Max-Planck-Institut für Astronomie - Jahresbericht 2007

72 III. Ausgewählte Forschungsgebiete
Haupteigenschaften dar, die von jeder Theorie über großräumige
Sternbildung erklärt werden müssen.
Frühere Studien, in deren Rahmen Gas mit der
Sternbildung verglichen wurde, zeigten eine erstaunliche
Korrelation zwischen der Gasdichte und der
Sternbildung pro Flächeneinheit im großen Maßstab.
Diese Studien haben entweder Durchschnittswerte aus
gesamten Galaxienscheiben gebildet oder sehr große
Bereiche berücksichtigt und Durchschnittswerte aus
Daten gebildet, um ein Radialprofil der Galaxie erstellen.
Ein zentrales Ziel der Si n g S- und Th i n g S-Studien
bestand daher darin, diese Messung auf kleinere Skalen
auszudehnen, die eher der Skala entsprachen, auf der
sich Molekülwolken bilden, aus denen Sterne hervorgehen.
MPIA-Wissenschaftler kombinierten Daten aus der
ga l e x-Durchmusterung, Th i n g S, Si n g S und der ir a m-
Studie, um eine der ersten einheitlichen Messungen dieser
Beziehung unterhalb der Kiloparsec-Skala durchzuführen.
Sie schätzten die Rate der jüngsten Sternbildung
durch die Kombination von UV- und Infrarotlicht, um so
direkt sichtbare wie auch durch Staub verdeckte Sterne
zu zählen.
Die Wissenschaftler fanden heraus, dass die Menge an
molekularem Gas in einem vorgegebenen Teil der Galaxie
alleine ein sehr guter Indikator für Sternbildung ist (Abb.
II.8.8): Die Plots zeigen, wie die Sternbildungsrate entlang
einer Sichtlinie durch eine Galaxie (y-Achse) von
der Menge des atomaren Gases (x-Achse im linken oberen
Plot) und des molekularen Gases (x-Achse im rechten
oberen Plot) entlang derselben Sichtlinie abhängt.
Die Sternbildung wird aus FUV-Daten der ga l e x NGS-
Studie und 24-µm-Daten aus der Si n g S-Studie abgeleitet.
Das atomare Gas wird anhand der Th i n g S-Karten bestimmt,
während das molekulare Gas auf der Grundlage
der ir a m 30 m CO-Karten geschätzt wird. Das rechte
Bild zeigt, dass H 2 und die Sternbildung nahezu einer
1-zu-1-Relation unterliegen, während das linke Bild
die HI-Menge entlang der Sichtlinie zeigt, von der die
Sternbildungsrate nur wenig abhängt.
Darüber hinaus fanden sie nur wenige Abweichungen
in der Anzahl der Sterne, die sich aus jedem Teilabschnitt
des molekularen Gases bilden. Obwohl bekannt ist, dass
molekulares Gas unter extremem Druck – wie er in den
Starburst-Galaxien vorliegt – Sterne sehr effizient bildet,
waren die hier untersuchten Galaxien in den meisten
Fällen normale Spiralgalaxien, die Sterne nur mit moderater
Geschwindigkeit bilden. Die Forscher hatten daher
angenommen, dass die offensichtliche Einheitlichkeit
der Anzahl der gebildeten Sterne pro Einheit des molekularen
Gases darauf hinweist, dass in Spiralgalaxien
die Sternbildung in Molekülwolken stattfindet, die weitestgehend
überall gleich aussehen und sich möglicherweise
nicht sehr von den in unserer eigenen Milchstraße
vorkommenden Wolken unterscheiden.
Das Team zog bei der Betrachtung des atomaren Gases
völlig andere Schlussfolgerungen. Das Verhältnis
zwi schen dem atomaren und dem molekularen Gas sowie
die Sternbildungsrate pro Flächeneinheit des atomaren
Gases variieren erheblich innerhalb und zwischen
ver schiedenen Galaxien. Je nach Standort kann dieselbe
Men ge atomaren Gases entweder starke oder fast keine
Sternbildungen beinhalten. Das Team folgerte aus diesen
Ergebnissen, dass, obwohl die Entstehung von Sternen
aus Molekülwolken ein relativ einheitlicher Prozess
ist, die Bildung dieser Wolken stark von den Umge
bungsbedingungen der Galaxie abhängt. Sie betonten,
dass die Rolle alter Sterne in diesem Prozess darin besteht,
das Gas durch ihre Graviationswirkung zu komprimieren,
sodass das Gas in der Nähe tiefer durch die
Sterne verursachter Potenzialsenken dichter ist als in den
Randbereichen der Galaxien.
Staub und Gas in der extremen Umgebung von
Zwerggalaxien
Wir haben bereits am Rande erwähnt, dass nahe Galaxien
eine Vielzahl verschiedener Umgebungen beinhalten,
die die Entstehung von Sternen und der Wolken, aus denen
diese hervorgehen, unterstützen oder beeinträchtigen
können. Wir haben auch das häufig angeführte Argument
erwähnt, dass insbesondere Zwerggalaxien Bedingungen
aufweisen, die den Zuständen im frühen Universum entsprechen:
geringe Vorkommen schwerer Elemente, intensive
Strahlungsfelder, große Mengen atomarer Gase, aber
relativ wenig Staub. Der letzte Punkt ist besonders wichtig
für die Sternbildung, da der Staub hilft, Molekülwolken
abzuschirmen und als Ort der meisten molekularen
Wasserstoffbildung dient. Diese Behauptungen wurden
oft aufgestellt, doch die Messung der physikalischen
Bedingungen in nahen Zwerggalaxien ist ebenso schwierig
wie für das Verständnis der Sternbildung in extremen
Umgebungen wichtig.
MPIA-Forscher kombinierten die Thi n g S- und
Si n g S-Studien genau zu diesem Zweck. Sie nutzten die
Infrarot-Emission, um die Eigenschaften des Staubs
in den unregelmäßigen Zwerggalaxien der nahegelegenen
M 81-Gruppe zu messen. Sie fanden heraus,
dass die Staubmenge noch geringer war als die reichhaltigen
Mengen an schweren Eementen vermuten ließen,
und entdecken Anzeichen dafür, dass intensive
Strahlungsfelder den Staub auf höhere Temperaturen
erhitzen als üblicherweise in Spiralgalaxien gemessen.
Das Team stellte außerdem fest, dass die thermische
Emission kleiner Staubkörner über das Kontinuum im
mittleren Infrarot und die PAH-Emissionseigenschaften
auch zwischen Zwerggalaxien mit ansonsten vergleichbaren
Eigenschaften erheblich variieren. Obwohl diese
kleinen Körner hinsichtlich ihrer Masse nur einen kleinen
Bestandteil der Galaxien darstellen, sind sie für einen
großen Teil der lichtabsorbierenden Oberfläche der
Staubteilchen verantwortlich und ihre Anwesenheit oder
Abwesenheit kann die Wärmebilanz des ISM daher erheblich
beeinflussen.