Max-Planck-Institut für Astronomie - Jahresbericht 2007

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68 III. Ausgewählte Forschungsgebiete MPIA vorgestellt werden: der HI Nearby Galaxy Survey und ein in der Entwicklung befindliches ergänzendes Pro gramm zur erweiterten und genaueren Kartierung der molekularen Linienemission der selben Stichprobe. Die th i n G SDurchmusterung Die th i n g SDurchmusterung (The HI Nearby Galaxy Survey) des MPIA nutzte das Very Large Array, um die Verteilung des atomaren Wasserstoffs in 34 nahen Galaxien zu kartieren. Die 2003 begonnene th i n g SStudie, deren Datenerfassung und auswertung 2006 abgeschlossen wurde, ist eines der größten jemals vom Very Large Array in Angriff genommenen Programme. th i n g S kartierte die Emission des atomaren Wasserstoffs (HI) bei 21 cm Wellenlänge und erzielte präzise, hochauflösende Messungen der Massenverteilung des HI in jeder einzelnen Galaxie. Mit einer Winkelauflösung von 7 Bogensekunden (typischerweise 200 bis 300 Parsec) sind die Daten hervorragend für den Vergleich mit den Bildern von ga l e x im UV und vom Weltraumteleskop Sp i t z e r im mittleren und fernen Infrarot geeiget. Da in der th i n g S wie in der Si n g SDurchmusterung dieselben Galaxien untersucht wurden, ist diese Art von Vergleich die Hauptstütze der daraus resultierenden Forschung, die sich auf die Kombination von Daten aus zahlreichen verschiedenen Wellenlängen konzentriert, um ein vollständigeres Bilde der Sterne, des Gases und des Staubs zu erhalten, als es bisher möglich war. Die 21cmLinie enthält außerdem Geschwindigkeitsinformationen, und wo immer th i n g S atomares Gas entdeckt hat, wurde auch dessen Radialgeschwindigkeit mit einer Genauigkeit von 5 km/s gemessen. th i n g S erzielte daher – zusätzlich zu der Kartierung der Gasverteilung – auch Abbildungen der Geschwindigkeitsfelder des Gases. Dies ermöglicht eine Reihe von speziellen Studien – von der Suche nach Löchern und Schalen in der atomaren Gasverteilung bis zu detaillierten Untersuchungen der Verteilung Dunkler Materie über deren Gravitationswirkung. All diese Daten dienen jetzt als Grundlage für mehr als ein halbes Dutzend Dissertationen und die erste Forschungsphase umfasst mehr als ein Dutzend wissenschaftlicher Veröffentlichungen, die bereits eingereicht wurden oder kurz davor stehen. In den nachfolgenden Abschnitten werden einige der Fragen beschrieben, mit denen sich das th i n g STeam beschäftigt hat: • Wie verteilt sich die Dunkle Materie in jeder Galaxie? Aufgrund der von th i n g S gemessenen Gasbewegungen kann man die Verteilung der Masse in jeder Galaxie und nach dem Vergleich mit dem Sternenlicht und der Gasverteilung die Verteilung der Dunklen Materie ableiten. • Wo enden Galaxien? th i n g SKarten sind sehr empfindlich und sehr groß und ermöglichen die vollstän dige Kartierung des interstellaren Gases einer Galaxie. Dies lässt Rückschlüsse auf den Ursprung der galaktischen Strukturen und die Bedingungen in dem Raum zwischen den Galaxien, und insbesondere in Bezug auf das Strahlungsfeld zu. • Wie verteilen sich die Löcher und Schalen in dem ISM? Schon eine oberflächliche Betrachtung der th i n g S Karten zeigt eine Vielzahl solcher Strukturen und deren systematische Bestimmung ihrer Eigenschaften kann – beispielsweise durch den Vergleich mit der Verteilung in jungen Sternhaufen – Hinweise auf deren Ursprung geben. • Kommen die tiefsten Wasserstoffabsorptionslinien, die auf der Sichtlinie zu den