MPIA Jahresbericht 2003 - Max-Planck-Institut für Astronomie

Max-Planck-Institut
für Astronomie
Heidelberg-Königstuhl
Jahresbericht 2003

Zum Titelbild:
Der Saturnmond Titan im nahen Infrarot. Die Aufnahme entstand am Very Large Telescope der ESO. Zum Einsatz
kam das am MPIA entwickelte, hochauflösende Kamerasystem CONICA mit seiner neuen Zusatzoptik SDI (vgl.
Seite 99) in Verbindung mit der Adaptiven Optik NAOS. Der scheinbare Durchmesser des Mondes beträgt 0.8, die
Bildauflösung liegt bei 0.02, entsprechend etwa 200 km auf Titan.

Max-Planck-Institut
für Astronomie
Heidelberg-Königstuhl
Jahresbericht 2003

Max-Planck-Institut für Astronomie
Wissenschaftliche Mitglieder, Kollegium, Direktoren:
Prof. Thomas Henning (Geschäftsführender Direktor)
Prof. Hans-Walter Rix
Emeritierte wissenschaftliche Mitglieder:
Prof. Hans Elsässer (†), Prof. Guido Münch
Auswärtige Wissenschaftliche Mitglieder:
Prof. Immo Appenzeller, Heidelberg Prof. George H. Herbig, Honolulu
Prof. Steven Beckwith, Baltimore Prof. Rafael Rebolo, Tenerife
Prof. Karl-Heinz Böhm, Seattle
Fachbeirat:
Prof. Robert Williams, Baltimore (Vorsitz)
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Prof. Dieter Reimers, Hamburg Prof. Harold Yorke, Pasadena
Prof. Anneila Sargent, Pasadena
Kuratorium:
Min.-Dir. Hermann-Friedrich Wagner, Bonn (Vorsitz)
Dr. Ludwig Baumgarten, Bonn Dr. Karl A. Lamers, MdB, Berlin
Min.-Dir. Wolfgang Fröhlich, Stuttgart Prof. Roland Sauerbrey, Jena
Prof. Peter Hommelhoff, Heidelberg Dr. h.c. Klaus Tschira, Heidelberg
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Mitarbeiter:
Gegenwärtig sind 205 Mitarbeiter (einschließlich der Drittmittelbeschäftigten) am Institut tätig,
darunter 40 Wissenschaftler; dazu kommen 53 Nachwuchs- und Gastwissenschaftler.
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Calar-Alto-Observatorium
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Arbeitsgruppe Laborastrophysik, Jena
Anschrift: Institut für Festkörperphysik der Friedrich-Schiller-Universität
Helmholtzweg 3, D-07743 Jena
Telefon: 0049-3641-9-47354, Fax: 0049-3641-9-47308
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Impressum
© 2004 Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg
Herausgeber: Dr. Jakob Staude, Prof. Thomas Henning
Text: Dr. Thomas Bührke u. a., Bilder: MPIA u. a.
Graphik, Bildbearbeitung, Layout: Dipl.-Phys. Axel M. Quetz, Graphikabteilung
Druck: Koelblin-Fortuna-Druck GmbH & Co. KG, Baden-Baden
ISSN 1437-2924; Internet: ISSN 1617-0490

Inhalt
Vorwort ...................................................................... 5
I. Allgemeines ............................................................ 6
I.1 Das Max-Planck-Institut für Astronomie ............. 6
I.2 Wissenschaftliche Zielsetzung ............................. 8
Entstehung von Sternen und Planeten ....................... 8
Galaxien und Kosmologie ......................................... 9
Bodengebundene Astronomie .................................... 10
Infrarot-Weltraumastronomie .................................... 11
1.3 Nationale und internationale Zusammenarbeit ..... 14
1.4 Lehre und Öffentlichkeitsarbeit ........................... 16
II. Highlights ............................................................... 17
II.1 Sternentstehung in den Starburst-Haufen
Arches und NGC 3603 .......................................... 17
II.2 KH 15D – ein ungewöhnlich junger
Doppelstern ........................................................... 23
II.3 Eine neue Methode zur Beobachtung
protoplanetarer Scheiben ....................................... 27
II.4 MIDI – Infrarot-Interferometrie an großen
Teleskopen ............................................................. 31
II.5 GEMS – Eine Studie zur Galaxienentwicklung ..... 40
II.6 Ursprung und Entwicklung massereicher
Galaxien ................................................................ 45
III. Wissenschaftliche Arbeiten ................................. 48
III.1 Massereiche Sterne – Entstehung und
Frühstadien ............................................................ 48
Die Frühstadien der Entwicklung .............................. 50
III.2 Laborastrophysik – ein neues
Forschungsfeld des MPIA ..................................... 57
Einleitung ................................................................... 57
Absorptionsspektroskopie von neutralen und
ionisierten PAKs im Düsenstrahl ........................... 59
Spektroskopie von Molekülen in ultrakalten
Heliumtröpfchen .................................................... 64
Charakterisierung der Leuchteigenschaften von
kristallinen Silizium-Nanoteilchen ........................ 67
III.3 Die geheimnisvollen Zentren der Galaxien ....... 72
Warum sind Galaxienzentren interessant? ................. 72
Haben alle Galaxienzentren spezielle
Eigenschaften? ...................................................... 73
Welche Galaxieparameter können die Masse des
zentralen Schwarzen Lochs vorhersagen? ............ 74
Der zentrale Parsec-Bereich Aktiver Galaxien .......... 75
Wann lagern Schwarze Löcher aktiv Materie an? ...... 76
Was kommt als Nächstes? ......................................... 77
III.4 Der Sloan Digital Sky Survey ........................... 78
Kannibalismus in der Milchstraße und in
der Andromeda-Galaxie ........................................ 78
Die Ausdehnung des Sagittarius-Stroms:
Die Form des Dunkelmaterie-Halos der
Milchstraße ............................................................ 80
Eine neue stellare Struktur im Halo der
Andromeda-Galaxie .............................................. 81
Die Verteilung der stellaren Masse und der
kühlen Baryonen im lokalen Universum .............. 82
IV. Instrumentelle Entwicklungen .............................. 86
IV.1 Die Infrarotkamera OMEGA 2000 ...................... 86
IV.2 Die Weitfeldkamera LAICA ................................ 92
IV.3 Der Wellenfrontsensor PYRAMIR ....................... 93
IV.4 LUCIFER: Eine vielseitige Infrarotkamera
für das LBT ........................................................... 94
IV.5 LINC-NIRVANA – das Interferometer für
das LBT ................................................................. 95
IV.6 CHEOPS – ein Instrument zur Abbildung
extrasolarer Planeten ............................................. 97
IV.7 SDI – eine Optik zur simultanen, differentiellen
Abbildung Jupiter-ähnlicher Gasplaneten ............. 99
IV.8 PACS – Ferninfrarot-Kamera und
-Spektrometer für den Satelliten HERSCHEL ....... 100
IV.9 MIRI und NIRSPEC – Instrumente für das
James Webb Space Telescope ............................. 102
Menschen und Ereignisse ....................................... 104
Gedenkfeier für Hans Elsässer ................................ 104
Auf der Suche nach der zweiten Erde –
DARWIN/TPF-Tagung in Heidelberg ................... 108
MIDI-Tagung auf Schloss Ringberg ......................... 110
Dagmar Schipanski – Hoher Besuch am Institut .... 112
Wolfgang-Paul-Preisträger Roberto Ragazzoni
und die Zukunft der Adaptiven Optik ................. 113
Als Azubi auf dem Königstuhl ................................ 115
Girlʼs Day am Institut .............................................. 117
Personal ................................................................... 119
Arbeitsgruppen ........................................................ 120
Zusammenarbeit mit Firmen .................................... 121
Lehrveranstaltungen ...................................................... 123
Tagungen, Vorträge ......................................................... 123
Weitere Aktivitäten am Institut .................................... 127
Mitarbeit in Gremien ...................................................... 127
Preise ................................................................................ 128
Veröffentlichungen ........................................................... 128

Vorwort
Mit diesem Jahresbericht für 2003 möchten wir einen Überblick über die Forschungsarbeiten
am Heidelberger Max-Planck-Institut für Astronomie geben; er
wendet sich sowohl an unsere Fachkollegen in aller Welt als auch an die interessierte
Öffentlichkeit. Besonders freut es uns dabei, dass die Arbeit unseres Max-Planck-
Instituts seit dem letzten Jahr durch ein neugegründetes Kuratorium begleitet wird.
Schlaglichtartig werden wir auf besonders interessante wissenschaftliche
Resultate eingehen. Dabei zeigt sich, welches Entdeckungspotential die beiden am
Institut betriebenen Felder der Stern- und Planetenentstehung sowie der Kosmologie
und Galaxienentwicklung in sich bergen. Nicht zuletzt tragen hierzu neue Instrumente
bei, die am Institut gebaut wurden oder zu denen wesentliche Beiträge geliefert
werden konnten. Hier seien insbesondere das AO-System NACO sowie das
Interferometrie-Instrument MIDI genannt, die an den Teleskopen der Europäischen
Südsternwarte zum Einsatz kommen, sowie die neue Infrarotweitwinkelkamera
OMEGA 2000 für das Observatorium auf dem Calar Alto. Der Aufbau des Large
Binocular Telescope auf dem Mt. Graham in Arizona, an dem das Institut beteiligt
ist, geht mit großer Intensität voran; gleiches gilt für die Instrumentierung,
die wir für dieses Teleskop planen und bauen. Ähnlich erfreulich entwickeln sich
die Arbeiten an PACS, dem Instrument für das Weltraumteleskop HERSCHEL und
an den Instrumenten für das James Webb Space Telescope, den Nachfolger des
Weltraumteleskops HUBBLE.
Neben den kürzeren Darstellungen aktueller Forschungsergebnisse berichten wir
ausführlicher über größere Forschungsschwerpunkte des Instituts. Wir werden diese
umfassenden Berichte in den kommenden Jahren fortsetzen, so dass sich nach mehreren
Jahresberichten ein Gesamtbild des Forschungsprofils unseres Institutes ergibt.
Mit unseren Jahresberichten wollen wir aber auch wichtige Ereignisse, die am
Institut stattgefunden haben, beleuchten. Gleichzeitig lassen wir Gastwissenschaftler
und Mitarbeiter unseres Max-Planck-Instituts zu Wort kommen, um ein lebendiges
Bild von der Arbeitsatmosphäre am Institut zu zeichnen. Statistische Daten sollen
einen Einblick in die Struktur des Max-Planck-Instituts für Astronomie sowie seine
Publikationstätigkeit ermöglichen.
Wir wünschen den Lesern des Jahresberichts neue Einblicke in die an unserem
Institut durchgeführte astronomische Forschung.
Heidelberg, im Mai 2004
Thomas Henning, Hans-Walter Rix
5

6
I Allgemeines
I.1 Das Max-Planck-Institut für Astronomie
Das Max-Planck-Institut für Astronomie (Abb. I.1)
wurde 1967 gegründet und ist der Erforschung des
Weltalls im optischen und infraroten Spektralbereich gewidmet.
Zentrale, am MPIA bearbeitete Fragestellungen
betreffen die Entstehung und Entwicklung von Sternen
und Galaxien. Neben der Konzeption, Durchführung,
Auswertung und Interpretation von Beobachtungsprogrammen
widmet sich das MPIA, meist im Rahmen
großer internationaler Kollaborationen, der Entwicklung
von Teleskopen und Beobachtungsinstrumenten.
Mit der Gründung des Instituts begannen Planung
und Aufbau des Deutsch-Spanischen Astronomischen
Zentrums (DSAZ), kurz Calar-Alto-Observatorium
(Abb.I.2) auf dem 2168 Meter hohen Berg Calar Alto
in der Provinz Almeria, Südspanien. Dort arbeiten drei
Teleskope mit 1.2, 2.2 und 3.5 Metern Öffnung. Das
Observatorium wurde bis Ende 2003 als Außenstelle
des MPIA mit spanischer Beteiligung betrieben. Ab dem
1. Januar 2004 soll das Observatorium paritätisch mit
dem spanischen Consejo Superior de Investigaciones
Científicas betrieben werden. Das 3.5-m-Teleskop wurde
im Berichtsjahr mit Hochleistungsinstrumenten zur
großflächigen Himmelsdurchmusterung im optischen
und infraroten Spektralbereich ausgerüstet (Kap. IV.1
und IV.2). Zudem überlässt das MPIA der Europäischen
Südsternwarte (ESO) während etwa 75 Prozent der
Beobachtungszeit ein 2.2-Meter-Teleskop als Leihgabe.
Es befindet sich auf dem Berg La Silla in Chile.
Abb. I.1: Das Max-Planck-Institut für Astronomie auf dem
Königstuhl in Heidelberg.

Abb. I.2: Das Calar-Alto-Observatorium.
Die am Institut entwickelten und gebauten Instrumente
werden sowohl für erdgebundene als auch für
weltraumgestützte Beobachtungen eingesetzt. Beide
Beobachtungsarten ergänzen sich heute in idealer Weise.
Die erdgebundenen Teleskope haben meist größere
Primärspiegel und damit eine größere Lichtsammelleistung
als Weltraumteleskope. Bei Einsatz moderner
Techniken wie Adaptiver Optik und Interferometrie, an
deren Entwicklung das MPIA an vorderster Front arbeitet,
erzielen sie auch eine höhere räumliche Auflösung.
Weltraumteleskope sind unerlässlich bei Beobachtungen
in Wellenlängenbereichen, in denen die Erdatmosphäre
die einfallende Strahlung absorbiert oder einen störenden
Hintergrund erzeugt, wie dies in weiten Teilen des
infraroten Spektralbereiches der Fall ist.
An der Entwicklung der Infrarotastronomie hat das
MPIA seit deren Pionierzeit in den siebziger Jahren
erfolgreich teilgenommen. So war es kürzlich am weltweit
ersten Infrarot-Weltraumobservatorium ISO der
Europäischen Weltraumbehörde ESA maßgeblich beteiligt:
ISOPHOT, eines von vier Messinstrumenten auf
I.1 Das Max-Planck-Institut für Astronomie 7
ISO, entstand unter der Federführung des Instituts. ISO
lieferte von 1996 bis 1998 hervorragende Daten, insbesondere
in dem bis dahin nicht zugänglichen Bereich
des fernen Infrarot. Das hierbei gewonnene Know-how
setzen die Wissenschaftler am Institut auch bei jetzt
in der Vorbereitung befindlichen Projekten, wie den
Weltraumteleskopen HERSCHEL und James Webb Space
Telescope (JWST) ein.
Heute ist das Institut an einer Reihe internationaler
Kollaborationen zum Bau neuer Großteleskope und
wissenschaftlicher Instrumente beteiligt. Damit hat es
Zugang zu den bedeutendsten Observatorien der Erde.
Auf der Südhalbkugel ist dies das Very Large Telescope
(VLT) der ESO in Chile mit seinen vier 8-Meter-
Teleskopen, die sich zu einer leistungsstarken interferometrischen
Anordnung zusammenschließen lassen. Auf
der Nordhalbkugel ist das MPIA am Large Binocular
Telescope (LBT) in Arizona beteiligt, das 2005 den vollständigen
Betrieb aufnehmen wird. Dann wird dieses außergewöhnliche
Teleskop über zwei 8.4-Meter-Spiegel
auf einer gemeinsamen Montierung verfügen und damit
das weltweit größte Einzelteleskop sein. Diese beiden
Kooperationen versetzen die Astronomen des MPIA in
die Lage, den Nord- und Südhimmel mit erstklassigen
Teleskopen zu erforschen.

8 I Allgemeines
I.2 Wissenschaftliche Zielsetzungen
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 einer
ebenfalls am Institut arbeitenden Theoriegruppe andererseits
bilden die Grundlagen 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 Inneren großer Staubwolken sehr kalte und
dichte Gebiete nachweisen – protostellare Kerne, die
kurz 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 Brauner
Zwerge an Bedeutung gewonnen. Dies sind »verhinderte«
Sterne, deren Masse zu gering ist, um in ihrem
Zentrum den hohen Druck zu erzeugen, bei dem Wasser-
stoff kontinuierlich zu Helium fusioniert. Von den noch
masseärmeren Planeten unterscheiden sie sich dadurch,
dass in ihrem Inneren anfänglich eine Deuterium-Fusion
stattfindet. Erst 1995 wurde der erste Braune Zwerg
entdeckt, mittlerweile sind etwas mehr als hundert bekannt.
Viele Fragen stellen sich heute: 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 Zwergen und Planeten
neu auf. Außerdem konnten wesentliche Beiträge zur
»Doppelsternnatur« Brauner Zwerge und zur Existenz
von Scheiben um diese Objekte geliefert werden.
Zunehmend interessant wird die Untersuchung massereicher
Sterne (Kap. III.1). Einerseits sind hier noch
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 Milchstraßensystems
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

Abb. I.3: Das Very Large Telescope in den chilenischen Anden.
(Bild: ESO)
Molekülen in der Gasphase (Kap. III.2). Die unter kontrollierten
Bedingungen gewonnenen Erkennt-nisse sind
für die Interpretation der astronomischen Beobachtungen
von Bedeutung.
Galaxien und Kosmologie
Hier geht es um die grundlegenden Fragen: Wie
kam es zur Bildung der ersten Galaxien? Wie war deren
Sternentstehungsrate im frühen Universum? Sind
Galaxien miteinander verschmolzen, so dass sich ihre
Gesamtzahl im Laufe von Jahrmilliarden verringert hat?
Welchen Einfluss hatte die Dunkle Materie auf diese
Vorgänge? In jüngerer Vergangenheit ist zunehmend die
Rolle massereicher Schwarzer Löcher in den Zentren
I.2 Wissenschaftliche Zielsetzung 9
aktiver Galaxien ins Blickfeld gerückt (Kap. III.3). Um
hier Klarheit zu schaffen, können die Astronomen des
Instituts auf die Daten des Sloan Digital Sky Survey
(SDSS) zurückgreifen (Kap. III.4). Heute werden für
Detailstudien vor allem auch die Instrumente NACO
und MIDI am VLT der ESO genutzt, mit denen sich die
unmittelbare Umgebung der Schwarzen Löcher untersuchen
lässt.
Die Erforschung der Entstehung von Galaxien und
deren Entwicklung im frühen Universum stellt höchste
Ansprüche an die heutigen Beobachtungstechniken.
Einen großen Fortschritt brachten jüngst tiefe Himmelsdurchmusterungen,
wie das unter Leitung des MPIA
durchgeführte Projekts GEMS (Galaxy Evolution from
Morphology and Spectral Energy Distributions, Kap.
II.5): Es hat zur größten bisher mit dem Weltraumteleskop
HUBBLE gewonnenen Farbaufnahme geführt;
sie dient dazu, die morphologischen Eigenschaften von
rund zehntausend Galaxien zu bestimmen, deren Rotverschiebungswerte
aus dem am MPIA durchgeführ-

10 I Allgemeines
ten Durchmusterungsprojekt COMBO-17 bekannt sind.
Erste Ergebnisse aus der Analyse dieses einzigartigen
Materials liegen bereits vor (Kap. II.6): Sie betreffen die
Geschichte der Sternentstehung in den massereichsten
Galaxien und deren Entwicklung während der letzten
sechs Milliarden Jahre.
Bodengebundene Astronomie –
Instrumentierung
In den vergangenen Jahren hat das MPIA bei der
Entwicklung adaptiv optischer Systeme große Anstrengungen
unternommen. Abgeschlossen ist der Bau der
Adaptiven Optik ALFA am 3.5-m-Teleskop auf dem
Calar Alto. Derzeit werden diese Forschungen mit der
Entwicklung eines Systems der multikonjugierten Adaptiven
Optik weitergeführt. Die hierbei gesammelten
Erfahrungen werden bereits in der Entwicklung neuer
Instrumente am VLT und am LBT umgesetzt. Im Labor
für Adaptive Optik am Institut wurde ein Versuchsaufbau
für den neuartigen Wellenfrontsensor PYRAMIR
vorangetrieben (vgl. Kap. IV.3).
Die Beteiligung des Instituts am Very Large Telescope
der ESO auf dem Paranal (Abb. I.3) ist von herausragender
Bedeutung. Im Jahr 2001 ging die hochauflösende
Infrarotkamera CONICA, die zusammen mit der Adaptiven
Optik NAOS das System NACO bildet, erfolgreich
in Betrieb. Ende 2002 folgte das »erste Licht« für MIDI
(Kap. II.4). Es ist das erste interferometrische Instrument
Abb. I.4: Das Large Binocular Telescope
am VLT und wird im mittleren Infrarot eingesetzt. Mit
diesem Instrument konnten im Jahr 2003 erstmals interferometrische
Beobachtungen im mittleren Infrarot mit
einer Auflösung von einigen hundertstel Bogensekunden
durchgeführt werden.
Für den Einsatz in Verbindung mit den Instrumenten
NACO und SINFONI am VLT, die beide mit einer eigenen
Adaptiven Optik ausgestattet sind, geht der Bau einer gemeinsamen
Natrium-Laserleitsternanlage (Laser Guide
Star Facility, LGSF) in die entscheidende Phase. Das
Herz der LGSF ist PARSEC, ein Hochleistungslaser, der
bei einer Wellenlänge von 589 nm die Natriumschicht
in der hohen Erdmesosphäre zum Leuchten anregt und
damit die Adaptiven Optiken mit einem hinreichend
hellen künstlichen Leitstern versorgt. Das vom MPIA
gebaute Diagnosegerät LIDAR befindet sich seit Juni
2003 in Garching. Die letzten Tests vor dem Transport
zum Paranal haben im April 2004 stattgefunden. Im Juli
2004 soll die gesamte LGSF, bestehend aus PARSEC,
einem speziellen Lichtleiter und dem Projektionsteleskop,
ebenfalls in Garching getestet werden. Die erste
Integration mit SINFONI auf dem Paranal soll gegen
Ende 2004 stattfinden.
Am MPIA arbeitet man bereits an der Entwicklung
der VLT-Instrumente der zweiten Generation. Das Institut
hat die Leitung eines Konsortiums aus zwölf Instituten
in Deutschland, Italien, der Schweiz, den Niederlanden
und Portugal, das die Entwicklung des Instruments
PLANET FINDER vorantreibt. PLANET FINDER soll ein
adaptiv optisches System sein, mit dem sich extrasolare
Planeten direkt nachweisen und spektroskopisch untersuchen
lassen. Das Projekt CHEOPS (Kap. IV.6) gehört
zu diesem Komplex.

Zusammen mit der University of Arizona sowie
italienischen und anderen deutschen Instituten ist das
MPIA Partner in einem internationalem Konsortium
zum Bau des Large Binocular Telescope (LBT, Abb.
I.4). Dieses Großteleskop besitzt zwei Spiegel mit einem
Durchmesser von jeweils 8.4 Metern, die von einer gemeinsamen
Montierung getragen werden. Beide Spiegel
verfügen zusammen über eine Lichtsammelkraft, die jener
eines einzelnen 11.8-Meter-Spiegels gleich kommt.
Damit wird das LBT das weltweit leistungsstärkste
Einzelteleskop sein. Die einzigartige Konstruktion des
Doppelspiegels eignet sich zudem hervorragend für interferometrische
Beobachtungen. Im interferometrischen
Betrieb entspricht das räumliche Auflösungsvermögen des
LBT dem eines Spiegels mit 22.8 Metern Durchmesser.
Erstes Licht mit nur einem Hauptspiegel ist für Herbst
2004 geplant, ein Jahr später soll das gesamte Teleskop
in Betrieb gehen.
Die deutschen Partner bauen unter der Leitung der
Heidelberger Landessternwarte für das LBT den Nahinfrarot-Spektrographen
LUCIFER (Kap. IV.4). Das MPIA
liefert hierfür das gesamte Detektorpaket und entwickelt
das Gesamtkonzept der Kühlung. Auch die
Integration und die Tests des Instruments werden in
den Laboratorien des Instituts erfolgen. Gleichzeitig
laufen die Planungen für das LBT-Interferometer LINC-
NIRVANA, das mit Adaptiver Optik ausgestattet sein wird,
auf Hochtouren. Das MPIA konzipiert hierfür die Optik
der Strahlzusammenführung LINC (Kap. IV.5). Letztlich
soll Interferometrie über einen Wellenlängenbereich
von 0.6 µm bis 2.2 µm möglich sein. Für dieses Projekt
wurde ein Konsortium mit Kollegen des MPI für
Radioastronomie in Bonn, der Universität Köln und des
Osservatorio Astrofisico di Arcetri bei Florenz gebildet.
I.2 Wissenschaftliche Zielsetzung 11
Abb. I.5: Mögliche Konstruktion des JWST, mit dem großen
Hauptspiegel und dem charakteristischen Sonnenschutz.
Infrarot-Weltraumastronomie –
Instrumentierung
Heute ist das MPIA noch wesentlich an dem Projekt
ISO der Europäischen Weltraumbehörde ESA beteiligt:
ISOPHOT, eines von vier Messinstrumenten auf ISO,
entstand unter der Federführung des Instituts. Mittlerweile
sind zahlreiche auf Messungen mit ISO basierende
Arbeiten aus allen Bereichen der Astronomie erschienen,
welche die Leistungsfähigkeit dieses Weltraumteleskops
dokumentieren. Am MPIA wird das ISOPHOT-
Datenzentrum geführt, wo zunächst die Programme und
Kalibrationsverfahren für die automatische Datenanalyse
entwickelt wurden. Die ISO-Datenbasis soll zum Bestandteil
eines weltweit zugänglichen »Virtuellen Observatoriums«
für alle Wellenlängenbereiche ausgebaut
werden.
Die mit ISOPHOT gewonnenen Erfahrungen waren
ausschlaggebend für die Beteiligung des MPIA am Bau
der Infrarotkamera (mit Spektrometer) PACS (Kap. IV.8).
Dieses Instrument wird an Bord des europäischen Infrarotobservatoriums
HERSCHEL arbeiten, eines Weltraumteleskops
mit 3.5 Metern Öffnung, dessen Start für das
Jahr 2007 vorgesehen ist.
Das Institut ist auch am Nachfolger des Weltraumteleskops
HUBBLE, dem James Webb Space Telescope
(JWST), beteiligt (Abb. I.5). Das JWST wird einen ausklappbaren
Hauptspiegel mit etwa sechs Metern Durchmesser
sowie drei Fokalinstrumente erhalten. Im Rahmen
eines europäischen Konsortiums entwickelt das MPIA

12 I Allgemeines
die Kryo-Mechanismen zur Positionierung der optischen
Komponenten in einem der drei Fokalinstrumente, genannt
MIRI (Kap. IV.9). Dieses Gerät besteht aus einer
hochauflösenden Kamera und einem Spektrometer mittlerer
Auflösung. Es ist für den mittleren Infrarotbereich
von 5 µm bis 28 µm Wellenlänge ausgelegt. MIRI soll
je zur Hälfte von amerikanischen und europäischen Instituten
gebaut werden.
Gleichzeitig ist das MPIA an der Entwicklung von
NIRSPEC, dem zweiten Fokalinstrument des JWST, einem
Multiobjekt-Spektrographen für das nahe Infrarot,
beteiligt (Kap. IV.9). Auch hier soll das Institut kryogene
Mechaniken beisteuern. Ein solcher Beitrag würde den
Astronomen des MPIA weitere hervorragende Beobachtungsmöglichkeiten
mit hoher Auflösung im Infraroten
bieten. Auf beide Aufgaben, MIRI und NIRSPEC, ist das
Institut durch die erfolgreichen Entwicklungen von
ISOPHOT und PACS gut vorbereitet.
Abb. I.6: Mögliches Konzept des Weltrauminterferometers
DARWIN mit acht frei fliegenden Einzelteleskopen.
Seit 1998 vertritt das MPIA Deutschland in der DAR-
WIN Science Advisory Group. DARWIN (Abbildung
I.6) ist ein Weltrauminterferometer der Europäischen
Weltraumbehörde ESA, das nach 2015 starten soll.
Nach der derzeitigen Planung wird es aus bis zu acht
Teleskopen bestehen, die im Lagrange-Punkt L2, in 1.5
Millionen Kilometer Abstand von der Erde, die Sonne
umkreisen. Mit diesem Observatorium will man im mittleren
Infrarot extrasolare Planeten abbilden und spektroskopisch
analysieren. Derzeit beteiligt sich das Institut
an vorbereitenden Technologiestudien.
Auch an dem Weltraumprojekt GAIA der ESA wirkt
das MPIA mit. GAIA ist ein Observatorium, das zwischen
2010 und 2012 starten soll. Es wird der Nachfolger
des Astrometriesatelliten HIPPARCOS sein, jedoch
mit einer um mehrere Größenordnungen höheren Empfindlichkeit.
So soll GAIA die Positionen, Helligkeiten
und Radialgeschwindigkeiten von einer Milliarde Sterne
plus zahlreichen Galaxien, Quasaren und Asteroiden
bestimmen. Das Teleskop liefert photometrische Daten
in 15 Filterbereichen sowie Spektren in einem ausgewählten
Spektralbereich. Anders als HIPPARCOS wird

Abb. I.7: Die wichtigsten Instrumente des Instituts. Dargestellt
ist die räumliche Auflösung in Abhängigkeit vom Bildfeld.
GAIA jedoch keinen Inputkatalog erhalten. Daher wird in
der Datenauswertung zur automatischen Klassifikation
der Himmelskörper eine große Bedeutung zukommen.
Am MPIA beschäftigt man sich derzeit mit diesem
Problem.
Einen Überblick über die wichtigsten bereits arbeitenden
und demnächst anlaufenden Instrumente vermittelt
Abb. I.7. Sie zeigt oben die Empfindlichkeit in
Abhängigkeit von der Wellenlänge und unten die räumliche
Auflösung in Abhängigkeit von der Bildfeldgröße.
I.2 Wissenschaftliche Zielsetzung 13

14 I Allgemeines
I.3 Nationale und internationale Zusammenarbeit
Das Institut verdankt seinem Standort in Heidelberg
die Möglichkeit, in einem astronomisch besonders aktiven
Umfeld zu wirken. Die Zusammenarbeit mit
der Landessternwarte, dem Astronomischen Rechen-
Institut, dem Institut für Theoretische Astrophysik der
Universität oder der Abteilung Kosmophysik des MPI
für Kernphysik hat sich immer wieder in vielfältiger
Weise ergeben. Dies gilt derzeit vor allem für den DFG-
Sonderforschungsbereich Nr. 439, »Galaxien im jungen
Universum«, an dem alle genannten Heidelberger
Institute beteiligt sind.
Es kommt auch immer wieder zu Kollaborationen
mit den Max-Planck-Instituten für extraterrestrische
Physik in Garching und für Radioastronomie in Bonn,
sowie mit zahlreichen deutschen Landes- und Universitätsinstituten.
Einen Überblick vermittelt Abb. I.8.
Auch der Aufbau eines Deutschen Zentrums für Interferometrie
(Frontiers of Interferometry in Germany,
FRINGE) mit Sitz am MPIA unterstreicht die führende
Rolle des Instituts innerhalb Deutschlands bei dieser
zukunftsweisenden astronomischen Technik. Ziel ist
es, die Anstrengungen deutscher Institute und der Industrie
auf diesem Gebiet zu koordinieren. FRINGE
soll Geräte und Software zusammenführen, welche
die beteiligten Institute bauen. Ein weiteres konkretes
Ziel besteht in der Vorbereitung der nächsten Ge-
neration interferometrischer Instrumente. Dazu zählen
die Erweiterung des Instrumentes MIDI (Kap. II.4) bis
20 µm Wellenlänge und der Entwurf von APRÈS-MIDI
– einem Ausbau von MIDI zu einem vier Teleskope
einschließenden, abbildenden Interferometer; weiterhin
sind hier zu nennen: die Beteiligung an der Festlegung
neuer Abbildungsfähigkeiten des VLT-Interferometers
und eine Beteiligung an der Vorbereitung der
Weltraummission DARWIN. FRINGE war zusammen mit
anderen Interferometriezentren in Europa an der Gründung
der European Interferometry Initiative beteiligt.
Langfristiges Ziel ist die Einrichtung eines europäischen
Interferometriezentrums für den optischen und infraroten
Spektralbereich. An FRINGE sind das Astrophysikalische
Institut Potsdam, das Astrophysikalische Institut der
Universität Jena, das Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik
in Freiburg, das MPI für extraterrestrische Physik
in Garching, das MPI für Radioastronomie in Bonn, die
Universität Hamburg und das I. Physikalische Institut
der Universität Köln beteiligt.
Das MPIA ist an einer Reihe von EU-Netzwerken
und weltweiten Kollaborationen beteiligt, teilweise in
leitender Funktion. Hierzu zählen:
OPTICON: ein von der Europäischen Union finanziertes
Netz aller Betreiber größerer Teleskope in Europa mit
dem Ziel, die wissenschaftlich-technische Infrastruktur
Abb. I.8: Verteilung der Partnerinstitute des MPIA in Deutschland.
optimal zu nutzen und so die wissenschaftliche Ausbeute
zu erhöhen und Kosten zu sparen.
Im Rahmen von OPTICON beteiligt sich das Calar-
Alto-Observatorium mit dem 2.2- und dem 3.5-m-Teleskop
am Programm COMET, das insgesamt 20 europäische
Teleskope umfasst. Beobachtergruppen aus allen
Ländern der EU und aus assoziierten Ländern, denen
vom Programmkomitee des DSAZ Beobachtungszeit an
den Teleskopen zugeteilt wurde, erhalten freien Zugang
sowie wissenschaftliche und technische Unterstützung
bei der Durchführung ihrer Beobachtungen. OPTICON
gewährt dafür dem DSAZ einen finanziellen Ausgleich.
Ebenfalls mit Förderung von OPTICON und der
European Interferometry Initiative (EII), wird am
MPIA die oben bereits erwähnte Studie zu APRÈS-MIDI
durchgeführt. Weiterhin werden Software-Arbeiten zur
Bildrekonstruktion für LINC-NIRVANA (Kap. IV.5) unterstützt.
Schließlich fördert OPTICON eine so genannte Joint
Research Activity (JRA) des MPIA mit dem Osservatorio
Astrofisico di Arcetri und der Universität Durham.
Innerhalb des JRA wird ein Protopyp eines »Multiple

Field of View«-Wellenfrontsensors gebaut – einer besonderen
Art der »Multi-konjugierten Adaptiven Optik«.
Dabei geht es um die Lösung von Problemen, die bei
der adaptiv-optischen Bildfeldkorrektur für die extrem
großen Teleskope der nächsten Generation auftreten.
(Kap. V.5)
An der DFG-Forschungsgruppe »Laborastrophysik«
ist das MPIA zusammen mit den Universitäten Braunschweig,
Chemnitz, Dresden, Jena und Leiden beteiligt.
Damit nimmt das Institut eine neue Arbeitsrichtung auf,
die in der neu eingerichteten Außenstelle in Jena verfolgt
wird. (Kap. III.2.)
PLANETS: ein »Research Training Network« der EU,
in dem die theoretischen und empirischen Aspekte der
Entstehung und Entwicklung von protoplanetaren Scheiben
und Planeten untersucht werden.
SPITZER Legacy Program: SPITZER, das Infrarotteleskop
der NASA (vormals SIRTF), begann am 25. August
2003 seine für die Dauer von zweieinhalb Jahren geplante
Mission. Im Rahmen eines so genannten Legacy Program
erhalten Kollaborationen die Möglichkeit, groß
angelegte Beobachtungsprogramme durchzuführen. Das
MPIA beteiligt sich an einem solchen, bereits genehmigten
Programm zur Untersuchung der Entwicklung von
Scheiben bis hin zu Planeten.
SISCO (Spectroscopic and Imaging Surveys for
Cosmology): Dieses EU-Netzwerk ist der Untersuchung
der Galaxienentwicklung mit Hilfe von Himmelsdurchmusterungen
gewidmet. Auch hier hat das Institut mit
CADIS, COMBO-17 und GEMS (Kap. II.5) bereits erheblich
beigetragen. Weiterhin sind beteiligt: University of
I.3 Nationale und internationale Zusammenarbeit 15
Abb. I.9: Verteilung der internationalen Partnerinstitute des
MPIA.
Durham, Institute for Astronomy, Edinburgh, Universität
Oxford, Universität Groningen, Osservatorio Astronomico
Capodimonte, Neapel und ESO, Garching
GIF (German-Israeli Foundation): In diesem Rahmen
wird ein Programm zur Untersuchung von Gravitationslinsen
durchgeführt. Partner des MPIA ist die Universität
Tel Aviv.
The Sloan Digital Sky Survey (SDSS): Auf interna-
tionaler Ebene hat die Beteiligung an diesem Projekt eine
große Bedeutung (vgl. Kap. III.4). Es handelt sich um
die bislang umfangreichste Himmelsdurchmusterung,
bei der etwa ein Viertel des gesamten Himmels in fünf
Farbfiltern aufgenommen wird. Der endgültige Katalog
wird Positionen, Helligkeiten und Farben von schätzungsweise
hundert Millionen Himmelskörpern sowie
die Rotverschiebungen von etwa einer Million Galaxien
und Quasare enthalten. Die Beobachtungen werden mit
einem eigens für diesen Zweck gebauten 2.5-Meter-
Teleskop am Apache Point Observatory in New Mexico
ausgeführt. Das Projekt wird von einem internationalen
Konsortium amerikanischer, japanischer und deutscher
Institute durchgeführt. In Deutschland sind das MPIA
und das MPI für Astrophysik in Garching beteiligt.
Für die Sach- und Geldbeiträge des MPIA zum SDSS
erhalten einige Mitarbeiter des Instituts die vollen Datenrechte.

16 I Allgemeines
I.4 Lehre und Öffentlichkeitsarbeit
Diplomanden und Doktoranden aus der ganzen Welt
kommen zur Durchführung ihrer Examensarbeiten ans
Institut. Ein wesentlicher Teil des wissenschaftlichen
Nachwuchses absolviert sein Studium an der Uni-versität
Heidelberg; deshalb nehmen eine Reihe von Wissenschaftlern
des MPIA Lehrverpflichtungen an der
Universität wahr. Am Institut wird im Rahmen des Fortgeschrittenenpraktikums
für Heidelberger Physik- und
Astronomiestudenten ein Versuch zur Adaptiven Optik
angeboten: Innerhalb von vier Nachmittagen können
die Studenten einen Analysator zur Untersuchung der
Verformung von Lichtwellen aufbauen und optische
Aberrationen wie Koma und Astigmatismus bestimmen.
Der Versuch findet im Labor für Adaptive Optik am
MPIA statt. In einem weiteren Versuch geht es um die
Funktionsweise der CCD-Kamera.
Abb. I.9: Physikalisches Praktikum am MPIA. Links und rechts:
Stefan Hippler und Sebastian Egner (die Betreuer), in der Mitte
Felix Hormuth (der Student).
Zu den Aufgaben des Instituts gehört auch die Information
einer breiteren Öffentlichkeit über die Ergebnisse
der astronomischen Forschung. So halten Wissenschaftler
des Instituts Vorträge in Schulen, Volks-hochschulen
und Planetarien und treten insbesondere anlässlich
in der Öffentlichkeit stark beachteter astronomischer
Ereignisse auf Pressekonferenzen oder in Radio- und
Fernsehsendungen auf. Zahlreiche Besuchergruppen
kommen zum MPIA auf dem Königstuhl und zum Calar-
Alto-Observatorium. Regelmäßig im Herbst findet in
Zusammenarbeit mit der Landessternwarte eine bei Physik-
und Mathematiklehrern in Baden-Württemberg sehr
beliebte einwöchige Lehrerfortbildung statt.
Schließlich wird am MPIA die 1962 von Hans Elsässer,
dem Gründungsdirektor des MPIA, mitbegründete,
monatlich erscheinende Zeitschrift »Sterne und Weltraum«
herausgegeben. Die Zeitschrift wendet sich an
das allgemeine Publikum und bietet sowohl den Fachastronomen
als auch der großen Gemeinde der Amateurastronomen
ein lebhaftes Forum.

II Highlights
II.1 Sternentstehung in den Starburst-Haufen Arches und NGC 3603
In unserer Galaxis sind zahlreiche Sternentstehungsgebiete
bekannt, die sich in Alter und Größe erheblich
voneinander unterscheiden. Der erst 1995 entdeckte
Arches-Sternhaufen in der Nähe des Galaktischen
Zentrums nimmt eine besondere Stellung ein. Er zählt
zusammen mit zwei anderen bekannten Haufen zu
den extrem massereichen Starburst-Haufen. In diesen
Sternhaufen entstehen innerhalb kurzer Zeit auf engem
Raum mehrere tausend Sterne. Der Arches-Haufen eignet
sich ausgezeichnet dazu, die Entstehungsrate sehr
massereicher Sterne zu studieren. Die am Institut mit
entwickelte hoch auflösende Infrarotkamera CONICA
(ein Teil des Systems NACO) am Very Large Telescope
der ESO ermöglichte es erstmals, den zentralen Teil
des Haufens mit etwa 150 heißen O-Sternen räumlich
aufzulösen. NACO lieferte hier bessere Daten als das
Weltraumteleskop HUBBLE. Ein Vergleich mit dem jungen
Sternhaufen NGC 3603 im Carina-Spiralarm brachte
neue Erkenntnisse über die Sternentstehung in massereichen
Haufen.
Sternentstehungsregionen haben ganz unterschiedliche
Erscheinungsformen. So gibt es sehr weit ausgedehnte
Assoziationen mit geringer Sterndichte, wie den
Taurus-Auriga-Komplex, oder sternenreiche, kompakte
Haufen wie im Orion, wo in einem kleinen Volumen
mehr als 2000 Sterne entstanden sind. Extrem massereiche
Sternentstehungsgebiete findet man vor allem
in wechselwirkenden Galaxien wie den beiden
Antennen-Galaxien. Dort betragen die Massen der jungen
Sternhaufen bis zu einer Million Sonnenmassen.
Grundsatzproblem: anfängliche Massenverteilung
Viele Fragen sind in Bezug auf diese Sternentstehungsgebiete
noch offen. Eine der fundamentalen Größen,
die ein Sternentstehungsgebiet charakterisieren, ist die
sogenannte anfängliche Massenfunktion (Initial Mass
Function, IMF). Sie gibt den Anteil von Sternen in einem
jeweiligen Massenintervall bei der Entstehung eines
Haufens an. Ist diese IMF überall im Universum gleich,
oder hängt sie von physikalischen Größen, wie der chemischen
Zusammensetzung der interstellaren Materie
oder der Masse des jungen Haufens ab? Nach Untersuchungen,
die bis zu den Arbeiten von E. Salpeter in den
1950er Jahre zurückreichen, lässt sich die IMF univer-
sell mit einem Potenzgesetz mit einer Steigung von etwa
–1.3 beschreiben. Das heißt, die Anzahl der Sterne mit
Masse M nimmt proportional zu M –1.3 ab.
Gleichzeitig ist aber bekannt, dass sich um so massereichere
Sterne bilden, je massereicher auch die interstellare
Wolke ist, in welcher der Sternhaufen entsteht.
Außerdem nimmt man an, dass sich die massereichsten
Sterne nur in den dichtesten Gebieten der Wolke bilden.
Ein solcher Überschuss an massereichen Sternen kann
sich in einer besonders flachen Massenfunktion (mit
geringer Steigung) äußern.
Neben diesen Unterschieden in den Anfangsbedingungen
durchläuft ein Sternhaufen bereits in früher Zeit
eine dynamische Entwicklung. So wird vermutet, dass
die massereichen Sterne stets im Zentrum eines Haufens
stehen – zum einen, weil dort auch die Dichte der Wolke
ursprünglich am höchsten ist und ihre Entstehung begünstigt,
und zum anderen, weil die massereichen Sterne
aufgrund der Schwerkraft zum Zentrum »absinken«.
Dies hätte zur Folge, dass ein großer Sternhaufen ein
Zentralgebiet mit überproportional vielen massereichen
Sternen besitzt, das von einem mehr oder weniger stark
ausgebildeten Halo aus masseärmeren Sternen umgeben
ist. Diese masseärmeren Sterne würden dann durch
äußere gravitative Einflüsse, wie das Schwerefeld der
Galaxie, eher aus dem Haufen gedrängt als die massereicheren
Sterne.
Diese Vorgänge erschweren es, die IMF in einem
Sternhaufen zu bestimmen. Hinzu kommen noch beobachtungstechnische
Probleme: So sind grundsätzlich die
beiden »Enden« der IMF meist nur schlecht definiert. Auf
der einen Seite hat man das Problem, die lichtschwachen
Objekte vollständig nachzuweisen. Auf der anderen
Seite verhindert die geringe Lebensdauer der massereichen
Sterne oft eine komplette Bestandsaufnahme: Die
massereichsten Sterne explodieren bereits nach einigen
Millionen Jahren als Supernovae.
Die IMF lässt sich somit am ehesten in sehr jungen
und möglichst nahen Sternhaufen bestimmen. Diese stellen
den Beobachter wiederum vor ein anderes Problem:
Die Mitglieder sind im Allgemeinen noch im Inneren der
Dunkelwolke versteckt, in der sie entstanden sind. Daher
lassen sich diese Haufen oft nur im Infraroten beobachten,
wo der Staub das Licht weniger stark abschwächt
als im Sichtbaren.
17

18 II Highlights
Galaktisches
Zentrum
a
b
Abb. II. 1: a) Aufnahme des Gebietes um das Galaktische Zentrum
im Nahen Infrarot (Bildfeld ca. 20 Bogenminuten mal
7 Bogenminuten) mit dem Arches-Haufen (Bild: 2MASS);
b) Arches, aufgenommen mit NACO am VLT. Das Bild ist
zusammengesetzt aus Aufnahmen bei 1.65 µm und 2.2 µm
Wellenlänge.
Die IMF ist eine zentrale Größe des Phänomens der
Sternentstehung. Sie dient auch als Instrument, um die
Sternentstehungsrate im frühen Universum zu ermitteln.
In sehr weit entfernten Galaxien lassen sich nämlich
die Sternentstehungsgebiete nicht mehr räumlich auflösen.
Vielmehr schätzt man die Sternentstehungsrate
aus dem Spektrum oder den Intensitäten in einzelnen
Wellenlängenbereichen, gemittelt über die gesamte
Galaxie, ab. Hierfür verwendet man die in der Milchstraße
oder in Nachbargalaxien ermittelte IMF.
Der Arches-Haufen im Galaktischen Zentrum
In der Milchstraße sind nur drei Haufen bekannt, die
man aufgrund ihrer Sterndichte zu den Starburst-Haufen
zählt: die nahe am Galaktischen Zentrum befindlichen
Haufen Arches (Abb. II.1) und Quintuplett sowie NGC
3603 im Carina-Spiralarm (Abb. II.2).
Der Arches-Haufen ist in mancherlei Hinsicht spektakulär.
Er steht nur etwa 25 Parsec (ca. 80 Lichtjahre)
vom Galaktischen Zentrum entfernt, so dass auf ihn
sehr starke Gezeitenkräfte einwirken. Darüber hinaus
ist dieser Bereich der Galaxis offenbar sehr turbulent.
Im Radiobereich hat man in der Nähe des Haufens ein
großes bogenförmiges Gasfilament (Englisch : arc) entdeckt,
nach dem der Haufen benannt wurde. Da der
Arches-Haufen erst etwa zwei bis drei Millionen Jahre
alt ist, existiert in seinem Zentralbereich noch eine ca.
150 Mitglieder umfassende Population massereicher O-
Sterne sowie etwa zwölf Wolf-Rayet-Sterne (massereiche
Sterne mit starkem Massenverlust). Die Sterndichte
wird im Zentralbereich auf 10 000 Sonnenmassen pro
Kubiklichtjahr geschätzt, und mit einer Gesamtmasse
von über 10 000 Sonnenmassen liegt Arches bereits am
unteren Ende der Massenskala der Kugelsternhaufen.
Die Nähe zum Galaktischen Zentrum hat für den
Arches-Haufen fatale Folgen. Computermodellen zufolge
wird er innerhalb von etwa 20 Millionen Jahren
dynamisch zerrissen. Der mit einem Alter von etwa vier
Millionen Jahren knapp doppelt so alte Quintuplett-
Haufen zeigt bereits deutliche Spuren dieser Auflösung.
Diese Starburst-Haufen sind derzeit die einzigen bekannten
Orte in der Milchstraße, an denen man eine
stellare Population gemeinsamen Ursprungs über den
gesamten Massenbereich, von den heißesten und massereichsten
Sternen bis hin zu den Braunen Zwergen,
studieren kann.

a
b
II.1 Sternentstehung in den Starburst-Haufen Arches und NGC 3603 19
Abb. II. 2: a) Der Starburst-Haufen NGC 3603 mit dem zentralen
Haufen HD 97950, aufgenommen mit ISAAC am VLT der ESO
bei 1.24 µm, 1.65 µm und 2.17 µm Wellenlänge. Die Seitenlänge
des Bildes von 3.4 Bogenminuten entspricht etwa 7 Parsec (20
Lichtjahren); b) HD 97950, die dichteste Region in NGC 3603.
Allerdings stellt der Arches-Haufen für die Beobachter
eine echte Herausforderung dar. Im optischen Spektralbereich
ist er nämlich nicht zu beobachten, weil
dichte Staubwolken das sichtbare Licht um 24 bis
34 Größenklassen abschwächen. Das entspricht einer
Abschwächung der Intensität um 10 bis 14 Größenordnungen.
Nur im Infraroten lässt sich dieser Haufen detailliert
untersuchen. Da das Zentralgebiet extrem dicht
besiedelt ist, benötigt man hierfür allerdings eine sehr
hohe räumliche Auflösung. Dies ist ein ideales Einsatzgebiet
für das adaptive Optiksystem NACO am VLT.

20 II Highlights
NACO ist eine Kombination aus der Kamera CONICA
für das nahe Infrarot, die auch spektroskopisch und polarimetrisch
arbeiten kann, mit dem adaptiv optischen
System NAOS. CONICA entstand unter Federführung des
MPIA (in Zusammenarbeit mit dem MPE in Garching)
im institutseigenen Labor in Heidelberg, NAOS wurde von
Kollegen aus Frankreich beigesteuert. NAOS ging Ende
2001 am Teleskop YEPUN in Betrieb und liefert seitdem
Aufnahmen, deren Auflösung nur durch die Beugung am
des 8-m-Teleskop begrenzt ist (s. Jahresbericht 2001, S.
13).
Astronomen des Instituts beobachteten Arches im
Frühjahr 2002 mit CONICA bei den Wellenlängen 1.65
µm (H-Band) und 2.2 µm (K-Band); die komplizierten
Daten wurden im Jahr 2003 ausgewertet. Das Seeing
war während einiger Aufnahmen nicht optimal, so dass
NACO nicht seine maximal mögliche Leistungsfähigkeit
erreichte. Dennoch war das Ergebnis äußerst beeindruckend.
In beiden Filterbereichen betrug die räumliche
Auflösung 0.085 Bogensekunden. Mit Belichtungszeiten
von 14 Minuten im H- und 7 Minuten im K-Band wurden
Grenzgrößen von 22 mag und 21 mag erreicht.
Abb. II.3: Vergleich der Farben-Helligkeits-Diagramme: Links
mit der adaptiv optischen Kamera HOKUPA'A am GEMINI-
Teleskop, Hawaii, Mitte mit NICMOS an Bord des HST und
rechts mit NACO am VLT
K s [mag]
10
12
14
16
18
20
22
Damit übertraf NACO das Weltraumteleskop HUBBLE,
mit dessen Infrarotkamera NICMOS Arches im selben
Wellenlängenbereich beobachtet worden war. Die höhere
räumliche Auflösung von NACO am VLT erlaubte den
Nachweis von um eine Größenklasse schwächeren Sternen
(Faktor 2.5 in der Intensität) als das mit NICMOS
möglich war. Zudem wurde erstmals der Zentralbereich
des Haufens in Einzelsterne aufgelöst. Mit NACO ließen
sich rund 50 % mehr nahe beieinander stehende Sterne
identifizieren als mit NICMOS. Auch ein Vergleich der
Farben-Helligkeits-Diagramme (Abb. II.3) zeigt den mit
NACO erzielten Fortschritt: Die Hauptreihe ist wesentlich
besser definiert als mit NICMOS. Ebenfalls gezeigt
sind Beobachtungsdaten, die mit der adaptiv optischen
Kamera HOKUPA'A am GEMINI-Teleskop auf Hawaii
gewonnen wurden. Die Folgen der niedrigen Auflösung
früherer adaptiver Optiksysteme wie HOKUPA'A äußern
sich in einer schlecht definierten Hauptreihe, deren Fehler
auch in die abgeleitete Massenfunktion eingehen.
Für die Umrechnung der beobachteten Farben und
Helligkeiten in Sternmassen wurden theoretische Entwicklungsmodelle
für ein Haufenalter von zwei Millionen
Jahren eingesetzt. Für die Entfernung des Haufens wurde
der für das Galaktische Zentrum geltende Wert von 8000
pc (26 000 Lj) angenommen. Zudem war es nötig, aus
den Farben die Extinktion zu ermitteln. Hierbei erwies
es sich, dass im Zentralteil des Arches-Haufens in einem
GEMINI/Hokupa’a
Arches
HST/NICMOS VLT/ NAOS– CONICA
0 2
H – K s [mag]
4
424 Objekte 771 Objekte 1339 Objekte
0 2
H – K s [mag]
4
Arches Haupsequenz
Wulst
0 2
H – K s [mag]
4
66 M
46 M
20 M
8 M
3 M
1.3 M

sphärischen Bereich mit einem Radius von 0.2 Parsec
(0.65 Lichtjahren) die Extinktion verhältnismäßig gering
ist. Weiter außen nimmt die Extinktion bis zu 0.8 Parsec
(2.6 Lichtjahren) Radius um zehn Größenklassen
zu. Offenbar wirkt sich bereits die stellare Aktivität der
heißen Sterne aus, die mit ihren intensiven Winden eine
Blase frei gefegt haben.
Aus diesen Daten ließ sich die IMF für die inneren 0.8
Parsec des Arches-Haufens bis herunter zu zwei Sonnenmassen
ermitteln. Allerdings tritt bei den masseärmeren
Sternen das Problem auf, dass diese zum einen lichtschwach
sind und sich zum anderen vornehmlich in den
Außenbezirken aufhalten. Dies erhöht die Wahrscheinlichkeit,
dass sie mit Vordergrundsternen verwechselt
werden. Daher beschränkten sich die Astronomen des
Instituts darauf, die IMF für Sterne im Bereich von 4 bis
65 Sonnenmassen zu bestimmen.
Der Bereich von 10 bis zu 65 Sonnenmassen ließ
sich sehr gut mit einem Potenzgesetz der Steigung
–0.9 beschreiben. Dieser Wert ist etwas geringer als
der Durchschnittswert in der Galaxis. Konzentriert man
sich auf den zentralen Bereich mit einem Radius von 5
Bogensekunden, so wird die Steigung mit –0.6 noch geringer,
was auf einen überdurchschnittlich hohen Anteil
massereicher Sterne hindeutet (Abb. II.4). Unterhalb
von 10 Sonnenmassen zeigt die Massenfunktion ein sehr
ungewöhnliches Verhalten, da ihre Steigung praktisch
auf Null abfällt. Dies bedeutet, dass im Bereich einiger
Sonnenmassen gegenüber normalen Regionen in
der Milchstraße, wo die Massenfunktion zu niedrigen
Massenwerten steil ansteigt, sehr viele Sterne fehlen.
Ein solcher Mangel massearmer zugunsten massereicher
Sterne wurde zuvor in extragalaktischen Gebieten
intensiver Sternentstehung vermutet, jedoch bisher nicht
direkt beobachtet.
Dies lässt sich in zwei Richtungen deuten. Entweder
sind in Arches prozentual mehr massereiche Sterne entstanden
als in anderen galaktischen Sternhaufen, was
N
100
10
1
R < 5 G NACO = – 0.6 0.22
0 0.5 1 1.5 2
lg (M /M )
Abb. II. 4: Massenfunktion für den Zentralbereich des Arches-
Haufens, gewonnen mit NACO.
ACO
II.1 Sternentstehung in den Starburst-Haufen Arches und NGC 3603. 21
die Theorie bestätigen würde, wonach sehr massereiche
Sterne bevorzugt in großen Haufen entstehen. Denkbar
ist aber auch, dass die massereichen Sterne bereits in
größerem Maße zum Zentrum hingewandert sind, wo die
Beobachtung vorgenommen wurde.
NGC 3603 im Carina-Spiralarm
Um einen möglichen Einfluss des nahen Galaktischen
Zentrums auf die Sternentstehung in Arches zu erforschen,
beobachteten Astronomen des Instituts NGC
3603, den einzigen bekannten Starbust-Haufen außerhalb
des galaktischen Zentralbereichs. Dieses 6000 Parsec
(19 000 Lichtjahre) entfernte Sternentstehungsgebiet befindet
sich in einer vergleichsweise ruhigen Region,
dem Carina-Spiralarm. Der Carina-Arm geht in den
Sagittarius-Arm über, so dass beide zusammen mit
40 000 Parsec (125 000 Lichtjahren) den längsten bekannten
Spiralarm der Galaxis bilden. Er windet sich
zu 2/3 eines Vollkreises um das Galaktische Zentrum
herum.
NGC 3603 ist im Unterschied zu Arches kaum von
Staub verdeckt: Die visuelle Extinktion liegt zwischen 4
mag und 5 mag. Dies ist der Grund, weshalb die Sterne
im Bereich des sichtbaren Lichts leicht beobachtbar sind
und John Herschel den Haufen bereits 1834 entdeckte.
Mit einer gesamten stellaren Leuchtkraft von etwa zehn
Millionen Sonnenleuchtkräften übertrifft er den Orion-
Haufen um das Hundertfache.
Im Zentrum von NGC 3603 befindet sich der massereiche
Haufen HD 97950, in dem drei Wolf-Rayet-
Sterne und etwa 36 O-Sterne bekannt sind. Die Wolf-
Rayet-Sterne haben in einem Umkreis von 0.6 Parsec (2
Lichtjahren) den Staub weggefegt, so dass der Haufen gut
sichtbar ist. Seine Zentraldichte wird wie beim Arches-
Haufen auf 10 000 Sonnenmassen pro Kubiklichtjahr,
seine Gesamtmasse auf 7000 Sonnenmassen geschätzt.
Für den Vergleich von HD 97950 mit Arches dienten
Aufnahmen aus dem Jahre 1999, gewonnen mit dem
Instrument ISAAC am VLT bei einem exzellenten Seeing
von 0.4 Bogensekunden (Abb. II.2). Dieser Datensatz ermöglichte
die derzeit am tiefsten reichende Photometrie
von HD 97950. Die Daten belegen, dass der Sternhaufen
mit einem Alter von 0.3 bis 1 Million Jahren noch jünger
ist als Arches.
Auch für HD 97950 wurde auf dieselbe Weise
wie für Arches die Massenfunktion bestimmt. Für das
Zentralgebiet mit 0.8 Parsec (2.5 Lichtjahren) Radius
ergab sich in dem Bereich von 0.4 bis 20 Sonnenmassen
eine Exponentialfunktion, die mit einer Steigung von
–0.9 mit der von Arches praktisch identisch ist. Aufgrund
der sehr hohen Empfindlichkeit von ISAAC waren die
massereichsten Sterne im Haufenzentrum überbelichtet,
so dass das obere Ende der Massenfunktion nicht verglichen
werden kann. Vorläufige Beobachtungsdaten deu-

