sich mit hoher Wahrscheinlichkeit aus-schließen. Einige Astronomen denken an die Möglichkeiteines unsichtbaren Planeten in 20 AstronomischenEinheiten Entfernung vom Stern. Es gibt jedoch Zweifelan dieser Hypothese. Spektroskopische Beobachtungendeuten auf Gas hin, das in den Stern hineinstürzt.Möglicherweise sieht man hier Material von Kometen,die in der Nähe des Sterns verdampfen und in dasZentralgestirn hineinstürzen. Kometen- und planetoi-denähnliche Körper könnten, wie auch im Sonnensy-stem, als Staublieferanten dienen. In den Jahren 1997/98wurden die Scheiben auch im nahen Infrarot und imSubmillimeterbereich beobachtet. Letztere lieferten fürBeta Pictoris eine Massenabschätzung zu acht Mond-massen – wesentlich mehr als für Wega (0.7 Mond-massen) und Fomalhaut (1.5 Mondmassen). Inter-essanterweise erstreckt sich die Scheibe offenbar nichtbis zum Stern, sondern hat im Zentrum ein Loch mit etwa70 Astronomischen Einheiten Radius. Auch dieserBefund hat zu der Spekulation beigetragen, daß sich dortein großer Planet oder mehrere kleine Planetoiden gebil-det haben, die den Raum um sich herum von Staub leer-gefegt haben. Denkbar ist aber auch, daß Staubteilchen inSternnähe verdampft sind oder durch den Poynting-Robertson-Effekt entfernt wurden.

Die Datenlücke zwischen nahem Infrarot undSubmillimeterbereich konnte nun geschlossen werden,als sich für Astronomen des MPIA und Kollegen vomMPI für Kernphysik in Heidelberg sowie in Großbritan-

14 II.I. Scheiben um junge und alte Sterne

Herbig Ae/Be stars

HR4796A

Age [yrs]

βPicαPsA

αLyrβUMa

8 UMa stars

108

105 106 107 108 109

106

104

102

100

10–2

Mas

s [M

Moo

n]

Abb. II.4: Die Massen der Staubscheiben scheinen mit zuneh-menden Sternalter abzunehmen.

nien die Gelegenheit ergab, Beta Pictoris mit ISOPHOTauf ISO zu beobachten.

Die Messungen entstanden, indem das Objekt in fei-nen Schritten mit einer Blende abgetastet wurde, diekleiner ist als das Beugungsbild der Quelle. Das Bildergab sich dann durch Interpolation zwischen denPunkten der insgesamt acht sich kreuzenden Messreihen(Abb. II.6). Ein Vergleich des so gewonnenen Bildes mitdem punktförmig erscheinenden Stern Gamma Draconis(Abb. II.7) zeigt, daß die Scheibe um Beta Pictoris räum-lich aufgelöst wurde, wobei die Längsausdehnung bei 60mm Wellenlänge mit 25 Bogensekunden wesentlich klei-ner ist als im Optischen (40 bis 48 Bogensekunden). Dergemessene Infrarotfluß zeigte im Bereich von 4.9 mm bis200 mm ein Maximum bei 60 mm (Abb. II.8). DieMeßkurve läßt sich durch ein thermisches Spektrum miteiner Temperatur von 85 K erklären, wenn für dieStaubteilchen Größen zwischen 1 mm und 5 mm ange-nommen werden. Zwischen 8 mm und 24 mm Wellenlän-ge deutet sich eine zweite Komponente mit höherenTemperaturen von 300 bis 500 K an. Außerdem zeichnetsich zwischen 9 mm und 11.6 mm Emission von Silikat-staub ab. Indes gab es keinerlei Hinweise auf polyzykli-sche aromatische Kohlenwasserstoffe. Sie werden als

wesentlicher Bestandteil des interstellaren Staubes ver-mutet.

Da die Eigenschaften der Staubteilchen nicht bekanntsind, ist auch die Massenabschätzung verhältnismäßigunsicher. Sie liegt zwischen 0.9 und 2.7 Mondmassenund ist damit deutlich geringer als die aus den Sub-

Das Wega-Phänomen 15

Size of Pluto's Orbit

Solar System to Scale

Abb. II.5: Die Staubscheibe von Beta Pictoris zeigt auf denhochaufgelösten Bildern des Weltraumteleskops Hubble ge-ringfügige Asymmetrien, deren Ursache nicht geklärt ist. (Foto:NASA/ESA)

0–20–40–60 +60+40+20

0

–20

–40

–60

+60

+40

+20

Abb. II.6: Die Staubscheibe um Beta Pictoris wurde mit ISO-PHOT in acht verschiedenen Richtungen abgetastet.

millimetermessungen abgeleitete. Wahrscheinlich istdies darauf zurückzuführen, daß sich in den Außenbe-reichen sehr kalter Staub befindet, der im Ferninfrarotnicht mehr nachweisbar ist.

Selbst der jetzt mit ISO ermittelte, etwas niedrigereMassenwert entspricht immer noch der Gesamtmassevon mindestens einer Million Kometen. Die Daten

schließen nicht aus, daß Beta Pictoris von einer Kome-tenwolke umgeben ist, ähnlich wie die Sonne.

Staubscheiben in Doppelsternsystemen

Speckle-Polarimetrie an Z Canis Majoris

Der Stern Z Canis Majoris (Z CMa) hat die Hauptreihenoch nicht erreicht. Er gehört der etwa 3000 Lichtjahreentfernten Canis-Majoris-OB1-Assoziation an. Er istmassereicher als die Sonne und zählt zur Gruppe der jun-gen Ae/Be-Sterne. Gleichzeitig rechnet man ihn zu derseltenen Gruppe der FU-Orionis-Sterne. Dies sind jungeObjekte, die in unregelmäßigen Zeitabständen starkeHelligkeitsausbrüche aufweisen. Diese Intensitäts-schwankungen werden nicht dem Stern selbst zugeord-net. Sehr wahrscheinlich sind die FU-Orionis-Sterne vonScheiben umgeben, in denen es zu Instabilitäten undschließlich zu explosionsartigen Ausbrüchen im Gas-strom kommt.

Z CMa ist noch in manch anderer Hinsicht interessant.1989 entdeckten Astronomen des MPIA zwei Jets, die inentgegengesetzten Richtungen vom Stern ins All schießen(vgl. Kapitel IV.1). Die darin beobachteten Radial-geschwindigkeiten von bis zu 620 km/s gehören zu denhöchsten in Jet-Systemen bekannten. Auch ein weiträumi-ger bipolarer Molekülstrom ließ sich nachweisen.

Als sich 1991 bei Z CMa starke Emission im Milli-meter- und Submillimeterbereich nachweisen ließ,schrieb man diese einer zirkumstellaren Staubscheibe mit0.2 Sonnenmassen zu. Interessanterweise wurde im sel-ben Jahr festgestellt, daß Z CMa tatsächlich ein Dop-

16 II.I. Scheiben um junge und alte Sterne

g Dra b Pic

b Pic – g Dra

Abb. II.7: Aufnahmen mitISOPHOT bei 25 mm Wel-lenlänge. Oben links dernicht aufgelöste Stern Gam-ma Draconis, rechts BetaPictoris, unten das mit derIntensitätsverteilung vonGamma Draconis »ge-schärfte« Bild der Scheibeum Beta Pictoris.

Wavelength [mm]

Flux

[J

y]

10

10 1001

Abb. II.8: Der Infrarotfluss von Beta Pictoris weist bei 60 mmWellenlänge ein Maximum auf.

pelstern ist, dessen beide Komponenten nur 0.1 Bogen-sekunden (entsprechend 100 Astronomischen Einheiten)voneinander entfernt sind. Z CMa bietet damit eine guteMöglichkeit, die Frage anzugehen, wie sich Staub-scheiben in Doppelsternsystemen verhalten.

Außerdem können die Scheiben auch Informationenüber die Entstehung der Doppelsterne selbst enthalten.Eine Möglichkeit besteht darin, daß sich zwei Sternezunächst einzeln bilden und durch einen zufälligen nahenVorbeiflug, bei dem einer oder beide Sterne auf irgendei-ne Weise abgebremst werden, sich gravitativ aneinanderbinden. In einem solchen Fall würde man erwarten, daßdie Rotationsachsen der Sterne und damit auch die äqua-torial angeordneten Scheiben beliebig zueinandergeneigt sind. Wahrscheinlicher ist es jedoch, daß zweiSterne in derselben Molekülwolke entstehen, die imLaufe ihrer Kontraktion fragmentiert (siehe KapitelIV.1). In diesem Fall sollten beide Scheiben in einerEbene liegen. Bei Z CMa wurde vermutet, daß nicht nurdie Einzelkomponenten jeweils von einer Scheibe umge-ben sind, sondern daß zudem eine zirkumbinäre Scheibebeide Sterne umgibt. Eindeutig ließ sich diese Fragewegen der Nähe der beiden Sterne zueinander jedochnicht klären.

Mit einer hochauflösenden astronomischen Technik,der Speckle-Polarimetrie, versprachen sich Astronomendes MPIA zusammen mit Kollegen der ThüringerLandessternwarte Tautenburg und der Universitäts-sternwarte Jena neue Aufschlüsse über dieses interessan-te Sternsystem.

Polarimetrie ist ein sehr wirksames Werkzeug, umAussagen über die Verteilung des Staubes in der Um-gebung eines Sterns zu erhalten, wenn die betrachtetenStrukturen zu klein sind, um direkt erkennbar zu sein.Sie wurde am MPIA bereits vor längerer Zeit zur Un-tersuchung zirkumstellarer Nebel eingesetzt und seit-dem mit großem Erfolg immer weiter verfeinert. Sie

funktioniert nach folgendem Prinzip: Normales Stern-licht ist unpolarisiert. Hier schwingt der elektrischeVektor des elektromagnetischen Strahlungsfeldes inbeliebigen Richtungen. Wird aber das Licht an Staubgestreut oder reflektiert, so schwingt anschließend derelektrische Vektor in einer bevorzugten Ebene: DasLicht ist polarisiert. Aus der Polarisationsrichtung unddem Polarisationsgrad (dem Anteil des polarisiertenLichts im gesamten Strahl) ergeben sich Aussagen überdie räumliche Anordnung der Staubwolke.

Die Polarimetrie wurde nun mit einer weiteren moder-nen Beobachtungstechnik kombiniert, die am MPIA injahrelanger Arbeit perfektioniert werden konnte: mit derSpeckle-Technik. Sie ermöglicht es, die Luftunruhe zu»überlisten«. Im Normalfall werden astronomischeAufnahmen mehrere Minuten oder gar Stunden langbelichtet. Während dieser Zeit springt das Bild aufgrundder flimmernden Luft ständig in der Brennebene desTeleskops hin und her. Dies hat zur Folge, daß dieAufnahmen verwischen und die Großteleskope nie ihrtheoretisch mögliches (beugungsbegrenztes) Auflö-sungsvermögen erreichen. Eine Möglichkeit, dies zuumgehen ist die Speckle-Technik. Hierbei werden sehrviele Aufnahmen so kurz belichtet, daß die Luftunruhewährend der Belichtungszeit das einzelne Bild nicht ver-wischt. Anschließend lassen sich die beugungsbegrenz-ten Einzelaufnahmen im Computer auswerten und zueinem beugungsbegrenzten Bild aufaddieren.

Am 3.5-Meter-Teleskop auf dem Calar Alto wurdediese Technik im nahen Infrarot eingesetzt, um die bei-den Komponenten von Z CMa zu untersuchen. Rund

Staubscheiben in Doppelsternsystemen 17

10050

0Right Ascension [mas]

-100

-50

0

50

Declination [m

as]

Abb. II.9: Die aus Speckle-Polarimetrie abgeleiteten Schei-benebenen des Hauptsterns von Z CMa (rechts) und seinesBegleiters. Die Kegel zeigen die aus den Beobachtungen abge-leiteten Grenzen für die Normale auf den Scheibenebenen an.

tausend Einzelaufnahmen mit jeweils 200 MillisekundenBelichtungsdauer bildeten schließlich die Grundlage derersten Polarisationsmessung separat für beide Sterne.

Überraschenderweise zeigten beide Sterne eine ver-hältnismäßig starke Polarisation. Die nordwestlicheKomponente (von vielen als Herbig-Ae/Be-Stern ange-sehen) war zu 4.2 % polarisiert (Polarisationswinkel 173± 34 Grad), die südwestliche Komponente (vermutlichder FU-Orionis-Stern) zeigte mit 8.1 % eine noch stärke-re Polarisation (Polarisationswinkel 102 ± 45 Grad).

Die Daten wurden mit einem Modell analysiert, indem das Licht eines Sterns an der ihn umgebendenScheibe in Richtung des Beobachters reflektiert wird.Hiermit ergab sich, daß beide Sterne von jeweils einerScheibe umgeben sind, deren Ebene um 40 bis 60 Gradgegen die Himmelsebene geneigt ist (Abb. II.9). Einewahrscheinlich ebenfalls vorhandene zirkumbinäre (bei-de Sterne umschließende) Scheibe ließ sich aufgrund die-ser Messungen nicht direkt bestätigen. Zwar scheinen diebeiden gemessenen Polarisationswinkel nicht übereinzu-stimmen, woraus man schließen könnte, daß die beidenScheiben nicht in einer Ebene liegen (die Scheibenebeneliegt parallel zur Polarisationsebene). Der Beobachtungs-fehler ist jedoch sehr groß, und die Astronomen kommenauch aufgrund anderer Argumente zu dem Schluß, daßdie Ebenen eher als koplanar anzusehen sind. Das würdefür die Entstehung des Doppelsterns aus einer einzigenWolke sprechen, schließt aber auch eine separate Bildung

nicht gänzlich aus. Allein die Tatsache, daß beide Sterneeine Scheibe besitzen, ist schon sehr interessant. Sindbeide Komponenten nur etwa 100 Astronomische Ein-heiten voneinander entfernt, so sind die Scheiben ver-hältnismäßig klein. Möglicherweise ließe sich dies aufgegenseitige gravitative Störungen zurückführen. An-dererseits handelt es sich lediglich um einen projiziertenAbstand, und der wirkliche räumliche Abstand sowie dieScheibenradien können wesentlich größer sein.

Mondbedeckungen des jungen Systems Haro 6-37

Anders könnte es im Fall Haro 6-37 aussehen. DieserStern befindet sich in dem 500 Lichtjahre entferntenSternentstehungsgebiet Taurus-Auriga. Es handelt sichum einen Doppelstern, dessen Komponenten 2.6 Bogen-sekunden (entsprechend 400 Astronomischen Einheiten)voneinander getrennt sind. Für beide Sterne wurde einAlter von erst 600 000 Jahren ermittelt. Beobachtungenaus dem Jahre 1995 im Millimeterbereich ließen auf eine

18 II.I. Scheiben um junge und alte Sterne

0 2 4 6Relative Time [s]

200

400

600

800

1000

Det

ecto

r C

ount

s

Haro 6-37/B

Haro 6-37/c

Haro 6-37/B

Haro 6-37/A

Abb. II.10: Beobachteter Helligkeitsabfall bei der Bedeckungvon Haro 6-37 durch den Mond. Aus den Schwankungen läßtsich auf die Existenz einer dritten Komponente Haro 6-37/Bschließen.

Scheibe mit einer Gesamtmasse von 0.017 Sonnenmas-sen schließen.

Ende 1997 beobachteten Astronomen des MPIA zu-sammen mit Kollegen aus Potsdam und aus Arcetri,Haro 6-37 am 3.5-Meter-Teleskop auf dem Calar Altomit zwei unterschiedlichen Methoden. Zunächst wurdedas System am 16. November kurzzeitig vom Mond be-deckt. Dies bot eine einmalige Gelegenheit, ausgedehnteStrukturen mit hoher räumlicher Auflösung im Bereicheiner tausendstel Bogensekunde nachzuweisen! DasPrinzip ist einfach: Bedeckt der vor dem Fixsternhimmeldahinziehende Mond einen Einzelstern, so verschwindetdieser schlagartig. Besteht er aber aus mehrerenKomponenten, so wird das gemessene Intensitätssignalin Stufen schwächer, da erst die eine und dann die ande-re Komponente hinter dem Mond verschwindet. Enthältdas System auch einen kompakten leuchtenden Nebel,so geht dessen Anteil an der beobachteten Helligkeitkontinuierlich zurück.

Am 3.5-Meter-Teleskop stand ein Infrarotphotometermit einer Zeitauflösung von 1.95 Millisekunden zurVerfügung. Damit ließen sich die beiden bereits bekann-ten Sterne, der Hauptstern Haro 6-37A und sein BegleiterHaro 6-37c (für ›companion‹) mühelos erkennen (Abb.II.10). Überraschenderweise zeigte sich nur 0.09Bogensekunden vom Hauptstern entfernt eine dritteKomponente, Haro 6-37B. Sie ist im nahen Infrarot rundzehnmal schwächer als der Hauptstern. Nur eine Wochespäter ließ sich diese bis dahin unbekannte Komponentemit Hilfe der Speckle-Interferometrie bestätigen.

Wie sieht es nun in diesem System mit zirkumstellarenScheiben aus? Die Daten aus der Mondbedeckung deuteneine ausgedehnte Emission um die Hauptkomponente an –es könnte sich um die mit Millimeterbeobachtungengefundene Scheibe handeln. Diese Beobachtungen spra-chen für ein kompakte Scheibe mit einem Radius von min-destens 15 Astronomischen Einheiten, die 0.013 Astro-nomische Einheiten vom Hauptstern entfernt beginnt. Dieneu entdeckte stellare Komponente ist mindestens 46Astronomische Einheiten vom Hauptstern entfernt. Siekönnte die Scheibe gravitativ beeinflussen. Ob auch diesernahe Begleiter von einer Scheibe umgeben ist, und ob eseventuell eine zirkumbinäre Scheibe gibt, ließ sich mit die-sen ersten Beobachtungen jedoch nicht entscheiden.

Diese Beobachtungen liefern die ersten empirischenAnsätze zur Behandlung der Frage nach protoplanetarenStaubscheiben in Doppel- und Mehrfachsystemen. Mo-dellrechnungen der Theoriegruppe am MPIA hatten an-gedeutet, daß die Frage, ob sich in einem Doppelstern-system zirkumstellare oder zirkumbinäre Scheiben bil-den, von verschiedenen Faktoren abhängt (vgl. Jahres-bericht 1997, Seite 59). Dies sind insbesondere die Mas-sen und Abstände der Komponenten und der Drehimpulsdes Systems. Dieses Problem wird auch in Zukunft mithoher Priorität zu bearbeiten sein, denn nach neuestenUntersuchungen ist bekannt, daß fast alle Sterne inMehrfachsytemen entstehen (vgl. unten, Kap. IV.1, undJahresbericht 1997, Seite 49). Wie sich dies auf die Ent-stehung von Planeten auswirkt, ist noch weitgehend un-klar.

Staubscheiben in Doppelsternsystemen 19

Das Vereinheitlichte Modell auf dem Prüfstand

Als 1944 der amerikanische Rundfunktechniker undAmateurastronom Grote Reber von seinem Garten ausmit einem selbstgebauten Radioteleskop im SternbildSchwan eine helle Radioquelle entdeckte, öffnete er dasTor zu einer bis dahin unbekannten Art von Himmels-körpern. Das von Reber entdeckte Objekt Cygnus A(Abb. II.11) gehört zur Gruppe der Radiogalaxien, dieman heute zusammen mit anderen Galaxientypen zu denAktiven Galaxien zählt. Aktive Galaxien sind Stern-systeme, deren enorme abgestrahlten Energiemengensich nicht durch normale stellare Prozesse erklären las-sen. Da diese Energien in den Zentralgebieten der Ga-laxien freigesetzt werden, spricht man auch von AktivenGalaktischen Kernen. Zu ihnen zählen Objekte wieRadio- und Seyfert-Galaxien, BL-Lac-Objekte, Blazareund Quasare. Obwohl diese Galaxientypen in ihrenSpektren sehr unterschiedliche Charakteristika zeigen,haben sie die ungewöhnlich starke Kernaktivität gemein-sam. Seit zehn Jahren etwa wird ein vereinheitlichtesModell diskutiert, wonach es sich bei diesen unterschied-lich erscheinenden Objekten tatsächlich um einen einzi-gen Typ handelt, dessen Mitglieder uns lediglich unterunterschiedlichen Blickwinkeln erscheinen.

Am MPIA gehören aktive Galaxien, insbesondereQuasare, zu den Forschungsschwerpunkten. Mit demInfrarotphotometer ISOPHOT des WeltraumteleskopsISO eröffnete sich die Möglichkeit, aktive Galaxien mithoher Empfindlichkeit im fernen Infrarot zu beobachtenund erstmals auch polarimetrisch zu untersuchen. ErsteErgebnisse stützen nicht nur das Vereinheitlichte Modell,sondern bestätigen auch, daß der Prototyp aller Radio-galaxien, Cygnus A, tatsächlich ein hinter dichten Staub-wolken versteckter Quasar ist.

Das Vereinheitlichte Modell für Aktive Galaxien

Im Rahmen des Vereinheitlichten Modells enthaltenalle aktiven Galaxien folgende grundlegenden Kompo-nenten (Abb. II.11, Mitte): Im Zentrum der Galaxie sitztein Schwarzes Loch von einigen hundert MillionenSonnenmassen, das aus der Umgebung Gas und Staubanzieht. Diese Materie sammelt sich zunächst aufgrundihres Drehimpulses in einer Scheibe um das SchwarzeLoch an. Durch Reibung oder andere Vorgänge verliertdie Materie an Bewegungsenergie und strudelt auf spiral-förmigen Bahnen langsam in das Schwarze Loch hinein.Hierbei entsteht in dem heißen Gas hochenergetische

Strahlung, die ins All entweichen kann. Unterstützt durchstarke Magnetfelder, können gleichzeitig senkrecht zurScheibenebene zwei Gasstrahlen in Richtung beider Polenahezu mit Lichtgeschwindigkeit ins All hinausschießen.Starke Jets enden weit außerhalb der Galaxie in soge-nannten heißen Flecken (Hot Spots), die meist von ausge-dehnten Blasen intensiver Radiostrahlung umgeben sind(vgl. Abb. II.11 sowie Jahresbericht 1997, Seite 64). ImInnern der Jets bewegen sich Elektronen fast mit Licht-geschwindigkeit. Sie laufen dabei auf korkenzieherähnli-chen Bahnen entlang der Magnetfeldlinien vom Schwar-zen Loch fort und geben vorwiegend in Bewegungs-richtung Synchrotronstrahlung ab. Die Synchrotron-strahlung bildet somit einen Kegel, ähnlich dem einesAutoscheinwerfers, mit dem Jet als Mittelachse.

Im Vereinheitlichten Modell wird nun der Unter-schied in den Erscheinungsformen Aktiver Galaxien alsrein geometrischer Effekt gedeutet. Schaut man nämlichunter unterschiedlichen Blickwinkeln auf diese Systeme,so liefern unterschiedliche Bereiche die wesentlichenAnteile der beobachteten Strahlung.

Weist einer der Jets unmittelbar auf den Beobachter hin,so dominiert die von den Elektronen emittierte Synchro-tronstrahlung das Spektrum. Objekte mit diesen spektralenMerkmalen heißen BL-Lacertae-Objekte und Blazare.Blazare – ein Wortkonstrukt aus BL-Lacertae und Quasar– zeichnen sich vor allem durch eine rasche Variabilitätihrer Strahlung aus. Sie wird auf Schwankungen beimAusstoß der Jet-Teilchen aus dem Kern zurückgeführt.

Schaut man unter einem größeren Winkel auf dieJetachse, so dominiert die Strahlung der Hot Spots undRadioblasen, wie in der Mehrzahl der Quasare mitRadioemission und in Radiogalaxien beobachtet.

Allerdings emittiert ein großer Teil der Quasare undanderer Aktiver Galaxien nur schwache oder gar keineRadiostrahlung. Man spricht hier von radioleisen Qua-saren. Um auch dieses Erscheinungsbild im Rahmen desVereinheitlichten Modells zu erklären, mußte man dieExistenz einer weiteren Komponente postulieren: einesdicken Staubrings, der das Schwarze Loch und die zen-trale Scheibe umgibt. Schaut man direkt auf die Kantedieses Torus, so verdeckt er das Schwarze Loch und denzentralen Bereich der Scheibe. In diesem Fall können wirauch die für Quasare typische optische und ultravioletteStrahlung nicht registrieren.

Dieses Vereinheitlichte Modell gilt in Fachkreisen alssehr attraktiv, da es die Vielzahl Aktiver Galaxien auf eineinfaches Grundschema zurückführt. Es gilt aber keines-wegs als gesichert. Zum einen sind die zentralenKomponenten, vornehmlich die Akkretionsscheibe undder sie umgebende Staubring, so klein, daß sie selbst mithöchstauflösenden Instrumenten nicht direkt erkennbar

20

II.2 Radiogalaxien und Quasare

sind. Es gibt lediglich indirekte Hinweise auf die Existenzeines absorbierenden Mediums (wahrscheinlich Staub) inder Umgebung des zentralen Schwarzen Lochs. Über des-sen räumliche Anordnung läßt sich aber keine sichere Aus-sage machen. Zum anderen erscheint einigen Astronomendas Modell als zu stark vereinfachend. Es berücksichtigtnämlich nicht, daß sich die zentrale Maschinerie in ver-schiedenen Objekten in unterschiedlichen physikalischenZuständen befinden kann. So können beispielsweise dieStaubscheiben unterschiedliche Temperaturen besitzenund damit Strahlung unterschiedlicher Intensität undWellenlänge aussenden. Oder die Aktivität im Jet nahe desSchwarzen Lochs kann signifikant schwanken, was sichauf die Emission der Jet-Teilchen auswirkt.

Beobachtungen mit ISOPHOT im fernen Infrarot

Das Vereinheitlichte Modell läßt sich unter anderemmit Ferninfrarot-Beobachtungen überprüfen. Der Staub-ring absorbiert nämlich die optische und ultravioletteStrahlung aus dem zentralen Bereich und erwärmt sich.

Dadurch gibt er selbst thermische Strahlung im fernenInfrarot ab. Dies geschieht in alle Richtungen gleich-mäßig, da der Staub für Strahlung in diesem Wellen-längenbereich durchsichtig ist. Das heißt, während dieAnteile von Synchrotron- und optischer Strahlung mitdem Blickwinkel variieren, sollten im fernen Infrarot alleObjekte die gleichen Merkmale des Staubtorus aufweisen.

Die vom Jet und von der Staubscheibe ausgesandteStrahlung unterscheidet sich aufgrund des unterschiedli-chen Entstehungsmechnismus auf ganz charakteristischeWeise. Der Staub gibt Wärmestrahlung ab. Der Intensitäts-verlauf entspricht daher einer Planck-Kurve mit einemausgeprägten Maximum, dessen Lage ausschließlich vonder Staubtemperatur abhängt. Die in Magnetfeldernbeschleunigten Elektronen in den Jets senden hingegennicht-thermische Synchrotronstrahlung aus. Ihre Intensitätsteigt mit zunehmender Wellenänge monoton an.

Bei der Unterscheidung zwischen thermischer undnicht-thermischer Strahlung kommt dem Infrarotbereicheine zentrale Bedeutung zu: Bei Staubtemperaturen voneinigen hundert bis einigen zehn Kelvin liegt dasStrahlungsmaximum bei einigen zehn bis etwa zweihun-

Das vereinheitlichte Modell auf dem Prüfstand 21

FR 0234+28z = 1.213

Wavelength [µm]100 102 104

10–4

10–2

100

F n [

Jy]

Wavelength [µm]100 102 104

10–4

10–2

100F n

[Jy

]

Wavelength [µm]100 102 104

10–4

10–2

100

F n [

Jy]

Wavelength [µm]100 102 104

10–4

10–2

100

F n [Jy

]

Wavelength [µm]100 102 104

10–4

10–2

100

F n [Jy

]

Dusty Torus

Dusty Torus

3C 405 = Cgynus Az = 0.056

3C 48z = 0.368

PG 0050+124z = 0.061

147 K 52 K205 K

34 K

3C 279z = 0.536

307 K61 K

147 K

33 K

Radio loud Quasar

Radio quietQuasar

ULIRG?

ISO IRASOther Data

Cygnus A at l = 6 cm (Perley et al.)

Quas

ar w

ith fl

at

Radi

o Sp

ektru

m

Quasar

Radio Galaxie

Quas

ar

Abb. II.11: Die RadiogalaxieCygnus A, aufgenommen im Ra-diobereich mit dem Very LargeArray, New Mexico. (NRAO/VLA). Mitte: Schema des Verein-heitlichten Modells für AktiveGalaxien. Das von einem dichtenStaubtorus umgebene SchwarzeLoch im Zentrum der Galaxie er-zeugt zwei Jets. Die beobachtetenSpektren (außerhalb des Radio-bildes) hängen von der Blickrich-tung ab, unter der man die AktiveGalaxie sieht.

dert Mikrometern, also gerade in dem von ISO abgedeck-ten Bereich. Beobachtungen in diesem Bereich erlaubeneine zuverlässige Aussage darüber, ob die empfangeneInfrarotstrahlung von der Staubscheibe oder aus den Jetskommt. Zur Untersuchung dieser Frage haben Astro-nomen des MPIA mit Kollegen der Universität Bochumund des MPI für Radioastronomie in Bonn über 70 ausge-wählte Quasare und Radiogalaxien im Bereich von 4.8bis 200 mm mit ISO beobachtet. Erste Ergebnisse auf derBasis von zehn repräsentativen Objekten stützen dasVereinheitlichte Modell.

Bei den drei radioleisen Quasaren (PG 0050+124, PG1206+459 und PG 1634+706) und dem Radioquasar 3C48 weist der Intensitätsverlauf eindeutig Maxima imBereich zwischen 60 und 100 mm auf (Spektralverläufe inAbb. II.11). Der gesamte Spektralverlauf läßt sich bei ih-nen am besten mit thermischer Strahlung eines Staubtoruserklären. Die abgeleiteten Temperaturen liegen dann zwi-schen 30 K und 600 K, die gesamten Infrarotleuchtkräftereichen von 7 1011 bis zu 1014 Sonnenleuchtkräfte. Diesläßt sich im Rahmen des Vereinheitlichten Modells soerklären, daß wir hier entlang der Symmetrieachse oder inschrägem Winkel auf das System schauen. Die dreiradioleisen Quasare besitzen keinen Jet und geben dem-entsprechend auch keine Synchrotronstrahlung ab,während wir bei 3C 48 sowohl Synchrotronstrahlung vomJet als auch thermische Strahlung des Staubtorus empfan-gen (Abb. II.11, rechts unten).

Bei den Blazaren zeigte sich hingegen kein ausgepräg-tes Intensitätsmaximum. Hier schließt sich der Intensi-tätsverlauf im fernen Infrarot nahtlos an die Synchro-tronemission im Radiobereich an. Ganz offensichtlichdominiert hier die nicht-thermische Strahlung aus demJet, wie man es erwartet, wenn man nahezu auf den Jetblickt. Der Infrarotfluß ist mit 1014 Sonnenleuchtkräftensehr hoch – deutlich höher als die typische Leuchtkrafteines Staubrings, wie er in den radioleisen Quasarengefunden wurde. Das heißt, auch in den radioleisenQuasaren kann durchaus ein Staubring mit etwa 1012

Sonnenleuchtkräften existieren, wie man es nach demVereinheitlichten Modell erwarten würde. Er wird abervon der Jet-Emission überstrahlt.

Zwei Objekte überraschten zudem mit interessantenDetails: Der Quasar 3C 279 besitzt ein Intensitäts-maximum zwischen 20 und 60 mm Wellenlänge, dasdeutlich über das glatte Synchrotronspektrum des Jetshinausragt. 3C 279 ist im optischen und im Radiobereichals äußerst variable Quelle bekannt und zeigt extremeAusbrüche im Gammabereich, die man Aktivitäten im Jetzuschreibt. Andere Langzeitbeobachtungen deuten nundarauf hin, daß sich dieser Quasar zur Zeit der ISO-Beobachtungen in einer ruhigen Phase mit geringer Jet-Emission befand. Dies hatte zur Folge, daß die Infra-rotstrahlung des Rings die Strahlung des Jets übertraf unddadurch überhaupt erst nachweisbar wurde.

Die klassische Radiogalaxie Cygnus A zeigt, wie aufGrund des Vereinheitlichten Modells erwartet, ein

Infrarotspektrum, das dem des radioleisen Quasars 3C 48sehr ähnelt. Die thermische Staubstrahlung besitztMaxima bei Temperaturen um 147 und 52 Kelvin undihre Leuchtkraft beträgt 5 1011 Sonnenleuchtkräfte. Dasdeutet darauf hin, daß auch Cygnus A ein Quasar ist, des-sen Kerngebiet von dichten Staubwolken verdeckt ist.

Trotz dieser ersten sehr schönen Ergebnisse bleibtabzuwarten, ob sich das Vereinheitlichte Modell auchauf die anderen mit ISOPHOT beobachteten Radio-galaxien in seiner einfachsten Form anwenden läßt.

Polarimetrie des Quasars 3C 279

3C 279 ist ein häufig beobachteter Quasar, dessenSpektrum vom Gamma- bis zum Radiobereich bekanntist. Eine bis vor kurzem noch bestehende Lücke imFerninfaroten konnte nun mit den ISOPHOT-Messungengeschlossen werden. Dieses Objekt war schon früher auf-gefallen, weil es innerhalb einiger Wochen oder Monatestarke Intensitätschwankungen zeigte: im Gamma-bereich bis zu einem Faktor 20, im Bereich vom UV bisins Infrarote bis zu einem Faktor 10. Interessanterweiseläßt sich bei ihm im Radiobereich lediglich ein Jet nach-weisen. Sehr wahrscheinlich besitzt er tatsächlich zweiJets, wobei der zweite für uns nicht sichtbar ist. Dies läßtsich im Rahmen der heutigen Jet-Theorie leicht erklären.Wenn sich Elektronen in einem Magnetfeld mit nahezuLichtgeschwindigkeit bewegen, senden sie die Syn-chrotronstrahlung lediglich in einem schmalen Kegel inRichtung ihrer Bewegung aus. Die Strahlung breitet sichalso ähnlich wie ein Scheinwerfer längs der Jet-Achseaus. Dies hat zur Folge, daß wir nur dann einen Jet sehen,wenn dieser etwa auf uns zu weist.