Quasaren mit hoher Rotverschiebung entstehen, auch aus Galaxien wie die in unserer Umgebung? Durch die Simulation des Effekts mittels durch die th i n g SGalaxien gezogener zufälliger Sichtlinien besteht vielleicht die Möglichkeit, die Verteilung dieser so genannten »gedämpften Lyman AlphaSysteme« erklären zu können. Zusätzlich zu den vier später in diesem Kapitel im Detail beschriebenen, am MPIA durchgeführten Pro jek ten ste hen ein halbes Dutzend weiterer Projekte kurz vor dem Ab schluss. Doch selbst nach dieser umfassenden ersten wis sen schaftlichen Runde ist das Potenzial von th i n g S bei Weitem noch nicht ausgeschöpft. Die zweite Projektrunde steht kurz bevor. Ergänzende Molekülliniendaten werden gesammelt und die Stichprobe wird als Teil des Legacy Program des Weltraumteleskops he r S c h e l untersucht werden. Ein neuer Atlas des molekularen Gases unter Verwendung des 30mTeleskops ir a m Der von thi n g S untersuchte atomare Wasserstoff ist eine Hauptkomponente des ISM, stellt jedoch nicht das gesamte Gas dar. Insbesondere im Zentrum von Spiralgalaxien ist nicht atomares, sondern vielmehr molekulares Gas der Hauptbestandteil des ISM. Dies ist auch die Phase, die Beobachtungen zufolge am direktesten mit der Sternbildung verbunden ist. Aus diesem Grund muss jede Studie, deren Ziel darin besteht, zu verstehen, warum sich Sterne bilden, das molekulare Gas berücksichtigen. Unglücklicherweise hat das H 2 , aus dem die molekulare Phase hauptsächlich besteht, kein Dipolmoment, sodass es unter den Bedingungen, unter denen es in dem ISM vorliegt (kalte, dunkle Wolken), nicht ohne weiteres zu beobachten ist. Aus diesem Grund wird oftmals die Emission anderer Moleküle genutzt, um die Verteilung und Menge des molekularen Gases abzuleiten. CO ist das am häufigsten verwendete Indikatormolekül. Obwohl CO in relativ großen Mengen vorhanden und hell ist, ist seine Kartierung immer noch eine herausfordernde Aufgabe und das Fehlen umfassender und präziser Karten der
Abb. III.1.1: a) Die LBTAnsicht der unregelmäßigen Zwerg galaxie IC 2574. Dieses dreifarbige Bild zeigt das ultraviolette Licht in Blau, das blaue Licht in Grün und das visuelle Licht in Rot. Die ausgedehnte unregelmäßige Verteilung der Sternbildung ist offensichtlich. b) Die Verteilung des atomaren COEmission ist ein ernstes Problem (obwohl der bahnbrechende Bi m a Survey of Nearby Galaxies wichtige Fortschritte in dieser Richtung erzielt hat). Nach einem Pilotprojekt im Winter 2006 startete das MPIAFührungsteam 2007 ein umfangreiches Projekt unter Verwendung des 30mTeleskops ir a m, um das molekulare Gas in einem Teilbereich der th i n g S/Si n g S Stichprobe zu untersuchen. Dieses Projekt nutzt mehr als 300 Stunden Teleskopzeit, um die COLinienemission von 20 th i n g SGalaxien zu kartieren. Dabei wird das DetektorArray he r a verwendet, das aus neun Empfängern besteht. he r a erlaubt eine schnelle und einfache Kartierung der CO (2 → 1)Emission und ermöglicht so eine präzise Bestandsaufnahme über weite Bereiche bei einer hervorragenden Winkelauflösung von 11 Bogensekunden. Da das Array die Emission gleich III.1 Gas und Staub in nahen Galaxien 69 Wasserstoffs in IC 2574, gemessen mit dem VLA als Teil der th i n g SStudie. Hier sind viele Löcher und Schalen zu erkennen. Dennoch würde man aufgrund des Energieausstoßes der jungen Sterne auf der Grundlage der LBTDaten eine größere Anzahl dieser Strukturen erwarten. b a
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