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

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6 I. Allgemeines I.1 Wissenschaftliche Zielsetzung Das Max-Planck-Institut für Astronomie (Abb. I.1) widmet sich seit seiner Gründung 1967 der Erforschung des Universums im optischen und infraroten Spektralbereich. Neben der Konzeption, Durchführung, Auswertung und Interpretation von Beobachtungsprogrammen werden am MPIA, meist im Rahmen großer internationaler Kollaborationen, Teleskope und Beobachtungsinstrumente geplant und gebaut. Zwei Schwerpunkte haben sich in der wissenschaftlichen Forschung am Institut herauskristallisiert: einerseits die Entstehung von Sternen und Planeten, andererseits die beobachtende Kosmologie, insbesondere die Frage nach der Entstehung und Entwicklung von Galaxien. Wenngleich diese beiden Bereiche in Bezug auf die Gegenstände der Forschung voneinander getrennt sind, gibt es doch viele Berührungspunkte. So ist beispielsweise die Sternentstehung im jungen Universum eng mit der Entstehung und Entwicklung der Galaxien verknüpft. Beobachtungen mit den besten verfügbaren Instrumenten einerseits und Computersimulationen der am Institut arbeitenden Theoriegruppen andererseits bilden die Grundlage des wissenschaftlichen Fortschritts. Entstehung von Sternen und Planeten Die ersten Phasen der Sternentstehung spielen sich im Inneren dichter Molekülwolken ab und bleiben aufgrund der davor befindlichen Staubteilchen im sichtbaren Licht unseren Blicken verborgen. Infrarotstrahlung vermag jedoch den Staub zu durchdringen, weswegen sich die Frühstadien der Sternentstehung in diesem Wellenlängenbereich bevorzugt studieren lassen. Hier geben auch die kalte Interstellare Materie und die aus ihr laufend neu entstehenden Sterne und Planeten den größten Teil ihrer Strahlung ab. Aus diesem Grunde hat sich der Schwerpunkt astronomischer Beobachtungen am MPIA in der jüngeren Vergangenheit immer mehr vom optischen zum infraroten Spektralbereich verlagert. Mit ISOPHOT sowie mit Submillimeterteleskopen ließen sich im Innern großer Staubwolken sehr kalte und dichte Gebiete nachweisen – protostellare Kerne, die kurz Abb. I.1: Das Max-Planck-Institut für Astronomie auf dem Königstuhl in Heidelberg.
vor dem Kollaps stehen oder sich bereits zu Sternen zusammenziehen. In einem späteren Stadium bildet sich der zentrale (Proto-)Stern. Er ist von einer Scheibe aus Gas und Staub umgeben, in der Planeten entstehen können, die den neuen Stern umlaufen. Es ist aber auch möglich, dass sich ein Doppel- oder Mehrfachsternsystem bildet. Welche Bedingungen müssen vorliegen, damit sich der eine oder der andere Vorgang abspielt? Dies ist eine der Fragen, auf die die Astronomen des MPIA eine Antwort suchen. Hierfür stehen ihnen beispielsweise das hochauflösende Kamerasystem NACO (NAOS und CONICA) und das Interferometer MIDI für den mittleren Infrarotbereich am VLT, sowie das Weltraumteleskop HUBBLE und das Infrarot-Observatorium SPITZER zur Verfügung. Neuerdings hat auch die Untersuchung von Braunen Zwergen an Bedeutung gewonnen (Kap. III.1). Dies sind »verhinderte« Sterne, deren Masse zu gering ist, um in ihrem Zentrum den hohen Druck zu erzeugen, bei dem Wasserstoff kontinuierlich zu Helium fusioniert. Von den noch masseärmeren Planeten unterscheiden sie sich dadurch, dass in ihrem Innern anfänglich eine Deuterium- Fusion stattfindet. 1995 wurde der erste Braune Zwerg entdeckt, mittlerweile sind etwas mehr als hundert bekannt. Viele Fragen stellen sich heute: Wie groß ist die Masse dieser Objekte genau? Wie entstehen Braune Zwerge? Welche Eigenschaften haben sie und wie häufig sind sie? Sind auch sie, ähnlich wie Sterne, anfänglich von einer Scheibe aus Gas und Staub umgeben? Zur Beantwortung dieser Fragen lieferten Wissenschaftler des MPIA jüngst wesentliche Beiträge. So entdeckten sie vor wenigen Jahren frei fliegende (also nicht durch die Schwerkraft an einen Zentralstern gebundene) Objekte mit Massen von einigen Jupitermassen. Diese Entdeckung warf