22 II Highlights
ten jedoch an, dass im innersten Bereich mit 0.2 Parsec
Radius die Massenfunktion mit einer Steigung von –0.3
nahezu vollständig abflacht. Hier zeigt sich also ein ähnlicher
Trend zu einer Häufung massereicher Sterne wie
im galaktischen Zentralgebiet. Am massearmen Ende
setzt sich die Massenfunktion jedoch unverändert fort, so
dass ein Mangel an Sternen niedriger Masse hier höchstens
im Zentrum aufzutreten scheint. Dies unterstreicht
die Außergewöhnlichkeit der Massenfunktion in Arches,
die für die Interpretation von Sternentstehungsgebieten
in Galaxienkernen im nahen und fernen Universum von
Bedeutung sein könnte.
Wahrscheinlich bildeten sich bereits zu Beginn
mehr massereiche Sterne im Zentralteil, weil dort die
Materiedichte am höchsten war. Im weiteren Verlauf
der Entwicklung strebten dann zusätzlich die großen
Sterne in den Kernbereich des Haufens. Die theoretisch
abgeschätzte dynamische Zeitskala von zwei Millionen
Jahren legt dieses Szenario nahe.
Unklar ist in beiden Fällen, wie stark Vordergrundsterne
in den Außenbereichen der Haufen, wo man die
masseärmeren Sterne findet, die Massenfunktion verfälschen.
Zukünftige Beobachtungen sollen diese Frage
klären helfen. Hierfür wäre es nötig, hoch auflösende
Spektren im nahen Infraroten zu bekommen.
Sterne, die aus dem Haufen herausfliegen, sollten höhere
Radialgeschwindigkeiten besitzen als gebundene
Haufenmitglieder oder auch als Vordergrundsterne.
Zukünftige Instrumente wie CRIRES an VLT könnten
diese Daten liefern. Außerdem ließen sich mit einer
genauen Analyse der Spektraltypen Vordergrundsterne
identifizieren. Hierfür wäre das Instrument SINFONI/
SPIFFI, ebenfalls am VLT, geeignet.
(A. Stolte, W. Brandner, E.K. Grebel, R. Lenzen
Beteiligte Institute: Space Telescope Science Institute,
Baltimore, Max-Planck-Institut für extraterrestrische
Physik, Garching)

II.2 KH 15D – ein ungewöhnlicher junger Doppelstern
Bei einer photometrischen Durchmusterung des jungen
Offenen Sternhaufens NGC 2264 wurde 1995 ein stark
variables Objekt entdeckt, das die Bezeichnung KH
15D erhielt. Seine Periode beträgt 48 Tage; es befindet
sich während fast der Hälfte dieser Zeit in einem tiefen
Minimum. Detaillierte Beobachtungen zeigen, dass es
sich um ein junges Objekt handelt, möglicherweise um
ein relativ enges Doppelsternsystem mit bipolarem Jet,
das von einer zirkumbinären Staubscheibe verdeckt
wird. Zur Zeit schaut nur ein Stern immer wieder aus
der Scheibe hervor. KH 15D bietet eine einzigartige
Möglichkeit, Struktur und Entwicklung des zirkumstellaren
Materials innerhalb verhältnismäßig kurzer Zeit
und mit hoher räumlicher Auflösung zu studieren. Im
Berichtsjahr setzten Astronomen aus aller Welt ihre
Beobachtungsdaten wie zu einem Puzzle zusammen,
um ein konsistentes Bild des Objekts zu erhalten.
Daran hatten Astronomen des MPIA einen bedeutenden
Anteil.
Der Offene Sternhaufen NGC 2264 (Abb. II.5) ist
760 pc (2500 Lj) entfernt und 2 bis 4 Millionen Jahre
alt. In diesem Haufen befindet sich der Konus-Nebel,
dessen Aufnahme mit dem Weltraumteleskop HUBBLE
im Jahr 2002 in den Medien große Aufmerksamkeit
erlangte. Das Objekt KH 15D steht nördlich des Konus-
Nebels und fällt durch seine starke Variabilität mit einer
Periode von 48 Tagen auf: Im Maximum erreicht seine
scheinbare Helligkeit etwa 14.5 mag, im Minimum
sinkt sie bis unter 18 mag ab (Abb. II.6 a,b). Das bisher
Einzigartige an diesem Minimum ist seine extrem lange
Dauer in Verbindung mit der langen Periode. Es ist kein
anderer periodisch variabler Stern bekannt, der solch
eine Kombination aus Periode und Bedeckungsphase
aufweist.
Es wurde den an den Untersuchungen beteiligten
Astronomen schnell klar, dass ein lichtschwacher Stern
oder Planet als verdunkelndes Objekt nicht in Frage
kommt. Ein solcher Körper würde auf einer Keplerbahn
mit 48 Tagen Umlaufdauer den Stern höchstens einen
halben Tag lang verdecken. Für die Abschattung kommt
nur ein ausgedehntes Gebilde, etwa eine Staubscheibe,
in Frage. Ungewöhnlich ist auch das Verhalten des
Sterns während des Minimums. So stieg seine Helligkeit
während einiger Minimumsphasen überraschenderweise
kurzzeitig an und überstieg in manchen Fällen sogar das
normale Niveau im Maximum. Das letztere Verhalten
war bis vor kurzem überhaupt nicht zu erklären.
Im Farben-Helligkeits-Diagramm befindet sich KH
15D nicht auf der Hauptreihe. Sternentwicklungsrechnungen
ergeben für den Stern ein Alter von 2 bis 10 Millionen
Jahre, was im Rahmen der Ungenauigkeit mit dem Alter
des Haufens NGC 2264 übereinstimmt. Nach diesen
Rechnungen und spektroskopischen Beobachtungen
handelt es sich um einen Vorhauptreihen- oder T-Tauri-
Stern. Er zeigt relativ schwache Emissionslinien, wie sie
für etwas ältere T-Tauri-Sterne nicht untypisch ist.
Das geringe Alter von KH 15D weckte die Hoffnung,
dass man hier möglicherweise Entwicklungsstadien in
zirkumstellarem Staub beobachten kann, die letztlich
zur Bildung eines Planeten führen. Im Rahmen von zwei
internationalen Beobachtungskampagnen, die jeweils
vom Herbst bis Frühjahr 2001/2002 und 2002/2003
liefen, wurden an einer Vielzahl von Observatorien rund
um die Welt die Helligkeitsschwankungen von KH 15D
photometrisch gemessen. Daran war auch das Calar-
Alto-Observatorium des MPIA in Spanien beteiligt.
Auf deutscher Seite arbeiteten weiterhin die Thüringer
Landessternwarte Tautenburg und die Universitäts-
Sternwarte München an dem Projekt mit. Ziel war es,
die Lichtkurve mit möglichst hoher zeitlicher Auflösung
und photometrischer Genauigkeit aufzuzeichnen.
Eine genaue Analyse des umfangreichen Datenmaterials
zeigt, dass Ein- und Austritt der Bedeckungsphase
nicht genau symmetrisch verlaufen. Sie dauern 1.5 bzw.
1.9 Tage. Die Periode lässt sich sehr genau zu 48.345
Tagen bestimmen, wobei der Stern fast 20 Tage lang
bedeckt ist (Abb. II.7). Verblüffend ist das Verhalten des
Systems über mehrere Jahre hinweg: In den acht Jahren
seit seiner Entdeckung hat die Helligkeit im Minimum
linear abgenommen (Abb. II.8), die Totalitätsdauer hat
um etwa einen Tag pro Jahr zugenommen.
Möglicherweise handelt es sich um ein Phänomen, das
erst ein bis zwei Jahrzehnte alt ist. Eine Untersuchung
älterer Aufnahmen aus den Jahren 1913 bis 1951 ließ
keine Variabilität um mehr als eine Größenklasse erkennen:
In der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts haben also
gar keine oder nur sehr kurze Verfinsterungsphasen mit
Helligkeitsschwankungen von mehr als einer Größenklasse
stattgefunden. Das Studium von Photoaufnahmen
aus dem Archiv des Observatoriums Asiago aus den
Jahren 1967 bis 1982 brachte weitere Klärung über
das photometrische Verhalten von KH 15D. Es zeigte
sich, dass der Stern in dieser Zeit bereits mit gleichen
Periode wie heute (48 Tage) variabel war, allerdings mit
einer Amplitude von nur 0.7 Größenklassen. Darüber
hinaus war er im Maximum 0.9 Größenklassen heller
als heute.
Weitere Hinweise auf die Natur des abschattenden
Materials erbrachten photometrische Messungen
in unterschiedlichen Farbbereichen. Wie Abb. 9 zeigt,
wird das Licht während der Totalität nicht gerötet.
Hieraus lässt sich schließen, dass die absorbierenden
Staubteilchen verhältnismäßig groß (erheblich größer als
23

24 II Highlights
die Wellenlänge des Lichts) sein müssen. Es ist denkbar,
dass sich in der Scheibe bereits makroskopisch große
Körper gebildet haben. Während des Minimums zeigt
sich lediglich eine geringfügige Blaufärbung um etwa
0.1 mag. Diese könnte von kleinsten Staubteilchen in
geringen Mengen stammen, die das Sternlicht streuen.
Zwar sind die Messwerte im Minimum ungenauer als
außerhalb davon, es scheint aber während dieser Phase
innerhalb von einer Stunde echte Helligkeitsvariationen
um bis zu 20 % zu geben. Deren Ursache ist unklar,
aber vermutlich wird in diesen Phasen Licht an kleinen
Wolken gestreut, oder es scheint durch Lücken in der
Abb. II. 5: Der Sternhaufen NGC 2264 mit dem Konus-Nebel
unterhalb der Mitte. (Bild: Takahashi)

a
b
KH 15D
Abb. II.6: Gebiet in NGC 2264 mit KH 15D a) im Maximum und
b) im Minimum. (Bild: W. Herbst)
Scheibe hindurch. Diese Wolken oder Lücken können
nicht größer als 0.01 AE sein, sofern sie sich auf
Keplerbahnen um den Stern bewegen. Das entspricht
etwa dem Sonnendurchmesser.
Über den Stern erfuhren die Astronomen weitere interessante
Details mit Hilfe spektroskopischer Beobachtungen
mit dem Echelle-Spektrographen UVES am Very
Large Telescope der ESO. So zeigt die Emissionslinie
Hα von Wasserstoff ein Doppelprofil mit einer zentralen
Absorption, wobei die Linienflanken Radialgeschwin
digkeitswerte bis ±300 km/s erreichten. Dies lässt sich
damit erklären, dass der Stern Gas aus der Umgebung
aufsammelt (akkretiert). Je nach Bedeckungsphase zeigen
die beobachteten Profile der Hα-Linie ganz unterschiedliche
Strukturen. Aus dieser zeitlichen Variabilität
I [mag]
14
15
16
17
18
19
– 0.4 – 0.2 0.0 0.2 0.4
Phase, Periode = 48.345 Tage
Abb. II.7: Die Lichtkurve der Beobachtungskampagne 2002/03.
Die Periode beträgt 48.345 Tage.
I [mag]
V – I [mag] V – R [mag]
14
15
16
17
18
19
0.5
1.0
1.5
2.0
II.2 KH15D – ein ungewöhnlicher junger Doppelstern 25
95/96 96/97 97/98 98/99 99/00 00/01 01/02 02/03
0 500 1000 1500 2000 2500
Julianisches Datum – 2450000 [d]
Abb. II.8: Die Lichtkurven seit 1995 zeigen, wie die Schwächung
des Sternlichts im Minimum linear zugenommen hat.
– 0.4 – 0.2 0.0 0.2 0.4
Phase (Periode = 48.345 Tage)
Abb. II.9: Farbverhalten von KH 15D außerhalb und während der
Bedeckung (um Phase 0.0). Im Minimum erscheint der Stern
etwas bläulicher.

26 II Highlights
der Linienprofile lässt sich im Prinzip die Struktur des
Emissionsliniengebietes mit unglaublich hoher räumlicher
Auflösung (wie sie theoretisch von einem optischen
1-km-Teleskop realisiert werden könnte) rekonstruieren.
Jedoch reicht die zeitliche Dichte der Datenpunkte noch
nicht aus, um eine solche Rekonstruktion vernünftig
vorzunehmen. Kein anderer T-Tauri-Stern bietet die
Möglichkeit, Modelle dieses Typs junger Sterne direkt
zu testen.
Auch eine verbotene Emissionslinie des neutralen
Sauerstoffs [OI] ließ sich nachweisen, sie zeigt eine
Doppelstruktur, deren Maxima etwa bei ± 20 km/s liegen.
Sie hat eine andere Ursache als die Wasserstofflinie:
Sie deutet darauf hin, dass von dem T-Tauri-Stern aus
zwei eng gebündelte Gasstrahlen, so genannte Jets, in
entgegengesetzten Richtungen ins All schießen. Je stärker
die Achse der Jets gegen die Sichtlinie geneigt ist,
desto geringer sind die beiden im Spektrum gemessenen
Radialgeschwindigkeiten. Nimmt man für die Teilchen
im Jet eine typische Strömungsgeschwindigkeit von
200 km/s an, so ergibt sich daraus eine Neigung der
Strömungsrichtung gegen die Sichtlinie von 84 Grad.
Man beobachtet den Jet also fast genau von der Seite.
Im Laufe des Berichtsjahres wurde intensiv darüber
diskutiert, wie sich alle Beobachtungsergebnisse
konsistent erklären lassen. Derzeit geht man davon
aus, dass KH 15D ein enges Doppelsystem ist, dessen
beide Komponenten sich in einem durchschnittlichen
Abstand von 0.25 AE mit einer Periode von 48 Tagen
umkreisen (Abb. II.10). Die Bahnebene ist stark gegen
die Sichtlinie geneigt. Die beiden Sterne A und B sind
von einer gemeinsamen Staubscheibe umgeben, deren
Äquatorebene gegen die Bahnebene geneigt ist. Im
Laufe der Jahre verschiebt sich durch Präzession die
Neigung der Scheibe relativ zur Bahnebene der Sterne,
wodurch sich eine wechselnde Bedeckungsgeometrie
ergibt. So bedeckt in manchen Phasen die Scheibe nur
zeitweise einen Stern, wodurch die Periode von 48
Tagen mit geringer Amplitude erklärt wird, die vor einigen
Jahrzehnten beobachtet wurde.
In anderen Phasen erwartet man, dass beide Sterne
mehr oder weniger stark bedeckt werden, was zu den tiefen
Minima führt, deren Dauer von dem Bedeckungsgrad
beider Bahnen abhängt. So geht man davon aus, dass seit
etwa 1998 die Scheibe die gesamte Bahn von Stern B
und einen großen Teil der Bahn von Stern A bedeckte.
Dadurch kommt es seitdem zu den lang andauernden
tiefen Bedeckungsphasen. Geht die derzeitig beobachtete,
kontinuierliche Verlängerung der Bedeckungsphase
um ein bis zwei Tage pro Jahr weiter, so müsste die
zirkumbinäre Scheibe in ein bis zwei Jahrzehnten beide
Sterne bedecken.
KH 15D ist ein faszinierendes Objekt, unter anderem
auch deshalb, weil sich hier offensichtlich
Veränderungen in der Umgebung eines jungen Sterns
auf kurzen Zeitskalen abspielen. Die Astronomen des
Instituts planen daher weitere Beobachtungen, insbeson-
1960
1970
0.1 AE
Stern B
dere mit dem Weltraumteleskop HUBBLE oder mit der
Hochleistungs-Infrarotkamera NACO. Darüber hinaus
sollte die geplante hoch auflösende Spektroskopie mit
den Spektrographen UVES am VLT der ESO und HIRES
am Keck-Observatorium auf Mauna Kea (Hawaii) während
der Bedeckungsphase die einmalige Chance liefern,
das Emissionsgebiet des Doppelsterns mit bisher nicht
da gewesener räumlicher Auflösung zu rekonstruieren.
(R. Mundt, C. Bailer-Jones, M. Lamm in enger
Zusammenarbeit mit Bill Herbst und Catrina Hamilton
(Wesleyan Observatory, Middletown, USA).
Beteiligte Institute: Thüringer Landessternwarte
Tautenburg, Universitäts-Sternwarte München,
Rice University, Houston, USA, U.S. Naval Obs.,
Flagstaff, USA, University of Berkeley, USA, NASA
Ames Research Center, Moffett Field, USA, Colgate
University, Hamilton, USA, Ulugh Beg Astronomical
Institute, Taschkent, Usbekistan, Tel Aviv University, Tel
Aviv, Israel)
1995
2002
Stern A
Abb. II.10 : Das zur Zeit beste Modell von KH 15D. Die beiden
Sterne A und B umlaufen einen gemeinsamen Schwerpunkt. Die
z-Achse weist zum Beobachter, die mit Jahren gekennzeichneten
Linien definieren die rechte Kante der Staubscheibe, die sich
von links nach rechts vor das Doppelsystem schiebt. (J. Winn,
Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics)

II.3 Eine neue Methode zur Beobachtung protoplanetarer Scheiben
Es ist mittlerweile unumstritten, dass viele Sterne von
Planeten umkreist werden. Dies gilt insbesondere für
sonnenähnliche Sterne, wie die Entdeckung zahlreicher
extrasolarer Planeten in den vergangenen Jahren
gezeigt hat. Ebenfalls gesichert ist die Vorstellung, dass
diese Planeten in Staubscheiben junger Sterne entstehen.
Viele Details der Planetenentstehung sind jedoch
nach wie vor unklar, weil sich die protoplanetaren
Scheiben nicht räumlich detailliert beobachten lassen.
Astronomen des Instituts haben eine neue Methode eingesetzt,
um die Struktur der zirkumstellaren Scheiben
zu untersuchen. Sie nutzen hierfür die am MPIA mit entwickelte
Infrarotkamera NACO am Very Large Telescope
der ESO im Polarisationsmodus. Die erste Beobachtung
einer Scheibe um den jungen Stern TW Hydrae war sehr
vielversprechend. Die Scheibe konnte so nahe am Stern
abgebildet werden wie nie zuvor.
Sterne bilden sich durch den Gravitationskollaps
interstellarer Wolken. Überschreitet eine solche Wolke
eine bestimmte Grenzmasse, so zieht sie sich unter dem
Einfluss der eigenen Schwerkraft zusammen. Rotiert
die Wolke anfänglich langsam, so beschleunigt sich
ihre Rotation mit fortschreitendem Kollaps. Die immer
stärker werdenden Fliehkräfte ziehen die Wolke senkrecht
zur Rotationsachse auseinander und flachen sie zu
einer Scheibe ab. Im Zentrum entsteht ein Stern, in der
Scheibe bilden sich Planeten.
Planetenentstehung und Strukturen in protoplanetaren
Scheiben
Die Planetenentstehung läuft nach heutigen Vorstellungen
in mehreren Stufen ab. Zunächst sind Staub und
Gas vermischt, und die festen Partikel wachsen weiter
an, indem sie zusammenstoßen und aneinander haften
bleiben. Die auf diese Weise immer schwerer werdenden
Teilchen sinken nun aufgrund der Schwerkraft zur
Mittelebene der Scheibe und bilden dort eine verhältnismäßig
dünne Staubscheibe. Da durch diesen Prozess die
Staubdichte zunimmt, stoßen die Teilchen jetzt öfter zusammen
und wachsen so zu Planetesimalen mit einigen
Kilometern Durchmesser an. Diese Körper können durch
Zusammenstöße aufgrund gravitativer Wechselwirkung
zu Planeten anwachsen, denn ihre Gravitation ist groß
genug, um aus ihrer Umgebung weiter Staub und Gas
anzuziehen und aufzusammeln.
In einer Entfernung von etwa 5 AE vom Stern dauert
es einige hunderttausend bis eine Million Jahre, bis
sich ein Planet von der Größe Jupiters gebildet hat.
Computersimulationen belegen, dass es hierbei zu inter-
essanten Wechselwirkungen mit der Scheibe kommt. So
bewirkt das Gravitationsfeld des Planeten in der zirkumstellaren
Staubscheibe eine Störung, die zur Ausbildung
von spiralförmigen Dichtewellen führt. Sie erinnern an
die Arme von Spiralgalaxien.
Es kommt auch zu einem Austausch von Drehimpuls
zwischen der Scheibe und dem Planeten. Die Teilchen
innerhalb der Planetenbahn bewegen sich schneller um
den Stern herum als der Planet. Er bremst sie daher mit
seiner Schwerkraft ab oder anders gesagt, die Teilchen
verlieren an Drehimpuls und wandern weiter nach innen.
Hingegen sind die Teilchen jenseits der Bahn des Planeten
langsamer als dieser und gewinnen von ihm Drehimpuls,
wodurch sie weiter nach außen wandern. Auf diese Weise
entsteht in der Scheibe im Laufe weniger tausend Jahre
eine ringförmige Lücke um die Planetenbahn herum.
Gleichzeitig verlieren die Teilchen der inneren Scheibe
an Drehimpuls und fallen in den Zentralstern hinein.
Auf diese Weise entstehen in den Scheiben Strukturen
wie Dichtewellen und Lücken. Ließen sich diese Phänomene
direkt beobachten, so wäre dies ein großer
Schritt voran in Richtung auf ein echtes Verständnis der
Planetenentstehung, das derzeit im Wesentlichen noch
auf Modellvorstellungen beruht. Noch ist dieser Schritt
nicht möglich, weil der Zentralstern die Scheibe überstrahlt
und eine sehr hohe räumliche Auflösung nötig
ist, um Strukturen auch in den inneren Bereichen der
Scheibe beobachten zu können.
Differentielle polarimetrische Abbildung mit NACO
Mehrere Forschergruppen haben vergeblich versucht,
mit dem Weltraumteleskop HUBBLE Strukturen von den
Ausmaßen unseres inneren Planetensystems in zirkumstellaren
Scheiben zu erkennen. Astronomen des MPIA
haben jetzt eine vielversprechende Methode eingesetzt:
die differentielle polarimetrische Abbildung (polarimetric
differential imaging, PDI). Sie ermöglicht die
Abbildung polarisierten Streulichts aus der Staubscheibe
und verstärkt den Kontrast zwischen Scheibe und Stern.
PDI funktioniert nach folgendem Prinzip: Das direkt
vom Stern kommende Licht ist unpolarisiert. Das an
der Staubscheibe gestreute Sternlicht weist hingegen
eine lineare Polarisation auf, deren Grad und Richtung
mit dem Positionswinkel auf der Scheibe variiert. Der
Trick besteht darin, von einem Objekt gleichzeitig zwei
Polarisationsaufnahmen mit senkrecht zueinander stehender
Polarisationsrichtung zu erhalten. Diese beiden
Bilder werden anschließend im Computer voneinander
subtrahiert, um den nicht polarisierten Anteil des Sternlichtes
zu eliminieren.
27

28 II Highlights
Abb. II.11: Das Team des MPIA bei der Inbetriebnahme der
Hochleistungskamera NACO am Very Large Telescope.
PDI in Kombination mit extrem hoher räumlicher
Auflösung lässt sich derzeit weltweit nur mit ganz wenigen
Instrumenten betreiben. Die besten Möglichkeiten
bietet die Infrarotkamera NACO am Very Large Telescope.
Für Messungen von Polarisationsgrad und -winkel
verfügt NACO über vier Gitterpolarisatoren und zwei
Wollaston-Prismen.
Die protoplanetare Scheibe um TW Hydrae
Das Potenzial dieser Methode demonstrierten Astronomen
des Instituts im Berichtsjahr an dem etwa 56
Parsec (180 Lichtjahre) entfernten Vorhauptreihenstern
TW Hydrae. Bei diesem ca. acht Millionen Jahre alten
T-Tauri-Stern hatte man 1998 im Bereich des sichtbaren
Lichts eine variable, räumlich nicht aufgelöste Polarisation
beobachtet – ein starkes Indiz für eine zirkumstellare
Staubscheibe. Es folgten Versuche, die Scheibe direkt
zu beobachten. Im Jahre 2002 gelang es, mit NICMOS an
Bord des Weltraumteleskops HUBBLE die Scheibe abzubilden.
Auf der Aufnahme sah man Streulicht der Scheibe
in einem Abstandsbereich vom Stern zwischen 20 und
230 AE. Jedoch verdeckte die koronographische Maske,
die das direkte Sternlicht abblockt, den inneren Bereich
mit einem Radius von 0.3 Bogensekunden, entsprechend
fast 20 AE. Spektren im thermischen Infrarot verrieten
die Anwesenheit von Silikaten im Staub der Scheibe.
Darüber hinaus deutete die spektrale Energieverteilung
auf die Existenz eines großen Planeten hin. Dieses interessante
Objekt war somit ein idealer Kandidat, um die
neue Methode PDI zu testen.
Die Beobachtungen erfolgten im April 2002 bei 2.2 µm
Wellenlänge (K-Band). Für die Polarisationsmessungen
wurde eines der beiden Wollaston-Prismen verwendet.
Durchquert ein Lichtstrahl das Prisma, so wird er in zwei
senkrecht zueinander polarisierte Anteile aufgespalten.
Um den unpolarisierten Anteil des Lichts zu eliminieren,
werden die beiden Anteile voneinander abgezogen.
Die Auflösung des Detektors lag bei 0.027 Bogensekunden
pro Pixel, die beugungsbegrenzte Winkelauflösung
des Teleskops beträgt bei dieser Wellenlänge 0.07
Bogensekunden. Am Ort von TW Hydrae entspricht dies
ca. 4 AE. Es wurden zwei Beobachtungsreihen durchgeführt:
Ein Satz mit lang belichteten Aufnahmen mit einer
Gesamtzeit von 30 Minuten. Sie lassen auch die äußeren,
lichtschwachen Bereiche der Scheibe erkennen, sind aber
im Zentralteil überbelichtet. Ein zweiter Satz mit kurz
belichteten Aufnahmen (insgesamt 24 Sekunden Integrationszeit)
macht den inneren Bereich sichtbar.
Das Ergebnis der lang belichteten Aufnahmen zeigt
Abb. II.12a. Abgesehen von dem innersten, überbelichteten
Bereich mit 0.06 Bogensekunden Radius, erkennt
man ein Muster räumlich variierender Polarisation, wie
man es bei einer zirkumstellaren Scheibe erwartet. In
einem solchen Fall variiert nämlich die Richtung des
Polarisationsvektors mit dem Positionswinkel, was zu
einer Art »Schmetterlingsmuster« führt. Die Variation
des Polarisationswinkels verdeutlicht Abb. II.12b. Hier
wurde die Intensität in einem ringförmigen Bereich

zwischen 0.75 und 1 Bogensekunde Abstand vom Stern
in Abhängigkeit vom Positionswinkel aufgetragen. Das
Schmetterlingsmuster ließ sich in einem Abstandsbereich
zwischen 0.5 und 1.4 Bogensekunden nachweisen, was
einem räumlichen Abstandsbereich von ca. 30 bis 80
AE um TW Hydrae entspricht. Weniger deutlich, aber
auch signifikant, erschien das Schmetterlingsmuster auf
den kurz belichteten Bildern in einem Bereich zwischen
0.1 und 0.4 Bogensekunden Abstand (5 bis 20 AE) vom
Stern.
Mit diesen Beobachtungen konnte eine protoplanetare
Scheibe so nahe am Stern abgebildet werden wie nie
zuvor. Die Messdaten belegen, dass der Innenrand der
Scheibe mindestens bis etwa 5 AE Entfernung an TW
Hydrae heranreicht. Dies widerspricht einem Modell
N [Ereignisse / s]
a
1000
500
0
–500
–1000
–1500
b
0.5
R in = 0.756000
R out = 1 . 02600
Bin-Breite = 5°
0° 100° 200°
Winkel
300°
400°
Abb. II.12: a) Anteil des polarisierten Lichts in der nahen
Umgebung von TW Hydrae. Es entsteht durch Streuung des
Sternlichts an der protoplanetaren Scheibe; b) Variation des
Polarisationswinkels in Abhängigkeit vom Positionswinkel.
III.3 Eine neue Methode zur Beobachtung protoplanetarer Scheiben. 29
aus dem Jahr 2000, das auf der Analyse des radialen
Helligkeitsverlaufs der Scheibe im nahen Infrarot beruht.
Danach sollte die Scheibe erst in einer Entfernung von
18 AE vom Stern beginnen. Ein anderes Modell, wonach
die Scheibe in einem Abstand von etwa 4 AE wegen der
Schwerkraftwirkung eines großen Planeten eine Lücke
besitzen soll, ließ sich indes nicht nachprüfen.
Ein zweites Ergebnis betraf den radialen Verlauf des
Polarisationsgrades. Die Messungen zeigen, dass dieser
nicht vom Abstand zum Stern abhängt, so dass die gemessene
polarisierte Intensität gleichzeitig die generelle
Oberflächenhelligkeit der Scheibe charakterisiert. Eine
genaue Analyse der Messdaten erbrachte eine radiale
Abnahme der Intensität etwa mit der dritten Potenz
des Abstandes. Dieses Ergebnis stimmt recht gut mit
vorherigen Beobachtungen überein (Abb. II.13). Ein
solches Verhalten erwartet man für eine flache, optisch
dicke Staubscheibe (Abb. II.14). Es passt hingegen nicht
zu dem Modell der so genannten leuchtenden Scheibe
(flared disk), das nach Ansicht einiger Astronomen für
T-Tauri-Sterne gelten sollte. In diesem Fall liegt an der
Oberfläche der Scheibe eine optisch dünne Schicht, die
von der Sternstrahlung erwärmt wird und im thermischen
Infrarot leuchten sollte.
Auffällig ist ein sehr flacher Verlauf der Helligkeit
in einem Abstand zwischen 0.5 und 0.7 Bogensekunden
vom Stern, wie er sich schon bei früheren Beobachtungen
angedeutet hat. In diesem Bereich fällt die Intensität
nur proportional zum Abstand ab. Diese Veränderung
lässt sich nicht eindeutig erklären. Möglich wäre, wie
eingangs beschrieben, eine lokale Dichtestörung in der
Optisch dicke Scheibe
Sichtlinie
Optisch dünne Scheibe
Supergeheizte Schicht
Flared-Disk-Modell
Flat-Disk-Modell
Abb. II.13: Schematische Darstellung möglicher protoplanetarer
Scheiben um junge Sterne. Oben das Modell der leuchtenden
Scheibe, unten das der optisch dicken, flachen Scheibe.

30 II Highlights
Radiale Intensität Ereignisse
[ 0.4 s pxl ]
1.0
0.1
HST H-Band (Weinberger et al. 2002)
HST J-Band (Weinberger et al. 2002)
0.5 0.6 0.7 0.8 1.0 1.3 1.5
Distanz von TW Hya
Abb. II.14: Radialer Helligkeitsverlauf der Scheibe um TW
Hydrae, gemessen mit dem Weltraumteleskop HUBBLE (durchgezogene
und gestrichelte Linie). Zum Vergleich die mit PDI
gemessene polarisierte Intensität (Sterne).
Scheibenmaterie, wie sie ein großer Planet hervorrufen
kann. Denkbar ist auch, dass in dem entsprechenden
Bereich die Staubteilchen eine andere Größenverteilung
und damit auch andere Reflexionseigenschaften aufweisen.
Um diese Frage zu klären, sind weitere Beobachtungen
mit hoher räumlicher Auflösung nötig. Grundsätzlich
konnte erstmals nachgewiesen werden, dass die Methode
der differentiellen polarimetrischen Abbildung sehr wirkungsvoll
ist, um protoplanetare Scheiben in der nahen
Umgebung der Sterne zu untersuchen.
(D. Apai, W. Brandner, Th. Henning, L. Lenzen,
I.Pascucci.
Beteiligte Institute: Steward Observatory,
Tucson, Arizona,
Observatoire de Grenoble, ONERA, Chatillon)

II.4 MIDI – Infrarot-Interferometrie an großen Teleskopen
Nach dem ersten erfolgreichen Test des interferometrischen
Messinstruments MIDI (Mid-Infrared
Interferometric Instrument) Ende 2002 am Very Large
Telescope der Europäischen Südsternwarte ESO erfolgte
im Berichtsjahr die Phase, in der die sichere
Funktionsfähigkeit getestet wurde. MIDI erfüllte voll
und ganz die hoch gesteckten Erwartungen und eröffnet
damit ein neues Feld astronomischer Beobachtungen:
Erstmals lässt sich im mittleren Infrarot eine Auflösung
bis zu einer hundertstel Bogensekunde erreichen.
Beobachtungen von zirkumstellaren Scheiben um junge
Sterne sowie des Staubrings im Zentrum einer aktiven
Galaxie zeigen die enorme Leistungsfähigkeit des
Instruments. MIDI wurde unter der Federführung des
MPIA von einem Konsortium deutscher, niederländischer
und französischer Teams gebaut.
Jahrzehntelang war optische Interferometrie eine
Spielweise für Tüftler und unbeirrbar optimistische
Astronomen. Bei dieser Technik wird das Licht von zwei
oder mehreren Teleskopen so zusammengeführt, als
käme es von einem Einzelteleskop. Beträgt die größte
Entfernung zwischen diesen Teleskopen beispielsweise
hundert Meter, so lässt sich mit dem Interferometer dieselbe
Auflösung erzielen wie mit einem Einzelteleskop
mit einem 100-m-Spiegel. So wird eine überragende
Bildschärfe von wenigen tausendstel Bogensekunden im
nahen Infrarot und einer hundertstel Bogensekunde bei
10 µm Wellenlänge erreicht. Das ist mehr als zehnmal so
gut wie es mit einem einzelnen 8-m-Teleskop des VLT
theoretisch möglich ist und übertrifft die natürliche, durch
die Luftunruhe (Seeing) begrenzte Bildschärfe um das
Hundertfache. Diese Zahlen demonstrieren das enorme
astronomische Potenzial der Interferometrie. Überdies
werden derzeit die Möglichkeiten der Interferometrie
am VLT durch den Aufbau kleinerer Zusatzteleskope
erweitert (Abb. II.15), wobei finanzielle Beiträge aus der
Max-Planck-Gesellschaft kamen.
Abb. II.15: Das VLT auf dem Cerro Paranal. Hinten drei der vier
8-m-Teleskope, im Vordergrund das erste der zusätzlichen 1.8m-Teleskope,
die zur Interferometer-Anordnung gehören werden.
(Bild: ESO)
31

32 II Highlights
Abb. II.16: Kleine Diskussionspause für Christoph Leinert,
Thomas Henning und Rainer Köhler (sitzend v.l.n.r.), während
die Teleskop-Operateure Lorena Faundez und Hector Alarcon
das Objekt einstellen.
Nach dem ersten erfolgreichen Test von MIDI Ende
2002 nahm die ESO das Instrument im September 2003
in den offiziellen Beobachtungsbetrieb auf, so dass es
nun allen Astronomen zur Verfügung steht. Damit wurde
ein sehr ehrgeiziges Ziel planmäßig erreicht. MIDI ist das
erste Instrument an großen Teleskopen, das interferometrisch
das mittlere Infrarot bei Wellenlängen um 10 µm
abdeckt.
Es war noch ein anstrengender Weg von der ersten
Beobachtung eines hellen Sterns am 15. Dezember
2002 bis zum heutigen Routinebetrieb. Fehler im Instrument
und in der komplexen Infrastruktur der VLT-
Großteleskope mussten erkannt und behoben werden;
Belichtungszeiten mussten ermittelt, die Abfolge der
Messschritte optimiert und das reibungslose Zusammenspiel
der Instrumentensteuerung mit den interferometrisch
gekoppelten Teleskopen sichergestellt werden.
Erheblichen Aufwand verlangte auch die bei der ESO
übliche Speicherung und Schnellauswertung der Daten.
Hier waren in erster Linie die Softwarespezialisten des
Instrumententeams und der ESO gefragt. Nach teilweise
hektischer Tag- und Nachtarbeit im Februar, Mai und
Dezember konnte das Ziel kurz vor Jahresende 2002
erreicht werden (Abb. II.16).
Der Routinebetrieb von MIDI ist ein Durchbruch in der
astronomischen Beobachtungstechnik. Jetzt kann jeder
Astronom, und nicht nur wenige Spezialisten, von der
enormen Bildschärfe dieser Methode profitieren. Dies
darf nicht darüber hinwegtäuschen, dass Interferometrie
im Infraroten aufwändig und kompliziert ist.
Zunächst muss für die beiden von MIDI genutzten
Teleskope das Infrarotbild auf dem Detektor gefunden
werden. Dies ist nicht immer einfach, weil manche der
untersuchten Objekte auf den im sichtbaren Bereich
empfindlichen Bildschirmen gar nicht zu sehen sind
und beim Anfahren des Objekts nicht immer gleich auf
den Infrarotdetektor des Instruments fallen. Als nächstes
müssen erst Bedingungen geschaffen werden, dass es so
wirkt, als kämen die Lichtbündel der interferometrisch
gekoppelten Teleskope von einem großen Einzelteleskop.
Dazu müssen die Bilder der Einzelteleskope genau so an
eine bestimmte Stelle des Detektors geschoben werden,
dass sie zu einem ununterscheidbaren Bild verschmelzen.
Außerdem müssen die Wege, die das Licht über die
einzelnen Teleskope zum Detektor zurücklegt, auf wenige
hundertstel Millimeter genau gleich lang sein. Dazu
dienen die mit fahrbaren Spiegeln aufgebauten Verzögerungsstrecken
(delay lines), die in einem Tunnel unterhalb
der Teleskope aufgebaut sind.
Jetzt kommt die Nagelprobe: Tritt die zum Erreichen
der hohen Bildschärfe nötige Interferenz auf? Dann
sehen wir das Interferenzmuster als Folge dunkler und
heller Streifen, hervorgerufen durch destruktive und
konstruktive Überlagerung der Lichtwellen. Ein kurzer
Test genügt, dann kann die Messung des Streifenmusters
beginnen. Bei einer raschen Auswertung der Daten während
der Messung stellt man fest, wann die Weglängen
des Lichts über die beiden Teleskope aufgrund atmosphärischer
Störungen auseinanderlaufen. Dann korrigiert
man die aufgetretenen Weglängendifferenzen mit einem
Befehl an die delay line und fährt mit der Messung fort,
bis eine ausreichende Datenmenge vorhanden ist.

Die astronomisch relevante Information liegt im
Kontrast des Streifenmusters. Gemeint ist damit der Intensitätskontrast
zwischen den Maxima und Minima im
Interferenzmuster. Diese Größe nennt man Sichtbarkeit
oder englisch Visibility. Ihr Wert schwankt zwischen
1 und 0. Eine nicht aufgelöste Punktquelle hat den
Visibility-Wert 1, bei aufgelösten Objekten ist er kleiner
als 1, wobei er mit wachsender Ausdehnung der Objekte
abnimmt.
Im nahen Infrarot behindert die thermische Emission
der Teleskope und auch des Nachthimmels die Beobachtungen
erheblich. Sie kann die Helligkeit eines Himmelskörpers
um das Tausendfache übersteigen. Daher sind
spezielle Zusatzmessungen nötig, um die Visibility der
Objekte von dieser störenden Emission zu befreien.
Dennoch bleiben unvermeidbare Unzulänglichkeiten der
zahlreichen optischen Elemente in den Strahlengängen
und die Wirkung der Turbulenzen in der Atmosphäre, die
das Interferenzmuster verschmieren. Diese Störungen
lassen sich korrigieren, indem man eine Referenzquelle
beobachtet, von der man weiß, dass sie selbst bei der
hohen interferometrischen Auflösung punktförmig erscheint.
Dies ist in der Tat ein erheblicher Aufwand, der insgesamt
eine Stunde erfordern kann, und dies nur, um
eine einzige Größeninformation über das zu untersuchende
Objekt zu erhalten. Allerdings gibt es bei MIDI
eine Zusatzfunktion, die den Informationsgehalt enorm
steigert. Das Instrument verfügt über ein Prisma, in dem
das Licht spektral zerlegt wird. Dadurch erhält man die
Größeninformation gleichzeitig in 30 Wellenlängenbereichen
um die zentrale Wellenlänge von 10 µm herum.
Dies macht, wie die unten aufgeführten Beispiele zeigen,
den besonderen Wert dieser interferometrischen
Beobachtungen aus.
Zirkumstellare Scheiben um junge Sterne
Zirkumstellare Scheiben sind in den letzten Jahren in
den Mittelpunkt des Interesses gerückt, da in ihnen nach
dem heutigen Kenntnisstand Planeten entstehen. Die
meisten jungen Sterne geringer oder mittlerer Masse bis
etwa zwei Sonnenmassen (T-Tauri-Sterne) sind von zirkumstellaren
Scheiben aus Gas und Staub umgeben. Seit
gut zehn Jahren werden sie intensiv untersucht, am MPI
für Astronomie bilden sie einen Forschungsschwerpunkt
(vgl. beispielsweise Kapitel II.3 über die Scheibe um
TW Hydrae).
Massereichere Sterne standen bislang in dieser Hinsicht
nicht so sehr im Blickpunkt der Astronomen, obwohl
es keinen Grund gibt, dass nicht auch viele dieser
Sterne Scheiben besitzen können. In der Tat fand sich
bei einigen jungen Sternen vom Spektraltyp A und B
(so genannten Herbig-Ae- und Be-Sternen) intensive
Emission im Infraroten oder im Millimeter-Wellenlängenbereich.
Diese lässt sich auf zirkumstellaren Staub
II.4 MIDI – Infrarot-Interferometrie an großen Teleskopen. 33
zurückführen, der ebenfalls in Form einer Scheibe angeordnet
zu sein scheint.
Aus der Intensität der Strahlung bei verschiedenen
Wellenlängen haben Theoretiker Modelle für solche
Scheiben entwickelt. Die meisten gehen davon aus,
dass die Millimeteremission von kalten Staubteilchen
stammt, die sich in der Mittelebene der Scheibe angesammelt
haben. Die darüber und darunter liegende
»Haut« der Scheibe wird vom Zentralstern erwärmt,
so dass dort die Partikel im mittleren Infrarot strahlen.
Die Aufwärmung ist besonders wirksam, wenn sich die
Scheibe mit wachsender Entfernung vom Stern immer
stärker aufbläht (Fachausdruck: flaring disk).
Genauere Computersimulationen legen folgendes
Szenario nahe: Der zentrale, heiße Ae- oder Be-Stern
heizt seine unmittelbare Umgebung so stark auf, dass
sich dort keine Staubteilchen aufhalten können, sie
würden verdampfen. An die dadurch gebildete Lücke
schließt sich die Staubscheibe an. Deren Innenrand wird
besonders stark auf Temperaturen von 1200 K bis 1500
K aufgeheizt und bläht sich dadurch zu einem ringartigen
Torus auf, der den dahinter liegenden Bereich bis
in einigen Astronomischen Einheiten (AE) Entfernung
vom Stern abschatten kann. Je nach Größe des Torus
und Geometrie der Scheibe beeinflusst der Schatten den
Temperaturverlauf und damit die Emission im mittleren
Infraroten.
Direkt durch Beobachtungen bestätigen ließen sich
diese geometrischen Vorgaben für die Scheiben allerdings
bislang nicht. MIDI ist für diese Aufgabe indes ideal
geeignet: Es erreicht die nötige räumliche Auslösung
von einigen AE bei typischerweise 100 pc bis 300 pc
(320 bis 1000 Lj) von uns entfernten Objekten.
Im Juni 2003 beobachteten Astronomen des Teams
und anderer Institute am VLT-Interferometer sieben
solcher Herbig-Ae/Be-Sterne, deren Alter drei bis sieben
Millionen Jahre beträgt. Bei ihnen bestand auf
Grund bereits zuvor im nahen und mittleren Infraroten
erhaltener Spektren der Verdacht, dass sie von zirkumstellaren
Scheiben umgeben sind. Einige von ihnen
zeigen ausgeprägte Emission im Bereich von 10
µm, die von Silikatteilchen amorpher oder kristalliner
Struktur stammen muss. In manchen fand man auch
die typische Emissionen aromatischer polyzyklischer
Kohlenwasserstoffe (PAHs), wie sie in der Umgebung
heißerer Sterne häufiger vorkommen.
Die interferometrischen Beobachtungen mit MIDI
wurden im dem oben beschriebenen spektroskopischen
Modus mit geringer spektraler Auflösung betrieben.
Hierfür kombinierten die Astronomen das Licht der beiden
102 m auseinander stehenden 8-m-Teleskope Antu
(»Sonne«) und Melipal (»Kreuz des Südens«). Bei 10
µm Wellenlänge ergab dies eine maximale Auflösung
von 0.01 bis 0.02.
Da sich die untersuchten Sterne in einem Entfernungsbereich
von 100 bis 250 pc befinden, ließen sich bei
ihnen noch Strukturen bis herunter zu etwa 2 AE auf-

34 II Highlights
lösen. Der oben beschriebene spektroskopische Modus
ermöglichte es, etwa 30 Größenbestimmungen bei unterschiedlichen
Wellenlängen vorzunehmen. Darüber
hinaus wurden die Sterne auch bei 8.7 µm Wellenlänge
mit einem Einzelteleskop direkt abgebildet. Das oben
beschriebene interferometrische Messverfahren umfasst
daneben auch die Aufnahme von Spektren über den
Wellenlängenbereich um 10 µm.
Diese Spektren sind in Abb. II.17 im Vergleich zu
älteren Daten gezeigt. Die gute Übereinstimmung dieser
Messungen, die bei MIDI nicht primäres Ziel der
Beobachtung sind, sondern mehr in dienender Funktion
aufgenommen werden, ist ein erster Beleg für das einwandfreie
Funktionieren des Instruments. Alle Spektren
zeigen die besprochene Silikatemission, wie man es
bei Scheiben erwartet, deren Oberfläche von Sternlicht
erwärmt wird.
Das eigentliche Ergebnis besteht aber darin, dass
die interferometrische Messung an allen Objekten erfolgreich
war, dass also die Trennschärfe ausreichte,
die Infrarotstrahlung dieser Objekte räumlich aufzulösen.
Dies demonstrieren die gemessenen Visibilities
im Bereich von 7.5 µm bis 13.5 µm Wellenlänge (Abb.
II.18). Typisch für alle Objekte ist, dass die Visibility-
Kurven im Bereich der Silikatemission keine besonderen
Merkmale aufweisen. Hierin spiegelt sich eine in
etwa gleichmäßige Verteilung der Emission der kleinen
und großen Silikatteilchen in der Scheibe wider. Der
F n [Jy]
15
10
5
0
25
20
15
10
5
0
generelle Abfall der gemessenen Visibility-Werte mit
zunehmender Wellenlänge kommt dadurch zustande,
dass bei größeren Wellenlängen die Emission kühlerer
Teilchen stärker wird und damit größere, weiter außen
liegende Bereiche erfasst werden.
Zum Vergleich wurden in die Abbildung auch die
Vorhersagen aufgrund des Eingangs beschriebenen
Modells eingetragen, wobei als zusätzlicher unbekannter
Parameter die Neigung der Scheibe zum Sehstrahl
zu berücksichtigen ist. Drei Fälle (Schrägaufsicht auf
die Scheibe, Blick auf die Kante und unmittelbar auf die
Scheibe) sind in Abb. II.18 als Linien eingezeichnet.
Qualitativ stimmen Modelle und Beobachtungen der
wellenlängenabhängigen Visibility (Abb. II.18) überein:
zwischen 8 µm und 9 µm Wellenlänge erfolgt ein
steiler Abfall, gefolgt von einem Plateau bis zu 13 µm.
Quantitativ zeigen sich hingegen Abweichungen von
mehreren zehn Prozent. Im Allgemeinen lassen sich
diese Unterschiede durch veränderte Scheibengrößen
erklären. Bei HD 163296 beispielsweise ließe sich die
Abweichung zwischen Modell und Beobachtung von
bis zu 80 % durch eine etwa 15 % größere Scheibe
ausgleichen. Es zeigt sich also eindeutig, dass erst die
räumlichen Informationen, wie sie zur Zeit nur die
Interferometrie liefen kann, weitere Aufschlüsse über
die tatsächliche Struktur der Scheiben ergeben.
Die aus den gemessenen Werten der Visibility berechneten
Scheibenradien liegen im Bereich von 1 AE
HD 142527
12
HD 144432
30
HD 163296
10
25
8
6
4
2
0
0
8 9 10 11 12 13 8 9 10 11 12 13 8 9 10 11 12 13
HD 179218 14 KK Oph
12
10
0
8 9 10 11 12 13 8 9 10 11 12 13
l [µm]
8
6
4
2
20
15
10
5
Abb. II.17: Spektren der sieben Herbig-
Ae/Be-Sterne, gewonnen mit MIDI
(rote Kurve) im Vergleich zu älteren
Daten, die mit dem Instrument TIMMI
2 am 3.6-m-Teleskop der ESO auf La
Silla erhalten wurden (blau).

Visibilität
1.0
0.8
0.6
0.4
0.2
0.0
0.8
0.6
0.4
0.2
0.0
8 9 10 11 12 13 8 9 10 11 12 13 8 9 10 11 12 13 8 9 10 11 12 13
HD 100546
d = 103 pc
i = 51°
B = 74 m
Gruppe I
HD 179218
d = 240 pc
i = 20°
B = 60 m
Gruppe I
HD 142527
d = 200 pc
i = 70°
B = 102 m
Gruppe II
KK Oph
d = 165 pc
i = 70°
B = 100 m
Gruppe II
8 9 10 11 12 13 8 9 10 11 12 13 8 9 10 11 12 13
l [µm]
bis 10 AE. Diese Werte beziehen sich nur auf Staub, der
im mittleren Infraroten strahlt. Es zeigte sich in diesen
erschlossenen Größen ein interessanter Trend: Je röter
ein Stern ist (d.h., je stärker er bei Wellenlängen um 25
µm im Vergleich zum Wellenlängenbereich um 10 µm
strahlt), desto größer ist die Scheibe, d.h., um so weiter
ist die Emission im mittleren Infrarot ausgedehnt. Dieser
Effekt ist eine erste direkte Bestätigung der geforderten
Scheibengeometrie mit dickem Innenrand und sich aufblähendem
Außenbereich. Dieses Modell hat bei näherer
Betrachtung genau diese Beziehung als unverzichtbare
Konsequenz.
Es lohnt sich, zwei Objekte genauer zu betrachten.
Das Objekt HD 100546 ließ sich als einziges bereits
auf Direktaufnahmen räumlich auflösen (Abb. II.19).
Die schräg liegende Scheibe zeigt in beiden Achsen
Ausdehnungen von 0.28 und 0.18, entsprechend 29
und 19 AE bei einer Entfernung von 103 pc (310 Lj).
Es ist auch das röteste der beobachteten Objekte. Die
Untersuchung der für die interferometrische Messung
aufgenommenen Spektren zeigt, dass hier der warme
Staub bis mindestens 40 AE vom Stern etwa gleiche
Eigenschaften hat, was nur zu verstehen ist, wenn
schon in dieser frühen Phase das den Stern umgebende
Scheibenmaterial bis weit hinaus gut durchmischt ist – ein
wichtiger Hinweis für Theorien der Planetenentstehung.
Besonders interessant ist auch das Beispiel HD
144432 (Abb. II.20). Hier demonstrieren zwei Spektren
II.4 MIDI – Infrarot-Interferometrie an großen Teleskopen 35
E
HD 144432
d = 145 pc
i = 45°
B = 102 m
Gruppe II
51 Oph
d = 131 pc
B = 101 m
Gruppe II
N
HD 163296
d = 122 pc
i = 65°
B = 99 m
Gruppe II
Abb. II.18: Die beobachteten
Visibility-Kurven
(Rauten) der sieben Sterne.
Zum Vergleich drei
Modelle: Schrägaufsicht
auf die Scheibe (rot),
Blick auf die Kante (grün)
und senkrechter Blick auf
die Scheibe (gepunktet).
0.5
Abb. II.19: Einzelteleskopaufnahme mit MIDI von HD 100546.
Die Konturlinien zeigen, dass die Scheibe in allen Richtungen
räumlich aufgelöst ist.
die Stärke der interferometrischen Messung. Im linken
Teil von Abb. II.20 ist das Spektrum des gesamten
Objekts gezeigt. Erkennbar ist die typische Silikatemis-
1.0
0.8
0.6
0.4
0.2
0.0

36 II Highlights
F n (normiert)
1.0
0.8
0.6
0.4
0.2
0.0
HD 144432, gesamtes MIDI-Spektrum
8
T BB = 372 K
9 10 11
l [µm]
12 13
Abb. II.20: Spektren von HD 144432, gewonnen mit MIDI – links
vom gesamten Objekt, rechts vom »interferometrisch herausvergrößerten«
inneren Teil der Scheibe.
sion bei 10 µm. Der hier gefundene spektrale Verlauf
rührt von der Strahlung kleiner amorpher Teilchen
her, wie man sie auch im interstellaren Raum findet.
Der rechte Teil von Abb. II.20 zeigt das entsprechende
Spektrum für den »interferometrisch herausvergrößerten«
etwa 2 AE großen inneren Teil der Scheibe. Der viel
flachere Intensitätsverlauf zeigt hier das Überwiegen
größerer, teilweise kristalliner Teilchen. Möglicherweise
sehen wir hier den ersten Schritt des Wachstums von
Staubteilchen, das in seiner Fortsetzung dann zur
Bildung von Planetesimalen und letztlich von Planeten
führen kann.
Das Herz der Aktiven Galaxie NGC 1068
Aktive Galaxien unterscheiden sich von den normalen
Galaxien, zu denen unser Milchstraßensystem gehört,
durch die außergewöhnlich große Energieproduktion im
zentralen Bereich. Die Astronomen denken, dass sie die
Quelle dieses Energieausstoßes gefunden haben: Nach
heutiger Auffassung befindet sich im Zentrum einer jeden
aktiven Galaxie ein massereiches Schwarzes Loch,
das von einer heißen Akkretionsscheibe umgeben ist.
Einfall von Materie zunächst auf diese Scheibe und dann
in das Schwarze Loch setzt die abgestrahlte Energie
frei.
Die Akkretionsscheibe ist von einem dichten torusförmigen
Gebilde aus Gas und Staub umgeben. Die
gesamte Struktur ist nur einige zehn Lichtjahre groß
– in der Entfernung der nächsten aktiven Galaxien ent-
F n
1.0
0.8
0.6
0.4
0.2
0.0
HD 144432, korrelierter Fluss
8
T BB = 592 K
9 10 11 12 13
l [µm]
spricht diese Strecke einem Winkeldurchmesser von
weniger als 0.05 Bogensekunden. So groß erscheint eine
Münze in 40 Kilometern Entfernung – nicht einmal
die Bildschärfe der neuen Großteleskope der 10-Meter-
Klasse ist ausreichend, um so kleine Gebilde aufzulösen.
Die Modellvorstellungen von dieser Struktur beruhen
daher auf indirekten Hinweisen und sind entsprechend
vage. Die torusförmigen Staubverteilungen könnten sehr
dicht und kompakt sein oder auch sehr ausgedehnt und
von geringer Dichte.
Um das zu entscheiden, ist es nötig, solche Tori
räumlich aufzulösen. Dies gelang erstmals im Juni 2003
bei der aktiven Galaxie NGC 1068, die im historischen
Katalog von Messier als M 77 aufgeführt ist (Abb.
II.21). Es ist dies gleichzeitig die erste interferometri-
Abb. II.21: Die Seyfert-Galaxie NGC 1068 (M 77), aufgenommen
im Bereich des sichtbaren Lichts.

1 kpc
100 pc
1 pc
a
b
c
II.4 MIDI – Infrarot-Interferometrie an großen Teleskopen. 37
Abb. II.22: NGC 1068 auf unterschiedlichen Skalen. Oben: Die
zentrale Region, aufgenommen mit dem Weltraumteleskop
HUBBLE; Mitte: Einzelteleskopaufnahme mit MIDI bei 8.7 µm;
unten: Skizze des innersten Teils, wie er sich aus den interferometrischen
Beobachtungen mit MIDI ergibt.
sche Beobachtung eines extragalaktischen Objekts in
dem von der Wärmestrahlung des Staubs dominierten
Bereich des mittleren Infraroten.
NGC 1068 ist mit 17 Mpc (55 Mio. Lj) Entfernung eine
der uns am nächsten gelegenen aktiven Galaxien und ist
daher sehr gut untersucht worden. Galaxien dieses Typs
zeichnen sich durch rasche Helligkeitsschwankungen in
ihrem kompakten Kernbereich aus. Solche Galaxienkerne
strahlen kräftig im ultravioletten und infraroten Spektralbereich
und sind zudem starke Röntgenquellen. Diese
Röntgenstrahlung muss aus der unmittelbaren Umgebung
des Schwarzen Lochs im Zentrum von NGC 1068
kommen, dessen Masse man auf etwa hundert Millionen
Sonnenmassen schätzt.
Im Fall von NGC 1068 ist der Torus so dick, dass er
den Blick auf die innere Akkretionsscheibe verdeckt.
Der Staub im Torus selbst wird von der heißen Scheibe
auf Temperaturen zwischen 100 K und 1500 K (letzteres
ist die Sublimationstemperatur von Staub) erwärmt und
strahlt daher stark im Infraroten Wellenlängenbereich
um 10 µm. Außerdem entsteht im Zentrum ein Jet,
der sich mit Radiobeobachtungen bis sehr nahe an das
Schwarze Loch heran zurückverfolgen lässt.
Die ersten interferometrischen Beobachtungen mit
MIDI wurden im Juni durchgeführt, im Rahmen eines
Programms der ESO, mit dem die wissenschaftlichen
Möglichkeiten des Instruments öffentlich demonstriert
werden sollten. Im November folgten weitere Beobachtungen.
Auch hier wurde, wie schon bei den Herbig-
Ae/Be-Sternen, der spektroskopische Modus eingesetzt
und eine Direktaufnahme mit einem Einzelteleskop bei
8.7 µm erhalten (Abb. II.22 Mitte). Das Interferometer
arbeitete bei Basislängen von 42 und 78 Metern, die
Auflösung betrug 0.026 bzw. 0.013 Bogensekunden.
Die Beobachtung bei der größeren Basislänge erfolgte
längs der Symmetrieachse des Objekts, wie sie durch
den Radio-Jets markiert wird.
Diese auf die Symmetrie des Objekts abgestellte
Messung erlaubt die Analyse der mit MIDI erhaltenen
Spektren (Abb. II.23) im Rahmen eines möglichst
einfachen Modells. Man kommt mit nur zwei Staubkomponenten
aus: Zum einen Emission von heißem,
sehr kompakt verteiltem Staub bei einer Temperatur von
1000 K. Die Ausdehnung längs der Beobachtungslinie
lässt sich zu 0.8 pc (3 Lj) festlegen, während die Breite
nicht aufgelöst ist. Wahrscheinlich liegt sie zwischen 0.3
und 1 pc (1 bis 3 Lj). Die zweite, warme Komponente
besitzt eine Temperatur von 320 K. Ihre Ausdehnung
entlang beider Basislinien ergibt sich zu 2.5 pc 4 pc
(8 Lj 13 Lj).

