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76 III. Wissenschaftliche Arbeiten (60 – 150 km/s) lassen auf eine sehr starke Dichtewelle schließen, deren allgemeine Merkmale Geschwindigkeitsdiskontinuitäten und Strömungsbewegungen quer durch die Spiralarme sind. Mit den zahlreichen Riesenmolekülwolkenkomplexen (GMC) ist eine große Anzahl Sternhaufen mit den Spiralarmen verknüpft, wie in hochaufgelösten Daten des Weltraumteleskops HUBBLE erkennbar ist. Nichtsdestoweniger gibt es keine einfache Abb. III.4.7: Das Beispiel der NUGA-Quelle NGC 6951 zeigt deutlich, wie wichtig es ist, HI- und CO-Daten zu kombinieren, um die Kinematik des Gases über Skalenlängen mehrerer Größenordnungen hinweg zu erkunden. Die mit dem VLA gewonnenen HI-Daten (oben rechts, Intensitätskarte in Farbe, Geschwindigkeitsfeld als Konturen) zeigen deutlich, dass die galaktische Gasscheibe sehr viel ausgedehnter ist als die stellare Scheibe, sichtbar in ihrem optischen Licht aus der DSS2-Rot-Durchmusterung (oben links). Die CO(1-0)- Deklination (J2000) Deklination (J2000) 66°10 08 06 04 02 DSS2 red 20 h 38 m 00 s 37 m 30 s 37 m 00 s 36 m 30 s 66°0625 20 15 20 h 37 m 15. s 0 Rektaszension (J2000) PdBI CO (2 −1) 14. Rektaszension (J2000) s5 14. s0 13. s5 13. s0 Korrelation zwischen dem Gasreservoir und der Sternentstehungsrate, was auf eine unterschiedliche Effizienz der Sternentstehung und damit auf veränderliche physikalische Bedingungen in einzelnen GMC hindeutet. Eine von Wissenschaftlern am MPIA geleitete Kollaboration hat in einer ausgewählten Region der Scheibe von M 51 die Strahlung vieler verschiedener Übergänge des CO-Moleküls gemessen. Die daraus gewonnene In- Strahlung, beobachtet mit dem PdBI (unten rechts), zeigt Gasbänder entlang des stellaren Balkens und eine Struktur, die einem Kernring ähnelt. Nur die mit dem PdBI mit einer Auflösung von 0.7 Bogensekunden aufgenommenen CO(2-1)- Daten (unten links) lösen diesen inneren »Ring« in eine spiral- ähnliche Struktur und eine geringe Menge Gas dicht am Seyfert- II-Kern auf. Dies zeigt die Leistungsfähigkeit der HI- und CO-Daten der NUGA-Stichprobe bei der Überprüfung dynamischer Modelle. Deklination (J2000) 66°12 10 08 06 04 02 66°0645 Deklination (J2000) 0630 0615 0600 0545 20 h 38 m 00 s 37 m 30 s 37 m 00 s 36 m 30 s Rektaszension (J2000) Rektaszension (J2000) VLA HI PdBI CO (1−0) 20 h 37 m 20 s 18 s 16 s 14 s 12 s 10 s 08 s
Deklination (J2000) 47°1230 1200 1130 1100 13 h 29 m 58 s CO (1– 0) 56 Rektaszension (J2000) s 54s 52s 50s 48s 46s Abb. III.4.8: Karte der Intensität der 12 CO(1-0)-Linie, aufgenommen am Owens Valley Radio Observatory (OVRO) mit einer Auflösung von 3 Bogensekunden. Sie zeigt die Verteilung der kalten, molekularen interstellaren Materie in M 51. Die 12 CO(1-0)-Linienemission stammt hauptsächlich vom molekularen Gas in den Spiralarmen. Der rote Kreis kennzeichnet das in Abb. III.4.9 gezeigte Gebiet. Abb. III.4.9: Vergleich der Verteilung verschiedener Indikatoren für Sternentstehung mit der Lage des molekularen Gasarms. Die mit einer Auflösung von 1.5 Bogensekunden aufgenommene Intensitätskarte der 12 CO (2-1)-Linie ist in Form von Konturlinien sowohl einer mit dem HST gewonnenen Aufnahme im V-Band (links) als auch der mit dem VLA bei einer Wellenlänge von 6 cm aufgenommenen Radiokontinuumstrahlung (rechts) überlagert. Die Aufnahmen zeigen entwickelte Sternhaufen (links), Ha- (Mitte links) und Paa-Linienemission (Mitte rechts). Letztere machen durch unterschiedliche Empfindlichkeit (aufgrund interner Extinktion) HII-Regionen sichtbar. Die Radiokontinuumskarte III.4 Brennstoff für die zentrale Kiloparsec-Region oder: Wie aktiviert man Galaxiezentren? 77 formation über den physikalischen Zustand des molekularen Gases, wie z.B. seine Dichte und kinetische Tem- peratur, kombiniert mit der Information, wo sich neu entstehende Sterne, ältere Sternhaufen usw. befinden, ermöglicht uns langsam zu verstehen, wie Sternentstehung die Gasströmung im Einzelnen beeinflussen könnte. Unsere vorläufige Auswertung legt folgendes Bild für die Umgebung in den Spiralarmen von M 51 nahe (Abb. III.4.9): Das molekulare Gas tritt in den Spiralarm ein, wird durch die Stoßwelle der Dichtewelle komprimiert und kühlt sich ab. Der Ort, an dem sich Sterne bilden, kann wegen der hohen Extinktion im Optischen oder nahen Infrarot nicht identifiziert werden (siehe Abb. III.4.3). Unsere Messungen des Radiokontinuums, die mit dem VLA mit einer Auflösung von 3 Bogensekunden durchgeführt wurden, deuten darauf hin, dass Sternentstehung sogar schon im Inneren des aus molekularem Gas bestehenden Arms stattfindet, deutlich vor den im Optischen und nahen Infrarot sichtbaren HII-Regionen. Das Radiokontinuum ist jedoch von Synchrotronstrahlung von Supernova-Überresten über- lagert. Zusätzliche Beobachtungen im thermischen Infrarot sind unbedingt nötig, um zu überprüfen, ob tat- sächlich eine räumlich aufgelöste Zeitabfolge vorhan- den ist (molekulares Gas – eingebettete Sternentstehungs- (rechts) zeigt junge eingebettete Sternentstehungsgebiete sowie die Orte von Supernova-Überresten. Das molekulare Gas folgt nahezu perfekt den auf der V-Band-Aufnahme des HST erkennbaren Staubbändern. Ein Vergleich der Linienemission aus den HII-Regionen mit der Kontinuumstrahlung bei 6 cm zeigt, dass im Verborgenen eine beträchtliche Sternentstehung im Gange zu sein scheint, die selbst in den mit NICMOS aufgenommenen Paa- Daten nicht erkennbar ist. Desgleichen scheint es eine räumliche Verschiebung zwischen den verschiedenen Indikatoren zu geben, die auf eine räumlich aufgelöste Zeitabfolge im Sternentstehungsprozess hinweisen könnte. HST V band HST Ha HST Pa a VLA 6cm
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