Diese Vorstellung ließ sich nun erstmals mit Hilfe vonPolarimetrie im fernen Infrarot an einem Quasar überprü-fen. Polarimetrie ist eine wertvolle Methode zur Er-forschung der physikalischen Bedingungen im Jet. Dabeiwerden grundlegende Eigenschaften der Synchrotron-strahlung genutzt. Elektrisch geladende Teilchen bewe-gen sich in einem Magnetfeld auf schraubenförmigenBahnen um die Feldlinien. Da sie hierbei beschleunigtwerden, senden sie Synchrotronstrahlung aus. Die Emis-sion erfolgt in der augenblicklichen Bewegungsrichtungin einen Kegel hinein, dessen Öffnungswinkel sich mitzunehmender Geschwindigkeit der Elektronen verrin-gert. Und mit zunehmender Energie der Teilchen ver-kürzt sich die Wellenlänge. Entscheidend ist nun, dass dieSynchrotronstrahlung stark polarisiert ist, das heißt, dieelektromagnetische Welle schwingt nur in einer Ebene inder Weise, daß der elektrische Vektor senkrecht zumMagnetfeld liegt. Polarisationsmessungen lassen alsoRückschlüsse auf die wirkenden Magnetfelder zu.

Bei 3C 279 waren bereits in verschiedenen Wellen-längenbereichen Untersuchungen dieser Art vorgenom-men worden. Im sichtbaren Spektralbereich beispiels-weise wurden Variationen des Polarisationsgrades zwi-

22 II.2 Radiogalaxien und Quasare

schen 4 % und 19 % beobachtet. Auch der Polarisations-winkel änderte sich mit der Zeit. Simultane Beob-achtungen im optischen und im Radiobereich währendeines Helligkeitsausbruchs haben gezeigt, daß diePolarisation in beiden Bereichen ganz offensichtlich imInnern des Jets entsteht und daß Grad und Winkel derPolarisation variieren. Dies wird im allgemeinen so inter-pretiert, daß während eines Helligkeitsausbruchs eineGaswolke aus dem Zentralbereich in den Jet hinein-schießt, wobei das Magnetfeld stärker »gebündelt« wird.Als Folge hiervon erhöht sich der Polarisationsgrad.

Mit ISOPHOT gelangen nun erstmals auch Polarisa-tionsmessungen im fernen Infrarot. Zwei Messungen imAbstand von etwa einem Jahr ergaben folgende Meß-werte: Am 26.7.1996 betrugen der Polarisationsgrad 23%und der Polarisationswinkel 78 Grad. Am 20. 6. 1997 wardie Polarisation auf 6.5 % gesunken und der Winkel hattesich auf 98 Grad gedreht. Die Quelle hatte also ihren phy-sikalischen Zustand verändert. Nun war die erste Mes-sung ein halbes Jahr nach einem Helligkeitsausbrucherfolgt, wobei die Intensität von Juli bis Dezember weiterabsank. Bis zum Juni 1997 war sie bereits wieder ange-stiegen. Der Quasar hatte demnach eine Helligkeits-

entwicklung vollzogen, wies aber zu den Zeitpunkten derbeiden Messungen vergleichbare Helligkeiten im fernenInfrarot auf.

Die schnelle mit ISOPHOT gemessene Variation deu-tet darauf hin, daß die Infrarotstrahlung aus einem sehrkompakten Raumbereich kommt, vermutlich vom »Fuß-punkt« des Jets. Die Astronomen am MPIA und ihreKollegen vom ISO-Datenzentrum in Villafranca, Spa-nien, vermuten, daß der Blazar-Kern ein halbes Jahr vorder ersten Messung eine neue Gaswolke ausgestoßenhatte, was zu dem Helligkeitsausbruch geführt hatte.Während die neue heiße Gasblase im Jet nach außenwanderte, wirbelte sie das Magnetfeld durcheinander,das sich daraufhin neu orientierte. Dies äußerte sich inden ISOPHOT-Messungen in veränderten Polarisations-werten. Unterstützt wird diese Interpretation durchPolarisationsmessungen, die etwa gleichzeitig im opti-schen und im Radiobereich stattfanden. Auf diese Weisewar es also ganz offensichtlich gelungen mitzuerleben,wie in der Nähe des zentralen Schwarzen Lochs eineheiße Gasblase erzeugt und in den Jet hineingeschossenwurde.

Das vereinheitlichte Modell auf dem Prüfstand 23

Eine der fundamentalen astronomischen Erkenntnisse indiesem Jahrhundert betrifft den hierarchischen Aufbaudes Universums. Sterne bilden Haufen von einigen zehnbis zu vielen tausend Mitgliedern, diese Haufen sind Teileiner Galaxie, und die Galaxien wiederum finden sich ingroßen Ansammlungen zusammen. Nach Edwin Hubbleunterscheiden die Astronomen drei große Galaxien-klassen: elliptische und Spiralgalaxien sowie irreguläreGalaxien (Abb. II.12). Auf weitreichenden Himmelsauf-nahmen dominieren in einem Galaxienhaufen im allge-meinen große elliptische und Spiralgalaxien mit Durch-messern von einigen hunderttausend Lichtjahren, die biszu 1012 Sonnenmassen enthalten können.

Zwerggalaxien werden in der ursprünglichen Hubble-Klassifikation nicht betrachtet. Diese nur einige tausendLichtjahre großen Systeme enthalten 106 bis 1010 Sterneund sind wegen ihrer geringen Flächenhelligkeit nurschwer nachweisbar (Abb. II.13). Einige massereicheZwerggalaxien lassen sich heute noch in der Entfernungdes Virgo-Galaxienhaufens beobachten. Die bekannte-sten Beispiele sind die beiden Magellanschen Wolkenund M 32, ein Begleiter des Andromeda-Nebels.

Zwerggalaxien sind aus mehreren Gründen interes-sante Forschungsobjekte. So gilt es heute als sicher, daßes wesentlich mehr Zwerggalaxien als große Galaxiengibt. Ihr Anteil an der Gesamtmasse im Universum isthingegen unbekannt. Einige ihrer bekannten Eigenschaf-ten sind noch weitgehend unverstanden. So weisen diemeisten Zwerggalaxien ungewöhnlich geringe Mengenan schweren Elementen auf, und die meisten elliptischenZwerggalaxien erscheinen diffuser als die großen ellipti-schen Galaxien.

Das Modell der »Wolkenflüssigkeit«

In einer ganzen Reihe von Arbeiten hat die Theorie-gruppe am MPIA versucht, einige der angedeutetenProbleme mit Hilfe von Computersimulationen zu unter-suchen. Dabei stellte sich heraus, daß, wie schon seit län-gerem vermutet wird, Supernova-Explosionen das Er-scheinungsbild und die Entwicklung von Zwerggalaxienganz entscheidend prägen. Vergleiche der theoretischenErgebnisse mit Beobachtungen zeigen, daß wesentlicheEigenschaften der Zwerggalaxien von diesen Modellenbereits richtig wiedergegeben werden, und daß dieForscher die grundlegenden physikalischen Vorgängeoffenbar verstanden haben. Einige Punkte lassen sich be-reits qualitativ erschließen.

Die großen, massereichen Galaxien, wie unser Milch-straßensystem, verfügen über ein tiefes Schwerkraftpo-tential, in dem Sterne und Gas um das galaktische Zent-rum laufen. Schwerkraft und Zentrifugalkraft sind fastüberall im Gleichgewicht. Supernovae wirken sich hierinnur lokal im Bereich einiger hundert Lichtjahre aus, kön-nen aber das Gesamtgefüge der Galaxie nicht signifikantbeeinträchtigen.

Zwerggalaxien sind wesentlich kleiner, und die ver-gleichsweise wenigen darin enthaltenen Sterne erzeugenein viel geringeres Gravitationspotential. Daher wirkensich energiereiche Vorgänge, wie Supernova-Explosio-nen und intensive Sternwinde, auf das Gesamtbild desSternsystems viel stärker aus. Die heißen expandierendenGasblasen der Supernovae wühlen das interstellare Gasgewaltig auf, und an vielen Stellen herrscht ein globalesdynamisches Ungleichgewicht. Die Folge: Die Zwerg-galaxie wird zerstreut und erhält ein diffuses Aussehen.

Ein zweiter wichtiger Aspekt ist die Dunkle Materie.Bereits seit Mitte der siebziger Jahre deuten Beobach-

24

II.3 Entwicklung von Zwerggalaxien

IrregulaGalaxies

Barred Spirals

Sa Sb Sc

SBa SBb SBc

Normal Spirals

Elliptical Galaxies

BoxyEllipticals

Ellipticalswith weak Disks

S0

SB0

Abb. II.12: Das von Edwin Hubble eingeführte Ordnungs-schema der Galaxien.

tungen darauf hin, daß die Galaxien von ausgedehntenMateriehüllen, sogenannten Halos, umgeben sind. DieseMaterie ließ sich bislang jedoch nicht direkt nachweisen,ihre Natur ist nicht bekannt. Bemerkbar macht sie sichlediglich durch ihre Schwerkraft: Alle großen Spiral-galaxien rotieren im Bereich der Scheibe wesentlichschneller als man es aufgrund der leuchtenden Materie,Sterne und Gas, erwarten würde. Ursache hierfür ist daszusätzliche Gravitationspotential des aus Dunkler Materiebestehenden Halos. Zwerggalaxien scheinen sogar nochstärker von den dunklen Halos dominiert zu sein als diemassereichen Galaxien (vgl. Jahresbericht 1997, S. 73).

Ergebnisse der Simulationen

Die geschilderten Aspekte, Auswirkungen von Super-novae auf die Struktur der Stern- und Gassysteme undDominanz eines dunklen Halos, gingen als wichtigeRandbedingungen in die am MPIA durchgeführtenModellrechnungen ein. Nun wäre es heute selbst mit denleistungsstärksten Rechnern unmöglich, sämtliche astro-physikalischen Vorgänge im Detail zu simulieren. Zuvielfältig sind die Wechselwirkungen zwischen Gas,Sternen und Dunkler Materie auf räumlichen Skalen vonweniger als einem Lichtjahr bis zu einigen hundertLichtjahren. Stattdessen konzentrierten sich die Theoreti-ker auf einzelne Prozesse, um deren Auswirkungen aufMorphologie und Entwicklung von Zwerggalaxien zuermitteln.

Das Modell der »Wolkenflüssigkeit« 25

Abb. II.13: Die sphärische Zwerggalaxie im Sternbild Sculp-tor.

In einer dieser Rechnungen ging es darum, das Ver-halten des interstellaren Mediums möglichst realistischzu simulieren. In dieses Modell gingen folgende plau-sible Grundannahmen ein: Die Sterne und die DunkleMaterie verhalten sich wie ein ideales Gas: Es gibt keineStöße, und folglich wird keine Energie umgesetzt. DieWechselwirkung geschieht ausschließlich über dieSchwerkraft. Das interstellare Gas verhält sich dem-gegenüber völlig anders. Hier wirken auch elektroma-gnetische Kräfte, das Gas expandiert und wird kompri-miert, heizt sich auf und kühlt sich ab.

In zahlreichen früheren Modellen wurde das interstel-lare Medium auf Skalen unterhalb von einigen hundertLichtjahren zur Einfachheit als diffuse Komponente ohneStrukturen behandelt. Diese Annahme hat sich als nichtgerechtfertigt erwiesen. Beobachtungen von Zwerggala-xien, aber auch unserer Milchstraße, haben gezeigt, daßdas Gas stark geklumpt ist und in unterschiedlichenZuständen existiert. Dementsprechend gingen dieTheoretiker am MPIA von einem Zwei-Komponenten-Modell aus, in dem dichte, kühle Wolken (Teilchendichten < 10 cm–3, Temperatur T < 100 K) in ein dünnes, heißesGas (n = 10–3 cm–3, T = 106 K) eingebettet sind.

In der Realität entstehen in den dichteren GebietenSterne, von denen die massereichen im Laufe von einigen

zehn Millionen Jahren als Supernovae explodieren. DieseSupernovae erhöhen die kinetische Energie des umge-benden Mediums, heizen es auf und verwirbeln es. DieseMaterie ist dann die heiße Komponente. Außerdembewegen sich die Wolken in der Galaxie umher und kön-nen miteinander zusammenstoßen. Hierbei verdichtenund erwärmen sie sich kurzfristig. Das warme Gas strahltseine kinetische Energie schnell ab und kühlt sichdadurch wieder ab.

Im Modell wurden diese Vorgänge durch eine geeigne-te Parametrisierung simuliert. Hierbei müßte jede Wolkeindividuell betrachtet werden. Aus physikalischer Sichtläßt sich das System jedoch wie eine »Flüssigkeit« be-handeln, in der die Wolken als dissipative (Energieumwandelnde) Teilchen agieren. Beobachtungen angroßen Spiralgalaxien haben gezeigt, daß diese Wolkenbei Massen zwischen 103 und 106 Sonnenmassen Radienzwischen 10 und 250 Lichtjahren aufweisen. In Zwerg-galaxien besitzen die Wolken zwar eine ganz ähnliche

26 II.3 Entwicklung von Zwerggalaxien

-3 -2 -1 0 1 2 3x [kpc]

-3

-2

-1

0

1

2

3

y [k

pc]

20.00

20.00

-3 -2 -1 0 1 2 3x [kpc]

-3

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0

1

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3

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pc]

20.00

20.00

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1

2

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pc]

20.0

0

-3 -2 -1 0 1 2 3x [kpc]

-3

-2

-1

0

1

2

3

z [k

pc] 20.0

0

Abb. II.14: Momentaufnahme in der Entwicklung einerZwerggalaxie nach drei Milliarden Jahren. Während die Flä-chendichte des Gases (links) eine klumpige Struktur aufweist,sind die Sterne (rechts) im selben Entwicklungsstadium gleich-mäßig verteilt.

Morphologie, weisen aber etwa um das Doppelte größereDurchmesser auf, was die Theoretiker am MPIA in ihrerSimulation berücksichtigten. Die Dichte der Wolkenbeträgt typischerweise ein Teilchen pro Kubikzentimeter.Bei einer mittleren Relativgeschwindigkeit (Geschwin-digkeitsdispersion) der Wolken zueinander von 10 km/sbedeutet dies, daß im Mittel alle zehn Millionen Jahrezwei Wolken kollidieren.

Von entscheidender Bedeutung für die Simulationenwar die Berechnung der Heizung und Kühlung derWolken. Hierbei wurden folgende Faktoren teils empi-risch, teils auf Grund theoretischer Überlegungen, be-rücksichtigt:

� Bei der Kollision zweier Wolken entstehen Stoß-fronten, in denen rund 10 % der kinetischen Energie inthermische Energie, also in Wärme, umgewandeltwerden.

� Supernovae heizen das Gas ebenfalls auf. Etwa 10 %der gesamten kinetischen Energie einer Supernovawerden in kinetische Energie des umgebenden Gasesumgesetzt. Ebensoviel tragen noch einmal Teilchen-winde massereicher Sterne bei.

� Die bei der Kollision aufgeheizten Wolken strahlenund kühlen sich wieder ab. Dieser Energieverlusthängt von Dichte und Größe der Wolken sowie von derRelativgeschwindigkeit der Stoßpartner ab.

Ziel der Simulationen war es, die Auswirkungen lokalerVorgänge im Bereich weniger hundert Lichtjahre auf dieglobalen Eigenschaften der Zwerggalaxien (im Bereicheiniger tausend Lichtjahre) zu ermitteln. Es zeigte sich,daß die Zeitskalen, auf denen die Heiz- und Kühlme-chanismen wirken, vergleichbar sind. Das bedeutet, esstellt sich nach einiger Zeit in der Galaxie ein globalesdynamisches Gleichgewicht ein.

Die dreidimensionalen Rechnungen erfolgten miteiner Auflösung von 300 und 600 Lichtjahren innerhalbeines Volumens von 20 000 Lichtjahren Kantenlänge. Eswurde angenommen, dass die Zwerggalaxien in einenHalo aus Dunkler Materie eingebettet sind, dessenAusdehnung und Dichteverteilung aus beobachtetenRotationskurven von Zwerggalaxien abgeleitet wurde.Hieraus ergab sich das als konstant angenommeneGravitationspotential, welches gegenüber dem derGalaxie dominiert. Beim Zusammenstoß zweier Wolken

wurde Impulserhaltung angenommen, während ein Teilder kinetischen Energie in neue Sterne umgesetzt wird,die dadurch ebenfalls eine bestimmte Geschwindigkeits-verteilung erhalten. Außerdem wurde angenommen, daßSterne mit mehr als 8 Sonnenmassen innerhalb von 1 bis8 Millionen Jahren nach ihrer Entstehung in regelmäßi-gen Abständen explodieren.

In zwei Standardsimulationen wurde angenommen,daß zu Beginn die kühlen Wolken mit einer Gesamtmassevon 108 Sonnenmassen in der kugelförmigen Zwergga-laxie mit einem Radius von 6500 Lichtjahren gleich-mäßig verteilt sind. Die beiden simulierten Fälle unter-schieden sich lediglich in der Wahl der durchschnittli-chen Relativgeschwindigkeit der Wolken von 15 km/sund 24 km/s. Es zeigte sich jedoch, daß der genaue Wertkeinen großen Einfluß auf das Simulationsergebnis hat.Das Wolkensystem kontrahiert, und es bilden sich dieersten Sterne (Abb. II.14)

Ein interessantes Ergebnis zeigte sich bei der Stern-entstehung. In der zu Beginn ausschließlich aus Gasbestehenden Modellgalaxie wächst die Sternentste-hungsrate im Laufe von einigen hundert Millionen Jahrenan und erreicht dann ein nahezu konstantes Niveau (Abb.II.15). Die mittlere Sternentstehungsrate von 0.0024 Son-nenmassen pro Jahr entspricht durchaus den Beobach-tungen – ein wichtiger Anhaltspunkt dafür, daß diesesModell die wesentlichen Aspekte berücksichtigt. ZumVergleich: In unserem Milchstraßensystem ist dieSternentstehungsrate mit 2 bis 3 Sonnenmassen pro Jahrrund tausendmal höher. Im Modell variiert diese Rate aufeiner Zeitskala von weniger als zehn Millionen Jahrenlokal sehr stark, und auch global gibt es Schwankungenum etwa 10 %.

Nach zehn Milliarden Jahren sind erst 25 % des Gasesin Sterne umgesetzt. Das heißt, Zwerggalaxien mit 108

Sonnenmassen, wie die hier betrachteten, befinden sichauch heute noch in dem Gleichgewicht, das sich einigehundert Millionen Jahre nach ihrer Entstehung eingestellthat, und die Sternentstehung setzt sich mit unverminder-ter Intensität fort. Dies sind die Zwerg-Irregulären, zudenen auch die Magellanschen Wolken gehören. Das gilt

Das Modell der »Wolkenflüssigkeit« 27

0

2

6

4

8

10

0 10 20 30 40

Time [108 yr]

M. [10

–3 M

�/y

r]

Abb. II.15: Die Sternentstehungsrate steigt in den ersten 100Millionen Jahren stark an und bleibt dann auf einem etwa kon-stanten Niveau von ca. 0.003 Sonnenmassen pro Jahr.

allerdings nur für eine ungestörte Entwicklung. Es kannaber auch passieren, daß der größte Teil des interstellarenGases aus dem Innern einer Zwerggalaxie herausgefegtwird (sogenanntes ram pressure stripping), wenn sie einegroße Galaxie durchquert. In diesen Systemen entstehendann keine Sterne mehr, und sie entwickeln sich zu sehrlichtschwachen, diffusen Zwerg-Ellipsen. Die aus denSimulationen abgeleitete Flächendichte der Wolken undSterne zeigte nach vier Milliarden Jahren, als das Systemlängst im dynamischen Gleichgewicht war, in denäußeren zwei Dritteln ihrer Ausdehnung einen exponenti-ellen Abfall, so wie er in der Natur auch beobachtet wird.(Abb. II.16)

Dieses prinzipiell sehr einfache Modell der Zwerg-galaxien gibt die beobachteten Verhältnisse teilweiserecht gut wieder, insbesondere im Hinblick auf die irre-gulären Zwergsysteme. Allerdings enthalten die Modell-galaxien selbst nach zehn Milliarden Jahren noch sehrviel Gas, im Gegensatz zu den elliptischen Zwerg-galaxien, die über keine nennenswerten Gasvorräte mehrverfügen. Beobachtungen haben nun ergeben, daß sichelliptische und irreguläre Zwerggalaxien in der Stern-verteilung kaum voneinander unterscheiden. Es liegtdaher die Vermutung nahe, daß Zwerg-Ellipsen dadurchentstehen, daß ursprüngliche Zwerg-Irreguläre ihr Gasverlieren. Auf welche Weise dies geschehen kann, sollenzukünftige Simulationen klären.

Heiße Supernova-Blasen

Wie oben beschrieben, spielen Sternentstehung undSupernovae bei der Entwicklung von Zwerggalaxien einezentrale Rolle. Die heftigen Vorgänge bei einer Stern-explosion wurden in dem beschriebenen Modell jedoch

nicht im Detail simuliert, vielmehr wurde lediglich die andie Umgebung abgegebene kinetische Energie berück-sichtigt. In einer zweiten umfassenden Arbeit ging es umdie Frage, was mit der Materie passiert, die von denSupernovae in das interstellare Medium geblasen wird.

Hintergrund dieses Problems sind einige überraschen-de Beobachtungshinweise. Einer betrifft die Häufigkeitschwerer Elemente in Zwerggalaxien. Kosmologengehen heute davon aus, daß im Urknall fast ausschließ-lich die beiden leichtesten Elemente Wasserstoff undHelium entstanden, in ganz geringen Mengen bildetensich auch Lithium und Beryllium. Gänzlich ausgeschlos-sen ist es nach der heutigen Theorie, daß so schwereElemente, wie Kohlenstoff, Stickstoff oder Sauerstoffaus dem Ur-Feuerball hervorgingen. Sie entstanden erstbei Kernfusionsreaktionen im Innern von Sternen undgelangten in deren Endstadium via Teilchenwinde oderSupernova-Überreste ins interstellare Medium zurück.Auf diese Weise wurde das Universum seit seinerEntstehung immer weiter mit schweren Elementen ange-reichert, bis zu einem Wert, wie er heute in der Sonnen-umgebung gilt.

Merkwürdigerweise beträgt in Zwerggalaxien dieHäufigkeit der schweren Elemente meist nur etwa einZehntel des solaren Wertes, obwohl in ihnen ausreichendviele Supernovae explodiert sein müßten, um mehrschwere Elemente zu produzieren. Haben sich dort aus ir-gendeinem Grunde schwere Elemente nicht im üblichenMaße gebildet, oder sind sie irgendwohin verschwun-den?

Eine mögliche Antwort deuteten Beobachtungen ausden letzten Jahren an, wonach aus einigen Zwerggalaxieninterstellares Gas mit hoher Geschwindigkeit zu entwei-chen scheint. Wäre es also möglich, daß die mit schwerenElementen angereicherten Supernova-Winde aus derGalaxie ausbrechen und in den intergalaktischen Raumentweichen können? Tatsächlich scheint dies in einigenFällen möglich zu sein.

Modellrechnungen konnten bislang nicht eindeutigklären, unter welchen Bedingungen Gas aus einer Zwerg-galaxie ausbrechen und entweichen kann. Die meistenSimulationen verfolgten die Entwicklung der Gasblasennicht über ausreichend lange Zeiträume hinweg.

Am MPIA gingen die Theoretiker diesem Problem mitComputersimulationen im Detail nach. Dazu stellten sie

28 II.3 Entwicklung von Zwerggalaxien

Column densityGas

Stars

r [kpc]

S

[10

21 c

m–2

]

0

1

0.1

0.01

0.001

0.00011 2 3 4

2 Ga3 Ga

1 Ga

4 Ga

Abb. II.16: Ergebnisse der numerischen Simulation. Die obe-ren Kurven zeigen den Verlauf der Flächendichte des Gases, dieunteren der Sterne mit zunehmender Entfernung vom Zentrumder Galaxie. Die Gaskomponente dominiert, weil die Sternent-stehungsrate sehr gering ist. Beide Komponenten weisen einenetwa exponentiellen Abfall auf, wie er auch beobachtet wird.Gezeigt sind die Verläufe nach einer (blaue Kurven), zwei(grün), drei (orange) und vier (rot) Milliarden Jahren.

die Zwerggalaxie als dünne Gasscheibe im hydrostati-schen und Zentrifugal-Gleichgewicht dar, wie es sich imGravitationspotential eines Halos aus Dunkler Materieeinstellt. (Der Halo wurde als isotherme Sphäre ange-nommen, was mit den bisherigen Beobachtungen ausrei-chend genau übereinstimmt.) Explodiert im Innern derGalaxie eine Supernova, so entsteht eine heiße, sich aus-dehnende Gasblase, deren Stoßfront das umgebende Gaswie ein Schneepflug vor sich herschiebt. Ist die interstel-lare Materie homogen verteilt, so expandiert die Blasekugelförmig. In einer Zwerggalaxie nimmt aber dieMateriedichte senkrecht zur Scheibenebene rasch ab. AlsFolge bewegt sich das Gas senkrecht zur Scheibenebeneschneller als in der Ebene. Es entsteht eine Art Düse,durch die das Gas aus der Scheibe ausbrechen kann.Erreicht diese Materie nicht die Entweichgeschwindig-keit, so fällt sie wieder in die Scheibe zurück, ähnlich wiedas Wasser eines Springbrunnens. Ist sie aber schnellgenug, so entweicht sie für immer in den intergalakti-schen Raum. Die Frage, ob, und wenn ja, wieviel Gaseiner Supernova der Galaxie entfliehen kann, hängt alsoentscheidend von zwei Bedingungen ab:

� von dem Schwerkraftpotential der Galaxie, � von den Bedingungen im interstellaren Medium, die

darüber entscheiden, wie schnell sich das Gas ausbrei-ten kann.

Um diesen Fragen Rechnung zu tragen, wurden mehrereGalaxien mit Massen zwischen 106 und 109 Sonnen-massen betrachtet. Bei den dreidimensionalen Simu-lationen über ein Volumen von 100000 � 100000 �65000 Lj3 mit einer räumlichen Auflösung von 80 Ljwurde Achsensymmetrie angenommen, alle Sterne soll-ten in einer einzigen Phase im Umkreis von 300 LjAbstand vom Zentrum entstehen und die nachfolgendenSupernovae sollten innerhalb von 50 Millionen Jahren inkonstanten Zeitabständen explodieren. Diese Abstände

Das Modell der »Wolkenflüssigkeit« 29

–10 –5 0 5 10 –10 –5 0 5 10 –10 –5 0 5 10

r [kpc] r [kpc] r [kpc]

0

5

10

15

0

5

10

15

0

5

10

15

0

5

10

15

z [

kpc]

z [kp

c]z

[kp

c]z

[kp

c]

–8 –6 –4 –2

log n [cm–3]

Mg = 106

Mg = 107

Mg = 108

Mg = 109

L = 1037 L = 1038 L = 1039

Abb. II.17: Simulationen der Dichteverteilung des aus Zwerg-galaxien entweichenden Gases heißer Supernova-Blasen. Ge-zeigt ist der Entwicklungsstand nach 100 Millionen Jahren fürGalaxien mit Massen zwischen 106 und 109 Sonnenmassen undmechanischen Leuchtkräften der Supernova-Winde zwischen1037 und 1039 erg/s.

betrugen 30000 bis 3 Millionen Jahre, was sich imModell als Eintrag von kinetischer Energie zwischen1037

erg/s und 1039 erg/s berücksichtigen ließ. Dieser Ener-giebereich entsprach 15 bis 150 Supernovae. Außerdemwurde der Effekt berücksichtigt, daß sich die expandie-rende Gasblase im Laufe der Zeit abkühlt.

Die einen Zeitraum von 200 Millionen Jahren ab-deckenden Simulationen zeigten deutlich, daß das mitschweren Elementen angereicherte Gas der Supernovaein großen Mengen aus den Galaxien entweichen kann. Inden massearmen Galaxien bis zu einer Million Sonnen-massen wird durch die Stoßwellen auch interstellares Gasmitgerissen und aus der Galaxie herausgeschleudert(Abb. II.17). Je massereicher ein System ist, desto mehrinterstellare Materie verbleibt aber in der Galaxie, undzwar vorzugsweise das kühle, nur geringe Mengen anschweren Elementen enthaltende Gas. Hieraus bildensich dann neue Sterne mit ebenfalls geringen Anteilen anschweren Elementen.

Weiterhin haben die Simulationen gezeigt, daß dieEigenschaften des Halos aus Dunkler Materie für denAusgang der Simulationen von entscheidender Bedeu-

tung sind. Die Dunkle Materie spielt somit eine zentraleRolle bei der Entwicklung von Zwerggalaxien. IhreGesamtmasse und räumliche Dichteverteilung muß da-her in Rechnungen dieser Art möglichst sorgfältigberücksichtigt werden.

Interessant ist nun der Vergleich mit den Beobach-tungen. Nach den beschriebenen Simulationen solltenzumindest einige Zwerggalaxien von weit ausgedehntenMateriehalos mit einem hohen Anteil an schwerenElementen umgeben sein. Wie ließen sich diese nachwei-sen? In zwei weiteren Computerläufen wurde versucht,das Strahlungsverhalten dieser mutmaßlichen Halos zuberechnen. Es ergab sich, daß dieses Gas im optischenWellenlängenbereich im Lichte einiger Emissionslinienschwerer Elemente, aber auch des Wasserstoffs (Ha),

30 II.3 Entwicklung von Zwerggalaxien

–12 –10 –8 –6

log optical emissivity (N2/T0.5)

Mg = 106

Mg = 107

Mg = 108

Mg = 109

L = 1038L = 1037 L = 1039

–10 –5 0 5 10 –10 –5 0 5 10 –10 –5 0 5 10

r [kpc] r [kpc] r [kpc]

0

5

10

15

0

5

10

15

0

5

10

15

0

5

10

15

z [

kpc]

z [kp

c]z

[kp

c]z

[kp

c]

Abb. II.17: Optische Leuchtkraft des aus den Galaxien ent-weichenden Gases nach 100 Milionen Jahren für Galaxien mitMassen zwischen 106 und 109 Sonnenmassen und mechani-schen Leuchtkräften der Supernova-Winde zwischen 1037und1039 erg/s.

leuchten sollte. Insbesondere sollten nahe der Galaxielängliche Filamente erkennbar sein: Es sind kühlereBruchstücke der Blasenränder (Abb. II.18). Die heißesteGaskomponente sollte überdies Röntgenstrahlung aus-senden. Sollte das ausströmende Gas Magnetfelder mitsich ziehen, so wäre auch Radiostrahlung zu erwarten.Sie entsteht, wenn Elektronen entlang der Feldlinienbeschleunigt werden.

Tatsächlich wurden in einigen Zwerggalaxien imsichtbaren Bereich riesige Blasen und Filamente gefun-den. Beispielsweise ergaben Beobachtungen mit demjapanisch-amerikanischen Satellitenteleskop ASCA Hin-weise auf einen Röntgenhalo bei der Galaxie NGC 1569(Abb. II.19), und im Radiobereich deutet sich an, daßblaue, kompakte Zwerggalaxien vom einem rund zehn-mal intensiveren Radiohalo umgeben sind, als masserei-che Spiralgalaxien.

Vieles spricht also dafür, daß Zwerggalaxien das inter-galaktische Medium stark mit schweren Elementen an-reichern. Detailliertere Studien müssen diese Theorienoch weiter verfolgen. Die Ergebnisse sind für kosmolo-gische Modelle zur chemischen Entwicklung des Univer-sums von großer Bedeutung.

Das Modell der »Wolkenflüssigkeit« 31

+64°52�

4h31m00s 4h30m50s 4h30m40s 4h30m30s

+64°51�

+64°50�

+64°49�

Abb. II.18: Die Zwerggalxie NGC 1569 (optisches Bild) zeigteine ausgedehnte Röntgenemission heißen Gases (Kontur-linien), wie man es von ausströmenden Supernova-Winden er-warten würde. (Bild: Della Ceca)

32 Kapitel II

Ausschnittvergrößerung des Zentralbereichs der 30-Doradus-Region um den Sternhaufen NGC 2070 und den Tarantelnebel(aus Abb. III.3). Der Abbildungsmaßstab beträgt 1.″8/mm, so

daß die volle Auflösung des Gesamtbilded wahrnehmbar wird.Der dynamische Bereich der Farbdarstellung ist so gespreizt,daß auch die Details der hellsten Strukturen erkennbar sind.

Entscheidend für die Leistungsfähigkeit eines Teleskopsist nicht nur die Größe des Hauptspiegels – entscheidendist auch die Wahl des Detektors, der in der Brennebeneein Abbild oder ein Spektrum des anvisierten Himmels-ausschnitts registriert. Rund hundert Jahre lang setztendie Astronomen Fotoplatten als Aufnahmemedium ein:Deren Emulsionen besaßen eine sogenannte Quanten-ausbeute von weniger als einem Prozent, ein Emulsions-kristall mußte also von über hundert Lichtteilchen getrof-fen werden, bevor es eines registrierte.