38 II Highlights
Fluss [Jy] Fluss [Jy] Fluss [Jy]
15
10
5
0
5
4
3
2
1
0
2.5
2.0
1.5
1.0
0.5
0.0
9 10 11 12 13
NGC 1068 Totaler Fluss
Korrelierter Fluss, Basislinie = 42 m, PA = – 45°
Korrelierter Fluss, Basislinie = 78 m, PA = 2°
9 10 11 12 13
Wellenlänge [µm]
Die Spektren lassen einen wichtigen Schluss auf die
räumliche Anordnung dieser beiden Staubkomponenten
zu. Im vom warmen Staub beherrschten Gesamtspektrum
(Abb. II.23 oben) erscheint die Silikatabsorption weniger
stark ausgeprägt als in dem interferometrisch herausvergrößerten
Spektrum, das überwiegend Strahlung
Einige Daten zu MIDI
Abb. II.23: Spektren von NGC 1068, erhalten mit MIDI. Der
schraffierte Bereich kennzeichnet die Messwerte mit ihren
Fehlern, die durchgezogene Linie gibt Werte eines Modells wieder.
Die rote und grüne Linie zeigen die Anteile der heißen bzw.
warmen Komponente. Oben: Einzelteleskop-Spektrum mit der
typischen Silikatabsorption bei 10 µm, Mitte: interferometrisches
»herausvergrößertes« Spektrum bei 0.026 Bogensekunden
Auflösung, unten bei 0.013 Bogensekunden.
des heißen Staubes aus einem kleineren Bereich des
Zentrums zeigt. Dies deutet darauf hin, dass die heiße
Komponente in die warme eingebettet ist, so dass natürlicherweise
das Licht von der heißen Komponente im
inneren Bereich des umgebenden warmen Staubs eine
zusätzliche Absorption erfährt.
Aufgrund dieser Beobachtungsdaten bevorzugen
die Astronomen folgendes Modell: Die das zentrale
Schwarze Loch umgebende Akkretionsscheibe ist von
einem ringförmigen Torus mit mindestens 2 pc (6.5 Lj)
Radius umgeben. Dieser Ring muss sehr dick sein: Das
Verhältnis von Höhe zu Radius beträgt mindestens 0.6.
Die Wand der schmalen inneren Öffnung dieses Torus
wird von der zentralen Energiequelle aufgeheizt und
bildet eine Art schlanker Düse. Der umgebende warme
Staub lässt sich bis in 4 pc (13 Lj) Entfernung vom Zentrum
verfolgen.
Diese Staubstruktur ist der starken Schwerkraft des
zentralen Schwarzen Loches ausgesetzt und müsste
sich deshalb innerhalb einiger hunderttausend Jahre zur
flachen Scheibe in der Symmetrieebene des Galaxie
umwandeln. Wenn man davon ausgeht, dass der Torus
aber viel länger existiert, benötigt er eine kontinuierliche
Energiezufuhr, die ihn gegen diese Wirkung der Schwerkraft
stabilisiert. Auf welche Weise dies geschieht, ist
bislang ungeklärt. So haben schon die ersten interferometrischen
Beobachtungen des Kernbereichs einer aktiven
Galaxie alte Fragen zur geometrischen Anordnung
und zur Dynamik der Bewegungen beantwortet und
neue aufgeworfen.
Verfügbare Basislängen mit 8-m-Teleskopen: 47 bis 130 m
Verfügbare Basislängen mit 1.8-m-Teleskopen: 8 bis 200 m
Auflösung bei 10 µm Wellenlänge: 0.25 bis 0.01
Empfindlichkeit: 8 bis 13 µm
Blickfeld (Durchmesser) mit 8-m-Telskopen: 2
Blickfeld (Durchmesser) mit 1.8-m-Telskopen: 10
derzeitige Empfindlichkeit (8-m-Teleskop): Stern 4 mag
derzeitige Empfindlichkeit (1.8-m-Teleskop): Stern 0.5 mag

Von MIDI zu APRÈS-MIDI
Während die ersten Messungen ausgewertet und die
Ergebnisse bei den wissenschaftlichen Fachzeitschriften
eingereicht sind, gehen die Planungen weiter. Im Dezember
2003 fand in Heidelberg das konstituierende Treffen
zur Erweiterung des Messbereichs von MIDI zu größeren
Wellenlängen statt. In Zusammenarbeit mit niederländischen
Instituten soll das Instrument bis gegen Ende
2005 so ausgebaut werden, dass interferometrische Messungen
auch im Bereich von 17 µm bis 26 µm möglich
sind.
Schließlich wurde mit den Planungen für das Projekt
APRÈS-MIDI begonnen, das von den französischen
Kollegen des MIDI-Teams in Nizza vorgeschlagen wurde,
und dessen Name ein Wortspiel in ihrer Sprache
beinhaltet. (APRÈS-MIDI bedeutet sowohl „nach MIDI“
als auch „Nachmittag“). Im Rahmen dieses Projekts soll
es ein zusätzlicher optischer Aufbau ermöglichen, bis
zu vier Teleskope anstatt der zwei in der ursprünglichen
Version des Instruments zu kombinieren. MIDI würde damit
zu einem Instrument, das auch richtige Bilder liefert.
Derzeit läuft eine gemeinsame Studie zur Untersuchung
der technischen Machbarkeit und der wissenschaftlichen
Möglichkeiten des vorgeschlagenen Konzeptes.
Auch die Weiterentwicklung des VLT-Interferometers
wird sich günstig auf die zukünftigen Beobachtungen
mit dem Instrument auswirken. Der demnächst in
Betrieb gehende »Fringe Tracker« wird das durch die
Unruhe der Atmosphäre bedingte Zittern und Wandern
der Interferenzmuster ausschalten, so dass für schwache
II.4 MIDI – Infrarot-Interferometrie an großen Teleskopen. 39
Quellen zahlreiche Messungen im Instrument »blind«
aufintegriert werden können, ohne dass eine Verschmie-
rung durch Bewegung der Interferenzmuster zu befürchten
ist. Dies sollte die Empfindlichkeit des Instruments
auf gut das Zwanzigfache steigern und so eine große
Zahl neuer Möglichkeiten erschließen. Die Einführung
der 1.8-m-Zusatzteleskope, die ausschließlich für den
Interferometerbetrieb gedacht sind, wird für die helleren
Objekte wesentlich eingehendere Studien ermöglichen,
als dies mit den anderweitig stark belegten 8-m-
Teleskopen der Fall ist.
(Ch. Leinert, U. Graser, A. Böhm, O. Chesneau,
B. Grimm, Th. Henning, T. M. Herbst, S. Hippler, R.
Köhler, W. Laun, R. Lenzen, S. Ligori, R. J. Mathar,
K. Meisenheimer, W. Morr, R. Mundt, U. Neumann,
E. Pitz, I. Porro, F. Przygodda, Th. Ratzka, R.-R.
Rohloff, N.Salm, P. Schuller, C. Storz, K. Wagner,
K. Zimmermann. Beteiligte Institute: Niederlande:
Sterrenkundig Instituut Anton Pannekoek, Amsterdam;
Sterrewacht Leiden; ASTRON, Dwingeloo; Kapteyn
Institut, Groningen; Frankreich: Observatoire de
Meudon; Laboratoire dʻAstrophysique, Observatoire
de Grenoble; Observatoire de la Côte dʻAzur, Nizza;
USA: National Radio Astronomy Observatory,
Charlottesville; Deutschland: Kiepenheuer-
Institut für Sonnenforschung, Freiburg; Thüringer
Landessternwarte Tautenburg; Max-Planck-Institut
für Radioastronomie, Bonn; Max-Planck-Institut für
Astrophysik, Garching; Eso, Garching, als Partner des
Instrumentenkonsortiums)

40 II Highlights
II.5 GEMS – eine Studie zur Galaxienentwicklung
Die Frage nach der Entstehung und Entwicklung der
Galaxien steht seit jeher im Zentrum der Kosmologie.
Doch erst seit wenigen Jahren ist es möglich, die
Rotverschiebung sehr vieler Galaxien bis in große
Entfernungen (und damit in frühen Epochen) sowie deren
spektrale und strukturelle Eigenschaften zu ermitteln.
Mit dem Survey COMBO-17 haben Astronomen des
Instituts zu dieser Forschung in jüngster Vergangenheit
einen entscheidenden Beitrag geleistet; im Berichtsjahr
gelang ihnen ein weiterer Durchbruch. Ein internationales
Team unter Leitung des Instituts erstellte im
Rahmen des Projekts GEMS (Galaxy Evolution from
Morphology and Spectral Energy Distributions) die
größte jemals mit dem Weltraumteleskop HUBBLE gewonnene
Farbaufnahme. Sie soll dazu dienen, die
morphologischen Eigenschaften von 10 000 Galaxien
zu bestimmen, deren Rotverschiebungswerte aus
COMBO-17 bekannt sind. Mit diesen Daten wollen die
Astronomen herausfinden, wie sich große, unserem
Milchstraßensystem ähnliche Galaxien während der
letzten sieben Milliarden Jahre, also in der zweiten
»Lebenshälfte« des Universums, entwickelt haben.
In seinen frühen Phasen war das Universum sehr viel
kleiner als heute. Die räumliche Dichte der Galaxien war
somit höher und Wechselwirkungen zwischen ihnen viel
häufiger. Immer wieder flogen die Galaxien eng aneinander
vorbei oder verschmolzen sogar miteinander. In
beiden Fällen wirkten starke Gravitationskräfte auf das
interstellare Gas in den Galaxien ein, komprimierten und
verwirbelten es. In Folge dessen konnten explosionsartig
neue Sterne entstehen, in einigen Fällen wurde wahrscheinlich
auch vermehrt Staub und Gas in die Zentren
der Galaxien gelenkt, wo es unter Aussenden energiereicher
Strahlung in einem massereichen Schwarzen Loch
verschwand.
Im derzeit bevorzugten, so genannten hierarchischen
Modell der Galaxienentwicklung sind diese frühen
Wechselwirkungen die wesentliche Ursache für das
Entstehen der heutigen großen Elliptischen Galaxien [2].
Demnach wuchsen sie zu ihrer heutigen Größe an, indem
sich im jungen Universum kleinere Galaxienbausteine
vereinten. Die meisten Galaxien haben demnach eine
sehr ereignisreiche Entwicklungsgeschichte hinter sich
– unser Milchstraßensystem nicht ausgenommen. Diese
»kosmischen Biographien« gilt es nun zu entschlüsseln.
Wegen der endlichen Lichtlaufzeit schaut man mit zunehmender
Entfernung der Galaxien immer weiter in die
Vergangenheit des Universums zurück. Die Entfernung
einer Galaxie lässt sich aus der Rotverschiebung des
Spektrums bestimmen. Das Spektrum enthält überdies
Informationen über die Sternpopulation und die gesamte
von den Sternen abgestrahlte Energie. Im Rahmen von
COMBO-17 wurde diese spektrale Energieverteilung nicht
aus Spektren ermittelt, sondern aus einer Vielzahl von
Direktaufnahmen durch unterschiedliche Farbfilter [1].
Hierfür nutzten die Astronomen eine Weitfeldkamera,
die unter Leitung des MPIA entwickelt und gemeinsam
mit der ESO gebaut worden war. Seit einigen
Jahren arbeitet sie am 2.2-Meter-MPG/ESO-Teleskop
auf La Silla. Eine speziell entwickelte Software ermittelt
aus diesen Aufnahmen die Spektraltypen von Sternen
und identifiziert Galaxien der Klassen E (elliptisch)
bis Sc (Spiralgalaxien mit hoher Sternentstehungsrate)
sowie die Starburst-Galaxien mit ungewöhnlich hoher
Sternentstehungsrate. Weiterhin lässt sich die
Rotverschiebung (und damit die Entfernung) der
Galaxien bis hinab zu einer Rothelligkeit von 24 mag
auf einige Prozent genau bestimmen.
Die Daten von COMBO-17 reichen etwa zwei Größenklassen
weiter als die früher erstellten Himmelsdurchmusterungen
mit zuverlässigen Rotverschiebungswerten
in dem entsprechenden Entfernungsbereich – folglich
lassen sich innerhalb eines gegebenen Volumens
(und damit zu einer gegebenen Epoche) etwa zehnmal
mehr Galaxien identifizieren. Daher eignet sich dieser
weltweit einmalige Datensatz dazu, die Entwicklung
von Galaxien auf einer soliden statistischen Basis zu
untersuchen.
Diese Messdaten liefern aber nur Informationen über
integrale Eigenschaften der Galaxien (Alter, Entfernung,
Farbe und Leuchtkraft). Ein vollständigeres Bild der Galaxien
erhält man, wenn man zusätzlich auch deren innere
Struktur kennt: Wie groß sind sie? Sind ihre Sterne in einer
Scheibe oder einem kugelförmige Volumen verteilt?
Gibt es ausgedehnte Sternentstehungsgebiete? Zeigen
die Galaxien wegen der Wechselwirkung mit anderen
Galaxien eine asymmetrische Helligkeitsverteilung?
Besitzen sie eine intensive zentrale Energiequelle?
Statistisch relevante Antworten auf diese Fragen ergeben
sich nur, wenn von einer hinreichend großen Anzahl
weit entfernter Galaxien Direktaufnahmen mit sehr
hoher Auflösung vorliegen. Für große Himmelsareale
sind solche Aufnahmen heute innerhalb einer vernünftigen
Beobachtungszeit nur mit dem Weltraumteleskop
HUBBLE erhältlich.
Abb. II.24: (rechts) Auf GEMS, der bislang größten mit dem
Weltraumteleskop HUBBLE gewonnenen Farbaufnahme, sind
etwa 40 000 Galaxien abgebildet. Hier ein Ausschnitt von 114
146, entsprechend 0.2 % bis 0.3 % des gesamten GEMS-
Feldes.

42 II Highlights
Strategie und Analyse
Das Feld der GEMS-Aufnahme liegt im Sternbild
Fornax am Südhimmel, seine Größe beträgt 30 30
Bogenminuten, entsprechend etwa der Fläche des Vollmondes.
Das Bild (Abb. II.25) setzt sich aus 78 mit
der Advanced Camera for Surveys (ACS) gewonne-
Abb. II.25: (unten) Anordnung der nummerierten Einzelaufnahmen
im GEMS-Feld. Die Daten der nicht nummerierten Felder
entstammen dem Great Observatories Origins Deep Survey,
GOODS. Alle Aufnahmen zusammen überdecken ein vollmondgroßes
Areal am Südhimmel.
nen Einzelaufnahmen zusammen, die jeweils in zwei
Wellenlängenbereichen um 606 nm (gelb) und 850 nm
(rot) gewonnen wurden. Die gesamte Belichtungszeit
für das Bildmosaik in beiden Filtern betrug 150 Stunden
und beanspruchte das Weltraumteleskop HUBBLE zwei
volle Wochen lang.
Abb. II.26: (rechts) Siebzig helle Galaxien im GEMS-Feld. Gut zu
erkennen sind die Vielfalt der Formen, Größen und Strukturen
– Elliptische Galaxien, Spiralgalaxien, einige davon mit ausgeprägten
Balkenstrukturen – und spektakuläre Paare und Gruppen
wechselwirkender Galaxien.

44 II Highlights
Das Feld (Abb. II.25) wurde nach mehreren Kriterien
ausgewählt. Zunächst einmal sollte es hinreichend groß
sein, um über Inhomogenitäten im Universum (Galaxienhaufen)
gemittelte Aussagen zu liefern. Gleichzeitig
wurde es nach bereits erfolgten Himmelsdurchmusterungen
ausgerichtet. Zunächst deckt GEMS wie bereits
erwähnt das Feld von COMBO-17 ab (unterlegte Himmelsaufnahme
in Abb. II.25). Mit grünlichen Feldern ist
weiterhin das Himmelsfeld der GOODS-Durchmusterung
(Great Observatories Origins Deep Survey) gekennzeichnet.
Diese Durchmusterung wurde ebenfalls mit
der ACS-Kamera an Bord von HUBBLE ausgeführt. Sie
umfasst ein kleineres Gebiet als GEMS, geht jedoch
tiefer. Das grün umrandete Areal soll demnächst im
Infraroten mit dem Weltraumteleskop Spitzer (ehemals
SIRTF) beobachtet werden. Schließlich liegt das GEMS-
Feld innerhalb des CHANDRA Deep Field South, das mit
dem Weltraumteleskop CHANDRA mit 278 Stunden Belichtungszeit
im Röntgenbereich aufgenommen wurde.
Das rot umrandete Feld (oben links) zeigt das HUBBLE
Deep Field zum Größenvergleich.
Somit bietet dieses Areal einzigartige Forschungsmöglichkeiten,
um die Eigenschaften der Galaxien vom
Röntgenbereich bis zum Infraroten zu ermitteln und deren
vergangene Entwicklung während Jahrmilliarden zu
erforschen. Die GEMS-Aufnahme zeigt mehr als 40 000
Galaxien in einzigartiger Schärfe (Abb. II.26 und II.27).
Die Auflösung beträgt in den beiden Farbbereichen
Abb. II.27: Dieser Ausschnitt aus dem GEMS-Feld zeigt zwei eindrucksvolle
Paare wechselwirkender Galaxien. Ein drittes Paar
ist in weit größerer Entfernung erkennbar.
0.055 bzw. 0.077 Bogensekunden. Im Bild einer Galaxie
mit einer Rotverschiebung z = 0.75 lassen sich so noch
Details von 500 bzw. 700 pc (1600 Lj bzw. 2300 Lj) erkennen.
Damit sind große Sternentstehungsgebiete und
andere typische Strukturen, deren Ausdehnung wenige
kpc beträgt, deutlich sichtbar.
Die hoch aufgelösten Bilder der Galaxien im GEMS-
Feld gewinnen erst durch die Kombination mit den
spektralen Daten der COMBO-17-Durchmusterung ihre
einzigartige Aussagekraft. In einem ersten Schritt gelang
es wie erhofft, insgesamt fast 10 000 Galaxien aus dem
GEMS-Feld mit Objekten im Katalog der COMBO-17-
Durchmusterung zu identifizieren. Damit war deren
Rotverschiebung (und somit deren Entfernung) genau
bekannt.
Die Rotverschiebung ist auch deswegen von so großer
Bedeutung, weil sich durch sie spektrale Eigenschaften
(Farben) zu größeren Wellenlängen hin verschieben. Mit
Kenntnis der Rotverschiebung lassen sich alle Farbwerte
in das Ruhesystem der jeweiligen Galaxie transformieren,
und erst damit werden die Galaxien miteinander
vergleichbar. Schließlich will man die Galaxien im jungen
Universum mit denen im heutigen vergleichen. Zur
Charakterisierung der Galaxien im heutigen Universum
wurden die Daten des Sloan Digital Sky Survey (SDSS)
herangezogen – auch an dieser Durchmusterung ist das
MPIA beteiligt [3].
Damit wurden die Voraussetzungen geschaffen, um
die GEMS-Aufnahme in Hinblick auf die Entwicklung
der Galaxien auszuwerten. Die Entwicklung einzelner
Objekte ist zwar nicht direkt beobachtbar, da sie
sich im Laufe von Jahrmillionen abspielt. Aber die
Entwicklung der Galaxienpopulation lässt sich aus
den Daten ableiten, da man die Eigenschaften vieler
Galaxien bei verschiedenen Rotverschiebungen und
damit in verschiedenen Epochen statistisch vergleichen
kann. Um die Galaxienpopulation zu beschreiben, wird
die Häufigkeit von Galaxien in Abhängigkeit von bestimmten
Grundgrößen wie Leuchtkraft, Farbe, Größe
oder morphologischen Merkmalen ermittelt.
Mit GEMS/COMBO-17 liegt zum ersten Mal eine
Stichprobe vor, die mit 10 000 Galaxien hinreichend
groß ist, um Aussagen abzuleiten, die sich auf das halbe
Alter des Universums in der Vergangenheit beziehen.
Ein erstes Ergebnis, das die Entwicklung massereicher
Galaxien betrifft, wird im folgenden Abschnitt dargestellt.
(E. F. Bell, H.-W. Rix, M. Barden, A. Borch, B.
Häußler, K. Meisenheimer; beteiligte Institute:
Astrophysikalisches Institut Potsdam, Space
Telescope Science Institute, Baltimore, University of
Massachusetts, USA, University of Arizona, USA,
University of Oxford, UK.)

II.6 Ursprung und Entwicklung massereicher Galaxien
Forscher des MPIA verfügen mit den im vorigen Kapitel
beschriebenen Surveys COMBO-17 und GEMS über einen
einzigartigen Satz astronomischer Daten, mit denen
sich die Entwicklung der Galaxien während der vergangenen
neun Milliarden Jahre rekonstruieren lässt.
Die große darin enthaltene Galaxienzahl und das weite
Himmelsareal ermöglichen Studien mit bislang unerreichter
statistischer Aussagekraft. Im Berichtsjahr
gelang es, einen wichtigen Aspekt des hierarchischen
Szenarios der Galaxienentstehung zu bestätigen.
Hiernach wuchsen die massereichsten Galaxien, vorwiegend
die elliptischen Galaxien, erst in den letzten
sieben Milliarden Jahren zu ihrer heutigen Größe an.
Dies geschah hauptsächlich dadurch, dass kleinere
Galaxien miteinander verschmolzen.
Im Rahmen des hierarchischen Modells sollten Galaxien
dieser Typen in den vergangenen acht Milliarden
Jahren (Rotverschiebungen z < 1) weiter angewachsen
sein. Diese Vorhersage überprüften Astronomen des
MPIA bereits im Jahr 2002. Das zentrale Ergebnis lautete
damals: Im frühen Universum trugen die irregulären
und Starburst-Galaxien mit intensiver Sternentstehung
80 % der Leuchtkraftdichte im blauen Spektralbereich
( )
j B
lg
h L Mpc –3
8.6
8.4
8.2
8.0
7.8
7.6
7.4
z f = 2
z f = 3
z f = 5
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2
z
Abb. II.28: Entwicklung der Leuchtkraftdichte roter Galaxien im
blauen Spektralbereich. Die Werte weichen bei hohem z (in frühen
Epochen) stark von Modellrechnungen ab, nach denen die
Galaxien bei hohen Rotverschiebungen (z o = 2, 3, 5) entstanden
sind und danach ohne weitere Wechselwirkung langsam alterten.
Dagegen bestätigen sie ein semianalytisches Modell einer
hierarchischen Galaxienbildung in mehreren Schritten.
bei. Im Laufe der Zeit haben sich die relativen Anteile
jedoch wesentlich verschoben: Heute tragen diese Galaxientypen
nur noch etwa 20 % der Leuchtkraftdichte
bei, während die elliptischen und frühen Spiralgalaxien
dominieren.
Dieses Ergebnis unterstützt zwar das hierarchische
Szenario, lässt sich prinzipiell aber auch durch die
Alterung der Sternpopulationen in den Galaxien und
eine Rötung durch Staub erklären. Deshalb gingen die
Astronomen die Frage nach der Galaxienentwicklung
von einer anderen Seite an. Sie machten sich den Beobachtungsbefund
zu Nutze, dass sich die Galaxien grob
in zwei Gruppen unterteilen lassen: rot erscheinende
Galaxien, welche die frühen Typen (E-, S 0 - und S a -
Galaxien) ohne intensive Sternentstehung beinhalten,
und blaue Galaxien, zu denen vor allem Starburst- und
Spiralgalaxien vom Typ S b und S c zählen. Darüber hinaus
besteht eine interessante Relation: Mit zunehmender
Leuchtkraft erscheinen die Galaxien immer röter. Dies
lässt sich damit erklären, dass mit steigendem Alter die
Masse der Galaxien und der Anteil der in ihnen enthaltenen
schweren Elemente zunimmt.
In der jüngsten Studie untersuchten die Astronomen
gezielt die Entwicklung der roten Galaxien frühen Typs
in Abhängigkeit von der Rotverschiebung (und damit
von der Zeit). Sie stellten fest, dass sich die Farben der
Galaxien im Laufe der Zeit verändern. Die Daten passen
sehr gut zu der Vorstellung, dass die Sternpopulation
sich selbst überlassen altert. Ein solches Altern lässt
aber auch erwarten, dass die Leuchtkraft der einzelnen
Galaxien und damit auch die der gesamten Population
nachlässt.
Im Gegensatz zu dieser Erwartung stellten die Forscher
fest: Die Leuchtkraft im Blauen blieb innerhalb eines
Einheitsvolumens in den vergangenen acht Milliarden
Jahren (z < 1) etwa konstant (Abb. II.28). Dieser Befund
widerspricht solchen Modellen, nach denen sich die
großen Galaxien im jungen Universum monolithisch
(»auf einen Schlag«) gebildet haben und dann im Laufe
der Jahrmilliarden einfach gealtert sind (gestrichelte
Kurven in Abb. II.28). Nimmt man aber an, dass sich
die Anzahl der Sterne und ihre Gesamtmasse innerhalb
der leuchtkräftigen roten Galaxien während des betrachteten
Zeitraums etwa verdoppelt hat, so erhält man eine
gute Übereinstimmung mit den Beobachtungen. Diese
Annahme passt gut zu den Vorhersagen der hierarchischen
Modelle, wonach die leuchtkräftigen Galaxien im
Laufe der Zeit durch Verschmelzung kleinerer Galaxien
entstanden sind.
Die Analyse der drei Beobachtungsfelder von COMBO-
17 hat allerdings auch gezeigt, dass Inhomogenitäten
aufgrund der großräumigen Struktur des Universums
45

46 II Highlights
die Gültigkeit der Aussagen erheblich einschränken.
Zukünftig muss es daher das Ziel sein, in möglichst vielen,
großen Himmelsfeldern bis zu großen Rotverschiebungen
vorzudringen.
Diese Ergebnisse zeigen damit erstmalig, dass die
Sterne in den Galaxien zwar passiv altern, dass sich aber
die Population massereicher Galaxien durch hierarchisches
Verschmelzen weiter entwickelt. Einige Fragen
bleiben offen, insbesondere die nach der Natur der roten
Galaxien. Bei relativ nahen Galaxien ist erkennbar,
dass es sich wie beschrieben um Systeme mit überwie-
U – V (rest – frame) [mag]
U – V (rest – frame) [mag]
2
1
0
2
1
0
a) SDSS z 0; automatisch
–22 –20 –18
M V – 5 lg 10 h [mag]
c) GEMS 0.65 z 0.75; visuell
gend alten und somit roten Sternen handelt. Bei weiter
entfernten Galaxien, die keine Details mehr erkennen
lassen, könnten aber auch große Staubmengen für die
Rötung verantwortlich sein.
U – V (rest – frame) [mag]
–22 –20 –18
M V – 5 lg 10 h [mag]
Abb. II.29: Die Farbe U–V von Galaxien unterschiedlichen Typs
im heutigen Universum a) und bei Rotverschiebungen um z = 0.7
(b) automatische Klassifizierung; c) visuelle Klassifizierung).
Blaue Sterne: irreguläre und wechwelwirkende Systeme; grün:
Spiralgalaxien. Die Farbwerte gelten für das Ruhesystem der
Galaxien.
2
1
0
Anzahl
80
40
b) GEMS 0.65 z 0.75; automatisch
–22 –20 –18
M V – 5 lg 10 h [mag]
0
0 2 4 6 8
n

Auf der GEMS-Aufnahme wurden mit Hilfe der COM-
BO-17-Daten rund 1500 Galaxien im Rotverschiebungsbereich
0.65 < z < 0.75 identifiziert und deren Morphologie
bestimmt. Auf diese Weise ließ sich an Hand einer statistisch
signifikanten Menge prüfen, ob sich die Morphologie
der Galaxien frühen Typs im Laufe der Zeit bis heute
verändert hat. Insbesondere sollte die mögliche Rolle
des Staubes bei der Rötung der Galaxien untersucht
werden. Die morphologische Klassifikation erfolgte
zum einen automatisch mit einer speziellen Software
und zum anderen visuell am Bildschirm. Die Ergebnisse
waren sehr ähnlich, wie Abb. II.29 zeigt. Blaue Punkte
kennzeichnen späte, rote Punkte frühe morphologische
Galaxientypen. Die rote Linie gibt einen Fit für die
roten Galaxien an, die blaue Linie trennt blaue von
roten Galaxien. Die Zusammenstellung ausgewählter
Galaxien unten rechts zeigt visuell klassifizierte E- und
S 0 -Galaxien (oberste drei Reihen), S a - bis S m -Galaxien
(mittlere zwei Reihen) und wechselwirkende, irreguläre
Galaxien (unterste Reihe).
Von den roten Galaxien wurden visuell 85 % als frühe
E-, S 0 - und S a -Galaxien eingestuft, die Software kam auf
78 %. Diese Werte sind im Rahmen der Ungenauigkeiten
identisch mit denen im heutigen Universum, wie sie aus
II.6 Ursprung und Entwicklung massereicher Galaxien. 47
dem Sloan Digital Sky Survey ermittelt wurden. Hier
liegt der Wert bei 82 %. Bei den übrigen roten Galaxien
um z = 0.7 handelt es sich um stark gegen die Sichtlinie
geneigte Spiralgalaxien (8 %) und wechselwirkende,
irreguläre Systeme (5 %, vgl. Abb. III.19 c). Damit können
höchstens 13 % der roten Galaxien, wahrscheinlich
aber weit weniger, durch Staub gerötet sein.
Das wesentliche Ergebnis lautet also: Schon vor etwa
sechs Milliarden Jahren (z = 0.7) war die Sternentstehung
in den massereichsten Galaxien abgeschlossen. Hierarchische
Modelle sagen vorher, dass in Gebieten hoher
Galaxiendichte die Entwicklung der Galaxien früh anfängt
und zu massereichen Galaxien führt. Warum die
Entwicklung aber bereits so früh abgeschlossen war,
können die Modelle gegenwärtig nicht erklären.
(E. F. Bell, K. Meisenheimer, H.-W. Rix, A. Borch,
B. Häussler; beteiligte Institute: Universität Bonn;
Astrophysikalisches Institut Potsdam; University of
Oxford, Oxford, UK; Imperial College, London, UK;
University of Massachusetts, Amherst, USA; Space
Telescope Science Institute, Baltimore, USA; University
of Arizona, Tucson, USA)

48
III Wissenschaftliche Arbeiten
III.1 Massereiche Sterne – Entstehung und Frühstadien
Der enorme Einfluss, den massereiche Sterne auf
ihre Umgebung ausüben, beeinträchtigt sogar die
Entwick-lung ganzer Galaxien. Er zeigt sich am stärksten
während ihrer Entstehung in Molekülwolken und
bei ihrem Tod als Supernovae. In diesem Abschnitt
geben wir eine Zusammenfassung der gegenwärtigen
Forschung am MPIA über die Entstehung dieser
faszinierenden Objekte. Wir betrachten, wie diese
Erkenntnisse erlangt wurden und wie sie mit Hilfe
neuester Beobachtungsmethoden erweitert werden
können.
Massereiche Sterne beherrschen das optische Erscheinungsbild
der Galaxien. Im Ferninfrarotspektralbereich
können die leuchtkräftigsten galaktischen Punktquellen
mit OB-Sternen identifiziert werden, die an ihren Geburtsstätten
tief in Gas und Staub eingebettet sind. Wie
dramatisch die Auswirkungen der Entstehung massereicher
Sterne sein können, erkennt man am besten
in Starburst-Galaxien, deren Struktur völlig durch die
nahezu explosionsartige Bildung von zahlreichen OB-
Sternen bestimmt wird.
Anders als die sonnenähnlichen Sterne, haben massereiche
Sterne den weitaus größten Anteil an der stellaren
Einspeisung von Energie und Impuls in das interstellare
Medium. So ist zum Beispiel die von einem Hauptreihenstern
des Spektraltyps O3 (Leuchtkraft ≈ 10 6 L ) abgegebene
UV-Strahlung noch in einer Entfernung von
mehreren Lichtjahren um das Tausendfache höher als die
des interstellaren Strahlungsfeldes in der Umgebung der
Sonne. Sternwinde von O-Sternen können mechanische
Energieraten von einem Prozent der Sternleuchtkraft
erreichen. Und schließlich geben massereiche Sterne
am Ende ihres Lebens bei einer Supernova-Explosion
10 44 Ws Energie in Form von Strahlung an das interstellare
Medium ab. Die kinetische Energie der ausgeschleuderten
Gasmassen kann diesen Wert um das
Zehnfache übersteigen, während die Energiemenge, die
von Neutrinos pro Sekunde abgeführt wird, sogar das
Hundertfache erreicht und im Moment der Explosion
der normalen Energieabgabe aller Sterne im gesamten
Universum entspricht. Während einer ausbruchartig vermehrten
Entstehung von massereichen Sternen kann das
interstellare Medium einer Galaxie durch die starke UV-
Strahlung der Sterne aufgeheizt werden, was letztlich
sogar die großräumige Sternentstehung zum Erliegen
bringen kann.
Während ihrer Entstehung können massereiche Sterne
für ihre Nachbarn recht »unangenehm« werden. Einerseits
ionisiert und verdampft ihre Strahlung die Gas-
und Staubscheiben um nahegelegene massearme Sterne
sowie kleinere Dunkelwolken. Andererseits kann ihre
Geburt zur Kompression von Molekülwolken führen und
so eine neue Runde der Sternentstehung in Gang setzen.
Betrachtet man die chemische Entwicklung einer Galaxie,
so sind es wiederum die massereichen Sterne, die
diese Entwicklung beherrschen, indem sie das Gas mit
schweren Elementen anreichern, deren Häufigkeiten von
entscheidender Bedeutung für die Heiz- und Kühlprozesse
im interstellaren Medium sind.
Nachdem wir die Bedeutung massereicher Sterne für
ihre Umgebung und für ganze Galaxien erörtert haben,
stellt sich nun die Frage: Von welcher Masse an wird
ein Stern massereich genannt? Die untere Massengrenze
kann recht gut auf 8 – 10 Sonnenmassen festgesetzt werden
(d. h. Hauptreihensterne früher als der Spektraltyp
B3). Nur Sterne mit mindestens dieser Masse sind in
der Lage, genügend UV-Photonen zu produzieren, um
die umgebenden Gase zu ionisieren, Überschallwinde zu
erzeugen und schließlich als Supernovae zu explodieren.
Außerdem weiß man, dass neu entstehende massereiche
Sterne noch tief in ihren Mutter-Molekülwolken eingebettet
sind, weil ihre Akkretionsphase länger andauert
als ihre Kontraktionsperiode. Deshalb beobachtet man
keine optisch sichtbaren massereichen Vorhauptreihensterne.
Das steht in scharfem Gegensatz zu massearmen
Vorhauptreihensternen – den so genannten T-Tauri-Sternen
– und zu jenen im mittleren Massenbereich – den
Herbig-Ae/Be-Sternen.
Das Hauptinteresse der Arbeitsgruppe »Planeten- und
Sternentstehung« am MPIA gilt der Art und Weise, wie
sich diese Sterne bilden: Die Entstehung massereicher
Sterne stellt eines der größten astrophysikalischen Probleme
dar, das trotz der entscheidenden Rolle dieser
Sterne bei der Entwicklung von Galaxien noch immer
nicht gelöst ist. Die Schlüsselfrage lautet, wie es diesen
Sternen gelingt, derart viel Materie während ihres
Geburtsprozesses anzusammeln. Selbst während die
Akkretion noch im Gange ist, weisen sie bereits sehr hohe
Leuchtkräfte auf. In der Tat haben Modellrechnungen des
Akkretionsprozesses solcher Objekte gezeigt, dass der
Strahlungsdruck auf die einfallenden Staubteilchen und
die vorherrschende Kopplung zwischen Staubkörnern
und Gasmolekülen den Masseneinfall stoppen oder so-

gar umkehren können. Dies tritt oberhalb eines kritischen
Verhältnisses von Leuchtkraft zu Masse von etwa
700 L /M auf – was bei sehr jungen massereichen
Sternen leicht erreicht wird. Die Bildung massereicher
Sterne durch sphärisch-symmetrischen Masseneinfall
erscheint daher unmöglich, es sei denn die optischen
Eigenschaften der Staubkörner in den dichten Kernen der
Molekülwolken unterscheiden sich grundlegend von denen
im interstellaren Medium und in Entstehungsgebieten
massearmer Sterne.
Wenn jedoch das Material aus einer zirkumstellaren
Scheibe angesammelt wird – wie man schon seit einer
ganze Weile annimmt –, dann verschwindet dieses Dilemma.
Der Grund dafür ist, dass durch die Gegenwart
einer Scheibe ein hoch anisotropes Strahlungsfeld gebildet
wird, mit unterschiedlichen Energieflüssen parallel
und senkrecht zur Scheibenachse. Den ersten
Hinweis auf solche Akkretionsscheiben glaubte man in
der bipolaren Gestalt der ionisierten Gebiete um einige
wohlbekannte massereiche junge Sterne, wie S 106,
gefunden zu haben. Vor etwa zehn Jahren stellte man jedoch
fest, dass diese Gebiete gewöhnlich sehr komplex
sind und dass Staubfilamente – die nicht unbedingt mit
Helligkeitstemperatur T [K]
a
Dec (J2000)
30
51:00
30
51:50:00
1
0.5
0
–0.5
–1
1 pc
III.1 Massereiche Sterne – Entstehung und Frühstadien. 49
einer Akkretionsscheibe in Verbindung stehen – in der
Nachbarschaft der jungen massereichen Sterne häufig
das Erscheinungsbild der unmittelbaren Umgebung des
Sterns bestimmen. Doch die jüngste Entdeckung sehr
energiereicher und massereicher Molekülströmungen,
die wahrscheinlich mit dem Akkretionsprozess verknüpft
sind, stützt wiederum die Vorstellung von Akkretionsscheiben
um massereiche Sterne.
Eine alternative Theorie zur Erklärung der Entstehung
massereicher Sterne beruht auf der Verschmelzung massearmer
Sterne. Das »Verschmelzungs-Szenario« schlägt
vor, dass Gezeitenreibung in engen Doppelsternsystemen
und dichten Haufen mehrere massearme Sterne zu Sternen
hoher Masse verbindet. Das Hauptproblem bei
diesem Szenario ist die Vorhersage einer kopflastigen
»Anfangsmassenverteilungsfunktion« (IMF), die in »normalen«
Haufen nicht beobachtet wird, die aber mögli-
SMM1
4:22:40 38 36 34 32 30 28 26 24
RA (J2000)
c b
0.4
HCO + (3–2)
N2H + (1–0)
C18O(2–1) –50 –40 –30 –20
Geschwindigkeit [km/s]
Helligkeitstemperatur T MB [K]
Abb. III.1: Die bei einer Wellenlänge von 450 µm aufgenommene
Karte des neu entdeckten Entstehungsgebietes massereicher
Sterne ISOSS J 04225+5150, auf der drei kompakte
Staubkonzentrationen zu sehen sind. (SCUBA-Bolometer,
JCMT)
0.2
0
–0.2
NH 3 (1,1)
NH 3 (2,2)
–60 –40 –20
Geschwindigkeit [km/s]

50 III Wissenschaftliche Arbeiten
cherweise in Starburst-Haufen vorliegt (vgl. Kap. II.1).
Das Verschmelzungskonzept mag bei der Bildung massereicher
Sterne in sehr dichten Haufen trotzdem noch eine
Rolle spielen, aber Anzeichen wie die allgegenwärtigen
Abströmungen sprechen für die Gültigkeit eines herkömmlichen
Akkretions-Szenario in weniger extremen
galaktischen Umgebungen.
Die Frühstadien der Entwicklung
Kalte Kerne
Die allerfrüheste Phase der Sternentstehung ist der
Kollaps einer Molekülwolke zu einem protostellaren Objekt.
Diese Objekte sind ziemlich kalt und bei nahen oder
mittleren Infrarotwellenlängen nicht beobachtbar.
Das beste Hilfsmittel zum Aufspüren solch kalter und
massereicher Molekülwolkenkerne ist eine von systematischen
Fehlern freie, große Durchmusterung bei
Ferninfrarot- und Submillimeterwellenlängen. Mit mehr
als 15 Prozent Himmelsabdeckung ist der ISOPHOT 170
µm Serendipity Survey (ISOSS) gegenwärtig die größte
Durchmusterung, die jenseits des IRAS-100-µm-Bandes
bei hoher räumlicher Auflösung durchgeführt wird.
Bei dieser Durchmusterung sind bislang mehr als 50
Objekte mit Massen von 10 2 – 10 4 M und bolometrischen
Leuchtkräften von 10 3 – 3 10 4 L identifiziert
Dec (1950)
–12°1000
–12°1500
–12°2000
l = 850 µm
IRAS 07029 –1215
7h03m00s 40s RA (1950)
worden. Obwohl die meisten Objekte in Entfernungen
zwischen 2 kpc und 6 kpc liegen, konnten nachfolgende
hochaufgelöste Submillimeter-Kontinuumskarten bei
450 µm, 850 µm und 1200 µm (aufgenommen mit Bolometerkameras
am James-Clerk-Maxwell-Telescope auf
Mauna Kea und am IRAM 30-m-Teleskop auf dem
Pico Veleta) die Staubemission in diesen Regionen tatsächlich
auflösen (siehe Abb. III.1). Beobachtungen
der Linienemission von Ammoniak-Molekülen (durchgeführt
am Very Large Array in New Mexico und am
100-m-Radioteleskop in Effelsberg, Abb. III.2) in den
Zielobjekten bestätigten, dass das dichte Gas und der
Staub die erwartet niedrigen Temperaturen von etwa 12
K haben. Auch die Linienprofile weisen darauf hin, dass
in einigen dieser Objekte der protostellare Kollaps bereits
begonnen hat (siehe das inverse P-Cygni-Profil der
Spektrallinie von HCO + in Abb. III.1). Tiefe JHK-Bilder,
die mit der neuen Weitfeldkamera OMEGA 2000 am 3.5m-Teleskop
auf dem Calar Alto gewonnen wurden, zeigen
bei einer Reihe von Quellen assoziierte massearme
Haufen, die darauf hinweisen, dass in der Umgebung
der kalten Kerne bereits aktive Sternentstehung einge-
Abb. III.2: Die Ferninfrarotquelle IRAS 07029-1215 und der am
Rand der Molekülwolke entdeckte kalte Kern. Das Teilbild
rechts unten zeigt in blauen und roten Umrissen die beiden
Flügel der Abströmung, die von einer Quelle ausgeht, für die im
IR kein Gegenstück nachgewiesen werden konnte.
[0,0]
20
10
T A * [ K]
[0, –20]
0
30
20
10
0
–10 0 10 20 30 vlsr [km/s]
CO J = 3→ 2
2MASS K
40
20
0
–20
–40
40 20 0 –20 –40

setzt hat. Während die Tatsache, dass auf unseren tiefen
K-Band-Aufnahmen am Ort der Kernzentren keinerlei
Gegenstücke nachgewiesen werden konnten, beweist,
dass sich das Objekt noch nicht in einem entwickelteren
Stadium befindet.
Eine weitere Durchmusterung nach Kandidaten für
neu entstehende massereiche Sterne wurde mit Hilfe der
SCUBA- und IRAM-Bolometer in der Nachbarschaft heller
IRAS-Quellen durchgeführt. Diese Beobachtungen im
Millimeterbereich spürten ein besonders interessantes
Objekt auf (Abb. III.2): In der Nähe von IRAS 07029-
1215, einem Objekt mit einer Leuchtkraft von 1700 L
und einer Entfernung von 1 kpc, wurde ein tief eingebettetes
Objekt entdeckt. Dieses Objekt scheint sich in
einer besonders frühen Entwicklungsphase zu befinden,
da es im nahen oder mittleren Infrarotbereich nicht nachweisbar
ist. Dennoch treibt es bereits eine sehr schnelle
bipolare CO-Abströmung an, die eine Gesamtmasse von
M Abströmung = 5.4 M hat. Massenabschätzungen und
nachfolgende empirische Beziehungen sowie Betrachtungen
der spektralen Energieverteilung deuten darauf
hin, dass es sich bei dem Objekt um einen jungen B-
Stern handelt, umgeben von einer Hülle mit 30 – 40
M .
Heiße Kerne
Das nächste Stadium in der Entwicklung eines massereichen
Sterns in Richtung zur Hauptreihe ist die so genannte
Phase des heißen Kerns. Hierbei liegen massereiche
Sterne in dichten Kernen von Molekülwolken und
sind wegen der hohen Extinktion weder im Optischen
noch im nahen Infrarot (NIR) zu sehen, wohl aber im
mittleren Infrarotspektralbereich. Diese Kerne werden
jedoch von den eingebetteten oder benachbarten massereichen
Sternen auf Temperaturen zwischen 100 und
200 Kelvin aufgeheizt und bilden so etwa 0.1 pc (0.3
Lichtjahre) große »heiße Kerne« mit einer molekularen
Wasserstoffdichte von 10 7 Teilchen pro cm 3 . Typischerweise
sind die Objekte in dieser Phase noch nicht von
größeren Mengen ionisierten Wasserstoffs umgeben.
Die Bildung von HII-Regionen wird möglicherweise
durch die hohe Materieeinfallrate unterdrückt. Dies bedeutet
auch, dass die jüngsten massereichen Sterne nur
im thermischen Infrarot (IR) beobachtbar sind, während
sie aufgrund des fehlenden Plasmas in ihrer Umgebung
keine Radio-Kontinuumsstrahlung aussenden. Wie in
Abb. III.3 zu sehen, wurde bei Beobachtungen der ultrakompakten
HII-Region G10.47+0.03 im mittleren
Infrarot (MIR), durchgeführt mit dem Instrument TIMMI-
2 am 3.6-m-Teleskop der ESO auf La Silla, nahe der
Position von drei ultrakompakten HII-Regionen eine
MIR-Quelle entdeckt, für die es kein NIR-Gegenstück
gibt. Während man zunächst glaubte, dass es sich dabei
um einen jungen heißen Kern handeln könnte, ergab
eine genauere Untersuchung, dass sie zu einer anderen
III.1 Massereiche Sterne – Entstehung und Frühstadien 51
B1
B2
Klasse heißer Kerne gehört: Sie wird nicht von innen
aufgeheizt, sondern durch drei angrenzende ultrakompakte
HII-Regionen.
Ultrakompakte HII-Regionen
Während der nächsten Entwicklungsphase massereicher
Sterne – die sich nun sehr nahe oder auf der
Anfangshauptreihe befinden – bilden sich um die jungen
Sterne »ultrakompakte HII-Regionen« (UCHIIs).
In diesen etwa 0.1 pc großen ionisierten Gebieten mit
Elektronendichten von rund 10 5 pro cm 3 senden im
Plasma abgebremste Elektronen starke Radiostrahlung
aus (Frei-frei-Strahlung). Daher können diese Objekte in
Radiokontinuum-Durchmusterungen gefunden werden.
Diese sehr kompakten Objekte haben eine Lebenszeit
von etwa einer Million Jahre (siehe unten). Schließlich
dehnen sich die Regionen mit ionisiertem Wasserstoff
aus und bilden »kompakte HII-Regionen« mit 0.5 pc
Durchmesser und Elektronendichten bis zu 1000 Elektronen
pro cm 3 . Diese wiederum entwickeln sich weiter
zu »diffusen HII-Regionen«, die uns z. B. in Form des
Orion-Nebels wohlbekannt sind.
Die UCHII-Regionen sind häufig selbst wiederum
in komplexe Regionen eingebettet, wie zum Beispiel
IRAS 09002-4732, die in Abb. III.4 zu sehen ist. Die
Aufnahmen, die auf ISAAC-Beobachtungen am VLT
zwischen 1 µm und 5 µm beruht, zeigt einen überwältigenden
Blick in das Gebiet, das von einer bipolaren Nebelstruktur
und mehr als tausend vom Staub geröteten
A
1.3 cm
11.9 µm
NH 3 2.16 µm
Abb. III.3: Überlagerung einer TIMMI-2-Aufnahme bei 11.9 µm
(dargestellt als gestrichelter roter Umriss) und einer ISAAC-
Aufnahme (Grauskala) bei 2.16 µm. Die weißen Umrisse deuten
die drei bei 1.3 cm entdeckten Komponenten A, B1 und B2
der ultrakompakten HII-Region G10.47+0.03 an.
2

52 III Wissenschaftliche Arbeiten
Sternen beherrscht wird. Bei der näheren Untersuchung
der Aufnahmen entdeckte man einige langgestreckte,
dunkle Filamente, die als lichtschluckende Fäden aus interstellarem
Staub identifiziert wurden. Diese Filamente,
deren Länge das 40-fache ihres Durchmessers erreichen
kann, verlaufen kreuz und quer vor der Nebelstruktur.
Die Aufnahmen werfen mehrere spannende Fragen auf:
Welche Kräfte halten diese Filamente zusammen? Sind
sie die Überreste der Molekülwolke nach heftigen Sternentstehungsepisoden,
oder werden sie im Gegenteil von
neugeborenen Sternen gebildet, die den restlichen umgebenden
Staub zusammenfegen? In den Filamenten sind
einige Knoten hoher Dichte zu erkennen. Dabei könnte
es sich um kurzlebige instabile Dichtefluktuationen
handeln. Vielleicht sind es aber auch gravitativ kollabierende
Globulen und somit die Vorläufer einer nächsten
Sterngeneration. Die Analyse der Nahinfrarotfarben
der Sterne, die in der Nähe des Infrarotmaximums zu
sehen sind (siehe Abb. III.4), deuten darauf hin, dass
viele einen Überschuss an Infrarotstrahlung zeigen. Ein
solcher Überschuss stammt gewöhnlich von heißem
zirkumstellarem Staub, der die jungen Sterne umgibt.
Da die zirkumstellare Materie relativ kurzlebig ist, ist
klar, dass diese jungen Sterne Teil des sternbildenden
Komplexes sind.
Die lange Lebensdauer der ultrakompakten HII-Regionen,
die aus ihrer großen Anzahl – etwa 1500 derartige
Objekte sind in der Milchstraße bekannt – geschlossen
Abb. III.4: Eine Echtfarbenaufnahme von G 268; die Strahlung
im J-Band (1.2 µm) ist blau kodiert, die Strahlung im H-Band
(1.6 µm) grün und die Strahlung im K-Band (2.2 µm) rot. Der
rote Kreis markiert die Position der ultrakompakten HII-Region
G268.42-0.85.
wird, stellt ein echtes Rätsel dar, da man erwarten würde,
dass sie ihre ultrakompakte Form durch Expansion
innerhalb von ungefähr 10 000 Jahren verlieren. Zur
Lösung diese Problems sind mehrere Szenarien vorgeschlagen
worden: ein »Einspannen« der Regionen
durch verstärkten äußeren Druck, eine Stabilisierung
aufgrund ihrer Bewegung relativ zum umgebenden
interstellaren Medium (wobei sie eine Stoßfront ausbilden),
die Zufuhr von ionisiertem Material durch
Photoverdampfung zirkumstellarer (oder benachbarter)
Scheiben oder Globulen und als letztes eine einseitige
Expansion am Rand der Molekülwolke (»Champagner-
Strömung«).
Ein Hauptproblem beim Unterscheiden dieser Szenarien
besteht darin, dass es sehr schwierig ist, die
Sternpopulation der ultrakompakten HII-Regionen tatsächlich
zu identifizieren. Erst seit etwa acht Jahren
stehen adaptive Optiksysteme (AO) zur Verfügung,
die eine ausreichende räumliche Auflösung bei den
staubdurchdringenden Infrarotwellenlängen (≈ 2 µm)
bieten, um zumindest einen Teil der massereichen
Sternpopulation direkt nachzuweisen und zu identifi-

zieren. Vor dieser Zeit und bei Gebieten, die auch heute
noch nicht für AO-Systeme zugänglich sind (weil keine
Leitsterne in der Nähe stehen), wurden und werden
indirekte Methoden angewandt. Diese beinhalten gewöhnlich
eine Abschätzung entweder der gesamten von
IRAS oder dem amerikanischen Infrarotsatelliten MSX
beobachteten Mitt- und Ferninfrarotleuchtkraft oder der
Lyman-Kontinuumsphotonen im Vergleich zur integrierten
Frei-frei-Strahlung, die mit Radiointerferometern im
cm-Wellenlängenbereich beobachtet wird. Diese indirekten
Methoden sind mit starken Problemen belastet:
Gewöhnlich enthalten sie eine Annahme über die Geometrie
der Region. Insbesondere wird stillschweigend
angenommen, dass der oder die massereiche(n) Stern(e)
ungefähr im Zentrum dessen sitzen, was man als ultrakompakte
HII-Region beobachtet. Aus der Folgerung,
dass in einem solchen Fall alle ausgestrahlten Photonen
in Frei-frei-Strahlung und FIR-Strahlung umgewandelt
werden, leitet man dann die Anzahl der ausgestrahlten
Photonen und den Spektraltyp des strahlenden Sterns
ab. Befindet sich jedoch der Stern, der die Strahlung
liefert, nicht im Zentrum oder hat die ionisierte Region
einen inhomogenen Aufbau (beides ist gewöhnlich der
Fall), dann ist die abgeleitete Photonenzahl zu klein. In
Wahrheit werden mehr Photonen benötigt, um die weit
entfernten Regionen und die hellsten Regionen aufzuheizen
und/oder zu ionisieren, als aus den integrierten
Flüssen allein abgeschätzt wird. Ein von unserer Gruppe
veröffentlichter Katalog, in dem die Population massereicher
Sterne innerhalb oder in der Nachbarschaft von neun
ultrakompakten HII-Regionen anhand von NIR-Farben
direkt identifiziert wird, zeigt, dass bei Verwendung der
indirekten Methoden in der Tat die gesamte abgestrahlte
Leuchtkraft der eingebetteten Sternpopulation gewöhnlich
unterschätzt wird (siehe Tabelle). Der Katalog ist das
Ergebnis einer AO-Durchmusterung, die in den Jahren
2000 bis 2002 mit Hilfe der Systeme ALFA (Calar Alto,
Spanien) und ADONIS (La Silla, Chile) an ihren 3.5- beziehungsweise
3.6-m-Teleskopen durchgeführt wurde.
Die Spektraltypen eingebetteter massereicher Sterne, abgeleitet
aus unterschiedlichen Beobachtungen.
Objekt
Sp Typ
(NIR)
> = früher als, < = später als
Sp Typ
(Lyman Kont.)
Sp Typ
(IRAS)
G309.92+0.48 > O6V / OI B0.5V/B0V O6.5V
G351.16+0.70 O6V < B0.5V < B0.5V
G5.89-0.39 O5V O9.5V O7V
G11.11-0.40 O6V < B0.5V B0V
G18.15-0.28 O6V < B0.5V O7V
G61.48+0.09B1 O9I/A0I O9V O8V
G61.48+0.09B2 B0V < B0.5V O8V
G70.28+1.60 O9I/A0I O6.5V > O3V
G77.96-0.01 O8V < B0.5V O9.5V
III.1 Massereiche Sterne – Entstehung und Frühstadien. 53
Eine mögliche Erklärung ist, dass die massereichsten
Sterne im Allgemeinen nicht in den Zentren der ionisierten
Regionen eingebettet sind, sondern in ihrer Nähe.
Folglich kann ein großer Teil der ionisierenden und
heizenden (und praktisch alle) Strahlung entweichen und
zur Bildung der ausgedehnten Halos beitragen. Derartige
Halos werden gewöhnlich mit den kompakteren Konfigurationen
von Radiointerferometern nachgewiesen,
die für großräumige Strahlungsverteilungen empfindlicher
sind als die hochauflösenden Konfigurationen, die
zum Nachweis ultrakompakter HII-Regionen verwendet
werden. Der Anteil der Leuchtkraft, der wirklich zur
Ionisation und Aufheizung der IRAS- und VLA-Objekte
dient, imitiert dann einen Stern geringerer Leuchtkraft
als im nahen Infrarot tatsächlich beobachtet. Die externe
Beleuchtung ist auch für mindestens eine der langgestreckten
Strukturen bewiesen, die sich in der Nähe
der ultrakompakten HII-Region G268.42-0.85 befinden
(siehe Abb. III.4).
Eine alternative Erklärung wäre, dass wir mit unseren
AO-Nahinfrarotbeobachtungen noch nicht die wirklichen
Zentralsterne der ultrakompakten HII-Regionen
erfassen. Es könnte noch tiefer eingebettete Sterne
geben, die nur bei noch größeren Wellenlängen oder
mit anderen Beobachtungsmethoden, wie zum Beispiel
Polarimetrie, sichtbar werden. Diese Sterne wären dann
für den Großteil der IRAS-Leuchtkraft und des Lyman-
Kontinuum-Budgets verantwortlich, während die sehr
massereichen, die wir im nahen Infrarot beobachten, eine
riesige Leuchtkraft liefern, die größtenteils entweicht und
nur zu einem geringen Teil zum Gesamterscheinungsbild
der ultrakompakten HII-Region beiträgt.
Zwei Beispiele demonstrieren, dass dies in der Tat so
sein könnte: die spektakuläre Entdeckung des Zentralsterns
der ultrakompakten HII-Region G5.89-0.39 mit
NAOS/CONICA (NACO) am VLT UT4, die während der
Inbetriebnahme des Geräts gelang, sowie der Nachweis
eines verborgenen Sterns in S 88 B2, dessen Existenz
zunächst aus dem Polarisationsmuster eines etwa 5'' von
der tatsächlichen ultrakompakten HII-Region entfernten
Reflexionsnebels gefolgert wurde. Der Stern, der G5.89-
0.39 ionisiert, wurde im L-Band bei 3.5 µm Wellenlänge
entdeckt. Er ist in ≈ 70 mag visueller Extinktion eingebettet,
und sein K-L-Farbindex beträgt etwa 6 mag (siehe
Abb. III.5). Die Existenz eines Sterns in S 88 B2 wurde
später durch Nachfolge-Beobachtungen mit NACO im
L-Band praktisch genau an der vorhergesagten Position
bestätigt (siehe Abb. III.6). Dieselben polarimetrischen
Beobachtungen deuten darauf hin, dass mehr als ein einzelner
Stern zur Beleuchtung des westlichen B1-Teils der
UCHII S 88 B beiträgt. Dies steht im Widerspruch zu früheren
Ergebnissen, dass ein Einzelobjekt die Ionisation
und Beleuchtung von S 88 B1 beherrscht. Eine erneute
Berechnung der Ionisations- und Leuchtkraftbudgets,
bei der die genaue Geometrie der Region berücksichtigt
wird, zeigt, dass auch die Photonenbudgets auf mehr als
einen beteiligten massereichen Stern hindeuten.

