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

Abb. III.4.6: Das Very Large Array (VLA) besteht aus 27
Antennen mit je 25 m Durchmesser. Es befindet sich in New
Mexico, USA und wird vom National Radio Astronomy
Observatory (NRAO) betrieben. Es überdeckt einen Wellenlängenbereich
von unter 1 Zentimeter bis zu einigen Metern. Mit
Hilfe der Feinstrukturemissionslinie des atomaren Wasserstoffs
HI bei 1.4 GHz (21 cm Wellenlänge) kann die Kinematik und
Verteilung des atomaren Gases in nahen Galaxien untersucht
(wie z.B. Gezeitenwechselwirkungen oder verbogenen
HI-Scheiben) und/oder von der gesamten Menge des
atomaren Gases und seiner Verteilung abhängen.
Um diese Fragen in Angriff zu nehmen, haben Eva
Schinnerer und ein Doktorand am MPIA zusammen mit
Kollegen vom NUGA-Projekt und C.G. Mundell (ARI,
Liverpool, UK) ein Projekt zur Kartierung der Gaskinematik
der äußeren Scheibe mittels Beobachtung der
HI-Emission bei 21 cm begonnen. Die Beobachtungen
wurden mit dem Very Large Array (VLA) des National
Radio Astronomy Observatory (NRAO, siehe Abb.
III.4.6) durchgeführt. Die Kartierung der unterschiedlichen
räumlichen Skalen der verschiedenen Instabilitäten
(HI: äußere, CO: innere) ist unbedingt erforderlich, da
sich die Instabilitäten entkoppeln und so ein weiteres
Einströmen verhindern können.
Die vorläufige Auswertung dieser HI-Daten, die
bei niedriger Auflösung mit der D-Konfiguration des
VLA gewonnen wurden, lässt darauf schließen, dass
in unserer NUGA-Stichprobe kleine HI-Begleiter und
HI-Scheiben vorherrschen. Dies deutet darauf hin,
dass zumindest Gezeitenwechselwirkungen und kleinere
Verschmelzungen als mögliche Triebkräfte der
Kernaktivität in Frage kämen. Diese noch andauernde
systematische Untersuchung der Gaskinematik über
Skalen von einigen zig Parsec bis zu den äußeren zig
III.4 Brennstoff für die zentrale Kiloparsec-Region oder: Wie aktiviert man Galaxiezentren? 75
werden. HI-Linienemission kann normalerweise bis in die äußersten
Randbezirke der Gasscheiben von Spiralgalaxien nachgewiesen
werden, die typischerweise größer sind als die optisch
sichtbaren Scheiben. Überdies ist Kontinuumstrahlung bei
Radiowellenlängen ein guter Indikator für Sternentstehung, die
von Staub verdeckt und daher bei optischen Wellenlängen nicht
sichtbar ist. (Mit freundlicher Genehmigung von NRAO)
Kiloparsec wird es uns ermöglichen, die Gasströmung
von den Randbezirken der Scheibe bis in die zentrale
Kiloparsec-Region zu verfolgen (siehe Abb. III.4.7). Die
kombinierten CO- und HI-Daten werden von entscheidender
Bedeutung für die Überprüfung gegenwärtiger
und zukünftiger dynamischer Modelle sein, die den
Gasfluss in Scheibengalaxien beschreiben.
Ein fehlendes Verbindungsglied: Wie
Sternentstehung Gasströmungen beeinflusst
Man geht davon aus, dass der Großteil der Sternentstehung
in normalen Spiralgalaxien durch Spiraldichtewellen
gesteuert wird. Eine genaue Kenntnis der physikalischen
Prozesse in Zusammenhang mit Spiraldichtewellen
ist daher von grundlegender Bedeutung, um die Entstehung
von Sternen in Spiralgalaxien zu verstehen. Die
Whirlpool-Galaxie M 51 ist ein ideales Objekt, um Spiral-
strukturen zu untersuchen, weil sie in unserer Nähe liegt
(9 Mpc Entfernung), deutlich ausgeprägte Spiral-arme
hat und beinahe direkt in Draufsicht zu sehen ist (Abb.
III.4.8). Die etwa 10 Bogensekunden (500 pc) breiten
Spiralarme enthalten einen beträchtlichen Anteil des
molekularen Gases der Galaxie. Die in M 51 angetroffe-
nen ungewöhnlich hohen Strömungsgeschwindigkeiten