Seit Beginn der achtziger Jahre verfügen die Astrono-men über sogenannte Charge Coupled Devices (CCD).Das sind lichtempfindliche Halbleiter, die je nach Wel-lenlänge zwischen 60 und nahezu 100 Prozent Quanten-ausbeute erzielen. Durch ihren Einsatz ließ sich dieEmpfindlichkeit der Detektoren und damit die Effizienzder Teleskope um das 50- bis 100-fache erhöhen. Diesewenige Quadratzentimeter großen Plättchen sind auseiner Vielzahl lichtempfindlicher Bildelemente (Pixel)zusammengesetzt. Die größten CCDs weisen mehrereMillionen Pixel auf. Das auftreffende Licht erzeugt injedem einzelnen Pixel eine elektrische Ladung, diezunächst gespeichert wird. Am Ende der Belichtung liesteine spezielle Elektronik den CCD-Chip aus und ein ent-sprechendes Computerprogramm setzt die registrierteLadungsverteilung in ein optisches Bild um. Von ent-scheidendem Vorteil ist dabei, daß die Anzahl der erzeug-ten Ladungsträger zur auftreffenden Lichtintensitätstreng proportional ist.

CCDs werden heute bereits in kommerziell erhält-lichen Videorekordern und Fotoapparaten verwendet.Dennoch können am Teleskop nicht die handelsüblichenCCDs eingesetzt werden. Nur die höchstwertigen Chipseignen sich für die Astronomie. Sie werden von Firmenwie Phillips oder Rockwell produziert, müssen aber inden Laboratorien des MPIA ausführlich auf ihreTauglichkeit getestet werden, bevor sie an einem unsererTeleskope zum Einsatz kommen.

Auch die Instrumente selbst, also die Kameras undSpektralgeräte, sind nicht kommerziell erhältlich, son-dern werden individuell entworfen und gebaut. Im all-gemeinen spezifiziert der projektleitende Wissenschaft-ler die erwünschten Eigenschaften des Gerätes. Dannwird der Prototyp in den Werkstätten des MPIA erstellt.Immer wieder kommt es auch zur Zusammenarbeit mitFirmen, die bei speziellen Aufträgen nicht selten mitvöllig neuen Aufgaben konfrontiert werden. Das hierbei

erarbeitete Know-how stärkt ihre Wettbewerbsfähigkeitauf dem Weltmarkt.

Es folgt nun eine Übersicht über die neueren Instru-mente des MPIA und den aktuellen Stand im Berichtsjahr.

WFI – die Weitfeldkamera für La Silla

Im Dezember 1998 konnten Astronomen des MPIAund der ESO am 2.2-Meter-Teleskop auf La Silla einegemeinsam entwickelte Weitfeldkamera (Wide FieldImager, WFI) erfolgreich in Betrieb nehmen (Abb. III.1).Dieses Instrument besitzt ein außergewöhnlich großesBildfeld mit einer Kantenlänge von 33 Bogenminuten,entsprechend etwas mehr als der Vollmondfläche. DasCCD-Array ist über einen sehr weiten Wellenlängen-bereich vom UV (380 nm) bis zum nahen Infrarot (930nm) empfindlich. Weltweit sind nur vier Kameras mit

III Instrumentelle Entwicklung

33

Abb. III.1: Die Weitfeldkamera am 2.2-Meter-MPG/ESO-Teleskop auf La Silla.

vergleichbarem Gesichtsfeld und Auflösungsvermögenin Betrieb. In puncto Abbildungsgüte und gleichmäßigerAusleuchtung dürfte der WFI aber unübertroffen sein(Abb. III.2 und III.3, und Titelbild).

Konkurrenzlos ist auch der umfangreiche Filtersatz:Bis zu Schmal- und Mittelbandfilter ermöglichen es, diespektrale Intensitätsverteilung eines jeden Objektes miteiner spektralen Auflösung von etwa 3% abzutasten unddie Emission prominenter Nebellinien nachzuweisen. Soist es möglich, für jeden der über 100000 Sterne,Galaxien und Quasare, die sich bis zu einer visuellenHelligkeit von 24 mag im Gesichtsfeld befinden, ein aus-sagekräftiges Spektrum abzuleiten. Seit Januar 1999steht der WFI allen Gastforschern auf La Silla zurVerfügung.

Bereits um 1930 entwickelte der deutsche OptikerBernhard Schmidt ein zur Aufnahme großer Himmels-felder geeignetes und später nach ihm benanntesTeleskop. Es handelt sich um ein Spiegelteleskop, in des-sen Öffnung eine Korrekturoptik eingebaut ist. Sieschafft ein großes komafreies Bildfeld. Heutige Schmidt-Teleskope verfügen zwar über große Bildfelder mitDurchmessern bis zu 15 Grad. Sie besitzen aber ver-hältnismäßig kleine Öffnungen (Mount-Palomar-Obser-vatorium: 1.0 Meter, Calar Alto: 0.8 Meter) und arbeitensämtlich mit Fotoplatten, deren Lichtausbeute bei weni-gen Prozent liegt. Diese Nachteile umgeht nun dieWeitfeldkamera am 2.2-m-Teleskop der ESO/MPG aufLa Silla: Hier arbeitet ein 12 cm mal 12 cm großes, emp-findliches CCD-Array an einem verhältnismäßig licht-starken Teleskop. Der Abbildungsmaßstab von 0.″24 proBildelement ist so gewählt, daß selbst bei sehr gutemSeeing im Detektor kein Auflösungsverlust eintritt.

Die neue Weitfeldkamera nutzt die optischen Qua-litäten des 2.2-m-Teleskops in idealer Weise. Ebenso wiesein Zwilling auf dem Calar Alto, verfügt das Teleskopüber ein ungewöhnlich weites Bildfeld von optisch ein-wandfreier Qualität. Astronomen vom MPIA entwickel-ten Ende 1996 das Konzept der WFI und schlugen es derESO vor. Schon kurz darauf entschloß man sich, dasInstrument als Gemeinschaftsprojekt zu bauen. Der we-sentliche Teil der Arbeiten wurde ab Mitte 1997 in derRekordzeit von anderthalb Jahren abgeschlossen. ImMPIA entstand der gesamte opto-mechanische Teil,bestehend aus der optischen Korrektoreinheit, den Filternund dem Verschluß. Die Kollegen der ESO erstellten dasCCD-Mosaik mit der Kühleinheit und der Auslese-Elektronik.

Der optische Korrektor besteht aus zwei gekittetenLinsentripletts, die in der Brennebene ein absolut ebenesBildfeld erzeugen. Außerdem vergrößert er das Öff-nungsverhältnis (Verhältnis von Brennweite zu Spiegel-durchmesser) von 1/8 auf 1/5.9. Dadurch werden dasnutzbare Feld größer und die notwendigen Belichtungs-zeiten kürzer.

Um ein zeitaufwendiges und risikoreiches Wechselnder Filter zwischen den Belichtungen zu vermeiden,

wurde ein Filterrad mit 1.1 Metern Durchmesser gebaut,das bis zu 50 Filter aufnehmen kann. Ein rechnergesteu-erter Roboterarm sorgt für den reibungslosen und raschenWechsel von einem Filter zum anderen.

Als technisch anspruchsvoll erwies sich auch derVerschluß. Die Aufgabe bestand darin, die Kamera-öffnung so schnell zu öffnen und zu schließen, daß auchbei kurzen Belichtungszeiten jedes Pixel nahezu gleichlang belichtet wird – bei einem Detektor, der in derDiagonalen 175 mm mißt, ein nicht ganz einfachesProblem. Mit dem WFI sind Belichtungszeiten bis herun-ter zu 0.1 Sekunden möglich. Für den Bereich unterhalbvon einer Sekunde ist die Belichtungszeit für jedesBildelement bis auf weniger als 1/1000 Sekunde genau,bei längeren Zeiten liegt die Genauigkeit bei 0.1 %.

Das CCD-Array erstellte die ESO. Es wurde aus achtEinzelchips zu jeweils 2046 � 4096 Pixel zusammenge-setzt, so daß ein Mosaik mit insgesamt 67 Millionen Pixelentstand. Ein einzelnes Bild umfaßt 140 Mbytes anDaten. Um diese gewaltige Menge auszulesen, benötigtder Computer derzeit nur 27 Sekunden. Übertragen aufdas Lesen in einem Buch entspräche dies einerGeschwindigkeit von 1000 Seiten pro Sekunde!

Mit diesen technischen Eigenschaften schließt die neueWeitfeldkamera am 2.2-Meter-Teleskop eine Lücke zwi-schen den Schmidt-Teleskopen und den Großteleskopen.Daraus ergibt sich auch der zukünftige Anwendungs-bereich: die Suche nach seltenen, lichtschwachen Him-melskörpern, wie Supernovae in fernen Galaxien, sehrweit entfernten Quasaren oder Braunen Zwergen, ingroßen Himmelsarealen. Forscher am MPIA haben bereitsmit zwei vielversprechenden Projekten zur Suche nachQuasaren und fernen Galaxien begonnen. Beide Projektebasieren auf den mit dem Projekt CADIS am Calar-Alto-Observatorium gesammelten Erfahrungen, in dem dieSuche nach Ur-Galaxien so angelegt ist, daß gleichzeitigauch eine Vielzahl weiterer interessanter Objekte aufge-funden werden kann (vgl. Jahresbericht 1997, S. 18).

Im Rahmen der Quasar-Durchmusterung soll eineHimmelsfläche von etwa einem Quadratgrad (entspre-chend etwa fünf Vollmondflächen) nach Quasaren mitRotverschiebungen bis zu z = 6 abgesucht werden. Dieentferntesten Quasare sehen wir dann zu einem Zeit-punkt, als das Universum nicht einmal ein Zehntel seinesheutigen Alters besaß. Schätzungsweise 1000 bis 2000Quasare wollen die Astronomen auf diese Weise finden.Möglich wird dies, indem sie die Himmelsfelder durcheine Reihe von Filtern aufnehmen. Da die typischenspektralen Eigenschaften der Quasare bekannt sind, las-sen sich diese Himmelskörper aufgrund ihrer Helligkeitin den verschiedenen Filteraufnahmen mit großerSicherheit identifizieren. Berücksichtigt man überdies,daß sich die Spektren mit wachsender Entfernung derQuasare zu immer größeren Wellenlängen verschieben(Rotverschiebung), so kann man aus der Gesamtheit derAufnahmen auch die Entfernung der einzelnen Quasarebestimmen.

34 Instrumentelle Entwicklung

Abb. III.2 (oben): Der Mond, aufgenommen mit der neuenWeitfeldkamera.

Abb. III.3 (nächste Doppelseite): Dieser Ausschnitt (etwa70%) einer Aufnahme der 30-Doradus-Region in der GroßenMagellanschen Wolke, der aktivsten Sternentstehungsregion inunserer kosmischen Nachbarschaft (der sogenannten LokalenGruppe), demonstriert die Bildfeldgröße und die hervorragendeAbbildungsqualität der Weitfeldkamera. (vgl. Titelbild)

WFI – die Weitfeldkamera für La Silla 35

36 Instrumentelle Entwicklung

WFI – die Weitfeldkamera für La Silla 37

Ziel dieser Durchmusterung ist es, bis zu einerGrenzhelligkeit von 23 mag im Roten, eine homogenausgewählte und nahezu vollständige Stichprobe vonQuasaren zu erhalten, deren Rotverschiebung, und damitderen Entfernung, allein auf der Grundlage der WFI-Beobachtungen so genau bestimmbar ist, daß sich festel-len läßt, wie sich Anzahl und Leuchtkraft der Quasare imLaufe der Geschichte des Universums entwickelt hat. Dieaufgrund unterschiedlicher Suchstrategien strittigenFragen, wann die Mehrzahl der Quasare aufgeleuchtetist, wieviel Energie sie abgegeben haben und welcherZusammenhang zwischen Quasaren und Frühstadien derGalaxienentstehung besteht, sollten sich mit dieser ein-zigartigen Quasar-Durchmusterung zweifelsfrei beant-worten lassen.

Dieselben Aufnahmen lassen sich auch für ein zweitesProjekt nutzen, das bereits am MPIA läuft: Die Iden-tifikation von ca. 10000 Galaxien mit Rotverschiebun-gen um z = 1. Auch diese Systeme lassen sich aufgrundcharakteristischer Helligkeiten in den zahlreichen Farb-filteraufnahmen identifizieren. Sie befinden sich alle ineinem Entfernungsbereich von 7 bis 8 Milliarden Licht-jahren. Wir sehen diese Objekte also in einem Zustand,als das Universum erst halb so alt war wie heute. DieAstronomen möchten auf diesem Wege die großräumigeAnordnung der Galaxien in Haufen und Superhaufen her-ausfinden und mit der heutigen Situation im Umkreisunseres Milchstraßensystems vergleichen. In diesemProjekt wird der WFI nur Vorarbeiten leisten, währenddie nächste Generation der Instrumente am VLT benötigtwird, um für alle Galaxien innerhalb des ausgewähltenVolumens von 1.3 � 1.3 � 0.1 Milliarden Kubiklicht-jahren genaue Entfernungen zu bestimmen. Anhand derzahlreichen Galaxien um z = 1 wird man auch die Ent-wicklung der Galaxienpopulation während der vergange-nen acht Milliarden Jahre mit bislang unerreichter Ge-nauigkeit bestimmen können.

Bereits die ersten Aufnahmen mit dem WFI (Abb.III.2, III.3 und Titelbild) haben dessen einzigartige Bild-qualität demonstriert. Es ist daher nicht verwunderlich,daß viele Astronomen aus den ESO-Ländern und darüberhinaus das Potential des WFI nutzen wollen. ImAugenblick muß etwa die Hälfte aller beantragten, gutenProjekte wegen der begrenzten Beobachtungszeit abge-lehnt werden. Das Programmkomitee hat aber beschlos-sen, etwa 15 % der Zeit am WFI auf ein großes, europäi-sches Durchmusterungsprojekt zu konzentrieren, dessenErgebnisse innerhalb weniger Monate allen Astronomender ESO-Länder zur Verfügung gestellt werden.

Damit ist gewährleistet, daß der WFI seinen Haupt-auftrag erfüllen wird: Europas Astronomie in die Lage zuversetzen, in den kommenden fünf Jahren von den ein-zigartigen Möglichkeiten, die das VLT eröffnet, den opti-malen Gebrauch zu machen. Die Forscher des MPIA tra-gen auf diese Weise im Rahmen ihrer beschränkten finan-ziellen Möglichkeiten zum wissenschaftlichen Erfolg deseuropäischen Großprojektes VLT wesentlich bei.

ALFA – Adaptive Optik mit künstlichem Stern

Im Prinzip hängt das Auflösungsvermögen eines Tele-skops, also seine Fähigkeit, zwei nahe beieinander ste-hende Objekte noch getrennt abzubilden, allein vomDurchmesser des Hauptspiegels und von der Wellenlängedes Lichts ab. Im sichtbaren Bereich (Wellenlänge etwa550 nm) besitzt ein 3.5-Meter-Teleskop ein theoretischesAuflösungsvermögen, auch Beugungsgrenze genannt,von 0.03 Bogensekunden, bei 2.2 mm ist es mit 0.13 Bo-gensekunden rund viermal geringer. In der Praxis ver-schmiert jedoch die Luftunruhe länger belichtete Auf-nahmen so stark, daß die Auflösung typischerweise nurnoch eine Bogensekunde beträgt. Das heißt, kein Groß-teleskop erreicht eine bessere Auflösung als ein 15-Zen-timeter-Teleskop!

Astronomen und Ingenieure am MPIA haben in Zu-sammenarbeit mit Kollegen vom MPI für extraterrestri-sche Physik in Garching ein sogenanntes adaptiv-opti-sches System für den nahen Infrarotbereich gebaut, dases ermöglicht, die Bildschwankungen während der lau-fenden Belichtung zu korrigieren (vgl. Jahresbericht1997, S. 11). Es wurde im Oktober 1996 erstmals am 3.5-Meter-Teleskop auf dem Calar Alto erfolgreich getestetund konnte zwei Jahre später allen Astronomen zurVerfügung gestellt werden.

In der Praxis arbeitet ein adaptiv-optisches Systemetwa wie folgt (Abb. III.4): Eine ebene Welle des Stern-lichts wird beim Durchgang durch die Erdatmosphäreständig verbogen, ähnlich wie ein Tuch im Wind. Bei derAnkunft im Teleskop weist sie »Berge und Täler« mitHöhen und Tiefen von einigen Mikrometern auf. ImInnern des Teleskops spaltet nun ein Strahlteiler dieWelle in zwei Teilstrahlen auf. Während die eine Teil-welle auf einen kleinen adaptiven Spiegel fällt und vondort in die Kamera eintritt, gelangt die andere zu einemsogenannten Wellenfrontsensor. Dieser analysiert dieForm der Welle und gibt die Information an einen Com-puter weiter. Der Computer rechnet damit aus, wie dieOberfläche des flexiblen, adaptiven Spiegels verbogenwerden muß, um die Form der anderen Teilwelle bei derReflexion zu korrigieren. Umgesetzt werden diese Be-fehle von kleinen Stellelementen an der Rückseite desadaptiven Spiegels. (Bei ALFA fällt die Welle zunächstauf den deformierbaren Spiegel und gelangt erst dann inden Strahlteiler.)

Damit dieses Verfahren funktioniert, muß der Spiegelso schnell adaptiert werden, daß die eintreffenden Wellen-züge nicht bereits anders deformiert sind als der geradeanalysierte Wellenzug. Die Theorie zeigt, daß im sichtba-ren Bereich etwa 200 Korrekturschritte pro Sekunde nötigsind, bei 10 mm Wellenlänge hingegen nur etwa zehn.

Bereits in der Testphase konnte ALFA seine Lei-stungsfähigkeit unter Beweis stellen. Im Laufe des Jahres1998 ließ sich das System noch weiter optimieren. Sogelang es, die optische Qualität der Abbildungen, ausge-drückt durch den Strehl-Faktor, um einen Faktor 15 zu

38 Instrumentelle Entwicklung

Adaptive Optik mit künstlichem Stern 39

589 nm master oscillator

pump laser

ampli-fier

dichroic beam splitter

wavefrontsensor

dataprocessing

Tip-tiltsensor

cameraspectrograph

distortedwavefront

deformablemirror

correctedwavefront

transfer optics

launchtelescopetelescope

distortedwavefront

turbulentatmosphere

undistortedwavefront

mesosphericsodium layer

reference star

astronomicaltarget

Abb. III.4: Das Prinzip der adaptiven Optik mit Laserleitstern (ALFA).

verbessern. Der Strehl-Faktor bezeichnet das Verhältnisder Lichtintensität im Zentrum einer Sternabbildung zuder Intensität, welche die ideale, beugungsbegrenzteAbbildung hätte. Bei normalem Seeing von einer Bo-gensekunde liegt der Strehl-Faktor bei etwa 3 %, imIdealfall beträgt er 100 %.

Bei Aufnahmen der berühmten Trapez-Sterne imOrion erzielten die Astronomen mit ALFA bei einerWellenlänge von 2.2 mm einen Strehl-Faktor von 34 %,bei 1.2 mm von 12 %. Die Aufnahmen besaßen eineAuflösung (Halbwertsbreite der Sternbildchen) von 0.″14bzw. 0.″1 (Abb. III.5). Damit erreichten sie nahezu dietheoretische Beugungsgrenze von 0.″13 bzw. 0.″07.

Eine zentrale Rolle spielt bei ALFA der Wellen-frontsensor, der die Lichtwelle analysiert. Damit erschnell genug arbeiten kann, benötigt er einen Stern vonmindestens 14. Größe. Ist der abzubildende Himmels-körper selbst hierfür zu lichtschwach, so muß ein anderergefunden werden, der allerdings von dem interessieren-den Objekt nicht weiter als 30″ entfernt sein darf. Wennsich diese Bedingung nicht erfüllen läßt, müssen sich dieAstronomen mit einem Trick behelfen: Sie schießen ent-lang der Teleskopachse einen Laserstrahl zum Himmel.In einer Höhe um 90 Kilometer trifft dieser auf eine mitNatriumatomen angereicherte Schicht (Abb. III.6). DieWellenlänge des Lasers ist so eingestellt, daß er die Na-

triumatome zum Leuchten anregt. Auf diese Weise ent-steht über dem Teleskop ein Lichtfleck, ein »künstlicherStern« der im Idealfall einem Stern 11. Größe entspricht.Er dient der adaptiven Optik während der Bildkorrekturals heller Vergleichsstern.

Mit diesem System, das Ende 1997 erstmals erfolg-reich getestet wurde, steht das MPIA an vorderster Frontder Forschung. Weltweit gibt es derzeit im astronomi-schen Bereich nur zwei weitere vergleichbare Instru-mente dieser Art. Im August 1998 gelang es weltweitsogar zum ersten Mal, ein extragalaktisches Objekt – dieaktive Galaxie UGC 1347 – mit ALFA und dem Laser-leitstern abzubilden (Abb. III.7).

Trotz großer technischer Fortschritte ließ sich derLaserleitstern bisher nur in 15 % der möglichen Beob-achtungsnächte einsetzen. Hierfür sind mehrere Gründeverantwortlich.

� Nur wenn der Laser direkt zum Zenit weist, kann ereinen Stern maximaler Helligeit erzeugen. Bei grö-

40 Instrumentelle Entwicklung

21.60.17

18.50.16

9.20.36

13.30.20

13.80.21

32.70.15

34.50.16 27.3

0.13

20.20.17

2�

Abb. III.5: Aufnahme des Gebietes der Trapez-Sterne imOrion mit ALFA bei 2.2 mm. Die oberen Zahlen geben dieStrehl-Zahl der jeweiligen Sternabbildung in Prozent an, dieunteren die Halbwertsbreite in Bogensekunden.

ßeren Zenitdistanzen (ab 50 Grad) ist die Natrium-schicht wesentlich weiter vom Teleskop entfernt, wes-wegen der künstliche Stern lichtschwächer erscheint.Zur größeren Entfernung kommt die erhöhte Ex-tinktion, wodurch die Helligkeit des künstlichenSterns weiter absinkt.

� Der Wellenfrontsensor ist innerhalb eines breitenWellenlängenbereichs von etwa 400 nm bis 900 nmempfindlich. Der Laser hingegen strahlt bei einereinzigenWellenlänge (monochromatisch), weswegener dem Sensor lichtschwächer erscheint als ein Stern,der bei der Laserwellenlänge dieselbe Helligkeitbesitzt wie der künstliche Lichtfleck.

� Der Laserstrahl muß optimal auf den Wellenfront-sensor fokussiert werden. Diese Anforderung hat sichals besonders kritisch erwiesen. Aberrationen im opti-schen Laserführungssystem und Luftunruhe in derTeleskopkuppel verschlechtern die Fokussierung.

An dem letzten Punkt wird am MPIA derzeit intensivgeforscht. Außerdem ist es möglich, den künstlichenStern weiter aufzuhellen, indem man den Laserstrahl zir-kular polarisiert. Dadurch erhöht sich der Anteil zumLeuchten angeregter Natriumatome.

MOSCA – Multi-Objekt-Spektrograph

MOSCA ist ein Mehrzweckinstrument, das sowohl fürDirektaufnahmen als auch für spektrographische Unter-suchungen einsetzbar ist. Das Ende 1996 in Betriebgenommene Gerät wird am 3.5-Meter-Teleskop hinterder Bohrung des Hauptspiegels im Ritchey-Chrétien-Fokus installiert. MOSCA ist ein Fokalreduktor, der dietatsächliche Brennweite um einen Faktor 3.7 verringert,was zu einem effektiven Öffnungsverhältnis f/2.7 führt.Er vergrößert damit das Bildfeld auf 11 � 11 Quadratbo-genminuten, genug, um auch verhältnismäßig nahe undgroße Galaxien vollständig abzubilden. Als Detektordient derzeit ein CCD mit 2048 � 2048 Pixeln, das übereinen großen Wellenlängenbereich von 330 nm bis 1 mmhinweg empfindlich ist.

MOSCA ist für Direktaufnahmen mit zwei Filterrädernbestückt, die zusammen 17 Filter aufnehmen können. Wei-terhin ist ein sogenanntes Fabry-Pérot-Interferometereingebaut. Es läßt sich als schmalbandiges Filter (Durch-laßbreite 1.5 bis 2 nm) über einen Bereich von 550 bis 950nm durchstimmen. Für spektroskopische Untersuchungenstehen sechs unterschiedliche Gitterprismen (Grism) mitverschiedener spektraler Auflösungen zur Verfügung.

MOSCA wurde im Jahre 1998 vor allem als Multi-objekt-Spektrograph genutzt. In dieser Konfigurationlassen sich von mehreren Himmelskörpern, beispielswei-se von Galaxien in einem Haufen, gleichzeitig Spektrenaufnehmen. Hierfür wird in die Brennebene eine Metall-platte eingesetzt, in die zuvor an exakt ausgemessenenPositionen Schlitze gefräst wurden (Abb. III.8). DiesesSchlitzmuster entspricht der Verteilung der Galaxien inder Brennebene, so daß man mit einer einzigen Auf-nahme von allen Himmelsobjekten gleichzeitig Spektrenerhält (Abb. III.9).

Die Masken lassen sich innerhalb weniger Minutenmit einer Präzision von einem Mikrometer in den

MOSCA – Multi-Objekt-Spektrograph 41

Abb. III.6: Der Laserstrahl schießt parallel zur Teleskopachsein den Himmel und erzeugt dort einen »künstlichen Stern«.

Tip-tilt Reference

wit

h A

dapt

ive

Opt

ics

wit

hout

Ada

ptiv

e O

ptic

s

Compact HII-Region Galactic Nucleus

Abb. III.7: Aufnahmen der Galaxie UGC 1347 (Mitte undrechts). Oben mit ALFA und Laserleitstern, unten ohne adaptiveOptik. Die beiden linken Bilder zeigen den Referenzstern. Aufdem mittleren Bild erkennt man eine kompakte HII-Region inder Galaxie, rechts den Galaxienkern.

Werkstätten des MPIA fertigen. Alle Benutzer desGerätes, auch die Gastbeobachter, können die von ihnenbenötigten Masken dort herstellen lassen. Eine halbauto-matische Prozedur ermöglicht es schließlich, Teleskopund Maske innerhalb von 10 bis 15 Minuten auszurich-ten. MOSCA fand unter anderem Anwendung bei derSuche nach den entferntesten Galaxien im Calar AltoDeep Imaging Survey, CADIS.

OMEGA-Prime – Kamera für das nahe Infrarot

Omega-Prime ist die erste Kamera einer neuen Gene-ration von Infrarotdetektoren auf dem Calar Alto. Sie gingim Frühjahr 1996 am 3.5-Meter-Teleskop in Betrieb. Herzdes Instruments ist ein im Rockwell Science Center und an

42 Instrumentelle Entwicklung

Abb. III.8: Eine für MOSCA hergestellte Lochmaske.

PKS 1725+004/7015

Abb. III.9: Mit MOSCA erhaltene Multispektralaufnahme.

Abb. III.10: Aufnahme des Jets HH 288 mit OMEGA-Prime.

Abb. III.11: OMEGA-Cass am 3.5-Meter-Teleskop.

der Universität Hawaii entwickelter Chip aus einerQuecksilber-Cadmium-Tellur-Verbindung (HdCdTe) mit1024 � 1024 Bildelementen (Pixel). Damit ist er 16-malgrößer als der bis dahin arbeitende Chip in der Magic-Kamera. Sein Empfindlichkeitsbereich reicht von 1 bis 2.5mm, erstreckt sich also über das nahe Infrarot. OmegaPrime wurde am MPIA entworfen und in den InfraredLaboratories in Tucson, Arizona, gebaut.

Ein Filterrad mit 15 Positionen ermöglicht Unter-suchungen in verschiedenen Wellenlängenbereichen, undein aus drei optischen Elementen bestehender Korrektorliefert über das gesamte Feld eine exzellente Bildqualität(Abb. III.10).

Omega-Prime kommt im Primärfokus des 3.5-Meter-Teleskops zum Einsatz, wo sich ein großes Bildfeld von6.8 � 6.8 Quadratbogenminuten ergibt. Damit eignetsich das Instrument hervorragend zur Durchmusterungdes Himmels nach schwachen Infrarotquellen, wie Proto-galaxien oder Braunen Zwergen, sowie zum detailliertenStudium von Sternentstehungsgebieten. Omega-Primewurde im Herbst 1996 für den allgemeinen Beobachter-betrieb freigegeben und war auf Anhieb das meist gefrag-te Instrument.

OMEGA-Cass – Spektrometer und Kamera für das nahe Infrarot

Omega-Cass ist eine Weiterentwicklung von Omega-Prime. Es ist für den Einsatz im Cassegrain-Fokussowohl des 3.5- als auch des 2.2-Meter-Teleskops kon-zipiert (Abb. III.11). Das Gerät arbeitet bei drei ver-schiedenen Abbildungsmaßstäben und erlaubt nebender Direktfotografie Spektral- und Polarisationsunter-suchungen.

Mit der Konstruktion von Omega-Cass wurde imSommer 1996 am MPIA begonnen. Als Detektor arbeitetwie in Omega-Prime ein HdCdTe-Array mit 1024 �1024 Pixel, das für den Bereich von 1 bis 2.5 mm emp-findlich ist. Der Abbildungsmaßstab läßt sich durch Wahlvon drei unterschiedlichen Kameraoptiken verändern. Imf/10-Strahl des 3.5-Meter-Teleskops variiert er zwischen0.1, 0.2 und 0.3 Bogensekungen pro Pixel (Abb. III.12).Im vergangenen Jahr wurde das Instrument oftmals am3.5-Meter-Teleskop auf dem Calar Alto eingesetzt, meistin Verbindung mit der adaptiven Optik ALFA (s.o.).

Zwei Filterräder können insgesamt 18 Farbfilter auf-nehmen. Außerdem bietet Omega-Cass zwei Möglich-keiten der Polarisationsanalyse. Vier in Schritten von45 Grad drehbare Filter sowie zwei Wollaston-Prismenliefern den linearen Polarisationsgrad ausgedehnterQuellen. Drei Grisms (Gitterprismen) verleihen Omega-

OMEGA-Cass – Spektrometer und Kamera für das nahe InfrarotI 43

Abb. III.12: Die Galaxie M 82, aufgenommen mit OMEGA-Cass.

Cass seine spektroskopischen Eigenschaften. Die spek-trale Auflösung l/Dl liegt zwischen 500 und 1000.

CONICA – Hochauflösende Nah-Infrarot-Kamera für das VLT

Das European Southern Observatory, ESO, errichtetderzeit auf dem 2630 Meter hohen Gipfel Paranal in derchilenischen Atacama-Wüste das Very Large Telescope(VLT). Im Endausbau wird es aus vier Großteleskopenmit Spiegeln von jeweils 8.2 Metern Durchmesser sowiedrei kleineren Hilfsteleskopen mit 1.8-Meter-Spiegelnbestehen. Das VLT wird dann, gemessen an der Gesamt-spiegelfläche, das größte Observatorium der Erde sein.Jedes der vier Großteleskope verfügt über drei Foki, diemit äußerst leistungsfähigen Kameras und Spektralappa-raten bestückt sein werden. CONICA wird am Nasmyth-Fokus des ersten der vier Teleskope mit dem Namen Antu(Sonne) arbeiten und zusammen mit dem adaptiv-opti-schen System NAOS im nahen Infrarot von 1 bis 5 mmbeugungsbegrenzte Bilder mit einer Auflösung bis herabzu 0.026 Bogensekunden liefern.

CONICA entsteht derzeit unter der Federführung desMPIA in Zusammenarbeit mit dem MPI für extraterre-strische Physik in Garching. Das Instrument (Abb. III.13)soll im Jahr 2000 in Betrieb gehen. Als Gegenleistungwerden den Astronomen dieser Institute an CONICA 45Nächte Beobachtungszeit zur Verfügung stehen.

Als Detektor dient ein Infrarot-Array mit 1024 �1024 Pixel. Der Abbildungsmaßstab wird zwischen0.014 und 0.11 Bogensekunden pro Bildelement wählbarsein. Für jede dieser Skalen sind zwei Kamerasystemevorhanden, die in den Wellenlängenbereichen von 1 bis2.5 mm und von 2 bis 5 mm arbeiten. Das Bildfeldbeträgt, je nach gewählter Variante, 14″ � 14″ bis 56″ �56″, bei geringster Auflösung hat es einen Durchmesservon 73″.

CONICA ist ein multifunktionales Instrument miteinem Fabry-Pérot-Interferometer (2 bis 2.5 mm), einemSatz von 20 Standardfarbfiltern und 15 schmalbandigenFiltern sowie Wollaston-Prismen und Polarisationsfilternfür die Messung der linearen Polarisation ausgedehnterObjekte. Außerdem bieten drei Grisms die Möglichkeitfür zweidimensionale Spektraluntersuchungen bei mitt-lerer spektraler Auflösung.

Im Berichtsjahr wurde die Infrarot-Kamera für dieadaptive Optik weitgehend fertiggestellt, derzeit wird siein den Labors getestet. Die Fokussiereinrichtung wurdeneu konzipiert und ebenfalls fertiggestellt.

CONICA wird sich in allen aktuellen Forschungs-bereichen einsetzen lassen. Im Vordergrund stehenUntersuchungen von Sternentstehungsgebieten und pro-toplanetaren Staubscheiben, des galaktischen Zentrums,der Gashüllen Roter Riesen und die Suche nach extraso-laren Planeten. Im extragalaktischen Bereich werden vor-aussichtlich Beobachtungen der Zentralgebiete AktiverGalaxien und das Studium entfernter Infrarotgalaxienhohe Priorität erhalten.

MIDI – Infrarot-Interferometer für das VLT

Das VLT wird ab dem Jahr 2000 auch als Interfero-meter arbeiten. Hierfür werden die Strahlengänge vonzwei oder mehr Teleskopen zusammengeführt und ineiner gemeinsamen Bildebene kohärent überlagert. Einsolches Interferometer verfügt über die räumliche Auf-lösung eines Einzelteleskops, dessen Spiegeldurchmes-ser der Basislänge der beiden interferometrisch gekop-pelten Teleskope entspricht. Zwei 130 Meter voneinan-der entfernt stehende Teleskope des VLT werden dann imnahen Infrarot eine Auflösung von einigen tausendstelBogensekunden erzielen.