54 III Wissenschaftliche Arbeiten
Abb. III.5: Echtfarbenbild von G5.89-0.39. Die Emission im L-
Band ist rot dargestellt, im Ks-Band grün und im H-Band blau.
Der Kandidat für den ionisierenden Stern liegt bei im Zentrum
des Bildes. Das kleine Bild zeigt die Emission im L-Band in
Quadratwurzelskalierung. Hier ist der Zentralstern deutlich
sichtbar.
Die oben beschriebenen Entdeckungen machen deutlich,
dass für detaillierte Modellrechnungen ultrakompakter
HII-Regionen mit Mitteln des Strahlungstransports
die dreidimensionale Geometrie der ionisierten Gebiete
vollständig bekannt sein muss, ebenso die Positionen
und Spektraltypen der ionisierenden Sterne. Nur dann
sind tragfähige Schlussfolgerungen über die Wechselwirkung
des Strahlungsfelds mit den Molekülwolken, das
»Problem der Lebensdauer« und tatsächlich auch die
Entwicklung der jungen massereichen Sterne möglich.
Ein weiteres interessantes Ergebnis aus unseren AO-
Daten ist, dass die Sterne in UCHII-Regionen möglicherweise
nicht so gleichaltrig sind wie allgemein
angenommen. Bei drei der im Katalog aufgeführten
Regionen, am deutlichsten bei G61.48, deuten spektrale,
Leuchtkraft- und Farbanalysen darauf hin, dass der
wahrscheinlichste Kandidat für den wichtigsten ionisierenden
Stern tatsächlich ein Überriese ist.
Abströmungen und Scheiben
Neben der Identifikation der ionisierenden Quellen
ultrakompakter HII-Regionen ist es natürlich wichtig,
Scheiben um massereiche junge Sterne und Abströmungen,
die von letzteren ausgehen, direkt zu beobachten.
Ein besonders interessantes Ergebnis wurde 2003 mit
Hilfe des Infrarotinterferometers MIDI am VLTI gewonnen.
Während der ersten garantierten Beobachtungszeit
von MIDI wurde bei M8E-IR, einem jungen B3-Stern,
ein spektral aufgelöster »Visibility-Punkt« gemessen.
Die Visibility wurde längs der Hauptachse einer geneigten
Scheibe gemessen, wie man sie schon seit fast
20 Jahren um den Stern vermutet. Der Interferenzstreifenkontrast
von 0.2, der bei dieser Orientierung gemessen
wurde, deutet auf eine Ausdehnung von etwa 21
Millibogensekunden (entsprechend etwa 30 AE in 1.5
kpc Entfernung) bei der beobachteten Wellenlänge von
10 µm hin (siehe Abb. III.7), halb so groß wie 1985 aufgrund
von Mondbedeckungsbeobachtungen bei 3.8 µm
vorhergesagt wurde.
Sternentstehung durch Scheibenakkretion ist gewöhnlich
auch mit dem Phänomen einer Abströmung verknüpft.
Abströmungen können in Form stark gebündelter
Jets auftreten, die zur Lösung des Drehimpulsproblems
beitragen können. Dieses Bild ist hauptsächlich für
1

20
10
0
–10
–20
20
10
0
–10
–20
Knoten 1
Knoten 2
100%
100%
82
die Entstehung massearmer Sterne entwickelt worden.
Es gibt gute Gründe für die Annahme, dass dies nicht
auf die Bildung der massereicheren OB-Sterne zutrifft.
Obwohl hier bipolare Molekülströmungen genauso
häufig vorkommen, gibt es doch nur sehr wenige Fälle,
in denen stark gebündelte Jets beobachtet werden. Im
Gegenteil, hochaufgelöste Radiobilder haben etliche
Fälle aufgedeckt, in denen ionisierende Winde äquatorial
abströmen, das heißt senkrecht zu den bipolaren
Molekülströmungen.
Mehr über die Morphologie der zirkumstellaren Dichteverteilung
kann man aus den Nahinfrarotbeobachtungen
des weniger als eine Bogensekunde großen Reflexionsnebels
erfahren, der durch Licht des jungen Sterns erzeugt
wird, das vom Staub in den Wänden der Höhlung
gestreut wird. Doch bislang hat noch keine Untersuchung
eine größere Stichprobe von Quellen abgedeckt. Beobachtungen
der Morphologie mit einer Winkelauflösung
von weniger als einer Bogensekunde bei einer großen
Stichprobe würden es ermöglichen, die Frage zu untersuchen,
wie häufig Reflexionsnebel und nahe Begleiter
bei massereichen jungen Sternen vorkommen. Abb.
III.8 zeigt einen Vergleich zwischen NIR-Speckle-Daten
von Mon R2 IRS3 S, die bei einer Durchmusterung mit
der MAGIC-Kamera am 3.5-m-Teleskop auf dem Calar
N
83
a)
b)
10
5
0
III.1 Massereiche Sterne – Entstehung und Frühstadien 55
E 82
Zentrum = 19h46m48.29s + 25d 1.0
1246.1 (J2000)
s 0.5s 0.0s –0.5s –1.0s –5
L1
Zentrum = 19h46m48.29s + 25d –10
1.0
1246.1 (J2000)
s 0.5s 0.0s –0.5s –1.0s Alto und mit IRCAM 3 am UKIRT gewonnen wurden,
und einem Monte-Carlo-Strahlungstransportmodell des
Lichts, das von den durch die Abströmungen geschaf-
FWHM [mas]
Abb. III.6 : a) und b): Polarisationsmuster des gestreuten
Lichts in der Umgebung von S 88 B. Die gepunktet-gestrichelte
Ellipse markiert die Unsicherheit (1s) der Position
eines vermuteten beleuchtenden Sterns, die aus dem
Polarisationsmuster innerhalb der gelb umrandeten Gebiete
errechnet wurde. Die Umrisse bezeichnen 6-cm-Strahlung,
gemessen mit dem VLA. c): Eine mit NACO gewonnene
L-Band-Aufnahme. Der beleuchtende Stern (L1) nahe
der östlichen ultrakompakten HII-Region ist in diesem
Spektralband klar nachweisbar.
30
25
20
15
Größe von M8E IR
8 9 10 11 12 13
l [µm]
Abb. III.7: Ausdehnung von M8E-IR, gemessen mit MIDI am
VLTI. Die gemessene Größe nimmt mit der Wellenlänge zu. Die
Visibility wurde längs der Achse gemessen, in der Simon et al.
1985 die längliche Scheibe vermuteten.
L2
c)
83
M8E IR (Cal1)
M8E IR (Cal2)
l /B

56 III Wissenschaftliche Arbeiten
a) IRS3 S (H-Band)
1
fenen Höhlungswänden zurückgestreut wird. Es zeigt
sich, dass das Aussehen von Mon R2 IRS3 S im nahen
Infrarot in der Tat vereinbar ist mit einer Höhlung mit 20
Grad Öffnungswinkel, die unter einer Neigung von 45
Grad beobachtet wird. Das Modell kann jedoch nicht die
Ausdehnung des Nebels in den beiden Spektralbändern
gleichzeitig reproduzieren. Diese Diskrepanz lässt sich
vielleicht durch spezielle Staubzusammensetzungen in
den Umgebungen massereicher junger Sterne erklären,
oder durch eine abgeflachte Dichteverteilung in Mon R2
IRS3 S.
Zusammenfassung
1
b) IRS3 S (K-Band)
Abb. III.8 : a) und b) der bei Mon R2 IRS3 S beobachtete, weniger
als eine Bogensekunde große Nahinfrarotnebel; zum Vergleich
c) und d) unsere Streuungssimulationen. Die Orientierung ist
so gewählt, dass die angenommene Höhlungsachse entlang
der senkrechten Achse liegt. Das Kreuz in den H-Band-Bildern
zeigt die Position des eingebetteten Sterns.
Im Jahr 2003 sind am MPIA beim Bestreben, die
Entstehung massereicher Sterne besser zu verstehen,
große Fortschritte erzielt worden. Erfolgreiche Beobachtungen
sehr junger massereicher Sterne im Stadium
des kalten sowie des heißen Kerns ergänzen detaillierte
Beobachtungen etwas späterer Phasen, insbesondere
der ultrakompakten HII-Regionen. Hier haben
die Identifikation der ionisierenden und beleuchtenden
Quellen sowie die ausführliche Untersuchung der
Wechselwirkung zwischen ihnen und nahegelegenen
molekularen Wolkenstrukturen den Weg frei gemacht für
c) HH01 ( m = 0.70)
1
d) K01 ( m = 0.70)
bessere Modelle dieser wichtigen und häufigen Objekte.
Und schließlich wurde das Infrarotinterferometer MIDI
zum ersten Mal für die Beobachtung der unmittelbaren
Umgebung eines massereichen jungen Sterns, M8E-IR,
eingesetzt, auf Skalen von einigen zehn Astronomischen
Einheiten. Dabei wurden sofort Anzeichen einer Scheibe
entdeckt. Durch Abströmungen geformte Höhlungen,
neben Scheiben der zweite wichtige Indikator für einen
durch Akkretion angetriebenen Entstehungsmechanismus
massereicher Sterne, sind auf etwas größeren Skalen mit
Hilfe von Speckle-Interferometrie beobachtet worden.
Es ist klar, dass das Rätsel der Entstehung massereicher
Sterne noch nicht gelöst ist. Unsere Beobachtungsmethoden
dringen jedoch immer tiefer in die allerersten
Entstehungsphasen und in die allernächste Umgebung
junger massereicher Sterne vor. Insbesondere das Infrarotinterferometer
MIDI besitzt die Fähigkeit zu ermitteln,
wie häufig die jungen massereichen Sterne von Scheiben
und/oder Abströmungshöhlungen begleitet sind. Neue
dreidimensionale Strahlungstransportmodelle werden
dazu beitragen, die hoch abstrakten Interferometerdaten
zu interpretieren, unterstützt durch beugungsbegrenzte
Beobachtungen an 8-m-Teleskopen im Spektralbereich
zwischen 1 µm und 5 µm. Mit diesen Methoden hoffen
wir, die Mechanismen und Zeitskalen der frühen
Entwicklungsstadien massereicher Sterne innerhalb der
nächsten Jahre bestimmen zu können.
(Carlos Alvarez, Daniel Apai, Markus Feldt, Thomas
Henning, Oliver Krause, Ilaria Pascucci, Elena Puga;
weiterhin sind beteiligt: MPI für Radioastronomie,
Astrophysikalisches Institut und Sternwarte der
Universität Jena)
1

III.2 Laborastrophysik – ein neues Forschungsfeld des MPIA
Im Rahmen einer Kooperation zwischen dem MPI für
Astronomie und der Friedrich-Schiller-Universität Jena
wurde am 12. Februar 2003 ein neues Labor für Astrophysik
in Jena eröffnet. Es befindet sich im Institut
für Festkörperphysik und wird von Prof. Dr. Friedrich
Huisken geleitet.
Die gemeinsame Einrichtung hat sich zur Aufgabe
gestellt, astrophysikalischen Fragestellungen in Laborexperimenten
nachzugehen, um damit eine Hilfestellung
zur Interpretation astronomischer Beobachtungen zu
geben. Hierzu werden Apparaturen eingesetzt, in denen
die relevanten astrophysikalischen Bedingungen möglichst
gut simuliert werden können. Schwerpunkte der
augenblicklichen Arbeiten bilden die spektrokopische
Charakterisierung von neutralen und ionisierten polyzyklischen
aromatischen Kohlenwasserstoffen in der
Gasphase und in ultrakalten Heliumtröpfchen sowie die
Untersuchung der optischen Eigenschaften von isolierten
und in Festkörpern eingebetteten Silizium-Nanoteilchen.
Während das erste Projekt zur Identifizierung der diffusen
interstellaren Banden beitragen soll, wird von den
Untersuchungen an Silizium-Nanoteilchen ein Beitrag
zur Erklärung der »Extended Red Emission« erwartet.
Einleitung
Astrophysikalisch relevante Prozesse basieren auf
einem breiten Spektrum von physikalischen und chemischen
Elementarprozessen, deren Kenntnis unerläßlich
ist, um aus den astronomischen Beobachtungen wissenschaftliche
Schlußfolgerungen ziehen zu können. Eine
besonders große Rolle spielen die Elementarprozesse, die
man der physikalischen Chemie zuordnet: Das Verhalten
von Atomen, Molekülen, Clustern, Nanoteilchen und
Staubpartikeln bei Stößen untereinander und in Strahlungsfeldern.
Kenntnisse über diese Prozesse bestimmen
das Wechselspiel von messenden Beobachtungen
und mathematisch-physikalischen Modellierungen der
Strukturen und der makroskopischen Prozesse in erheblichem
Umfang. Ihre Bedeutung nimmt gerade jetzt in
besonderem Maße zu, da die bereits verfügbaren und in
naher Zukunft zu erwartenden Beobachtungen qualitativ
und quantitativ alles Bisherige weit übertreffen.
Wegen des breiten Spektrums der beteiligten Prozesse
kann ein erfolgversprechender Ansatz nur in einem
interdisziplinären Zusammenwirken von Astronomen,
Astrophysikern, Physikern, Chemikern und eventuell
auch Biologen liegen. Beispiele für Forschungsfelder,
in denen diese Überlegungen zum Tragen kommen,
sind die Sternentstehung, die Sternatmosphären, das
interstellare und zirkumstellare Medium, Teilaspekte der
Sonnenphysik oder die Kometenforschung. Neueste Ergebnisse
der Astrophysik eröffnen auch Perspektiven für
die Evolution irdischen Lebens.
Eines der oben genannten Forschungsfelder, für das
die geschilderten Überlegungen in besonderem Maße zutreffen,
ist das Interstellare Medium (ISM). Deswegen erscheint
es sinnvoll, dass sich eine diesen Fragestellungen
nachgehende Laborastrophysik-Einrichtung im wesentlichen
der Physik und Chemie dieses Teilgebiets zuwendet.
Ein wichtiges Ziel der Aktivitäten einer Laborastrophysik-Gruppe
sollte darin bestehen, Erfahrungen
aufzubauen und Kenntnisse bereitzustellen, mit deren
Hilfe die Fülle der Beobachtungsdaten interpretiert
werden kann, die von erd- und satellitengebundenen
Beobachtungsstationen in zunehmendem Maße zur Verfügung
gestellt werden. Im Zusammenspiel mit laborgestützten
Experimenten können so die chemische
Zusammensetzung und die physikalischen Eigenschaften
des Interstellaren Mediums erforscht werden. Nur so
wird man in der Lage sein, die Elementarschritte,
die die dynamische Entwicklung dieses komplexen
Systems bewirken, verstehen zu lernen. In einem weiteren
Schritt werden die gewonnenen Erkenntnisse auch
neue Aufgaben für zukünftige Missionen definieren.
Um die vielfältigen Daten optimal auswerten und
interpretieren zu können, bedarf es einer vereinten
interdisziplinären Anstrengung, die sich der Physik
und Chemie der verschiedensten Materialien unter
den Bedingungen des Interstellaren Raumes annimmt.
Dabei sollten von den Experimentatoren folgende
Schwerpunkte gesetzt werden: Untersuchung von Stoßvorgängen
und Reaktionen in der Gasphase (Atome,
Moleküle, Radikale, Elektronen, Ionen und Photonen betreffend),
Charakterisierung großer Moleküle (Struktur,
Dynamik, Bildungs- und Zerfallsmechanismen) sowie
die Untersuchung von Nanoteilchen, Staubpartikeln und
Oberflächen (Physik und Chemie). Von der Erforschung
ihrer optischen Eigenschaften unter astrophysikalisch
relevanten Bedingungen erhoffen wir uns einen wesentlichen
Beitrag zur Erklärung der diffusen interstellaren
Banden (DIBs), der unidentifizierten Infrarotbanden
(UIRs) sowie der Extended Red Emission (ERE). Von
der theoretischen Seite sind vermehrte Anstrengungen
auf dem Gebiet der fundamentalen Theorie (ab-initio-
Rechnungen, Stoßdynamik und Theorie der Lichtstreuung)
sowie im Rahmen von Modellrechnungen (chemische
Netzwerke, Strahlungstransfer und Simulation von
Spektren) notwendig. Die erfolgreiche Erforschung der
geschilderten Prozesse wird über die Astrophysik hin-
57

58 III Wissenschaftliche Arbeiten
aus zu einem neuen Verständnis der Eigenschaften und
Wechselwirkungen der Materie unter extremen Bedingungen
führen.
Die erfolgreiche Erforschung der geschilderten Prozesse
wird über die Astrophysik hinaus zu einem neuen
Verständnis der Eigenschaften und Wechselwirkungen
der Materie unter extremen Bedingungen führen.
Im Folgenden sollen die verschiedenen Forschungsgebiete,
in denen Laborexperimente wünschenswert
sind, ausführlicher beschrieben werden. Dabei wird auch
auf neue experimentelle Methoden und Entwicklungen
eingegangen, auf die erfolgreiche Untersuchungen nicht
verzichten sollten. Es sei aber bereits vorausgeschickt,
dass es unmöglich sein wird, in einer kleinen Laborastrophysik-Gruppe
alle Gebiete zu behandeln.
Stöße in der Gasphase
Genaue Querschnitte für Energietransferprozesse und
verläßliche Geschwindigkeitskonstanten für chemische
Reaktionen sind von essentieller Bedeutung als Basis
für aussagekräftige Modellrechnungen. Bis auf wenige
Ausnahmen stehen solche Daten für den relevanten
Temperaturbereich unterhalb 80 K aber nur unzureichend
zur Verfügung. Da die Geschwindigkeitskonstante
n dramatisch von der Temperatur abhängen, sind speziell
ausgerichtete Experimente unerläßlich. Bei den tiefen
Temperaturen können nur exotherme Reaktionen mit
niedriger oder fehlender Schwelle im Eingangskanal eine
Rolle spielen. Dazu zählen insbesondere Ionen-Molekülund
Radikalreaktionen. Neben der Geschwindigkeitskon
stanten ist die kinetische Energie der Ausgangsprodukte
sowie die Verteilung der inneren Energie von großer
Wichtigkeit. Dem gleichen Themenkreis ist auch die als
Halbstoß bezeichnete Photodissoziation zuzurechnen,
der im Strahlungsfeld des ISM besondere Bedeutung
zukommt. Ebenfalls spielt der umgekehrte Prozeß, die
Strahlungsassoziation bei den geringen Dichten eine
wichtige Rolle.
Um die gewünschten Messungen bei tiefen Temperaturen
durchführen zu können, bieten sich Molekularstrahl
experimente, Matrixisolationsexperimente in Verbindung
mit Laserbestrahlung und gekühlte Ionenfallen an. Als
besonders vielversprechend haben sich in den letzten
Jahren Dissoziations- und Reaktionsexperimente in kalten
und ultrakalten Nanoreaktoren erwiesen, wie sie
durch Edelgascluster aus Argon (35 K) und insbesondere
aus Helium (0.4 K) bereitgestellt werden. Für viele der
experimentell behandelten Systeme können auch theoretische
Untersuchungen durchgeführt werden, wobei
die kleineren Systeme bereits mit exakten Methoden
gerechnet werden können.
Große Moleküle
Die Diffusen Interstellaren Banden (DIBs) stellen
gegenwärtig das älteste ungelöste Rätsel der astrono-
mischen Spektroskopie dar. Aufgrund des vorliegenden
Beobachtungsmaterials weiß man heute, dass die
Träger der DIBs Gasphasenmoleküle und nicht etwa
Staubteilchen sind; doch steht eine sichere Identifikation
noch immer aus. Die z. Z. am häufigsten diskutierten
Kandidaten sind Kohlenstoff- bzw. Kohlenwasserstoffketten,
Polyzyklische Aromatische Kohlenwasserstoffe
(PAKs) und Fullerane. Neueste Laborexperimente am
NASA Ames Research Center lassen die PAKs als besonders
attraktive Kandidaten nicht nur als Träger der
DIBs, sondern auch als Träger der Unidentifizierten
Infrarot-Banden (UIRs) erscheinen. Trotz erheblicher
Fortschritte sind die spektroskopischen Eigenschaften
insbesondere der größeren PAKs unter den extremen
Bedingungen des ISM (isoliert, kalt und in verschiedenen
Ladungszuständen) noch immer weitgehend unbekannt.
Es gibt Anzeichen, dass die PAKs im ISM häufiger als
alle anderen bekannten interstellaren Moleküle auftreten
und dass in ihnen 5 – 10 % des interstellaren Kohlenstoffs
enthalten ist. Modellrechnungen zeigen, dass PAKs eine
führende Rolle in der interstellaren Chemie spielen und
dass sie den Ladungszustand der interstellaren Wolken
bestimmen. Daraus wird ersichtlich, dass man neben
der Spektroskopie noch viele andere Eigenschaften und
Wechselwirkungen mit der Umgebung (Photoionisation,
Elektron-Rekombination, Photodissoziation, chemische
Reaktionen, Clusterbildung usw.) studieren muß.
Massenspektrometrische Untersuchungen an Bord
der Raumsonde STARDUST haben gezeigt, dass in interstellaren
Staubkörnern auch polymere heterozyklische
Aromate vorkommen, die im Unterschied zu den planaren
PAKs dreidimensionale Strukturen bilden (J. Kissel,
MPI für extraterrestrische Physik). Der Nachweis von
Vorläufermolekülen sämtlicher Stoffklassen (Nucleobasen,
Zucker, Phosphate, Aminosäuren und Lipide) in
kosmischen Staubteilchen, die für die Biochemie von
Lebewesen von Bedeutung sind, hat zu der Spekulation
geführt, dass das irdische Leben seinen Ursprung in kosmischen
Partikeln haben könnte, die auf der Erdoberfläche
mit Wasser in Berührung gekommen sind.
Die Charakterisierung astrophysikalisch relevanter
Moleküle, zu denen auch vermeintlich einfache
Moleküle wie Wasser, Methanol, Ammoniak,
Ameisensäure usw. gehören, unter den Bedingungen
des ISM erfordert modernste Laboruntersuchungsmethoden.
Dazu gehört sicherlich die Matrixisolationsspektroskopie
in Kombination mit Laseranregung in allen
Wellenlängenbereichen. Größerer Bedarf besteht jedoch
an Untersuchungen in der Gasphase, die allerdings in
vielen Fällen nur schwer zugänglich ist. Hier bieten
sich Laserverdampfungsmethoden sowie das zuvor diskutierte
Einbetten der großen Moleküle in fast wechselwirkungsfreien
nanoskopischen Heliumtröpfchen
an. Ferner sollten Experimente mit massenselektierten
Molekülionen in Molekularstrahlen und Fallen an vorderster
Stelle stehen. Zum Verständnis der Evolution der

Molekülwolken ist es ferner unerläßlich, Informationen
über die reaktiven und dynamischen Eigenschaften
(Bildung und Zerstörung), über den Zusammenhang
zwischen aliphatischen und aromatischen interstellaren
Spezies sowie über den Ladungszustand der Moleküle
(Neutrale, Kationen und Anionen) zu sammeln.
Staubpartikel und Oberflächen
Heute herrscht Einvernehmen darüber, dass Staubpartikel
eine bedeutende Rolle in der interstellaren Chemie
dichter Wolken spielen. Dies gilt nicht nur für die Produktion
von molekularem Wasserstoff, sondern ebenfalls für
die katalytische Synthese einer Reihe größerer Kohlenwasserstoffe.
Häufig sind die Staubpartikel von einem
Eismantel umgeben, und in sehr dichten Regionen kann
sich der gesamte Molekülvorrat in gefrorenem Zustand
auf der Oberfläche von Staubteilchen befinden.
Hieraus wird sofort ersichtlich, dass die Erforschung der
Wechselwirkung interstellarer Moleküle mit der Oberfläche
der Staubpartikel von zentraler Bedeutung für das
Verständnis der interstellaren Chemie ist.
Laborexperimente sollten sich auch mit der Herstellung
von Analogmaterialien für kosmische Staubpartikel
befassen. Von größerer Bedeutung sind Silikate, Kohlenstoffpartikel
in verschiedenen Modifikationen, Karbide,
Silizium-Nanoteilchen und die schon erwähnten
Eispartikel. Die Spektren, die vom Infrared Space
Observatory (ISO) aufgenommen wurden, deuten auf
eine Vielzahl von sowohl kristallinen als auch amorphen
Silikatpartikeln in zirkumstellaren und interstellaren
Umgebungen hin. Es wird vermutet, dass
Kohlenstoffpartikel für die interstellare Extinktion bei
217.5 nm verantwortlich sind und dass wasserstoffreiche
Kohlenstoffteilchen Träger für einige UIR-Banden
sein könnten. Allerdings steht hierfür der endgültige
Beweis noch aus, zumal alternativ auch die zuvor
erwähnten PAKs als dafür verantwortliche Spezies
diskutiert werden. Eine als Extended Red Emission
(ERE) bezeichnete und in zahlreichen Staubwolken beobachtete
Lumineszenzerscheinung wird ebenfalls nanoskopischen
Staubpartikeln zugeordnet. Eine vielversprechende
Erklärung beruht auf der Annahme, dass
kristalline Silizium-Nanoteilchen mit unterschiedlichen
Größenverteilungen für dieses Phänomen in seiner gesamten
Vielfalt verantwortlich sind.
Bei der Herstellung von Analogmaterialien im Labor
sollten die Nanoteilchen möglichst unter ähnlichen Bedingungen,
wie sie auch im Interstellaren Raum vorherrschen,
erzeugt werden. Dazu bieten sich vornehmlich
Verfahren an, die auf einem Partikelwachstum in der
Gasphase beruhen, z. B. nach der Methode der Chemical
Vapor Deposition (CVD). Die Kühlung könnte anschließend
durch Überführung in eine kryogene Matrix erfolgen.
Besonders attraktive Experimente sind für einzelne
geladene Partikel vorstellbar, die über lange Zeit in einer
Paul-Falle gespeichert werden können.
III.2 Laborastrophysik – ein neues Forschungsgebiet des MPIA. 59
Bei der Diskussion der optischen Eigenschaften von
Nanopartikeln ist zu beachten, dass quantenmechanische
Effekte auftreten können, die ihre Ursache in der
Lokalisierung der elektronischen Wellenfunktion haben.
Dies kann zu Eigenschaften führen, die drastisch
von denen des Festkörpers abweichen. Ein solcher
Größeneffekt wurde z.B. für Silizium-Nanoteilchen beobachtet,
die zur Erklärung der Extended Red Emission
(ERE) herangezogen werden. Um die Photolumineszenz
von Nanopartikeln zu studieren, ist es wünschenswert,
modernste Verfahren wie Einzelmolekülspektroskopie,
konfokale Mikroskopie, Rastermikroskopie-Verfahren
sowie Ionenspeichertechniken einzusetzen.
Es wurde bereits betont, dass die Laborastrophysik-
Einrichtung in Jena nur einige Teilaspekte aus dem
vorgestellten »Forschungskatalog« herausgreifen und
bearbeiten kann. Ergänzende Aktivitäten werden aber
von Kooperationspartnern, die innerhalb der von der
Deutschen Forschungsgemeinschaft geförderten Forschergruppe
»Laborastrophysik« zusammengefaßt sind,
entwickelt. So beschäftigen sich z.B. die an der TU
Chemnitz ansässigen Arbeitsgruppen mit elementaren
astrophysikalisch relevanten Ionenmolekülreaktionen,
mit der Speicherung und dem unimolekularen Zerfall
von Molekülionen oder mit der Spektroskopie von einzelnen
Silizium-Nanoteilchen. Desweiteren gehören zur
Forschergruppe drei theoretische Arbeitsgruppen. Eine
davon ist an der TU Chemnitz angesiedelt und beschäftigt
sich mit der theoretischen Behandlung der optischen
Eigenschaften von Silizium-Nanoteilchen. Eine weitere
Theoriegruppe führt an der TU Dresden molekulardynamische
Simulationen zur Bildung und Reaktivität
von Molekülen und Clustern durch. Schließlich ist ein
Projekt der Forschergruppe auch am MPIA angesiedelt.
Es befaßt sich mit der Modellierung der chemischen
Entwicklung protoplanetarer Akkretionsscheiben, wodurch
ein besseres Verständnis der Anfangsbedingungen
für den Sonnennebel sowie der Entstehung extrasolarer
Sonnensysteme erwartet wird.
Die Arbeiten der gemeinsamen Laborastrophysik-
Gruppe des MPIA und der FSU Jena konzentrieren sich
auf die drei Schwerpunkte (1) Absorptionsspektroskopie
von neutralen und ionisierten PAKs im Düsenstrahl, (2)
Spektroskopie von Molekülen in ultrakalten Heliumtröpfchen
und (3) Charakterisierung der Leuchteigenschaften
von kristallinen Silizium-Nanoteilchen. Sie sollen im
Folgenden ausführlicher vorgestellt werden.
Absorptionsspektroskopie von neutralen und ionisierten
PAKs im Düsenstrahl
Die Diffusen Interstellaren Banden (DIBs) stellen
gegenwärtig das älteste ungelöste Rätsel der astronomischen
Spektroskopie dar. Obwohl sie bereits 1920 im
Zusammenhang mit Arbeiten am Henry-Draper-Katalog

60 III Wissenschaftliche Arbeiten
entdeckt wurden und ihre interstellare Herkunft 1936
durch Merrill nachgewiesen werden konnte, steht ihre
sichere Identifikation bis heute aus. Surveys mit empfindlichen
CCD-Detektoren haben gezeigt, dass es mehr
als 300 dieser Absorptionsbanden gibt, und ihre Anzahl
vergrößert sich von Jahr zu Jahr. Die DIBs liegen oberhalb
von 440 nm und reichen bis in das nahe IR, wobei
die größte Bandendichte zwischen 540 und 690 nm
zu verzeichnen ist. Abb. III.9 zeigt ein von Jenniskens
& Désert veröffentlichtes Spektrum, das den nahen
Infrarot- und sichtbaren Spektralbereich von etwa 1000
nm (links) bis 400 nm (rechts) wiedergibt. Im farbigen
Spektralbereich sieht man deutlich scharze Linien, die
– wie die Fraunhoferschen Linien im Sonnenspektrum
– dadurch zustande kommen, dass die entsprechenden
Wellenlängen von hier allerdings noch zu identifizierenden
Teilchen, die sich auf der Sichtlinie befinden,
absorbiert werden. Ferner wurde der Grafik in weiß
das Absorptionsspektrum überlagert, das natürlich mit
den schwarzen Linien zusammenfällt, zusätzlich aber
die Stärke der Absorptionen wiedergibt. In einer vergrößerten
Darstellung wird deutlich, dass die einzelnen
Banden eine große Vielfalt in ihren Stärken und Breiten
aufweisen; so liegen die Halbwertsbreiten zwischen 0.06
und 4 nm.
Die meisten Linien sind zu breit, um sie mit atomaren
Linien identifizieren zu können. Stattdessen
kommen eher Moleküle in Frage. Allerdings gelangt
man schnell zu der Einsicht, dass es sich nicht um ein
einzelnes Molekül handeln kann, wenn man die Vielzahl
der Banden in Rechnung stellt und weiterhin beachtet,
dass die Bandenstärke aller Banden nicht korreliert ist,
sondern dass es möglicherweise »Familien« von Banden
gibt. Desweiteren kann man sagen, dass die Träger der
DIBs sehr wahrscheinlich Gasphasenmoleküle und keine
Staubteilchen sind. Dafür spricht, dass die einzelnen
DIBs sich bei einer konstanten Wellenlänge befinden,
Abb. III.9: Spektrum der Diffusen Interstellaren Banden (von P.
Jenniskens und F.-X. Desert)
keine Profilvariationen zeigen und nicht polarisiert sind.
Hinzu kommt, dass zum Beispiel die DIBs bei 661.4
und 597.7 nm bei extrem hoher spektraler Auflösung
Feinstrukturen zeigen, die der Rotationsstruktur in elektronischen
Molekülspektren ähneln.
Im Verlaufe der Identifikationsversuche der DIBs
hat es einige Irrwege gegeben. Als »Beiprodukt« ist
aber auch ein effektiver Fulleren-Syntheseweg von
Krätschmer 1990 am benachbarten MPI für Kernphysik
in Heidelberg gefunden worden. Gasphasenmoleküle,
die als Träger der DIBs in Frage kommen, sollten die
folgenden Eigenschaften besitzen:
1. Ihre Synthese sollte unter den vorherrschenden
Bedingungen möglich sein,
2. Konsistenz mit der kosmischen Häufigkeit der
Elemente,
3. Ausreichende Photostabilität, um unter den
Strahlungsbedingungen des diffusen interstellaren
Mediums überleben zu können,
4. Spektroskopische Übereinstimmung ihrer Banden
in Position, Form und Stärke mit den DIBs,
5. Konsistenz der spektralen Eigenschaften mit
den beobachteten astronomischen Variationen
als Folge von veränderten physikalischen
Bedingungen (z. B. DIBs werden schwächer in
dichten Gebieten, die vom Strahlungsfeld abgeschirmt
sind).
Mögliche Kandidaten, die diese Kriterien erfüllen,
sind gesättigte und ungesättigte Kohlenstoffketten C n H m
(n m), polyaromatische Kohlenwasserstoffe (PAKs)
sowie Fullerane. Die Laborastrophysikgruppe in Jena
konzentriert sich bei ihren Untersuchungen auf PAKs, die
z. Z. am häufigsten als Träger der diffusen interstellaren
Banden diskutiert werden. Im neutralen Zustand absor-

ieren kleine PAKs im UV; sie kommen daher nicht als
Kandidat in Frage. Allerdings verschiebt sich mit zunehmender
Anzahl der aromatischen Ringe ihre Absorption
immer weiter ins Sichtbare. Positiv geladene, kleine
PAK-Ionen (PAK-Kationen) haben dagegen von vornherein
Absorptionsbanden im Sichtbaren. Außerdem
erwartet man, dass sich wegen der im Weltraum vorherrschenden
äußeren Strahlungsbedingungen sowieso ein
großer Anteil der PAKs in ihrem kationischen Zustand
befindet. Zusammenfassend können wir also sagen, dass
sich unser Augenmerk sowohl auf größere neutrale als
auch auf kleine kationische PAKs richten sollte.
Um einen aussagekräftigen Vergleich zwischen
Labordaten und astronomischen Beobachtungen anstellen
zu können, müssen die PAKs unter astrophysikalisch
relevanten Bedingungen präpariert werden, d. h. bei
tiefen Temparaturen und geringer Dichte. Diese werden
in einer Vakuumkammer realisiert, in die ein mit
PAK-Molekülen dotierter Argon-Strahl expandiert wird.
Durch die Stöße mit den Argon-Atomen werden die PAK-
Moleküle auf Temperaturen um 10 K abgekühlt. Ferner
führt die Expansion ins Vakuum zu einer drastischen
Reduzierung der Dichte, so dass die PAK-Moleküle
schon nach wenigen mm nicht mehr miteinander oder
mit den Argon-Atomen wechselwirken. Um den Einsatz
von Vakuumpumpen minimieren zu können und um die
Erzeugung von ionisierten PAKs zu erleichtern, wird die
Expansion im gepulsten Modus durchgeführt und der
Repetitionsrate der verwendeten Laser angepaßt.
Abb. III.10 zeigt einen schematischen Querschnitt
durch die in Jena verwendete gepulste Düsenstrahlquelle.
Ein elektromagnetisch betriebener Stößel gibt auf einen
elektrischen Impuls hin die Düse frei, so dass das zugeführte
Argon-Gas ins Vakuum austreten kann. Die
PAK-Moleküle (Probe) werden durch eine Heizung
verdampft und damit dem Argon-Trägergas beigemischt.
Ohne die in der Abbildung weiter vorne eingezeichnete
Elektrodenanordnung wird so ein Düsenstrahl erzeugt,
der sich stromabwärts (in der Abbildung nach rechts)
schnell abkühlt und verdünnt. PAK-Kationen werden
Ar
Ventil
Kühlwasser
Kolben
Heizer
Probe
Düse
– 450 V
Elektrodenaufbau
Frontansicht
Abb. III.10: Schematische Darstellung der gepulsten Düsenstrahlquelle.
Die PAK-Moleküle sind in kristalliner Form in der Probe
enthalten. Die Elektrodenanordnung wird nur angebracht, wenn
PAK-Kationen untersucht werden sollen.
III.2 Laborastrophysik – ein neues Forschungsgebiet des MPIA. 61
mit Hilfe der Elektrodenanordnung erzeugt, indem man
an die äußere Elektrode ein Spannung von etwa –450
V legt. Dadurch entsteht ein Plasma, in dem die PAK-
Moleküle durch Stöße mit metastabilem Argon zu einem
nicht unerheblichen Teil ionisert werden.
Das Absorptionsverhalten der neutralen oder ionisierten
PAK-Moleküle wird mit Hilfe eines direkt vor der
Düse (bzw. vor der Elektrodenanordnung) eingestrahlten
Lasers studiert. Dabei verwenden wir eine direkte
Absorptionsmethode, die mit »Cavity-Ring-Down-
Spectroscopy« (CRDS) bezeichnet wird. Diese äußerst
empfindliche Methode beruht darauf, dass der mit dem
Molekularstrahl wechselwirkende gepulste Laserstrahl
in einem Resonator extrem hoher Güte – auch Cavity genannt
– viele Male hin und her reflektiert wird. Bei jedem
Auftreffen des Laserpulses auf den Rückspiegel wird ein
kleiner Bruchteil transmittiert, von einem Photomultiplier
verstärkt und schließlich von einem Oszillographen oder
Transientenrekorder registriert. Dabei ergibt sich die in
der schematischen Darstellung (Abb. III.11) wiedergegebene
Wellenform, deren Einhüllende exponentiell abklingt.
Wenn der Laserstrahl auf seinem Weg durch die
Cavity von einem Gas absorbiert wird, fällt die Kurve
schneller ab, als wenn keine Absorption stattfindet.
So kann aus der Abklingzeit mit Hilfe einer einfachen
Formel direkt auf den Absorptionsquerschnitt geschlossen
werden. Indem man den Laser über einen bestimmten
Spektralbereich abstimmt, erhält man schließlich das
Absorptionsspektrum des Molekularstrahls.
Als eines der ersten PAKs haben wir das neutrale
Anthracen-Molekül (An; C 14 H 10 ) untersucht. Dieses
Molekül besteht aus drei aromatischen Ringen, die
in einer Reihe angeordnet sind. Das elektronische
Absorptionsspektrum enthält zunächst eine starke Bande
bei 361.176 nm, die dem S 1 (0) ← S 0 (0) Übergang entspricht.
Sie zeigt eine temperaturabhängige Aufspaltung,
aus der man die Rotationstemperatur des Anthracen-
Moleküls ablesen kann. Besonders interessant ist für
uns jedoch der weiter rot-verschobene Spektralbereich,
der in der unteren Hälfte von Abb. III.12 wiedergege-
schwache
Absorption
stärkere
Absorption
Abb. III.11: Prinzip der Cavity-Ring-Down-Spektroskopie
(CRDS).

62 III Wissenschaftliche Arbeiten
ben ist. Die Banden, die die gleiche Aufspaltung wie
die Hauptbande aufweisen (Banden a, d und e), werden
Übergängen aus vibrationsangeregten Zuständen
zugeordnet. Ihre Existenz ist also ein Beweis dafür,
dass die Vibrationen in der Expansion noch nicht
eingefroren sind. Die beiden verbleibenden Banden
(b und c), werden zwei verschiedenen Isomeren des
An•Ar van-der-Waals-Moleküls zugeordnet, das in der
Expansion ebenfalls gebildet wird, aber astrophysikalisch
nicht relevant ist. Bei der Zuordnung hat uns die
in Abb. III.12 dargestellte Temperatur-Abhängigkeit
sehr geholfen. Man sieht, dass die Intensität der heißen
Banden (a, d und e) mit der Temperatur zunimmt,
während die der van-der-Waals-Komplexe annähernd
konstant bleibt. Die im oberen Rahmen von Abb. III.12
dargestellte Kurve wurde von Lambert et al. in einer
Neon-Expansion mit der Methode der laserinduzierten
Fluoreszenz (LIF) gemessen. Hier fehlen natürlich die
An•Ar-Komplexe. Ferner zeigen die heißen Banden
keine Auspaltung, was an einer schlechteren Auflösung
oder an den unterschiedlichen Expansionsbedingungen
liegen kann. Insgesamt kann man aber von einer guten
Übereinstimmung sprechen, was a priori nicht selbstverständlich
ist, da die von uns verwendete Methode
direkt die Absorptionen des Anthracen-Moleküls be-
Fluoreszenzintensität
[willkürliche Einheiten]
Verlust pro Runde [10 3 ppm]
12.0
10.5
9.0
7.5
6.0
a
b c d
e
Lambert et al.
260 °C
240 °C
200 °C
180 °C
361.4 361.8 362.2 362.6
Wellenlänge [nm]
Abb. III.12: CRD-Spektren des neutralen Anthracen-Moleküls,
wie sie in der Expansion eines Düsenstrahls auf der roten Seite
der 0 ← 0 Bande für verschiedene Düsentemperaturen gemessen
wurden. Im Vergleich zu den Absorptionsmessungen ist im
oberen Teil der Abbildung ein LIF-Spektrum von Lambert et al.
dargestellt.
stimmt, während die LIF-Methode nur auf Übergänge
empfindlich ist, die anschließend Licht mit größerer
Wellenlänge aussenden. Zusammenfassend halten wir
fest, dass das neutrale Anthracen-Molekül zwar keinen
Beitrag zur Erklärung der DIBs leisten kann, da seine
Absorptionsbanden im UV-Bereich liegen, dass es aber
ein ausgezeichnetes Testmolekül darstellt, mit dem wir
unser Spektrometer testen können und mit dessen Hilfe
wir Aussagen über die Temperaturen im Molekularstrahl
machen können.
Um die Absorptionsspektren von positiv geladenen
PAK-Ionen zu bestimmen, wurde die an Hand von Abb.
III.10 besprochene Elektrodenanordnung verwendet.
Als erstes Kation haben wir den kleineren Verwandten
des Anthracens, das Naphthalen, das aus nur zwei aromatischen
Ringen besteht, ausgewählt, da es bereits
von anderen Autoren untersucht worden war. Es konnte
ein Spektrum gemessen werden, das ausgezeichnet
mit den früheren Resultaten übereinstimmte. Danach
fühlten wir uns ermutigt, uns dem Anthracen-Kation
(An + ) zuzuwenden, das zuvor noch nicht untersucht
worden war und dessen Absorptionsbandenposition
infolgedessen noch nicht bekannt war. Bei ausreichend
hoher Quellentemperatur gelang es uns tatsächlich,
reproduzierbare Spektren aufzunehmen. Die Resultate
Absorbtionsvermögen [willkürliche Einheiten]
Gasphase Argon–Matrix Np +
650 660 670 680 690 700
Gasphase Argon–Matrix
An +
690 700 710 720 730 740
Wellenlänge [nm]
Abb. III.13: Mit Hilfe von CRDS gemessene Gasphasen-
Absorptionsspektren des Naphthalen- (Np + ) und Anthracen-
(An + ) Kations (rote Kurven) im Vergleich zu Ar-Matrix-Daten
(blaue Kurven).

sollen im Folgenden an Hand von Abb. III.13 diskutiert
werden.
In Abb. III.13 sind die von uns mit der CRDS-Methode
im Düsenstrahl gemessenen Absorptionsbanden von
Np + und An + wiedergegeben (rote Kurven) und Spektren
gegenübergestellt, die zuvor in Argon-Matrizen gewonnen
wurden (blaue Kurven). Die Matrixspektroskopie
stellt eine elegante Methode dar, um astrophysikalisch
relevante Moleküle bei tiefen Temperaturen einzufrieren
und ihre Spektroskopie zu studieren, jedoch besitzen
die gewonnenen Ergebnisse wenig Aussagekraft, was
die Identifizierung der DIBs angeht, da die molekularen
Absorptionsbanden durch die Wechselwirkung mit der
Matrix sowohl signifikant verschoben als auch stark verbreitert
werden. Dieser Sachverhalt wird in Abb. III.13
deutlich. Für An + lesen wir eine Verschiebung von 13.6
nm ab, und das Matrix-Spektrum ist um einen Faktor 5
breiter.
Obwohl die von uns gemessene An + -Absorptionsbande
viel schmaler ist als die, die in der Argon-Matrix
beobachtet wurde, ist sie immer noch zu breit, um mit
einer Bande aus den veröffentlichten DIB-Spektren zu
korrespondieren. Man findet zwar eine DIB bei 708.7
nm, also in direkter Nachbarschaft zur An + -Bande
(708.76 nm), jedoch ist letztere um einen Faktor 20
zu breit. Trotzdem sollte man mit einem voreiligen
Schluß, dass das Anthracen-Kation kein geeigneter
DIB-Kandidat ist, noch vorsichtig sein. Beim Naphthalen-Kation
(s. Abb. III.13, oberes Spektrum) war die
Situation zunächst sehr ähnlich. Erst nach einer eingehenden
Suche wurden von Krelowski et al. interstellare
Absorptionsbanden gefunden, die sehr nahe an den
im Laboratorium gemessenen Spektren lagen und die
zudem ähnliche Halbwertsbrei-ten aufwiesen. Es wäre
III.2 Laborastrophysik – ein neues Forschungsgebiet des MPIA 63
Abb. III.14: Das CRD-Spektrometer mit den Mitarbeitern
Dr. Angela Staicu (vorn) und Oleksandr Sukhorukov. Man
erkennt die rechteckige Vakuumkammer, in der die gepulste
Düsenstrahlquelle untergebracht ist und den nach vorne zeigenden
Resonator-Arm, durch dessen hochreflektierenden Spiegel
(hinter der weißen Teflonblende) der Laserstrahl eingekoppelt
wird.
also wünschenswert, dass Astro-nomen die Umgebung
der gleichen Sterne, bei denen eine gewisse Koinzidenz
mit den Np + -Spektren gefunden wurde, auch im Spektralbereich
um 710 nm absuchen.
Ein gewisses Problem der Experimente, die in der
Expansion von Düsenstrahlen durchgeführt werden,
stellt der Umstand dar, dass die Translation und Rotation
der Moleküle zwar auf astrophysikalisch relevante
Temperaturen abgekühlt werden, die Vibration jedoch
durch deutlich höhere Temperaturen gekennzeichnet
ist. Zwar ist noch nicht bekannt, wie sich die erhöhte
Vibrationstemperatur auf die Form der Absorptionsbande
(insbesondere ihre Breite) auswirkt, jedoch wäre es
auf jeden Fall wünschenswert, wenn man die Vibration
ebenfalls einfrieren könnte. Eine geeignete Technik,
die dies bewerkstelligt, wird im nächsten Kapitel vorgestellt.
Abb. III.14 zeigt ein Photo des in Jena betriebenen
Cavity-Ring-Down-Spektrometers mit den an diesem
Projekt beteiligten Mitarbeitern A. Staicu und O. Sukhorukov.
(E. Diegel, Th. Henning, F. Huisken, G. Rouillé, A.
Staicu, O. Sukhorukov)

64 III Wissenschaftliche Arbeiten
Spektroskopie von Molekülen in ultrakalten
Heliumtröpfchen
Im vorigen Kapitel wurde die Matrixspektroskopie
angesprochen. Bei dieser Technik werden die zu untersuchenden
Moleküle in Edelgasmatrizen (hauptsächlich
Argon und Neon) eingefroren. Die typischen Arbeitstemperaturen
liegen zwischen 8 und 25 K, und ein besonderer
Vorteil dieser Methode liegt darin, dass sich
Moleküle und Matrix im Temperaturgleichgewicht befinden.
Im Unterschied dazu leiden Düsenstrahlexperimente
unter dem Nachteil, dass die der Vibration zuzuordnende
Temperatur meist erheblich höher als die der anderen
Freiheitsgrade (Translation und Rotation) ist. Ein
weiterer Vorteil der Matrixspektroskopie ist, dass man
auch mit Materialien arbeiten kann, die einen geringeren
Dampfdruck besitzen, da man die Moleküle über
eine längere Zeit »sammeln« kann. Leider werden
diese Vorteile durch einen schwerwiegenden Nachteil
teilweise wieder zunichte gemacht. Duch die van der
Waals-Wechselwirkung der Moleküle mit den umgebenden
Edelgasatomen kommt es zu einer beträchtlichen
Verschiebung der Absorptionslinien des Moleküls, die
leicht mehrere hundert Wellenzahlen betragen kann.
Ausserdem werden die Spektrallinien durch die Wechselwirkung
erheblich verbreitert. Diese beiden Effekte, die
schon anhand von Abb. III.13 diskutiert wurden, haben
zur Folge, dass ein Vergleich zwischen Matrixdaten und
astrophysikalischen Beobachtungen nur wenig aussagekräftig
ist.
Um die Wechselwirkung zwischen Molekül und
Matrix zu minimieren, wäre es wünschenswert, die in
der konventionellen Matrixspektroskopie verwendeten
Edelgase, Argon und Neon, durch Helium zu ersetzen.
Leider ist dies nicht standardmäßig möglich, da Helium
bei normalem oder geringerem Druck keinen festen
Aggregatzustand besitzt. Eine elegante Möglichkeit,
doch Helium als Matrixmaterial einzusetzen, besteht darin,
die zu untersuchenden Moleküle in nanoskopische,
flüssige Heliumtröpfchen einzubetten, die ähnlich wie
ein Molekularstrahl eine Vakuumapparatur durchqueren.
Diese Methode, als deren Pioniere Scoles und Toennies
mit ihren Mitarbeitern genannt werden können, wurde
bereits zur spektroskopischen Charakteri-sierung einer
Reihe von Molekülen eingesetzt.
Das Prinzip der Spektroskopie in Helium-Tröpfchen
soll anhand von Abb. III.15 erklärt werden. In einer
mehrstufigen Vakuumapparatur wird Heliumgas bei hohem
Druck (p = 20 – 40 bar) durch eine gekühlte Düse
(T = 10 – 20 K) mit einem Durchmesser von 5 mm
expandiert. Bei diesen Bedingungen findet ein starke
Abkühlung statt, so dass das Gas kondensiert und nanoskopische
Tröpfchen bildet, die aus hunderten oder sogar
tausenden von Helium-Atomen bestehen. Diese Tröpfchen
– auch Cluster genannt – propagieren in Form eines
»Molekularstrahls« in Richtung des Detektors. Die
Heliumtröpfchen kühlen sich von alleine ab, was dadurch
geschieht, dass Helium-Atome solange abdampfen, bis
die für Heliumcluster charakteristische Temperatur von
0.4 K erreicht ist. In einer Zwischenkammer, der sogenannten
Pick-Up-Kammer, werden die zu untersuchenden
Moleküle (M) durch Erhitzen in die Gasphase
gebracht. Wenn sie mit einem Heliumtröpfchen in
Kontakt kommen, bleiben sie auf dessen Oberfläche
haften und wandern anschließend wegen des günstigeren
Energiezustandes in sein Inneres. Die bei diesem Prozess
freiwerdende Energie wird in Form von abdampfenden
Helium-Atomen abgegeben, so dass sich in extrem kurzer
Zeit wieder die ursprüngliche Temperatur von 0.4 K einstellt.
Im weiteren Verlauf wird der Helium-Clusterstrahl
mit einem Laserstrahl zur Wechselwirkung gebracht.
Wenn der Laser auf eine Molekül-Resonanz abgestimmt
ist, werden die Photonen vom Molekül absorbiert, und in
der Folge werden erneut einige hundert Helium-Atome
abgedampft. Schließlich werden die Heliumtröpfchen
bzw. die mitgelieferten Moleküle in der Detektorkammer
mit Hilfe eines Massenspektrometers nachgewiesen.
In der Regel gibt es zwei Möglichkeiten, Spektroskopie
zu betreiben. Sie sind in Abb. III.16 skizziert. Bei der
Depletions-Methode wird die erfolgte Absorption durch
einen Rückgang das Signals (Depletion) nachgewiesen,
das auf der Masse des ionisierten Moleküls (M + )
gemessen wird. Der Rückgang kommt dadurch zustande,
dass bei erfolgter Absorption der Molekularstrahl
aufgeweitet wird, so dass weniger Moleküle durch die
Detektorblende gelangen, und dass wegen des reduzierten
Durchmessers des Helium-Clusters die Ionisierungswahrscheinlichkeit
gesunken ist. Bei der zweiten
Spektroskopiemethode (LIF-Methode) wird ausgenutzt,
dass ein Teil der Energie, die dem Molekül durch die
Laserphotonen zugeführt wird, wieder in Form von
(langwelligeren) Photonen abgegeben wird. Diese mit
laserinduzierter Fluoreszenz (LIF) bezeichnete Methode
ist allerdings nur nach Anregung elektronischer Zustände
Heliumtröpfchenquelle
Pick-up-Kammer
hn
Detektorkammer
Abb. III.15: Prinzip der Spektroskopie in Helium-Tröpfchen. Die
PAK-Moleküle (als violette Kugeln dargestellt) werden in der
»Pick-Up-Kammer« in die Helium-Tröpfchen eingelagert und
mit dem Laser angeregt, wodurch He-Atome abgedampft werden.
+

anwendbar. Am Rande sei noch erwähnt, dass beide
Methoden (Depletion und LIF) zwar in der Regel gleichzeitig
eingesetzt werden können, aber doch komplementäre
Methoden darstellen. So kann es vorkommen,
dass bei bestimmten Systemen nur die eine oder andere
Technik sinnvoll eingesetzt werden kann.
Im Folgenden sollen die Vorteile der Spektroskopie
in Heliumtröpfchen zusammengefasst werden. Die
Heliumtröpfchen stellen eine ultrakalte, nanoskopische
und supraflüssige Matrix mit einer konstanten Temperatur
von 0.4 K dar. Helium wechselwirkt als Matrix nur
schwach mit den Chromophor-Molekülen, so dass die induzierte
Matrixverschiebung minimal ist. Im Unterschied
zur konventionellen Matrixspektroskopie werden die
Experimente in einem Molekularstrahl durchgeführt.
Dadurch wird der Einsatz eines Massenspektrometers
möglich, wodurch eine zusätzliche Selektivität erreicht
wird. Durch Vergrößerung der Wechselwirkungszone
kann die Pick-Up-Zeit verlängert werden, so dass man
auch mit Molekülen arbeiten kann, deren feste Phase
durch einen geringen Dampfdruck gekennzeichnet ist.
Gasdrücke in der Größenordnung von 10 -6 mbar sind
danach völlig ausreichend. Schließlich erweitert die
Möglichkeit, sowohl die Depletion-Spektroskopie als
auch LIF einsetzen zu können, den Anwendungsbereich
der Methode beträchtlich. So können mit der LIF-Technik
sehr empfindlich Moleküle spektroskopiert werden, die
durch eine kurze Strahlungslebensdauer gekennzeichnet
sind. Auf der anderen Seite bietet sich für Moleküle,
die überhaupt nicht fluoreszieren, wie es z. B. für große
PAKs der Fall ist, der massenspektrometrische Nachweis
mit der Depletion-Methode an.
Abb. III.16: Die beiden von uns eingesetzten Spektroskopie-
Methoden zur Untersuchung von PAK-Molekülen in Helium-
Tröpfchen: a) Depletion und b) LIF.
a) Depletionsmethode:
Heliumtröpfchen
quelle
Pick-up-
Kammer
b) LIF-Methode:
Heliumtröpfchen-
quelle
Pick-up-
Kammer
III.2 Laborastrophysik – ein neues Forschungsgebiet des MPIA. 65
Es soll allerdings nicht verschwiegen werden, dass
die Heliumtröpfchen-Spektrokopie auch einige Nachteile
hat, die hier ebenfalls aufgezählt werden: Wie bei
der konventionellen Matrixspektroskopie erfahren die
Absorptionsbanden durch den Einfluß der Helium-
Matrix eine Verschiebung. Da die Wechselwirkung der
Moleküle mit Helium allerdings viel schwächer als
die mit Neon oder gar Argon ist, fällt auch die Verschiebung
viel weniger ins Gewicht. Ebenso wie in der
konventionellen Matrixspektroskopie zeigen die Absorptionsbanden
eine Verbreiterung, die aber hier auch
wieder deutlich geringer ist. Schließlich tritt bei höheren
Laserleistungen in der Heliumtröpfchen-Spektroskopie
noch ein neues Phänomen auf, das durch den
sogenannten Phononenflügel charakterisiert wird. Der
Phononenflügel wird von einem sich über 30 cm -1 erstreckenden
Absorptionsprofil gebildet, das um etwa 5
cm -1 vom eigentlichen molekularen Übergang zu höheren
Energien hin verschoben ist. Er kommt dadurch
zustande, dass man in Kombination mit der Anregung
des Moleküls auch noch interne Moden des suprafluiden
Helium-Tröpfchens (Rotonen und Maxonen) anregen
kann. In nicht zu komplizierten Spektren kann dem
Phononenflügel jedoch recht gut Rechnung getragen
werden. Bei Verwendung von kontinuierlichen Lasern
tritt er üblicherweise überhaupt nicht in Erscheinung.
Die ersten PAK-Moleküle, die wir eingehend studiert
haben, waren das aus drei bzw. vier Benzolringen in einer
Reihe zusammengesetzte Anthracen- und Tetracen-
Molekül. Abb. III.17 zeigt im Vergleich die beiden mit
LIF gemessenen Absorptionsspektren, die den jeweiligen
S1 ← S0 Übergängen zuzuordnen sind. Die Ursprünge
dieser Übergänge liegen bei 27 627.4 cm -1 (362.0 nm)
für Anthracen und 22 295.8 cm -1 (448.5 nm) für Tetracene.
Die Ursprungsbande von Tetracen zeigt eine Aufspaltung
von 1.1 cm -1 , deren Ursache noch nicht ver-
durchstimmbarer
Laser
Detektorkammer
50 µs
durchstimmbarer
Laser
Photo
multiplier
Detektorkammer
Langpassfilter
Signal
0 200 400
Flugzeit
30-1000 ns
0 ~10
Zeit [µs]
Signal

66 III Wissenschaftliche Arbeiten
standen ist, die aber sicherlich von der Wechselwirkung
mit dem Heliumcluster herrührt. Weiter rechts, ab 4
cm -1 beginnt der bereits diskutierte Phononenflügel.
Das Tetracen-Spektrum zeigt ähnliche Strukturen (eine
Aufspaltung des Maximums und ein langsam abklingender
Flügel bei höheren Energien), ist aber deutlich verbreitert.
Insbesondere fehlt hier die Lücke zwischen dem
Ursprung und dem Phononenflügel. Da die Spektren
von Antracen und Tetracen keinerlei Korrespondenz mit
bekannten DIBs zeigen, sollen sie hier auch nicht weiter
diskutiert werden.
Interessanter erscheint dagegen das Absorptionsspektrum
des zyklischen, aus vier Benzolringen zusammengesetzten
Pyren-Moleküls. Pyren wird nämlich
mit einer blauen Photolumineszenz in Verbindung
gebracht, die kürzlich von A. Witt und Mitarbeitern im
Roten Rechteck entdeckt wurde. Möglicherweise könnte
ihre Hypothese dadurch bestätigt werden, dass die
zugehörigen UV-Absorptionen des Pyren-Moleküls im
Bereich des Roten Rechtecks nachgewiesen werden.
Die von uns gemessenen UV-Spektren des Pyren-
Moleküls sind in Abb. III.18 zusammengestellt. Die oberen
beiden Spektren wurden in Helium-Tröpfchen mit
der LIF- bzw. Depletion-Methode gemessen. Wie man
mit Hilfe der senkrechten gestrichelten Linien erkennt,
korrespondieren die beiden Spektren sehr gut miteinander,
was die gesamte Breite und sogar Einzelheiten
der Struktur betrifft. Das untere Spektrum wurde mit
Hilfe der im vorigen Kapitel beschriebenen CRDS-
Methode in der Gasphase bestimmt. Zum besseren
Vergleich wurde letzteres Spektrum um 0.8 nm zu größeren
Wellenlängen hin (rot)verschoben. Die zunächst
untypische, relativ komplizierte Struktur der Spektren
kommt dadurch zustande, dass der gemessene S 2 ←
S 0 Übergang mit dem ersten elektronisch angeregten
Zustand (S 1 ) mischt. Abgesehen von der Verschiebung
zeigt ein Vergleich der Helium- und Gasphasenspektren,
dass die drei durch Pfeile gekennzeichneten Banden in
den Heliumspektren nicht so deutlich hervortreten.
Dies liegt daran, dass es in den Heliumspektren zu jeder
in der Gasphase beobachteten Bande einen um 0.05
nm nach links verschobenen Phononenflügel gibt, der
die Täler zwischen den Maxima teilweise zuschüttet.
Modellrechnungen, die das CRDS-Spektrum mit einem
typischen Phononenflügel falten, zeigen qualitativ recht
gute Übereinstimmung mit den in den Heliumtröpfchen
gemessenen Spektren. Zusammenfassend kann also
gesagt werden, dass die Absorptionsspektren von
Pyren in Heliumtröpfchen zwar eine Rotverschiebung
von 0.9 nm erfahren, dass aber der Gesamtcharakter
des Gasphasenspektrums erhalten bleibt und dass
die Verbreiterung der Strukturen verstanden wird.
Wenn man bedenkt, dass die Rotverschiebungen der
Pyren-Absorption in der Neon-Matrix 4.9 nm und in
der Argon-Matrix sogar 9.7 nm betragen, so ist der
Matrixeffekt durch die Heliummatrix doch vergleichsweise
gering.
Intensität [willkürliche Einheiten]
400
300
200
100
0
Tetrazen
Anthrazen
Relative Wellenzahl [cm –1 –4 –2 0 2 4 6 8 10 12
]
Abb. III.17: LIF-Spektren der PAK-Moleküle, Anthracen und
Tetracen, in He-Tröpfchen.
Normalisierte Intensität
2.0
1.8
1.6
1.4
1.2
1.0
0.8
0.6
0.4
0.2
0.0
321.0 321.5 322.0 322.5
Wellenlänge [nm]
Abb. III.19 zeigt die Molekularstrahlapparatur, an
der die Experimente mit den Heliumtröpfchen von
Serge Krasnokutski durchgeführt werden. Durch den
im Vordergrund sichtbaren Schlauch wird flüssiges
Helium zur Kühlung der Düse zugeführt, aus der die
Heliumtröpfchen expandiert werden.
LIF
MBDS
CRDS
Abb. III.18: Drei Absorptionsspektren des Pyren-Moleküls,
gemessen in He-Tröpfchen sowohl mit der LIF- als auch
Depletion-Methode (MBDS) und der Gasphase (CRDS). Das
CRDS-Spektrum wurde um 0.8 nm zu größeren Wellenlängen
verschoben.
(F. Huisken, S. Krasnokutski, Th. Henning)

Abb. III.19: Die Molekularstrahlapparatur, in der die Helium-
Tröpfchen erzeugt und mit eingelagerten Molekülen spektroskopiert
werden. Serge Krasnokutski zieht die letzte Schraube
an, bevor die Kammern evakuiert werden. Im Vordergrund
erkennt man den Metallschlauch, durch den flüssiges Helium
zur Kühlung der Düse zugeführt wird.
Charakterisierung der Leuchteigenschaften von
kristallinen Silizium-Nanoteilchen
Seit einigen Jahren untersuchen wir in der Arbeitsgruppe
Silizium-Nanoteilchen, die durch Laserpyrolyse
mit einem CO 2 -Laser hergestellt werden. Die besondere
Eigenschaft dieser Teilchen, die sie auch für die
Astrophysik interessant macht, besteht darin, dass sie
bei Anregung mit ultraviolettem Licht intensiv im Roten
leuchten. Während ein Silizium-Festkörper als indirekter
Halbleiter nicht zum Leuchten gebracht werden
kann, tritt dieses Phänomen erst in Erscheinung, wenn
die Abmessungen des Silizium-Kristalls auf nanoskopische
Dimensionen reduziert werden. Bei einem
Silizium-Teilchen von z. B. 2 nm Durchmesser, ist die
elektronische Wellenfunktion bereits so stark komprimiert,
dass dadurch – als Folge der Heisenbergʼschen
Unschärferelation – eine erhebliche Verbreiterung der
zugehörigen Impuls-Verteilungen stattfindet. Dadurch
wird das Material quasi zu einem direkten Halbleiter,
in dem die zuvor nicht erlaubte Photolumineszenz (PL)
nun möglich wird. Die radiative Rekombination der
Elektronen-Loch-Paare wird ferner dadurch begünstigt,
dass der Einfluß von Defekten in nanoskopischen
Silizium-Kristalliten weniger zum Tragen kommt.
III.2 Laborastrophysik – ein neues Forschungsgebiet des MPIA 67
Ein weiterer quantenmechanischer Effekt, der durch
die reduzierte Dimension in Erscheinung tritt, ist die
Vergrößerung der Bandlücke, d. h. des Energieabstandes
zwischen Leitungs- und Valenzband. Je kleiner der Teilchendurchmesser
wird, desto größer wird die Bandlücke
und damit die Energie der emittierten Photonen. Man
erwartet also, dass sich die PL-Wellen-länge mit abnehmender
Größe der Silizium-Nanoteilchen vom Infraroten
über Rot zu Orange verschiebt, wobei die Effizienz der
PL in dieser Richtung ansteigen sollte. Die Ursache
für die neuen Eigenschaften, die vom Festkörper nicht
bekannt sind und die erst als Folge der reduzierten
Dimensionen auftreten, wird auch als »Quantum Confinement«
bezeichnet.
Der beschriebene Effekt wurde zum ersten Mal von
Canham im Jahre 1990 in porösem Silizium beobachtet.
Durch eine chemische Behandlung mit Flußsäure wurde
die Oberfläche eines Silizium-Wafers so aufgeätzt,
dass nanoskopische Struturen aus kristallinem Silizium
entstanden. Bei Beleuchtung mit UV-Licht zeigten die
Proben ein intensives Leuchten im roten Spektralbereich.
Wegen der besonderen Bedeutung von Silizium für
die Elektronik-Industrie und der nun möglich erscheinenden
Herstellung von lichtemittierenden elektronischen
Bauteilen auf Silizium-Basis setzte ein wahrer
Forschungsboom ein. Während sich die Untersuchungen
zunächst auf poröses Silizium beschränkten, wandte
man sich in den Folgejahren zunehmend den viel besser
charakterisierten Silizium-Nanoteilchen zu, die in Form
von Pulvern oder dünnen Filmen auf Substraten hergestellt
werden.
Neben der Bedeutung, die Silizium-Nanoteilchen für
diverse technologische Anwendungen haben, erkannte
man früh, dass aus Silizium bestehende Staubteilchen

68 III Wissenschaftliche Arbeiten
CO2 Laser
l = 10.7 mm
Quellenkammer
Linse
zur Diffusionspumpe
Abb. III.20: Schematische Darstellung der Molekularstrahlapparatur
zur Erzeugung, Selektion und Größenanalyse von
Silizium-Nanoteilchen.
auch für Astrophysiker interessant sein könnten. Es
zeigte sich nämlich, dass die sogenannte »Extended Red
Emission« (ERE), ein rotes Leuchten, das zunächst im
Roten Rechteck, später in verschiedenen Objekten und
schließlich sogar im Diffusen Interstellaren Medium beobachtet
worden war, eine auffallende Ähnlichkeit mit der
Photolumineszenz von Silizium-Nanokristalliten besaß.
So enstand sehr schnell die Vermutung, dass Silizium-
Nanoteilchen vielleicht die Träger der ERE sein könnten.
Um dieser Frage nachzugehen, wurden in Zusammenarbeit
mit der französischen Arbeitsgruppe von Cécile Reynaud
am CEA Saclay ein dezidiertes Forschungsprogramm
durchgeführt. Um wirklich aussagekräftige Resultate zu
erzielen, erschien es uns besonders wichtig, die Silizium-
Nanokristallite in größter Reinheit mit sehr enger, aber
frei wählbarer Größenverteilung herzustellen und ihr
Absorptions- und Emissionsverhalten nicht nur qualitativ
sondern auch quantitativ zu bestimmen.
SiH 4
He
Differentialkammer
Probenhalter
Chopper
Filter
zur Pumpe
zum TOFMS
Die Silizium-Nanokristallite werden in einem Flussreaktor
durch Pyrolyse von Silan-Molekülen (SiH4)
mit einem gepulsten CO 2 -Laser und anschließende
Kondensation der Silizium-Atome hergestellt. In der
sonst schematischen Darstellung von Abb. III.20 ist
der Reaktionsbereich als Foto wiedergegeben. Eine
von rechts in das Reaktionsvolumen ragende konische
Düse extrahiert einen Bruchteil der Si-Nanoteilchen und
überführt sie in einen nach rechts propagierenden, durch
den roten Pfeil gekennzeichneten »Molekularstrahl«.
Je nachdem, ob ein Probenhalter in den Strahl gefahren
wurde, werden die Si-Nanoteilchen auf einem
Substrat deponiert oder ihre Masse bzw. Größe in
einem nachgeschalteten Flugzeitmassenspektrometer
(TOFMS) bestimmt. Abb. III.21 zeigt ein Photo der
Si-Nanoteilchen-Apparatur mit dem Mitarbeiter Alban
Colder. Im Vordergrund links ist das zwei Meter lange
Flugzeitrohr des Massenspektrometers zu erkennen. Der
CO 2 -Laser (hier nicht sichtbar) befindet sich auf dem
roten Gestell.
Abb. III.21: Die in Abb. III.20 schematisch dargestellte Molekularstrahlapparatur
mit dem Mitarbeiter Dr. Alban Colder.

