Max-Planck-Institut für Astronomie - Jahresbericht 2007

folgt. Bei den Zwerggalaxien ist diese radiale Abnahme
der Sternentstehungsrate eindeutig nicht vorhanden.
In Abb. II.8.7 sind diese Messwerte für die Spiralgalaxien
nun so aufgetragen, dass sich der Verlauf der SFR
in Abhängigkeit von HI, H 2 sowie der gesamten Gasdichte
HI + H 2 direkt vergleichen lässt. Zusätzlich geht eine weitere
Größe, die sogenannte Sternentstehungseffizienz (SFE),
in das Diagramm ein. Sie ist definiert als das Verhältnis
der Dichte der Sternentstehungsrate zur Gasdichte und
gibt an, in welcher Zeitspanne das interstellare Gas bei
der derzeitigen Sternentstehungsrate verbraucht ist. Die
diagonal verlaufenden, gepunkteten Geraden entsprechen
von unten nach oben Verbrauchszeiten von 10 10 ,
10 9 und 10 8 Jahren.
Das unterschiedliche Verhalten des HI- und H 2 -Gases
ist offensichtlich. Während die Sternentstehungsrate
(SFR) ziemlich genau linear (N 1.02 0.12) mit der
Dichte des molekularen Wasserstoffs (H 2 ) steigt, bleibt
die HI-Dichte innerhalb der Galaxien nahezu konstant.
Interessanterweise knickt die Verteilung bei hohen
Sternentstehungsraten sogar um. Bildet man die Summe
HI H 2 , so ergeben sich sehr unterschiedliche Potenzgesetze
mit Exponenten 1 N 2.9. Oft lässt sich
die Verteilung innerhalb einer Galaxie gar nicht mit
ei nem einzigen Potenzgesetz beschreiben. Da dieses
Ver halten sich von Galaxie zu Galaxie signifikant unterscheidet,
muss man davon ausgehen, dass kein universeller
Zusammenhang der SFR mit der gesamten
Gasdichte (HI H 2 ) besteht, wohl aber mit der H 2 -
Dich te.
Auch die Sternentstehungseffizienz zeigt kein einheitliches
Verhalten. In den Zwerggalaxien ist sie nahezu
konstant, während sie in Spiralgalaxien mit wachsendem
Abstand vom Zentrum sinkt. In den Außenbereichen der
Spiralgalaxien erreicht sie dann die für Zwerggalaxien
typischen Werte.
Abb. II.8.7 lässt ein interessantes Verhalten des HI-
Gases erkennen: Die Dichte überschreitet in keinem Fall
einen Wert von etwa 10 Sonnenmassen pro Qua drat parsec.
Das gilt sowohl für große Spiralgalaxien als auch
für Zwerggalaxien. Dieser Sättigungseffekt, der beim
mo lekularen Wasserstoff nicht auftritt, ist etwas über raschend,
denn von einigen Galaxien wurde vermutet, dass
in ihnen die Umwandlung von atomarem in mole ku la ren
Wasserstoff nicht begünstigt wird. Hier sollten hö he re
Sättigungswerte erreicht werden. Das betrifft zum Beispiel
Zwerggalaxien mit geringer Metallizität, in denen
deshalb weniger Staub vorhanden ist. (Die Re ak tion von
zwei Wasserstoffatomen zu H 2 findet auf der Ober flä che
von Staubkörnchen statt.)
II.8. Einzigartige Galaxienportraits mit tH i N g s 65
In Abb. II.8.8 sind die Werte aller Spiralgalaxien zusammengetragen.
Sehr klar tritt hier die Sättigungsgrenze
zu Tage (links unten), die mittlere Verbrauchsdauer
der Gasreservoirs beträgt zwei Milliarden Jahre (rechts
oben).
Die neuen Beobachtungsdaten aus tH i N g s belegen somit
eindeutig, dass die Sternentstehung direkt mit der
Dichte des molekularen Wasserstoffs verknüpft ist. Der
Übergang von atomarem zu molekularem Wasserstoff
und die sich daran anschließende Sternentstehung ist
keine reine Funktion der gesamten Gasdichte. Ganz offenbar
bestimmen andere physikalische Einflüsse das
Verhältnis von HI zu H 2 .
Im Großen und Ganzen bestätigen die Daten die klassische
Idee, wonach Sterne entstehen, wenn sich eine
Molekülwolke unter dem Einfluss der Eigengravitation
zusammenzieht. Ein einfaches Modell legt nahe, dass
Sternentstehung dann nur oberhalb einer bestimmten
Gas dichte einsetzt. In diesem Fall erwartet man eine linea
re Korrelation der Sternentstehungsrate mit der H 2 -
Dich te, also einen Exponenten N 1, wie es die neue
tH i N g s-Studie nahelegt.
Dieses Ergebnis hat erhebliche Auswirkungen auf
die Theorie der Entwicklung von Galaxien. Für den Expo
nen ten N wird nämlich heute im Allgemeinen in den
Modellen ein Wert von 1.4, also ein nichtlineares Verhalten,
angenommen. Allerdings wurde dieser aus Mitte
lungen über ganze Galaxien bestimmt. Mit tH i N g s
konn ten nun zum ersten Mal Exponenten auf einer räumlichen
Skala von weniger als 3200 Lichtjahren bestimmt
werden. Und hier fand sich N 1. Dies ist ein wichtiger
Hinweis für die Theoretiker, die zukünftig in hochaufgelösten
Evolutionsmodellen von diesem linearen Verhalten
ausgehen müssen, was einen erheblichen Unterschied zu
ihren derzeitigen Modellen macht.
Fabian Walter, Frank Bigiel, Adam Leroy
In Zusammenarbeit mit:
University of Hertfordshire, Hatfield (UK),
University of Cape Town, Rondebosch (Südafrika),
University of Cambridge, Cambridge (UK),
Bucknell University, Lewisburg (USA),
Mount Stromlo Observatory, Weston ACT (Australien),
Observatories of the Carnegie Institution of
Washington, Pasadena USA),
Ruhr-Universität Bochum