Eins von drei Interferometern, genannt MIDI, wirdunter der Federführung des MPIA entwickelt und gebaut.Beteiligt sind auch Kollegen aus den Niederlanden undFrankreich sowie vom Kiepenheuer-Institut in Freiburgund von der Thüringer Landessternwarte Tautenburg.MIDI soll ab dem Jahre 2001 Interferometrie mit zweiTeleskopen bei 10 mm ermöglichen.

Die Weglängen der von den beiden Teleskopen kom-menden Strahlenbündel müssen in der gemeinsamenBildebene bis auf Bruchteile einer Wellenlänge genau,also etwa ein Mikrometer, übereinstimmen. Die haupt-sächlich geometrisch bedingte Weglängendifferenz wird

44 Instrumentelle Entwicklung

Abb. III.13: CONICA auf einem Teststand im Labor des MPIA.

bereits zu einem großen Teil ausgeglichen sein, bevor dieStrahlen in das Instrument eintreten. Im Innern von MIDIwird der Durchmesser des Bündels von 80 mm auf 10mm verringert und die restliche Weglängendifferenz wirddurch piezoelektrisch betriebene, verschiebbare Spiegelausgeglichen. Ein Strahlteiler vereint die Strahlen zumInterferenzbild (Abb. III.14).

Gleichzeitig müssen aber auch durch Luftunruhe oderWolken hervorgerufene Helligkeitsvariationen des beob-achteten Himmelsobjekts gemessen werden. Aus diesemGrunde wird ein Teil der beiden Strahlen aus dem inter-ferometrischen Strahlengang herausgeleitet, so daß stän-dig separat die Helligkeit gemessen werden kann.

Im Jahr 1998 hat das Projekt große Fortschrittegemacht. Ende des Jahres akzeptierte die ESO das vorge-schlagene Konzept. Voraussichtlich wird der Detektorein 320 � 320 Bildelemente umfassendes Si:As-IBC-Array sein. Mit der Entwicklung der Ausleseelektronikwurde im Herbst begonnen. Umfangreiche Modell-rechnungen haben ergeben, daß die atmosphärischbedingten Schwankungen der optischen Weglängen fürdie VLT-Teleskope im Laufe der Meßzeit von 0.1Sekunden nicht mehr als 1 mm betragen. Damit sind sie,wie für die Messungen erforderlich, sehr viel kleiner alsdie Beobachtungswellenlänge von 10 mm. Das für CONI-CA (s.o.) entwickelte Kälte- und Vakuumkonzept konntezu großen Teilen für MIDI übernommen werden.

Zu MIDIs Hauptarbeitsgebieten werden voraussicht-lich Beobachtungen von Doppelsternen, protoplanetaren

Scheiben, Braunen Zwergen, extrasolaren Planeten undAktiven Galaxien zählen.

PACS – Infrarot-Kamera für FIRST (Far Infrared Space Telescope)

Im Jahre 2007 will die Europäische Weltraumbehörde(ESA) das Far-Infrared Space Telescope (FIRST) starten.FIRST ist die vierte große Cornerstone-Mission der ESA.Es handelt sich um ein 3.5-Meter-Teleskop mit drei wis-senschaftlichen Instrumenten, die einen Wellenlängen-bereich von 85 bis 900 mm abdecken sollen. Sie werdenvon internationalen Wissenschaftskonsortien gebaut.FIRST schließt damit bei den großen Wellenlängen an dieDomäne der Radioastronomie an. Ein Schwerpunkt desForschungsprogramms wird in der Beobachtung von pro-tostellaren Gas- und Staubwolken und protoplanetarenScheiben liegen. Andererseits wird die Infrarotstrahlungsehr weit entfernter, junger Galaxien im Submillime-terbereich nachweisbar sein.

Das MPIA wird sich am Bau von PACS, einem derInstrumente, beteiligen. Die Projektleitung liegt beimMPI für extraterrestrische Physik in Garching (MPE).PACS soll photometrische und spektrometrische Unter-suchungen im Wellenlängenbereich zwischen 80 und 210mm ermöglichen (Abb. III.15). Das MPIA wird wesent-lich zu der Entwicklung der Kameras und Vorverstärkersowie des Fokalebenen-Choppers und zum Datenzen-trum beitragen.

Schwerpunkt der ersten Arbeiten war die Unter-suchung verschiedener Ausleseelektroniken. BesondereAnforderungen werden an sie gestellt, weil sie bei einer

PACS – Infrarot-Kamera für FIRST 45

pupilstop

dewarwindow

field stop/spatial filter

beam reducing80 → 10 nm

OPD-stages

delay line variation

from

tel

esco

pe 2

from

tel

esco

pe 1

beam splitter(10:90)

cold box

photometric beam

filter

grism

detector

beamcombiner

l

Abb. III.14: Schematische Darstellung des Strahlengangs inMIDI.

Temperatur von nur 4 K zuverlässig arbeiten müssen. Eszeigte sich, daß keine der Elektroniken die Anforderun-gen erfüllen konnten. Gemeinsam mit dem MPE wurdenSpezifikationen und Testverfahren erarbeitet, welche diekünftige Entwicklung der kalten Ausleseelektronikbestimmen werden. Es wurde eine Testeinrichtung vor-bereitet, mit der zukünftig größere Stückzahlen vonDetektorzeilen des Detektor-Arrays mit jeweils 16 � 25Bildelementen untersucht werden können.

Erste Arbeiten begannen auch am Chopper, an dessenGelenkaufhängung für den Betrieb im Kryovakuumungewöhnliche Anforderungen gestellt werden. Außer-dem wurde im Computer die Wechselwirkung der kosmi-schen Strahlung mit der Abschirmung und dem Detektorsimuliert. Diese Programme konnten die während derISO-Mission an den gedrückten Ge:Ga-Detektoren beob-achteten Ereignisraten gut reproduzieren. Es zeigte sich,dass in FIRST ähnliche Detektoren insbesondere gegenhochenergetische Protonen kaum wirksam abgeschirmtwerden können. Erst mit der Abschirmung aus einemsehr dichten und mehrere Zentimeter dicken Metall ließesich die Ereignisrate verringern.

46 Instrumentelle Entwicklung

M 9b

M 9a

M 11a

M 14

M 5

M 6

M 3

M 4

M 10b

M 10a

M 13 M 12a,b

M 7

M 10bD 1

M 8�

M 9�

F 1

M 12�M 15�

M 16�

G

M S1

M S3

M 10�

M 13�

M S2M 11�

Abb. III.15: Computerzeichnung des Strahlengangs in PACS:oben: im Photometrie-Modus, unten: im Spektroskopie-Modus.

Junge Doppel- und Mehrfachsterne

Als Friedrich Wilhelm Herschel vor zweihundert Jah-ren entdeckte, daß einige Sternpaare durch die Schwer-kraft aneinander gebunden sind, war dies eine Sensation.Heute wissen die Astronomen, daß die meisten SterneMitglieder von Doppel- oder Mehrfachsystemen sind.Studien an Hauptreihensternen der Sonnenumgebunghaben gezeigt, daß der Anteil an Mehrfachsystemennahezu unabhängig vom Sterntyp ist, zumindest in demBereich der Klassen F7 bis M. Demnach beträgt dasVerhältnis von Einfach- zu Doppel- zu Dreifach- zuVierfachsystemen für G-Sterne (zu denen auch die Sonnegehört) 57:38:4:1 und für M-Sterne 58:33:7:1. Bei den G-Doppelsternen ergab sich eine gaußförmige Verteilungder Umlaufzeiten mit einem Maximum bei etwa 180Jahren. Bei der Sonne entspräche dies einem Begleiter inrund 30 Astronomischen Einheiten (AE) Entfernung, dortwo Neptun unser Zentralgestirn umkreist.

Beobachtungen von jungen Sternen brachten über-raschenderweise ein anderes Ergebnis. So ist der Anteilan Mehrfachsystemen mit gegenseitigen Abständen zwi-schen 18 und 1800 AE in den Sternentstehungsgebietenvon Taurus-Auriga, Chamaeleon und Lupus wesentlichhöher. Astronomen des MPIA konnten nachweisen, daßin Taurus-Auriga rund doppelt so viele Sterne an einenoder mehrere Partner gebunden sind wie im späterenHauptreihenstadium (siehe Jahresbericht 1997, S. 49).Die Ursache für diese Diskrepanz ist nicht geklärt. Imwesentlichen werden zwei Möglichkeiten diskutiert:

� Es entstehen ursprünglich fast ausschließlich Mehr-fachsysteme. Ein Teil von ihnen löst sich jedoch imLaufe ihrer Entwicklung auf. Dies könnte dadurchpassieren, daß sich die Systeme im Gravitationsfeldder Dunkelwolke umherbewegen. Dabei können siesich auch so nahe kommen, daß sie sich gegenseitigdurch die Schwerkraft Sterne entreißen.

� Es wäre denkbar, daß die Bedingungen in den beob-achteten Dunkelwolken die Entstehung von Mehr-fachsystemen auf irgendeine Weise besonders begün-stigen, und daß es andere Wolken gibt, in denenMehrfachsysteme in weit geringerer Zahl entstehen.Größe und Temperatur der Wolkenkerne, so eineVermutung, könnten hierfür ausschlaggebende Para-meter sein.

Wie läßt sich diese für die Sternentstehung so wichtigeFrage entscheiden? Zum einen kann man junge Stern-haufen unterschiedlichen Alters beobachten. Ist die ersteHypothese richtig, sollte der Anteil an Mehrfach-systemen mit zunehmendem Alter abnehmen. Darüberhinaus sollten Sternentstehungsgebiete in Wolken ver-schiedener Größe und Temperatur untersucht werden, umdie zweite Hypothese zu testen. Zum anderen kann manversuchen, die Entstehung von Sternen mit numerischenRechnungen zu simulieren (siehe Jahresbericht 1997, S.54). Durch Variation der physikalischen Parameter ließesich dann herausfinden, auf welche Weise diese Größenauf die Bildung von Mehrfachsternen einwirken.

Am MPIA, wo Sternentstehung seit jeher einer derForschungsschwerpunkte gewesen ist, werden beideWege beschritten. Im vergangenen Jahr konnten dabeisowohl auf theoretischer als auch auf beobachterischerSeite Fortschritte erzielt werden. Die folgenden Arbeitendemonstrieren dabei auch, daß sich Theoretiker undBeobachter ganz wesentlich ergänzen können.

Speckle-Holographie im Orion-Nebel

Die meisten Sterne entstanden wahrscheinlich in dich-ten Haufen im Innern riesiger Staub- und Molekül-wolken, die bis zu einigen Millionen SonnenmassenMaterie beinhalten. Die eingehend studierte Taurus-Auriga-Region ist jedoch verhältnismäßig klein. NachSchätzungen ist die Sterndichte in jungen Haufen inner-halb von Riesenmolekülwolken, wie der Orion-Wolke,hundert- bis tausendmal höher als in kleineren Wolkenvom Taurus-Typ. Es erscheint daher durchaus plausibel,daß in Riesenwolken mehr anfängliche Mehrfach-systeme durch Wechselwirkung untereinander frühzeitigzerstört werden als in kleinen Wolken, und dass dort ver-mehrt Einzelsterne entstehen. Da die Riesenmolekül-wolken weitaus mehr Sterne hervorbringen als die klei-nen, wäre damit erklärt, warum der Anteil von Mehrfach-systemen bei Hauptreihensternen wesentlich geringer istals bei jungen Sternen im Taurus-Gebiet.

Darüber hinaus könnten auch unterschiedliche Bedin-gungen in großen und kleinen Wolken eine Rolle spielen.Die Vermutung liegt nahe, daß in massereicheren Wol-ken, wo die Dichte entstehender Sterne höher ist als inkleinen Wolken, auch die Temperaturen von Gas undStaub höher ansteigen. Es ist denkbar, daß hohe Tempe-

47

IV Wissenschaftliche Arbeiten

IV.1 Galaktische Astronomie

raturen die Entstehung von Mehrfachsystemen behin-dern.

Ein typisches Sternentstehungsgebiet mit hoher Stern-dichte ist der Bereich um die Trapez-Sterne im Orion-Nebel (Abb. IV.1). Der Trapez-Haufen gehört zu der1500 Lichtjahre entfernten Riesenmolekülwolke OrionA, in deren Zentralbereich die Sterndichte einen Wert von1400 Sternen pro Kubiklichtjahr erreicht. Dies ist derdichteste bekannte Sternhaufen in der Milchstraße. Rund80 % der Sterne sind jünger als eine Million Jahre, dasDurchschnittsalter beträgt etwa 300000 Jahre.

Damit eignet sich der Trapez-Haufen ausgezeichnetals Untersuchungsobjekt für ein Sternentstehungsgebiethoher Dichte. Bisherige Studien zur Doppelsternhäufig-keit beschränkten sich auf den sichtbaren Wellenlängen-bereich. Eine mit dem Weltraumteleskop Hubble durch-geführte Studie im Jahre 1994 brachte eine vergleichs-weise geringe Doppelsternhäufigkeit von 12 %. DieseUntersuchung war allerdings beschränkt auf visuelleDoppelsterne mit Abständen zwischen 26 und 440 AE.Dies entspricht ziemlich genau der Doppelsternhäufig-keit bei älteren Hauptreihensternen in diesem Abstands-intervall. Eine nachfolgende Beobachtungskampagne

mit Hubble ergab einen ähnlichen Wert von 14 % imAbstandsbereich zwischen 138 und 828 AE.

Diese ersten Studien haben jedoch den Nachteil, daßsie im sichtbaren Bereich stattfanden, wo sich massearmeSterne, die im Infraroten am hellsten sind, nur schwernachweisen lassen. Auch Sterne, die von Staub verdecktsind, können den Beobachtungen im Optischen entgehen.Darüber hinaus mußte in diesen beiden Studien aus beob-achtungstechnischen Gründen ausgerechnet der Zentral-bereich mit der hohen Sterndichte ausgespart werden.

Einer Gruppe am MPIA gelang es, den Trapez-Haufenerstmals auch im Infraroten mit hoher Auflösung zu stu-dieren. Dabei wurde die Methode der Speckle-Holo-graphie eingesetzt und eine Winkelauflösung von 0 .″13erreicht. Dadurch ließen sich Doppelsterne bis herunterzu einem Abstand von 57 Astronomischen Einheitennachweisen.

Die Astronomen nutzten für ihre Beobachtungen dieInfrarotkamera MAGIC am 3.5-Meter-Telelskop des Ca-lar-Alto-Observatoriums. Bei der hohen Auflösung derKamera von 0 .″071 pro Bildelement besaß das quadrati-sche Bildfeld eine Längsausdehnung von lediglich 18.″2.Da die untersuchten Felder mit Ausdehnungen um 40″ �40″ (entsprechend 0.3 Lj � 0.3 Lj) wesentlich größerwaren, mußten jeweils acht bis zehn Aufnahmen mosaik-artig zusammengefügt werden (Abb. IV.2). Die effekti-ven Belichtungszeiten betrugen 352 Sekunden bei 1.65

48 IV.1 Galaktische Astronomie

Abb. IV.1: Die Trapez-Sterne im Orion-Nebel, aufgenommenmit dem Weltraumteleskop Hubble. (Foto: NASA/ESA)

mm und 432 Sekunden bei 2.61 mm, die Nachweisgrenzelag zwischen der 15. und der 16. Größenklasse.

Als besonders vorteilhaft erwies sich bei dieser Studieder Einsatz der Speckle-Holographie. Dies ist eineWeiterentwicklung der Speckle-Interferometrie, die nachfolgendem Prinzip funktioniert.

Das theoretische Auflösungsvermögen, also dieFähigkeit, zwei nahe beieinander stehende Objekte nochgetrennt abzubilden, hängt vom Durchmesser des Tele-skop-Hauptspiegels und von der Wellenlänge des Lichtsab. Im sichtbaren Bereich (Wellenlänge etwa 550 nm)besitzt ein 3.5-Meter-Teleskop ein theoretisches Auf-lösungsvermögen, auch Beugungsgrenze genannt, von0.″04″, bei 2.2 mm liegt es bei 0.″16. In der Praxis ver-schmiert die Luftunruhe die Aufnahme jedoch so stark,daß die Auflösung typischerweise nur noch eine Bogen-sekunde beträgt. Beim Durchgang durch die verschiede-nen Luftschichten durchquert die von den Sternen kom-mende Lichtwelle Luftzellen mit unterschiedlichen Tem-peraturen und damit auch unterschiedlichen Brechungs-indizes. Dadurch ändert sich die optische Weglänge unddie Ausbreitungsrichtung des Lichts beim Durchgangdurch die turbulente Atmosphäre ständig. Die Luftzellenwirken wie umherwandernde Linsen.

Als Folge hiervon splittet die Sternabbildung in vielekleine Bilder, sogenannte Speckles, auf (Abb. IV.3). DieZahl der Speckles entspricht etwa der Gesamtzahl derTurbulenzzellen, die das Licht durchquert hat. DieSpeckles tanzen in einem kreisförmigen Gebiet mit ei-nem Durchmesser von etwa einer Bogensekunde inBruchteilen einer Sekunde hin und her. Bei länger belich-

teten Aufnahmen wird dadurch die Sternabbildung ver-schmiert.

Bei der Speckle-Interferometrie geht man nun wiefolgt vor. In schneller zeitlicher Folge fertigt man vondem interessierenden Himmelsgebiet Aufnahmen an. DieBelichtungszeit muß hierbei so gewählt werden, daß dieeinzelnen Speckles auf dem Bild noch erkennbar sindund sich noch nicht zu einem unscharfen Bild überlagerthaben. Die Speckles werden auf dem Bild gewisser-maßen »eingefroren«. Anschließend analysiert man miteinem speziellen mathematischen Verfahren (Fourier-Analyse) in jeder Aufahme die beugungsbegrenztenAbbilder und rekonstruiert daraus ein Einzelbild, das nunim Idealfall die beugungsbegrenzte Auflösung besitzt.Die Speckle-Interferometrie ist so ausgereift, dass sieschon lange nicht mehr nur auf Punktquellen (Sterne)anwendbar ist, sondern auch Bilder von flächenhaftenObjekten zu liefern vermag.

Ein Problem bei der Speckle-Interferometrie bestehtin den notwendigerweise sehr kurzen Belichtungszeiten.Dadurch lassen sich lichtschwache Sterne gar nicht nach-weisen oder sind auf den Einzelbildern nur schlecht defi-niert. Die beugungsbegrenzte Intensitätsverteilung einesSternbildes nennt man auch Punktverbreiterungsfunk-tion. Diese Verteilung variiert im zeitlichen Rhythmusder Aufahmen, der bei etwa 0.1 Sekunden liegt. In derSpeckle-Holographie werden die Aufnahmen so einge-richtet, daß sich im Bildfeld stets auch ein heller Sternbefindet. An ihm läßt sich dann in allen Aufnahmen diePunktverbreiterungsfunktion genau bestimmen. Sie dientdann auf jeder Aufnahme auch für die anderen, licht-schwächeren Sterne als Referenz. Wegen der erreichba-ren optimalen Aufnahmequalität ermöglicht es dieseTechnik, zu lichtschwächeren Objekten vorzudringen alsmit der herkömmlichen Speckle-Interferometrie.

Junge Doppel- und Mehrfachsterne 49

D

B

E

A

0 effective exposure time [sec] 513.75

C

Abb. IV.2: Die Überlagerung der Einzelbilder bei 2.16 mmWellenlänge und die sich daraus ergebende effektive Belich-tungszeit.

Abb. IV.3: Turbulenzen in der Atmosphäre bewirken, daß dasBild eines Sterns in viele zufällig verteilte Einzelbilder zerfällt.In der Speckle-Interferometrie konstruiert man aus diesenEinzelbildern ein beugungsbegrenztes Bild.

Wie effektiv diese Technik ist, zeigt ein Vergleich mitdem derzeit größten Teleskop der Erde, dem 10-Meter-Keck-Teleskop auf Hawaii. Am 3.5-Meter-Teleskopdrang das Team unter MPIA-Leitung mit Speckle-Ho-lographie bei gleicher Belichtungszeit zu dreimal licht-schwächeren Objekten vor, als das Keck-Team mitgewöhnlicher Speckle-Interferometrie.

Exemplarisch für Sternentstehung: der Trapez-Haufen

Für die Studie des Trapez-Haufens waren 9216 Einzel-aufnahmen bei 1.65 mm Wellenlänge und 12800 bei 2.16mm mit Belichtungszeiten zwischen 0.065 und 0.1 Se-kunden nötig. Stets diente einer der hellen Trapez-Sterneals Referenz für die Punktverbreiterungsfunktion. Beidiesen Wellenlängen beträgt das theoretische Auflö-sungsvermögen des 3.5-Meter-Teleskops 0 .″10 bzw.0.″13. Tatsächlich erreicht wurden Werte zwischen 0 .″13und 0 .″17 (bei 1.65 mm) bzw. zwischen 0 .″13 und 0 .″16(bei 2.16 mm). Ein exzellentes Ergebnis.

In dem Feld (Abb. IV.4) fanden die Astronomen insge-samt 35 Sterne bei 1.65 mm bzw. 44 Sterne bei 2.16 mm,davon erwiesen sich vier als Doppelsterne mit gegenseiti-gen Abständen zwischen 63 AE und 225 AE. Darunter

war auch θ1 A Ori, einer der vier hellen Trapez-Sterneselbst. Er besitzt einen Begleiter in 0 .″2 (90 AE) Abstand.Schon länger ist bekannt, daß θ1 A Ori ein Bedeckungs-veränderlicher ist. Er wird von einem weiteren Stern miteiner Periode von 65 Tagen umkreist. Damit bilden dieseSterne ein Dreifachsystem.

Mit der angewandten Technik konnten keine Doppel-systeme entdeckt werden, deren Komponenten wenigerals 0 .″14 bis 0 .″2 voneinander entfernt sind. Der genaueWert hängt vom Helligkeitsverhältnis der beiden Kompo-nenten ab: Je größer das Intensitätsverhältnis von Haupt-zu Begleitstern ist, desto größer muß für den Nachweisder Abstand sein. Außerdem ließen sich natürlich keinelichtschwachen Begleitsterne unterhalb der Nachweis-grenze um 16 mag nachweisen. Mit statistischen Metho-den ließ sich abschätzen, daß hierdurch lediglich 0.28Begleiter nicht gefunden werden konnten. Andererseitskann es sich statistisch gesehen bei 0.21 Sternen um einvorgetäuschtes Paar handeln. In einem solchen Fall stehtein Stern nur zufällig in der Projektion nahe an einemanderen Stern. Die beiden Effekte könnten sich also gera-de gegenseitig aufheben.

Insgesamt ergab sich damit eine Doppelsternrate von(9.5 ± 4.5) %. Um mit den Statistiken sonnennaherHauptreihensternen vergleichen zu können, müssen diemassearmen Sterne mit weniger als 1.5 Sonnenmassenseparat gezählt werden. Hier bleiben nur zwei übrig, waseine Häufigkeit von (5.9 ± 4.0) % ergibt. In früheren,ebenfalls am MPIA durchgeführten Studien hatte sich fürjunge Sterne im Taurus-Gebiet in demselben Abstands-

50 IV.1 Galaktische Astronomie

N

E

10�

Abb. IV.4: Mit Speckle-Holographie gewonnene Aufnahmeder Trapez-Region bei 2.16 mm Wellenlänge.

intervall zwischen 63 und 225 Astronomischen Einheiteneine Häufigkeit von (17.2 ± 2.9) % ergeben. Bei den ent-wickelten Hauptreihensternen der Sonnenumgebungbeträgt der Anteil (8.1 ± 2.2) %.

Der Anteil an Doppelsternen im Zentrum des Trapez-Haufens ist demnach vergleichbar mit demjenigen derHauptreihensterne. Das stützt die Hypothese, daß diemeisten Sterne in dichten Haufen wie dem Trapez-Haufen entstehen. Die kleineren Wolken mit ihrer hohenZahl an Doppelsternen, wie im Taurus, tragen hingegenmöglicherweise nur wenig zur gesamten Sternzahl in derMilchstraße bei. Modellrechnungen zeigen, daß in Be-reichen hoher Sterndichte durch nahe Vorbeigänge Dop-pelsysteme zerstört werden. Es wäre also interessant,weitere Sternentstehungsgebiete mit hoher Dichte,jedoch unterschiedlichem Alter zu studieren. Nach dieserHypothese sollte dann nämlich die relative Anzahl derDoppelsysteme mit zunehmendem Alter abnehmen.

Interessanterweise ändert sich das Bild etwas, wennman nur massereiche Sterne betrachtet. Unter den ins-gesamt sechs O- und B-Sternen findet sich ein Doppel-,ein Dreifach- und ein Vierfachsystem. Wegen der kleinenZahl an Sternen sind statistische Aussagen mit Vorsichtzu genießen. Dennoch deuten die Beobachtungen daraufhin, daß Mehrfachsysteme möglicherweise bei masserei-chen Sternen häufiger entstehen als bei massearmen.

Braune Zwerge

Nebenbei konnten die Beobachtungen noch dazugenutzt werden, um nach Braunen Zwergen zu suchen.Diese Himmelskörper befinden sich in einem Über-gangsbereich zwischen Sternen und Planeten. Besitzt einHimmelskörper weniger als etwa 0.08 Sonnenmassen, sosteigen in seinem Innern Temperatur und Druck nichtmehr weit genug an, damit die Fusion von Wasserstoffeinsetzen kann. Er zündet nur für kurze Zeit eineDeuterium-Tritium-Fusion, die jedoch bald wieder aus-setzt. Danach kühlt ein solcher Brauner Zwerg langsamaus. Unterhalb von 0.02 Sonnenmassen ist auchDeuterium-Tritium-Fusion nicht mehr möglich. BrauneZwerge sind wegen ihrer geringen Leuchtkraft nurschwer nachweisbar. Bislang sind nur etwa ein halbesDutzend bekannt. Dennoch könnte ihr gesamter Anteil inder Milchstraße sehr hoch sein. Die Frage nach ihrerHäufigkeit ist unter anderem deshalb von großemInteresse, weil sie einen Teil der Dunklen Materie imUniversum stellen könnten.

Auf den Speckle-Holographien hätte ein BraunerZwerg mit 0.08 Sonnenmassen bei 2.16 mm Wellenlängeeine scheinbare Helligkeit von etwa 13.5 mag, einer mit0.03 Sonnenmassen wäre immer noch 15.4 mag hell undläge damit auch noch über der Nachweisgrenze. Auf denTrapez-Mosaiken ließ sich indes kein einziger BraunerZwerg ausmachen. Sie scheinen doch in geringerer Zahlzu entstehen, als manche Astronomen meinen.

Von der Molekülwolke zum Stern – Rechnungen über 17 Größenordnungen

Will man die Frage nach der Häufigkeit von Dop-pelsternen auf theoretischem Wege angehen, so hat manmit diversen Problemen zu kämpfen. In groben Zügenkann man sich die Entstehung eines Sterns wie folgt vor-stellen.

Ein Großteil der interstellaren Materie befindet sich inWolken, die hauptsächlich in den Spiralarmen des Milch-straßensystems konzentriert sind. Die Durchmesser derWolken liegen zwischen wenigen Lichtjahren und etwa150 Lichtjahren, die darin enthaltenen Massen liegenzwischen etwa hundert und einer Million Sonnenmassen.Im Prinzip sind alle diese Wolken gravitativ instabil, dasheißt, sie müßten sich unter dem Einfluß der eigenenSchwerkraft zusammenziehen. Dies verhindern jedochTurbulenzen, die mit ihrer kinetischen Energie demKollaps entgegenwirken. Wo nun lokal Turbulenzen ver-ebben, kann ein Gebiet kontrahieren. Man spricht dannvon einem Wolkenkern. Dieser Vorgang endet nach typi-scherweise einer Million Jahren, wenn sich darin eineroder mehrere Sterne gebildet haben.

Im vergangenen Jahr hat sich die Theoriegruppe amMPIA ausführlich mit der Physik des turbulenten Gasesauseinandergesetzt (Jahresbericht 1997, S. 55). Im Be-richtsjahr gelang es erstmals, die Kontraktion eines inter-stellaren Wolkenkerns dreidimensional über einen Be-reich von 17 Größenordnungen in der Dichte und siebenGrößenordnungen in der räumlichen Ausdehnung nume-risch zu verfolgen. Nach diesen Simulationen ist dieEntstehung enger Doppelsternpaare sehr unwahrschein-lich. Dies deutet darauf hin, daß wichtige physikalischeVorgänge insbesondere in den letzten Phasen der Stern-entstehung noch nicht ausreichend verstanden sind.

Derzeit werden zwei Theorien diskutiert, um die Ent-stehung von Doppelsternen zu erklären. Die Einfang-theorie geht davon aus, daß sich in einem dichten Stern-entstehungsgebiet zwei protostellare Kondensationenbegegnen und einen Doppelstern bilden. Dies ist physi-kalisch allerdings nur dann möglich, wenn einer der bei-den Körper bei diesem Vorgang kinetische Energie ver-liert, beispielsweise durch Wechselwirkung der protostel-laren Scheiben in der Wolke. Dieser Vorgang wird derzeitnicht favorisiert. Die meisten Astrophysiker gehen heutedavon aus, daß eine protostellare Wolke während desKollapses zunächst aufgrund der Rotation zu einerScheibe abplattet. In diesem Gebilde werden einzelneBereiche instabil und zerbrechen in kleinere Fragmente.Diese verdichten sich weiter zu Sternen, die sich umeinen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Wie kom-plex dieser Vorgang sein kann, demonstrierte dieTheoriegruppe des MPIA bereits 1997 in aufwendigenModellsimulationen (siehe Jahresbericht 1997, S. 59).

Allerdings ließen sich diese Rechnungen nur so weitfortsetzen, bis das Gas eine Dichte von 10–13 g/cm3 er-reicht hatte. Bis dahin ist das Gas durchsichtig. Das heißt,

Junge Doppel- und Mehrfachsterne 51

sämtliche Strahlung entweicht aus dem Innern und trägtEnergie fort, so daß sich das Gas während der Kon-traktion nicht aufheizt (isotherme Phase). In diesen iso-thermen Rechnungen fragmentierten die betrachtetenprotostellaren Scheiben, und es bildeten sich Mehrfach-systeme.

Überschreitet das Gas aber den Dichtewert von 10–13

g/cm3, so kann die Infrarotstrahlung, die zuvor Energieaus der Wolke abgeführt hat, nicht mehr entweichen. AlsFolge hiervon steigt die Temperatur im Innern an, was dieSimulationen wesentlich erschwert. Frühere Rechnungenhatten gezeigt, daß sich mit zunehmender Dichte undTemperatur ein hydrostatischer Kern mit einer Ausdeh-nung von etwa vier Astronomischen Einheiten (AE) aus-bildet, der nicht weiter fragmentiert. In diesen Modellenbildeten sich demnach keine engen Mehrfachsterne mitAbständen von wenigen Astronomischen Einheiten.

Verfolgt man den Kollaps weiter, so setzt bei einerDichte um 10–8 g/cm3 und einer Temperatur um 2000 Kein neuer wichtiger Prozeß ein, der die Wolke abkühlt:die Wasserstoffmoleküle, aus denen die Wolke überwie-gend besteht, zerfallen (dissoziieren) zu Wasserstoff-atomen. Die für diesen endothermen Vorgang nötigeEnergie wird der thermischen Energie der Wolke ent-zogen (Abb. IV.5). Es setzt eine neue Kollapsphase ein, inder sich die Wolke weiter zusammenzieht, ohne sich starkaufzuheizen. Erst wenn sie eine Dichte von 10–3 g/cm3

erreicht hat, steigt die Temperatur im Innern mit weitererKontraktion wieder stärker an, bis bei einigen MillionenGrad die Fusion von Wasserstoffkernen einsetzt.

Wie frühere Rechnungen gezeigt haben, könnte dieWolke in der zweiten Kollapsphase (ab einer Dichte von10–8 g/cm3) fragmentieren, allerdings nur, wenn sieschnell genug rotiert. Genauer gesagt, muß das Verhältnisb der Rotationsenergie zur potentiellen Energie größerals 0.274 sein. Im anderen Fall entsteht lediglich ein Stern

mit einer ihn umgebenden stabilen Scheibe. Allerdingsberuhen diese Ergebnisse auf Computersimulationen, diesich auf den innersten Bereich des protostellaren Kernsbeschränkten. In diesen Rechnungen mußte eine plausi-ble Anfangsbedingung für die zweite Kollapsphase ange-nommen werden, da sich die erste Kollapsphase nichtselbstkonsistent mitrechnen ließ. Außerdem mußte dasVerhältnis b willkürlich »von Hand« eingegeben werden.Modelle, die den gesamten Kollaps von der optisch dün-nen interstellaren Wolke mit einer Dichte von 10–18

g/cm3 bis zum Protostern mit 0.01 g/cm3 umfassen, müs-sen räumlich auf Skalen zwischen 1017 und 1010 cm (ent-sprechend 7000 AE und 0.0007 AE) auflösend sein. Dieswar bislang in drei Dimensionen nicht möglich.

Die MPIA-Gruppe setzte für ihre Rechnungen diesogenannte Methode der smoothed particle hydrodyna-mics (SPH) ein. Dieses Programm eignet sich für dieProblemstellung besonders gut, weil sich bei ihm dieRechenauflösung mit der Teilchendichte erhöht. Nichtrealisieren ließ es sich, den Strahlungstransport explizitzu berücksichtigen. Dieser Prozess ließ sich jedoch durchdie Annahme eines generell unterschiedlichen physika-lischenVerhaltens des Gases (genauer gesagt, der Abhän-gigkeit des Gasdrucks von der Dichte) in den verschiede-nen Kontraktionsphasen berücksichtigen.