Da die Geschwindigkeit der Nanoteilchen mit ihrer
Größe korreliert, erlaubt der vor dem Probenhalter
installierte Chopper eine Größenselektion der Si-Nanoteilchen.
Damit ist es z. B. möglich, die Si-Nanoteilchen
so auf dem Substrat zu verteilen, dass ihre Größe
kontinuierlich von links nach rechts zunimmt. Strukturuntersuchungen
mit einem hochauflösenden Transmissionselektronenmikroskop
haben gezeigt, dass die durch
Laserpyrolyse hergestellten Si-Nanoteilchen einen monokristallinen
Kern mit der gleichen Kristallstruktur wie
beim Festkörper besitzen und dass dieser Kern von eine
amorphen SiO 2 -Schicht umgeben ist, der durch Oxidation
an Luft entstanden ist. Es sei noch betont, dass die
Oxidhülle eine wichtige Funktion übernimmt, da sie die
ungesättigten Bindungen an der Oberfläche des Silizium-
Kristallits absättigt. Ohne diese Passivierung könnten die
Si-Nanoteilchen nicht zum Leuchten gebracht werden.
PL– Intensität [willkürliche Einheiten]
1.0
0.8
0.6
0.4
0.2
0.0
Wellenlänge [nm]
500 600 700 800 900
2.6 2.4 2.2 2.0 1.8 1.6 1.4
PL – Energie [eV]
1 cm
Abb. III.22: Photolumineszenz-Kurven von Si-Nanoteilchen
unterschiedlicher Größe, die größenselektiv im Molekularstrahl
auf einem Substrat abgeschieden worden waren. Das Photo im
unteren Teil der Abbildung zeigt die leuchtende Schicht der Si-
Nanoteilchen nach Anregung durch eine UV-Lampe.
III.2 Laborastrophysik – ein neues Forschungsgebiet des MPIA. 69
Abb. III.22 zeigt ein Photo einer mit dieser Methode
erzeugten Schicht von Silizium-Nanoteilchen, die
durch Bestrahlung mit UV-Licht zum Leuchten gebracht
wurden. Im unteren Teil der Abbildung ist eine
Photomontage wiedergegeben, die das 1 1 cm 2 große
Quarz-Substrat und den darauf deponierten runden
Fleck von Si-Nanoteilchen darstellt. Ein Bruchstück
des Quarzplättchens wurde mit UV-Licht bestrahlt und
mit einer digitalen Kamera photographiert. Man erkennt
deutlich, dass die Farbe der leuchtenden Si-Nanoteilchen
von orange bis dunkelrot variiert. Ferner wurde die Photolumineszenz
der Si-Nanoteilchen entlang einer horizontalen
Linie mit einem empfindlichen Spektrometer
analysiert. So konnten die im oberen Teil der Abbildung
wiedergegebenen PL-Kurven gewonnen werden. Diese
Kurven zeigen, dass die Si-Nanoteilchen im rechten Teil
der deponierten Schicht im nahen Infrarot »leuchten«.
Insgesamt decken die Maxima der PL-Kurven einen
Spektralbereich von etwa 600 bis 850 nm ab.
Die unterschiedliche Farbe der leuchtenden Si-Nanoteilchen
kann auf der Basis des Quantum Confinement
erklärt werden. Von links nach rechts nimmt die Größe
der Si-Nanoteilchen stetig zu, und, wie zuvor diskutiert,
geht mit der Vergrößerung des Durchmessers
eine Verkleinerung der Bandlücke einher und damit
eine Verschiebung der Photolumineszenz zu größeren
Wellenlängen. Theoretische Untersuchungen ergeben
eine Zunahme der Bandlücke E gap (bezogen
auf die Bandlücke des Festkörpers) entsprechend einem
inversen Potenzgesetz mit d – 1.39 , wobei d für
den Teilchendurchmesser steht. Abb. III.23 zeigt, dass
unsere Si-Nanoteilchen sehr schön diese Abhängigkeit
erfüllen. Damit wird bewiesen, dass das Leuchten der
durch Laserpyrolyse hergestellten Si-Nanoteilchen allein
auf dem Quantum Confinement beruht und dass
andere Effekte keine Rolle spielen. Weiterhin macht
die in Abb. III.23 dargestellte Abhängigkeit zwischen
Teilchendurchmesser und PL-Energie deutlich, dass eine
unterschiedliche Größenverteilung der Silizium-Nanoteilchen
(verschiedenes Maximum oder unterschiedliche
Breite der Verteilung) auch eine unterschiedliches
PL-Spektrum bewirkt. Und umgekehrt kann man zu
jeder beliebigen PL-Kurve die Größenverteilung der Si-
Nanoteilchen bestimmen, die diese PL hervorrufen.
Abb. III.24 zeigt das Rote Rechteck, in dem die
Extended Red Emission zum ersten Mal beobachtet
wurde. Die ERE stellt sich als eine 120 – 190 nm breite
Emissionsbande im roten Spektralbereich zwischen 600
und 850 nm dar. Nachdem sie in verschiedenen Regionen
des interstellaren Raums beobachtet worden war, ist nun
allgemein anerkannt, dass sie von der Photolumineszenz
einer interstellaren Staubkomponente herrührt. Der interstellare
Staub setzt sich aus kleinen Teilchen mit
Durchmessern zwischen 1 und 100 nm zusammen und
besteht im wesentlichen aus den Elementen Kohlenstoff,
Sauerstoff und Silizium. Die Einschränkung, dass die
Quantenausbeute des ERE-Trägers größer als 10 % sein

70 III Wissenschaftliche Arbeiten
PL– Spitze – Position [eV]
2.4
2.2
2.0
1.8
1.6
1.4
E = E 0 +
3.73
d 1.39
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
Durchmesser [nm]
Abb. II.23: (oben) Theoretische Abhängigkeit der Position des
PL-Maximums von der Größe der Silizium-Nanoteilchen (rote
Kurve) im Vergleich mit experimentellen Daten, die an verschiedenen
Proben gewonnen wurden.
Abb. III.24: (unten) Das Rote Rechteck (HD 44179), ein protoplanetarer
Nebel, 1000 Lichtjahre von der Erde entfernt. (HST)
muß, hat die Anzahl der möglichen Kandidaten wesentlich
eingeschränkt und das Interesse an der ERE
neu belebt. Tatsächlich kommen nun die zuvor favorisierten
Kohlenstoffteilchen – z. B. hydrogenisierter
amorpher Kohlenstoff, die bereits im Zusammenhang
mit den DIBs diskutierten polyzyklischen aromatischen
Kohlenwasserstoffe (PAKs), Fullerene und andere organische
Verbindungen – wegen ihrer extrem niedrigen
Photolumineszenz-Ausbeute im Roten sehr wahrscheinlich
nicht mehr in Frage. Wie im Folgenden gezeigt wird,
scheinen stattdessen kristalline Silizium-Nanoteilchen
viel besser die geforderten Bedingungen zu erfüllen.
Zunächst wollen wir die astronomischen Beobachtungen
mit Laborspektren vergleichen, die von uns
an verschiedenen Proben von Silizium-Nanoteilchen
gemessen wurden. Für Abb. III.25 wurden vier ERE-
Beobachtungen aus drei verschiedenen Regionen ausgewählt
(blaue Kurven). Um eine möglichst große
Spannbreite darzustellen, wurde die Auswahl so getroffen,
dass sich die Maxima in der Reihenfolge a) bis d)
kontinuierlich von rot bis infrarot (von 650 bis 800 nm)
fortpflanzen. Diesen Kurven haben wir vier PL-Banden
von Silizium-Nanoteilchen gegenübergestellt, die wir
mit dem Ziel einer möglichst guten Übereinstimmung
aus unserer Labor-Datenbank ausgewählt haben (rote
Kurven). Man beachte, dass es sich bei den roten
Kurven nicht um angepaßte Modellrechnungen, sondern
um experimentelle Daten handelt. Die mittlere Größe
der Si-Nanoteilchen, an denen die Spektren gemessen
wurden, variiert von 2.8 (a) bis 4.5 nm (d), wobei die
Halbwertsbreiten der Größenverteilungen zwischen 1.0
und 1.5 nm variieren. Obwohl die Übereinstimmung
zwischen Beobachtung und Laborexperiment bereits
recht zufriedenstellend ist, sollte erwähnt werden, dass
man einen noch besseren Vergleich erzielt, wenn man
die in Abb. III.23 dargestellte Korrelation zwischen
Si-Nanoteilchengröße und PL-Position benutzt und simulierte
PL-Banden an die beobachteten ERE-Spektren
anpaßt. Als Resultat erhält man dann die Parameter der
Si-Nanoteilchenverteilung, die exakt die gleiche PL-
Kurve erzeugen würde.
Bevor die Diskussion der spektralen Varianz der Si-
Nanoteilchenspektren abgeschlossen wird, sollte noch
erwähnt werden, dass die kürzeste Wellenlänge, die
für ein PL-Maximum im Labor beobachtet wurde, 600
nm beträgt und damit mit dem kurzwelligsten ERE-
Maximum zusammenfällt. Im langwelligen Bereich
liegt die theoretische Grenze für Si-Nanoteilchen bei
1060 nm. Die zugehörigen Quantenausbeuten sind aber
äußerst gering, so dass es verständlich ist, dass man
diese Wellenlängen in interstellaren Staubwolken nicht
beobachten kann. Wie bereits erwähnt, liegt hier die
obere Grenze bei etwa 850 nm.
Wie sieht es nun mit den Quantenausbeuten für
die Photolumineszenz der Si-Nanoteilchen aus? (Kohlenstoffhaltige
Staubteilchen schieden ja wegen ihrer
extrem niedrigen Wahrscheinlichkeit, UV-Licht in PL-

NGC 2023
NGC 2327
400 500 600 700 800
Wellenlänge [nm]
Abb. III.25: Vergleich einiger ERE-Spektren (blaue Kurven) mit
Spektren, die im Labor an Silizium-Nanoteilchen unterschiedlicher
Größe gemessen wurden
Photonen umzuwandeln, als Träger der ERE aus.) Um
diese Frage beantworten zu können, wurden quantitative
PL-Messungen mit geeichten Optiken und Instrumenten
durchgeführt. Durch Messung der UV-Absorption und der
Intensität der emittierten PL-Photonen, konnten in hochwertigen
Si-Nanoteilchen-Filmen Quantenausbeuten
von bis zu 30 % gemessen werden. Es ist zu beachten,
dass dieser Wert eine untere Grenze darstellt, da auf
der Probe vorhandene größere Si-Nanoteilchen den
gemessenen Wert nach unten drücken. Berücksichtigt
man den Beitrag der größeren Teilchen, so erhält man
Quantenausbeuten von etwa 90 %. Diese extrem hohe
PL-Effizienz stellt einen weiteren Pluspunkt für
Si-Teilchen als Träger der ERE dar. Zum Schluß sei
erwähnt, dass die hohen Quantenausbeuten nur für
3.5 nm große Si-Teilchen gelten. Mit zunehmendem
Teilchendurchmesser nimmt die PL-Wahrscheinlichkeit
drastisch ab, womit erklärt werden kann, dass die theoretisch
erreichbaren großen Wellenlängen tatsächlich nicht
beobachtet werden.
Mit Kenntnis der Quantenausbeuten kann man ausrechnen,
wie der groß der Anteil der Si-Nanoteilchen an
den gesamten Staubteilchen des diffusen interstellaren
Mediums sein muß, wenn Si-Nanoteilchen die Urheber
der ERE sollen. Nimmt man der Einfachheit halber an,
dass die Quantenausbeute der Si-Nanoteilchen 100 %
beträgt, dass also jedes absorbierte UV-Photon in ein
PL-Photon umgewandelt wird, so errechnet man, dass
nur 1 Massenprozent der gesamten Staubteilchen Si-
Nanoteilchen sein müssen. In vielen anderen Objekten
sind die Bedingungen weit weniger stringent, so dass
man dort mit Konzentrationen von Si-Nanoteilchen auskommt,
die um Größenordnungen geringer sein dürfen.
a)
b)
III.2 Laborastrophysik – ein neues Forschungsgebiet des MPIA 71
Rotes Rechteck
NGC 2023
400 500 600 700 800
Wellenlänge [nm]
Bei den vielen bestechenden Eigenschaften, die Si-
Nanoteilchen als Träger der ERE empfehlen, soll aber
nicht verschwiegen werden, dass es auch kritische Anmerkungen
gibt. So haben z. B. Li und Draine durch Modellrechnungen
gezeigt, dass 3.5 nm große, sauerstoff-
passivierte Si-Teilchen im NGC 2023 eine Temperatur
von circa 70 K erreichen sollten und dass sie bei dieser
Temperatur als Folge der angeregten SiO-Schwingungen
bei 20 mm emittieren sollten, was aber nicht be-
obachtet wird. Dagegen ist einzuwenden, dass die Modellrechnungen
auf Oxid-Schichtdicken basieren, wie
sie in der sauerstoffreichen Atmosphäre der Erde angenommen
werden. Sauerstoffarme Umgebungen würden
zu Si-Nanoteilchen mit viel geringerer Oxidbelegung
führen, was ein bedeutend geringere Emission bei 20 mm
zur Folge hätte. Ein anderer Weg aus der Problematik
wäre, dass die Si-Nanoteilchen zu Clustern agglomeriert
oder in größere Staubpartikel eingebettet sind. Beides
würde zu niedrigeren Temperaturen und damit zu einer
schwächeren Emission führen. Untersuchungen an
Agglomeraten und an Si-Nanoteilchen, die in Festkörpermatrizen
eingebettet sind, werden zur Zeit von der
Laborastrophysik-Gruppe in Jena durchgeführt.
Der besondere Charme von Silizium-Nanoteilchen als
Urheber der Extended Red Emission besteht darin, dass
eine einzige Spezies ausreicht, um die gesamte Varianz
der astrophysikalischen Beobachtungen zu erklären. Als
einzige Parameter bestimmen der mittlere Durchmesser
der Si-Nanoteilchen und die Breite ihrer Größenverteilung
die Position und Breite der ERE-Bande. Da die charakteristischen
Leuchteigenschaften der Si-Nanoteilchen
durch das Quantum Confinement bestimmt werden,
wäre es das erste Mal, dass ein quantenmechanischer
Effekt herangezogen wird, um ein astrophysikalisches
Phänomen zu erklären.
(A. Colder, J. Gong, O. Guillois, F. Huisken,
G. Ledoux)
c)
d)

72 III Wissenschaftliche Arbeiten
III.3 Die geheimnisvollen Zentren der Galaxien
Hochauflösende Studien des Zentrums unserer Galaxis,
von dem wir heute wissen, dass es ein massereiches
Schwarzes Loch beherbergt, und ausführliche
Beobachtungen der Quasare, den aktivsten galaktischen
Kernen, haben die Frage aufgeworfen, ob die Zentren
aller Galaxien so außergewöhnliche Eigenschaften
besitzen. Das Weltraumteleskop HUBBLE, sowie CONICA
und MIDI, die neuen hoch auflösenden Instrumente des
VLT, bieten nun die Gelegenheit, diese Frage empirisch
anzugehen.
Warum sind Galaxienzentren interessant?
Aus den Gesetzen der Physik folgt nicht notwendigerweise,
dass in den Zentren von Galaxien – entweder
definiert als der geometrische Mittelpunkt oder als das
Minimum des Gravitationspotential einer Galaxie – einzigartige
lokale physikalische Bedingungen herrschen
müssen, die sich erheblich von irgendeinem anderen Ort
der umgebenden Galaxie unterscheiden. Mit anderen
Worten, Galaxienzentren müssen über ihre geometrische
Interpretation hinaus nichts »Besonderes« sein.
Doch im Laufe des letzten halben Jahrhunderts
hat sich immer mehr gezeigt, dass – zumindest bei
den meisten Galaxien – die Zentren tatsächlich etwas
Besonderes sind, und das nicht nur im Hinblick auf die
oft hohen Sterndichten. Historisch bestand der erste
Hinweis darin, dass Galaxienzentren eine breite Vielfalt
an »Aktivitäten« zeigten. Dabei handelt es sich häufig
um sehr energiereiche Prozesse, die sich über das gesamte
elektromagnetische Spektrum hinweg offenbaren,
von Gammastrahlen bis zu Radiowellen, und die nicht
von »normalen« Sternpopulationen angetrieben werden
können, die in unserem heutigen Universum überall,
nur nicht in Galaxienzentren, die vorherrschende
Strahlungsquelle darstellen. Bereits vor 40 Jahren wurden
Schwarze Löcher, die Materie aufsammeln, als die
wahrscheinlichsten Motoren aktiver galaktischer Kerne
identifiziert, und zwar aufgrund der hohen Effizienz der
Energieerzeugung, aufgrund der engen Obergrenzen
für das Volumen, das für die Energieerzeugung zur
Verfügung steht, und aufgrund direkt beobachteter relativistischer
Effekte. In den extremsten Fällen solcher
Kernaktivität, den hellen Quasaren (QSO) oder
Radiogalaxien, kann die Leuchtkraft des Kerns die
umgebende Galaxie um Größenordnungen überstrahlen.
Im Laufe dieser Studien wurde aber auch die
Komplexität des Themas deutlich, da bei den meisten
aktiven Galaxien gleichzeitig auch junge Sterne und
Sternentstehung im innersten Parsec-Bereich eine Rolle
spielen.
Obwohl solche QSO in allen Epochen sehr viel
seltener sind als normale Galaxien, ist es heute klar,
dass aktive Kerne keine Exoten sind, sondern relativ
kurzlebige Phasen, die wahrscheinlich im Leben aller
massereichen Galaxien an irgendeinem Punkt vorkommen.
Zum Teil ergab sich diese Erkenntnis aus den
vermehrt auftauchenden Hinweisen, dass auch inaktive
Galaxien supermassereiche Schwarze Löcher (10 6 – 10 9
M ) besitzen. Den schönsten und überzeugendsten
Beweis für ein solches Schwarzes Loch lieferte unser
eigenes Milchstraßensystem. Ebenso stellte sich in den
letzten fünf Jahren heraus, dass alle Galaxien – zumindest
diejenigen mit einem deutlich ausgeprägten stellaren
»Bauch« (engl. Bulge) – in ihrem Zentrum ein
Schwarzes Loch beherbergen, dessen Masse aus den
strukturellen Eigenschaften der umgebenden Galaxie auf
einen Faktor Zwei genau vorhergesagt werden kann. Da
Schwarze Löcher durch Anlagerung von Masse wachsen,
folgt daraus, dass die meisten massereichen Galaxien eine
ähnliche Geschichte der zentralen Massenakkretion
(oder Kernaktivität) durchlebt haben müssen.
Eine seit langem bestehende Frage lautet, in welchem
Maße die breite, fast verwirrende Palette der beobachteten
Kernaktivitäten auf einer Vielzahl unterschiedlicher
physikalischer Bedingungen beruht oder auf anderen
Faktoren, wie zum Beispiel der Orientierung des »zentralen
Motors« bezüglich des speziellen Sichtwinkels,
unter dem wir die einzelnen Galaxien beobachten.
Insbesondere zeigen sich einige aktive Kerne nur bei
Wellenlängen, bei denen die Strahlung leicht Staub
durchdringen kann, wie die Infrarot-, Radio- und harte
Röntgenstrahlung. Ein Ring aus Gas und Staub, der
einen zentralen Akkretionsvorgang umgibt, ist ein häufiger
und erfolgreicher Bestandteil eines »vereinheitlichten
Modells«, das von verschiedenen Blickwinkeln aus
beobachtet, sehr unterschiedlich aussehen kann.
Wie immer in der Forschung führen neue Entdeckungen,
Hinweise und Erkenntnisse zu mehr neuen Fragen
als Antworten. Eine Reihe davon sind 2003 bei der Erforschung
von Galaxienkernen am MPIA aktiv verfolgt
worden.
• Besitzen alle Galaxienkerne besondere physikalische
Eigenschaften?
• Welche physikalischen Eigenschaften der umgebenden
Galaxien können die Masse des zentralen Schwarzen
Lochs am besten vorhersagen?
• Kann man direkt zeigen, dass ein zentraler Staubring
vorhanden ist, der zur Vielfalt der beobachteten
Eigenschaften beiträgt?
• Welche Bedingungen in den umgebenden Muttergalaxien
bestimmen, ob der Kern aktiv ist oder nicht?

Haben alle Galaxienzentren spezielle
Eigenschaften?
Bei Galaxien, die einen konzentrierten stellaren
Bulge aufweisen, ist klar, dass der Gravitationsvektor
mit großer Kraft zum Zentrum weist. Wann immer die
Drehimpulsbarriere überwunden wird, sammelt sich die
Materie rasch im Kern der Galaxie an, und so betrachtet,
mögen einzigartige physikalische Eigenschaften
vielleicht keine Überraschung sein. Doch es gibt mindestens
zwei Typen von Galaxien, für die ein solches
qualitatives Argument möglicherweise nicht gilt: kleine
Balkengalaxien, wie die Magellansche Wolke, und ultraspäte
Galaxien, die anscheinend keinen nennenswerten
stellaren Bulge, sondern nur eine Scheibe besitzen.
Für diese Galaxientypen stellt sich erneut die Frage,
ob die Zentren ungewöhnliche lokale Eigenschaften
haben. Jakob Walcher und Hans-Walter Rix vom MPIA
sind zusammen mit Kollegen in den USA dieser Frage
für »Bulge-lose«-Galaxien nachgegangen (siehe Abb.
III.26). Der erste Schritt, unter der Leitung von Torsten
Boeker am SΤScI, bestand darin, die Zentren solcher
Galaxien mit dem HST abzubilden. Der verstärkte Kontrast,
ermöglicht durch die hervorragende Auflösung
des HST, zeigte, dass 70 Prozent solcher Galaxien
im Zentrum einen kompakten, aber aufgelösten, sehr
leuchtkräftigen Sternhaufen besitzen (Abb.III.26). In
den meisten Fällen beherbergt das Zentrum tatsächlich
den hellsten oder einen der hellsten Sternhaufen der gesamten
Galaxie.
Neun dieser Kerne waren das Ziel hochauflösender
Spektroskopie mit UVES, dem Echelle-Spektrograhen
am VLT. Aus diesen Spektren lassen sich sowohl die Geschwindigkeitsverteilung
der Sterne als auch Informationen
über das Alter oder die Altersverteilung der Sterne
im Kernhaufen ermitteln. Die Analyse dieser Spektren,
die Jakob Walcher im Rahmen seiner Doktorarbeit am
Abb. III.26: HST-Aufnahmen mehrerer »Bulge-loser« Galaxien,
auf denen ein sehr heller, aber winziger (≈ 3 pc) großer stellarer
Kern oder Sternhaufen im Zentrum einer ansonsten sehr diffusen
Galaxie zu erkennen ist.
III.3 Die geheimnisvollen Zentren der Galaxien 73
MPIA vornahm, ergab, dass diese Haufen nicht nur innerhalb
der Galaxie einzigartige Eigenschaften besitzen,
sondern dass auch in keiner anderen Umgebung vergleichbare
Objekte zu finden sein dürften.
Erstens zeigten die Spektren, dass ihr blaues Licht
von einer jungen (typischerweise 0.5 Milliarden Jahre
alten) Population beherrscht wird, was wesentlich jünger
ist als das Alter des Universums. Entweder »wartete« die
Mehrzahl dieser Galaxien mit der Bildung ihres Kerns
bis zur heutigen Epoche, oder, was eher wahrscheinlich
ist, die Kerne machen wiederholte Sternentstehungs-
Episoden durch, wobei die letzte nun eben das Licht
dominiert. Dieses letzte Bild wird von den Messungen
der Geschwindigkeitsdispersion gestützt, die typischerweise
25 km/s beträgt. Zusammen mit den HST-
Helligkeitsprofilen erlauben sie eine Abschätzung der
Haufenmassen, die sich zu 10 7 M ergeben. Diese
NGC 2552 NGC 2805 NGC 4540
2
log (Flächendichte ) M /pc
6
5
4
3
2
1
log (M) M
Kerne in Spiralen
Kugelsternhaufen
Kerne Zwergellipsen
Sphäroide
Junge Kugelhaufen
Kugelhaufen in Virgo
4 6 8 10 12
Abb. III.27: Die Fundamentalebene von Galaxien-Bulges und
Sphäroiden (Wolke rechts), Kugelhaufen (kleine Symbole links)
und Kernhaufen in späten Galaxien, die hier erstmals untersucht
wurden.

74 III Wissenschaftliche Arbeiten
Massen liegen oft über denen, die aus einem Fit für eine
Population eines einzigen Alters abgeleitet werden, was
die Hypothese einer einfachen Population widerlegt.
Zusammengefasst kann man sagen, dass die Kernhaufen
die Größe von Kugelhaufen besitzen, aber oft zehnmal
massereicher sind (siehe Abb. III.27) und ganz klar verschieden
alte Populationen enthalten.
Die Messungen besagen, dass diese Kerne eine eigene
Klasse von Sternsystemen darstellen, die sich von
normalen Bulges in der Masse und Größe, siehe Abb.
III.27, und von Kugelhaufen in der Masse und der Sterne
ntstehungsgeschichte unterscheiden. Mit ihren winzigen
Abmessungen (≈ 3 pc) sind sie die Sternsysteme mit der
bislang bekannten höchsten mittleren Dichte. Auf überraschende
Weise haben auch Galaxien sehr späten Typs
erkennen lassen, dass ihre Zentren einzigartige physikalische
Eigenschaften besitzen. Betrachtet man Abb.
III.26, so ist aus der Verteilung der umgebenden stellaren
Masse nicht ersichtlich, was diese Umgebung so einzigartig
macht. Ein plausibler Weg wäre die Vermutung,
dass der Halo aus Dunkeler Materie mit seiner zentralen
Dichte-spitze eine wichtige Rolle spielt. Offensichtlich
sollte man in der Zukunft der Frage nachgehen, warum
ein Drittel dieser späten Galaxien keinen Haufen in
ihrem Mittelpunkt besitzen. Ist dies nur ein statistischer
Zufall, oder gibt es einen grundsätzlicheren Unterschied
in ihren Potentialtöpfen? Die Erstellung zweidimensionaler
Karten des Geschwindigkeitsfelds zum Aufspüren
der gesamten (dunklen) Materieverteilung im inneren
Bereich dieser Galaxien sollte hierauf eine Antwort
liefern.
Welche Galaxienparameter können die Masse des
zentralen Schwarzen Lochs vorhersagen?
In den letzten Jahren gab es zwei miteinander in
Beziehung stehende Durchbrüche bei der Bestimmung
der heutigen Population supermassereicher Schwarzer
Löcher in Galaxienzentren: Erstens haben detaillierte
dynamische Modellrechnungen, durchgeführt für jeweils
ein Objekt, gezeigt, dass, wann immer kinematische
Daten mit ausreichender räumlicher Auflösung
verfügbar waren, das Vorhandensein eines massereichen
dunklen Objekts bewiesen werden konnte. Man
kennt heute 30 bis 50 Galaxien, meistens elliptische
oder solche mit massereichem Bulge, deren kinematischen
Verhältnisse im Zentrum eindeutig nicht durch
Modelle, die nur die beobachtete stellare Masse enthalten,
wiedergegeben werden können. Allerdings kann
nur für eine kleine Untergruppe dieser Galaxien direkt
gezeigt werden, dass die Dichte des dunklen Objekts
im Zentrum so hoch ist, dass nur ein Schwarzes Loch
dafür in Frage kommt. Beim Milchstraßenzentrum gibt
es erstmals Beobachtungen, die möglicherweise den
Ereignishorizont des Schwarzen Lochs sondieren. Doch
auch in allen anderen Fällen scheint es höchst plausibel,
davon auszugehen, dass die nicht identifizierte zentrale
Masse ein Schwarzes Loch ist. Aufgrund dieser Beweise
herrscht heute allgemeine Übereinstimmung, dass in den
Zentren fast aller großen Galaxien supermassereiche
Schwarze Löcher vorhanden sind.
Der zweite Schritt vorwärts, beruhend auf denselben
Daten, bestand in der Erkenntnis, dass einige globale
Eigenschaften des Bulges (nicht der Scheibe!) gut mit
der Masse des Schwarzen Lochs, M BH , korrelieren. Die
am häufigsten angewendete Korrelation besteht zwischen
der Geschwindigkeitsdispersion des Bulge, s, und
M BH . Bemerkenswerterweise kann die mittlere quadratische
Geschwindigkeit von Sternen, die typischerweise
1 kpc vom Schwarzen Loch entfernt sind, dessen Masse
auf ≈ 30 Prozent genau vorhersagen, obwohl dessen
Größe, dargestellt durch den Schwarzschildradius, nur
ein Billionstel dieses Abstands beträgt. Inzwischen brach
eine hektische Suche nach theoretischen Erklärungen
aus, warum die stellare Geschwindigkeitsdispersion, eine
Kombination aus Sternmassen, der Größe des Bulges
und der Isotropie der Sterne, besonders gut mit M BH
korrelieren. Doch keines dieser Modelle ist bisher sehr
überzeugend. Aufmerksam auf die geschwindigkeitsdispersion
im Bulge wurde man durch frühe Arbeiten von
Magorrian, die nur auf eine viel schwächere Korrelation
zwischen M BH und der Bulge-Masse und der Leuchtkraft
hindeuteten.
Nadine Häring und Hans-Walter Rix am MPIA
beschlossen, die Relation zwischen M BH und der stellaren
Masse des Bulges erneut zu untersuchen. Diese
Untersuchung wurde durch die Erkenntnis angeregt,
dass neuere, auf HST-Daten beruhende Werte für M BH
M BH [M ]
10 10
10 9
10 8
10 7
10 6
105 108 10 9
10
MBulge [M ]
11
10 10
10 12
10 13
Abb. III.28: Überarbeitete Relation zwischen der stellaren
Bulge-Masse M Bulge und M BH (aus Häring und Rix, 2004). Mit
guten Daten und Modellrechnungen ergibt sich eine sehr gute
Korrelation, so gut wie die zwischen M BH und s.

in Magorrians Stichprobe fünfmal niedriger waren, als
seine ursprünglichen bodengebundenen Daten und eingeschränkte
Modellrechnungen ergeben hatten. Häring
führte mit vorhandenen Daten neue Modellrechnungen
für eine Stichprobe von Bulges mit gut bestimmten
Massen der Schwarzen Löcher durch, um die
Sphäroidmassen konsistent abzuschätzen. Hieraus konnte
sie die M Bulge -M BH -Relation für eine Stichprobe
ableiten, für die es gute Messungen beider Parameter
gab. Faszinierenderweise wird bei Verwendung guter
Messungen die M Bulge -M BH -Relation ebenso eng wie
die s-M BH -Relation: M BH = 0.0015 M Bulge , mit einer
Streuung von ≈ 35 Prozent. Dieses Ergebnis liefert eine
sehr viel unmittelbarere Erklärung für die gemeinsame
Entwicklung von Bulges und Schwarzen Löchern. Es
ist auch Grundlage für sehr spannende Tests bei hohen
Rotverschiebungen. Wenn M BH = 0.0015 M Bulge
tatsächlich für alle Rotverschiebungen gilt, sollten die
Muttergalaxien von Quasaren bei z ≈ 6, von denen man
weiß, dass sie Schwarze Löcher von 3 10 9 M enthalten,
enorm hell und damit beobachtbar sein.
Der zentrale Parsec-Bereich Aktiver Galaxien
Die Populationsstatistik aktiver und inaktiver Galaxien
und ihrer Schwarzen Löcher wird durch ausführliche
Fallstudien nahegelegener Kerne ergänzt. Solche
Untersuchungen sollten klären, wie die Akkretion von
Materie auf ein Schwarzes Loch in der Praxis funktioniert.
Gibt es tatsächlich eine dünne Akkretionsscheibe,
geschieht die Akkretion stetig oder episodisch, ist die
Region der breiten Emissionslinien von einem Staubring
umgeben, und deutet die Staub- und Gasstruktur auf
Parsec-Skalen darauf hin, dass momentan Materie einströmt?
Bei der Beantwortung dieser Fragen sind in den letzten
Jahrzehnten durch die Interpretation spektraler Informa-
Abb. III.29: Beugungsbegrenzte Aufnahme des Kerns von Cen A,
aufgenommen mit CONICA am VLT.
III.3 Die geheimnisvollen Zentren der Galaxien. 75
tionen, zeitlicher Variabilität und Energieverteilungen
bei zahlreichen Wellenlängen große Fortschritte gemacht
worden. Die Auflösung des zentralen Parsec-Bereichs
bei optischen oder Nahinfrarotwellenlängen zur direkten
Überprüfung der Modellgeometrie hat sich als schwierig
erwiesen. Zwei Instrumente, die in den letzten Jahren
am MPIA entwickelt wurden, haben neue Möglichkeiten
eröffnet, galaktische Kerne besser zu verstehen: CONICA,
eine Nahinfrarotkamera, die in Verbindung mit dem adaptiven
Optiksystem NAOS am VLT beugungsbegrenzte
Bilder liefern kann; und MIDI, ein Mittinfrarotinterferometer,
das Licht von verschiedenen Teleskopen des VLT
überlagern kann, wobei die Basislinien über 100 m lang
sind. CONICA kann, verglichen mit den besten bodengebundenen
Aufnahmen, achtmal bessere Bilder liefern
und dreimal bessere als das HST. MIDI bietet eine enorme
Verbesserung der Auflösung (1–2 Größenordnungen),
allerdings zu dem Preis, dass es bisher nur interferometrische
Informationen liefert und keine »soliden«
Abbildungen.
Wissenschaftler am MPIA haben eine Kollaboration
ins Leben gerufen, in der nahe aktive Kerne, wie die
Circinus-Galaxie und Centaurus A, mit CONICA untersucht
werden. Abb. III.29 zeigt den Kern von Cen A
im H-Band (und K-Band). Die Beugungsgrenze wurde
erreicht, indem die atmosphärischen Verzerrungen mit
Hilfe des vom Kern selbst ausgestrahlten Lichts korrigiert
wurden. Da der Kern bei allen Wellenlängen 1 µm
völlig verdeckt ist, kann auch das HUBBLE-Teleskop bei
kürzeren Wellenlängen keine Bilder mit vergleichbarer
Winkelauflösung liefern. Der Kern ist unaufgelöst und
zeigt keinerlei spektrale Gebilde, was bezeugt, dass seine
Strahlung von einer Akkretionsscheibe stammt. Es gibt
auch keinen Hinweis für einen zweiten Kern. Da Cen A
in jüngerer Zeit eine Verschmelzung erlebt hat, hätte man
einen solchen zweiten Kern erwarten können, da viele
Modelle vorhersagen, dass die beiden jeweiligen zentralen
Schwarzen Löcher der Vorgängergalaxien bei sehr
kleinen Abständen zueinander (0.3) »hängen bleiben«.
Die Ergebnisse besagen, dass das Verschmelzen von
zentralen Schwarzen Löchern nach der Verschmelzung
zweier Galaxien sehr rasch vonstatten geht.
Selbst in seiner Anfangskonfiguration hat das MIDI-
Interferometer spektakuläre Ergebnisse über den nahen
aktiven Kern von NGC 1068 geliefert. Bei Wellenlängen
von 5 – 10 µm stammt die Strahlung in einem AGN
vermutlich von heißem Staub, der die Akkretionscheibe
umgibt und von ihr aufgeheizt wird. Mit MIDI war
es zum ersten Mal möglich, diesen Staubring aufzulösen,
seine Größe direkt zu messen und zu zeigen,
dass unterschiedliche Emissionsgebiete unterschiedliche
Geometrien haben. Insbesondere gelang zum ersten Mal
der Nachweis, dass sich der heißeste Teil des Staubrings
auf seiner Innenseite befindet. Das Gesamtergebnis
ist in Abb. II.22, S. 37 zu sehen. In der Praxis kann
MIDI nur Interferenzstreifenkontraste entlang einer bestimmten
Richtung am Himmel messen. Je kleiner die

76 III Wissenschaftliche Arbeiten
strahlende Region bei einer gegebenen Wellenlänge,
desto stärker der Streifenkontrast. Mit Hilfe eines dispersiven
Elements misst MIDI den Streifenkontrast
als Funktion der Wellenlänge. Unter Ausnutzung der
Rotation eines Objekts am Himmel, können unterschiedliche
Basislinien, das heißt Schnitte durch das
Objekt, untersucht werden. Sobald die Nachführung
bei MIDI verbessert ist, wird seine Empfindlichkeit dramatisch
ansteigen und sehr viel mehr Objekte solchen
Untersuchungen zugänglich machen.
Wann lagern Schwarze Löcher aktiv Materie an?
Die Tatsachen, dass zu allen Epochen helle AGN
sehr viel seltener sind als helle Galaxien und dass alle
massereichen Galaxien in ihrem Zentrum ein Schwarzes
Loch vorhersagbarer Masse besitzen, bedeuten zusammengenommen,
dass alle Galaxien irgendwann einmal
ein AGN sind und dass diese AGN-Phasen nur einen
Bruchteil ihrer Gesamtlebensdauer ausmachen. Das führt
naturgemäß zu einer entscheidenden Frage im Hinblick
auf unser Verständnis des AGN-Phänomens und des
Wachstums von Schwarzen Löchern: Was löst eine
leuchtstarke, schnelle Akkretion auf das Schwarze Loch
aus? Seit langem ist bekannt, dass Verschmelzungen
oder starke Gezeitenwechselwirkungen mit einer verstärkten
Kernaktivität verknüpft sind. Doch weder
scheinen alle Verschmelzungen AGN-Aktivität hervorzurufen,
noch zeigen alle AGN irgendwelche Anzeichen
für Gezeitenwechselwirkung. So sorgen zum Beispiel
stellare Balken für einen internen Mechanismus, der Gas
ins Zentrum leiten könnte. Keiner dieser Mechanismen
führt automatisch zu der oben beschriebenen M Bulge -
M BH -Relation. Lokale Untersuchungen, in denen sowohl
die AGN als auch ihre umgebenden Galaxien
problemlos beobachtet werden können, liefern nur
eingeschränkt Informationen, da wir wissen, dass das
Original
Host-Modell Residuen
Hauptwachstum der Schwarzen Löcher in früheren
Epochen stattfand und dass es während der sehr hellen
QSO-Phase von AGN stattfindet. Aber in der gegenwärtigen
Epoche sind QSO beinahe ausgestorben. Bei
den heutigen relativ hellen AGN geht, wie man kürzlich
festgestellt hat, statistisch gesehen eine verstärkte
Kernaktivität mit verstärkter Sternentstehung in der
gesamten Galaxie einher.
Das GEMS-Team, dem Wissenschaftler aus Potsdam,
Heidelberg und den USA angehören, hat die COMBO-17-
Durchmusterung, welche die tiefste optisch ausgewählte
AGN-Stichprobe liefert, mit dem Abbildungsvermögen
des HST verknüpft, um die Eigenschaften von Muttergalaxien
zu untersuchen. Die mit COMBO-17 ausgewählten
AGN, von denen viele echte helle Quasare sind,
haben Rotverschiebungen von 0.3 bis jenseits von 3. In
einem ersten Schritt untersuchte GEMS die Mutterga-
laxien heller AGN im Rotverschiebungsbereich bis zu
z ≈ 1.2, da man in diesem Rotverschiebungsbereich aus
denselben Daten ein umfassendes Bild der gesamten Galaxienpopulation
erhält.
GEMS ermöglichte zum ersten Mal den vollständigen
Nachweis aller Muttergalaxien für eine Stichprobe von
AGNs bis z = 1.2 (siehe Abb. III.31). Dabei konnten
nicht nur Leuchtkräfte ermittelt werden, sondern auch
Ruhewellenlängen-Farben (die den Anteil junger Sterne
in der Sternpopulation anzeigen) sowie die radialen
Abb. III.30: Beispiel für den Nachweis einer AGN-Muttergalaxie
in GEMS. Die vier kleinen Bilder zeigen unterschiedliche
Stadien der Bildanalyse, wobei die Daten mit einem Kern+
Muttergalaxie-Modell gefittet werden: oben links ist das
Originalbild zu sehen, oben rechts das Bild nach Abzug der
am besten angepassten, den AGN darstellenden Punktquelle;
unten links ist die Punktquelle gleichzeitig mit dem Modell
der Muttergalaxie gefittet; unten rechts zeigt die Residuen des
Kern+Muttergalaxie-Fits.
Kern subtrahiert (Fitting) COMBO 47615 VAUC–Modell
18
F606W–Band
21
24
27
0 0.3 0.6 0.9 1.2 1.5 1.8
18
F850LP–Band
21
24
27
0 0.3 0.6 0.9 1.2 1.5 1.8

U –V [mag]
2
1
0
–1
–22 –20 –18
M V [mag]
Helligkeitsprofile abgeleitet werden. Der Kurvenverlauf
des radialen Helligkeitsprofils ist ein gutes quantitatives
Unterscheidungsmerkmal zwischen Galaxien vom frühen
Typ, sphäroidalen Galaxien und Galaxienscheiben
späten Typs.
Abb. III.31 stellt einen Zusammenhang her zwischen
den Eigenschaften von Muttergalaxien mit
aktiven Kernen und solchen mit inaktiven. Erstens
sind die meisten AGN-Muttergalaxien Sphäroide:
Helle AGN treten in Galaxien auf, die bereits massereiche
Schwarze Löcher besitzen. Nur ein Viertel
aller Muttergalaxien zeigt deutliche Anzeichen von
Verschmelzungen oder Wechselwirkungen, woraus
folgt, dass solche Wechsel-wirkungen zwar förderlich,
aber nicht notwendig für die Erzeugung eines
hellen AGN sind. In der allgemeinen, inaktiven
Galaxienpopulation sind die meisten sphäroidalen
Galaxien in den jüngeren Epochen rot, das heißt, sie
enthalten, wenn überhaupt, nur wenige neugebildete
Sterne. Die AGN-Muttergalaxien unterscheiden
sich hauptsächlich dadurch von der allgemeinen
Population, dass sie sehr viel mehr junge Sterne enthalten.
Dieses Ergebnis ist ein direkter Hinweis, dass
in Sphäroiden Sternentstehung, die zu blauen Farben
führt, und das Wachstum Schwarzer Löcher durch
leuchtende Materieakkretion gemeinsam ablaufen.
III.3 Die geheimnisvollen Zentren der Galaxien. 77
Abb. III.31: GEMS-AGN-Muttergalaxien (z < 1.2), verglichen mit
der »allgemeinen« Galaxienpopulation in derselben Epoche.
Gezeigt ist die Verteilung der Galaxien im (Ruhewellenlängen)
Farbe-Leuchtkraft-Diagramm, wobei rote Punkte Galaxien mit
Helligkeitsprofilen des frühen Typs darstellen und grüne Punkte
Galaxien, deren radialen Profile exponentiellen Scheiben gleichen.
Fast alle AGN-Muttergalaxien zeigen die Morphologie
kompakter Sphäroide (Vollkreise), nur drei sind Scheiben
(Sternchen). Vier von ihnen wechselwirken ganz klar miteinander
(roter Kasten) und bestätigen, dass Verschmelzungen die
Kernaktivität zwar fördern, aber nicht unbedingt notwendig
sind. Man beachte den hohen Anteil an blauen Sphäroiden unter
den AGN-Muttergalaxien, verglichen mit den ruhigen Phasen.
Was kommt als Nächstes?
Diese Beispiele zeigen, dass sowohl detaillierte Untersuchungen
einzelner Objekte als auch ein besseres
Verständnis der Eigenschaften von Populationen zusammen
allmählich ein kohärentes Bild ergeben. Es ist
offensichtlich, welche weiteren Schritte nötig sind. Mit
NAOS / CONICA und MIDI haben wir jetzt leistungsfähige
Werkzeuge zur Untersuchung lokaler AGN an der Hand.
Bevorstehende instrumentelle Entwicklungen wie zum
Beispiel der Laser-Leitstern PARSEC zur Unterstützung von
CONICA werden den Bereich der beobachtbaren Objekte
erheblich erweitern. Gleichermaßen hat die Infrarot-
Interferometrie erst die Oberfläche der Möglichkeiten
angekratzt. Mit GEMS und anderen Untersuchungen sind
wir jetzt dabei, AGN-Muttergalaxien in Zusammenhang
mit der allgemeinen Galaxienpopulation bei hohen
Rotverschiebungen (1.5 < z < 5) zu stellen und so die
Epoche zu erforschen, in der das bei weitem stärkste
Wachstum von Schwarzen Löchern stattfand. Mit Hilfe
von QSO bei z > 6, die, wie wir heute wissen, Schwarze
Löcher von über 10 9 Sonnenmassen besitzen, werden
wir in den nächsten Jahren auch erkunden können,
ob Schwarze Löcher oder ihre Muttergalaxien in den
Frühphasen des Universums schneller gewachsen sind.
(J. Walcher, N. Häring, A. Prieto, K. Meisenheimer
und das GEMS-Team)

78 III Wissenschaftliche Arbeiten
III.4 Der Sloan Digital Sky Survey
Neben den rapide steigenden Winkelauflösungen der
neu entwickelten Messinstrumente ist es die Fähigkeit,
immer tiefere und ausgedehntere Durchmusterungen
des Nachthimmels durchzuführen, die gegenwärtig den
schnellen Fortschritt der extragalaktischen Forschung
und der beobachtenden Kosmologie antreibt. Der Sloan
Digital Sky Survey (SDSS) ist die größte zur Zeit durchgeführte
astronomische Himmelsdurchmusterung.
Das MPIA ist am Sloan Digital Sky Survey (SDSS)
beteiligt. Bei dieser Himmelsdurchmusterung wird mit
Hilfe eines eigens dafür gebauten Teleskops und einer
Spezialkamera etwa ein Viertel des gesamten Himmels in
bisher unerreichter Tiefe abgebildet, wobei Aufnahmen
von mehr als 100 Millionen Galaxien gemacht werden.
Das SDSS-Teleskop (Abb. III.32) hat auch einen speziell
konstruierten Glasfaser-Spektrographen, der letztendlich
Spektren von fast einer Million astronomischen Objekten
– die meisten davon ferne Galaxien oder Quasare
– liefern wird. Im Jahr 2003 erreichte das SDSS-Projekt
einen wichtigen Meilenstein: Die Datenfreigabe 2
Abb. III.32: Das 2.5-m-Teleskop des Sloan Digital Sky Survey
in den Sacramento Mountains im südlichen New Mexico.
Die kastenförmige Konstruktion schützt das Teleskop vor
Erschütterungen durch Wind.
(Data Release 2), die etwa ein Drittel der endgültigen
Durchmusterungsfläche abdeckt (Abb. III.33) und jetzt
für die Allgemeinheit freigegeben wurde. Außerdem
nutzten im genannten Jahr Astronomen am MPIA in
Zusammenarbeit mit Mitgliedern des SDSS-Teams aus
der ganzen Welt den SDSS, um die Eigenschaften von
Galaxien zu erforschen – von der Milchstraße und der
Andromeda-Galaxie bis hinaus zu den entferntesten
Quasaren. Wir werden hier nicht auf die jüngsten hochinteressanten
Ergebnisse eingehen, die Wissenschaftler
am MPIA mit der Entdeckung einer beachtlichen Anzahl
von chemisch unentwickelten Galaxien im lokalen Universum
sowie bei der Erforschung der Eigenschaften
der am weitesten entfernten Quasare gemacht haben.
Im vorliegenden Bericht konzentrieren wir uns auf die
Entdeckung und Untersuchung lichtschwacher, geisterhafter
Sternströme, die von der Milchstraße und der
Andromeda-Galaxie aus Zwerggalaxien herausgerissen
wurden, sowie auf die Bestandsaufnahme an heutiger
stellarer und baryonischer Masse im Universum.
Kannibalismus in der Milchstraße und in der
Andromeda-Galaxie
Da der SDSS so große Himmelsflächen abbildet, hat
er sich als ein bemerkenswert effektives Werkzeug bei
der Suche nach diffusen Sternströmen erwiesen, die
durch die mächtigen galaktischen Gezeiten der Milchstraße
und der Andromeda-Galaxie aus Galaxien und
Sternhaufen herausgerissen werden. Diese geisterhaften
Ströme, die zu den diffusesten und lichtschwächsten
Strukturen zählen, die je entdeckt wurden, eignen sich
hervorragend zur Sondierung der Verteilung von dunkler
und leuchtender Materie in Galaxien. Ein einzelner gut
untersuchter Strom kann wichtige Erkenntnisse über
Verteilung und Menge von dunkler Materie in einer
Galaxie liefern. Aus mehreren verschiedenen Strömen
(oder in geringerem Maße auch aus mehrfachen Umläufen
eines Einzelstroms) kann auf die Gestalt des Halos
aus Dunkelmaterie einer Galaxie geschlossen werden
– die meisten Theorien über dunkle Materie sagen nichtsphärische
Dunkelmaterie-Halos vorher, und die genaue
Untersuchung multipler Gezeitenströme ist eine der wenigen
Methoden, mit denen diese wichtige Vorhersage
überprüft werden kann. Über den noch andauernden
Zerfall des galaktischen Kugelhaufens Palomar 5 ist
vor kurzem berichtet worden (siehe Jahresbericht 2002,
S. 22); hier konzentrieren wir uns auf die jüngste Entdeckung
und Untersuchung der Trümmer zerstörter
Zwerggalaxien in der Umgebung der Milchstraße und
der Andromeda-Galaxie.