ein neues Licht auf die Entstehung von Sternen und Planeten, und sie wirft die Frage nach der Definition von Sternen, Braunen Zwerge und Planeten auf. Außerdem konnten wesentliche Beiträge zur »Doppelsternnatur« Brauner Zwer- ge und zur Existenz von Scheiben um diese Objekte geliefert werden. Zunehmend interessant wird auch die Untersuchung massereicher Sterne. Einerseits sind hier Fragen über deren Entstehung unbeantwortet: Wie unterscheiden sich ihre Frühphasen von denen massearmer Sterne? Sind sie ebenfalls von Scheiben umgeben, in denen Planeten entstehen könnten? Massereiche junge Sterne sind heiß, geben energiereiche Strahlung ab, und entwickeln starke Teilchenwinde. Damit beeinflussen sie die Entstehung anderer Sterne in ihrer Umgebung. Auf welche Weise dies geschieht, ist eine weitere wichtige Frage. Diese Problemstellungen lassen sich am besten in den nahen Sternentstehungsgebieten unseres Milchstra- ßensystems studieren. Die Beobachtung von Sternentstehungsgebieten in anderen Galaxien bietet die Möglichkeit, andere Fragen anzugehen. Da sich hier die gesamten Galaxien gewissermaßen im Überblick darbieten, lassen sich integrale Eigenschaften der Sternsysteme ableiten, z. B. kann die jährliche Sternentstehungsrate in Abhängigkeit von den Eigenschaften der Galaxien bestimmt werden. So lässt sich die Rate in unterschiedlichen Galaxientypen oder in Abhängigkeit von der Umgebung der jeweiligen Galaxie ermitteln. Auch die Frage, wie UV- Strahlung und Teilchenwinde das interstellare Medium und damit die gesamte Morphologie der Galaxien beeinflussen, ist derzeit aktuell. Ergänzend zu den Beobachtungen betreibt eine kleine in Jena ansässige Gruppe als Außenstelle des Instituts – in enger Kollaboration mit Kollegen der dortigen Universität – Arbeiten zur »Laborastrophysik«. Sie untersucht die spektroskopischen Eigenschaften von Staubteilchen mit Größen im Nano- und Mikrometerbereich sowie von Molekülen in der Gasphase. Die hier unter kontrollierten Bedingungen gewonnen Erkenntnisse sind für die Interpretation der astronomischen Beobachtungen von Bedeutung. Galaxien und Kosmologie I.1 Wissenschaftliche Zielsetzung 7 Galaxien, so wie wir sie im heutigen Universum se- hen, sind in der Tat großartige »Welteninseln«, bestehend aus Milliarden von Sternen, aus Gas, Staub und der mysteriösen Dunklen Materie. In ihrem qualitativen Erscheinungsbild und in ihrer Struktur zeigen Galaxien bei Weitem nicht die Vielfalt, die physikalisch möglich erscheint, wie Edwin Hubble schon vor 70 Jahren realisierte. Einerseits umspannen Galaxien als Objektklasse zehn Größenordnungen in ihren stellaren Massen, und die Zahl der neu entstehenden Sterne variiert um die gleiche Spanne; die physischen Größen verschiedener Galaxien variieren immerhin um einen Faktor 100. Während einige Galaxien in ihrem Zentrum kein erkennbares Schwarzes Loch haben, wiegt dieses zentrale Schwarze Loch bei anderen Galaxien mehr als eine Milliarde Sterne. Andererseits haben gerade die Ergebnisse der letzten Jahre und des letzten Jahrzehnts empirisch gezeigt, dass nur ein winziger Bruchteil der möglichen Kombinationen aus den charakteristischen Größen (Masse der Sterne, Alter der Sterne, Größe, zentrales Schwarzes Loch, usw.) tatsächlich im Universum verwirklicht sind. Praktisch alle Größen korrelieren stark mit allen anderen: massereiche Galaxien sind groß; massereiche Galaxien weisen praktisch keine jungen Sterne auf; das zentrale Schwarze Loch enthält einen konstanten Massenbruchteil der zehn Millionen Mal größeren sphärischen Sternverteilung. Während Spiralgalaxien der häufigste Galaxientyp sind, gibt es keine solche Galaxien unter den besonders Massereichen. Das heißt, das »Reich der Galaxien« (»the realm of galaxies«, wie Hubble es genannt hat) ist in hohem Maße geordnet. Wie diese Ordnung aus den Zufallsfluktuationen nach dem dem Urknall entstanden ist, ist die Grundfrage der Galaxienentwicklung und eine zentrale Frage der Kosmologie.
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