Die Rechnungen begannen mit einer sphärischeninterstellaren Wolke konstanter Dichte von einer Sonnen-masse und einem Radius von 7 � 1016 cm (4600 AE), diemit konstanter Winkelgeschwindigkeit rotiert. Anfäng-lich betrug das Verhältnis b = Rotationsenergie /potenti-elle Energie = 0.005. Dargestellt wurde diese Wolkedurch 300 000 Teilchen gleicher Masse.

Der Kollaps vollzog sich wie folgt: Zunächst kontra-hiert die Wolke isotherm, bis nach 55 800 Jahren imZentralbereich eine Dichte von10–13 g/cm3 erreicht ist.Diesen Zeitraum nennt man Freifallzeit tff. Nun wird dasGas optisch dicht. Es heizt sich auf, und der erstehydrostatische Kern mit einer Masse von 0.01 Sonnen-massen und einem Radius von 7 AE ist entstanden. Die-ser Kernbereich hat sich zu einer Scheibe abgeflacht undrotiert schnell, so daß b auf 0.34 ansteigt. Damit ist derkritische Wert zur Fragmentation überschritten. Schonnach drei vollen Umdrehungen (entsprechend 57 100Jahren) wird die Scheibe instabil und bildet spiralförmigeArme aus. Bei diesem Vorgang wird innerhalb kurzerZeit ein erheblicher Drehimpuls aus dem Zentralbereichin die äußeren Bereiche abgeleitet, wodurch b imZentralbereich unter den kritischen Wert von 0.273absinkt.

Der Kern nimmt weiter Materie aus der Umgebungauf und kontrahiert wegen der wachsenden Temperaturnur langsam weiter. Bei einer Temperatur von 2000 Kdissoziieren nun die Wasserstoffmoleküle. Dadurch wirddem Gas Energie entzogen, und es kann weiter kontrahie-ren. Erst wenn der Kernbereich eine Dichte von 0.007g/cm3 erreicht hat, verlangsamt sich die Kontraktion wie-der: Der zweite hydrostatische Kern mit einer Masse von

52 IV.1 Galaktische Astronomie

-20 -15log r [g cm–3]

log

T [K

]

log

MJ

[M

�]

log

RJ

[AU

]

-10 -5 00

1

2

3

4

5

6

-4

-3

-2

-1

0

1

2

-3

-2

-1

0

1

2

3

4

5

Abb. IV.5: Entwicklung der Gastemperatur (blaue Linie), derJeans-Masse (rot) und des Jeans-Radius (grün) als Funktion derDichte in einer kollabierenden Gaswolke. Der stufenförmigeVerlauf der Temperatur spiegelt die verschiedenen Kollaps-phasen wider.

0.0015 Sonnenmassen und einem Radius von 0.8 Son-nenradien hat sich gebildet. Er ist von einer innerenScheibe umgeben. Die Rechnung wurde abgebrochen,als der innere Kern auf 0.004 Sonnenmassen angewach-sen war. Die innere Scheibe besaß dann einen Radius von0.1 AE und die äußere Scheibe (der Überrest des erstenhydrostatischen Kerns) erstreckte sich bis in 70 AEEntfernung vom Stern (Abb. IV.6). Im weiteren Verlaufder Entwicklung wird die innere Scheibe wahrscheinlichanwachsen, indem sie Materie von der äußeren Scheibeaufnimmt.

Entscheidend bei dieser Entwicklung war, daß b nachEntstehung des ersten hydrostatischen Kerns unter denkritischen Wert fiel und während der weiteren Kollaps-phase diesen nicht wieder überschritt. Das bedeutet, daß

der innere Bereich von einigen Astronomischen Einheiten Durchmesser nicht fragmentieren kann, um einenengen Doppelstern zu bilden.

Da es sehr viele Doppelsysteme mit gegenseitigenAbständen von wenigen Astronomischen Einheiten gibt,muß es für sie entweder einen anderen Entstehungs-mechanismus geben, oder die Simulationen beschreibendie realen Vorgänge nicht ausreichend. Um der zweitenFrage nachzugehen, wollen die MPIA-Forscher ihreSimulationen mit verschiedenen physikalischen An-fangsparametern wiederholen. So könnte beispielsweiseder Anfangsdrehimpuls der Wolke einen Einfluß auf dieweitere Entwicklung haben.

Überdies spielen auch Magnetfelder bei der Stern-entstehung eine Rolle. Sie wurden in den Simulationennicht berücksichtigt. Es ist jedoch nicht wahrscheinlich,daß Magnetfelder die Bildung von Doppelsternen för-dern. Magnetfelder könnten eine Verbindung zwischenStern und Scheibe herstellen. Eine Analogie veranschau-licht, wie solche Felder wirken. Hierzu denke man sichdie Magnetfelder wie Gummibänder in einem zähenTeig. Rührt man diesen Teig, so werden die Bänder mit-geführt und gedehnt. Dadurch geht der Scheibenmaterie

Junge Doppel- und Mehrfachsterne 53

Abb. IV.6: Der Zustand der Gaswolke am Ende der Simulatio-nen, links in der Aufsicht auf die Scheibenebene, rechts senk-recht dazu. Die Einzelbilder geben Dichte und Geschwindig-keitsfeld in einem jeweils um eine Größenordnung verkleiner-ten Maßstab wieder. Auf diese Weise werden Details mit Aus-dehnungen von 3000 AE bis 0.2 Sonnenradien erkennbar.

Bewegungsenergie und Drehimpuls verloren, wodurch babnimmt. Bei hinreichend kleinem b kondensiert dieScheibe aber zu einem Einzelstern aus. Magnetfeldersollten demnach die Doppelsternbildung eher hemmen.

Kinematik Bipolarer Jets von jungen Sternen

Ende der siebziger/Anfang der achtziger Jahre mach-ten Astronomen in Sternentstehungsgebieten eine bedeu-tende Entdeckung: Von einigen jungen Sternen gehenTeilchenwinde in zwei entgegengesetzte Richtungen aus.Diese Ströme sind in unterschiedlichem Maße gebündelt.So fanden sich bei Radiobeobachtungen Molekülwinde,die in zwei Kegeln mit typischerweise 20 Grad Öffnungs-winkel und mit Geschwindigkeiten von 10 bis 20 km/svom Stern forttrieben. Im sichtbaren Bereich fand mansehr eng gebündelte Teilchenstrahlen, sogenannte Jets, indenen sich die Teilchen mit bis zu 400 km/s vomZentralobjekt fortbewegen (vgl. Jahresbericht 1997, S.43). In einigen Fällen weist ein Objekt beide Arten vonbipolaren Strömungen auf.

Bipolare Strömungen und äquatorialeStaubscheiben

Dieses Phänomen der bipolaren Strömungen bildetseit Beginn der achtziger Jahre einen der Forschungs-schwerpunkte am MPIA. Ihre damalige Entdeckung kamfür die Theoretiker sehr überraschend. Nach ihren Mo-dellen entsteht ein Stern, wenn eine Wolke aus Gas undStaub eine bestimmte Masse überschreitet. Dann wird sieinstabil und beginnt, sich unter dem Einfluß der eigenenSchwerkraft zusammenzuziehen. Große Wolken zerbre-chen während der Kontraktion in mehrere kleinereKondensationen. Diese rotieren und platten dabei wegender Zentrifugalkraft senkrecht zur Rotationsachse ab. Esbildet sich eine Gas- und Staubscheibe, in deren Zentrumder Stern entsteht. Wie theoretische Untersuchungen zei-gen, können sich in einer Scheibe durch Fragmentationsogar zwei oder mehr Sterne bilden (siehe das Kapitel»Von der Wolke zum Stern«, S51 f. und Jahresbericht1997, S. 59).

Daß der junge Stern weiterhin Materie aus dieserScheibe aufsammelt (akkretiert), hatte man erwartet. Daßer aber gleichzeitig auch Gas in den Weltraum ausstößt,kam überraschend. Weitere Untersuchungen, an denenAstronomen des MPIA einen großen Anteil hatten, beleg-ten schließlich, daß die Teilchenwinde senkrecht zurScheibenebene in den Weltraum abströmen (Abb. IV.7).Bis heute konnte nicht zweifelsfrei geklärt werden, aufwelche Weise die bipolaren Strömungen beschleunigtwerden und in welcher Entfernung vom Stern diesgeschieht.

Weitere Hinweise auf die genauen Vorgänge, die sichim Verlaufe der ersten Million Jahre bei der Stern-

entstehung abspielen, erhofften sich die Astronomen desMPIA von langjährigen Beobachtungsreihen der enggebündelten Materiestrahlen, der Jets. Hierbei gelang es,die Bewegung von Verdichtungen im Innern einiger Jetszu verfolgen und deren Geschwindigkeit zu messen.Diese neuen Erkenntnisse erlauben es, verschiedenetheoretische Jet-Modelle zu testen.

Bewegung von Jet-Knoten

Viele dieser Gasströmungen enden in bogenförmigenWolken, die als Kopfwelle der Jets gedeutet werden. Siemarkieren das Jet-Ende, wo die Strömung auf das um-gebende interstellare Medium trifft und sich darin weiterfortbohrt. Sie ist insofern mit der Druckwelle eines Über-schallflugzeuges oder der Bugwelle eines Schiffes ver-gleichbar.

Heute sind schätzungsweise 50 stellare Jets bekannt,von denen 15 bis 20 von Astronomen des MPIA entdecktwurden. Diese Strömungen lassen sich in Extremfällenbis in zehn Lichtjahre Entfernung von der Quelle nach-weisen. Die dynamischen Alter erreichen bis zu 11 000Jahre. Bei den Jet-Quellen handelt es sich um T-Tauri-sowie um Herbig-Ae/Be-Sterne, die häufig noch tief indie Wolke eingebettet sind, in der sie entstanden sind.Diese Sterne bilden die Übergangsphase zwischen denkollabierenden protostellaren Wolken und den Haupt-reihensternen, wobei T-Tauri-Sterne etwa eine Sonnen-masse und Herbig-Ae/Be-Sterne mehr als zwei Sonnen-massen besitzen.

Ein auffälliges Merkmal sind knotenförmige Verdich-tungen in den Jets, deren Entstehung sich bis heute nichtgänzlich klären ließ. Aus spektroskopischen Unter-suchungen ließ sich eindeutig ableiten, daß das Gas imJet weitgehend ionisiert ist. Im Innern der Jets entwickelnsich offenbar Stoßfronten, in denen sich die Materie auf

54 IV.1 Galaktische Astronomie

bow shock

cicumstellardisk

molecularoutflow

bright nebula

molecular cloud

central star

jet

Abb. IV.7: Schema der Umgebung eines jungen Sterns wäh-rend der bipolaren Phase. Zwei Jets schießen senkrecht zur zir-kumstellaren Scheibe in die umgebende Molekülwolke hinaus.

Temperaturen um 10 000 Kelvin aufheizt. In den sich»stromabwärts« anschließenden Kühlzonen hinter denStoßfronten rekombinieren Elektronen und Ionen, undgeben die beobachtete Strahlung ab. Diese leuchtendenkompakten Wolken sind schon lange als Herbig-Haro-Objekte bekannt. Ihre Verbindung mit den Jets wurdejedoch erst in den achtziger Jahren aufgedeckt.

Da sich das Gas in den stellaren Jets mit bis zu 30-facher Schallgeschwindigkeit bewegt, wurde anfänglichvermutet, es handele sich bei den hellen Knoten um ste-hende Schocks, wie sie beispielsweise in Überschall-strahlen hinter Flugzeugtriebwerken auftreten und sichauch im Labor erzeugen lassen. In diesem Fall sollten dieKnoten so gut wie keine Eigenbewegung aufweisen, son-dern nahezu stationär in der Strömung stehen. Eine ande-re Theorie geht davon aus, daß der Stern das Gas mit ver-änderlicher Geschwindigkeit ausstößt. In diesem Fallkäme es vor, daß schnellere Gasströme im Innern des Jetslangsamere, vor ihnen herlaufende Strömungen einholenund sich beim »Zusammenprall« Stoßfronten ausbilden.Diese Stoßfronten sollten dann ähnlich bogenförmig aus-geprägt sein wie die vordersten Kopfwellen der Jets.Tatsächlich zeigen einige Knoten eine solche Form. Einedritte Theorie geht davon aus, daß plötzlich auftretendeInstabilitäten in den schnellen Strömungen Stroßfrontenauslösen.

Eine wichtige Größe in dieser Frage ist die Eigenbe-wegung der Knoten. Während sich die Radialgeschwin-

digkeit der Gasströmung leicht aus Spektren bestimmenläßt, ist man bei der Eigenbewegung der Knoten daraufangewiesen, mehrere Aufnahmen aus verschiedenen Jah-ren zu vergleichen, um Veränderungen festzustellen. DieMessungen werden um so genauer, je weiter die Auf-nahmen zeitlich auseinander liegen. Schon 1987 konntenAstronomen des MPIA bei dem Objekt L1551 (sieheTitelbild des Jahresberichts 1997) eine Eigenbewegungder Jet-Knoten feststellen. Weitere Beobachtungen anden Quellen HH 34 und DG Tauri folgten 1994. Schonhier wurde deutlich, daß sich zumindest nicht alle Knotenmit dem Modell der durch Geschwindigkeitsvariationenerzeugten Kopfwellen erklären lassen.

Im Berichtsjahr wurden die Eigenbewegungen von fünfweiteren Jet-Systemen im etwa 500 Lichtjahre entferntenSternentstehungsgebiet im Sternbild Taurus beschrieben.Die Arbeit stützt sich auf Aufnahmen der Sterne DG Tau,DG Tau B, FS Tau, T Tau und CoKu Tau 1, die zwischen1983 und 1990 mit dem 3.5-Meter- und dem 2.2-Meter-Teleskop auf dem Calar Alto angefertigt wurden.

DG Tau gehört mit zu den ersten entdeckten Jet-Objekten, obwohl seine Ausströmung eher unscheinbarist. Sie erstreckt sich lediglich bis in zehn Bogensekun-den Entfernung vom Stern, woraus schon früh geschlos-

Kinematik Bipolarer Jets von jungen Sternen 55

NE

DG Tau

DG Tau B

J

IH G F

AB

C

D

E1E2

E3

30�

Abb. IV.8: Das Gebiet um DG Tau und DG Tau B im Licht derSchwefellinie [SII].

sen wurde, daß der Jet nahezu auf uns zu weist (Abb.IV.8,oben). Relativ hohe Radialgeschwindigkeiten des Jet-Gases zwischen –160 und –255 km/s sprechen ebenfallshierfür. DG Tau ist auch deshalb interessant, weil spek-troskospische Untersuchungen starke Geschwindigkeits-variationen im ausströmenden Gas nahe am Stern zuTage gefördert haben. Innerhalb von acht Jahrenschwankten die Geschwindigkeiten zwischen –167 und–300 km/s relativ zum Stern.

Bei einem Vergleich von zehn Aufnahmen, die zwi-schen 1983 und 1990 erhalten wurden, ließen sich jetzterstmals auch Eigenbewegungen von vier Knoten mitWerten zwischen 100 und 230 km/s nachweisen. DieAstronomen des MPIA gingen nun davon aus, daß es sichbei dem am weitesten vom Stern entfernten Knoten umdie Kopfwelle handelt. Ist dies der Fall, so sollte dort dasaus dem Jet kommende Gas abgebremst werden und sichmit der gesamten Kopfwelle weiter durch das interstella-re Medium bewegen. Das heißt, hier sollten die Raum-geschwindigkeiten der Gasteilchen und der gesamtenKopfwelle übereinstimmen. Unter dieser Annahme ließsich der Winkel zwischen der Jetachse und der Sichtlinieberechnen. Er ergibt sich bei DG Tau zu 38 Grad, was dieobige Vermutung bestätigt, daß der Jet nahezu in unsereRichtung weist.

Mit dem Neigungswinkel lassen sich dann auch diebeobachteten Eigenbewegungen der Jet-Knoten undRadialgeschwindigkeiten des Gases in Raumgeschwin-digkeiten umrechnen. Hierbei zeigt sich, daß das Verhält-nis z der Knotengeschwindigkeit zur Gasgeschwindig-keit in den zwei innersten Knoten etwa 0.8 beträgt.Außerdem ließ sich unter der Annahme konstanter Ge-

schwindigkeit ausrechnen, daß zwei Knoten und dieKopfwelle etwa in den Jahren 1970, 1958 und 1936ausgestoßen worden sein müssen. Leider konnten dieAstronomen bislang keine durchgängige photometrischeMessreihe von DG Tau finden, in der sie nach Hellig-keitsausbrüchen zu diesen Zeiten suchen könnten.

Ebenfalls zu den ersten entdeckten Jet-Systemengehört der knapp eine Bogenminute südlich von DG Taustehende DG Tau B. Der Stern selbst ist von Staub ver-deckt und somit nicht sichtbar, nur im Radiobereich ließer sich nachweisen. In seiner Nähe findet sich ein hellervon ihm beschienener Reflexionsnebel, der bis vor kur-

56 IV.1 Galaktische Astronomie

F2

F1

A1

A3

A2

B1B2

C

200 km/s

10�

D1

D2

Abb. IV.9: Die Eigenbewegungen der Knoten im Jet von DGTau B.

0 10 20 30

Distance from source [ arcsec]

–90–85–80–75

1.0

0.5

0.0

z = V p

atte

rn/

V flo

wV ra

d [k

m s

–1] +80

+75+70+65

DG Tau B

–10

Abb. IV.10: Radialgeschwindigkeiten (oben) und das Verhält-nis von Knotengeschwindigkeit zu Gasgeschwindigkeit im Jetvon DG Tau B.

zem als Stern angesehen wurde. Radioquelle und Refle-xionsnebel stehen zwischen zwei Jets, von denen der eineauf uns zu und der andere von uns weg weist. Die Radial-geschwindigkeiten liegen um 50 km/s auf der einen und–100 km/s auf der anderen Seite.

Auch hier ließen sich bei zahlreichen Knoten dieEigenbewegungen messen (Abb. IV.9). Leider findet sichin diesem System keine offensichtliche Kopfwelle, sodaß sich die gemessenen Geschwindigkeiten nicht soleicht in Raumbewegungen umrechnen lassen. Stattdes-sen wurde angenommen, daß die höchste Eigenbewe-gung eines Knotens der Gasgeschwindigkeit entspricht.Damit erhält man einen Neigungswinkel der Jetachse vonmindestens 65 Grad. Überraschenderweise schwankt dasVerhältnis z von Knotengeschwindigkeit zu Radialge-schwindigkeit ganz erheblich zwischen 0.3 und 1, wäh-rend die Radialgeschwindigkeit des Gases nahezu kon-stant bleibt (Abb. IV.10).

Lange bekannt ist auch das bipolare Jet-System FSTau B, in dem die Quelle ebenfalls im Optischen unsicht-bar ist. Auffällig ist hier ein bogenförmiger Reflexions-nebel, der möglicherweise den Randbereich eines vomSternwind erzeugten Hohlraums markiert (Abb. IV.11).

Bei einer Reihe von Jet-Knoten dieser Quelle ließensich ebenfalls die Eigenbewegungen messen (Abb.IV.12) und unter der Annahme, daß einer der Knoten eine

Kopfwelle darstellt, der Neigungswinkel ausrechnen.Mit 80 Grad Inklination liegt das System nahezu in derHimmelsebene, weswegen die beobachteten Radial-geschwindigkeiten sehr gering sind und sich der Meß-fehler von 5 km/s hier stark auswirkt. Auch hier schwan-ken die Raumgeschwindigkeiten der Knoten stark zwi-schen 20 und über 400 km/s, und auch das Verhältnis zvariiert zwischen 0.06 und 1.

An DG Tau B testeten die Astronomen nun exempla-risch jenes Jet-Modell, das Geschwindigkeitsvariationenin der Strömung für die Entstehung der Knoten verant-wortlich macht. In weiten Teilen des Jets wurden sehrkleine Radialgeschwindigkeitsdifferenzen von nur 3 bis4 km/s gemessen, das Maximum lag bei 15 km/s. Gleich-zeitig lassen sich Schockgeschwindigkeiten ableiten, dienötig sind, um die in Spektren beobachteten Intensitäts-verhältnisse bestimmter Emissionslinien zu erklären.Demnach treten Stoßwellen mit Geschwindigkeiten bis40 km/s auf. Die Geschwindigkeitsdifferenzen sind infol-gedessen zu gering, um die beobachtete Emission zuerklären. Außerdem sagt das Modell eine wesentlichgeringere Variationsbreite des Verhältnisses z von Kno-

Kinematik Bipolarer Jets von jungen Sternen 57

30�

HH 276

D

HH 276 B &

C

HH 276

A

bow shock

NE cavity

SW cavity

counter jet

R1

R2FS Tau A

FS Tau B

jet

NE anom.RN

Abb. IV.11: Gebiet um FS Tau B mit der Kopfwelle des Jetsund dem konusförmigen Reflexionsnebel.

58 IV.1 Galaktische Astronomie

30�

LL

K

K

R1

R3

A7

R2

D

E

I

I

C

F

G

1.5 1.3 1.3

J

B

A5

A4

A3

source

200 k

m/s

ec

200 k

m/s

ec

A2

H

source

Abb. IV.12: Eigenbewegungen der Jet-Knoten inFS Tau B.

ten- zu Strömungsgeschwindigkeit voraus als es bei DGTau B beobachtet wird. Da eine ähnlich große Schwan-kungsbreite schon früher bei den Jets von HH 34 und HH46/47 gefunden wurde, scheint dieses Modell die Vorgän-ge in den Jets zumindest nicht vollständig wiederzuge-ben. Ob Instabilitäten für die Entstehung der Knoten ver-antwortlich sind, oder noch ein anderer Vorgang, bleibtalso noch unklar.

Jets auch bei »alten« T-Tauri-Sternen

Bei den Jet-Quellen handelt es sich überwiegend umjunge Sterne, die nach ihrem Prototypen T-Tauri-Sternegenannt werden. Sie sind schätzungsweise zwischen hun-derttausend und einer Million Jahre alt. In welchemStadium die Jet-Phase endet, ist nicht genau bekannt. EinAltersmerkmal ist die umgebende Materie. Währendganz junge Objekte noch tief in der Wolke sitzen, aus dersie entstanden sind, stehen die weiter entwickelten »klas-sischen« T-Tauri-Sterne bereits ganz frei und sind allen-falls von einem Reflexionsnebel umgeben. Bei diesenSternen finden sich häufig im Spektrum Hinweise aufausströmendes Hochgeschwindigkeitsgas. Es wurdeschon vor zehn Jahren vermutet, daß sich dieses Gas inJets befindet, die sich möglicherweise wegen ihrer gerin-gen Helligkeit nicht nachweisen lassen. Mit dem 3.5-Meter-Teleskop auf dem Calar Alto machten sich MPIA-Forscher bei klassischen T-Tauri-Sternen, die bereits beifrüheren Untersuchungen verdächtige spektroskopischeMerkmale gezeigt hatten, auf die Suche nach unentdeck-ten Jets.

Tatsächlich zeigten sich in allen fünf beobachtetenFällen mit den Sternen assoziierte schwache Herbig-Haro-Objekte oder Jets mit Ausdehnungen zwischeneinigen zehnteln und einigen Lichtjahren. Obwohl dieSterne aufgrund ihrer spektroskopischen Merkmale aus-gewählt worden waren, waren die Astronomen doch vonder 100-Prozent-Trefferquote überrascht. Interessanterschien überdies, daß zwei der Sterne, DP Tau und RWAur, nicht mehr in eine Staubwolke eingebettet zu seinscheinen und nicht von einem Reflexionsnebel umgebensind. Die überwiegende Zahl aller bekannten Jet-Quellenzeigt solche Staubnebel. Bedeutet dies, daß die Jet-Phaselänger andauert als bislang vermutet? RW Aur (Abb.IV.13) ist auch insofern interessant, als es sich um einhierarchisches Dreiersystem handelt: Zwei Mitgliedersind nur 0.12 Bogensekunden voneinander getrennt,während der dritte Stern die beiden im Abstand von 1.4Bogensekunden umkreist.

Diese erste Stichprobe unter klassischen T-Tauri-Sternen erlaubt noch keine dezidierten Aussagen überzeitliche Entwicklungseffekte des Jet-Phänomens odereinen möglichen Einfluß von Sternbegleitern. Sie deutetaber an, daß diese eng gebündelten Strömungen übereinen wesentlich längeren Zeitraum hinweg aktiv sind alsman bislang angenommen hatte, und insofern einenwesentlichen Einfluß auf die Entwicklung der zirkum-stellaren Scheibe und den Stern haben können.

Eta Carinae und der Homunculus-Nebel

Ein Stern wie unsere Sonne befindet sich über zehnMilliarden Jahre lang im hydrostatischen Gleichgewicht.In dieser Phase verschmelzen in seinem ZentralbereichWasserstoffkerne zu Helium. Die hierbei freiwerdendeEnergie baut einen nach außen gerichteten Druck auf,

Eta Carinae und der Homunculus-Nebel 59

I H G F

30�

E D

A2 A1

C B J K L M

Abb. IV.13: Der Jet von RW Aurigae, aufgenommen im Lichtder Schwellinie [SII].

welcher der zum Zentrum hin wirkenden Gravitation dieWaage hält. Je massereicher ein Stern ist, desto ver-schwenderischer geht er mit seinem Brennstoffvorrat umund desto geringer ist seine Lebensdauer. Sterne mit15 Sonnenmassen und mehr befinden sich zehn Mil-lionen Jahre und weniger im hydrostatischen Gleich-gewicht. Danach setzen im Innern periodisch variierendeBrennprozesse ein, der Stern bläht sich auf und explo-diert eventuell in einer Supernova.

Die ereignisreiche Phase Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher

Diese letzte Phase eines massereichen Sterns ist ver-hältnismäßig kurz, weswegen nur wenige Sterne in dieserPhase bekannt sind. Außerdem verliert der Stern einenganz erheblichen Teil seiner äußeren Hülle, was einetheoretische Behandlung dieses Problems wesentlicherschwert. Einige im Endstadium befindliche masserei-che Sterne sind jedoch bekannt. Sie sind alle von Nebelnumgeben, die aus Gas bestehen, das der Stern zuvorabgestoßen hat. Diese Gashüllen spiegeln die zeitlichvariierende Aktivität des Sterns in der jüngeren Vergan-genheit wider. Ein Studium dieser Nebel eröffnet daherdie Möglichkeit, wichtige Informationen über dieseEndphase massereicher Sterne zu erhalten. Die Theorie-gruppe des MPIA hat in Zusammenarbeit mit Kollegenvom MPI für Astrophysik in Garching und vom Institutode Astronomia in Mexico City versucht, die beobachtetenNebel mit Computermodellen zu simulieren. Eines derbeeindruckendsten Beispiele ist der Stern Eta Carinae mitseinem umgebenden Nebel, auch Homunculus-Nebelgenannt. Die Modelle deuten darauf hin, daß Eta Carinaeauf einen neuerlichen Helligkeitsausbruch zusteuert undin nicht allzu ferner Zukunft als Supernova explodierenwird.

Die Spätphase eines Sterns hängt entscheidend vonseiner Masse ab, wobei sich bei massereichen Sternen auffolgende Weise ein sogenanntes Schalenbrennen ent-wickelt. Ist der Wasserstoff im Zentralbereich ver-braucht, zieht sich dieser Teil des Sterns auf Grund derGravitation zusammen. Dadurch heizt er sich weiter auf,weswegen nun dort Heliumkerne zu Kohlenstoff undSauerstoff fusionieren. In der darum befindlichen kugel-symmetrischen Schale steigen ebenfalls Druck undTemperatur an, so daß dort der noch reichlich vorhandeneWasserstoff zu Helium verschmilzt. Wenn dies eintritt,expandieren die äußersten Bereiche des Sterns: Er blähtsich zum Roten Riesen oder Überriesen auf. Ist auch dasHelium verbraucht, zieht sich der Kernbereich weiterzusammen. Druck und Temperatur steigen nun so weitan, bis der Kohlenstoff fusioniert. In den darüber liegen-den Schalen setzt sich das Brennen mit einer helium- undwasserstoffbrennenden Schale fort. Dieser zyklischeWechsel von Kontraktion des Kernbereichs und Ein-setzen einer neuen Fusionssequenz und einem damit ver-

bundenen Aufblähen der äußeren Schichten endet, wennim Zentralbereich die Atomkerne zu Eisen verschmolzensind. Dann bricht dieser Bereich zusammen, und derStern kann als Supernova explodieren.

Bevor dies geschieht, verliert der Stern große Mengenan Materie. Dies passiert, weil die geringe Schwerkraftdie Atome der aufgeblähten äußeren Schichten nicht hal-ten kann, die der Druck des Sternlichts ins All hinaus-treibt. Heutige Sternentwicklungsmodelle deuten daraufhin, daß auf diese Weise Sterne mit 25 bis 30 Sonnen-massen über die Hälfte ihrer ursprünglichen Masse undSterne mit 30 bis 35 Sonnenmassen sogar 80 % ihrerAnfangsmasse verlieren. Der überwiegende Teil diesesMassenverlusts ereignet sich vermutlich in einer Phaseals »Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher«. Dies sindBlaue Überriesen vom Spektraltyp O, B oder A mit mehrals 105 Sonnenleuchtkräften. Sie zeichnen sich durchstarke Helligkeitsvariationen um mindestens eine halbeGrößenklasse und intensive Sternwinde aus. Außerdemsind sie von Nebeln umgeben, von denen viele eine bipo-lare Struktur aufweisen (vgl. Jahresbericht 1997, S. 52).Leuchtkräftige Blaue Veränderliche bilden möglicher-weise die Vorstufe zum Stadium der sogenannten Wolf-Rayet-Sterne, die ebenfalls einen starken Massenverlustzeigen. Einige Wolf-Rayet-Sterne wurden im ZentrumPlanetarischer Nebel gefunden.

Drei-Phasen-Modell für Eta Carinae

Das beeindruckendste Beispiel eines LeuchtkräftigenBlauen Veränderlichen ist Eta Carinae (Abb. IV.14). Die-ser etwa 8000 Lichtjahre entfernte Stern ist mit etwa 80Sonnenmassen einer der massereichsten bekanntenSterne in der Milchstraße. Schon im vergangenen Jahr-hundert zog er die Aufmerksamkeit von John Herschelauf sich, als dieser am Kap der Guten Hoffnung den Süd-himmel durchmusterte. Ab 1833 wurde der Stern immerheller und erreichte im Jahre 1843 seine maximale Hel-ligkeit von –1 mag. Damit war er nach Sirius der zweit-hellste Stern am Himmel. Danach ging seine Helligkeitauf +7 mag zurück.

Während des Helligkeitsausbruchs, der sich etwa von1840 bis 1860 ereignete, entstand der bipolare Nebel, derEta Carinae umgibt (Abb. IV.14). Er erhielt die Bezeich-nung Homunculus-Nebel. Stern und Nebel sind sehrdetailliert beobachtet worden, weswegen Eta Carinaesich ausgezeichnet für eine theoretische Analyse eignet.

Es ist viel darüber diskutiert worden, welcher physika-lische Mechanismus für die intensiven Teilchenwindewährend der Phase als Leuchtkräftiger Blauer Veränder-licher verantwortlich sein könnte. Eine attraktive Mög-lichkeit besteht darin, daß diese Sterne die sogenannteEddington-Leuchtkraft überschreiten. Die nach dem bri-tischen Astrophysiker Sir Arthur Eddington benannteLeuchtkraft ist dadurch definiert, daß die vom Sternlichtauf ein Teilchen ausgeübte und vom Stern weggerichtete

60 IV.1 Galaktische Astronomie

Kraft gleich der vom Stern auf das Teilchen ausgeübtenund auf ihn zugerichteten Gravitation ist. Überschreitetdie Leuchtkraft eines Sternes diese Grenze, so überwiegtder Strahlungsdruck die Gravitation, und Teilchen ent-weichen in den Weltraum.

In der MPIA-Studie gingen die Theoretiker davon aus,daß Eta Carinae in der Vergangenheit die Eddington-Leuchtkraft überschritten hat. Überdies berücksichtigtensie in ihrer Simulation die Rotation des Sterns. Dies hatganz wesentliche Auswirkungen auf die Entstehung desTeilchenwindes und die Form des Nebels. Durch dieRotation wirkt auf die Gasteilchen zusätzlich zumStrahlungsdruck die Zentrifugalkraft und verleiht ihneneine zusätzliche radial vom Stern fortgerichtete Ge-schwindigkeitskomponente. Diese ist am Äquator amgrößten und nimmt zu den Polen hin ab. Die Astro-

physiker definierten daher eine neue Größe W, die eineErweiterung der Eddington-Grenze für rotierende Sternedarstellt. Bei W = 1 sind am Äquator Zentrifugal- undStrahlungskraft im Gleichgewicht mit der Schwerkraft.Bei höheren Breiten dominiert zunehmend die Schwer-kraft. Sterne, die sich nahe an diesem W-Limit befinden,erzeugen einen Wind, der zur Äquatorebene hin konzen-triert ist.

In der zweidimensionalen Computersimulation unter-schieden die Forscher drei Phasen. In der ersten Phase,vor einem Helligkeitsausbruch, ist W < 1. Dann ent-wickelt der Stern einen schnellen Wind mit vergleichs-

Eta Carinae und der Homunculus-Nebel 61

Abb. IV.14: Aufnahme von Eta Carinae mit dem Weltraumte-leskop Hubble. (Foto: NASA/ESA)

weise geringer Dichte. Während eines Helligkeitsaus-bruchs überschreitet der Stern das W-Limit. In dieserzweiten Phase gibt er viel Materie ab, die jedoch wegenihrer Trägheit nicht so stark beschleunigt werden kann.Es bildet sich ein langsamer, dichter Wind aus. In der drit-ten Phase, nach dem Ausbruch, herrschen wieder Ver-hältnisse wie in der ersten. Es wurde angenommen, daßWindgeschwindigkeit und Teilchendichte während derjeweiligen Phase konstant bleiben.