360°
360°
300°
300°
240°
240°
60°
180° 120° 60°
180° 120° 60°
Ein riesiger Sternring um die Milchstraße
Mit Hilfe von SDSS-Daten fanden Astronomen mehrerer
SDSS-Mitgliedsinstitutionen, darunter auch das
MPIA, Hinweise auf einen riesigen Ring aus Sternen,
der die Milchstraße nahe der galaktischen Ebene umgibt.
Der Ring wurde ursprünglich als eine Überdichte
an Sternen im Sternbild Monoceros entdeckt. Nachfolgende
spektroskopische SDSS-Beobachtungen bestätigten,
dass es sich um einen vom zuvor entdeckten
Sagittarius-Strom (siehe unten) verschiedenen Sternstrom
handelt. Abbildung III.34 zeigt ein Histogramm
der Radialgeschwindigkeiten für mehr als 200 Sterne
entlang einer einzelnen Sichtlinie, die den Monoceros-
Strom schneidet. Die Sterne haben eine mittlere heliozentrische
Radialgeschwindigkeit von 54 km/s mit
einer bemerkenswert geringen eindimensionalen Geschwindigkeitsdispersion
von 18 km/s, wobei schon
ein typischer instrumenteller Fehler von 20 km/s nach
den Gesetzen der Fehlerfortpflanzung abgezogen ist.
Ebenfalls eingezeichnet sind die nach verschiedenen
Modellen zu erwartenden Beiträge und projizierten Radialgeschwindigkeiten
von Sternen aus der dünnen (rot)
und dicken (grün) Scheibe der Milchstraße – beide sind
für Objekte dieser Farbe in diesem Abstand vom galaktischen
Zentrum vernachlässigbar –, sowie für den stellaren
sphäroidalen Halo (blau). Der Dichteüberschuss und
die geringe Dispersion sind für diese Sterne, die rund
20 kpc vom galaktischen Zentrum entfernt sind, sehr
30°
–30°
–60°
60°
30°
–30°
–60°
Abb. III.33: Die Himmelsabdeckung des SDSS Data Release 2,
dargestellt in äquatorialen Koordinaten. Das obere Bild zeigt
den Umfang der freigegebenen Bilddaten (rot), das untere den
der spektroskopisches Daten (grün).
N
40
30
20
10
Nicht–rotierendes Halo
υ – = 73, s = 120
Rotierende dicke Scheibe
(y rot = 170) υ – = 54, s = 55
Rotierende Scheibe (y rot = 220)
υ – = 48, s = 34
Strom
υ – = 54, s = 27
c 2 = 1.08
III.4 Der Sloan Digital Sky Survey 79
Sterne in Richtung auf (l,b)
=198°, –27°
13 kpc von der Sonne
Sp198–27–19.8
0
–200 –100 0 100 200
R V [km/s]
300
Abb. III.34: Histogramm der Radialgeschwindigkeiten für
mehr als 200 Sterne entlang einer einzelnen Sichtlinie, die den
Monoceros-Strom schneidet. Ebenfalls eingezeichnet: erwartete
Beiträge aus der dünnen Scheibe (rot), der dicken Scheibe
(grün) und aus dem sphäroidalen Halo (blau) der Milchstraße.
Schwarze gepunktete Linie: Summe der Komponenten der dünnen
und dicken Scheibe und des Halos; dünne durchgezogene
Linie: Die an die Verteilung der »zusätzlichen« Sterne angepasste
Gaußsche Glockenkurve.
auffällig. Der Strom der »zusätzlichen«‚ Sterne hat eine
andere Geschwindigkeit als die dünne Scheibe, die dicke
Scheibe und der stellare Halo der Milchstraße und eine
vergleichsweise geringe Geschwindigkeitsdispersion,
was darauf hindeutet, dass es sich um einen Sternstrom
und nicht um einen Bereich erhöhter Dichte einer bekannten
galaktischen Struktur handelt.
Leider gibt es zu diesem Zeitpunkt noch nicht genügend
Daten, um die Umlaufbahn eindeutig anzugeben.
Die Farben und Spektren der Sterne im Strom deuten
auf Metallhäufigkeiten von [Fe/H] = –1.6 ± 0.3 hin, das
heißt Elementhäufigkeiten, die etwa 1 / 40 derjenigen der
Sonne betragen. Durch Anpassen von Modellen an die
Positionen und Geschwindigkeiten der Stromsterne kam
das Forscherteam zu dem vorläufigen Schluss, dass der
Strom wahrscheinlich einen Ring um die Milchstraße
bildet und fast in der Ebene der galaktischen Scheibe
liegt. Der Ring ist etwa 18 – 20 kpc (60 000 – 65 000
Lichtjahre) vom galaktischen Zentrum entfernt und
könnte zwischen 2 10 7 und 5 10 8 Sonnenmassen
an Sternen enthalten; und falls dort auch dunkle Materie
vorhanden ist, könnte die Gesamtmasse des Rings (und
damit die Masse des ursprünglichen Objektes) noch um
das Zehnfache höher sein. Die Bandbreite der chemischen
Zusammensetzung und der Sternmasse deutet
darauf hin, dass der Vorgänger des Rings vermutlich eine
Zwerg-Begleitgalaxie der Milchstraße war, die durch die
Gezeitenkräfte ihrer großen Nachbarin zerrissen wurde
– so wie heute die Sagittarius-Zwerggalaxie. Da dieser
Strom und der Sagittarius-Strom sehr unterschiedliche

80 III Wissenschaftliche Arbeiten
Bereiche des Dunkelmateriehalos der Galaxis passieren,
werden weitere spektroskopische und abbildende
Untersuchungen der Sterne in diesem Ring dazu beitragen,
nicht nur die Ausdehnung, sondern auch die
Gestalt des Dunkelmaterie-Halos der Milchstraße näher
einzugrenzen.
Abb. III.35: Zweidimensionale X,Z-Projektion des Sagittarius-
(Sgr)-Strom-Modells bezogen auf das galaktische Zentrum. Die
Sonne liegt bei (X,Y,Z) = (-8.5,0.0,0.0) kpc; das Zentrum von
Sgr bei (X,Y,Z) Sgr = (16, 2, -5.9) kpc. Die schwarzen Teilchen
sind noch immer an die Sgr-Galaxie gebunden, die gelben
Teilchen haben sich im Verlauf der letzten Milliarde Jahre gelöst,
die grünen vor 1.0 bis 2.0 Milliarden Jahren, die blauen vor 2.0
bis 3.0 Milliarden Jahren, die violetten vor 3.0 bis 5.0 Milliarden
Jahren und die roten vor mehr als 5.0 Milliarden Jahren.
Z [kpc ]
80
40
0
– 40
Die Ausdehnung des Sagittarius-Stroms: Die Form
des Dunkelmaterie-Halos der Milchstraße wird erkundet
Die vor zehn Jahren entdeckte Sagittarius-Zwerggalaxie
wird gegenwärtig von den Gezeitenkräften der
Milchstraße auseinander gerissen. Stellare Überdichten,
die in SDSS- und anderen Durchmusterungsdaten entdeckt
wurden, sind als Teile eines Sternstroms identifiziert
worden, der aus der Sagittarius-Galaxie herausgerissen
wurde und nun deren Umlaufbahn um unsere
Galaxis in etwa nachzeichnet.
Im vergangenen Jahr haben Astronomen am MPIA
und an anderen SDSS-Mitgliedsinstitutionen unser Wissen
über den Sagittarius-Strom deutlich vermehrt. An
einer Front wurde mit Hilfe von SDSS-Daten in den
Außenbereichen des stellaren Halos der Milchstraße
eine neue Dichtekonzentration von Sternen entdeckt,
welche die Farben von A-Sternen haben. Eine Reihe
von RR-Lyrae-Kandidaten sind mit diesem Gebilde
assoziiert, was die These stützt, dass es sich bei dieser
Sternkonzentration um leuchtkräftige blaue Sterne
t = 5 Ga 3 2 1
–80
–80 – 40 0
X [kpc ]
40 80
0

Abb. III.36: Die Position von Andromeda NE (Pfeil), die komplizierten
Sternstrukturen im Halo von M 31 (kleines maßstabsgerechtes
Bild) und der Mond zum Größenvergleich. (SDSS;
kleines Bild von M 31: B. Schöning; V. Harvey/REU/NOAO/
AURA/NSF; Vollmond: Lick Obs.)
des Horizontalen Astes handelt, die rund 90 kpc (fast
300 000 Lichtjahre) vom Zentrum der Milchstraße entfernt
sind. Diese neuen Gezeitentrümmer liegen in einem
Umkreis von 10 kpc um dieselbe Ebene wie andere
bereits bestätigte Gezeitentrümmer, die vom Zerfall der
Sagittarius-Zwerggalaxie herrühren, und konnten einem
nachschleppenden Gezeitenarm zugeordnet werden.
Zudem liegt der Kugelhaufen NGC 2419 innerhalb der
neuentdeckten Gezeitentrümmer und hat möglicherweise
einst ebenfalls zur Sagittarius-Zwerggalaxie gehört.
Auch bei anderen abbildenden Durchmusterungen wurden
entlang von weiteren Sichtlinien Gezeitentrümmer
entdeckt, die mit dem nachschleppenden Gezeitenarm
des Sagittarius-Zwerges assoziiert sind. Sie liegen rund
50 – 60 kpc vom Zentrum unserer Galaxis entfernt.
Diese Beobachtungen stärken die Indizien, dass es sich
bei dem vom SDSS entdeckten Sternstrom um Material
handelt, das der Sagittarius-Galaxie durch Gezeitenkräfte
entrissen wurde, und sie stützen die Vermutung, dass der
Gezeitenstrom die Milchstraße auf einer fast polaren
Umlaufbahn vollständig umschließt.
In diesem Zusammenhang haben Wissenschaftler am
MPIA gemeinsam mit spanischen Astronomen in einem
weiteren Forschungsprojekt numerische Simulationen
der bisherigen Umlaufbahn der Sagittarius-Zwerggalaxie
um die Milchstraße durchgeführt. Abb. III.35 zeigt eine
zweidimensionale X,Z-Projektion des Sagittarius-
Strom-Modells bezogen auf das galaktische Zentrum.
Dieses Modell reproduziert die heutige Position und
Geschwindigkeit des Sagittarius-Hauptkörpers und zeigt
einen langen Gezeitenarm, der durch Wechselwirkung
mit dem Gravitationspotential der Milchstraße erzeugt
wurde. Das Modell steht völlig in Einklang mit den oben
beschriebenen neuen Beobachtungen und bestätigt die
Vermutung, dass es sich dabei um Teile eines nachschleppenden
Gezeitenarms handelt. Und es stimmt mit den
Einschränkungen überein, die sich aus mehr als einem
Jahrzehnt intensiver Beobachtungen ergeben haben. Da
III.4 Der Sloan Digital Sky Survey 81
nun Trümmer von mehr als einem Umlauf der Sagittarius-
Zwerggalaxie beobachtet werden, lässt sich die Gestalt
des Dunkelmateriehalos der Galaxis erkunden, wenn
auch längst nicht so genau als wie mit zwei unabhängigen
Strömen. Erste Ergebnisse deuten darauf hin, dass
der Milchstraßen-Halo nicht ganz rund ist, wobei die
Materieverteilung eine Abflachung von grob 0.7 zeigt
(die kurze Achse ist nur 0.7 mal so groß wie die lange
Achse). Auch dies stimmt hervorragend mit Simulationen
der Entstehung des Dunkelmaterie-Halos überein.
Eine neue stellare Struktur im Halo der Andromeda-
Galaxie
Im Oktober 2002 wurde das SDSS-Teleskop für
einen spezielle Abtastung der Andromeda-Galaxie (M
31) genutzt. Dieser „Scan“, der sich über etwa 18 Grad
entlang der Hauptachse von M 31 erstreckte, hat nicht
nur eine Fülle von Einzelheiten über die Struktur und die
Sternpopulationen im Halo von M 31 geliefert, sondern
auch eine neue, bislang unbekannte Sternkonzentration ≈
3 Grad nordöstlich von M 31 sichtbar werden lassen, die
von den Astronomen am MPIA Andromeda NE getauft
wurde. Ihre Position wird in der in Abb. III.36 gezeigten
Bildmontage durch den Pfeil markiert; die komplizierten
Sternstrukturen im Halo der Andromeda-Galaxie und ein
maßstabsgerechtes Photo des Monds zum Größenvergleich
sind ebenfalls abgebildet. Die Farben im Bild
spiegeln die Relativfarben der Sterne wider, bei denen es
sich hauptsächlich um Rote Riesen in der Entfernung der
Andromeda-Galaxie handelt. Bläuliche und weißliche
Farben weisen generell auf eine geringere Häufigkeit an
schwereren Elementen (»Metallen« im astronomischen
Sprachgebrauch) hin, während gelbe und rote Sterne auf
zunehmende Metallhäufigkeiten hindeuten.
Diese neue stellare Struktur, nachgewiesen als Überschuss
an hellen Roten Riesen in annähernd der gleichen
Entfernung wie M 31, ist unglaublich diffus, mit einer
zentralen Oberflächenhelligkeit im g-Band von ≈ 29 mag/
arcsec 2 . Andromeda NE ist mit einer Ausdehnung von fast
einem Quadratgrad jedoch so groß, dass ihre integrierte
Leuchtkraft (≈ –11.6 mag) mit der einiger Zwerggalaxien
in der Lokalen Gruppe vergleichbar ist. Die Farbe des

82 III Wissenschaftliche Arbeiten
Rote-Riesen-Astes in Andromeda NE stimmt nicht mit
der einiger bekannter Halostrukturen überein, wie dem
»Nördlichen Sporn« oder dem »Riesenstrom« Richtung
Südwesten. Doch sie ähnelt der des so genannten G1-
Klumpen, auf der gegenüberliegenden Seite der Scheibe
von M 31 (Abb. III.37).
Die Natur von Andromeda NE bleibt somit ungeklärt;
es könnte sich um eine Begleitgalaxie handeln,
die gerade durch Gezeitenkräfte zerrissen wird, oder
gar um stellare Trümmer aus dem äußeren Bereich der
Scheibe von M 31, die in der Vergangenheit bei einer
bislang unbekannten Katastrophe verstreut wurden.
Morphologische und strukturelle Überlegungen deuten
jedoch eher darauf hin, dass es sich um einen Strom von
Sternen aus einer bereits zerstörten Zwerggalaxie handelt;
Nachfolgeuntersuchungen, die zur Unterscheidung
zwischen diesen Szenarien beitragen sollen, werden gerade
geplant. Sollte sich diese Struktur als Gezeitenstrom
herausstellen, werden genauere Untersuchungen der
Geschwindigkeiten und Entfernungen von Sternen in diesem
und in einem anderen bereits entdeckten Sternstrom
rings um Andromeda eine verlässliche Abschätzung
der Gestalt des Dunkelmaterie-Halos der Andromeda-
Galaxie ermöglichen.
Abb. III.37: Farben des Rote-Riesen-Astes der Sternstrukturen
im Halo von M 31, abgeleitet aus SDSS Daten: Links: Hess-
Diagramm (stellares Farben-Helligkeits-Dichtediagramm)
von Andromeda NE abzüglich eines Hess-Diagramms eines
entsprechend skalierten Kontrollfelds, dividiert durch die
Quadratwurzel der Summe der beiden Hess-Diagramme. Man
beachte den relativ schmalen Rote-Riesen-Ast (RGB) bei einem
mittleren Metallgehalt. Mitte links: Das Gleiche wie links,
jedoch für ein Feld im Riesenstrom (vgl. Ibata et al. 2001). Man
beachte die Ausdehnung des RGB zum Roten hin, was auf eine
metallreiche Komponente hinweist. Mitte rechts: Das Gleiche
wie links, jedoch für ein Feld im Nördlichen Sporn; man erkennt
I [mag]
20.5
21.5
22.5
And NE
0 1 2 3
V – I [mag]
Strom
0 1 2 3
V – I [mag]
Die Verteilung der stellaren Masse und der kühlen
Baryonen im lokalen Universum
Dank seiner genauen und vollständigen photometrischen
und spektroskopischen Erfassung einer großen
Anzahl von Galaxien ist der SDSS ein ideales Werkzeug
zur Erkundung der gegenwärtigen Materieverteilung in
Galaxien. Wissenschaftler des MPIA und der University
of Massachussetts haben SDSS-Daten mit Daten
aus dem Two Micron All-Sky Survey (2MASS, eine
Himmelsdurchmusterung im nahen Infrarot) kombiniert,
um die Verteilung der in Sternen enthaltenen Masse und
des kalten Gases in Galaxien des lokalen Universums
sowie die »Effizienz« der Galaxienbildung abzuschätzen.
Zu wissen, wo sich die Baryonen befinden, ist ein
wichtiges Problem der Astrophysik. Der Anteil der Masse
im Universum, der in Form von Baryonen vorliegt
(den Bausteinen »normaler« Materie wie Elektronen,
Protonen und Neutronen), ist relativ gut bekannt; die
Häufigkeiten der leichten Elemente und die Verteilung
der Fluktuationen in der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung
deuten darauf hin, dass rund 15 Prozent
der gesamten Materiedichte des Universums von
Baryonen gestellt werden. Zu Anfang waren alle Baryonen
im Universum sehr gleichmäßig verteilt, doch im
Laufe der Zeit wurden sie in Konzentrationen dunkler
noch deutlicher eine metallreiche Sternpopulation. Rechts: Das
Gleiche wie links, jedoch für ein Feld im so genannten G1-
Klumpen; der RGB ist vergleichbar mit dem von Andromeda
NE, berücksichtigt man das bessere Signal-Rausch-Verhältnis
des G1-Klumpen. Die Daten sind in I und V-I zu Gruppen
von 0.1 zusammengefasst und mit einem Gaußfilter geglättet.
Mit eingezeichnet sind Vergleichssequenzen für galaktische
Kugelhaufen mit Metallizitäten von (von links nach rechts) [Fe/
H] = –2.2 (M 15), –1.6 (M 2), –0.7 (47 Tuc) und –0.3 (NGC
6553), verschoben um den Entfernungsmodul von M 31, der zu
24.4 mag angenommen wurde.
Sporn
0 1 2 3
V – I [mag]
Klumpen
G1
0 1 2 3
V – I [mag]

Massendichte der Sterne [M pro Dekade der Sternmasse]
5·10 8
4·10 8
3·10 8
2·10 8
1·10 8
alle Galaxien
frühe Typen
späte Typen
0
8.5 9.0 9.5 10.0 10.5 11.0
lg (Sternmasse)
11.5
Abb. III.38: Die Verteilung der stellaren Masse in allen Galaxien
(grüne Linie), scheiben-dominierten Galaxien späten Typs
(blaue Linie, siehe z.B. Abb. III.39) und sphäroid-dominierten
Galaxien frühen Typs (rote Linie, siehe z.B. Abb. III.40).
Materie hineingezogen. Das Gas kühlte sich ab und
kondensierte zu dichten Gaswolken, aus denen sich
dann Sterne bildeten. Die massereichsten dieser Sterne
blasen starke Sternwinde ab und sterben in mächtigen
Supernovaexplosionen, wobei oft große Mengen die-
Abb. III.39: NGC 4536: ein Beispiel für eine Scheibengalaxie
späten Typs, aus dem SDSS. (R. Lupton/SDSS)
III.4 Der Sloan Digital Sky Survey. 83
ses abgekühlten Gases zurück in den intergalaktischen
Raum geschleudert werden (ein Prozess, den man
Feedback oder Rückführung nennt). Daher kann die
Erkundung, wo genau sich die Sterne und das kühle Gas
im lokalen Universum befinden, erheblich dazu beitragen,
die kaum verstandenen baryonischen Prozesse der
Gaskühlung, der Sternentstehung und des Feedback
aufzuklären.
Um die stellare Masse erfassen zu können, benötigt
man genaue Kenntnisse über die Leuchtkräfte von Galaxien
im optischen Licht und im nahen Infrarot. Das
optische Licht von Galaxien wird stark durch junge,
massereiche, helle blaue Sterne sowie durch dunkle
Staubwolken beeinflusst; im Gegensatz dazu ist die
Nahinfrarotstrahlung sehr viel weniger durch junge
Sterne und Staub beeinträchtigt und ermöglicht somit
eine sehr viel verlässlichere Abschätzung der stellaren
Masse. Darüber hinaus ist eine in hohem Grade vollständige
und von systematischen Fehlern freie Stichprobe
von Galaxien nötig, um zu erkennen, wie viele Galaxien
eines bestimmten Typs pro Volumen vorhanden sind.
Der SDSS und der 2MASS sind hierzu hervorragend geeignet,
da sie spektroskopische und optisch/nahinfrarote
photometrische Daten für große und von systematischen
Fehlern relativ freie Galaxienstichproben zur Verfügung
stellen.
Um die stellare Masse einer beliebigen Galaxie abschätzen
zu können, muss man jedoch annehmen, dass
die Massenverteilung neu gebildeter Sterne (die stellare
Anfangsmassenfunktion, IMF) eine universelle (konstante)
Funktion ist; das heißt, dass zum Beispiel auf je zehn
Abb. III.40: NGC 5846: eine Beispiel für eine sphäroid-dominierte
frühe Galaxie, aus dem SDSS. (R. Lupton/SDSS)

84 III Wissenschaftliche Arbeiten
neu gebildete sonnenähnliche Sterne nur einer mit der
dreifachen Sonnenmasse kommt. Unter der Annahme
einer universellen IMF wurde die in den Sternen von
Galaxien enthaltene Masse abgeschätzt, indem die optischen
und Nahinfrarotleuchtkräfte der Galaxien mit
einer breiten Auswahl an detaillierten Sternpopulationsmodellen
nachgebildet wurden. Daraus erhielt man stellare
Massen mit einer Genauigkeit von typischerweise
30 Prozent (zufällige und systematische Fehler eingeschlossen).
Mittels dieser genauen stellaren Massen
wurde die Verteilung der stellaren Masse im lokalen
Universum rekonstruiert. Zwischen 3 und 8 Prozent der
erwarteten Baryonenmassendichte können durch diese
detaillierten Erfassung der stellaren Masse in Galaxien
erklärt werden – die Bildung von Sternen ist offensichtlich
ein höchst ineffektiver Prozess! Darüber hinaus
zeigt sich, wie in Abb. III.38 deutlich zu sehen, dass der
Großteil der stellaren Masse in Galaxien von ≈ 3 10 10
M enthalten ist, was in etwa der Masse der Milchstraße
entspricht.
Im lokalen Universum gibt es zwei große Klassen von
Galaxien. Einerseits beobachtet man eine große Anzahl
von Galaxien mit ausgeprägten Scheiben, ähnlich unserer
eigenen Milchstraße (siehe Abb. III.39): Diese
Galaxien werden Galaxien späten Typs oder kurz späte
Galaxien genannt. Auf der anderen Seite gibt es eine
geringere Zahl an Galaxien, die von einer sphäroidalen
Sternverteilung beherrscht werden, wie die Galaxie in
Abb. III.40; dies sind die Galaxien frühen Typs oder die
frühen Galaxien. Ihre unterschiedliche Gestalt verrät
eine unterschiedliche Entstehungsgeschichte: Eine sphäroidale
Sternverteilung bedeutet, dass die Galaxie in einem
sich rasch verändernden Potentialtopf zusammengefügt
wurde. Dies deutet darauf hin, dass die Galaxie in
ihrer Vergangenheit wahrscheinlich eine Verschmelzung
mit einer anderen Galaxie etwa gleicher Masse erlitten
hat. Eine dünne scheibenähnliche Sternverteilung dagegen
kann eine solch heftige Begegnung nicht überleben.
Daher spiegeln die relativen Mengen an stellarer
log n gal Mpc –3 [log M] –1
–1
–2
–3
– 4
–5
–6
Materie in späten und frühen Galaxien die Anteile der
Sterne im Universum wider, die keine größere Wechselwirkungen
von Galaxien erlebt haben bzw. die eine
solche mit durchgemacht haben. Wie Abb. III.38 zeigt,
befinden sich zwischen 50 und 75 Prozent der stellaren
Masse im Universum in den sphäroid-dominierten
frühen Galaxien – der Großteil der stellaren Masse im
Universum ist also in der Vergangenheit durch große
Galaxienverschmelzungen beeinflusst worden.
Darüber hinaus ist es möglich, mit Hilfe dieser Daten
die Menge an kaltem Gas in jeder dieser Galaxien abzuschätzen.
Man kann kleinere, aber gut bestimmte Galaxien-Stichproben
mit wohlbekannten stellaren Massen,
Galaxiengrößen und Gasmassen als »Trainingssatz« für
die SDSS/2MASS-Stichprobe verwenden. Dabei zeigte
sich, dass es eine relativ enge Korrelation zwischen
dem Anteil der als kaltes Gas vorliegenden Masse und
der stellaren Oberflächendichte gibt. Mit Hilfe dieser
Korrelation kann man die Masse des kalten Gases für
jede SDSS/2MASS-Galaxie bestimmen, wobei die Unsicherheit
für eine Einzelgalaxie typischerweise einen
Faktor 2 oder 3 beträgt, die statistische Genauigkeit für
große Galaxienstichproben aber deutlich besser ist.
Das Ergebnis ist bemerkenswert. Mit Hilfe dieser
Methode ist es möglich, die Massenfunktion von atomarem
und molekularem Wasserstoff im lokalen Universum
zu rekonstruieren, wie in Abb. III.41 dargestellt. Diese
Abbildung zeigt die Verteilung von Gas und stellarer
Masse im lokalen Universum. Mit Hilfe einer statistischen
Methode kann man den SDSS verwenden,
Abb. III.41: (unten) Die Verteilung von Gas und stellarer Masse
im lokalen Universum. Linke und zentrale Bildreihe: blaue Linie
– Verteilung von atomarem und molekularem Wasserstoff; rot
– Beobachtungen. Rechte Bildreihe: grüne Linie – Verteilung
der stellaren Masse; blaue Linie – baryonische Masse in Form
von Gas und Sternen; rote Linie – gesamte baryonische Masse
(einschließlich heißem Gas).
9 10 11 9 10 11 9 10 11
log MHI+He /M log MH2+He /M log M baryon /M

um die Verteilung von atomarem und molekularem
Wasserstoff im lokalen Universum abzuschätzen, wie
durch die blaue Linie in den linken und zentralen Bildreihen
angegeben. Die Beobachtungen sind rot dargestellt.
Offensichtlich kann diese statistische Methode
die Menge und Verteilung von »kaltem« atomaren und
molekularen Gas im lokalen Universum reproduzieren.
Fügt man den stellaren Massen diese so abgeschätzten
Gasmassen hinzu (grüne Linie in der rechten Bildreihe),
erhält man die Verteilung der baryonischen Masse, die
sich in den Zentren von Dunkelmaterie-Halos abgekühlt
hat und zu kaltem Gas und Sternen auskondensiert ist
(blaue Linie in der rechten Bildreihe). Der Vergleich
mit der erwarteten Verteilung der gesamten baryonischen
Masse (beliebig normiert), einschließlich des
heißen Gases, das sich erst noch abkühlen und an der
Galaxienbildung teilnehmen muss (rote Linie in der
rechten Bildreihe), zeigt, dass der Anteil des Gases, das
sich bereits abgekühlt hat und kondensiert ist, stark von
der Halomasse abhängt, wobei Halos mit grob der Masse
des Dunkelmaterie-Halos der Milchstraße die größte
Effizienz haben.
Obwohl nur recht einfache Näherungen in diese
Abschätzung der Gasmasse eingehen, werden Gesamtmenge
und Verteilung des molekularen und atomaren
Wasserstoffs im lokalen Universum verlässlich wiedergegeben.
Hieraus kann dann wiederum die Verteilung
der stellaren Masse und des kalten Gases abgeschätzt
werden. Unter Berücksichtigung aller Unsicherheiten
ergibt sich, dass zwischen 4 und 12 Prozent der gesamten
erwarteten baryonischen Masse entweder in Form
III.4 Der Sloan Digital Sky Survey. 85
von Sternen oder kaltem Gas (d. h. Gas, aus dem sich
irgendwann in der Zukunft Sterne bilden können) vorliegen.
Das bedeutet, dass es nur ein sehr kleiner, fast ver-
nachlässigbarer Bruchteil der Baryonen im Universum
schafft, sich in Galaxien anzusammeln. Vergleicht man
darüber hinaus die Form der Massenfunktion für Sterne
und kaltes Gas in Galaxien (blaue Linie in der rechten
Bildreihe von Abb. III.41) mit der erwarteten Form
der Massenfunktion des Dunkelmaterie-Halos (die die
gleiche Form haben sollte wie die Massenfunktion
der gesamten baryonischen Materie, einschließlich des
heißen Gases, das sich noch nicht abgekühlt und in den
Zentralbereichen der Galaxien auskondensiert hat, wo
man es beobachten kann; rote Linie), so zeigt sich, dass
der Bruchteil der Baryonen, die es heute schaffen, in die
Innenbereiche von Galaxien zu gelangen, sehr stark von
der Masse des Galaxienhalos abhängt. Während eine
große Zahl der Baryonen in Galaxien von der Größe der
Milchstraße sich sowohl bei geringen als auch bei großen
Halomassen abkühlen und in Galaxien kondensieren
können, ist der Anteil des Gases, das sich abkühlen und
zu beobachtbaren Sternen und kaltem Gas kondensieren
kann, drastisch reduziert. Dieser Umstand selbst bietet
einen großen Einblick in die Physik der Gaskühlung und
des Feedback und ermöglicht es den Theoretikern, ihre
Modelle der Galaxienentstehung und –entwicklung zu
testen und entsprechend abzustimmen.
(Eva Grebel, Eric Bell, Stefan Kautsch, Alexei Kniazev,
Andreas Koch, David Martínez-Delgado,
Hans-Walter Rix, Jakob Walcher, Daniel Zucker)

86
IV Instrumentelle Entwicklungen
Die Entwicklung neuer Messgeräte ist ein wesentlicher
Bestandteil der Arbeit am Institut. Sie geht Hand
in Hand mit der Entwicklung neuer wissenschaftlicher
Fragestellungen und umfasst Projekte ganz unterschiedlicher
Größe.
Während die zeitgemäße Instrumentierung der Teleskope
auf dem Calar Alto sich meist allein mit den Ressourcen
des MPIA in Zusammenarbeit mit kleineren und
größeren Industriefirmen bewerkstelligen lässt, erfordern
die Projekte zur Instrumentierung der Großteleskope
der ESO und des LBT, sowie die weltraumgestützten
Experimente die Zusammenarbeit zahlreicher Institute,
die sich jeweils zu weltweiten Konsortien zusammenschließen.
Die Zusammenarbeit mit der Industrie bei der
Entwicklung neuester Technologien ist dabei ein wesentlicher,
gesellschaftsrelevanter Aspekt.
IV.1 Die Infrarotkamera OMEGA 2000
Beobachtungen im nahen Infrarotbereich haben eine
lange Tradition am Institut. Angefangen bei den ersten
Bildverstärkern, die bis Wellenlängen um 1 Mikrometer
empfindlich waren, den Bolometern und Photometern
mit einem »Pixel« (Bildelement) als Detektor, über die
MAGIC-Kameras bis hin zu OMEGA-prime und OMEGA-
Cass, den gegenwärtigen Arbeitspferden am 3.5-m-Teleskop,
stand den Astronomen am Calar Alto stets eine
moderne Infrarotausrüstung zur Verfügung (Abb. IV.1).
Aufbauend auf den bisherigen Erfahrungen wurde im
März 1999 beschlossen, eine Weitfeldkamera für den
Primärfokus des 3.5-m-Teleskops zu bauen, die auf dem
gerade angekündigten Detektor HAWAII-2 basieren sollte.
Der neue Detektor, dessen kleinere Variante bereits
in OMEGA-prime Verwendung fand, sollte 2048 2048
Pixel haben. Damit eröffnet sich erstmals die Möglichkeit,
in realistischer Beobachtungszeit größere Flächen
am Himmel im Infrarotbereich auch nach schwachen
Objekten zu durchmustern, die dann wiederum mit den
Teleskopen der 8- bis 10-m-Klasse im Detail untersucht
werden können. In den knapp vier Jahren seit dieser
Entscheidung bis zum ersten Licht im Januar 2003 wurde
der Frontring umgerüstet, ein neuer großer Dewar gebaut,
die Optik berechnet und gefertigt, sowie eine völlig neue
Ausleseelektronik entwickelt.
Der Detektor
Der Detektor für OMEGA 2000 wird von der Firma
Rockwell in Camarillo (Kalifornien) hergestellt und ist
mit seinen 2048 2048 Pixeln der größte zur Zeit verfügbare
Detektor für den Infrarot-Bereich (Abb. IV.2).
Es handelt sich um einen Halbleiterbaustein, dessen
lichtempfindliche Schicht aus HgCdTe besteht. Jedes
Pixel ist 18 µm groß, so dass der gesamte Detektor eine
Fläche von ca. 14 cm 2 hat. Im Mittel werden mehr als
70 % der einfallenden Photonen nachgewiesen. Mit dieser
hohen Quantenausbeute sowie dem sehr geringen
Ausleserauschen, das ca. 15 Photonen entspricht, ist dieser
Detektor zum Nachweis schwacher Infrarotquellen
hervorragend geeignet. Der Bereich seiner spektralen
Empfindlichkeit erstreckt sich von 850 nm, also dem
kurzwelligen Infrarot, das noch mit optischen CCDs erreichbar
ist, bis zu 2.5 µm, wo die thermische Strahlung
der Umgebung (Teleskop, Kuppel, Atmosphäre) schon
deutlich ansteigt und den Nachweis schwacher astronomischer
Objekte erschwert. Die Betriebstemperatur des
Detektors liegt bei –196 °C. Bei höheren Temperaturen
ist das thermische Rauschen so stark, dass keine sinnvollen
Messungen mehr möglich sind. Daher muss das
Instrument mit flüssigem Stickstoff gekühlt werden.
10000000
Pixelzahl
1000000
100000
10000
1000
100
10
1
1980 1984 1988 1992 1996 2000 2004 2008 2012
Jahr
Abb. IV.1: Die Entwicklung der am 3.5-m-Teleskop auf dem Calar
Alto verfügbaren Detektorfläche seit 1980. Aufgetragen ist
die Anzahl der Bildelemente über die Zeit.

Abb. IV.2: Der Detektor für die Infrarotkamera OMEGA 2000
Die Optik
Weil die Kamera im Primärfokus des hyperbolischen
Hauptspiegels eingesetzt wird, ist ein Korrektor nötig.
Diese Optik sollte über den gesamten Empfindlichkeitsbereich
des Detektors achromatisch sein, d. h. die
Bildqualität sollte nicht von der Farbe des einfallenden
Lichtes abhängen. Weiterhin muss der großen sammelnden
Fläche Rechnung getragen werden, wobei
der Abbildungsmaßstab (Bogensekunden/Pixel) einen
Kompromiss zwischen der Auflösung und dem in einer
Aufnahme erfassten Raumwinkel darstellt. Da OMEGA
2000 in erster Linie ein Instrument für Durchmusterungen
sein soll, wurde eine relativ große Pixelskala von
0.45/Pixel gewählt. Diese Forderungen ließen sich nach
Berechnungen der Ingenieure am MPIA mit vier Linsen
erreichen, die aus CaF 2 , Quarzglas, BaF 2 und ZnSe bestehen.
Dabei war sogar die Durchbiegung des Eintrittsfensters
beim Evakuieren des Dewar (siehe unten) um
106 µm mit einzubiehen. Wie die Rechnungen zeigten, ist
diese Optik praktisch verzerrungsfrei. Allerdings sind die
Toleranzen für die Montierung sehr kritisch: Die Linsen
müssen auf ±50 µm genau zentriert sein und dürfen nicht
mehr als ±30 gegen die optische Achse verkippen.
Der Dewar
Der Dewar ist eine große »Thermoskanne« für den
Detektor, die Optik, die Filter und eine kalte Eintritts-pupille,
die alle durch flüssigen Stickstoff auf ca. –180 °C
gekühlt sein müssen, um das thermische Rauschen bzw.
den thermischen Strahlungsuntergrund zu unterdrücken
(Abb. IV.3). Der Dewar für OMEGA 2000 war der größte,
den die Firma »Infrared Labs« je hergestellt hatte: Mit
einem Durchmesser von 60 cm und einer Höhe von 168
cm fassen die beiden Stickstofftanks 47 bzw. 72 Liter. Auf
dem Frontring können die Tanks nur halb gefüllt werden,
denn das Teleskop soll noch in alle Beobachtungspositionen
gebracht werden können, ohne dass der Stickstoff
aus den Tanks läuft. Mit diesem Stickstoffvorrat kann
der Dewar seine Beobachtungstemperatur für ca. 35
Stunden halten, genug für eine lange Winternacht.
Abb. IV.3: Der Dewar und sein Innenleben.
Füllröhren
äußerer Stickstoffbehälter
innerer Stickstoffbehälter
Detektoreinheit
Eintrittsfenster
Filtereinheit
kaltes Baffle
IV.1 Die Infrarotkamera OMEGA 2000 87

88 IV Instrumentelle Entwicklungen
Um den warmen Hintergrund der Kuppel möglichst
effektiv vom Detektor abzublenden, baut der
Dewar vor dem Detektor bis zur kalten Eintrittsblende
hinter dem Eintrittsfenster weit auf, was die große
Baulänge des Dewars bewirkt. Bedingt durch die geometrische
Öffnung des Strahlenbündels muss damit
das Eintrittsfenster einen Durchmesser von 35 cm aufweisen.
Beim Evakuieren des Dewars biegt sich dieses
Fenster trotz seiner Dicke von 22 mm um 1 / 10 mm nach
innen durch und wird zur Linse, die wie oben erwähnt, in
die Optikrechnungen mit einzubeziehen ist, um die hohe
Bildqualität zu erhalten.
Kryotechnik
Detektor, Optik und Filterrad werden von Zimmertemperatur
auf –180 °C abgekühlt und bei diesen tiefen
Temperaturen im Vakuum betrieben. Dies stellt besondere
Anforderungen an Konstruktion und Fertigung
der Einzelteile. Die vier Linsen sind z. B. alle aus unterschiedlichen
Materialien, ihr thermisches Verhalten
ist wiederum verschieden von dem der Optikfassung
aus Aluminium. Ohne besondere Vorkehrungen würden
die Linsen das Abkühlen nicht überleben. Im
Konstruktionsbüro des MPIA wurde für die Lagerung
der Linsen der Trick angewandt, die Linsen auf 45°
Fasen zu lagern und mit Federn über einen Passring auf
diese Fase zu drücken. Beim Abkühlen schrumpfen zwar
die Linsen, können sich aber auf den Fasen bewegen.
Die hohe Zentriergenauigkeit (s.o.) wird durch die exak-
Abb. IV.4: Steuer- und Auslese-Elektronik der Infrarotkamera.
te Ausführung der Oberflächen und die Federkraft der
Zentrierringe gewährleistet. Dennoch war es bei der ersten
Aufnahme am Himmel spannend zu sehen, ob sich
die vorausberechnete Abbildungsqualität auch wirklich
einstellen würde.
Ein weiterer Kniff musste bei den Filterrädern eingesetzt
werden. Diese werden zwar mit käuflichen Kryomotoren
angetrieben, aber ohne besondere Vorkehrungen
würde es sehr lange dauern, bis sich die Filterräder auf
die Betriebstemperatur abgekühlt hätten. Die Kugellager,
auf denen die Räder ruhen, sind aufgrund der geringen
Kontaktflächen nämlich sehr gute Isolatoren. Ein
Metallfinger, der bei Erreichen der gewünschten Filterradstellung
einrastet, bringt hier über seine relativ große
Berührungsfläche Abhilfe.
Elektronik
Die gesamte Elektronik zum Auslesen des Detektors
sowie zum Steuern des Instrumentes wurden am MPIA
konzipiert und gebaut. Insbesondere an die Auslese-
Elektronik werden hohe Anforderungen bezüglich Ge-
Abb. IV.5: Die HII-Region IC 1470 und ihre Umgebung. Oben:
Das volle Feld von 15.4 Kantenlänge und ursprünglicher
Pixelskala. a) ein Ausschnitt um die HII-Region.b) derselbe
Ausschnitt aus der 2MASS-Durchmusterung.

a b
IV.1 Die Infrarotkamera OMEGA 2000 89

90 IV Instrumentelle Entwicklungen
schwindigkeit und Güte (Rauscharmut) gestellt. Durch
den hohen thermischen Hintergrund muss ein infrarotempfindlicher
Detektor sehr schnell ausgelesen werden,
schnell genug um eine Sättigung des Detektors zu verhindern.
In der Praxis heißt das, dass die 4 Millionen
Datenpunkte innerhalb weniger als einer Sekunde in den
Rechner übertragen werden müssen. Durch paralleles
Auslesen über 32 Kanäle erreichen wir mit OMEGA 2000
eine minimale Auslesezeit von 0.8 Sekunden. Damit
kann auch im K-Bereich bei 2.4 µm Wellenlänge noch
gut gearbeitet werden. Der Ausleseprozess fügt dem
Signal unweigerlich eine Rauschkomponente hinzu. Die
Elektronik muss daher sehr präzise auf den Detektor
abgestimmt und die einzelnen Komponenten bezüglich
ihres Rauschverhaltens optimiert werden. Bei OMEGA
2000 liegt das durch die Elektronik eingeführte zusätzliche
Rauschen deutlich unter dem Eigenrauschen des
Detektors. Damit sind alle Beobachtungen – auch in
engen Filtern, in denen das Hintergrundssignal relativ
niedrig ist – durch das Rauschen im Himmelshintergrund
begrenzt. Das Instrument arbeitet also in dieser Hinsicht
im optimalen Bereich.
Beobachten mit OMEGA 2000
Die Einstellungen der Kamera (Filter, Belichtungszeiten
usw.) können interaktiv über eine graphische
Benutzeroberfläche vorgenommen werden. Dort können
auch die Rohbilder in Augenschein genommen und
so die Beobachtungen optimiert werden. Interaktives
Arbeiten ist aber stets mit Zeitverzögerungen verbunden.
Um die Teleskopzeit möglichst effizient zu nutzen
und Fehlermöglichkeiten auszuschließen, lassen sich
Teleskop und Instrument über vorbereitete Programme,
sogenannte Makros oder Prozeduren, steuern. Die
Makros können auch innerhalb eines astronomischen
Bildverarbeitungspakets ausgeführt werden und erlauben
außerdem die vorläufige Aufbereitung der Daten unmittelbar
am Teleskop. Dies ist im Infrarotbereich besonders
wichtig. Wie oben dargelegt, sind oft Belichtungszeiten
in der Größenordnung von einer Sekunde nötig, um den
Detektor nicht zu sättigen. Bei angestrebten stundenlangen
Gesamtintegrationszeiten sind daher Tausende
von Aufnahmen nötig, um schwache Objekte noch vermessen
zu können. Weiterhin erfordert der stets variable
Himmelshintergrund eine spezielle Behandlung. All
dies führt dazu, dass die astronomische Information den
Einzelbildern der Rohdaten nicht direkt zu entnehmen
ist. Während das Instrument im vorprogrammierten
Modus automatisch beobachtet, kann völlig unabhängig
von der Datenaufnahme eine erste Auswertung und
vor allem eine positionsgerechte Summation der vielen
Bilder eines Objektes durchgeführt werden. Innerhalb
weniger Minuten nach Abschluss einer Aufnahmeserie
hat der Astronom so die Möglichkeit, seine Daten quantitativ
zu beurteilen. Auch dies dient einer effizienten
Nutzung der wertvollen Teleskopzeit, da aufgrund dieser
Analysen die nachfolgenden Beobachtungen weiter optimiert
werden können.
Erste Ergebnisse
Aufgrund des großen Bildfeldes ist OMEGA 2000
dafür prädestiniert, Durchmusterungsaufgaben durchzuführen.
Am Institut wurden daher mit Verfügbarkeit der
neuen Kamera mehrere Projekte begonnen, die auf das
Auffinden bestimmter Objektgruppen – sowohl galaktischer
als auch extragalaktischer Art – abzielen.
Von der Gruppe Stern- und Planetenentstehung
(Birkmann et al.) wurden Sternentstehungsgebiete
in der Milchstraße durchmustert. Das große Bild in
Abb. IV.5 zeigt das Gebiet um IC 1470 in H, Ks und
Br-γ entsprechend den Farben blau, grün und rot
der Falschfarbendarstellung im vollen Feld von 15.4
mit der ursprünglichen Pixelskala von 0.45/Pixel.
Dominierendes Objekt im Feld ist IC 1470, die ausgedehnte
HII-Region im Norden. Um einen Eindruck von
Schärfe und Tiefe der Aufnahme zu geben, zeigt der
Ausschnitt ein ca. 5.6 großes Feld um IC 1470. Im NE
ist ein bipolarer Nebel zu erkennen, die Farbzuweisung
ist wie vorher und die Pixelskala ist auf 0.225/Pixel gestreckt.
Zum Vergleich gibt das dritte Bild unten rechts
dieselbe Region aus der 2MASS-Durchmusterung.
Blau, grün, rot entsprechen hier J, H, Ks, wobei die
Pixelskala der 2MASS-Daten bei 1/Pixel liegt.
Im extragalaktischen Bereich wird OMEGA am Institut
vor allem im Rahmen zweier Projekte eingesetzt, die
unter dem Namen MANOS (MPI für Astronomie Near
Infrared and Optical Surveys) zusammengefasst sind:
In COMBO 17+4 soll die bestehende Durchmusterung
in 17 Filtern mit dem Wide Field Imager (siehe frühere
Jahresberichte) mittels OMEGA 2000 mit vier
weiteren Filtern auf den Infrarotbereich ausgedehnt
werden. Damit wird ein Zensus der Galaxienpopulation
bis zu Rotverschiebungen von etwa z = 2 ermöglicht.
(Dagegen reichte der ursprüngliche Datensatz nur bis
zur Rotverschiebung z = 1.2.)
Das Studium von Galaxienhaufen, den größten gebundenen
Objekten im Universum, ist bislang auf
den Rotverschiebungsbereich unterhalb von etwa z = 1
beschränkt, bedingt durch die bislang verfügbaren
Suchmethoden. Da auch entfernte (und damit junge)
Haufen bereits einen signifikanten Anteil roter elliptischer
Galaxien enthalten, lässt sich – wie in COMBO
17+4 – durch Ausdehnen der Wellenlängenüberdeckung
ins Infrarote ein Fortschritt erzielen. Für das Projekt
HIROCS (Heidelberg Infrared/Optical Cluster Survey)
wird OMEGA 2000 genutzt, um eine Stichprobe entfernter
Haufen mit Rotverschiebungen bis etwa z = 1.5 zusammenzustellen.
Die dazu auch benötigten optischen Daten
werden mit LAICA gewonnen. Im September konnten
mit OMEGA 2000 von einem Durchmusterungsfeld be-

a b
Abb. IV.6: Oben: Mosaik über 1°.0 0°.75 aus Aufnahmen mit
OMEGA 2000. Integrationszeit pro Aufnahme: 1500 s. Unten:
a) ein vergrößerter Ausschnitt, b) zum Vergleich derselbe
Ausschnitt aus dem photographischen Digital Survey II.
reits Daten über mehr als ein Quadratgrad gesammelt
werden. Die Belichtungszeit betrug insgesamt 3000 s
pro OMEGA-Feld. In Abb. IV.6 ist das Ergebnis der
Auswerung am Teleskop als Mosaik über 1°.0 0°.75
dargestellt.
IV.1 Die Infrarotkamera OMEGA 2000 91
Das Mosaik umfasst jeweils die Hälfte der verfügbaren
Integrationszeit, also 1500 Sekunden. Der rot
umrandete Bereich ist unten links nochmals im Originalmaßstab
zu sehen. Zum Vergleich wird unten rechts der
entsprechende Ausschnitt aus dem photographischen
Digital Sky Survey II (rot) gezeigt.
(H.-J. Röser, P. Bizenberger, M. Alter, C. Bailer-
Jones, H. Baumeister, A. Böhm, F. Briegel, B. Grimm,
Z. Kovács, W. Laun, U. Mall, R.-R. Rohloff, C. Storz, K.
Zimmermann, S. Zoltán)

92 IV Instrumentelle Entwicklungen
IV.2 Die Weitfeldkamera LAICA
Die Weitfeldkamera LAICA, die bereits im Jahresbericht
2002 vorgestellt wurde, konnte in diesem Jahr endgültig
fertig gestellt werden. Die Kamera wurde mit dem Ziel
entwickelt, das große Feld von einem Grad Durchmesser,
das im Primärfokus des 3.5-m-Teleskops zur Verfügung
steht, möglichst vollständig auszunutzen. Astronomische
Anwendungen einer solchen Weitfeldkamera sind vielfältig
und reichen von der Suche nach fernen Galaxienhaufen,
fernen Galaxien und Quasaren bis hin zur Suche nach
Braunen Zwergen in der Nachbarschaft der Sonne.
LAICA arbeitet im optischen Spektralbereich, also von
350 nm bis 1000 nm Wellenlänge. Als Detektoren werden
vier CCDs mit jeweils 4096 4096 Bildelementen (Pixel)
verwendet; demnach stehen insgesamt 67 Millionen
Pixel bereit. Bei einer Pixelgröße von 15 Mikrometern
ergibt sich eine Skala von 0.225 Bogensekunden pro
Pixel, so dass auch bei gutem Seeing (der Medianwert
auf dem Calar Alto beträgt 0.85 Bogensekunden) alle
Aufnahmen sehr gut aufgelöst werden. Aus technischen
Gründen können die einzelnen CCDs nicht nahtlos aneinander
gesetzt werden; daher wurde eine Anordnung
gewählt, bei der der Abstand der CCDs voneinander
fast einer Kantenlänge derselben entspricht (siehe Abb.
IV.7). Mit vier Aufnahmen kann damit eine vollständige
Überdeckung eines Feldes von einem Quadratgrad erreicht
werden.
Elektronisch sind die CCDs in Quadraten unterteilt,
die von einer im MPIA speziell für diesen Zweck entwickelten
Elektronik ausgelesen werden. Durch diese para-
Abb. V.7: Der aus vier CCDs zusammengesetzte Detektor von
LAICA. Zu erkennen sind auch zwei kleinere CCDs, die zur
Nachführung benutzt werden.
llele Auslese erreicht man eine kurze Auslesezeit von
etwa einer Minute für alle vier CCDs. Jede Aufnahme
mit LAICA ergibt 142 Mbyte Daten. Es stehen zwei
Filtersätze zur Verfügung: Johnson UBVRI und SDSS
ubgriz. Diese Filter sind in einem Magazin mit 20
freien Plätzen untergebracht.
Die endgültige Fertigstellung von LAICA hatte sich vor
allem deswegen verzögert, weil drei der vier CCDs defekt
waren und ersetzt werden mussten. Seit August 2003 sind
aber vier funktionsfähige CCDs vorhanden. Es zeigte
sich auch, dass der Hauptspiegel des Teleskops leicht verkippt
war und deshalb nachjustiert werden musste, weil
alle Aufnahmen mit LAICA eine starke, feldunabhängige
Koma aufwiesen. Aufnahmen bei einem Seeing von 0.8
Bogensekunden zeigen, dass die erreichte Bildqualität
jetzt sehr gut ist. Um eine gute Bildqualität zu gewährleisten,
wurde auch ein Kühlsystem installiert, welches
die von der Elektronik der Kamera dissipierte Wärme
abführt und so Verschlechterungen des Seeing durch aufsteigende
Warmluft verhindert; dieses Kühlsystem kann
auch in Verbindung mit anderen Instrumenten benutzt
werden. Bei ersten, am Jahresende von Staff-Kollegen
des Calar Alto durchgeführten Beobachtungen hat LAICA
problemlos gearbeitet.
(J.W. Fried, H. Baumeister, W. Benesch, F. Briegel,
U. Graser, B. Grimm, K.H. Marien, R.-R.Rohloff,
H. Unser, K.Zimmermann).

IV.3 Der Wellenfrontsensor PYRAMIR
PYRAMIR ist ein neuartiger Wellenfrontsensor für das
nahe Infrarot. Er soll in der Adaptiven Optik ALFA am
3.5-m-Teleskop auf dem Calar Alto zum Einsatz kommen
und wird dort den klassischen, im Sichtbaren arbeitenden
Shack-Hartmann-Wellenfrontsensor (SHS) ergänzen.
Ähnlich dem SHS liefert PYRAMIR ein Signal,
das ein Maß für die lokale Neigung der Wellenfront ist.
Mit diesem Signal wird die Verformung eines deformierbaren
Spiegels so gesteuert, dass die lokale Neigung der
Wellenfront korrigiert wird.
Das Arbeitsprinzip des PWS ist in Abb. IV.8 schematisch
dargestellt. Ein gestörter Lichtstrahl trifft die Pyramide
nicht exakt auf ihrer Spitze. Dadurch gelangt dieser
Lichtstrahl bevorzugt in eine von vier Pupillen (im Bild
Pupille
P
Pyramide
Kollimator
Detektor
Abb. IV.8: Messprinzip des Pyramiden-Wellenfrontsensors. Eine
lokale Verkippung der Wellenfront an einem Punkt P der
Teleskoppupille führt zu einer Verschiebung des Fokuspunkts
der von P ausgehenden Lichtwelle. Sitzt im Fokus ein pyramidenförmiger
Strahlteiler, so fällt der Lichtstrahl im Beispiel nur
auf eine Seite. Betrachtet man die Intensitätsverteilung in den
Pupillenbildern, so ist die Intensität einmal erhöht (P + ) und einmal
erniedrigt (P – ). Die Intensitätsdifferenz ist ein Maß für die
lokale Verkippung der Wellenfront in der Teleskoppupille.
P –
P +
IV.3 Der Wellenfrontsensor PYRAMIR 93
Abb. IV.9: Im Labor für Adaptive Optik testet Karl Wagner den
Wellenfrontsensor PYRAMIR.
sind der Einfachheit halber nur zwei Pupillen gezeigt).
Die Differenz der Intensitäten in den Bildern P + und P –
ergibt somit das Vorzeichen (die Richtung) der lokalen
Wel-lenfrontneigung. Lässt man die Pyramide kreisförmig
oszillieren, so fällt der gestörte Lichtstrahl bei einer
Integrationszeit, die einigen Oszillationen entspricht, in
alle Pupillen. Aus der Differenz der Intensitäten ergeben
sich dann die lokalen Wellenfrontneigungen.
Obwohl der PWS genau wie der SHS die lokale
Neigung der einfallenden Wellenfront misst, zeigt er
doch ein deutlich besseres Rauschverhalten in der
Regelschleife als der SHS, denn der PWS registriert
eine Begradigung der Wellenfront über den gesamten
Teleskopspiegel.
Die Designphase für PYRAMIR wurde Ende 2003 abgeschlossen.
Alle Komponenten – Dewar, Detektor, Ausleseelektronik,
Echtzeit-Rechner, Ansteuerelektronik für
den deformierbaren Spiegel, optische Komponenten,
Motoren, Metrologie, Software – sind bestellt bzw. wurden
bereits angeschafft.
Im Laufe des Jahres wurden im AO-Labor verschiedene
Glaspyramiden untersucht. Die für PYRAMIR vorgesehenen
Spezifikationen wurden bisher noch nicht
erreicht. Gegen Ende des Jahres wurden weitere Glaspyramiden
untersucht.
Der aktuelle Zeitplan sieht eine erste Inbetriebnahme
auf dem Calar Alto gegen Ende 2004 vor.
(P. Bizenberger, Joana Costa, B. Grimm, M. Feldt
(PI, Science), Th. Henning, S. Hippler (PM, Software),
R.-R. Rohloff, R. Ragazzoni; K. Wagner; S. Esposito,
Osservatorio di Arcetri)

94 IV Instrumentelle Entwicklungen
IV.4 LUCIFER: Eine vielseitige Infrarotkamera für das
LBT
LUCIFER ist eine Kamera für das nahe Infrarot mit
Gitterspektroskopie für den Einsatz am Large Binocular
Telescope (LBT). Das Gerät wird vielfältig einsetzbar
sein, hauptsächlich für extragalaktische Beobachtungsprogramme.
Es wird von einem Konsortium von fünf
Instituten entwickelt.
Die Projektleitung für LUCIFER (LBT NIR-Spectroscopic
Utility with Camera and Integral-Field Unit for
Extragalactic Research) liegt bei der Landessternwarte in
Heidelberg; am MPIA wird die Ausleseelektronik entwickelt,
das MPI für Extraterrestrische Physik in Garching
ist zuständig für die Entwicklung der MOS-Einheit, die
Universität Bochum liefert die Software, und die Fachhochschule
Mannheim ist für den Entwurf der kryomechanischen
Komponenten zuständig. LUCIFER wird in
zwei identischen Exemplaren gebaut, die im Abstand
von etwa einem Jahr am LBT in Betrieb gehen sollen.
LUCIFER ist sowohl für Seeing-begrenzte als auch für
beugungsbegrenzte Anwendungen ausgelegt. Die folgenden
Beobachtungsmodi werden verfügbar sein:
• Direkte, Seeing-begrenzte Abbildung eines 4 4
Quadratbogenminuten großen Gesichtsfeldes
• Seeing- und beugungsbegrenzte Langspalt-
Spektroskopie
• Seeing-begrenzte Multi-Objekt-Spektroskopie
mit Spaltmaske
• Beugungsbegrenzte Abbildung über ein Feld von
0.5 0.5 Größe
• Feldspektroskopie und Abbildung bei Unterdrü-
ckung der atmosphärischen OH-Linien (für die
Ausbauphase vorgesehen)
Für die Seeing-begrenzte direkte Abbildung stehen
zwei Abbildungsmaßstäbe zur Verfügung (0.12 Bogensekunden/Pixel
und 0.25 Bogensekunden/Pixel), eine
zusätzliche hochauflösende Kamera (15 Millibogensekunden/pixel)
ist an die beugungsbegrenzte Auflösung
angepasst. Bei der Multi-Objekt-Spektroskopie wird der
Austausch von Fokalmasken mit Hilfe eines kryogenen
Roboters möglich sein. Das Austauschen des Maskenmagazins
wird ohne Erwärmen des gesamten Kryostaten
möglich sein: Über eine Schleuse wird das Magazin in
einen Hilfskryostaten gefahren.
Die Auslese-Elektronik ist in einer ersten Version
fertiggestellt. Gegenwärtig wird der Detektor von LUCI-
FER-I in einem Labor-Kryostaten am MPIA getestet, die
Auslese-Elektronik wird optimiert. Der Detektor für
LUCIFER-2 ist bestellt.
Das kryomechanische Design ist weitgehend abgeschlossen,
der Kryostat befindet sich in der Fertigung.
Wichtige Einzelkomponenten sind bereits bestellt bzw.
geliefert. Integration und Tests des ersten Instruments
LUCIFER-1 sollen Ende 2004 abgeschlossen sein, seine
Inbetriebnahme ist für Frühjahr 2005 geplant. Das zweite
Instrument LUCIFER-2 soll etwa ein Jahr später am
LBT zum Einsatz kommen.
(R. Lenzen, H. Baumeister, P. Bizenberger, B. Grimm,
T. Herbst, W. Laun, R.-R. Rohloff)
Abb. IV.10: LUCIFER in dreidimensionaler Darstellung: Der
Kryostat ist etwa einen Meter lang und einen Meter breit.

IV.5 LINC-NIRVANA – das Interferometer für das LBT
Das Large Binocular Telescope (LBT) besitzt zwei
Hauptspiegel, die auf einer gemeinsamen Montierung
ruhen. Diese einzigartige Konstruktion ermöglicht sehr
interessante interferometrische Anwendungen, vorausgesetzt,
die von den beiden Spiegeln aufgefangenen
Lichtstrahlen werden in der richtigen Weise überlagert.
Diese zentrale Aufgabe wird das hier beschriebene
Instrument übernehmen.
LINC-NIRVANA ist ein Bildebenen-Interferometer für
den Nahinfrarotbereich mit multikonjugierter adaptiver
Optik (MCAO). (LINC steht für LBT Interferometric
Near-infrared Camera, NIRVANA für Near-IR/Visible
Adaptive iNterferometer for Astronomy). Das Gerät
soll das von den beiden 8.4 m großen Hauptspiegeln
des LBT gesammelte Licht im so genannten »Fizeau«-
Modus vereinen. Bei dieser Konfiguration bleibt
die Phaseninformation erhalten, und sie erlaubt echte
Bildaufnahmen in einem weiten Gesichtsfeld. Mit
Hilfe modernster Detektorenarrays wird das mit dem
MCAO-System gekoppelte LINC-NIRVANA innerhalb eines
Gesichtsfelds von zwei Quadratbogenminuten die
Abb. IV.11: Übersicht über die Gregory-Instrumentenplattform
am LBT. Die Position des LINC-NIRVANA-Instruments ist angegeben.
IV.5 LINC-NIRVANA – das Interferometer für das LBT. 95
Empfindlichkeit eines 12-m-Teleskops und die räumliche
Auflösung eines 23-m-Teleskops besitzen.
Die Optik der beiden LBT-Teleskope, die auf einer gemeinsamen
Montierung sitzen, ist ein Gregory-System.
Die Sekundärspiegel sind voll-adaptiv, mit jeweils 672
Aktuatoren, und werden Bodenschichtturbulenzen bis
zu einer Höhe von 100 m über dem Teleskop wirksam
korrigieren können.
Das Instrument ist auf der Gregory-Fokalplattform
des Teleskops platziert (Abb. IV.11). Das von den beiden
Tertiärspiegeln des LBT kommende Licht wird in
einen gefalteten Strahlengang zu einem longitudinal
verschiebbaren Spiegel fokussiert, der in der Mitte der
Instrumentenbank sitzt und das Licht in den darunter
liegenden Dewar reflektiert (Abb. IV.12). Dieser Spiegel
korrigiert auch Längenunterschiede im Lichtweg, um eine
optimale interferometrische Überlagerung der beiden
Strahlen zu gewährleisten. Die Dewar-Optik überlagert
die einfallenden Strahlenbündel der homothetischen
Teleskoppupillen mit Hilfe eines Cassegrain-Systems
plus Strahlteiler auf den 2K 2K-Detektor, wo die
Interferenz stattfindet. Ein Interferenzstreifen-Tracker am
Boden des Dewars kontrolliert die Lichtwegunterschiede
durch Verschieben des longitudinalen Spiegels (Abb.
IV.13).
LINC-NIRVANA ist mit zwei Wellenfrontsensoren
ausgestattet (Abb. IV.12), mit denen die Wellenfrontverzerrungen
von bis zu drei Atmosphärenschichten

96 IV Instrumentelle Entwicklungen
Abb. IV.12: Übersicht über den Strahlengang auf der optischen
Bank von LINC-NIRVANA. Das kleine Bild zeigt den »vollgestopften
Bereich« des longitudinalen Spiegels, der sich in der
Mitte des Übersichtsbilds befindet.
gemessen und korrigiert werden können: das Ground-
Layer Wavefront System GWS befindet sich direkt
am Eingang des Strahlengangs auf beiden Seiten des
Instruments. Das GWS korrigiert mit Hilfe der adaptiven
Sekundärspiegel des Teleskops die Turbulenzen der
atmosphärischen Bodenschicht. Das Mid/High-Layer
Wavefront System MHWS befindet sich in zwei Türmen
am Rand der Instrumentenbank. Das sichtbare Licht der
beiden Instrumentenarme wird durch zwei Strahlteiler
direkt unterhalb des longitudinalen Spiegels entkoppelt
und über eine f/20-Optik und zwei Klappspiegel am
Boden der MHWS-Türme zu den MHWS geführt. Die
MHWS erfassen die mittleren (4 – 8 km) und hohen
(8 – 14 km) Atmosphärenschichten in den jeweiligen
Teleskopstrahlengängen und optimieren das Objektsignal
mittels zweier verformbarer Spiegel, die an den Rändern
der gefalteten Strahlengänge auf der Instrumentenbank
platziert sind. Sowohl das GWS als auch das MHWS
verwenden das Licht natürlicher Sterne (12 beim GWS
in einem ringförmigen Feld im Abstand von 2 – 6
Bogenminuten vom Feldzentrum und 8 beim MHWS
im zentralen 2 Bogenminuten großen Gesichtsfeld)
Abb. IV.13: Ein Querschnitt durch den auf der Instrumentenbank
montierten Instrumentenkryostat.

