V Menschen und Ereignisse - Max-Planck-Institut für Astronomie

Stoßwellen in der Gaskomponente, Rückkopplung von
Sternentstehung oder Supernovaexplosionen. Andererseits
erlauben sie auch dank der heute mit modernen
Millimeter-Interferometern erreichbaren hohen räumlichen
Auflösung direkte Tests der von den Modellen
gemachten Vorhersagen. Im Folgenden stellen wir einige
Beispiele vor, die ein Schlaglicht auf die in den letzten
Jahren erzielten Fortschritte werfen.
Sind Doppelbalken der Schlüssel zum Verständnis?
Der Fall NGC 4303
NGC 4303 (M 61) beherbergt einen großräumigen
Balken von etwa 3.1 kpc Länge, der innerhalb der auffälligen
Spiralarme liegt. Zusätzlich zu diesen großräumigen
Balken wurde im nahen Infrarotbereich ein zweiter,
innerer Balken von etwa 300 pc Länge entdeckt. Er ist
von einem etwa 0.5 kpc großen, den Kern umgebenden
Ring oder einer Spirale umschlossen, in dem ausbruchartig
vermehrte Sternentstehung stattfindet. UV-Bilder des
HST konnten mehrere kompakte Sternentstehungsgebiete
in diesem »Starburst«-Ring auflösen.
Die vorhergehende Untersuchung der Strömung
des molekularen Gases im Kern der Doppelbalken-
Galaxie NGC 4303 durch Schinnerer et al. bei hoher
Winkelauflösung (~ 2 Bogensekunden) ermöglichte es,
die vorhergesagten Gasströmungen in diesem Galaxientyp
zu überprüfen. Die nachgewiesene Strahlung zeichnet
zwei geradlinige Bänder nach, in denen starke Einström-
bewegungen von bis zu 90 km/s beobachtet werden, ähnlich
wie jene, die von Modellen für Galaxien mit starken
großräumigen Einzelbalken vorhergesagt werden. Im
inneren Kiloparsec-Bereich beginnen die Gasbänder
sich zu einer Spiralstruktur zu winden, die im südlichen
Spiralarm verzerrt ist. Detaillierte Vergleiche zwischen
den hochaufgelösten Modellen der Gasströmung
in Einzel- und Doppelbalkengalaxien und der CO-
Strahlung aus dem inneren Kiloparsec-Bereich von
NGC 4303 zeigen, dass die beobachtete Spiralstruktur
durch einen Einzelbalken ausreichend gut erklärt werden
kann (siehe Abb. III.4.3). Die Spiralstruktur ist jedoch
auch mit einem Doppelbalkenmodell vereinbar, passt
man dieses an das große Balkenlängenverhältnis (~15)
an. Da sich der Großteil des molekularen Gases in den
Gasbändern befindet und nicht in einem Kernring, dessen
Bildung man sowohl im Einzelbalken- als auch im
Doppelbalkenszenario erwartet, scheint es gut möglich,
dass das um den Kern befindliche molekulare Gas wahrscheinlich
erst gerade dabei ist, sich in der typischen
ringförmigen Konfiguration niederzulassen.
Die Untersuchung von NGC 4303 hat gezeigt, dass
die gesamte Gasströmung in einer Doppelbalkengalaxie
mit derzeitigen dynamischen Modellen bereits erklärt
werden kann – wenn auch nicht eindeutig. Die beobachtete
Asymmetrie in der Gasverteilung der Galaxie ist
jedoch nicht so einfach durch derzeit verfügbare Modelle
III.4 Brennstoff für die zentrale Kiloparsec-Region oder: Wie aktiviert man Galaxiezentren? 71
Abb. III.4.3. Vergleich der Modellvorhersagen für die Gasverteilung
in einer Galaxie mit einem Einzelbalken (links, mit
freundlicher Genehmigung von P. Englmaier) mit der beobachteten
Verteilung des molekularen Gases in der Doppelbalkenspiralgalaxie
NGC 4303 (rechts). Die Ähnlichkeit zwischen
dem Modell und der beobachteten Verteilung der Strahlung in
der 12 CO (1–0)-Linie ist frappierend und deutet darauf hin,
dass die Kinematik des Gases selbst nahe am Zentrum von
dem großräumigen Balken beherrscht wird. Der zweite, innere
Balken in NGC 4303 ist klein im Vergleich zum äußeren
Balken und passt ausgezeichnet in die Kernspiralarme. Bei der
in unseren Daten erzielten Auflösung von 2 Bogensekunden ist
kein deutlicher Effekt des Kernbalkens auf die Kinematik des
Kerngases erkennbar.
erklärbar, und der Einfluss von Sternentstehung auf das
molekulare Gas in der zentralen Kiloparsec-Region erfordert
weitere Untersuchungen. Auf jeden Fall sind Beob-
achtungen weiterer Quellen unbedingt erforderlich, um
festzustellen, ob NGC 4303 wirklich typisch für alle
Doppelbalkengalaxien ist.
Speisung des Sternhaufens im Kern der späten
Spiralgalaxien IC 342 und NGC 6946?
Es ist sehr wichtig, den Einspeisungsmechanismus
von Sternhaufen im unmittelbaren Zentrum von Spiralgalaxien
zu verstehen. Spiralgalaxien späten Typs sind ide-