Für die Modellrechnungen wurde für Phase 1 einWind mit einer Massenverlustrate von 10–3 Sonnen-massen pro Jahr (M�) und einer Geschwindigkeit von450 km/s angenommen. Die genauen Werte sind hiernicht wichtig, denn dieser Wind fegt lediglich dieUmgebung des Sterns frei und erzeugt einen heißenHohlraum. Während des Ausbruchs (Phase 2) strömt nunder langsamere und dichtere Wind vorzugsweise in derÄquatorbene in diesen Hohlraum hinein. Von seinen phy-sikalischen Größen hängt wesentlich die Form des späte-ren Nebels ab. In Übereinstimmung mit Abschätzungenaus Beobachtungen wurden für Eta Carinae eine Massevon 80 Sonnenmassen, ein Radius von 210 Sonnenradienund eine Leuchtkraft von 2.5 106 Sonnenleuchtkräftenangenommen. Während des Ausbruchs, so die Annahme,befand sich der Stern nahe am W-Limit. Damit hängt dieWindgeschwindigkeit von der Rotationsgeschwindigkeitdes Sterns ab. Es wurden daher sechs Modelle gerechnet,in denen die Abströmgeschwindigkeit des Gases an denPolen zwischen 38 und 190 km/s variierte. Außerdemwurden zwei Massenverlustraten durchgerechnet: Beieiner Rate von 7 10–3 M� strömten während der 20-jähri-gen Ausbruchsphase insgesamt 0.15 Sonnenmassen an

62 IV.1 Galaktische Astronomie

Abb. IV.15: Modell des Homunculus-Nebels von Eta Carinae.

-0.10 -0.05 0.00 0.05 0.10

R [pc]

-0.10

-0.05

0.00

0.05

0.10

-0.10

-0.05

0.00

0.05

0.10

-21.5 -21.0 -20.5 -20.0 -19.5log density [g/cm–3]

-0.10 -0.05 0.00 0.05 0.10R [pc]

-21.0 -20.5 -20.0 -19.5log density [g/cm–3]

Abb. IV.16: Modellsimulationen des Homunculus-Nebels.Aufgrund der Expansion kommt es zu Instabilitäten am Randdes Nebels. Nimmt man eine geringe Windgeschwindigkeit an(links), so treten zackenförmige Instabilitäten auf, wie sie nichtbeobachtet werden. Erst eine höhere Windgeschwindigkeit(rechts) führt zu der beobachteten Form.

Materie vom Stern ab und formten den Homunculus-Nebel. Bei 5 10–2 M� enthält der Nebel heute etwa eineSonnenmasse an Materie.

Nach dem Ausbruch stieg die Windgeschwindigkeitwieder an. Dies hatte zur Folge, daß der schnellere Windin dieser Phase 3 den langsameren einholte und zu einerdünnen Schale verdichtete, ähnlich wie ein Pflug Schneezusammenschiebt. Hierbei kommt es in diesem verdich-teten Gas zu Instabilitäten, und es entstehen Klumpenverschiedener Größe und Form. Außerdem kann sich derWind nun wesentlich besser in Richtung der beiden Pole

im Bereich des Äquators ausbreiten, weil dort die Gas-dichte des Windes aus Phase 2 niedriger ist. Dadurch ent-steht die beobachtete bipolare Struktur des Nebels (Abb.IV.15).

Für diese dritte Phase nach dem Ausbruch wurdenzwei Modelle betrachtet: Eines mit einer Massenverlust-rate von 3 10–3 M�und einer Windgeschwindigkeit von800 km/s. Die Simulation, welche die Entwicklung desNebels von 1840 bis 1995 am ehesten beschreibt, gibt dieheutige Morphologie jedoch insofern nicht gut wieder,als Instabilitäten am Rande des Hohlraums zu »spitz«werden (Abb. IV.16a). Wurden die Massenverlustrate auf1.7 10–4 M� verringert und die Teilchengeschwindigkeitauf 1800 km/s erhöht, so stimmten die berechneteMorphologie und Größe des Homunculus-Nebels auffal-lend gut mit der beobachteten überein (Abb. IV.16b).

Sollten diese Simulationen die Wirklichkeit richtigwiedergeben, so würde dies bedeuten, daß der jüngsteWind nicht während der gesamten 140 Jahre der Phase 3bis heute unverändert geblieben ist. Vielmehr scheint erüber den größten Zeitraum hinweg dünn und schnellgewesen (1.7 10–4 M� und 1800 km/s) und erst in jünge-rer Vergangenheit dichter und langsamer geworden zusein. Das könnte bedeuten, daß Eta Carinae auf einenneuerlichen Ausbruch zusteuert. Hierfür spricht auch,daß der Stern in den letzten zwei Jahren seine Helligkeitim roten Wellenlängenbereich verdoppelt hat (Abb.IV.17).

Eta Carinae und der Homunculus-Nebel 63

5.0

1950 1960 1970 1980 1990 2000

5.5

6.0

6.5

mV

[m

ag]

Abb. IV.17: Helligkeitsentwicklung des Sterns Eta Carinae.Deutlich erkennbar ist der starke Anstieg innerhalb des letztenJahres.

Galaxien im jungen Universum

Kaum ein anderes Gebiet in der Astronomie ent-wickelt sich derzeit ähnlich rasant wie die Suche nachGalaxien im frühen Universum. Noch vor wenigen Jah-ren war es kaum möglich, diese lichtschwachen Stern-systeme jenseits einer Rotverschiebung von z = 1 zu ent-decken. So weit entfernte Objekte sehen wir zu einer Zeit,als das Universum bereits zwei Drittel seines heutigenWeltalters erreicht hatte. Die Galaxien, wie unsere Milch-straße, sind jedoch wesentlich früher entstanden. Wannund auf welche Weise dies geschehen ist, ist noch weitge-hend unklar. Auch wissen die Astronomen nicht, wannsich die Galaxien zu den heute beobachtbaren Galaxien-haufen zusammengefunden haben. Der Einsatz neuerDetektoren insbesondere im Infraroten, in Verbindungmit ausgeklügelten Suchstrategien, hat jedoch in jüngsterZeit die Suche nach den Urgalaxien stark beflügelt.

Astronomen vom MPIA haben zusammen mit Kol-legen vom Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Florenz,dem Goddard Space Flight Center der NASA in Green-belt, Maryland, und dem California Institute of Technolo-gy, Pasadena, einige schwache Himmelskörper entdeckt,bei denen es sich sehr wahrscheinlich um junge Systememit hoher Sternentstehungsrate handelt. Es hat denAnschein, daß sich diese jungen Sternsysteme bereits inGruppen oder Haufen befinden.

Sternentstehung in jungen Galaxien

Das entscheidende Problem bei der Suche nach fernenGalaxien besteht darin, daß sie äußerst lichtschwach sindund sich auf Aufnahmen durch breitbandige Filter nichtausreichend vom Himmelshintergrund abheben. EineMöglichkeit, dieses Problem zu überwinden besteht da-rin, schmalbandige Filter zu verwenden. Sie müssen sogewählt sein, daß sie nur den Wellenlängenbereichdurchlassen, in dem die Galaxien eine Emissionsliniebesitzen, also besonders hell sind. In diesem Bereich istdann der Helligkeitskontrast zwischen Galaxie undHimmelshintergrund am größten. Im allgemeinen leuch-ten Galaxien mit hoher Sternentstehungsrate besondershell in den Wasserstofflinien Ha, Hb sowie in den Liniendes zweifach und einfach ionisierten Sauerstoffs [OIII]und [OII].

Nun sind diese Emissionslinien bei entfernten Gala-xien wegen der Expansion des Universums im Spektrumzu größeren Wellenlängen verschoben. Je weiter eineGalaxie entfernt ist, desto stärker ist diese Rotverschie-bung. Wenn man nicht weiß, in welcher Entfernung man

die Galaxien genau suchen muß, weiß man auch nicht, anwelcher Stelle im Spektrum die jeweilige Emissionslinieauftaucht. Dieses Problem ist etwa damit vergleichbar,daß man im Radio einen Sender mit unbekannter Fre-quenz sucht.

Das Astronomen-Team vom MPIA vermutete nunjunge Galaxien bei Rotverschiebungen, bei denen in denSpektren von Quasaren Absorptionslinien von Wasser-stoff auftauchen. In den Spektren einzelner Quasare fin-det man mehrere hundert dieser sogenannten Lyman-a-Linien. Verursacht werden sie durch Gaswolken, die sichin unterschiedlichen Entfernungen von der Erde auf derSichtlinie zum Quasar befinden. Die Lyman-a-Linie trittim Labor stets bei einer Wellenlänge von 121.6 nm auf.Befinden sich aber im Universum auf dem Sehstrahl zwi-schen der Erde und einem Quasar viele Absorptions-wolken in verschiedenen Entfernungen, so besitzen sieverschiedene Rotverschiebungen. In den Quasarspektrenfindet man deswegen bis zu mehreren hundert Lyman-a-Absorptionslinien. Sehr wahrscheinlich handelt es sichbei den Wolken vorwiegend um Gas innerhalb von Ga-laxien oder in deren Außenbereichen, den Halos.

Es gibt eine Klasse von Wasserstoff-Absorptions-linien, die extrem breit sind (Geschwindigkeitsäquivalentbis zu 3000 km/s). Diese sogenannten gedämpften Ly-man-a-Linien entstehen in Gas mit hohen Säulendichten

64

IV.2 Extragalaktische Astronomie

1

A

B

0.5

0

14 16

NB [mag]

BB

– N

B [m

ag]

18 20

Abb. IV.18: Farben-Helligkeitsdiagramm, in dem für die zuidentifizierenden Objekte die Helligkeitsdifferenz von Breit-band- minus Schmalbandfilter gegen die Helligkeit im Schmal-bandfilter aufgetragen ist. Die beiden Kandidaten für ferneGalaxien A und B fallen in dieser Darstellung sofort auf.

bis zu 1021 cm–2, das sich sehr wahrscheinlich in denScheiben von Spiralgalaxien oder deren Vorläufern be-findet. Es handelt sich demnach um Gas in Galaxien, diewir zu einer Zeit sehen, als das Universum noch wesent-lich jünger war als heute und sich noch nicht so stark mitschweren Elementen angereichert hatte.

Die Idee ist also: Die gedämpften Lyman-a-Systemein den Quasarspektren zeigen an, bei welcher Rot-verschieung sich junge Galaxien befinden. Nun mußtenAufnahmen um die ausgewählten Quasare mit schmal-bandigen Filtern durchgeführt werden, die genau für dievermuteten Emissionslinien junger Galaxien durchlässigsind. Bei den ausgewählten Quasarspektren konzentrier-ten sich die Astronomen auf die Rotverschiebungs-bereiche z = 0.5 bis 1.9, z = 2.1 bis 2.5 und z = 3.1 bis 3.8.

Ingesamt 13 Felder wurden mit dem 3.5-Meter-Tele-skop auf dem Calar Alto und den Kameras Magic undOmega Prime aufgenommen, fünf weitere mit dem 2.2-

Meter-ESO/MPIA-Teleskop auf La Silla. Das gesamte,durch die angegebenen Rotverschiebungsbereiche abge-deckte Volumen betrug 30 000 GLj3 (3 1013 Lj3). Alspotentielle Kandidaten für junge Galaxien wurden solcheObjekte ausgewählt, die auf den Schmalbandfilter-Auf-nahmen um 2.5 s heller erschienen als auf den Breitband-filter-Aufnahmen. In einem entsprechenden Helligkeits-diagramm fallen solche Kandidaten sofort auf (Abb.IV.18).

Die Auswertung von fünf der 19 Himmelsfelder för-derte auf diese Weise bereits 18 Kandidaten zu Tage(Abb. IV.19). Sollte es sich, wie vermutet, bei der Emis-sion um Ha bzw. [OII] handeln, so stünden sechs Objektebei z = 0.89, zehn Objekte bei z = 2.4 und zwei Objektebei z = 2.3. Die geringe Ausdehnung der Galaxien voneiner bis zwei Bogensekunden spricht sehr dafür, daß siewirklich so weit entfernt sind. Endgültige Gewißheit

Galaxien im jungen Universum 65

Q0100+130A Q1623+268 A

Q0100+130B Q1623+268 D

Abb. IV.19: Aufnahmen der ausgewählten Gebiete im Breit-band- und Schmalbandfilter (jeweils links und rechts).

Abb. IV.20: Zwei der mutmaßlichen fernen Galaxien, auf-genommen mit dem Weltraumteleskop Hubble. (Foto: NASA/ESA).

können aber nur Spektralaufnahmen bringen, für dieBeobachtungszeit an den neuen Großteleskopen, wiedem Keck-Teleskop oder dem VLT, benötigt wird. Zweider Kandidaten aus der Gruppe mit einer vermutetenRotverschiebung von 0.89 wurden zufällig schon 1996mit dem Weltraumteleskop Hubble beobachtet. DieAufnahmen mit hoher räumlicher Auflösung (Abb.IV.20) zeigen in beiden Fällen irreguläre oder Spiral-galaxien mit Ausdehnungen von 60 000 bis 100 000Lichtjahren (Milchstraßensystem: 100 000 Lj). Damithandelt es sich um Galaxien, die sich offenbar schon zuihrer vollen Größe entwickelt haben. Auch die für sieabgeleitete Sternentstehungsrate von 5 bis 10 Sonnen-massen pro Jahr liegt nur unmerklich über derjenigen derMilchstraße. Die wesentliche Entwicklung der großenGalaxien war offenbar in dieser Phase, als das Universumzwei Drittel seines heutigen Alters erreicht hatte, bereitsabgeschlossen.

Letzte Gewißheit über die Natur dieser Himmels-körper werden erst Spektren geben, die sich nur an denneuen Großteleskopen, wie dem VLT, anfertigen lassen.Sollte die jetzige Interpretation, daß es sich tatsächlichum entfernte Galaxien handelt, stimmen, so kann manbereits aus den Schmalbandfilter-Aufnahmen einigeSchlüsse ziehen.

In diesem Fall sehen wir die entfernteren Systeme ineiner Phase, als das Universum erst etwa 15 % seines heu-tigen Alters besaß. Aus der Helligkeit in den Filtern undunter der Annahme, daß es sich bei der Emission um Habzw. [OII] handelt, läßt sich grob die Sternentstehungs-rate ableiten. Während einige Systeme verhältnismäßiggeringe Werte unter zehn Sonnenmassen pro Jahr aufwei-sen, reicht die Skala bis zu 200 Sonnenmassen pro Jahr.Zum Vergleich: In unserem Milchstraßensystem werdenpro Jahr eine bis drei Sonnenmassen an interstellarerMaterie in Sterne umgewandelt. Das heißt, zumindesteinige der beobachteten Galaxien befinden sich in einerPhase sehr heftiger Sternentstehung. Interessanterweiseweisen die nahen Galaxien die verhältnismäßig geringenWerte auf, während die hohen Sternentstehungsraten mitWerten zwischen 60 und 200 Sonnenmassen pro Jahr nurbei den entfernten Galaxien auftauchen. Dieser Hinweisauf eine hohe Sternentstehungsrate im jungen Universummüßte mit Spektralaufnahmen überprüft werden.

Ohne Spektralaufnahmen ist indes auch eine andereInterpretation für die beobachteten Emissionslinien-objekte nicht auszuschließen. Die Strahlung könnte auchaus den Zentralgebieten aktiver Galaxien stammen. Indiesem Fall wäre die Emission kein Anzeichen für Stern-entstehung, sondern für eine Aktivität, hervorgerufendurch ein zentrales Schwarzes Loch. Ein solcher Me-chanismus wird für Quasare oder auch für sogenannteSeyfert-Galaxien angenommen. Allerdings wäre in die-sem Fall die beobachtete Häufigkeit dieser Objekte vielhöher als derzeit bekannt. Die Interpretation, daß es sichüberwiegend um junge Galaxien mit teils sehr hoherSternentstehungsrate handelt, ist daher wahrscheinlicher.

EROs am Infrarothimmel

Eine weitere Klasse ferner Galaxien scheinen auch diesogenannten Extremely Red Objects (EROs) zu bildeten.Sie wurden Ende der 80er Jahre entdeckt, als die erstenInfrarot-Arrays für die astronomische Forschung zumEinsatz kamen. Aufgefallen waren die EROs bei Beob-achtungen ferner aktiver Galaxien und Quasare. Sie wie-sen im Infraroten, bei Wellenlängen um 2 mm, eine imVergleich zum Roten ungewöhnlich starke Intensität auf.Die Natur dieser Himmelskörper ließ sich jedoch in denmeisten Fällen nicht eindeutig ergründen. Es wurdelediglich klar, daß es sich überwiegend um ferne Gala-xien handelt. Auf welche Weise der Infrarotexzeß zu-stande kommt und wie stark diese Population ist, bliebjedoch unklar.

Um insbesondere der zweiten Frage nachzugehen,starteten Astronomen des MPIA eine Suche nach weite-ren EROs. Entscheidende Voraussetzungen für das Ge-lingen waren: ein großes Bildfeld, sehr hohe Empfind-lichkeit, um auch schwächste Objekte nachweisen zukönnen, und Aufnahmen mit schmalbandigen Filtern, umdie EROs anhand ihrer starken Infrarotintensität identifi-zieren zu können. Diese Bedingungen erfüllen Aufnah-

66 IV.2 Extragalaktische Astronomie

2s limit(LORAL + SITe)

2s limit(SITe only)

HR10

5.0

6.0

7.0

18.0 19.0 20.0K� [mag]

R –

K�

[m

ag]

EROs

8.0

Abb. IV.21: Farbdiagram, in dem die Differenz in den FarbenRot (R) minus Infrarot (K′) gegen die Infrarothelligkeit aufge-tragen ist. Die ERO-Kandidaten finden sich in dem Bereichlinks oben.

men, die im Rahmen des Calar Alto Deep Imaging Sur-vey, CADIS, gewonnen werden. CADIS ist ein auf min-destens fünf Jahre angelegtes Programm, mit dem Astro-nomen des MPIA nach den Urgalaxien im Universumsuchen (siehe Jahresbericht 1997, S. 18). Hierfür nehmensie mehrere ausgewählte Himmelsfelder mit einer Flächevon jeweils 100 bis 150 Quadratbogenminuten (entspre-chend einem Viertel der Vollmondfläche) durch eine Rei-he von Farbfiltern auf. Am 2.2- und 3.5-Meter-Teleskopwerden für dieses ehrgeizige Projekt jeweils 10 % der ge-samten jährlichen Beobachtungszeit bereit gestellt. Diebereits vorhandenen Daten lassen sich nun keineswegsnur für die Suche nach den jüngsten Galaxien nutzen. Sieeignen sich wegen der Vielzahl der Farbfilteraufnahmenausgezeichnet für die Suche nach Objekten mit spezifi-schen Farbcharakteristika, also auch für EROs.

Die Aufnahmen bei 2.12 mm Wellenlänge erhielten dieAstronomen mit der Infrarotkamera Omega-Prime imPrimärfokus des 3.5-Meter-Teleskops. Um eines derCADIS-Felder gänzlich zu überdecken, mußten vierEinzelaufnahmen im Computer zu einem Mosaik mitrund 2500 � 2500 Bildelementen auf einer Fläche von16 � 16.8 Quadratbogenminuten montiert werden. Imzentralen 160 Quadratbogenminuten umfassenden Feldbetrug die Nachweisgrenze für punktförmige Quellen20.5 mag. Für ausgedente Objekte lag sie etwa eine halbeGrößenklasse darüber. Als Vergleich wurde dasselbe Feldim roten Spektralbereich bei 0.648 mm Wellenlänge auf-genommen. Hierfür stand das 2.2-Meter-Teleskop mitder Kamera CAFOS und einem CCD mit 2049 � 2048Pixel zur Verfügung.

Die EROs sollten sich nun beim Vergleich der beidenAufnahmen dadurch bemerkbar machen, daß sie auf derInfrarotaufnahme (2.12 mm) mindestens sechs Größen-klassen heller sind als auf der Rotaufnahme. Außerdemsollten sie im Infraroten heller als 19. Größe sein. Bei die-ser Grenzgröße sind die Objekte einerseits noch mit aus-reichender Signifikanz (mehr als 2s) nachweisbar, ande-rerseits sind sie vermutlich gerade noch hell genug, umnachfogende Spektraluntersuchungen an einem derneuen Großteleskope, wie dem Keck-Teleskope oderdem VLT, zu ermöglichen.

In einem Farbdiagramm (Abb. IV.21) erfüllten achtObjekte die für EROs aufgestellten Kriterien. Zwei vonihnen erwiesen sich bei Nachbeobachtungen als sehrmassearme und kühle Sterne in unserer Milchstraße. Fünfder acht EROs sind auf den Aufnahmen aufgelöst,erscheinen also nicht sternähnlich. Ihre Durchmesser(FWHM) liegen zwischen 0.″9 und 2.″0. Ein sechstesObjekt liegt gerade an der Auflösungsgrenze, scheintaber ebenfalls flächenhaft zu sein.

Eines der sechs verbliebenen EROs zeigt eine längli-che Struktur mit 1.″9 � 1.″1 Ausdehnung (ERO 1 in Abb.IV.22). Nur 2.″8 entfernt befindet sich in Richtung derLängsachse ein weiteres ERO. Hierbei könnte es sich umein Paar wechselwirkender Galaxien handeln. Von nähergelegenen Systemen wissen die Astronomen, daß in

Galaxien, die nahe aneinander vorbeifliegen oder sichgegenseitig durchdringen, ein starker Schub der Stern-entstehung einsetzen kann. Man spricht in diesem Fallvon Starburst-Galaxien. Es liegt daher die Vermutungnahe, daß der starke Infrarotexzeß bei ERO 1 durch Staubentsteht, der das Licht neu entstandener Sterne rötet.Außerdem stehen die Objekte ERO 1 und ERO 2 nur 39″voneinander entfernt, ERO 4 hat sogar einen ERO-Begleiter in 5″Abstand. Dies könnte ein Hinweis auf eineGruppe oder einen Haufen von Galaxien sein.

So lange von diesen lichtschwachen Himmelskörpernkeine Spektraluntersuchungen vorliegen, läßt sich überderen Entfernung nur spekulieren. Wenn es sich aber umGalaxien handelt, wofür alle Indizien sprechen, dürftensie sich in einem Rotverschiebungsbereich zwischen z =0.85 und z = 2 befinden. Dies entspricht einem Ent-wicklungsstadium als das Universum erst zwischen 20und 40 % des heutigen Alters erreicht hatte. Diese An-gabe gilt sowohl für die Möglichkeit, daß es sich umelliptische Galaxien mit einer alten (roten) Sternpopu-lation, als auch für die Möglichkeit, daß es sich umStarburst-Galaxien mit starker Staubextinktion handelt.Diese Abschätzung ergibt sich aus typischen Werten, wieman sie für nahe Systeme dieser Art kennt.

In dem beobachteten Himmelsfeld entspricht dasEntfernungsintervall einem Volumen von 12.3 106 Lj3.Für die sechs EROs ergäbe sich daraus eine Raumdichtevon 2.4 10–4 pro Lj3. Damit sind diese Objekte in diesemEntfernungsbereich achtmal häufiger als Quasare. Dasheißt, sie stellen in dieser Phase des Universums eineerhebliche Galaxienpopulation dar. Handelt es sich umelliptische Galaxien, so müssen sie entsprechend ihrergemessenen Helligkeit sehr massereich sein. Das würdebedeuten, daß solch große Sternsysteme bereits relativfrüh im Kosmos entstanden sein müssen. Vielleicht mar-kieren sie sogar den Beginn der Bildung von Galaxien-haufen. Handelt es sich bei den EROs um junge Star-burst-Galaxien, dann deutet ihre relativ hohe Raumdichtedarauf hin, daß Wechselwirkungen zwischen Galaxien inder Frühphase des Universums sehr häufig vorgekom-

Galaxien im jungen Universum 67

ERO 1 ERO 2 ERO 3

ERO 4 ERO 5 ERO 6

Abb. IV.22: Die Aufnahmen einiger EROs zeigen aufgelösteObjekte, jedoch keine signifikanten Strukturen.

men sein müssen. Um zwischen den beiden Interpreta-tionsmöglichkeiten – elliptische oder Starburst-Galaxien– unterscheiden zu können, sind weitere Beobachtungennötig. Zum einen wären Spektraluntersuchungen aneinem Großteleskop sehr wertvoll. Zum anderen laufenbereits Studien im Submillimeterbereich. Sie dienendazu, die Staubmassen abzuschätzen, sofern es sich beiden EROs um staubreiche Starburst-Galaxien handelt.

Kalter Staub in Galaxien

Spiralgalaxien sind regulär geformte Systeme, indenen helle, junge Sterne, Gas und Staub vornehmlich inForm von Spiralarmen angeordnet sind. Auch unsereMilchstraße gehört wahrscheinlich zu diesem ästhetischbesonders faszinierenden Typ. Die Sterne beinhalten denweitaus größten Massenanteil in Spiralgalaxien. IhrAnteil wird typischerweise auf 90 % geschätzt. Das inter-stellare Gas macht knapp 10 % aus, während der Staublediglich 0.1% beisteuert. Dennoch ist die Staubkom-ponente von großer Bedeutung. Sie trägt nämlich sehreffektiv zur Energieabstrahlung der Galaxie bei: DieStaubteilchen absorbieren das kurzwellige Sternlicht,erwärmen sich dadurch und strahlen dann im langwelli-gen Infrarotbereich. Dadurch schirmt der Staub das Inne-re großer Wolken vor der energiereichen Sternstrahlungab, und im Schutz des absorbierenden Staubes könnensich Moleküle bilden. Im Innern solcher Molekülwolken,das ist seit längerem bekannt, bilden sich neue Sterne.

Mit bisherigen Infrarotteleskopen war jedoch nur dierelativ warme Staubkomponente mit Temperaturen ober-halb von etwa 20 K erkennbar. Da das europäischeInfrarotobservatorium ISO erstmals bis zu Wellenlängenum 200 mm beobachten konnte, wurde hiermit auchStaub mit Temperaturen bis herunter zu etwa 12 K sicht-bar. Erstmals gelang es Astronomen des MPIA mit demInstrument ISOPHOT, so kalten Staub in der Androme-da-Galaxie (M 31) und in deren Begleitgalaxie NGC 205nachzuweisen.

Sind Spiralgalaxien durchsichtig?

Große Staubwolken sind auf optischen Aufnahmenvon Spiralgalaxien deutlich als dunkle Gebiete erkenn-bar. Aus diesem Grunde stellten sich manche Astro-nomen schon früh die Frage, ob die Scheiben von Spiral-galaxien eventuell undurchsichtig sind. Bereits Ende der50er Jahre führte der Astronom Erik Holmberg eineUntersuchung an über hundert Spiralgalaxien durch, mitdem Ergebnis: Diese Sternsysteme sind durchsichtig.Doch in den 90er Jahren kamen Zweifel daran auf, ent-scheiden ließ sich die Frage jedoch nicht.

Dieses Problem ist aber von großer Bedeutung, wennes darum geht, Masse und Helligkeit einer Spiralgalaxiezu bestimmen. Ist in den Scheiben der Spiralgalaxien so

viel Staub vorhanden, daß sie undurchsichtig sind, so ver-deckt die Materie bei schräger Aufsicht die hinter derScheibe liegenden Sterne, und die für Helligkeiten undMassen abgeleiteten Werte fallen zu gering aus.

Eine starke Abschwächung des Sternlichts durch dieAbsorption im interstellaren Staub hätte überdies Aus-wirkungen auf die Entfernungsbestimmung. Sind Spiral-galaxien nämlich undurchsichtig, so erscheinen sie unsumso lichtschwächer, je stärker sie gegen die Sichtliniegeneigt sind, und man würde eine zu große Entfernungfür sie ableiten.

Die Frage, ob Spiralgalaxien durchsichtig sind odernicht, läßt sich deshalb so schwer beantworten, weil manbei Beobachtungen im sichtbaren Bereich keine Aus-sagen darüber erhält, ob sich hinter den sichtbaren Ster-nen noch Staub befindet. Dies wird erst möglich durchdie Messung der Ferninfrarotemission, weil hier derStaub selbst strahlt.

Die Andromeda-Galaxie im fernen Infrarot

Mit seiner Entfernung von 2.3 Millionen Lichtjahrenist der Andromeda-Nebel die uns nächste Spiralgalaxie.Sie ist dem Milchstraßensystem in vielen Eigenschaftensehr ähnlich und wird daher auch als Schwestergalaxiebezeichnet. Sie ist um etwa 60 % massereicher als dieMilchstraße. Die Galaxienscheibe mit einem Durch-messer von etwa 160 000 Lj ist um 13 Grad gegen dieBlickrichtung geneigt (Abb. IV.23). Bisherige Infrarot-beobachtungen mit dem Satelliten IRAS hatten gezeigt,daß die Infrarotintensität im Wellenlängenbereich von 60mm bis 100 mm ansteigt. Das Maximum mußte demnachjenseits von 100 mm liegen, in einem Bereich also, dererst mit ISO zugänglich wurde.

Im Februar 1997 fertigten Astronomen des MPIA undKollegen der Universität Helsinki eine vollständigeKarte der Andromeda-Galaxie bei 175 mm an (Abb.IV.24). Eine Deprojektion der Scheibe um 77 Grad imComputer zeigt die Verteilung des kalten Staubes in derAufsicht (Abb. IV.25). Etwa die Hälfte des gesamtenMaterials ist in einem 3200 Lj breiten, knotigen Ring miteinem Radius von 32000 Lj um das Zentrum konzen-triert. Der Raum innerhalb des Ringes ist allerdings kei-neswegs staubfrei. Vielmehr dehnt sich vom Zentrumeine dünne Staubscheibe aus, die durch den Ringbegrenzt wird. Der Ring stellt also eine lokale Erhöhungder Staubkonzentration dar. Die größere Helligkeit aufden ISO-Aufnahmen ist jedoch nicht allein eine Folge derhöheren Staubdichte, sondern rührt auch daher, daß sichim Innern des Staubtorus warme Sternentstehungs-gebiete befinden, die ihre Umgebung zum Leuchten anre-gen.

Im südwestlichen Bereich (Abb. IV.25, rechts unten)zeigt der Ring eine Aufspaltung. Es wird vermutet, daßsie durch eine gravitative Störung der nahen Begleit-galaxie M 32 verursacht wird. Weiter außerhalb, bei

68 IV.2 Extragalaktische Astronomie

45000 Lj Radius, ist ein zweiter, schwächerer Ringerkennbar. Innerhalb des hellen Rings erscheinenaußerdem einige längliche Staubgebiete, die Teile einesehemals ganzen Ringes gewesen sein könnten.

Anders als im sichtbaren Bereich, wo die Andromeda-Galaxie ihre charakteristische Spiralstruktur zeigt, ist derkalte Staub also in mehreren konzentrischen Ringenangeordnet. Sie treten auch bei Radioaufnahmen hervor,welche die Verteilung des molekularen Gases sichtbarmachen. Außerdem befinden sich im hellen Ring die ein-zigen nennenswerten Sternentstehungsgebiete.

Dies legt den Schluß nahe, daß die Andromeda-Galaxiein einigen Millionen Jahren zusätzlich zu den Spiralarmeneine geschlossene Ringstruktur aus hell leuchtenden, jun-gen Sternen besitzen wird. Galaxien mit solchen Ringensind bereits bekannt. In einigen Fällen sind sie wahr-scheinlich dadurch entstanden, daß sich eine andereGalaxie etwa senkrecht durch die Scheibe der Spiral-

galaxie hindurchbewegt hat. Durch die starken gravitati-ven Kräfte wurde hierbei Materie in einem Ring kompri-miert. Man kann sich dies ähnlich vorstellen wie eine Wel-le, die entsteht, wenn man einen Stein ins Wasser wirft.

Im Falle der Andromeda-Galaxie sind die sichtbarenBegleitgalaxien jedoch zu massearm, um einen solchenEffekt hervorrufen zu können. Eine andere Vermutunggeht daher in die Richtung, daß die Andromeda-Galaxiefrüher eine zentrale balkenförmige Struktur aus interstel-larer Materie und Sternen besaß. Als diese sich auflöste,verteilte sich die darin befindliche Materie teils in einerzentralen Scheibe, teils wurde sie in die weiter außen lie-genden Ringregionen transportiert, wo sie sich dannansammelte.

Kalter Staub in Galaxien 69

Abb. IV.23: Die Andromeda-Galaxie im sichtbaren Licht, auf-genommen mit dem Schmidt-Teleskop auf dem Calar Alto.

Aus den mit ISOPHOT gemessenen Strahlungsflüssenbei 175 mm und den bereits von IRAS gelieferten Flüssenläßt sich ein Modell des interstellaren Staubes in derAndromeda-Galaxie entwerfen. Hierfür genügt es, zweiKomponenten mit Temperaturen um 45 K und 16 K anzu-nehmen (Abb. IV.26). Mit einigen Annahmen über dieEigenschaften der Staubteilchen (insbesondere derenGröße und Abstrahlungseffizienz) läßt sich mit denneuen Daten die Gesamtmasse des kalten Staubes aus-rechnen. Sie beläuft sich auf 3 107 Sonnenmassen. Dasist nicht einmal ein Prozent der Masse des interstellarenGases, aber zehnmal mehr als man aufgrund bisherigerInfrarotmessungen des Satelliten IRAS erwartet hatte.Zum Vergleich: Das Milchstraßensystem verfügt etwaüber die doppelte Masse an kaltem Staub, obwohl es eineum etwa 60% geringere Gesamtmasse besitzt.