Abb. IV.14: Simuliertes Bild eines Sternfeldes, wie es von LINC-
NIRVANA aufgezeichnet wird. Das kleine Bild zeigt das Interferenzstreifenmuster,
das in jedes Objektbild im Gesichtsfeld des
Instruments gefaltet wird.
zum Abtasten der Wellenfront. Das Licht der jeweiligen
Sterne wird durch optische Summation verstärkt, um das
Signal-Rauschverhältnis zu verbessern.
Abb. IV.14 zeigt ein simuliertes Bild eines Sternfeldes,
wie es von LINC-NIRVANA aufgezeichnet wird: das Interferenzstreifenmuster
(siehe kleines Bild in Abb. IV.14)
moduliert jedes Objektbild, wie es von der adaptiven
Optik des Instruments geliefert wird. Die Pixelauflösung
schwankt mit der Wellenlänge von 3.5 Millibogensekunden
im J-Band über 4.6 Millibogensekunden im H-Band
bis 6.0 Millibogensekunden im K-Band. Das Gesichtsfeld
des wissenschaftlichen Detektors beträgt 10.5
10.5 Bogensekunden. Die geschätzten Grenzgrößen
im JHK-Bereich für Punktquellen bei einer Stunde
Belichtungszeit sind deutlich schwächer als 25 mag. Das
große Gesichtsfeld des wissenschaftlichen Detektors
kombiniert mit dem Lichtsammelvermögen des LBT
und der Anwendung von MCAO wird LINC-NIRVANA auf
allen Gebieten der astronomischen Forschung zu einem
einzigartigen Instrument für Untersuchungen mittels
hochauflösender Bildinterferometrie machen.
LINC-NIRVANA ist ein Gemeinschaftsprojekt des
MPIA, des MPI für Radioastronomie in Bonn, des 1.
Physikalischen Instituts der Universität zu Köln und des
Astronomischen Observatoriums von INAF in Arcetri,
Italien. Projektleiter des Instruments ist Tom Herbst
(Heidelberg). Der Einbau des Instruments am LBT ist
für die zweite Jahreshälfte 2006 geplant.
(T. Herbst, D. Andersen, H. Baumeister,
P. Bizenberger, H. Boehnhardt, F. Briegel, S. Egner,
W. Gässler, W. Laun, S. Ligori, L. Mohr, R. Ragazzoni,
H.-W. Rix, R.-R. Rohloff, R. Soci, C. Storz, K. Weiss, Y.
Xu)
IV.6 CHEOPS – ein Instrument zur Abbildung extrasolarer Planeten. 97
IV.6 CHEOPS – ein Instrument zur Abbildung extrasolarer
Planeten
CHEOPS (Characterizing Exoplanets by Opto-infrared
Polarimetry and Spectroscopy) ist ein ehrgeiziges
Projekt zur direkten Abbildung extrasolarer Jupiter-ähnlicher
Planeten. Es geht dabei um Planung und Bau eines
Messinstruments der zweiten Generation für einen der
vier 8-m-Spiegel des Very Large Telescope der ESO, mit
dem sich die Planeten in nur einer halben Bogensekunde
Abstand von ihrem mindestens 18 Größenklassen helleren
Zentralstern abbilden lassen.
Mit CHEOPS soll die Existenz der Planeten nachgewiesen,
deren Helligkeit gemessen und (im Laufe der
Zeit) deren Bahn bestimmt werden. Zusätzlich wird
die Polarisation des an den Planetenoberflächen gestreuten
Lichtes gemessen, woraus sich Existenz und
Eigenschaften von Staubteilchen ableiten lassen, die
eventuell in den Planetenatmosphären vorhanden sind.
Der in CHEOPS eingebaute Spektrograph wird eine
Bestimmung der chemischen Zusammensetzung der
Atmosphären erlauben. Schließlich liefert die Kenntnis
der gesamten Abstrahlung der Planeten in Verbindung
mit Modellatmosphären eine Abschätzung ihrer Größe.
Kennt man auch die Radialgeschwindigkeitsvariation
en der Zentralsterne, so ergeben sich damit Aussagen
über Masse und Dichte und den inneren Aufbau der
Planeten.
Das MPIA führt ein europäischen Konsortium an, das
zur Zeit eine Machbarkeitsstudie zu diesem Instrument
durchführt, nachdem im Jahr 2002 ein vorläufiger
Antrag eingereicht wurde. Die Studienphase dauert von
Mai 2003 bis November 2004. Danach wird die ESO entscheiden,
ob die Arbeiten an dem geplanten Instrument
fortgesetzt werden und welches Konsortium – ein von
französischen Astronomen geleitetes Konsortium führt
zur Zeit eine ähnliche Studie durch – das Projekt tatsächlich
ausführen soll.
Der gegenwärtige Entwurf sieht ein neues, XAO
genanntes adaptives Optiksystem für das VLT vor, das
auf der Rückseite seines verformbaren Spiegels etwa
1500 Aktuatoren besitzt und dessen Regelschleife mit
einer Frequenz von rund 2 kHz durchlaufen wird. Das
Instrument soll einen Integralfeld-Spektrographen besitzen,
der mit niedriger Auflösung im Wellenlängenberich
zwischen 0.9 µm und 1.6 µm arbeitet, sowie ein differentielles
Polarimeter namens ZIMPOL, das bei 0.8 µm
arbeitet.
Während die adaptive Optik XAO so konstruiert wird,
dass Punktquelle mit der von einem 8-m-Teleskop erzielbaren
bestmöglichen Schärfe sowie mit 90 % der theoretisch
erreichbaren zentralen Spitzenintensität abgebildet
werden, soll für die beiden abbildenden Instrumente,
Spektrograph und Polarimeter, ein so genanntes differentielles
Abbildungsverfahren verwendet werden. Diese
Methode liefert die Differenz zweier Bilder, die gleich-

98 IV Instrumentelle Entwicklungen
zeitig – und im Fall von ZIMPOL ebenfalls mit demselben
Detektorelement – aufgenommenen werden und von
denen eines das am Planeten gestreute, linear polarisierte
Licht des Zentralsterns enthält, das andere nicht. Auf
diese Weise soll das unvermeidbare, durch remanente
Bildstörungen hervorgerufene Hintergrundrauschen abgezogen
werden. Falls es damit gelingt, einen Kontrast
von mindestens 18 Größenklassen über einen Abstand
von einer halben Bogensekunde hinweg zu überwinden,
so wird bei CHEOPS die Nachweisgrenze für die direkte
Abbildung extrasolarer Planeten in Systemen des Typs
Sonne–Jupiter jenseits von etwa 20 Lichtjahren liegen.
Um die Chancen für den Nachweis mittels der beiden
differentiellen Bilder zu optimieren, sind genaue
Kenntnisse über die Eigenschaften von Planetenatmosphären
nötig – sowohl von jungen und warmen als auch von
voll entwickelten Planeten wie unserem Jupiter. Deshalb
müssen Modellatmosphären entwickelt und deren spektrale
und Polarisationseigenschaften überprüft werden.
Der Nachweis eines Planeten wird folgendermaßen ablaufen
(vgl. Abb. IV.15). Im Gegensatz zu ihren Zentralsternen
haben Jupiter-ähnliche Planeten aufgrund der
Opazitäten der Moleküle in ihren kühlen Atmosphären
ein charakteristisches, mit starken Absorptionsbanden
durchsetztes Spektrum; bei bestimmten Wellenlängen
(den sogenannten atmosphärischen Fenstern) können
sie dadurch bis zu zehnmal so hell sein wie in benachbarten
Wellenlängen ; Abb. IV.15a zeigt als Beispiel das
relativer Fluss
a
d
10
8
6
4
2
0
1.0 1.2 1.4 1.6
Wellenlänge [µm]
b
e
Spektrum des Jupiter-ähnlichen extrasolaren Planeten
Epsilon Eridani b im Wellenlängenbereich von l = 0.8
µm bis l = 1.6 µm. In einer direkten Aufnahme hebt sich
der Planet nicht vom ausgeprägten Beugungsmuster des
15 Millionen mal helleren Sterns ab (Abb. IV.15b). Bildet
man hingegen die Differenz zweier Aufnahmen in benachbarten
Wellenlängenbereichen inner- und außerhalb
einer molekularen Absorptionsbande, so hebt sich das
Beugungsmuster des Sterns fast perfekt weg (praktisch
gleiche Helligkeit in beiden Wellenlängenbereichen),
während das Bild des Planeten nur in einem der beiden
Fenster auftritt und deshalb bei der Differenzbildung
kaum geschwächt wird (Abb. IV.15c). CHEOPS wird
nicht nur Bilder in zwei benachbarten Wellenlängen bereichen
aufnehmen, sondern für jeden Punkt in der Bildebene
auch ein Spektrum registrieren. Dadurch können
die Nachweisempfindlichkeit noch weiter gesteigert und
noch schwächere und masseärmere Planeten entdeckt
werden (Abb. IV.15d). Schließlich zeigt Abb. IV.15e das
simulierte Bild eines mit CHEOPS entdeckten Planeten;
zur Aufnahme der Spektren wird die Bildebene in von
einem Linsenraster (einem sogenannten Lenslet) in kleine
Sechsecke unterteilt, wodurch die sechseckige Form
der Punktbildfunktion entsteht.
Die Anzahl der Sterne, bei denen mit CHEOPS nach
Planeten gesucht werden kann, ist aufgrund der Beschränkungen
bei den Leitsternen für die Adaptive
Optik XAO auf einige Hundert begrenzt (die Leitsterne
c
Abb. IV.15: a) das charakteristische Spektrum
des Jupiter-ähnlichen extrasolaren
Planeten Epsilon Eridani b im nahen
Infrarot; b) Direktaufnahme eines Sterns
mit Jupiter-ähnlichem Planeten;
c) Differenz zweier Aufnahmen inner-
und außerhalb einer molekularen Absorptionsbande;
d) das vom Integralfeld-
Spektographen gelieferte Bild; e) Simulation
einer mit CHEOPS durchgeführten
Abbildung eines Planeten und seines
Zentralsterns.

müssen hinreichend hell sein und hinreichend nahe beim
zu untersuchenden Stern stehen). Andererseits wird das
anspruchsvolle XAO-System seine höchste Leistung
nur unter den besten, etwa in 30 Prozent aller klaren
Nächte gegebenen Seeing-Bedingungen erbringen. Für
die Durchmusterung nach nahen Exoplaneten wird daher
eine sorgfältige Planung des Beobachtungsprogramms
erforderlich sein.
(M. Feldt (PI), W. Brandner, Th. Henning, S.
Hippler; Astrophysikalisches Institut der Universität
Jena, ThüringerLandessternwarte, Sterrewacht
Leiden, Astronomisches Institut der Universität
Amsterdam, Astronomisches Institut der ETH Zürich,
Universität Lissabon, Dipartimento di Astrofisica e
Osservatorio dellʼUniversità di Padova, Osservatorio
di Capodimonte, Napoli)
IV.7 SDI – eine Optik zur simultanen, differentiellen
Abbildung Jupiter-ähnlicher Gasplaneten
Derzeit sind etwas mehr als 100 extrasolare Planetensysteme
bekannt, aber kein einziger Planet, der einen
anderen Stern als die Sonne umläuft, wurde bisher direkt
nachgewiesen. Dies erfordert neben einer möglichst
großen Winkelauflösung eine extreme Kontrastempfindlichkeit.
Höchste optische Winkelauflösung ist derzeit mit
den Großteleskopen der 8-m-Klasse zu erreichen, wenn
sie mit Adaptiver Optik ausgerüstet sind. Aufgrund
des nicht ganz vollständig korrigierten Bildes leiden
solche AO-systeme allerdings unter relativ schlechtem
Kontrast (»Speckle-Rauschen«). Zwar kann man den
erforderlichen Kontrast durch geschickte Wahl der
untersuchten Sterne verringern: Die Eigenleuchtkraft
junger (etwa 100 Millionen Jahre alter) extrasolarer
Planeten im nahen Infrarot ist ca. 100 000-mal so
stark wie die Eigenleuchtkraft entwickelter (etwa 5
Milliarden Jahre alter) Planeten. Dagegen unterscheidet
sich die Leuchtkraft ihrer Zentralsterne nur um
einen Faktor 2 bis 5 im gleichen Sinne. Trotzdem erscheinen
selbst Jupiter-ähnliche Planeten immer noch
um mindestens 4 bis 5 Größenordnungen schwächer
als der Zentralstern, zu schwach, um sie im Speckle-
Rauschen erkennen zu können. Zur Unterdrückung des
Speckle-Rauschens wurde kürzlich die hochauflösende
Infrarotkamera CONICA am VLT, die in Verbindung mit
dem AO-System NAOS beugungsbegrenzte Abbildung
gestattet, mit einem differenziellen Abbildungssystem
ausgerüstet:
Die Atmosphären kühler (300 K < T eff < 1200 K)
Brauner Zwerge und Jupiter-ähnlicher Gasplaneten
(Abb. IV.16) weisen, anders als ihre Zentralsterne,
jenseits von l = 1.62 µm Wellenlänge starke Methan-
(CH 4 )-Absorptionsbanden auf. Nimmt man von einem
IV.7 SDI – eine Optik zur simultanen, differentiellen Abbildung Jupiter-ähnlicher Gasplaneten 99
Fluss [10 –15 W m –2 µm –1 ]
8
6
4
2
1
2
0
1.4 1.5 1.6 1.7 1.8 1.9
Wellenlänge [µm]
Stern und seinem Gasplaneten ein Bild außerhalb der
Methan-Absorption auf und subtrahiert davon ein in
der Absorptionsbande aufgenommenes Bild, so hebt
sich im Differenzbild das Bild des Zentralsterns vollständig
weg, während das Bild des Planeten kaum
geschwächt übrig bleibt. Allerdings verbleibt bei der
Differenzbildung hintereinander aufgenommener Bilder
ein starkes sogenanntes »Speckle-Rauschen«, das auf
die nicht ganz vollständige Behebung des Seeing durch
die Adaptive Optik zurückgeht. Aus diesem Grunde
wurde CONICA mit einer Zusatzoptik versehen, welche
die simultane Aufnahme beugungsbegrenzter schmal-
3
CH 4 Absorption
Abb. IV.16: Spektrum des Braunen Zwerges G 1229B (T e =
900 K, M = 25 M Jupiter ) nach Legget et al., 1999. Kühle Atmosphären
(300 K < T < 1300 K) zeigen starke Methan (CH 4 )-
Absorptionsbanden im nahen Infrarot. Die Lage der in SDI verwendeten
Schmalbandfilter ist eingetragen.
Abb. IV.17: Ergänzung der Optik von CONICA zur Beobachtung
im SDI-Modus. Wesentliche Komponenten sind die beiden
Wollaston-Prismen, sowie das Linsensystem und die Quadrantenfilter.

100 IV Instrumentelle Entwicklungen
1575 nm
Abb. IV.18: Links – Titan, Aufname bei l = 1575 nm (Filter 1);
Rechts – Aufnahme bei l = 1625 nm.
bandiger Bilder in drei eng benachbarten infraroten
Spektralbereichen erlaubt (Abb. IV.17). Weil die einzelnen
Bilder simultan aufgenommen werden, hebt sich bei
der Differenzbildung auch das zeitabhängige »Speckle-
Rauschen« weitgehend weg.
Das in Abb. IV.18 gezeigte Bild des Saturnmondes
Titan, der eine dichte methanhaltige Atmosphäre besitzt,
ist ein Test zur Demonstration der Leistungsfähigkeit des
Verfahrens. Es zeigt links eine SDI-Aufnahme bei 1575
nm (außerhalb der CH 4 -Absorptionsbande, Filter 1 in
Abb. IV.16) und rechts in kleinerem Maßstab eine SDI-
Aufnahme bei 1625 nm (innerhalb der Absorptionsbande,
Filter 2 in Abb. IV.16). Außerhalb der Absorptionsbanden
ist die Titan-Atmosphäre durchsichtig, deshalb
sind auf der Oberfläche des Saturnmondes reichhaltige
Strukturen erkennbar. Die Winkelauflösung des Differenzbildes
liegt bei 0.02 Bogensekunden oder ca. 200
km pro Bildpunkt auf Titan. Es ist damit deutlich detailreicher
als mit dem Weltraumteleskop HUBBLE gewonnene
Aufnahmen Titans.
(R. Lenzen, W. Brandner; L. Close, B. Bille, Steward
Observatory, M. Hartung, ESO)
0.1
1625 nm
IV.8 PACS – Ferninfrarot-Kamera und -Spektrometer
für den Satelliten HERSCHEL
Im Jahre 2007 wird die Europäische Weltraumagentur
ESA das Weltraumobservatorium HERSCHEL und
den Kosmologiesatelliten PLANCK gemeinsam auf einer
ARIANE-5-Rakete in den Weltraum befördern. Das
MPIA beteiligt sich wesentlich am PACS-Instrument für
HERSCHEL.
Auf HERSCHELs dreimonatiger Reise zum Lagrange-
Punkt L2, 1.5 Millionen Kilometer »hinter der Erde«
in antisolarer Richtung, kühlt sich der 3.5 Meter große
Hauptspiegel des HERSCHEL-Teleskops bis auf T = 70 K
ab. Dieser aus mehreren Segmenten aus Silizium-Karbid
gefertigte Spiegel und auch die Spiegel des Satelliten
PLANCK werden zur Minimierung ihrer Eigenemission
und Maximierung ihres Reflexionsvermögens für die
Firma ASTRIUM in unserem Calar-Alto-Observatorium
mit mehreren Schichten bedampft. Die Spiegel-Bedampfungsanlage
auf dem Calar Alto gehört zu den größten
und leistungsfähigsten in Europa.
Der vom MPIA gemeinsam mit C. ZEISS entwickelte
Fokalebenen-Chopper wurde vollständig für die Raumfahrt
qualifiziert: Er überstand kalte Vibrationstests zur
Simulation des Raketenstarts, er absolvierte über 650
Mio. Auslenkzyklen bei T = 4 K, und er ging aus 15 Abkühlzyklen
(300 K – 4 K) und Ausbackprozeduren zur
Verringerung der molekularen Emissionen unbeschädigt
hervor. Seine hervorragenden Eigenschaften bezüg-

lich optischer Einstellungsgenauigkeit und minimalen
Energiebedarfs blieben auch nach Abschluss der harten
Tests erhalten. Gemeinsam mit umfangreichen Test-,
Prüf- und Produktsicherungsdokumenten wurde der
Chopper im Juni als erste externe Beistellung aus dem
PACS-Konsortium an das PI-Institut MPE in Garching
übergeben und danach bei der Firma Kayser-Threde
in in die Fokalebenen-Einheit des Qualifikationsmodells
von PACS eingebaut. Ein weiteres Choppermodell
wurde dem belgischen Raumfahrtzentrum in Lüttich für
die Weiterentwicklung der Regelprogramme der Bordelektronik
nebst umfangreicher Beratung zur Verfügung
gestellt.
Ab Spätsommer wurde im MPIA und bei C. ZEISS
mit der Komponentenfertigung für die Fokalebenen-
Chopper von Flugmodell und Flug-Ersatzmodell begonnen.
Alle nach dem Vorbild des PACS-Choppers gefertigten
Antriebsspulen für den SPIRE-Beam-Steering-Mirror
(eines weiteren HERSCHEL-Instrumente) wurden an das
ATC Edinburgh geliefert.
Die Eichanlage zur Charakterisierung der Ge:Ga-
Photodetektorarrays im fernen Infrarot (Wellenlängen im
Bereich 60 mm < l < 210 mm) wurde in Betrieb genommen.
Sie erlaubt die Simulation des Strahlenbündels des
HERSCHEL-Teleskops und seines niedrigen Photonenhintergrundes,
sowie die Kühlung der Kamera-Ausleseelektronik
auf T = 4 K und der Detektoren auf T =
1.5 K. Die von der Firma ASTEQ gelieferten Detektormodule
für das Qualifikationsmodell bestanden aus
jeweils sechs Zeilen mit je 16 Bildelementen, die
Testmodule stellen also zunächst nur jeweils 24 % der
Fläche der endgültigen Kamera (25 16 Bildelemente)
dar. Diese schwach gedrückten Detektoren mit einer
langwelligen Grenzempfindlichkeit von l < 130 mm
wurden bezüglich Dunkelstrom, Rauschen, Stromempfindlichkeit
und Homogenität untersucht. Während die
Stromempfindlichkeit bereits akzeptable Werte erreichte,
müssen die übrigen Parameter für die Flugmodelle
der Kameras noch verbessert werden.
Die von der Firma IMEC gelieferten und für den
Betrieb bei T = 4 K vorgesehenen Ausleseschaltungen
CRE (Vorverstärker und Multiplexer) aus mehreren
Fertigungsprozessen wurden warm und kalt charakterisiert.
Dabei soll der leicht und stets durchführbare
Warmtest möglichst Aussagen über das Verhalten der
CREs im Kryovakuum erlauben. Durch umfangreiche
Testberichte konnte MPIA dem Hersteller Anregungen
zur Weiterentwicklung dieser wichtigen Bauelemente
für die Flugmodelle geben.
Für das PACS-Instrument Control Center (ICC) des
HERSCHEL-Bodenobservatoriums wurden Programmpakete
zur Steuerung, Eichung und Überprüfung des
Instrumentes während der Mission entwickelt. Für diese
Aktivitäten zeichnet das MPIA verantwortlich. Die Verfahren
sollen bereits bei den Bodenkalibrierungen mit
den PACS-Qualifikations- und Flugmodellen angewendet
und somit erprobt werden. Begonnen hat auch die
IV.8 PACS – Ferninfrarot-Kamera und -Spektrometer für den Satelliten HERSCHEL 101
Abb. IV.19: Kalter Vibrationstest des Fokalebenen-Choppers für
PACS im Kryostaten auf dem Schütteltisch bei C. ZEISS.
Abb. IV.20: Abb. IV.20: Letzte Inspektion des Fokalebenen-
Choppers für PACS in der Reinraum-Kabine der Firma C. ZEISS
vor der Übergabe an das MPIA/MPE-Team.
Abb. IV.21: Die Ge:Ga-Detektorarrays für PACS werden in die
Testkammer des MPIA installiert.

102 IV Instrumentelle Entwicklungen
Entwicklung standardisierter Beobachtungsverfahren,
die dem künftigen PACS-Nutzer elektronische Formulare
zur Durchführung seiner Messungen anbieten wird
(Astronomical Observing Templates, AOT).
Das MPIA wird während der HERSCHEL-Mission 300
Stunden Garantiezeit erhalten. Dafür wurden mehrere
Beobachtungsprojekte definiert: Sie betreffen Untersuchungen
von Sternentstehungsgebieten, Quasaren, Aktive
Galaxien und wechselwirkenden Galaxien. Zahlreiche
der für diese Beobachtungen vorgesehenen Objekte
hatten sich während der ISO-Mission als interessant erwiesen
und sollen jetzt mit höherer räumlicher und spektraler
Auflösung genauer studiert werden. Beim PACS
Science Team Meetings wird die Definition gemeinsamer
Schlüsselprojekte auch für die offene Zeit für maximalen
Erkenntnisgewinn vorangetrieben.
(D. Lemke, S. Birkmann, K. Eberle, U. Grözinger, M.
Haas, Th. Henning, R. Hofferbert, U. Klaas, M. Stickel,
R. Vavrek)
Abb. IV.22: Das JWST im Lagrange-Punkt L2. Erde (mit Mond)
und Sonne sind stets in gleicher Richtung zu sehen, die Erde ist
1.5 Mio. km entfernt. Die viellagige Abschirmung der Sonnen-
und Erdstrahlung erlaubt eine passive Abkühlung des 6.5-m-
Hauptspiegels auf T = –230° C.
IV.9 MIRI und NIRSPEC – Instrumente für das James
Webb Space Telescope
Das James Webb Space Telescope (JWST) soll im Jahre
2011 als Nachfolger des legendären Weltraumteleskops
HUBBLE gestartet werden. Mit seinem strahlungsgekühlten
6.5-m-Spiegel wird es im nahen und mittleren
Infraroten arbeiten und damit das hochrotverschobene
junge Universum untersuchen können. Europa beteiligt
sich u. a. an zwei Fokalebenen-Instrumenten, zu beiden
trägt das MPIA mit wichtigen Komponenten bei.
Das Instrument MIRI für das mittlere Infrarot
(Wellenlängenbereich 5 mm < l < 28 mm) wird bei
der Identifizierung der ersten Galaxien im jungen
Universum eine Schlüsselrolle spielen. Der sichtbare
Spektralbereich dieser nur einige hundert Millionen
Jahre nach dem Urknall entstandenen Galaxien ist jetzt
ins mittlere Infrarot verschoben. Bei nahen Objekten in
unserem Milchstraßensystem erlaubt das hohe räumliche
Auflösungsvermögen des großen Teleskops die direkte
Abbildung sehr junger Sterne mit ihren Staubscheiben
und wahrscheinlich sogar den darin entstandenen großen
Planeten.
NIRSPEC, das Spektrometer für das nahe Infrarot
(0.6 mm < l < 5 mm) ermöglicht die Diagnostik der
chemischen Zusammensetzung und der physikalischen
Bedingungen, wie Temperatur und Druck, in den fernen
Himmelskörpern. Insbesondere wird durch Messung
der Rotverschiebung bestimmter Spektrallinien in den
Spektren der entferntesten Supernovae deren Entfernung

Abb. IV.23: Im Spektrometer-Teil des MIRI-Instrumentes
sind zwei Räder mit Gittern und dichroischen Spiegeln angeordnet.
Die exakte Positionierung dieser Räder erfolgt mit
Elektromechanismen des MPIA. Die Gitterräder sind von
abbildenden Spiegeln, Integral Field Units zum Multiplexen
von spektraler und räumlicher Information und von Detektoren
umgeben. MIRI wird bei einer Temperatur von –265° C betrieben.
Der Kamera- und Koronographen-Teil des Instrumentes ist
hier nicht dargestellt. (MIRI European Consortium)
bestimmt werden können. Supernovae haben stets die
gleiche Maximalhelligkeit und sind damit die hellsten
Standardkerzen im Kosmos.
Beide Instrumente besitzen mehrere Filter, Spektralgitter
und Prismen, von denen je nach Beobachtungsmodus
jeweils eine bestimmte Kombination in den Strahlengang
gebracht werden muss. Dazu werden diese optischen
Elemente im Instrument auf Rädern angebracht, die mit
höchster Genauigkeit und bei geringstem Energieaufwand
während der angestrebten zehnjährigen Missionsdauer
zuverlässig bewegt werden müssen. Diese Mechanismen
werden im MPIA entwickelt. Neben den Filter- und
Gitterrädern gehören dazu auch ein Schwenkspiegel
zum Einblenden einer instrument-internen Eichquelle
und ein Linearantrieb für die Fokussierung.
Für beide Instrumente wurde mit dem Bau von Prototyp-
Rädern, deren Antriebseinheit und Positionsmeßsystem
begonnen. Neben den üblichen Raumfahrtanforderungen
einer Infrarotmission (hohe Vibrationslasten, geringster
Energieverbrauch zur Schonung der Kühlmittel, extreme
Lebensdauer und Zuverlässigkeit...) kommt bei
JWST der Warmstart auf einer ARIANE 5 hinzu. Die
Instrumente müssen sowohl bei Laborbedingungen am
Startplatz als auch im Weltraum-Vakuum bei –265° C
bei allen Umgebungsbedingungen während der dreimonatigen
Reise zum Lagrange Punkt L2 und während der
Mission funktionieren.
Das MPIA ist Mitglied des europäischen MIRI-
Konsortiums, welches im Mai 2003 die Entwicklungs-
IV.9 MIRI und NIRSPEC – Instrumente für das James Webb Space Telescope 103
MIRI– EC
Phase B (detailliertes Design) begonnen hat. In einem
Memorandum hat das DLR gegenüber der ESA und
den MIRI-Partnern aus zehn anderen Ländern die Förderung
des deutschen Anteiles an MIRI zugesagt. In den
beiden um die NIRSPEC-Entwicklung konkurrierenden
Industriekonsortien (ASTRIUM und ALCATEL) hat das
MPIA in den Studien für die Phase A + mitgewirkt und
bewirbt sich in beiden Konsortien um die folgenden
Phasen B/C/D. Die parallele Entwicklung ähnlicher
Komponenten für MIRI und NIRSPEC bedeutet gegenseitigen
Erfahrungsgewinn und Kostenminimierung. Alle
Arbeiten bauen auf erfolgreichen Vorarbeiten am MPIA
für ISO und HERSCHEL auf.
(D. Lemke, A. Böhm, U. Grözinger, R. Hofferbert,
Th. Henning, A. Huber, C. Ramos, R.-R. Rohloff)
Abb. IV.24: Der Prototyp eines Filterrades für NIRSPEC wird
im MPIA bezüglich des Zusammenhanges von erreichbarer
Positionsgenauigkeit und elektrischer Verlustleistung untersucht.

104
Menschen und Ereignisse
Gedenkfeier für Hans Elsässer
Am 10. Juni 2003 verstarb der Gründungsdirektor des
Max-Planck-Instituts für Astronomie in Heidelberg. Bei
einer Gedenkfeier auf dem Königstuhl erinnerten sich
Kollegen und Schüler an die Leistungen dieses herausragenden
Astronomen, der entscheidend dazu beigetragen
hat, die Astronomie in Deutschland nach einer mehr
als 50 Jahre dauernden Krise wieder an die Weltspitze
heranzuführen.
Das Symposium
Rund hundert Gäste hatten sich am 25. November
2003 im großen Hörsaal des Instituts eingefunden, um
gemeinsam noch einmal die wichtigsten Stationen aus
dem Leben Hans Elsässers Revue passieren zu lassen.
Eingeladen hatten die beiden derzeitigen Direktoren
des MPIA, Thomas Henning und Hans-Walter Rix.
Gekommen waren Elsässers Kinder Gisela und Albrecht,
sowie Kollegen und Mitstreiter der ersten Stunde und
hochrangige Vertreter der Astronomie, darunter Reimar
Lüst, der ehemalige Präsident der Max-Planck-Gesellschaft
und der Europäischen Weltraumorganisation ESA;
von der Max-Planck-Gesellschaft weiterhin Hugo Fechtig,
Peter Mezger, Joachim Trümper und Reinhard Genzel,
die früheren und amtierenden Direktoren der Institute
für Kernphysik, Radioastronomie und extraterrestrische
Physik, ebenso Günter Preiß, der frühere Justitiar
und Leiter der Institutsbetreuung der MPG. Unter den
Vertretern der Universität und der Stadt Heidelberg,
der Heidelberger Akademie der Wissenschaften, anderer
Universitäten und astronomischer Institute sowie
der deutschen Industrie seien hier die beiden früheren
Vorsitzenden der Astronomischen Gesellschaft, Hans-
Heinrich Voigt, Göttingen und Werner Pfau, Jena, außerdem
Karl-Heinz Schmidt, Astrophysikalisches Institut
Potsdam, und Horst Skoludek, ehemaliger Vorstandsvorsitzender
der Firma Carl Zeiss, Oberkochen genannt.
Aus Finnland war Kalevi Mattila angereist, einer von
Elsässers ersten Doktoranden, der heute Professor an der
Universitätssternwarte Helsinki ist. Steve Beckwith, von
1991 bis 1998 Direktor am MPIA und heute Direktor des
Hubble Space Telescope Science Institute in Baltimore,
war aus den USA angereist, um an Elsässers frühe
Leistungen im Bereich der Infrarotastronomie zu erinnern.
Immo Appenzeller, Direktor der Heidelberger
Landessternwarte, der die Geschicke des Instituts von
1998 bis 2000 kommissarisch leitete, rief Elsässers
Heidelberger Stationen ins Gedächtnis. Diese Gäste und
mehrere Schüler und Mitarbeiter Elsässers, darunter
Dietrich Lemke, Klaus Meisenheimer und Josef Solf,
hielten ihre ganz persönlich gefärbten Vorträge. Auf all
diesen Beiträgen basiert der hier folgende Bericht.
Hans Elsässers Werdegang
Der am 29. März 1929 im württembergischen Aalen
geborene Hans Friedrich Elsässer nahm mit 19 Jahren
in Tübingen das Studium der Physik und Astronomie
auf. Er promovierte im Jahre 1953 und veröffentlichte
im selben Jahr zwei Arbeiten, die die Grundlage seiner
Doktorarbeit bildeten. Darin befasste er sich mit der
räumlichen Verteilung der Zodiakallichtmaterie und der
Streuung an einem Gemisch aus dielektrischen Kugeln.
Es ging ihm hierbei vor allem um das Verständnis der
Verteilung und Eigenschaften der mikrometergroßen
Teilchen der interplanetaren Staubwolke.
In den folgenden Jahren blieb Elsässer dem Thema
Zodiakallicht treu, fand aber bald zu einer neuen Aufgabe,
nämlich der Struktur des Milchstraßensystems. So vermaß
er mit dem Tübinger Nachthimmelsphotometer von
der Boyden-Station in Südafrika aus die ganze südliche
Milchstraße. Die darauf beruhende Studie war in vieler
Hinsicht wegweisend: Sie bildete eine wichtige Grundlage
für die optische Erforschung der Gesamtstruktur
unserer Galaxis, für Detailuntersuchungen der Spiralstruktur
in bestimmten Himmelsrichtungen sowie für
eine umfangreiche photometrische und polarimetrische
Durchmusterung von hellen O- und B-Sternen in der
ganzen südlichen Galaxis.
Im Jahr 1962 wurde Elsässer zum Direktor der Landessternwarte
Heidelberg berufen. Er erhöhte die wissenschaftliche
Produktivität dieses Instituts erheblich
und erweiterte dessen Forschungsprogramm um aktuelle
Fragestellungen wie die nach der Struktur der Galaxis.
Das MPIA und sein Calar-Alto-Observatorium
Mit der Übernahme der Leitung der Landessternwarte
Heidelberg ging Elsässers ganzes Bestreben dahin, den
desolaten Zustand der beobachtenden Astronomie in
Deutschland grundlegend zu verbessern. Beobachtungs-

gramme auf internationalem Niveau waren damals
praktisch nicht möglich. Das 1-m-Teleskop in Hamburg-
Bergedorf aus dem Jahr 1910 war damals das größte
Teleskop in der Bundesrepublik, gefolgt von dem noch
älteren 72-cm-Reflektor auf dem Königstuhl. Die entscheidende
Wende brachte in dieser Situation die 1962
im Auftrag der Deutschen Forschungsgemeinschaft entstandene
Denkschrift »Zur Lage der Astronomie», an
deren Abfassung Elsässer maßgeblichen Anteil hatte. In
dieser Denkschrift wird neben weiteren Maßnahmen insbesondere
»die Errichtung von nationalen Einrichtungen
überregionaler Art, wie eine optische Sternwarte in günstigem
Klima mit größeren Instrumenten« empfohlen.
Verhandlungen mit Bundesinstanzen, die 1962 mit
dem Ziel aufgenommen worden waren, ein Bundesinstitut
für Astronomie zu schaffen, führten aber bald auf
erhebliche Schwierigkeiten. Im Mai 1964 nahm sich die
Max-Planck-Gesellschaft nach ersten Gesprächen mit
ihrem Präsidenten Prof. Butenandt dieses Projektes an.
1967 beschloss der Senat der MPG die Errichtung eines
neuen Max-Planck-Instituts für Astronomie (MPIA),
zu dessen Gründungsdirektor Elsässer berufen wurde.
Anfang 1969 nahm das MPIA mit etwa zehn
Mitarbeitern in Räumen der Landessternwarte und in
Bürobaracken auf dem Königstuhl seine Tätigkeit auf.
Nun lag eine Fülle an weit reichenden Entscheidungen
und schwierigen Aufgaben in Elsässers Händen: die
planerische Konzeption des Institutsneubaus auf dem
Königstuhl sowie die Standortauswahl für zwei Observatorien,
die jeweils auf der Nord- und Südhalbkugel
vorgesehen waren. Als Standort auf der Südhalbkugel
hatte man den Gamsberg in Namibia ausgewählt. Doch
dieses Projekt musste später aus politischen Gründen
aufgegeben werden, das für den Gamsberg vorgesehene
und bereits gebaute 2.2-m-Teleskop wurde als
Gastinstrument der MPG bei der ESO auf La Silla aufgestellt.
Das Observatorium auf der Nordhalbkugel entstand
auf dem Calar Alto in Südspanien. Von 1975 bis 1986
gingen dort vier Teleskope in Betrieb, im Jahr 1988
kam der projektierte Aufbau des Observatoriums zum
Abschluss. Die dort geschaffene leistungsfähige Einrichtung
für die deutsche astronomische Forschung ist
Hans Elsässers bleibendes Vermächtnis.
Astronomie vom Weltraum aus
Elsässer erkannte früh die großen Chancen, die der
Astronomie durch die Entwicklung der Weltraumforschung
geboten wurden. Als Mitte der sechziger Jahre
die breitere Förderung der extraterrestrischen Forschung
in Deutschland begann, stieg Elsässer sofort ein. Im
Laufe der Jahre wurden Eichstandards und neuartige
Lichtquellen für immer kürzere Wellenlängen geschaffen,
die bei Raketenexperimenten zur Messung des Zodiakallichtes
im Ultravioletten zum Einsatz kamen.
Gedenkfeier für Hans Elsässer. 105
Der nächste Erfolg war eine Beteiligung an der Sonnensonde
HELIOS, zu der das Institut ein Zodiakallicht-
Photometer beisteuerte. In den Jahren 1974 und 1976
starteten die Sonden HELIOS A und B zu einer mehrjährigen
Mission, die sie mehrmals bis auf 0.3 AE an die
Sonne heranführte und einzigartige Daten zur räumlichen
Struktur der Zodiakallichtwolke lieferte.
Noch während der Raketen- und HELIOS-Programme
liefen, regte Elsässer im Institut eine weitere Entwicklung
an: den Bau eines Ballonteleskops, genannt THISBE.
Damit gelangen ab 1970 Messungen des Zodiakallichtes
vom mittleren Ultraviolett bis ins nahe Infrarot. Zusammen
mit den umfangreichen Daten von HELIOS hatte das
MPIA damit Mitte der 70er Jahre eine hohe Kompetenz
auf diesem Gebiet erreicht.
Aber zu diesem Zeitpunkt war Elsässer mit seinen
Gedanken bereits woanders: Die Sternentstehung, die
er mit Beobachtungen vom Boden aus begonnen hatte,
wurde zu einem neuen Arbeitsgebiet, das nach Beobachtungen
im Infraroten vom Weltraum aus verlangte.
So erhielt das Institut den Auftrag, ein Teleskop und
ein Messinstrument für eine SPACELAB-Mission zu entwerfen.
Mit mehreren anderen deutschen Instituten und
der Firma MBB machte sich ein Team des MPIA an die
Planung und entwickelte die ersten Prototyp-Instrumente
für GIRL, das German Infra-Red Laboratory. Doch 1985
brach das Bundesforschungsministerium das Projekt aus
finanziellen Gründen ab.
Für die Astronomen des Instituts bedeutete dieser
Abbruch jedoch keineswegs das Ende. Sie waren seit
langem aktiv bei der Vorbereitung des europäischen
Satelliten ISO, und 1985 wurde das Institut mit der Projektleitung
des Instruments ISOPHOT für diese Mission
beauftragt.
Der von Elsässer eingeschlagene Weg wird bis heute
am MPIA fortgesetzt. Derzeit laufen Arbeit am
Instrument PACS für das europäische Infrarotteleskop
HERSCHEL und Arbeiten an zwei Instrumenten, MIRI
und NIRSPEC, für das James Webb Space Telescope. Ein
Fernziel ist die Mission DARWIN zur Suche nach erdähnlichen
Planeten bei anderen Sternen.
Die umfangreichen Erfahrungen beim Bau von Messinstrumenten
für das Infrarot waren auch ausschlaggebend
dafür, dass das MPIA von der ESO den Zuschlag
erhielt, eine hoch auflösende Kamera für das Very Large
Telescope (VLT) zu bauen. CONICA arbeitet seit 2001
in Zusammenhang mit dem adaptiv optischen System
NAOS sehr erfolgreich auf dem Cerro Paranal. Auch die
maßgebliche Beteiligung an der instrumentellen Ausrüstung
des Large Binocular Telescope (LBT) ergab
sich aus dieser Kompetenz. Jüngstes Ergebnis dieser
Entwicklung ist die Infrarotkamera OMEGA 2000, die
am 3.5-m-Teleskop des Calar-Alto-Observatoriums arbeitet.

106 Menschen und Ereignisse
Astronomie im Infraroten – Sternentstehung und
Aktive Galaxien
Fragen der Sternentstehung entwickelten sich schon
früh zu einem der Forschungsschwerpunkte am MPIA.
Eine wegweisende Arbeit erschien im Jahre 1978. Damals
beobachtete Elsässer zusammen mit einem Doktoranden
junge Sterne und studierte erstmals die Polarisation
Infrarotstrahlung sehr junger Sterne. Überraschender
Weise zeigten viele von ihnen eine relativ starke Polarisation.
Diese ließ sich auf verblüffende Weise deuten.
Theoretische Überlegungen, in denen Elsässer auf seine
Erfahrungen aus der Zeit der Zodiakallichtstudien zurückgreifen
konnte, legten nahe, dass der Staub nicht
sphärisch symmetrisch um den Zentralstern verteilt ist,
sondern scheiben- oder ringförmig. In diesen Fällen erwartet
man, dass Sternlicht, welches nur senkrecht zur
Scheibe entweichen kann, an den weniger dicht verteilten
Staubteilchen über den Polen des Systems reflektierte
und dabei stark polarisiert wird.
Diese Interpretation der Messdaten basierte lediglich
auf der Analyse des Infrarotlichts räumlich nicht
aufgelöster Quellen. Direkt beobachten ließen sich die
vorhergesagten Scheiben nicht. Dies änderte sich bei der
Untersuchung eines Objekts mit der Bezeichnung S 106,
das über Jahre hinweg zum Paradeobjekt eines Bipolaren
Nebels wurde. Bei diesem Bipolaren Nebel wurde
bereits 1979 der in einer dichten äquatorialen Scheibe
eingebettete Zentralstern im Infraroten nachgemessen.
Damit waren grundlegende Aspekte der Sternentstehung
gefunden.
Ende der siebziger Jahre erweiterte Elsässer den Forschungsbereich
des MPIA. Bis dahin beschränkten sich
die Beobachtungen, vor allem bedingt durch die geringe
Empfindlichkeit der Infrarotdetektoren und die eingeschränkte
Leistungsfähigkeit der verfügbaren Teleskope,
auf stellare Objekte in der Galaxis. Als auf dem Calar
Alto das neue 2.2-m-Teleskop in Betrieb ging, vergab
Elsässer die erste Doktorarbeit zur Untersuchung extragalaktischer
Objekte.
Hier spezialisierte man sich auf Himmelskörper, die
im Radiobereich sehr hell waren, jedoch auf den Photoplatten
des Palomar Sky Survey kein Gegenstück besaßen.
Eine Reihe von Beobachtungen zeigten dann, dass
es sich um so genannte BL-Lacertae-Objekte handelt
– aktive Galaxien, aus deren Zentren in zwei entgegengesetzte
Richtungen Jets herausschießen. Zufällig sind in
diesen Fällen die Jets unmittelbar auf die Blickrichtung
gerichtet. Man schaut also in den Jet hinein wie in einen
Scheinwerfer.
In den meisten Fällen blickt man seitlich auf die Jets,
die sich im Extremfall bis zu einer Million Lichtjahre
weit ins Universum ausdehnen. Die Untersuchung dieser
von aktiven Galaxien und Quasaren ausgehenden
Jets entwickelte sich in den achtziger Jahren zu einem
der Schwerpunktthemen am Institut. In dieser Zeit wurden
Beobachtungen angestellt, die dazu beitrugen, den
Mechanismus zu entschlüsseln, mit dem die Teilchen
im Innern der Jets bis nahe an die Lichtgeschwindigkeit
beschleunigt werden.
Abb. V.1: Während der Gedenkfeier für Hans Elsässer.
Links: Steven Beckwith, Josef Solf, Reimar Lüst, Reinhard
Genzel, Hans-Walter Rix, Karl-Heinz Schmidt, Albrecht
Elsässer, Immo Appenzeller, Werner Pfau, Gisela Elsässer.
Rechts: Peter Mezger, Josef Solf, Hans-Heinrich Voigt, Joachim
Trümper, Joachim Heitze, Ralf Bender, Thomas Henning,
Eberhard Grün, Wilhelm Kegel.

Etwa parallel zu diesen Arbeiten gingen Astronomen
des MPIA einem anderen neu entdeckten Phänomen
nach. Auf den Bildern des Infrarotsatelliten IRAS ließen
sich einige helle ausgedehnte Quellen finden, die auf
den Palomar-Platten nur schwache Gegenstücke besaßen.
Waren dies vielleicht sehr weit entfernte normale
Galaxien? Tatsächlich handelt es sich um verhältnismäßig
nahe wechselwirkende Galaxien, also Sternsysteme,
die entweder nahe aneinander vorbeifliegen und dabei
über die Schwerkraft wechselwirken, oder gar miteinander
zusammenstoßen und sich gegenseitig durchdringen.
Infrarotbeobachtungen zeigten, dass bei diesen
Vorgängen der Staub im Innern der Galaxien stark
verwirbelt wird, und dass dies explosionsartige Schübe
der Sternentstehung auslösen kann. Beobachtungen mit
dem Instrument ISOPHOT auf dem Infrarotsatelliten ISO
trugen letztlich dazu bei, die Vorgänge in diesen wechselwirkenden
Galaxien weitgehend zu klären.
Auch wenn Elsässer bei diesen beiden Bereichen der
extragalaktischen Astronomie mit seinen Vermutungen
nicht immer richtig lag, hat er doch immer wieder den
Anstoß zur Erschließung bedeutender neuer Forschungsgebiete
gegeben. Und letztlich erwies sich doch seine
Vermutung als richtig, dass einige rote Quasare bei extremen
Rotverschiebungen liegen. Im Jahr 2001 wurde
mit dem Sloan Digital Sky Survey ein Quasar mit einer
Rekordrotverschiebung von z = 6.3 entdeckt. Er hat ähnliche
Eigenschaften, wie die roten Quasare, nach denen
Elsässer Anfang der achtziger Jahre gesucht hatte. Das
MPIA hatte an dieser Entdeckung einen erheblichen
Anteil: Zum einen ist es am Sloan Survey beteiligt,
und zum anderen waren es Mitarbeiter des Instituts, die
am VLT ein Spektrum aufnahmen, welches die enorme
Rotver-schiebung dieses Quasars bewies.
Wirken in der Öffentlichkeit
Gedenkfeier für Hans Elsässer. 107
Abb. V.2: Hans Elsässer neben dem »Astronomen« (1997). Diese
Figur hatten die Lehrlinge der feinmechanischen Institutswerkstatt
für Elsässer gebaut. (Bild: S. Kresin)
Neben seinen wissenschaftlichen, organisatorischen
und wissenschaftspolitischen Aktivitäten sah sich Hans
Elsässer auch stets dem wissenschaftlichen Nachwuchs
und der Öffentlichkeit gegenüber in der Pflicht. Seine
beiden Lehrbücher über die Physik der Sterne und der
Sonne sowie über Bau und Physik der Galaxis, die er
zusammen mit Helmut Scheffler, seinem Kollegen von
der Landessternwarte, verfasste, wurden schnell zu Standardwerken
für den Unterricht an den Hochschulen.
Er gründete 1961 zusammen mit Karl Schaifers die
Zeitschrift Sterne und Weltraum, die sich an Fachleute,
Amateure und interessierte Laien wendet. Dieses Magazin,
dessen Redaktion nach wie vor am MPIA beheimatet
ist, erfreut sich auch im fünften Jahrzehnt seiner Existenz
eines ungebrochenen und weiter steigenden Zuspruchs.
Auch hier zeigte sich Hans Elsässers Weitsicht, der die
Astronomie in Deutschland sehr viel verdankt.

108 Menschen und Ereignisse
Auf der Suche nach der zweiten Erde: DARWIN/TPF-Tagung in Heidelberg
Vom 22. bis 25. April 2003 diskutierten in Heidelberg 240
Astronomen aus aller Welt auf einer vom MPIA organisierten
internationalen Tagung mit dem Titel »Toward
other Earths: DARWIN, TPF and the Search for Extrasolar
Terrestrial Planets«. Dabei ging es um die Suche und
die Erforschung extrasolarer, insbesondere belebter
Planeten. Das Treffen diente auch zur Definition der
höchst anspruchsvollen Weltraummissionen DARWIN
(ESA) und Terrestrial Planet Finder (TPF, NASA). Beide
Konzepte sollen in einer gemeinsamen Mission münden,
deren Startnach dem Jahr 2015 vorgesehen ist.
»Die Entdeckung der ersten extrasolaren Planeten im
Jahre 1995 hatte eine Explosion auf diesem Gebiet zur
Folge.« Mit diesen Worten leitete Thomas Henning, der
Direktor des Heidelberger MPIA, die internationale Tagung
in der Heidelberger Stadthalle ein. Alle bislang entdeckten
Exoplaneten sind Gasriesen und ähneln damit
eher Jupiter als der Erde. Eine bedeutende Frage, über
welche die Experten in Heidelberg diskutierten, lautete
daher: Ist unser Sonnensystem, in dem es auch Gesteinsplaneten
wie die Erde gibt, typisch im Universum oder
bildet es eine seltene Ausnahme? Und gibt es auch auf
anderen Planeten Leben?
Leben, das auf ähnlichen Prinzipien beruht wie das
irdische, benötigt flüssiges Wasser. Dafür muss sich
ein Gesteinsplanet so nahe an seinem Zentralstern aufhalten,
dass sein Bild mit mit den bisher verfügbaren
erdgebundenen Teleskopen und Detektoren von dem
seines Zentralsterns nicht zu trennen ist. Im Weltraum
soll es jedoch schon bald möglich sein, mit der so ge-
nannten Transitmethode zahlreiche dunkle Begleiter
der Sterne aufzuspüren. Hierbei nutzt man aus, dass
ein vor der Sternscheibe vorbeiziehender Planet das
Sternlicht um etwa ein Zehntausendstel abschwächt. Zur
Zeit sind zwei Weltraumteleskope geplant, die nach der
Transitmethode arbeiten werden. Als erste startet die
Europäische Weltraumorganisation ESA Ende 2005 die
Mission COROT, ihr folgt im Oktober 2007 das NASA-
Teleskop KEPLER. Das auf der Tagung auch diskutierte
europäische Teleskop EDDINGTON hat die ESA mittlerweile
aus finanziellen Gründen gestrichen.
Die Transitmethode führt aber nur dann zum Erfolg,
wenn der Planet auf seiner Bahn zufällig von der Erde
aus gesehen vor dem Stern vorbeiwandert. Statistisch
tritt dies nur bei einem von zweihundert Systemen
auf. Daher wird man versuchen, Planeten auch direkt
abzubilden. Das entscheidende Problem ist hier der
enorme Helligkeitskontrast zwischen Planet und Stern,
der im sichtbaren Licht rund eins zu einer Milliarde
beträgt. Zukünftige »Planetenfinder« werden deshalb im
Infraroten arbeiten, wo sich das Intensitätsverhältnis auf
etwa eins zu einer Million verringert.
Die beste Möglichkeit des Planetenstudiums bietet
die Interferometrie, deren Fähigkeit, höchste räumliche
Auflösung zu erreichen, für so gut wie alle aktuellen Fragestellungen
der Astronomie von höchstem Interesse ist.
Dem hat man in Deutschland Rechnung getragen und
Abb. V.3: Computergraphik des frei fliegendes Interferometers
TPF (Bild: NASA)

Abb. V.4: Pressekonferenz auf der Tagung in Heidelberg:
Links: Michel Mayor, der Entdecker des ersten Exoplaneten.
Rechts: Malcolm Friedlung und Charles Beichmann, die
Projektwissenschaftler der Missionen DARWIN (ESA) und TPF
(NASA). (Bilder: M. Odenwald)
am Heidelberger MPIA das Deutsche Zentrum für
Interferometrie, FRINGE (Frontiers of Interferometry
in Germany) gegründet. Ziel dieser Einrichtung ist
es, die Anstrengungen deutscher Institute auf diesem
Gebiet zu koordinieren. Einen ersten Erfolg konnten
jüngst Astronomen des MPIA mit der erfolgreichen
Inbetriebnahme von MIDI feiern (Kap. II.4). Es ist das
weltweit erste Instrument, mit dem interferometrische
Beobachtungen an Großteleskopen im mittleren Infrarot
möglich wurden. »Wir hoffen, dass wir mit unserem
Instrument heiße Gasplaneten nachweisen und deren
Abstand zum Stern direkt messen können«, meint der
Projektleiter Christoph Leinert vom MPIA. Ähnliche
Anstrengungen unternehmen Astronomen am LBT, dem
Large Binocular Telescope, das derzeit auf dem Mount
Graham in Arizona entsteht. Auch hier sind Astronomen
des Instituts an der Entwicklung wissenschaftlicher
Instrumente beteiligt, die zur Suche nach extrasolaren
Planeten eingesetzt werden sollen (Kap. IV.5).
Ohne Interferometrie auskommen will ein europäisches
Konsortium unter Leitung des MPIA mit einem
Instrument, genannt CHEOPS (Kap. IV.6). Es soll zur
zweiten Instrumentengeneration am VLT der ESO gehören.
Vorgesehen ist eine Kamera mit adaptiver Optik,
einer extrem hohen Abbildungsqualität und der Fähigkeit,
starke Helligkeitskontraste in der unmittelbaren
Umgebung heller Objekte zu bewältigen. Mit CHEOPS
wollen die Astronomen einen Stern gleichzeitig in mehreren
Wellenlängen und mehreren Polarisationswinkeln
aufnehmen. Bildet man die Differenz dieser Bilder, so
sollte sich der Stern wegheben und der Planet sichtbar
werden.
Einig waren sich die Astronomen in Heidelberg, dass
es mit diesen Instrumenten möglich sein sollte, einige
Gasplaneten nachzuweisen und zu untersuchen. Doch
Auf dre Suche nach der zweiten Erde: DARWIN/TPF-Tagung in Heidelberg 109
die wesentlich unscheinbareren Exoplaneten von der
Größe der Erde, auf denen nach Spuren des Lebens zu
suchen ist, werden damit nicht auffindbar sein. Hierfür
wird man Weltraumteleskope benötigen.
Zur Zeit diskutieren Astronomen der ESA und der
NASA zwei Projekte, genannt DARWIN und Terrestrial
Planet Finder (TPF). Das europäische DARWIN, an dem
auch Max-Planck-Forscher arbeiten, ist ein Weltrauminterferometer.
Nach derzeitigen Plänen wird es aus
sechs frei fliegenden 1.5-Meter-Teleskopen bestehen,
die in mehreren zehn oder hundert Metern Abstand
voneinander im Formationsflug um die Sonne kreisen.
Die sechs von den einzelnen Teleskopen ausgehenden
Strahlenbündel werden in einem zentral fliegenden Satelliten
zusammengeführt und dort phasengleich überlagert.
Die NASA studiert parallel das Projekt TPF. Dies
könnte ein Interferometer werden, ähnlich wie DARWIN.
Parallel prüft die NASA aber auch die Möglichkeit, einen
Koronographen zu bauen – ein Einzelteleskop mit einem
10-Meter-Spiegel, in dem sich ein Stern mit Hilfe
einer Maske so genau abdecken lässt, dass ein in seiner
unmittelbaren Nähe eventuell vorhandener erdähnlicher
Planet sichtbar wird.
»Bis 2006 wollen ESA und NASA ihre Studien abgeschlossen
haben und sich dann auf ein gemeinsames
Konzept einigen«, erklärte Charles Beichman in
Heidelberg vom Jet Propulsion Laboratory der NASA.
Das Gerät soll dann in der Lage sein, Planeten von der
Größe der Erde in der bewohnbaren Zone nachzuweisen.
Darüber hinaus soll es möglich sein, die Planeten spektroskopisch
zu untersuchen, um nach Atmosphären und
möglichen Anzeichen für Leben, wie wir es kennen, zu
suchen. Molekularer Sauerstoff oder Ozon werden als
geeignete Indikatoren für das Vorhandensein von Leben
angesehen.
Wenn alles nach Plan verläuft, wird im Jahr 2015 die
Planetensuchmaschine ins All starten und mindestens
vier Jahre lang nach terrestrischen Planeten forschen.
Sollten sich die Träume der Wissenschaftler erfüllen,
so könnten sie in nicht allzu ferner Zukunft eine zweite
Erde finden und »die Kopernikanische Revolution vollenden«,
wie Thomas Henning meinte.