Wäre der Staub gleichmäßig in einem scheibenförmi-gen Gebiet innerhalb des hellen Ringes verteilt, so würde

70 IV.2 Extragalaktische Astronomie

Abb. IV.24: Die Andromeda-Galaxie, aufgenommen mit ISO-PHOT im fernen Infrarot bei 174 mm Wellenlänge.

Abb. IV.25: Die deprojizierte Ferninfrarot-Aufnahme derAndromeda-Galaxie zeigt deutlich die ringförmige Anordnungdes kalten Staubes.

er nur sehr wenig Sternlicht absorbieren oder streuen. ImRing erreicht der Staub höhere Konzentration, so daß erdas Licht dahinter liegender Sterne abschwächt. Diesenur lokal starke Absorption würde jedoch das Sternlichtder gesamten Galaxie nicht signifikant abschwächen. DieAndromeda-Galaxie ist weitgehend durchsichtig.

Ob man die Andromeda-Galaxie als repräsentativ füralle Spiralgalaxien ansehen kann, ist unbekannt. Vielesdeutet jedoch darauf hin. Verfügen also auch die anderenGalaxien dieses Typs über ähnliche Staubmengen, sokann man davon ausgehen, daß Spiralgalaxien weit-gehend durchsichtig sind.

Kalter Staub in Galaxien 71

101

102

103

104

Flux

den

sity

Fn

[Jy

]

total galaxy

100 600Wavelength [mm]

nucleus

16 K

28 K

stripes

16 K

45 K

22 K

20

Abb. IV.26: Die Infrarotstrahlung der Andromeda-Galaxie imfernen Infrarot läßt sich als thermische Emission von Staub beiunterschiedlichen Temperaturen erklären.

0h40m30s

41°43�

41°42�

41°41�

41°40�

41°39�

25s

ISOPHOTResolution

Right Ascension (J2000)

Dec

linat

ion

(J2000)

20s 15s

Abb. IV.27: Position der zwei Bildelemente von ISOPHOTauf der Galaxie NGC 205. Die Konturlinien zeigen die Ver-teilung das atomaren Wasserstoffs, die ausgefüllten Dreieckekennzeichnen Gebiete, in denen sich das Molekül CO nachwei-sen ließ.

Die ungewöhnliche Zwerggalaxie NGC 205

Die Andromeda-Galaxie ist von einer Reihe kleinerSternsysteme umgeben. Das größte unter ihnen ist dieelliptische Zwerggalaxie NGC 205 mit einem Durch-messer von 4900 Lj. Elliptische Galaxien sind unteranderem dadurch gekennzeichnet, daß sie gar keinenoder nur sehr geringe Mengen an Staub beinhalten, wes-wegen in ihnen auch keine Sterne mehr entstehen kön-nen. NGC 205 fiel durch die Entdeckung von rund einemDutzend junger, massereicher Sterne auf, die sich dorterst vor einigen Millionen Jahren gebildet haben können.Außerdem ließ sich mit IRAS und später auch bei einerWellenlänge von 1.1 mm Staub nachweisen. Es war daserste Mal überhaupt, daß sich eine elliptische Galaxie imMillimeterbereich nachweisen ließ. Damit bot sich diesesungewöhnliche Sternsystem auch für Beobachtungen mitISOPHOT an, um den bis dahin unzugänglichen Wellen-längenbereich zwischen 100 mm und 1.1 mm zu schlie-ßen.

Die Zwerggalaxie ist so kompakt, daß sich mit ISOkeine räumlichen Details wie in der wesentlich größerenAndromeda-Galaxis ausmachen ließen. Dennoch gelanges, das Zentrum von den ausgedehnten Emissionsgebie-ten zu trennen. Interessanterweise fallen die im Infrarotenhellen Gebiete räumlich mit denen hoher Konzentratio-

nen an atomarem Wasserstoffgas zusammen (Abb.IV.27). Die ISO-Beobachtungen zeigen, daß das Ma-ximum der Infrarotstrahlung zwischen 120 und 150 mmliegt (Abb. IV.28).

Die Meßwerte ließen sich sehr gut durch zwei Staub-komponenten um 22 K (IRAS und ISO) sowie 8 K (Mil-limeterbeobachtungen) erklären. So kalten Staub hatteman bis dahin noch nirgends beobachtet. Die niedrigenTemperaturen unterhalb von 10 K deuten auf äußerstdichte, gegen erwärmende Sternstrahlung geschützteMolekülwolken hin. Das ist ein für elliptische Galaxiensehr ungewöhnlicher Befund. Normalerweise findet sichin diesen Sternsystemen wenig oder gar kein Staub.Warum NGC 205 eine Ausnahme bildet, ist nicht geklärt.Einige Astronomen vermuten, daß die Galaxie aus dernahen Andromeda-Galaxie oder aus deren Halo Materieaufgesammelt hat. Ein sehr ungewöhnlicher Vorgang, danormalerweise bei einer gravitativen Wechselwirkungeher die große Galaxie der kleineren interstellare Materieentreißt.

72 IV.2 Extragalaktische Astronomie

Wavelength [mm]

F n

[Jy]

T=8 K

Total

Center

IRAS

ISO

1.1 mm (nucleus)

T=22 KT=20 K

T=24 K

T=22 K

0.01

0.10

1.00

10.00

1 10 100 1000

b=1.0, T=25 K

b=1.5

b=2.0

b=2.0, T=22 K + 8 K

Abb. IV.28: Der Intensitätsverlauf der Galaxie NGC 205 imInfraroten kann durch thermische Strahlung von Staub mit etwa22 K erklärt werden. Eine nur 8 K kalte Staubkomponente läßtsich aus Submillimeter-Beobachtungen erschließen.

Asteroiden als Infrarot-Standards

Standardlichtquellen spielen in der Astronomie einezentrale Rolle. Sie dienen als Referenz für alle Arten vonMessungen, bei denen der Absolutwert physikalischerGrößen ermittelt wird. Für die Bestimmung absoluterHelligkeiten oder Strahlungsleistungen verwendet manbeispielsweise im sichtbaren Bereich als photometri-schen Standard häufig den Stern Wega. Mittlerweile sindastronomische Messungen vom kurzwelligen Gamma-bis zum langwelligen Radiobereich möglich. Für diesensich über etwa 15 Größenordnungen erstreckenden Be-reich elektromagnetischer Strahlung gibt es nicht nureine Art von Standardquellen. Vielmehr müssen dieAstronomen immer wieder neue Standards definieren.

Standardkerzen für das Infrarot

Mit dem Start des europäischen Infrarotobservato-riums ISO im November 1995 wurde erstmals derBereich des fernen Infrarot bis zu einer Wellenlänge von200 mm erschlossen. Damit ergab sich sofort der Bedarffür neue Standardobjekte. Astronomen vom MPIAgelang es zusammen mit Kollegen vom AstronomischenObservatorium in Uppsala, Schweden, und vom ISOOperations Centre in Villafranca, Spanien, einen Satzvon Asteroiden als Standards zu etablieren. Damit stehterstmals ein mittlerweile international anerkanntes Eich-verfahren für einen ausgedehnten Wellenlängenbereichvom mittleren Infrarot bis zum Submillimeterbereich zurVerfügung. Voraussetzung hierfür war die Erarbeitungeines thermischen Modells der Asteroiden. Diesesermöglichte es zudem, aus den ISO-Daten weitereInformationen über die Oberflächenbeschaffenheit dieserkleinen Körper in unserem Sonnensystem abzuleiten.

Thomas Müller, der die wesentlichen Arbeiten an die-sem Projekt im Rahmen seiner Doktorarbeit am MPIAgeleistet hat, erhielt hierfür eine überraschende Ehrung:Die Internationale Astronomische Union gab demAsteroiden Nummer 8793 den Namen Thomasmüller.Entdeckt hatte ihn bereits 1979 einer der schwedischenKollegen, aus dessen Gruppe auch der Namensvorschlagkam.

Für den Bereich des mittleren und fernen Infrarot gibtes nur wenige Standards. Einige helle Sterne, wie AlphaBootis (Arkturus), Beta Pegasi oder Gamma Draconiseignen sich für schwache Strahlungsflüsse oberhalb von50 mm, die großen Planeten Uranus und Neptun strahlenoberhalb dieser Wellenlänge sehr intensiv (Abb. IV.29).Asteroiden bieten sich als dritte Art von Standardkerzenan, weil sie bereits ab wenigen Mikrometern Wellenlänge

verhältnismäßig intensive thermische Infrarotstrahlungabgeben, die mehrere hundert Jansky erreichen kann.Asteroiden haben gegenüber Sternen noch einen weite-ren Vorteil, der sie als Infrarotstandards auszeichnet. DieSterne sind im allgemeinen im sichtbaren Bereich umviele Größenordnungen heller als im Infraroten. Dieskann zu einem meßtechnischen Problem führen, wennbei Infrarotbeobachtungen die verwendeten Filter imsichtbaren Bereich kleine »Lecks« aufweisen, alsogeringfügig durchlässig sind. Bei Asteroiden hat ein sol-ches Leck keine gravierenden Auswirkungen, weil diesekleinen Körper nur wenig sichtbares Licht (reflektiertesSonnenlicht) abgeben.

Ganz ideale Standardkerzen sind diese kleinen Körperdes Sonnensystems indes nicht, da ihre Helligkeit aufverschiedenen Zeitskalen variiert. Sie sind im allgemei-nen nicht kugelförmig, sondern sehr unregelmäßiggeformt. Bilder der Raumsonden Galileo von den Astero-iden Gaspra und Ida sowie NEAR von Mathilde (Abb.IV.30) haben dies unmittelbar vor Augen geführt. Da dieAsteroiden rotieren, ändert sich auch die einem Beob-achter zugewandte Querschnittsfläche. Dadurch ver-ändert sich die Helligkeit mit der Rotationsperiode, dietypischerweise bei einigen Stunden liegt. Außerdemschwankt der Abstand der Erde von den Asteroiden, wasstarke Helligkeitsvariationen im Jahreslauf zur Folge hat.Sind die Bahnen zusätzlich stark elliptisch, so werden dieKörper wegen des variierenden Sonnenabstands unter-schiedlich stark erwärmt. Durch diese Temperatur-schwankung des Asteroiden verschiebt sich das Emis-sionsmaximum und damit ändert sich die Form desInfrarotspektrums im Laufe eines Asteroidenorbits.

73

IV.3 Das Sonnensystem

10-1

100

101

102

103

F n [J

y]

Ceres, high

Ceres, low

Uranus

Neptune

a Boob Peg

g Dra

10 100 1000l [mm]

Abb. IV.29: Helligkeitsbereiche für Standardsterne in Ab-hängigkeit von der Wellenlänge. Die graue Fläche gibt den vonAsteroiden abgedeckten Bereich an.

Das thermische Asteroidenmodell und ISOPHOT-Daten

Es war daher von vornherein klar, daß sich Asteroidennur in Verbindung mit einem thermischen Modell dieserKörper als Standards verwenden lassen. Dann nämlich istes möglich, das Infrarotspektrum für jeden Sonnen- undErdabstand zu berechnen. Grundlage hierfür warenBeobachtungen mit ISOPHOT, dem unter Federführungdes MPIA gebauten Photopolarimeter an Bord desInfrarotobservatoriums ISO (siehe Jahresbericht 1997, S.23). Ausgewählt wurden zehn Asteroiden (Tabelle IV.1)nach folgenden Kriterien:

� Sie standen für die Beobachtungen mit ISO günstigam Himmel,

� das Rotationsverhalten (Rotationsperiode und Form derAsteroiden) läßt typische Beobachtungen von etwa 30Minuten ohne all zu große Helligkeitsschwankungenzu,

� die bis dahin bekannten Spektren weisen keine starkenLinien in Emission oder Absorption auf, die aufAbweichungen vom rein thermischen Spektrumzurückzuführen wären.

Thermische Modelle von Asteroiden gibt es schon länger.Das sogenannte Standard Thermal Model (und dessenModifikationen) geht von einem sphärischen Körper aus,der keine Wärmeträgheit aufweist. Dieses Modell eignetesich bislang für zahlreiche Anwendungen, erwies sichaber in Hinblick auf das zu lösende Problem, Asteroidenals Standardkerzen zu verwenden, als unzureichend. Dasneue Modell berücksichtigt nun die Form des Asteroiden,wiedergegeben durch ein dreiachsiges Ellipsoid mit denAchsen a, b und c (Tabelle IV.2), und die aktuelle Lageseiner Rotationsachse im Raum. Außerdem beinhaltet es

74 IV.3 Das Sonnensystem

Mathilde Gaspra Ida

Abb. IV.30: Die einzigen Asteroiden, von denen bisher detal-lierte Bilder vorliegen: Mathilde, Gaspra und Ida.

Tabelle IV.1: Die zehn als Infrarot-Standards ausgewählten Asteroiden und einige ihrerEigenschaften. Werte in Klammern sind unsicher.

Asteroid größter Rotationsdauer AchsenverhältnisseDurchmesser (km) (Stunden) a/b b/c

1 Ceres 959 9.07 1.00 1.062 Pallas 574 7.81 1.10 1.254 Vesta 578 5.34 1.03 1.22532 Herculina (263) 9.41 1.21 1.203 Juno (290) 7.21 1.21 1.2010 Hygeia ? 27.62 1.29 1.1854 Alexandra ? 7.03 1.31 1.0065 Cybele (260) 6.18 1.04 1.00106 Dione (170) 13.92 1.00 1.34313 Chaldaea ? 8.40 1.21 1.20

wichtige Größen, wie Wärmeleitfähigkeit und Ober-flächenrauhigkeit des jeweiligen Asteroiden. Das neueModell geht daher auch qualitativ über das bisherige hin-aus, da es die physikalischen Prozesse detaillierter be-leuchtet, die für die thermische Infrarotstrahlung ursäch-lich sind.

Im wesentlichen berechnet sich die Oberflächentempe-ratur eines Asteroiden aus der Energiebilanz zwischenabsorbierter Sonnenstrahlung, abgegebener Wärmestrah-lung und Wärmeleitung ins Innere des Körpers. Entschei-dend für die auf der Erde empfangene Strahlungsleistungdes Objekts sind seine absolute Größe und seine Orien-tierung relativ zur Sonne und zur Erde. Einige dieser Grö-ßen waren aus erdgebundenen Beobachtungen bekannt. Soließen sich die Durchmesser von Ceres, Pallas, Juno undVesta durch Sternbedeckungs-Beobachtungen verhältnis-mäßig genau bestimmen (dabei wird die Bedeckung einesSterns durch einen Asteroiden an verschiedenen Orten aufder Erde gemessen und daraus die Größe und Form desAsteroiden bestimmt). Vesta wurde überdies mit dem Welt-raumteleskop Hubble aufgenommen (Abb. IV.31). Die Ro-tationsdauern, die Werte für die Verhältnisse der Halb-achsen und die Albedo (Reflexionsvermögen) lassen sichaus Helligkeitsbeobachtungen (Lichtkurve) bestimmen.Andere Parameter, wie die Wärmeträgheit, der sogenannteBeaming-Parameter und die wellenlängenabhängige Emis-sivität wurden innerhalb plausibler Grenzen so variiert, daßsie die Infrarotbeobachtungen am besten wiedergaben.

Der Beaming-Parameter, kurz Beaming, kennzeichneteine Eigenschaft von Oberflächen, die der Rauhigkeitzugesprochen wird: Demnach gibt eine von der Sonneangestrahlte und erwärmte Kugel die thermischeEmission nicht in alle Richtung gleichmäßig ab, sondernstrahlt einen größeren Anteil in Richtung der Sonnezurück (ähnlich dem Oppositionseffekt im Sichtbaren).Dieser Effekt ist wellenlängenabhängig und tritt amstärksten im mittleren Infrarot hervor. Bei 10 mm bei-spielsweise beträgt der überschüssige Strahlungsfluß inRichtung Sonne 20 bis 40 %, im fernen Infrarot liegt erunter 10 % (Abb. IV.32).

In der Praxis gingen die Astronomen so vor, daß siezunächst die wichtigsten Parameter, wie Größe undAlbedo, einführten. Anschließend wurde das Beamingund die Wärmeleitung modelliert. und am Schluß dieEmissivität an die Spektren angepaßt.

Das neue Modell basiert ganz wesentlich auf Daten,die mit dem Instrument ISOPHOT auf ISO gewonnenwurden. Dabei konnte das Astronomen-Team bei denzehn Asteroiden auf insgesamt 35 Einzelbeobachtungenzwischen 50 und 200 mm Wellenlänge zurückgreifen. Umeinen noch größeren Wellenlängenbereich abzudecken,nahmen sie weitere Meßdaten von vier erdgebundenen

Asteroiden als Infrarot-Standards 75

Tabelle IV.2: Parameter der Asteroiden Hebe und Methis.

Asteroid größter Rotationsdauer AchsenverhältnisseDurchmesser (km) (Stunden) a/b b/c

6 Hebe 187 7.28 1.14 1.19 Metis 190 5.08 1.30 1.24

Abb. IV.31: Aufnahmen des Asteroiden Vesta mit dem Welt-raumteleskop Hubble. (Foto: NASA/ESA)

Teleskopen: James Clerk Maxwell Telescope (JCMT,Hawaii), United Kingdom Infrared Facility (UKIRT,Hawaii), Infrared Telescope Facility (IRTF, Hawaii) undHeinrich-Hertz-Teleskop (HHT, Arizona) sowie demISO-Vorläufer IRAS mit hinzu. Von großer Bedeutungwaren hierbei 167 Infrarotbeobachtungen, die sie mit deram MPIA gebauten Infrarotkamera MAX am UKIRT (s.Kapitel I) erhalten hatten.

Mit Hilfe dieses umfangreichen Datensatzes wurdenun für jeden der zehn Asteroiden ein thermischesModell konstruiert. Die Qualität dieser Modelle hingnatürlich von der Genauigkeit der Eingangsparameter ab.Für die am besten vermessenen Asteroiden Ceres, Vesta,Pallas und Herculina ermittelte das Team für die Vorher-sage der Strahlungsflüsse im Wellenlängenbereich zwi-schen 7 und 2000 mm eine Unsicherheit von weniger als

10 %. Bei den anderen Asteroiden dürfte die Unsicherheitimmerhin noch unter 15 % liegen. Wie genau das Modelldie gemessenen Strahlungsflüsse bei dem AsteroidenHerculina wiedergibt, zeigt Abb. IV.33. Hier wird auchdeutlich, auf welche Weise die angenommene Wärme-trägheit den Daten angepaßt wird.

Damit stehen den Astronomen in aller Welt zukünftigneue Standardkerzen für den gesamten Infrarotbereichund den nahen Millimeterbereich zur Verfügung. Dennmit dem neuen Modell ist es jetzt möglich, die absolutenStrahlungsflüsse dieser Asteroiden zu jedem Zeitpunktund auf jedem Punkt ihrer Bahn zu berechnen.

Die so kalibrierten Asteroiden gehören bis auf Vesta zuden sogenannten C- und S-Asteroiden. C steht für koh-lenstoffreich (carbonaceous) und S für silikatreich. Dainsgesamt 90 % aller bekannten Asteroiden diesen Typenangehören, ist zu vermuten, daß sich das neue thermischeModell auch auf andere Asteroiden übertragen läßt, sodaß sich die Zahl der Standardkerzen zukünftig noch wei-ter erhöhen dürfte. Die Hinzunahme weiterer noch nichtanalysierter ISOPHOT-Daten sowie Beobachtungen mitim Bau befindlichen Infrarot-Weltraumteleskopen soll-ten überdies die Modelle noch genauer werden lassen.Schließlich wollen die Astronomen noch Vertreter dermetallreichen M-Asteroiden aufnehmen, um die Samm-lung an Standard-Asteroiden zu erweitern.

Polarisationsmessungen an Asteroiden

Bislang konnte nur von drei Asteroiden die Oberflächedirekt beobachtet werden. In den Jahren 1991 und 1993flog die Jupiter-Sonde Galileo an den Asteroiden Gaspraund Ida vorbei und fotografierte sie aus geringer Ent-fernung. 1997 übermittelte die Sonde NEAR Aufnahmenvom Asteroiden Mathilde zur Erde. Diese drei Körperzeigen eine mit Kratern übersäte Oberfläche, die voneiner Staubschicht bedeckt zu sein scheint. Von der Erdeaus lassen sich auf diesen kleinen Himmelskörpern keineDetails ausmachen.

Das jüngst erstellte thermische Modell erlaubt es nunnicht nur, die absoluten Strahlungsflüsse von Asteroidenzu berechnen, sondern es eröffnet überdies die Möglich-keit, mehr Informationen über deren Oberflächen-beschaffenheit zu erhalten. Hierfür wurde versucht, beizwei Asteroiden eine mögliche Polarisation der thermi-schen Infrarotstrahlung zu messen.

Daß die Wärmestrahlung fester Himmelskörper pola-risiert sein kann, ist schon länger bekannt: So wies man inden sechziger Jahren polarisierte Mikrowellenemissionvon einigen Gebieten des Mondes und in den neunzigerJahren bei Merkur nach. In den achtziger Jahren ließ sichsogar bei dem größten bekannten Asteroiden Ceres imInfrarotbereich eine 0.5-prozentige Polarisation messen.Dieser Effekt wird darauf zurückgeführt, daß Strahlungaus dem Innern des Körpers nahe der Oberfläche eineSchicht aus Staub und Geröll, das sogenannte Regolith,

76 IV.3 Das Sonnensystem

-40

-20

-60

-80

-100

-120

-140

-160

-180

-200

Abb. IV.32: Die Temperaturverteilung auf der Oberfläche desAsteroiden Vesta für eine bestimmte Position auf seiner Bahn,nach dem am MPIA entwickelten thermischen Modell berech-net. Die Skala ist in Grad Celsius angegeben.

4 6 8 10 12 14100

120

140

160

180

F n [J

y]F n

[J

y]

5. Apr. 1996 (UT)

4 6 8 10 12 14100

120

140

160

180

6. Apr. 1996 (UT)

Abb. IV.33: Beobachtete Lichtkurve (Kreuze) und modellierteLichtkurve (Linien) des Asteroiden Herculina. Die durchgezo-gene Lichtkurve wurde ohne Wärmeträgheit berechnet, diegestrichelte mit.

durchdringen muß, bevor sie in den Weltraum entweicht.In dieser Schicht wird die Strahlung gestreut, wobei eineleichte Polarisation eintritt. Hierbei wird der elektrischeVektor in eine Ebene gedreht, die senkrecht zur Ober-fläche und in Ausbreitungsrichtung der elektromagneti-schen Welle liegt. Dem Übergang vom Regolith ins Va-kuum läßt sich überdies ein Brechungsindex zuordnen.

Wenn der Asteroid sphärisch ist und seine Oberflächeim Teleskop nicht aufgelöst werden kann, entsteht jedochinsgesamt keine Polarisation, weil sich die in verschiede-nen Ebenen liegenden polarisierten Anteile gegenseitigaufheben. Nur wenn der Asteroid eine längliche Formaufweist, sollte eine Nettopolarisation übrig bleiben. Jelänglicher der Körper ist und je weniger und flachereKrater seine Oberfläche bedecken, desto größer sollte derPolarisationsgrad sein. Einen solchen Effekt hoffte manbei den Asteroiden Hebe und Metis mit dem Photo-polarimeter ISOPHOT auf ISO messen zu können. Einegünstige Gelegenheit dazu ergab sich im März und April1998. Dies war der erste Versuch im fernen Infrarot beiAsteroiden überhaupt. Beide Asteroiden gehören zursogenannten S-Klasse, deren Hauptbestandteile Olivine,Pyroxene und Metalle sind. Sie könnten damit dieElternkörper der Eisen-, Stein- und gewöhnlichen chon-dritischen Meteorite sein, die auf der Erde gefunden wur-den.

Nach sorgfältiger Datenauswertung ließ sich bei kei-nem der beiden Asteroiden eine signifikante Polarisationnachweisen. Aus dem oberen Grenzwert von 0.5 Prozentließen sich jedoch einige Schlüsse über die Oberflächen-rauhigkeit r und den Brechnungsindex n ziehen. DieOberflächenrauhigkeit r ist ein Maß dafür, wie stark einFlächenelement mit Kratern übersät ist und wie tief dieKrater sind. In ihre Berechnung geht beispielsweise dasVerhältnis von Tiefe zu Durchmesser der Krater ein. Ausden Beobachtungen ließ sich für r ein Wert zwischen 0.4

und 0.7 herleiten. Zum Vergleich: Für den Mond wird einWert von 0.4 angenommen, für den Asteroiden Ceresergab sich aus neuesten ISO-Daten r = 0.7. Der Bre-chungsindex kann wegen der Zusammensetzung undPorösität des erwarteten Oberflächenmaterials nicht sehrhoch sein. Der typische Wertebereich (des Realteils) desBrechungsindex ist n = 1.2 bis 4.0 (Abb. IV.34).

Variationen im Sonnenwind

Der Sonnenwind, ein stetig von der Sonne abströmen-der Teilchenschwarm, füllt den Raum zwischen denPlaneten mit einem fein verteilten Plasma an. Dieses strö-mende Plasma führt ein Magnetfeld mit sich. Den vomSonnenwind erfüllten Bereich nennen die Sonnenphy-siker die Heliosphäre. Der Sonnenwind mit seinem mit-geführten Magnetfeld wirkt auf verschiedene Weise aufunseren Planeten ein: Er deformiert das Erdmagnetfeld(Abb. IV.35), erhitzt die äußeren Atmosphärenschichten,führt zu den bekannten Polarlichtern und kann bei starken»Stürmen« sogar die Stromversorgung am Erdbodenlahmlegen. Seit über zwanzig Jahren wird dieser Teil-chenstrom vorwiegend mit Raumsonden untersucht. Injüngster Zeit sind dies die 1990 gestartete europäischeSonnensonde Ulysses und das gemeinsam von ESA undNASA gebaute Solar and Heliospheric Observatory,SOHO, das 1995 gestartet wurde. Neue Meßdaten vonUlysses veranlaßten Astronomen des MPIA und desCenter for Astropysics and Space Sciences der Uni-versität San Diego, Kalifornien jetzt dazu, alte Meßdatender Sonnensonde Helios auszuwerten. Dieser Datensatzist insofern einmalig, als er den gesamten Sonnen-aktivitätszyklus von 1975 bis 1986 umfaßt. Die Neu-auswertung zeigte, daß der Sonnenwind im Aktivitäts-maximum stärker angestiegen war als man es erwartethatte.

Koronale Löcher und Massenauswürfe

Die Sonne strahlt den größten Teil ihrer im Innern pro-duzierten Energie in Form von sichtbarer Strahlung inden Weltraum ab. Doch ist unser Tagesgestirn keines-wegs nur Quelle elektromagnetischer Strahlung. Ausihrer äußersten Atmosphärenschicht, der ein bis zweiMillionen Grad heißen Korona, dampfen heiße Teilchenab und fliegen in Form des sogenannten Sonnenwindesmit Geschwindigkeiten von mehreren hundert Kilo-metern pro Sekunde in den Weltraum hinaus. Über eineMillion Tonnen Materie (fast ausschließlich Atomkernevon Wasserstoff und Helium) verliert die Sonne auf dieseWeise in jeder Sekunde. Gemessen an ihrer Gesamtmasseist dies ein verschwindend geringer Teil: der Massen-verlust beträgt nur 2.2 10–14 Sonnenmassen pro Jahr,oder anders ausgedrückt: Bei konstanter Rate hat unserZentralgestirn auf diese Weise seit der Entstehung vor 4.6

Variationen im Sonnenwind 77

1.5 2 2.5 3 3.5 40

0.2

0.4

0.6

0.8

1

n

r

0.5

0.5

1

2

Abb. IV.34: Parameterraum für Oberflächenrauhigkeit undBrechungsindex. Der graue Bereich kann für den AsteroidenMetis aufgrund der Beobachtungen und des Modells ausge-schlossen werden.

Milliarden Jahren erst ein Zehntausendstel seiner Ge-samtmasse eingebüßt. Auf die Entwicklung der Sonneübt dieser Massenverlust vermutlich nur einen geringenEinfluß aus. Massereichere Sterne entwickeln jedocheinen wesentlich kräftigeren Teilchenwind mit ganzerheblichen Massenverlustraten (vgl. Kapitel IV.1).

Die Untersuchung dieses Phänomens ist aus verschie-denen Gründen von großer Bedeutung. So wirkt derSonnenwind beispielsweise auf die Planeten ein, auchauf die Erde. Der Teilchenstrom und das mitgeführteMagnetfeld treffen auf das Erdmagnetfeld und drückenes auf der »windzugewandten« Seite ein, während sie esauf der »windabgewandten« Seite wie eine Fahne in dieLänge ziehen. Starke »Böen« im Sonnenwind könnendas Erdmagnetfeld ganz erheblich durchschütteln.Hierbei wird in der Magnetosphäre ein kompliziertesSystem elektrischer Ströme induziert, die ihrerseits nocham Erdboden in elektrischen Leitungen starke Strömeinduzieren können. Dies kann in Extremfällen die Span-nungsversorgung zusammenbrechen lassen, so gesche-hen im März 1989 in Kanada. Auch andere Einflüsse aufunsere technische Welt treten auf: So können die indu-zierten Ströme offenbar die Korrosion von Pipelines ver-stärken. Noch weitgehend unklar ist die Frage, ob langfri-stige Variationen im Sonnenwind – möglicherweise inAbhängigkeit von der Sonnenaktivität – einen Einflußauf das Erdklima haben. Die Erforschung der solar-terre-strischen Beziehungen steckt noch in den Kinder-schuhen. Stark forciert wurde sie jüngst durch Starts

mehrerer Satelliten, die auf verschiedene Weise denSonnenwind verfolgen und nach möglichen Zusammen-hängen mit Vorgängen auf der Sonne suchen.

Um so unbefriedigender ist es aus astronomischerSicht, daß die Ursache für die Teilchenbeschleunigung inder Korona immer noch nicht ganz verstanden ist. Sicherist heute indes, daß es nicht nur einen Mechanismus gibt.Tatsächlich treten mindestens zwei Mechanismen inAktion, wobei deren Intensität mit der Phase desAktivitätszyklus schwankt.

Im Laufe der vergangenen 20 Jahre haben die Sonnen-physiker herausgefunden, daß sich einige Eigenschaftendes Sonnenwinds mit der Aktivitätsphase der Sonneändern und daß die Ursache hierfür in unterschiedlichenBeschleunigungsmechanismen zu suchen ist. Währenddes Aktivitätsminimums stammen rund 60 Prozent allerTeilchen aus sogenannten koronalen Löchern. Dies sindim UV- und Röntgenlicht leicht erkennbare dunkleBereiche in der oberen Korona. In diesen Bereichen istdie Atmosphärendichte geringer als in der Umgebung,und aus ihnen ragen Magnetfeldlinien offen in die Weitedes interplanetaren Raumes hinein, während sie in denanderen Bereichen üblicherweise geschlossen sind.Entlang dieser offenen Feldlinien werden die Teilchendes Sonnenwindes nach außen beschleunigt.

Während des Aktivitätsmaximums treten solche koro-nalen Löcher jedoch selten auf, so daß der Anteil des ausihnen kommenden Teilchenstroms stark absinkt. In die-ser Phase bauen sich starke Magnetfelder auf, die sichvon der Oberfläche bis in etwa 35 Grad solarer Breiteerstrecken und zur Teilchenbeschleunigung beitragen.Überdies ereignen sich häufig sogenannte koronale Mas-senauswürfe – riesige Gaswolken mit Massen von eini-gen 1013 Kilogramm bauen sich lokal auf und schießen

78 IV.3 Das Sonnensystem

bow

shockmagnetosheath

cusp

lobes

magnetopause

neutral sheettrapping region

Abb. IV.35: Die Magnetosphäre der Erde wird vom Sonnen-wind zusammengedrückt (links) und zu einem Schweif in dieLänge gezogen (rechts).

explosionsartig mit hohen Geschwindigkeiten ins All(Abb. IV.36). Bisherige Untersuchungen haben ergeben,daß diese Massenauswürfe in Zeiten des Aktivitäts-maximums zum gesamten Sonnenwind rund 16 % beitra-gen.

Alte Helios-Daten neu analysiert

Allerdings beruht diese erst vor wenigen Jahren er-folgte Abschätzung auf einer einzigen Arbeit. Eine Über-prüfung mit anderen Methoden war deshalb äußerstwünschenswert. Diese Möglichkeit boten nun ältere Da-ten.

Verschiedene Messungen deuten seit Beginn der achtzi-ger Jahre darauf hin, daß es über die Aktivitätszyklen hin-weg einen Zusammenhang zwischen der Protonendichte nund der Teilchengeschwindigkeit v in der Art gibt, daß dieImpulsflußdichte konstant bleibt n � v2 = konstant. Jüngstdeuteten Ergebnisse der Sonnensonde Ulysses darauf hin,daß diese physikalische Größe auch unabhängig von dersolaren Breite nahezu unverändert bleibt.

Beobachtungen aus den achtziger Jahren zeigten, daßüber den Sonnenpolen die Windgeschwindigkeit wäh-rend des Maximums erheblich abnahm. Hieraus müßtefolgen – falls die Impulsflußdichte tatsächlich erhaltenbleibt –, daß in diesem Zeitraum der Materiestrom erheb-lich zugenommen hat. Um diese Hypothese zu prüfen,wurden ältere Daten einer neuen Analyse unterzogen.Zum einen stand hierfür der Datensatz der Helios-Sondenzur Verfügung. Die beiden deutsch-amerikanischen Son-den Helios 1 und 2 waren 1974 und 1976 in eine Um-laufbahn gestartet, auf der sie sich der Sonne bis auf 43Millionen Kilometer näherten. Die Instrumente regi-strierten bis 1981 bzw. 1986 Dichte und Geschwindigkeitder Teilchen in der Ekliptik.

Zur selben Zeit wurden mit Radioteleskopen von derErde aus Schwankungen in der Sonnenwindgeschwin-digkeit in Abhängigkeit von der heliographischen Breitegemessen. Diese Beobachtungen basieren auf dem soge-nannten interplanetaren Szintillationseffekt. Dazu wur-den mit mehreren Teleskopen punktförmige Radioquel-len beobachtet. Das Radiosignal zeigt dabei ein Flackern,welches darauf zurückzuführen ist, daß die Radiowellenbeim Durchlaufen des interplanetaren Raumes von demPlasma des Sonnenwindes abgelenkt werden. (Aus einemähnlichen Grund flackern die Sterne nachts am Himmel.)Damit lassen sich Dichteinhomogenitäten im Sonnen-wind mit Ausdehnungen von wenigen hundert Kilo-metern registrieren. Diese Daten zeigen eindeutig, wiedie Sonnenwindgeschwindigkeit aus polaren Gebietenvom Aktivitätsminimum zum Maximum von rund 600km/s auf 400 km/s absank (Abb. IV.37).

Aus der Kombination dieser beiden Datensätze er-stellten die Forscher ein globales Dichtemodell des Son-nenwindes, das mit dem Aktivitätszyklus variiert. Vor-ausgesetzt wurde hierbei die Konstanz der Impulsfluß-dichte. Zusätzlich nutzten sie die Daten des Zodia-kallicht-Photometers an Bord der Helios-Sonden, dasdamals am MPIA gebaut worden war. Das Photometerauf Helios 1 registrierte die Helligkeit des Zodiakallichtsin drei Bereichen 16°, 31° und 90° südlich der Ekliptik,während das baugleiche Instrument auf Helios 2 denBereich nördlich der Ekliptik erfaßte (Abb. IV.38). Die

Variationen im Sonnenwind 79

Abb. IV.36: Ein mit dem Instrument LASCO auf dem Sonnen-observatorium SOHO beobachteter koronaler Massenauswurfauf der Sonne. (Foto: MPAe, ESA/NASA)

beiden Photometer deckten etwa denselben Bereich abwie die Szintillationsbeobachtungen.

Abgesehen von einer jährlichen Helligkeitsschwan-kung wiesen die Helios-Daten auch kurzzeitige Varia-tionen innerhalb eines Tages auf. Sie haben ihre Ursachein Plasmawolken, die etwa radial von der Sonne weg-strömten. Die Helios-Messungen lassen sich also ver-wenden, um schnelle Phänomene wie die koronalenMassenauswürfe zu registrieren.

Dieser Datensatz wurde nun in ein Modell des Son-nenwindes eingefügt, das auf zwei Hauptvoraussetzun-gen beruhte: Der Dichteabfall des Sonnenwindplasmaserfolgt umgekehrt quadratisch zum Sonnenabstand und

die Impulsflußdichte ist konstant. In einem ersten Schrittwurden nur die Daten von Helios 1 einbezogen und überein halbes Jahr gemittelt. Hierbei zeigte sich, daßwährend des Aktivitätsmaximums die Zodiakallicht-Helligkeit über den Sonnenpolen bis zu 18% über demvom Modell erwarteten Wert lag (Abb. IV.39). DieAutoren vermuten, daß diese erhöhten Helligkeitswertedurch kurzzeitige »Böen« im Sonnenwind verursachtwurden. Sie werden bei der Mittelung der Daten jedochnicht einzeln erfaßt. Wurden die Helios-2-Daten hinzu-genommen, die allerdings nur den Zeitraum von 1976

80 IV.3 Das Sonnensystem

800

600

400

200Ve

loci

ty

[km

/s]

Year

latitudes:

-10° to +10°

1975 1980 1985

� 60°� -60°

Abb. IV.37: Geschwindigkeitsschwankungen im Sonnenwindwährend der Jahre 1975 bis 1982.

Helios

Radio source for scintillation measurements at latitude bS

Helios field-of-view, scanning at latitude bH

Earth

Sun rHelios

bH

bS

Abb. IV.38: Schematische Darstellung der Sonde Helios aufihrer Bahn um die Sonne sowie Beobachtungsrichtungen desSonnenwindes mit Helios und mit erdgebundenen Radio-teleskopen.

bis 1979 überdecken, so trat eine noch größere Dis-krepanz zwischen Modell und Meßdaten bis zu 70 %hervor. Eine genauere Datenanalyse hatte bereits vorwenigen Jahren gezeigt, daß sich allein zwischen dem17.4. und 27.5.1979 elf koronale Massenauswürfe ereig-net hatten – wesentlich mehr als üblich. Dies bestätigteden überaus großen Anteil von Sonnenwindteilchen, dieaufgrund dieser explosiven Vorgänge ins Planetensystemgelangen.

Das Modell ermöglichte es letztlich, den Massen-,Impuls- und Energiefluß zu berechnen. Es zeigte sich,daß der Massenstrom vom Aktivitäsminimum zum Maxi-mum von 1.2 � 1012 g/s auf 1.7 � 1012 g/s anstieg. Inder Phase der Helios-1-Daten trugen die koronalenMassenauswürfe zu 18% im Maximum bei, in der kurzenPhase der Helios-2-Daten sogar zu rund 50%. Die kineti-sche Energie des Windes bleibt dagegen mit 2 � 1020 Wim Minimum und 1.8 � 1020 W im Maximum nahezukonstant.

Dieses Ergebnis unterstreicht somit die Bedeutung derkoronalen Massenauswürfe für den Sonnenwind in Zeitenstarker Aktivität, und die Zahlen bestätigen die bislangeinzige diesbezügliche Untersuchung des Sonnenwindes.Die zukünftige Forschung wird zeigen, ob der Sonnen-wind ausschließlich durch koronale Löcher und koronaleMassenauswürfe in den interplanetaren Raum gelangt,oder ob noch weitere Mechanismen am Werk sind.

Variationen im Sonnenwind 81

2000

1700

1800

1900

1 3 4 5 6 7 8 9 10 12 14 15 16 17 19 212 11 13 18 20

2000

1700

1800

1900

2100

1140

1200

1300

Helios A orbit number

1976 1978 1980

Inte

nsity

(S

10),

re

duce

d to

1 A

U

R = 0.40 – 0.54 AU

R = 0.33 – 0.40 AU

R = 0.40 – 0.54 AU

zodiacal light

zodiacal light

|l − l�| = 11°.3

|l − l�| = 2°.8

|l − l�| = 2°.8

1982 1984Year

zodiacal light

Abb. IV.39: Vergleich beobachteter Helligkeitsanstiege (Kreu-ze) während des Sonnenmaximums mit Vorhersagen (durchge-zogene Linien). Die Vorhersagen beruhen auf der Annahme einerkonstanten Impulsflußdichte des Sonnenwindes. Die beidenunteren Diagramme zeigen die Verhältnisse bei Beobachtungüber dem solaren Südpol, das obere bezieht sich auf eineBeobachtungsrichung östlich und westlich davon.

In Heidelberg

Direktoren: Appenzeller (Komissarische Leitung ab1.8.), Beckwith (Geschäftsführung bis 31.8.)

Wissenschaftliche Mitarbeiter: Ábrahám, Bailer-Jones (ab 27.7.), Barrado-Navascues (bis 31.12.), Beetz,Birkle (ab 1.7.), Burkert, Fried, Graser, Haas, Herbst,Herbstmeier (bis 30.6.), Hippelein, Huang, Huth (bis10.7.), Kalas (bis 14.11.), Klaas, Kunkel (bis 30.9.),Leinert, Lemke, Lenzen, Ligori (ab 15.5.), Mac Low,Marien, Meisenheimer, Th. Müller (bis 30.9.), Mundt,Neckel, Pitz (bis 31.3.), Radovich (ab 15.9.), Röser,Schmidtobreick (ab 1.8.), Slyz (ab 12.10.), Staude,Stickel, Thompson (bis 13.11.), Tusche, R. Wolf.

Doktoranden: Baumann, Berkefeld (bis 30.11.),Eckardt, Fockenbrock (bis 30.4.), Heitsch (ab 1.7.),Hetznecker (ab 15.3.), Hotzel (ab 15.1.), Jester (ab 15.9.),Kasper (ab 15.8.), Kessel, Klessen (bis 30.6.), Kranz (ab1.12.), Naab (ab 1.6.), Petr (bis 30.6.), Phleps (ab 1.10.),Schuller (ab 15.2.), Seidel, v. Kuhlmann, Woitas, Wolf,Chr.

Diplomanden: Kranz (bis 30.1.), Krause (ab 1.11.),Naab (bis 31.5.), Phleps (bis 1.9.). Von der FHMannheim: Hipp (bis 31.3.), Lehmitz (bis 31.3.), Marx(bis 30.6.), Sebb (1.3.–31.8.), Steckel (ab 1.9.), Thomas(ab 1.9.), Wackermann (ab 1.10.).

Wissenschaftliche Dienste: Bizenberger, Hille (bis31.3.), Hiller, Khan (ab 1.5.), Ortlieb, Quetz, Rohloff.

Rechner, Datenverarbeitung: Brüge (bis 31.7.),Briegel (ab 1.11.), Engelhardt (bis 17.11.), Hippler, Rauh,Storz, Tremmel, Zimmermann.

Elektronik: Becker, Ehret, Grimm, Grözinger, Klein,Ridinger, Salm, Unser, Wagner, Werner, Westermann,Wrhel.

Feinwerktechnik: Bellemann (bis 31.5.), Benesch,Böhm, Ebert (bis 12.9.), Franke, Heitz, Meister, Meixner,Morr, Münch, J. Pihale, Sauer.

Photolabor: Anders-Özcan, Neumann (bis 31.7.).

Graphikabteilung: Meißner-Dorn, Weckauf.

Verwaltung, Sekretariat: Behme, de Mooij (ab 1.11.),Fink, Flock, Gieser, Hartmann, Heißler, Heukäufer (ab6.12.), Janssen-Bennynck, Kellermann, Papousado,Rushworth, Schleich, Schürmann (bis 30.11.), Zähringer.

Technischer Dienst, Hausdienst: Gatz, O. Götz,Klingmann, Lang, Nauss (ab 1.10.), B. Witzel, F. Witzel,Zergiebel.

Auszubildende: (Feinmechanik) Fabianatz, Greiner,Geuer, Haffner (ab 1.9.), Jung, Wesp (ab 1.9.).

Freier Mitarbeiter: Dr. Bührke.

Stipendiaten: Andersen (bis 30.4.), Bate (bis 30.9.),Berkefeld (ab 1.12.), Mori (ab 24.8.), Fockenbrock (ab1.5.), Heraudeau, Kania (bis 30.11.), Klessen (1.7.-31.8.),Maciejewski (ab 9.11.), Nelson (ab 15.9.), Patsis (bis31.5.), Petr (1.7.–31.8.), Porro, Robberto, Surace (bis14.11.), Thiering (ab 1.5.), Toth.

Gäste: Dr. Allard, Kansas (Aug.); Dr. Bodenheimer,Santa Cruz (Nov.); Dr. Cao, Peking (Jan.); Dr. Hozumi,Shiga (Juni); Dr. Ida, Tokyo (Aug.–Okt.); Kelly, LosAngeles (Juni–Sept.); Kiss, Budapest (Sept.–Dez.); Dr.Larwood, London (Juli–Dez.); Dr. Luu, Cambridge,Mass. (März); Dr. Richards, Chilton (Juli–Sept.); Dr.Richichi, Florenz (Nov.).

Durch die regelmäßigen ISOPHOT-Arbeitstreffen mitden in- und ausländischen Co-Investigatoren der beteilig-ten Industrie und anderen Institutionen hielten sich vieleGäste kurzfristig am Institut auf, die hier nicht im einzel-nen aufgeführt sind.

Praktikanten: Krause (bis 31.8.), Mayer, Kunkel, DeVos (2.3.-29.5.).

Calar Alto/Almeria:

Lokale Leitung: Birkle (bis 30.6.), Gredel (ab 1.5.),Vives.

Astronomie, Nachtassistenten: Aceituno (ab 15.4.),Aguirre, Alises, Frahm, Hoyo, Montoya (ab 15.4.),Quesada (beurlaubt), Thiele.

Teleskoptechnik: Capel, de Guindos, Garcia, Helm-ling, Henschke, L. Hernández, Lingenfelder (bis 31.5.),Raúl López, Morante, W. Müller, Nuñez, Parejo, Schach-tebeck, Usero, Valverde, Wilhelmi.

Technischer Dienst, Hausdienst: A. Aguila, M.Aguila, Ariza, Barón, J. Braun, Carreno, Dominguez,Gómez, Góngora, Manuel Hernández, Klee, RosarioLópez, Marquez, Martinez, Puertas, F. Restoy, Romero,Sáez, Sanchez, Schulz, Tapias.

83

Personal

Verwaltung, Sekretariat: Magdalena Hernández, M.J.Hernández, M.I. López, C. Restoy.

Arbeitsgruppen und wissenschaftliche Zusammenarbeit

Instrumentelle Arbeiten

ALFAStefan Hippler, M. Kasper, P. Kalas, R.-R. Rohloff,K.Wagner, P.Bizenberger sowie alle Abteilungen desMPIA und des Calar-Alto-Observatoriums in Zusam-menarbeit mit MPI für extraterrestrische Physik, Garching University of Massachusetts, Amherst, USA.

CONICARainer Lenzen, W. Benesch, P. Franke, M.A. Khan, N..Münch, N. Ortlieb, R.-R. Rohloff, C. Storz, A. Tusche, K.Wagner, in Zusammenarbeit mit: MPI für extraterrestrische Physik, Garching.

MAXTom Herbst, S.V.W. Beckwith, M. Robberto, P. Bizen-berger, C. Birk.

MIDIChristoph Leinert, U. Graser, B. Grimm, T. Herbst, St.Hippler, R. Lenzen, R. Ligori, R. Mundt, R. Lenzen, N. Ortlieb, E. Pitz, I. Porro, M. Robberto, R.-R. Rohloff,K. Wagner in Zusammenarbeit mit: Kiepenheuer-Institut, Freiburg,Thüringer Landessternwarte, Tautenburg, Universität Amsterdam, Sterrewacht Leiden, Observatoire de Meudon, Observatoire de Nice.

MOSCAJoseph Fried, W. Benesch, P. Franke, N. Münch, N. Salm,B. Grimm, K. Marien, K. Zimmermann, A. Brüge, B. v.Kuhlmann.

OMEGA CassRainer Lenzen, T. Herbst, H. Bellemann, P. Bizenberger,P. Franke, C. Storz.

PACS für FIRSTDietrich Lemke, S. Eckardt, U. Grözinger, U. Klaas, H.Krause, unter Federführung des MPI für extraterrestri-sche Physik, Garching, in Zusammenarbeit mit: DLR, Berlin.

ISO-DatenzentrumDietrich Lemke, ISOPHOT-PI, und die ISO-Gruppe desMPIA: P. Ábrahám, J. de Mooij, S. Eckhardt, U. Grö-zinger, M. Haas, P. Heraudeau, U. Herbstmeier, S. Hot-

zel, U. Klaas, T. Kranz, M. Kunkel, T. Müller, M. Rado-vich, A. Rushworth, L. Schmidtobreick, M. Stickel, C.Surace, L.V. Toth.

Beobachtungen

AsteroidenThomas G. Müller, Ulrich Klaas in Zusammenarbeit mit:Astronomisches Observatorium Uppsala,ISO Science Operations Center und ISO Datenzentrum,Villafranca, Five College Radio Astronomy Observatory,Amherst, USA,Institut für Planetenerkundung des DLR, Berlin.

SonnenwindChristoph Leinert in Zusammenarbeit mit:Center for Astropysics and Space Sciences, University of San Diego, USA.

Helligkeitsfluktuationen im ZodiakallichtChristoph Leinert, U.Herbstmeier, P. Ábrahám, D. Lem-ke, C. Surace, M. Kunkel, in Zusammenarbeit mit: Konkoly-Observatorium Budapest, Universitätssternwarte Helsinki,ISO Science Operations Center, Villafranca.

Jets von jungen Sternen Reinhard Mundt in Zusammenarbeit mit: Thüringer Landessternwarte, Tautenburg.

DoppelsterneMonika Petr, Ch. Leinert, S.V.W. Beckwith, J. Woitas, inZusammenarbeit mit: Observatoire de Paris-Meudon, Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Florenz, MPI für Radioastronomie, Bonn, Astrophysikalisches Institut Potsdam.

Zirkumstellare Scheiben Peter Ábrahám, Ch. Leinert, U. Klaas, D. Lemke, I.Heinrichsen, in Zusammenarbeit mit: Konkoly Observatorium, Ungarn, Universitäts-Sternwarte, Jena, Thüringer Landessternwarte, Tautenburg.

CADISKlaus Meisenheimer, H.-J. Röser, H. Hippelein, S.V.W.Beckwith, J. Fried, R. Fockenbrock, C. Leinert, E. Thom-mes, Ch. Wolf.

Junge Galaxien und EROsSteve V.W. Beckwith, D.Thompson in Zusammenarbeitmit: CAISMI-CNR, Florenz, California Institute of Technology, Pasadena, Goddard Space Flieght Center, Greenbelt, USA.

84 Personal

Quasare Joseph Fried

ISO Serendipity SurveyManfred Stickel, S. Bogun, D. Lemke, U. Klaas, L.V.Toth, U. Herbstmeier in Zusammenarbeit mit: ISO Science Operations Center, Madrid, Univ. Budapest, Ungarn, Astrophysikalisches Institut Potsdam, California Institute of Technology, Pasadena, Imperial College, London.

Theoretische Arbeiten:

Photoevaporation protostellarer ScheibenOlaf Kessel in Zusammenarbeit mit: Astronomisches Institut der Universität Würzburg.

Ionisierende Strahlung in »Smooth Particle Hydro-dynamics« Olaf Kessel, A. Burkert.

Thermische Instabilitäten in GaswolkenAndreas Burkert in Zusammenarbeit mit:Lick Observatory, Santa Cruz, USA.

Entstehung von DoppelsternenMatthew R. Bate in Zusammenarbeit mit: Institute of Astronomy Cambridge, UKMPI für Radioastronomie, Bonn.

Eta CarinaeM.-M. Mac Low in Zusammenarbeit mit:MPI für Astrophysik, GarchingAstronomisches Institut - UNAM, Mexico City.

Entwicklung von ZwerggalaxienAndreas Burkert, Mordecai-Marc Mac Low, Olaf Kles-sen in Zusammenarbeit mit:MPI für Astrophysik, Garching,Institut für Astrophysik der Universität Heidelberg,Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Florenz,Universität Tokio, Japan.

Dynamik von SpiralgalaxienPanos Patsis in Zusammenarbeit mit:ESO, Chile, Universität Athen.

Entstehung von elliptischen und S0-GalaxienThorsten Naab, Andreas Burkert.

Dichteprofile in Zentren von GalaxienAndreas Burkert in Zusammenarbeit mit:Shiga University, Kyoto University, Japan.

Entstehung und thermische Instabilität klumpigerGaswolkenAndreas Burkert in Zusammenarbeit mit:Lick Observatory, Santa Cruz, USA.

Personal 85

Calar-Alto-Observatorium Carl Zeiss, Jena und Oberkochen

ALFA AOA Inc., Cambridge, Mass, USABerliner Institut für Optik, BerlinCambridge Innovations, Farmingham, Mass, USAMicrogate S.r.l., Bozen, Italien,MIT/Lincoln Laboratory, Lexington, Mass, USAUniv. of Massachusetts, Amherst, Mass., USA

Wide Field ImagerFaulhaber MotorenFisba Optik, St. Gallen,Linos Photonics, Göttingen,Omega, Vermont, USA,Schott, Mainz,Stegmann

MIDICherent, DieburgCME CompuMess Elektronik, UnterschleißheimCREASO, GilchingCryophysics, DarmstadtDell Computer, LangenEBV-Elektronik, MünchenEdwards Hochvakuum, Marburgesd electronic system design, Hannover Halfmann Teleskoptechnik, Neusäß-VoglsangHaSoTec, RostockInfrared Optical Products, USAJenaer Meßtechnik, Jena Kniel System Elektronik, KarlsruheLaservision, ForchheimLeybold Vakuum, KölnLOT-Oriel, DarmstadtMesser-Griesheim, DarmstadtNESLAB Instruments, FrankfurtOWIS, StaufenPfeiffer Vakuum, WiesbadenPolatec, WaldbronnRaytheon, USASun Microsystems, GrasbronnVAT Vakuumventile, SchweizVSYSTEMS Electronic, München

Omega CassBarr, Westford, Mass., USACarl Zeiss, Jena Infrared Laboratories, Tucson, AZ, USA

ConicaBarr, Westford, Mass., USACarl Zeiss, JenaJanos, Townshend, Vermont, USALinos Photonics, GöttingenLeybold, HanauMöller, WedelOmega, Vermont, USAPörschke, HöchstPräzisionsoptik, GeraQueensgate, Barkshire, GBRichardson Grating, Rochester, USAVitron, Jena

Kamera MAXBoeing, Kalifornien, USAGatir, Florida, USAInfrared Laboratories, Tucson, AZ, USAJanos, Townshend, Vermont, USAKevin Hanna, Florida, USA

PACS ANTEC, Kelkheim IMEC, Leuven

CCD-Technik Dataman, Pliezhausen EEV Ltd., GBHaefele, Schriesheim. Heraeus, HanauLockheed Martin Fairchild Syst., USANew Focus, Santa Clara, USAPhilips, Eindhoven, NiederlandeRoth, Karlsruhe SITe Corp., Beaverton, Oregon, USASteward Observatory, Tucson, Arizona, USATafelmeier, Rosenheim

RechnerausstattungAKRO, UNterschleißheimAdditive, FriedrichsdorfCreaso, GilchingDraco, HamburgEdo, HockenheimPROUT, DarmstadtProMedia, OftersheimSeicom, IsmaningSun, LangenTranstec, Tübingen

WerkstättenAdam + Hecker, WieslochAlmet-AMB, Mannheim

86

Zusammenarbeit mit Firmen

Amphenol-Tuchel Electronics, HeilbronnAPE Elektronik, KuppenheimAVNET EMG, BraunschweigBest Power Technology, ErlangenBinder Magnete, Villingen-SchwenningenBörsig, NeckarsulmBubenzer Bremsen, Kirchen-WehrbachBürklin, MünchenCadillac-Plastic, ViernheimCarl Roth, KarlsruheCherry Mikroschalter, AuerbachCom Pro, StuttgartCompumess Electronik, UnterschleissheimConrad Electronic, HirschauCTS Microelectronics, Chicago, Ill., USACTS Microelectronics, West Lafayette, Ind., USADalektron, DreieichDannewitz, LinsengerichtDürkes & Obermayer, HeidelbergDyna Systems NCH, Mörfelden-WalldorfEBJ, LadenburgEBV-Electronik, LeonbergEC Motion, Mönchengladbach Edsyn Europa, KreuzwertheimEldon, BüttelbornElna Transformatoren, Sandhausenelspec, GeretsriedELV Electronik, LeerERNI, Adelbergeurodis Enatechnik, QuickbornEuromicron, MittenaarEWF, EppingenFarnell Electronic Components, DeisenhofenFarnell Electronic Services, MöglingenFCT Electronic, MünchenFischer Elektronik, LüdenscheidFritz Faulhaber, SchönaichFuture Electronics Deutschland, UnterföhringGould Nicolet Meßtechnik, DietzenbachHartmann + Braun, AlzenauHelukabel, HemmingenHerz, Leister Geräte, NeuwiedHewlett-Packard Direkt, BöblingenHolz Electronik, KirchheimHommel-Hercules Werkzeughandel, ViernheimHorst Göbel, LudwigshafenHorst Pfau, MannheimHOT Electronic, TaufkirchenHTF Elektro, MannheimHuber + Suhner, TaufkirchenIBF Mikroelektronik, OldenburgInkos, Reute/BreisgauiSystem, DachauJacobi Eloxal, AltlussheimJarmyn, LimburgKniel, Karlsruhe

Knürr, MünchenLambda Electronics, AchernLemo Electronik, MünchenLPKF CAD/CAM Systeme, GarbsenMacrotron, MünchenMatsuo Electronics Europe, EschbornMatsushita Automation, HolzkirchenMaxim Ges. f. elektronische integrierte Bausteine,PlaneggMenges electronic, DortmundMetrofunkkabel-Union, BerlinMSC Vertriebs-GmbH, StutenseeMTI, Baden-BadenNanotec, FinsingNickel Schalt- und Meßgeräte, Villingen-SchwenningenNiebuhr Optoelectronik, HamburgNies Electronic, FrankfurtNova Electronik, PulheimOtto Faber, Mannheimpbe Electronic, ElmshornPhytec Meßtechnik, MainzPlastipol, RunkelPSI Tronix, Tulare, Cal., USAPüschel Electronik, MannheimR.E.D. Reg. Electronic Distrib., Rodgau-JügesheimRadiall, RödermarkRau-Meßtechnik, KelkheimReinhold Halbeck, OffenhausenRetronic, RonneburgRiekert & Sprenger, WertheimRittal-Werk, HerbornRoland Häfele, SchriesheimRS Components, Mörfelden-WalldorfRufenach Vertriebs-GmbH, HeidelbergRutronik, IspringenSasco, PutzbrunnScantec, PlaneggSchaffner Elektronik, KarlsruheSchuricht, Fellbach-SchmidenSCT Servo Control Technology, TaunussteinSE Spezial-Electronic, BückeburgSiemens IC-Center, MannheimSpindler & Hoyer, GöttingenSpoerle Electronic, DreieichSynatron, HallbergmoosTMS Test- und Meßsysteme, Herxheim/HaynaTower Electronic Components, SchriesheimTreNew Electronic, PforzheimTS-Optoelectronic, MünchenTWK-Elektronik, KarlsruheVacuumschmelze, HanauVero Electronics, BremenW. & W. Schenk, MaulbronnWikotec, BramscheWilhelm Gassert, SchriesheimWS CAD Electronik, Berk Kirchen

Zusammenarbeit mit Firmen 87

KursvorlesungenCh. Leinert und D. Lemke: Einführung in die Astronomie

und Astrophysik II. Appenzeller: Instrumente und Beobachtungsmethoden A. Burkert und R. Wehrse (ARI): Strukturbildung und

Galaxienentwicklung im jungen UniversumCh. Leinert und D. Lemke: Einführung in die Astronomie

und Astrophysik III. Appenzeller: Physik des PlanetensystemsR. Mundt: Suche nach extrasolaren Planeten

Seminare und KolloquienR. Mundt, H.P. Gail (Univ. Heidelberg), H. Schwan

(ARI), W.M. Tscharnuter (Univ. Heidelberg): Semi-nar: Einführung in die Astronomie und Astrophysik III

K. Meisenheimer und H.J. Röser: Seminar: Messungender Struktur des Universums

I. Appenzeller, B. Baschek (Univ.Heidelberg), R. Wehrse(ARI), B. Wolf (Landessternwarte): Seminar: Nicht-sphärische und variable Winde leuchtkräftiger undvariabler Sterne

K. Meisenheimer, H.J. Röser: Seminar: Reduktion undAnalyse optischer Beobachtungsdaten in der Astro-nomie

88

LehrveranstaltungenWintersemester 97/98 und Sommersemester 98

S. Beckwith hielt Vorträge über Junge Sterne undPlanetensysteme in Aspen, USA (Januar), im Einstein-Forum in Potsdam (Mai), bei der Siemens-Stiftung(Juli), und einen Vortrag über Strukturbildung imUniversum auf dem Symposium der Max-Planck-Gesellschaft in Berlin (Dezember).

H. Elsässer hielt am 13. November im PlanetariumMannheim einenVortrag zum Thema:»Gefahren ausdem Weltall?«

D. Lemke hielt je einen Vortrag über die ISO-Missionund ihre Ergebnisse auf der Jahrestagung des Math.-

Nat. Unterrichts in Heidelberg (September) und inNordenham (Oktober).

A.M. Quetz hatte am 12. August einen Live-Auftritt beiSat 1 zum Thema Perseiden.

J. Staude hielt über die Entstehung von Sternen undPlanetensystemen anlässlich der Jahrestagung derMax-Planck-Gesellschaft (Juni) vier Schulvorträge inWeimar und Umgebung, und einen Vortrag in derStarkenburg-Sternwarte, Heppenheim (August).

Öffentliche Vorträge

Das Calar-Alto-Kolloquium, mit über 20 Kurzvorträgen,fand am 16. und 17. März auf dem Königstuhl statt.

Vorträge an Forschungseinrichtungen im In- undAusland und auf internationalen Tagungen:

Solid Interstellar Matter – The ISO Revolution, LesHouches, Januar: P. Ábrahám

Meeting of the AAS, Washington, Januar: A. BurkertThe Magellanic Clouds and Other Dwarf Galaxies,

Graduiertenkolleg Bonn, Januar: M. Haas, M.-M. MacLow

ISO Detector Workshop, ESA Villafranca, Januar: D.Lemke

Conference on Interstellar Turbulence, Puebla, Mexico,Januar: M.-M. Mac Low

Worshop on Gas Flows in Barred Galaxies,Herdfordshire, G,B., Januar: P.A. Patsis

Conference on »Universal Star Formation«, Aspen,Colorado, Januar: S. Beckwith

Conference on »Instrumentation for Large OpticalTelescopes«, Keck Observatory (Hawaii,USA),Februar: S. Beckwith

Conference on Neural Networks, Brisbane, Australia,Februar: C.A.L. Bailer-Jones

Kolloquium der Universitäts-Sternwarte Göttingen,Februar: H.-J. Röser

SPIE Conference on »Astronomical Instrumentation«,Kona, Hawaii, März: T. Herbst, U. Klaas, D. Lemke,R. Lenzen, M. Stickel

SPIE Conference on »Astronomical Interferometry«,Kona, Hawaii, März: U. Graser, Ch. Leinert, I. Porro

Conference on »Dwarf Galaxies«, Les Arcs, Frankreich,März: A. Burkert

Colloquium »Observing the First Galaxies: The CADISSurvey«, Baltimore, USA, April: S. Beckwith

Colloquium »Observing Primeval Galaxies«, MIT,Cambridge (Mass.), April: S. Beckwith

Seminar »Infrared Searches for Primeval Galaxies«,Harvard, Cambridge (Mass.), April: S. Beckwith

Colloquium »Circumstellar Disks and Extrasolar PlanetFormation«, Harvard, Cambridge (Mass.), April: S.Beckwith

EGS XXIII General Assembly, Nice, April: P. Ábrahám,Th. Müller

UK National Astronomy Meeting St. Andrews, UK,April: C. Bailer-Jones

Conference on »Very Low Mass Stars and Brown Dwarfsin Stellar Clusters«, La Palma, Mai: C. Bailer-Jones,Ch. Leinert, R. Mundt

Conference on Variable and Non-Spherical Winds inLuminous Hot Stars, Heidelberg, Mai: M.-M. MacLow

IAP Colloquium »Widefield Surveys in Cosmology«,Paris, Mai: Ch. Wolf

Conference on Star Formation, Heraclion, Creta, Juni: S.Beckwith

Conference on »Science with the NGST«, Liège,Belgien, Juni: S. Beckwith, T. Herbst

Physikalisches Kolloquium, Jena, Juni: K. MeisenheimerConference on »Protostars and Planets«, Santa Barbara,

Calif., Juli: A. BurkertWorkshop on Space Cryogenics, ESA, Noordwiyk, Juli:

D. LemkeSummer School du ESO/OHP, Obs. de Haute-Provence,

Juli: H.-J. RöserConference on »New Perspectives on the Interstellar

Medium«, Pentincton, Canada, August: M.-M. MacLow

ESO/OSA Meeting on Astronomy with Adaptive Optics,Sonthofen, September: M. Kasper

AG-Tagung Heidelberg, September: Ábrahám, Lemke,Haas, Héraudeau, Herbst, Hotzel, Klaas, K. Meisen-heimer, Müller, I. Porro, Tóth, Woitas,

Conference on »Galaxy Evolution«, Paris, September: S.Phleps

Conference »The Universe as seen by ISO«, Paris,Oktober: D. Lemke

Optical/Infrared Interferometry Workshop, Flagstaff,Arizona, Oktober: Rohloff

ESFON Meeting, Heidelberg, Oktober: A. Burkert,Woitas

GAIA Science Workshop, ESTEC, Leiden, November:C. Bailer-Jones

Washington Area Astronomy Meeting, Laurel, MD,USA, November: S. Beckwith

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Tagungen

K. Birkle und R, Mundt waren Mitglieder des Calar-Alto-Programmausschusses.

A. Burkert war Chairman des European Network for Starand Planet Formation

A. Burkert war Vertreter der Mitarbeiter des MPIA undMitglied der Sektion der MPG

H. Elsässer wurde zum Obmann der Sektion Astronomie/Astrophysik und in den Senat der Deutschen Akademieder Naturforscher Leopoldina gewählt.

U. Klaas vertrat das MPIA bei den ISO Post OperationalMeetings zum Datenarchiv

Ch. Leinert war Mitglied im Interferometric SccienceAdvisory Committee (ESO) und im OrganizingCommittee of the IAU Commission 21 (Light of theNight Sky), Executive Committee of Division III(Planetary System Sciences)

D. Lemke war als Principal Investigator Mitglied des ISOScience Teams.

D. Lemke war Mitglied im Gutachterausschuss Verbund-forschung des BMBF.

M.-M. Mac Low war Mitglied des »Space TelescopeTime Allocation Committee, Subcommittee Hot Stars«.

R. Mundt war Mitglied der Beratungskommission »überdie zukünftige Nutzung des Calar Alto«

R. Mundt war Mitglied der Habilitationskommission derFakultät für Physik und Astronomie

I. Porro arbeitete bei JOTA mit.

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Mitarbeit in Gremien

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94 Veröffentlichungen

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Doktorarbeiten

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Veröffentlichungen 95

Max-Planck-Institut für AstronomieHeidelberg-Königstuhl

Jahresbericht 1998

Lageplan

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