110 Menschen und Ereignisse
MIDI-Tagung auf Schloss Ringberg
Die ersten interferometrischen Messungen im mittleren
Infrarot am VLT unter Einsatz des am MPIA entwickelten
Instruments MIDI waren der Anlass für eine kleine
Tagung auf Schloss Ringberg mit hochkarätiger internationaler
Beteiligung.
Zu den Juwelen der Max-Planck-Gesellschaft gehört
das Anfang des letzten Jahrhunderts erbaute altertümliche
Schloss Ringberg oberhalb des Tegernsees.
Kaum ein Tagungsort bietet diese Abgeschlossenheit
in angenehmer, anregender Umgebung mit vielfältigen
Möglichkeiten zu Treffen in kleineren Gruppen und mit
ausgezeichneter Betreuung und Unterstützung. Die hier
gezeigten Bilder fangen einen Teil dieser Atmosphäre
ein. Es ist ein idealer Ort für Arbeitstreffen, bei denen im
begrenzten Kreis Erfahrungen über neue Entwicklungen
eines wissenschaftlichen Gebietes zwischen den daran
Beteiligten ausgetauscht und neue Pläne geschmiedet
werden.
Abb. V.5: Die Teilnehmer des Arbeitstreffens auf der Schlossterrasse,
gruppiert um Charles Townes. (Bild: H. Zinnecker)
Anfang September 2003 erhielten wir die Möglichkeit,
auf Schloss Ringberg eine Woche lang dem Thema
»Long-baseline interferometry in the mid-infrared« auf
den Grund zu gehen. Diese neue Methode, bei der es
darum geht, die innerste Umgebung ganz unterschiedlicher
astronomischer Objekte mit hoher räumlicher
Auflösung zu untersuchen, war gerade zum Jahreswechsel
2002/2003 aus der Taufe gehoben worden, indem
zwei der vier Großteleskope des Very Large Telescope
(VLT) auf Paranal in Chile zu interferometrischer
Messung zusammengeschlossen wurden. Das MPI für
Astronomie hatte dazu das Messinstrument MIDI beigesteuert
(Kap. II.4). Zum Austausch über erste Ergebnisse,
Zukunftsaussichten, technische Schwierigkeiten
und Möglichkeiten und neue wissenschaftliche Pläne
luden wir die Fachkollegen ein, und alle kamen: Die für
die Interferometrie auf dem Paranal zuständigen Vertreter
der europäischen Südsternwarte ESO, die am entsprechenden
Projekt für die 10-m-Keck-Teleskope auf
Hawaii arbeitenden Kollegen aus den USA, der auch als
Mitt-Achtziger immer noch sehr aktive Nobelpreisträger
Charly Townes – mit seinem Vorläufer-Instrument ISI
der Pionier dieser Forschungsrichtung – die weiteren

Kollegen aus den USA, Frankreich, den Niederlanden und
anderen deutschen Instituten. Das ganze Spektrum der
auf diesem Gebiet Tätigen war vertreten, von Studenten
und Post-Docs bis zu erfahrenen Wissenschaftlern und
Direktoren. Die Vorträge waren von Aufbruchsstimmung
getragen, gestützt durch vielversprechende Ergebnisse
über Galaxien, junge und entwickelte Sterne. Mancher
erfuhr hier erstmals konkret, welche Möglichkeiten es
auf diesem Gebiet zu nutzen gilt.
Erwartungsvoll richtete sich auch der Blick auf die nähere
Zukunft: Wenn die hochkomplizierte Infrastruktur
auf dem Paranal voll ausgebaut sein wird und die Inbetriebnahme
des zweiten interferometrischen Instruments
(AMBER) am Interferometer des Very Large Telescope
auch den Bereich der kürzeren Infrarotwellenlängen
erschließt, dann wird sich die wahre Stärke der neuen
Beobachtungstechnik erweisen können.
Manches, was in den kommenden Monaten an Beobachtungen,
wissenschaftlichen Veröffentlichungen, instrumentellen
Entwicklungen geschehen wird, wurde
bei Gesprächen in kleinen Gruppen auf den richtigen
Weg gebracht, sei es in der Sonne der Nachmittagspause
oder später am Abend auf der Terrasse oder in einem
der zahlreichen Besprechungsräume. Das zunächst locker
angelegte Tagungsprogramm füllte sich wie von
selbst und verlangte den vollen Einsatz der Anwesenden.
MIDI-Tagung auf Schloss Ringberg 111
Abb. V.6: Diskussionen in der Vortragspause (Bild: H.
Zinnecker)
Ein Nachmittagsausflug auf den gegenüberliegenden
Walberg sorgte da für eine willkommene, erfrischende
Verschnaufpause.
Und was bleibt von dieser gelungenen Tagung? Zuverlässige
Information, wo wir in diesem Gebiet derzeit
stehen, Pläne, neue Bekanntschaften, Zusammenarbeit,
und nicht zuletzt die sehr informative Sammlung der Folien
der gehaltenen Vorträge auf den Internetseiten des
MPI für Astronomie. Ein gedruckter Tagungsband mit
seinen formalen Anforderungen hätte dem eher spontanen
Austauschcharakter dieses Arbeitstreffens nicht
entsprochen.
Christoph Leinert

112 Menschen und Ereignisse
Dagmar Schipanski: Hoher Besuch am Institut
Am 3. Februar besuchte die Thüringer Ministerin für
Wissenschaft, Forschung und Kunst, Prof. Dr. Dagmar
Schipanski, das MPIA. Schipanski, selbst Senatorin
der Max-Planck-Gesellschaft, informierte sich über
die Zusammenarbeit zwischen dem Heidelberger Institut,
der Friedrich-Schiller-Universität (FSU) in Jena
und der Landessternwarte Tautenburg. Intensiviert
wurde diese Kooperation durch Thomas Henning, den
Geschäftsführenden Direktor des MPIA, der vor seinem
Wechsel zum Königstuhl Direktor des Astrophysikalischen
Instituts der FSU war.
Drei Projekte ragen heraus in der Zusammenarbeit
der Institute. Anfang Februar 2003 wurde am Institut
für Festkörperphysik der FSU eine neue Einrichtung für
Laborastrophysik eingeweiht, die unter anderem durch
eine Kooperation mit dem MPIA ermöglicht wurde. Hier
lassen sich Experimente unter Bedingungen ausführen,
wie sie im Weltraum herrschen. Die neue Einrichtung ist
Bestandteil einer von der Deutschen Forschungsgemeinschaft
geförderten Forschergruppe Laborastrophysik,
die in Kooperation mit der Technischen Universität
Chemnitz mit Laborexperimenten astrophysikalischen
Fragestellungen nachgeht. Im Fokus der Forschungen
steht die Entstehung von Staubteilchen im interstellaren
Raum. Diese Daten ergänzen Beobachtungen und theoretisch
Modelle, in denen es vor allem um die Entstehung
von Planeten in den Staubscheiben junger Sterne
geht. (Kap. III.2)
Außerdem arbeiten das MPIA und die FSU gemeinsam
an der Datenauswertung des Satelliten ISO, des
europäischen Infrarotsatelliten, der von 1995 bis 1998
ein Fülle von Beobachtungsdaten lieferte. Das MPIA
war an dieser Mission mit der Entwicklung des wissenschaftlichen
Instruments ISOPHOT maßgeblich beteiligt.
Schließlich beteiligt sich die Landessternwarte
Tautenburg an der Software-Entwicklung für das am
MPIA gebaute Interferometer MIDI, das im Berichtsjahr
erste wissenschaftliche Ergebnisse lieferte. (Kap. II.4)
Im Anschluss an den Besuch des MPIA sprach die
Ministerin im Rahmen des Studium generale in der Aula
der Ruprecht-Karls-Universität Heidelberg zum Thema
»Bildung und Forschung für die Wissensgesellschaft«.
Abb. V.7: Thomas Henning und Dietrich Lemke erläutern der
Ministerin die Teleskope des Calar Alto.

Wolfgang-Paul-Preisträger Roberto Ragazzoni und die Zukunft der Adaptiven
Optik
Für die Jahre 2001 bis 2003 hat die Alexander von
Humboldt-Stiftung im Rahmen des Zukunftsinvestitionsprogramms
der Bundesregierung die Möglichkeit erhalten,
Spitzenwissenschaftler aus dem Ausland für langfristige
Aufenthalte nach Deutschland einzuladen. Für
diesen Zweck verlieh sie den mit zwei Mio. Euro dotierten
Wolfgang-Paul-Preis an mehrere Wissenschaftler.
Einer der Preisträger aus dem Jahre 2001 war Roberto
Ragazzoni von dem nahe Florenz gelegenen Astrophysikalischen
Observatorium Arcetri. Mit dem Preisgeld hat
er am MPIA ein Projekt gestartet, das sich mit adaptiver
Optik beschäftigt.
In Arcetri leitet Ragazzoni eine Arbeitsgruppe, die
wissenschaftliche Instrumente für moderne Großteleskope
entwickelt. Mit seiner Gruppe forscht er an der
vordersten Front der Entwicklung optischer Geräte. Mit
seinen Erfahrungen und Fähigkeiten fügt er sich optimal
in eine Arbeitsgruppe des MPIA, die schon seit vielen
Jahren sehr erfolgreich adaptive optische Systeme baut.
Gemeinsam will das Team nun Instrumente entwickeln,
die am VLT der ESO und am LBT in Arizona zum
Einsatz kommen werden. Als Fernziel träumt die Gruppe
von einer Beteiligung am zukünftigen Riesenteleskop
»Overwhelmingly Large Telescope« (OWL), dessen
Hauptspiegel eine Öffnung von 100 Metern haben soll,
und zu dem in Kürze eine mehrjährige Detailstudie anlaufen
wird.
Abb. V.8: Roberto Ragazzoni während des Experiments mit PIGS
im November 2003 am William-Herschel-Teleskop.
Roberto Ragazzoni (RR) beantwortete für uns einige
Fragen zu seiner Forschung in Heidelberg und anderswo.
Was fasziniert Sie an der Entwicklung optischer
Instrumente?
RR: Ganz einfach gesagt: Es macht mir viel Spaß. Mir
kommt es vor allem darauf an, Geräte zu entwickeln, mit
denen wir einen großen Schritt vorankommen und technisches
wie wissenschaftliches Neuland betreten.
Können Sie das etwas genauer erläutern?
RR: Für mich gibt es zwei Arten, Instrumente zu
entwickeln. Bei der einen Art nutzt man im Wesentlichen
die vorhandenen Komponenten und verbessert sie
im Detail, so dass das Instrument schließlich vielleicht
doppelt so gut ist wie der Vorgänger. Das interessiert
mich nicht so sehr. Mich fasziniert es, Instrumente zu
bauen, die gleich zehnmal besser sind und mit denen
wir völlig neuartige Objekte entdecken und untersuchen
können. Die großen Sprünge sind das Spannende, nicht
die kleinen Schritte.
In welcher Weise hat Ihnen der Wolfgang-Paul-Preis
bei diesen »großen Sprüngen« geholfen?
RR: Der Preis hat wie ein Katalysator gewirkt. Mit
dem Geld konnten wir zum einen Hardware für unsere
Projekte kaufen. Zum anderen konnte ich damit zwei
Doktoranden und vier bis fünf Mitarbeiter auf Zeitstellen
ans Institut holen.
An welchen Projekten arbeiten Sie zur Zeit?
RR: Der Schwerpunkt liegt auf dem Projekt LINK-
NIRVANA, das am LBT installiert wird (Kap. IV.5).
LINK ist ein Fizeau-Interferometer, in dem die Lichtbündel
der beiden Primärspiegel des Teleskops phasengleich
zusammengeführt werden. Damit werden wir
Interferometrie über einen Wellenlängenbereich von 0.6
µm bis 2.4 µm betreiben können. Kollegen am MPIA
planen hierfür die Strahlzusammenführung. Das wahre
Potenzial dieses Instruments lässt sich aber nur im
Zusammenhang mit der adaptiven Optik ausschöpfen.
Dafür bauen wir NIRVANA (Near-IR/Visible Adap-tive
Optics Interferometer for Astronomy).
Und dieses Instrument bedeutet dann einen großen
Sprung in der astronomischen Beobachtungstechnik?
RR: Davon bin ich überzeugt. Bislang korrigieren
adaptiv optische Systeme das durch Luftturbulenz verursachte
Verschmieren astronomischer Aufnahmen nur
in einem verhältnismäßig kleinen Feld. Mit NIRVANA
wollen wir interferometrische Beobachtungen in einem
113

114 Menschen und Ereignisse
Areal mit sechs Bogenminuten Durchmesser ausführen.
Das ist für diese Technik enorm groß.
Wie wollen Sie das erreichen?
RR: Mit einer neuen Technik, genannt multikonjugierte
adaptive Optik (MCAO). Bei der heutigen adaptiven
Optik korrigieren wir die Teleskopabbildung nur innerhalb
eines bestimmten Bereichs um einen Stern herum.
Bei größeren Abständen wird die Abbildung unscharf.
Bei der MCAO wendet man diese Technik auf mehrere
Richtungen und mehrere Referenzsterne an. Wir planen,
in dem gesamten Gesichtsfeld etwa 20 Sterne gleichzeitig
zu vermessen.
Wie ist das technisch möglich?
RR: Bevor das Licht der Teleskope in die Kamera
gelangt, wird es in zwei Teilstrahlen aufgespalten. Das
eine Strahlenbündel dient zur Analyse der Störungen,
welche die atmosphärischen Turbulenzen erzeugen. In
dieses Feld bringen wir an Stellen, wo das Bild eines
Sterns entsteht, eine kleine Glaspyramide an. Fällt der
Lichtstrahl genau auf ihre Spitze, so wird das Bild in
vier Teilbilder aufgespalten, und eine nachgeschaltete
Zoomlinse erzeugt vier Pupillenbilder auf einem Detektor.
Sind diese Pupillenbilder nicht gleich hell, so
lässt sich daraus die Verzerrung der in das Teleskop
einfallenden Wellenfront bestimmen. Diese Informa-tion
benötigen wir, um das Bild im Detektor mit Hilfe eines
adaptiv-optischen Spiegels zu entzerren. Damit erzielen
wir – wenn alles funktioniert – die maximal mögliche
Auflösung des LBT. Und da wir an insgesamt 20 Stellen
je eine Pyramide installieren, können wir das gesamte
Bildfeld korrigieren.
Ist dieses Prinzip ganz neu?
RR: Ja. Ich habe es 1995 entwickelt. Das gesamte
System nennt sich Pyramid-Wellenfrontsensor. Wir
entwickeln es zur Zeit am MPIA unter dem Namen
PYRAMIR (KAP. IV.3). Momentan gibt es nur einen
Pyramid-Wellenfrontsensor. Er arbeitet am Telescopio
Nationale Galileo auf La Palma. PYRAMIR wäre der erste
Wellenfrontsensor mit einer Pyramide, der im Infrarot
arbeitet, und der zweite IR-Wellenfrontsensor weltweit.
Wie geht es mit dem Experiment weiter?
RR: Der erste Prototyp soll Ende 2004 auf dem Calar
Alto getestet werden.
Sie haben kürzlich noch ein weiteres Experiment in die
Wege geleitet.
RR: Ja, wir nennen es Pseudo Infinite Guide Star, oder
kurz PIGS. In manchen Fällen ist es nötig, einen »künstlichen
Stern« am Himmel zu erzeugen, den die adaptive
Optik für die Bildkorrektur nutzt. Wir schießen dafür
einen Laserstrahl an den Himmel, und der erzeugt in der
Hochatmosphäre einen leuchtenden Fleck. Das Problem
dieser Laserleitsterne ist, dass sie nicht wie die wahren
Abb. V.9: Bundesforschungsministerin Edelgard Bulmahn verleiht
den Wolfgang-Paul-Preis an Roberto Ragazzoni. (Bild:
Humboldt-Stiftung, Lüders).
Sterne »unendlich« weit entfernt sind, sondern in 10 bis
100 km Höhe entstehen. Der PIGS-Wellenfrontsensor
betrachtet nun den Laser-Stern, als ob er – wie die Sterne
– unendlich weit entfernt wäre. Dies geschieht mit Hilfe
einer trickreichen optischen Anordnung. Wir haben
PIGS Ende 2003 am William-Herschel-Teleskop auf La
Palma getestet.
Die Entwicklungen am MPIA und in Arcetri werden
die Leistungsfähigkeit der Großteleskope, wie des VLT
und des LBT, enorm steigern. Aber Sie denken schon
weiter?
RR: Ja. Seit einigen Jahren diskutieren Astronomen in
Europa und den USA darüber, ob es sinnvoll und möglich
ist, ein Teleskop zu bauen, das über einen Spiegel
von 30 bis 100 Metern Durchmesser verfügt. Ein solches
»Overwhelmingly Large Telescope« (OWL) ist auf die
adaptive Optik angewiesen.
Wie ist der Stand der Dinge beim OWL?
RR: So wie es aussieht, wird die Europäische Union
20 Millionen Euro für eine detaillierte Studie zur Verfügung
stellen. Die Studie könnte im Jahr 2005 beginnen
und drei bis vier Jahre beanspruchen. Sollte sich Europa
für den Bau eines solchen Teleskops entschließen, könnte
es vielleicht 2015 sein erstes Licht sehen. Das wäre
wieder ein großer Sprung nach vorne!
(Die Fragen stellte Thomas Bührke)

Als Azubi auf dem Königstuhl
In unserer hochmodernen feinmechanischen Werkstatt
entstehen in direkter Zusammenarbeit mit den beobachtenden
Astronomen die wissenschaftlichen Instrumente,
die an den erdgebundenen Teleskopen oder in den
Forschungssatelliten zum Einsatz kommen. Hier werden
auch Feinwerktechniker ausgebildet, die es später
nicht schwer haben, ihren beruflichen Weg zu finden.
Wir sprachen mit einem unserer Azubis.
Im Berichtsjahr arbeiteten die Feinmechaniker beispielsweise
an Teilen für das Interferometer am LBT
und am Chopper für das Instrument PACS, das im
ESA-Satelliten HERSCHEL zum Einsatz kommt (Kap.
IV.8). Zur Zeit sind am Institut sieben fest angestellte
Feinmechaniker und fünf Auszubildende beschäftigt.
Damit kommt das Institut auch seiner gesellschaftlichen
Verpflichtung nach, junge Menschen qualifiziert
auszubilden und auf das Berufsleben vorzubereiten.
»Bislang sind alle 42 am Institut ausgebildeten Azubis
in anderen Firmen, oder auch bei uns, wenn eine Stelle
frei war, untergekommen«, sagt Werkstattleiter Armin
Böhm. »Und wir bekommen auch immer wieder positive
Rückmeldungen von den Firmen, die von uns
ausgebildete Lehrlinge übernommen haben,« ergänzt
Ausbildungsleiter Wolfgang Sauer.
Frank Sauer (FS) ist im dritten Lehrjahr seiner Ausbildung
als Feinmechaniker, und steht damit kurz vor
seiner Abschlussprüfung. Er beantwortete uns einige
Fragen.
Frank, das Institut liegt etwas abseits der Stadt auf
einem Berg. Wie kamst Du dazu, hier eine Lehrstelle
anzutreten?
FS: Während der Schulzeit mussten wir ein Praktikum
absolvieren, das hier angeboten wurde. Mir hat das
Arbeiten an den Maschinen gleich großen Spaß gemacht,
und die Atmosphäre hat mir gut gefallen.
Was gefällt Dir hier, nach 2 1/2 Jahren Erfahrung, am
besten?
FS: Die Abwechslung hier ist für mich das Spannendste.
Ich kann an verschiedenen Maschinen arbeiten, auch
an ganz modernen. Die computergesteuerten Maschinen
werden vorher programmiert und fräsen dann die Werkstücke
automatisch aus einem Metallblock heraus.
Ausserdem arbeiten wir schon im zweiten Lehrjahr wie
die angestellten Kollegen voll mit. Schön finde ich auch
die Zusammenarbeit in der Gruppe. Man kennt sich gut
und fühlt sich fast wie in einer Familie.
Seit kurzem bist Du auch Jugendvertreter der insgesamt
acht Azubis am Institut. Welche Aufgaben sind
damit verbunden?
FS: Ich bin Ansprechpartner für die anderen Azubis,
wenn die irgendwelche Probleme haben, zum Beispiel
Abb. V.10: Werkstattleiter Armin Böhm (rechts) und Azubi Frank
Sauer an der neuen computergesteuerten Fräsmaschine.
115

116 Menschen und Ereignisse
mit ihrem Chef. Dann gehe ich hin und spreche mit dem
Vorgesetzten.
Hast Du keine Angst, dass Du bei diesem Einsatz für
Andere selbst Schwierigkeiten bekomme könntest?
FS: Nein, überhaupt nicht. Zum einen kommen diese
Fälle sowieso kaum vor, und zum anderen bin ich
gesetzlich davor geschützt, dass ich aus der Arbeit als
Jugendvertreter Nachteile haben kann.
Beschränkt sich die Aktivität als Jugendvertreter auf
das MPIA?
FS: Nein. Dreimal im Jahr treffen sich alle Jugendvertreter
der Max-Planck-Institute, um über ihre Erfahrungen
zu reden. Das bezahlt die Max-Planck-Gesellschaft.
Außerdem fahre ich ab und zu auch auf Seminare, die
die Gewerkschaft Ver.di finanziert.
Also lernst Du hier nebenbei auch etwas politische
Arbeit?
FS: Ja, so könnte man wohl sagen.
Die Werkstücke, die Du herstellst, werden zum Teil in
Instrumente eingebaut, die zu den besten der Welt gehören.
Motiviert Dich das?
Abb. V.11: Blick in die feinmechanische Werkstatt des
MPIA.
FS: Ja, das ist natürlich schon interessanter, als immer
dasselbe Teil für Maschinen zu bauen, die zu Tausenden
irgendwo laufen.
Hast Du durch die Arbeit am MPIA Interesse für die
Astronomie bekommen?
FS: Nein. Für Astronomie habe ich mich noch nie interessiert,
und das hat sich auch nicht geändert. Vor kurzem
habe ich aber im Fernsehen einen Bericht über das
LBT gesehen. Den habe ich mir dann ganz angeschaut,
was ich sonst nicht getan hätte. Das ist für meine Arbeit
aber nicht wichtig. Mir macht einfach das Arbeiten mit
den Maschinen Spaß.
Was möchtest Du nach Deiner Ausbildung am liebsten
machen?
FS: Hier am Institut bleiben.
Viel Glück dabei!
(die Fragen stellte Thomas Bührke)

Girl’s Day am am MPIA
Der 8. Mai 2003 war bundesweit »Girls’Day«: Tausende
von Mädchen hatten Gelegenheit, die Arbeitswelt angeblicher
»Männerberufe« kennen zu lernen – auch die
Vielfalt der Berufe, die an unserem Institut ausgeübt
werden können. Die Organisatorinnen des erlebnisreichen
Tages berichten.
Oft sind es singuläre Ereignisse, die unseren Berufsweg
beeinflussen. Für eine von uns (A. Borch) war es
im Jahr 1985 die Technologie-Ausstellung »Exhibit«
in Berlin. Ein Thermotransferdrucker produzierte am
laufenden Band Ausdrucke mit seltsamen Motiven.
Darunter war auch eine so genannte Mandelbrot-Randmenge,
die häufig auch »Apfelmännchen« genannt wird.
»Dieses Bild hat mich sofort fasziniert« erinnert sie sich.
»Ich musste unbedingt wissen, wie es programmiert ist,
und begann mich für Rechenzeiten zu interessieren.«
Heute ist sie Doktorandin am Max-Planck-Institut für
Astronomie in Heidelberg. Programmieren ist für sie
eine Routinearbeit. Für die andere von uns (J. Costa)
war es ein Ferien-Praktikum in einem Chemie-Labor,
das sie während ihrer Schulzeit machte. »Es war ein
Schlüsselerlebnis, das meine Begeisterung für das Experimentieren
geweckt hat,« erinnert sie sich. Auch sie ist
Doktorandin am Heidelberger Institut.
Abb. V.12: Im CCD-Labor gibt es anhand anschaulicher
Experimente interessantes zu entdecken. Hier erklärt Karl-
Heinz Marien die Funktion.
Erfahrungen wie diese haben zur Einrichtung des
Girlsʼ Day geführt, einer bundesweiten Aktion, die sich
an Schülerinnen der Klassen 5 bis 10 richtet und die
Einblicke in die Welten »männlicher« Berufe ermöglichen
soll. Neben Ausstellungen, Tagen der Offenen Tür
und Betriebspraktika ist es auch damit die Absicht, das
Spektrum der Berufe zu erweitern, aus denen die Schülerinnen
einmal ihre Auswahl treffen werden.
Gefördert wird der Girlsʼ Day von den Forschungs-
und Familienministerien, der Bundesanstalt für Arbeit,
dem Deutschen Gewerkschaftsbund sowie Verbänden
von Industrie und Handel. Wurden im Jahr 2002 bereits
42 000 Plätze angeboten, so waren es 2003 sogar etwa
100 000 Mädchen, die in mehr als 3500 Betrieben, Forschungseinrichtungen,
Hochschulen und Behörden einen
Einblick in die Welt »männlicher« Berufe erhielten.
Und das zu recht: Noch immer entscheiden sich 50
Prozent der Mädchen für nur etwa zehn verschiedene
Berufe. Sie wählen damit aus einem engeren Spektrum
aus als Jungen. Noch immer sind es vor allem so genannte
»klassische Frauenberufe«, während technische und
naturwissenschaftliche Berufe selten gewählt werden.
Und dies, obwohl sie als Schülerinnen im Durchschnitt
erfolgreicher sind, als ihre männlichen Mitschüler. An
der allgemeinen Hochschulreife sind Schülerinnen mit
einem Anteil von 54.8 % vertreten, aber bei den Schulabgängern
ohne Hauptschulabschluss stellen sie einen
Anteil von lediglich 34.5 %. Hier soll der Girls' Day ansetzen,
um den Mädchen Perspektiven für interessante
Berufe aufzuzeigen. Im vergangenen Jahr fand er bereits
zum dritten Mal statt. Zum ersten Mal beteiligte sich
auch das Max-Planck-Institut für Astronomie daran.
117

118 Menschen und Ereignisse
Vielfältige Erfahrungen
Die Mitarbeiter des Instituts ließen sich schnell von
der Idee begeistern, am Girls' Day mitzumachen. Durch
den großen Einsatz konnten viele verschiedene Aktionen
im Vorfeld vorbereitet werden. Am 8. Mai war es
dann so weit. Insgesamt 53 Schülerinnen im Alter zwischen
11 und 16 Jahren lernten die Werkstätten und die
technischen Abteilungen kennen, wo die Instrumente
entstehen, mit denen die Heidelberger Astronomen beobachten.
Bei vielen Aktivitäten durften die Mädchen selbst
Hand anlegen. In den Werkstätten lernten sie, Sticker
zu fräsen und Schaltkreise zusammenzulöten. In der
Rechner-Abteilung konnten sie ältere Computer bis
auf die Schrauben zerlegen. Einen Einblick in den Alltag
eines Wissenschaftlers erhielten sie von den Doktoranden,
die ihre Arbeit vorstellten und ihnen zeigten,
wie unersetzlich die Computer geworden sind. Auch
mit der Programmierung von Apfelmännchen konnten
sie sich befassen. Die Teleskope des Instituts wurden
besichtigt, Gruppenphotos mit einer CCD-Kamera gemacht,
Optik-Versuche im Labor für Adaptive Optik,
technisches Zeichnen in der Konstruktionsabteilung und
sogar die Steuerung des 3.5-Meter-Teleskops auf dem
Calar Alto (Südspanien) vom Heidelberger Computer-
Terminal aus. Astronomen erzählten von ihren Beobachtungen
mit dem Weltraumteleskop Hubble, von
kosmologischen Surveys und Projekten zur Suche nach
Transneptunischen Planeten in unserem Sonnensystem
und vielem mehr.
Für jede Teilnehmerin war etwas Spannendes dabei.
Für ihre Mühen wurden sie mittags mit Mandeleis
belohnt, das als Nachtisch schnell gefroren und – im
Anschluss an eine heitere Stickstoffvorführung – restlos
verspeist wurde. Zum Schluss ein wenig erschöpft,
äußerten sich die Mädchen positiv über diesen Tag, an
dem sie viel Neues und Interessantes entdeckten. Auch
der Belegschaft unseres Instituts hat dieser Tag sehr viel
Spaß gemacht.
Joana Costa, Andrea Borch
Abb. V.13: In der Experimentierhalle des Instituts erklärt Tom
Herbst den Teilnehmerinnen anhand einfacher Experimente die
Funktionsweise großer Teleskope.

Personal
Heidelberg
Direktoren: Henning (GF), Rix
Wissenschaftliche Mitarbeiter: Andersen, Barden, Bell,
Birkle (bis 30.4.), Böhnhardt, Brandner, Burkert (bis
30.6.), Feldt, Fried, Gässler, Graser, Grebel (bis 31.8.),
Haas (bis 30.6.), Herbst, Hippelein, Hippler, Hofferbert,
Kiss (ab 1.9.), Klaas, Klahr, Kniazev, Köhler, Krasnokutski
(bis 14.11.), Krause (ab 15.8.), Launhardt, Leinert, Lemke,
Lenzen, Ligori, Maier (bis 31.5.), Marien, Mathar,
Meisenheimer, Mundt, Odenkirchen (bis 31.8.), Pentericci
(bis 14.2.), Pitz, Röser, Schmitt (1.1. bis 28.2.) Setiawan
(ab 1.6.), Staude, Steinacker (ab 1.3.), Stickel, Toth,
Vavrek, Weiß, Wilke (bis 30.6.), R. Wolf, Xu
Doktoranden: Apai, Berton (ab 1.5.), Bertschik, Birkmann
(ab15.7.), Borch, Büchler, De Matos Costa, Dib, Dirksen
(1.1. bis 31.10.), Dumitrache (1.5. bis 31.7.), Eberle (1.5. bis
31.10.), Egner (1.11.), Falter (ab 1.4.), Harbeck (bis 31.8.),
Häring, Hartung (bis 31.5.), Häußler (ab 1.9.), Hempel,
Jesseit (bis 30.4.), Kautsch (14.4. bis 31.8.), Keil, Kellner,
Khochfar (bis 30.6.), Koch (27.2.bis 31.8.), Kovacs, Lamm
(bis 31.10.), Mühlbauer, (bis 30.6.), Pascucci, Przygodda
(bis 31.10.), Puga, Ratzka, Rodmann, Rüger (bis 15.8.)
Schartmann (ab 1.12.), Schütz (ab 1.3.), Semenov (ab
15.11.), Stolte (bis 31.5.), Umbreit, Walcher, Wetzstein
Diplomanden und studentische Hilfskräfte: Mertin (ab
1.12.), Scharlach (5.8. bis 30.9.), Stumpf (ab 1.7.), Tristram
(bis 30.11.), Würtele (ab 1.10.)
Diplomanden (FH): Brunner (1.3. bis 31.8.), Kinder (bis
31.3.)
Wissenschaftliche Dienste: Bizenberger, Grözinger,
Hinrichs, Laun, Neumann, Quetz, Schmelmer
Rechner, Datenverarbeitung: Briegel, Hiller, Rauh, Richter,
Storz, Tremmel, Zimmermann,
Elektronik: Alter, Becker, Ehret, Grimm, Klein, Mall,
Mohr, Ramos (ab 1.3.), Ridinger, Salm, Unser, Wagner,
Westermann, Wrhel
Feinwerktechnik: Böhm, Heitz, Meister, Meixner, Morr,
Pihale, Sauer
Konstruktion: Baumeister, Ebert, Huber (ab 1.11.), Münch,
Rohloff
Fotolabor: Anders
Graphikabteilung: Meißner-Dorn, Weckauf
Bibliothek: A. Dueck (20.2.-19.3.), M. Dueck
Verwaltung: Apfel, Gieser, Heißler, Hölscher (ab 1.2.),
Kellermann, Papousado, Schleich, Voss, Zähringer
Sekretariat: Bohm, Janssen-Bennynck, Koltes-Al-Zoubi,
Meng (bis 31.10.), Seifert (ab 15.11.)
Technischer Dienst und Kantine: Behnke, Herz, Jung,
Lang, Nauß, B. Witzel, F. Witzel, Zergiebel
Auszubildende: Baungärtner, Bender (bis 20.1.), Maurer,
Müllerthann (ab 1.9.), Resnikschek (ab 1.9.); Rosenberger,
Sauer, Schmitt (ab 1.9.), Stadler
Freier Mitarbeiter: Dr. Th. Bührke
Stipendiaten: Alvarez, Bailer-Jones, Bouwman (1.9.),
Butler, Chesneau, Ciecielag (1.2. bis 31.10.), De Bonis
(15.5. bis 31.8.), DʼOnghia (bis 31.8.), Farinato (ab
15.2.), Gouliermis (ab 1.5.), Heymans (ab 22.9.), Hujeirat,
Khanzadyan, Kleinheinrich, Lee (bis 15.9.), Martinez-
Delgado (ab 1.12.), Masciadri, Prieto, Soci, Trujillo, Wang
(ab 1.3.), Zucker (ab 1.10.)
Wissenschaftliche Gäste: Acosta-Pulido, Spanien (November),
Aarseth, Norwegen (November), Ábrahám, Ungarn
(Juni, Juli, Oktober), Arcidiacono, Italien (April–Juli),
Bacmann, Frankreich (November), Bakker, Holland (Juli),
Bergin, USA (Februar), Bershady, USA (Oktober), Boeker,
ESTEC/NL (Oktober), Bouy ESO (Januar, Juni, September),
Bik, Holland (November), Bodenheimer, USA (März/
April), Borgani, Italien (Januar), Van den Bosch, MPA Garching
(Januar), Bouwmann, Holland (Januar, Juli), Bromm,
USA (Juni), Brunotti, Italien (Februar), Cappellari, Leiden
(November), Carmona, Linkop University (Juli), Caubillet,
Arcetri (Dezember), Cho, USA (November), Correia,
AIP Potsdam (November), Courteau, British Columbia
(Mai), Delplancke, ESO (Januar), Diolaiti, Italien (April-
Juli), Ferguson, MPG (September), Franx, Holland (September),
Gawryszczak, Polen (Mai/Juni), Gallagher, USA
(Juni), Garaud, Cambridge (April), Garcia-Berro, Spanien
(Januar-Februar), Ghedina, Italien (Juni), Gomez-Flechoso,
Spanien (Juli), Hartung, ESO-Chile (September), Hartmann,
USA (Mai), Heymans, Oxford (Februar, August),
Hoekstra, Toronto (Juli-August), Huelamo, ESO (April),
Ida, Japan (April-Mai), Johansen, Dänemark (September),
Karachentsev, Russland (Juni), Karachentseva, Ukraine
(Juni), Kasper, ESO (Dezember), Kim, USA (Mai), Klein,
Jena (Februar), Klessen, Potsdam (Juni), Krivov, Potsdam
119

120 Personal/Arbeitsgruppen
(April), Kürster, Tautenburg (November), Kroupa, Kiel (Januar),
Lehnert, MPE (Dezember), Lindner, England (Juli),
Linz, Tautenburg (Juni), Lin, Lick Observatory (April),
Lopez-Aguerri, Spanien (Juli), Maier, ETH Zürich (Dezember),
Mikkola, Finnland (November), Merritt, USA (Juni),
Meyer, USA (Oktober), Marco, ESO Chile (Juli), Mac
Low, USA (Juli), Martin-Hernandez, Genf (Februar-März),
Menshchikov, MPIfR (Juni-Juli), Munteann, UPC Barcelona
(März), Mack, Holland (Februar), Mazeh, Israel (Februar),
Mikkola, Finnland (November), Ocvirk, Frankreich (Oktober),
Naab, Cambridge (Februar, April, Juni-August),
Osmer, USA (August), Phleps, Edinburgh (Dezember),
Popowski, MPA (November), Parmentier, Belgien (Juli),
Pavlyuchenko, Russland (Februar-April), Pizagno, USA
(April-Mai), Plewa, USA (Juni-Juli), Powell, USA (Januar-
Juni), Pramski, Russland (Oktober-November), Pustilnik,
Russland (Juli-August), Rudnick, USA, (November), Raga,
Mexico (Juni), Reunanen, Finnland (Juli), Ribak, Israel
(Januar), Sarzi, England (August), Smith, England (Januar-
Februar, September-Oktober), Shields, USA (August),
Swaters, USA (Mai), Stuik, Holland (Mai), Szameit, Jena
(November), Schinnerer, NRAO (November), Schreyer,
Jena (Februar), Sterzik, ESO-Chile (Juli), Swaters, USA
(Mai), Thomas, MPE (November), Torres, Spain (Januar-
Februar), Tsevi, Israel (Februar), Verheijen, Potsdam (Mai),
Vernet, Frankreich (Juni-Juli), Voshchinnikov, Russland
(Mai), Walter, NRAO (November), Wasla, Japan (Juni),
Wetzstein, München (Juli), Wiebe, Russland (September-
November), Wiedermann, Hamburg (November), Williams,
USA (Mai), Wolf, Oxford (Januar), Wolf, USA (Mai),
Wünsch, Tschechien (November-Dezember), Zeilinger,
Wien (Mai)
Durch die regelmäßig stattfindenden internationalen Treffen
und Veranstaltungen am MPIA hielten sich weitere Gäste
kurzfristig am Institut auf, die hier nicht im Einzelnen
aufgeführt sind.
Praktikanten: Boxermann (bis 28.2.), Heß (10.3. bis 5.4.),
Konya (1.9. bis 31.12.), Leledis (1.9. bis 31.12.), Naranjo
(ab 1.10.), Steinmann (1.3. bis 31.8.), Urner (18.2. bis
10.3.), Wiehl (25.8. bis 3.10.)
Calar Alto/Almeria
Lokale Leitung: Gredel, Vives ( bis 31.12.)
Astronomie, Koordination: Thiele, Frahm
Astronomie, Nachtassistenten: Aceituno, Aguirre, Alises,
Cardiel, Guijarro, Hoyo, Pedraz
Teleskoptechnik, EDV: Capel, De Guindos, García,
Helmling, Henschke, Hernández L., Hernández R., Raul
López, Marín, Morante, Müller, W., Nuñez, Parejo,
Schachtebeck, Usero, Wilhelmi
Technischer Dienst, Hausdienst: Aguila, A., Aguila,
M., Ariza, Barón, Carreño, Corral, Domínguez, Gómez,
Góngora, Klee, Rosario López, Márquez, Martínez, Romero,
Sánchez, Tapia
Verwaltung, Sekretariat: Hernández, M., Hernández, M. J.,
López, M. I.
Jena
Lokale Leitung: Huisken
Wissenschaftliche Mitarbeiter: Colder (bis 31.5.), Diegel
(ab 15.8.), Rouillé, Staicu
Doktoranden: Krasnokutski, Sukhorukov
Wissenschaftliche Gäste: Alexandrescu, Rumänien (Januar/
Februar), Dumitrache, Rumänien (Juni/Juli), Guillois,
Frankreich (Juni), Marino, Frankreich (Juni), Morjan,
Rumänien (Januar/Februar), Voigt, Deutschland (Juli und
November)
Arbeitsgruppen
Abteilung Planeten- und Sternentstehung
Direktor: Thomas Henning
Weltraum-Astronomie im Infraroten
Dietrich Lemke, Stephan Birkmann, Ulrich Grözinger,
Martin Haas, Csaba Kiss, Ulrich Klaas, Stefan Mertin,
Oliver Krause, Roland Vavrek, Manfred Stickel, Viktor
Toth, Karsten Wilke
Sternentstehung
Christoph Leinert, Carlos Alvarez, Daniel Apai, Jeroen
Bowman, David Butler, Markus Feldt, Rainer Köhler,
Tigran Khanzadyan, Ralf Launhardt, Rainer Lenzen, Ilaria
Pascucci, Elena Puga, Thorsten Ratzka, Oliver Schütz,
Dmitri Semenov, Hongchi Wang
Braune Zwerge, Exoplaneten
Reinhard Mundt, Coryn Bailer-Jones, Wolfgang Brandner,
Markus Lamm, Elena Masciadri, Jens Rodmann, Johny
Setiawan
Theorie
Hubertus Klahr, Bernhard Keil, Jürgen Steinacker, Stefan
Umbreit
Laborastrophysik
Friedrich Huisken, Olivier Debieu, Serge Krasnokutzki,
Gaël Rouillé, Angela Staicu, Oleksandr Sukhorukov

Frontiers of Interferometry in Germany
Christoph Leinert, Olivier Chesneau, Uwe Graser, Ralf
Launhardt, Frank Przygodda
Adaptive Optik
Wolfgang Brandner, Carlos Alvarez, Joana Büchler,
Alessandro Berton, David Butler, Markus Feldt, Dimitrios
Gouliermis, Stefan Hippler, Elena Masciadri, Micaela
Stumpf
Abteilung Galaxien und Kosmologie
Direktor: Hans-Walter Rix
Struktur und Dynamik von Galaxien
Andreas Burkert, Hans-Walter Rix, David Andersen,
Michael Odenkirchen, Ignacio Trujillo, Roland Jesseit,
Jakob Walcher
Sternpopulationen und Sternentstehung
Eva Grebel, Thomas Herbst, Alexei Kniazev, Henry Lee,
David Martinez Delgado, Dan Zucker, Sami Dib, Daniel
Harbeck, Andreas Koch, Andrea Stolte
Zusammenarbeit mit Firmen
ABB (ehem. Hartmann + Braun),
Alzenau
Additive, Friedrichsdorf
ADR, Paris
Agilent Technologies, Böblingen
Almet-AMB, Mannheim
Amphenol-Tuchel Electronics,
Heilbronn
Analyt-MTC, Mühlheim
Angst+Pfister, Mörfelden
APE Elektronik, Kuppenheim
Arthur Henninger, Karlsruhe
asknet, Karlsruhe
Auer Paul GmbH, Mannheim
Baier Digitaldruck, Heidelberg
Barr, USA
Barth, Leimen
Bechtle, Heilbronn
Bectronic GmbH, Derschen
Best Power Technology, Erlangen
Beta Layout, Arbergen
Binder Magnete, Villingen-
Schwenningen
Blaessinger, Stuttgart
Bohnenstiel, Heidelberg
Böllhoff, Winnenden
Börsig, Neckarsulm
Bubenzer Bremsen, Kirchen-Wehrbach
Bürklin, München
CAB, Karlsruhe
Cadillac-Plastic, Viernheim
C&K Components, Neuried b.
München
Cancom, Frankfurt
C.A.P. CNC+Coating Technik, Zell.
a. H.
Carl Roth, Karlsruhe
Cherry Mikroschalter, Auerbach
Christiani, Konstanz
Coating-Plast, Schriesheim
Com Pro, Stuttgart
Compumess Electronik,
Unterschleissheim
Comtronic GmbH, Heiligkreuzsteinach
Conrad Electronic, Hirschau
Creaso, Gilching
Cryophysics, Darmstadt
Dannewitz, Linsengericht
DELL, Langen
Delta, Wuppertal
Deltron Components GmbH, Neuried
b. München
DEMAG, Nördlingen
Deti, Meckesheim
DMG-Service, Pfronten
Dürkes & Obermayer, Heidelberg
Arbeitsgruppen/Zusammenarbeit mit Firmen. 121
Galaxienentwicklung und Kosmologie
Eric Bell, Andreas Burkert, Hans-Walter Rix, Elena
DʼOnghia, Helmut Hetznecker, Catherine Heymans,
Martina Kleinheinrich, Marc Barden, Sadegh Khochfar,
Angela Hempel, Andrea Borch
Aktive Galaxienkerne
Klaus Meisenheimer, Almudena Prieto, Laura Pentericci,
Ahmad Hujeirat, Nadine Häring, Marc Schartmann, Konrad
Tristram
Sloan Digital Sky Survey
Eva Grebel, Eric Bell, Daniel Zucker, Alexei Kniazev,
Laura Pentericci, Michael Odenkirchen
Tiefe Durchmusterungen
Klaus Meisenheimer, Hermann Röser, Hans Hippelein,
Christian Maier, Zoltan Kovacs, Siegfried Falter, Boris
Häußler
Instrumentierung
Thomas Herbst, Hermann-Josef Röser, Josef Fried, Roberto
Ragazzoni, Wolfgang Gäßler, David Andersen, Roberto
Soci, Sebastian Egner
Dyna Systems NCH, Mörfelden-
Walldorf
e2v technologies, GB
EBARA Pumpen, Dietzenbach
EBJ, Ladenburg
EBV-Electronik, Leonberg
EC Motion, Mönchengladbach
Edsyn Europa, Kreuzwertheim
EFH, Neidenstein
Eldon, Büttelborn
Elna Transformatoren, Sandhausen
elspec, Geretsried
ELV Electronik, Leer
ERNI, Adelberg
eurodis Enatechnik, Quickborn
EWF, Eppingen
Faber, Mannheim
Fairchild Imaging Syst., USA
Farben Specht, Bammental
Farnell Electronic Components,
Deisenhofen
Farnell Electronic Services,
Möglingen
FCT Electronic, München
Fels Spedition, Heidelberg
Fisba, St. Gallen
Fischer Elektronik, Lüdenscheid
Flash Computer, Guentersleben

122 Zusammenarbeit mit Firmen
FPS-Werkzeugmaschinen GmbH,
Otterfing
Franke, Aalen
Fritz Faulhaber, Schönaich
FPS-Werkzeugmaschinen GmbH,
Otterfing
Franke, Aalen
Fritz Faulhaber, Schönaich
Future Electronics Deutschland,
Unterföhring
Ganter, Walldorf
Geier Metalle, Mannheim
GENOMA Normteile, Hameln
GLT, Pforzheim
Gordion, Troisdorf
Gould Nicolet Meßtechnik,
Dietzenbach
Grandpair, Heidelberg
Grulms-Pneumatik, Grünstadt
GRW, Würzburg
Gummi Körner, Eppelheim
Gummi-Plast Schild, Gernsheim
Gutekunst, Pfalzgrafenweiler
Halm+Kolb, Stuttgart
Heidenhain, Traunreut
Heraeus, Hanau
Hilger und Kern, Mannheim
Hilma-Römheld GmbH, Hilchenbach
Helukabel, Hemmingen
Hema, Mannheim
Herz, Leister Geräte, Neuwied
Hewlett-Packard Direkt, Böblingen
Hinkel Elektronik, Pirmasens-Winzeln
HM Industrieservice, Waghäusel
Hommel-Hercules Werkzeughandel,
Viernheim
Hormuth, Heidelberg
Horst Göbel, Ludwigshafen
Horst Pfau, Mannheim
HOT Electronic, Taufkirchen
HTF Elektro, Mannheim
Huber + Suhner, Taufkirchen
Hummer+Rieß, Nürnberg
Häcker, Weinsberg
Häfele Leiterplattentechnik,
Schrießheim
IBF Mikroelektronik, Oldenburg
Infrared Labs, Tucson, USA
Ingenieurbüro Steinbach, Jena
Inkos, Reute/Breisgau
INMAC, Mainz
iSystem, Dachau
ITOS GmbH. Mainz
Jacobi Eloxal, Altlussheim
Janos, USA
Jarmyn, Limburg
Joisten+Kettenbaum, Bergisch Gl.
Kaufmann, Crailsheim
Kerb-Konus-Vertriebs-GmbH, Amberg
Kippdata, Bonn
Kniel, Karlsruhe
Knürr, München
Korth, Hamburg
Lambda Electronics, Achern
Layher, Güglingen
Lemo Electronik, München
Leybold Vakuum GmbH, Köln
Lineartechnik Korb, Korb
Loedige, Paderborn
LPKF CAD/CAM Systeme, Garbsen
Macrotron, München
Mädler, Stuttgart
Mankiewicz, Hamburg
Matsuo Electronics Europe, Eschborn
Matsushita Automation, Holzkirchen
Maxim Ges. f. elektronische integrierte
Bausteine, Planegg
Menges electronic, Dortmund
Mentor, Erkrath
Metrofunkkabel-Union, Berlin
Micro-Optronic-Messtechnik,
Langebrück
Mitsubishi-Electric, Weiterstadt
Mizzi, Brühl
Mönninghoff, Bochum
Moxa, Laudenbach
MSC Vertriebs-GmbH, Stutensee
MTI, Baden-Baden
Munz, Lohmar
Nanotec, Finsing
Neust Schaltungselektronik,
Ehringshausen - Katzenfurt
Newport, Darmstadt
Nickel Schalt- und Meßgeräte,
Villingen-Schwenningen
Niedergesess, Sandhausen
Nies Electronic, Frankfurt
Noor, Viernheim
Nova Electronik, Pulheim
Oberhausen, Ketsch
Otto Faber, Mannheim
Otto Ganter, Furtwangen
OWIS GmbH, Staufen
Parametric Technology, München
Parcom, CH-Flurlingen
pbe Electronic, Elmshorn
Peltron GmbH, Fürth
Pfeiffer, Mannheim
Pfeiffer Vacuum GmbH, 5614 Asslar
Physik Instrumente, Waldbronn
Phytec Meßtechnik, Mainz
Phytron, Gröbenzell
Plastipol, Runkel
PROUT, Darmstadt
ProLogic, Wuppertal
PTC, Mannheim
PSI Tronix, Tulare, California, USA
Püschel Electronik, Mannheim
R.E.D. Regional-Electronic-
Distribution, Rodgau-Jügesheim
Radiall, Rödermark
RALA, Ludwigshafen
Rau-Messtechnik, Kelkheim
Räder Gangl, München
Reeg, Wiesloch
Reinhold Halbeck, Offenhausen
Reith, Mannheim
Retronic, Ronneburg
Rexim, Maulbronn
Riekert & Sprenger, Wertheim
Rittal-Werk, Herborn
Rockwell, USA
Roland Häfele Leiterplattentechnik,
Schriesheim
Roth, Karlsruhe
RS Components, Mörfelden-Walldorf
RSP-GmbH, Mannheim
Rudolf, Heidelberg
Rütgers, Mannheim
Rufenach Vertriebs-GmbH, Heidelberg
Sartorius, Ratingen
Sasco, Putzbrunn
Scantec, Planegg
Schaffner Elektronik, Karlsruhe
Schott Mainz
Schulz, München
Schuricht, Bremen
Schuricht, Fellbach-Schmiden
Schweizer Elektroisolierungsstoffe,
Mannheim
Scientific Computers, Aachen
SCT Servo Control Technology,
Taunusstein
SE Spezial-Electronic, Bückeburg
Seifert mtm Systems, Ennepetal
Siemens IC-Center, Mannheim
Spaeter, Viernheim
Spindler & Hoyer, Göttingen
Spoerle Electronic, Dreieich
Steward Observatory, USA
Straschu Leiterplatten, Oldenburg
SUCO-Scheuffele, Bietigheim-
Bissingen
Swiss Optik, Schweiz
Synatron, Hallbergmoos
Tafelmeier, Rosenheim
Tandler, Brauen
THK, Düsseldorf
Thorlabs, Gruüberg
TMS Test- und Messsysteme,
Herxheim/Hayna

Tower Electronic Components,
Schriesheim
Transtec, Tübingen Rutronik, Ispringen
TreNew Electronic, Pforzheim
TS-Optoelectronic, München
TWK-Elektronik, Karlsruhe
Lehrveranstaltungen
Veranstaltete Tagungen
Vacuumschmelze, Hanau
VBE Baustoff+Eisen, Heidelberg
Vero Electronics, Bremen
VisionEngineering, Emmering
Vision Systems, Norderstedt
W. & W. Schenk, Maulbronn
Wintersemester 2002/2003
Bönhardt, H.: Das Sonnensystem, Univ. Erlangen-
Nürnberg (Block-Kurs)
Burkert, A., Rix, H.-W.: Struktur, Kinematik und Dynaik
von Sternsystemen (Oberseminar, mit B. Fuchs, A. Just,
R. Spurzem, R. Wielen)
Lemke, D., Röser, H.-J.: Einführung in die Astronomie
und Astrophysik, III (Seminar, mit J. Krautter)
Meisenheimer, K.: Particle Acceleration and Radiation
Processes in Radio Galaxies (Oberseminar, mit J.G.
Kirk, S. Wagner)
Sommersemester 2003
Bönhardt, H.: Das Sonnensystem, Univ. Erlangen-Nürnberg
(Block-Kurs); The Rio de Janeiro Astronomy Winter
School, Nat. Obs. Rio de Janeiro (Block-Kurs)
Burkert, A., Rix, H.-W.: Stellardynamik (Oberseminar, mit
B. Fuchs, A. Just, R. Spurzem, R. Wielen)
Fried, J.: Galaxien (Vorlesung, mit B. Fuchs)
Henning, Th.: Sternentstehung (Vorlesung)
Meisenheimer, K.: Gruppenarbeit Physik II
Haas, M., Lemke, D., Leinert, Ch., Mundt, R., Röser, H.-
J.: Einführung in die Astronomie und Astrophysik III
(Seminar)
Tagungen, Vorträge
Vom Institut veranstaltete Tagungen
Treffen der Initiative »Baden-Württemberg – Zentrum für
Adaptive Optik« am MPIA, 2. April (S. Hippler)
Konferenz »Toward other Earths – DARWIN/TPF and the
search for extrasolar terrestrial planets«, Konferenzzentrum
Heidelberg, 22.-25. April (R. Launhardt), D. Apai,
H. Boehnhardt, Th. Henning, I. Pascucci)
Calar Alto Colloquium, Heidelberg, 28.–29. April
GEMS Workshop, Mai 2003, MPIA (E. Bell)
Ringberg Workshop on long baseline interferometry in the
mid-infrared, 1.-5. September (U. Graser, C. Leinert, T.
Ratzka)
Zusammenarbeit mit Firmen/Lehrveranstaltungen/Tagungen, Vortträge 123
WIKA, Klingenberg
Wikotec, Bramsche
Wilhelm Gassert, Schriesheim
Winlight, Frankreich
Witter GmbH, Heidelberg
WS CAD Electronik, Berk Kirchen
Wintersemester 2002/2003
Henning, Th.: Physik der Sternentstehung (Oberseminar)
Leinert, Ch., Lemke, D.: Einführung in die Astronomie und
Astrophysik, III (Seminar, mit H.-P. Gail)
Meisenheimer, K.: Hoch-rotverschobene Radiogalaxien
(Oberseminar, mit J.G. Kirk, S. Wagner)
Rix, H.-W.: Observing the Big Bang and its Aftermath
(Vorlesung)
Rix, H.-W.: Struktur, Kinematik und Dynamik von
Sternsystemen (Oberseminar, mit B. Fuchs, A. Just,
R. Spurzem und R. Wielen)
Röser, H.-J.: Galaxienhaufen (Vorlesung)
Fortgeschrittenenpraktikum: Für Studenten der Physik- und
Astronomie wird während des Semesters ein Versuch
zur »Adaptiven Optik« angeboten. Innerhalb von vier
Nachmittagen kann ein Analysator zur Untersuchung
der Verformung von Lichtwellen aufgebaut und optische
Aberrationen wie Koma und Astigmatismus bestimmt
werden. Der Versuch findet im Labor für »Adaptive
Optik« am MPIA statt. (Verantwortlich: Stefan Hippler,
Wolfgang Brandner; Betreuer: Stephan Kellner, Oliver
Schütz, Alessandro Berton). Ein zweiter Versuch trägt
den Namen »CCD-Kamera«
Treffen des »EU research and training network for adaptive
optics for extremely large telescopes«, MPIA, 16.–17.
Oktober (S. Hippler)
Treffen der Forschungsgruppe »Laborastrophysik«, MPIA,
21. November (J. Steinacker)
Andere veranstaltete Tagungen
Bönhardt, H.: First decadal review of the Edgeworth-
Kuiper-Belt – towards new frontiers, international ESO-
UCN workshop, Antofagasta, March 11-15 (SOC chair);
Synergies from widefield imaging surveys, JENAM,
Budapest, August 25-29 (SOC); The new ROSETTA targets,
ESA science workshop, Capri, October 13-16 (SOC);

124 Tagungen, Vorträge
Brandner, W.: ESO workshop on science with adaptive optics,
Garching, September (Co-chair and LOC)
Feldt, M.: CHEOPS kick-off meeting, Padua, 3.-4. Februar;
CHEOPS progress meeting, Zürich, 6-7 Oktober
Gässler, W.: AO Mini-school, München, 19-23. Februar
Haas, M.: »Evolution of quasars«, AG-Tagung, Splinter
Meeting, Freiburg, 15. – 19. September
Henning, Th.: SOC-Mitglied bei »Astrophysics of dust«,
Estes Park, USA; IAU –Symposium »Star formation
at high angular resolution«, Sydney, Australien;
AO-Meeting »Science with adaptive optics«, Garching,
September; IRAM Meeting, Star Formation, Grenoble,
Frankreich, Dezember (Chairman)
Hippler, S.: Mini-school »Multi-conjugate adaptive optics
for extremely large telescopes«, ESO-Garching, 19-21.
Februar
Teilnahme an Tagungen, wissenschaftliche und öffentliche Vorträge
Wissenschaftliche Vorträge
Apai, D.: Towards other Earths: DARWIN, TPF and the search
for extrasolar terrestrial planets, April 22-25, Heidelberg
(Poster); IAU Symp. 221: Star formation at high angular
resolution, 22-25. Juli, Sydney (Poster)
Bailer-Jones, C.: GAIA photometry working group meeting,
MPIA, 10.–11. März (Vortrag); GAIA science team meeting
no. 7, ARI, Heidelberg, 12.–13. März; Universität
Heidelberg, Juli (eingeladener Vortrag); Meeting of the
American Astronomical Society, Nashville, USA, 25.–29.
Mai (Poster); GAIA Data Processing Meeting, Barcelona,
April (Voprtrag); GAIA Science Team Meeting no. 8,
ESTEC, 25.–26. Juni; GAIA Science Team meeting no. 9,
ESTEC, 7.-–8. Oktober; GAIA photometry working group
meeting, Leiden, 9.–10. Oktober (Vortrag)
Bell, E.: The baryonic Universe, Aspen USA, Januar (Vortrag);
Spectroscopic and imaging surveys in cosmology workshop,
Oxford, März (Vortrag); The multi-wavelength
Universe, Venedig, Oktober (Vortrag); Spectroscopic
and imaging surveys in cosmology workshop, Neapel,
September (Vortrag)
Berton A.: General meeting of the CHEOPS project group,
Zurich, 6.–7. Oktober; Informal meeting of the CHEOPS
project group, Padua, 4. Dezember (Vortrag)
Boenhardt, H.: »First Decadal review of the Edgeworth-
Kuiper-Belt – Towards New Frontiers«, International
ESO-UCN workshop, Antofagasta, 11.–15. März (eingeladener
Vortrag); »The ESO large programs«, ESO workshop,
Garching, 19.–21. Mai (eingeladener Vortrag); ESA
science workshop »The new ROSETTA targets«, Capri,
13.–16. Oktober (eingeladener Vortrag); Physikalisches
Kolloquium, Universität Braunschweig, 24 Juni (eingeladener
Vortrag); MPI für Aeronomie Katlenburg-Lindau, 25
Juni (eingeladener Vortrag), Physikalisches Kolloquium,
Martinez-Delgado, D.: »Satellites and tidal streams«, INGIAC
Joint conference, 26-30 Mai, La Palma (Spanien)
Meisenheimer, K.: Formation and early evolution of galaxies,
SFB 439 Workshop, Kloster Irsee, 30. Juni - 4. Juli
(mit S. Phleps)
Ragazzoni, R.: National school of astrophysic Isola dʻElba,
I telescopi di nuova generazione 11.-17 Mai, »LBT und
VLT/VLTI«; Mini school in Munich; RTN workshop
La Palma; 2nd Baeckaskog workshop on exteremely
large telescopes, Baeckaskog Castle, Sweden, 9.–11.
September (SOC Chair)
Steinacker, J.: Splinter meeting »Interferometry with large
telescopes«, Jahrestagung der AG, Freiburg i. Br. 15.–20.
September
Umbreit, St.: N-body events, mini workshop, Heidelberg,
25.– 28. November (mit R. Spurzem)
Universität Erlangen-Nürnberg, 3. Novem-ber (eingeladener
Vortrag)
Brandner, W.: Das Sonnensystem und extrasolare Planeten,
Weimar, Februar (Vortrag); Towards other Earths:
DARWIN, TPF and the search for extrasolar terrestrial
planets, Heidelberg, 22.–25. April, (Vortrag); IAU Symp.
221: »Star formation at high angular resolution«, Sydney,
Juli (eingeladener Vortrag); CHEOPS Meetings, Zürich,
Oktober (eingeladener Vortrag); Astronomical colloquium
at the University of Florida at Gainesville, November
(eingeladener Vortrag)
Butler, D.: Stellar populations, MPA, Garching, 6.–11.
Oktober (Poster); Science with »Adaptive Optics«, ESO
Workshop, Garching16-19 September (Vortrag)
Chesneau, O.: JEMAN Mini-symposium on young stars,
August (eingeladener Vortrag)
Feldt, M.: Towards other Earths: DARWIN, TPF and the
search for extrasolar terrestrial planets, (eingeladener
Vortrag); IAU Syposium 221, Sydney, 22-25 Juli (eingeladener
Vortrag); Extrasolar planets: today and tomorrow,
Paris, 30.6.–4.7. (Poster)
Gässler, W.: 2nd Baeckaskog workshop on extremely large
telescopes, Baeckaskog Castle, Sweden, 9.–11. September
(Vortrag); ESO Workshop on Science with AO, München.
16.–17. September (Poster)
Gouliermis, D.: ESO workshop »Science with adaptive
optics«, Garching, 16.–19. September (Poster); RTN
meeting »Adaptive optics for extremely large telescopes«,
16.–17. Oktober, Heidelberg (Vortrag)
Graser, U.: Ringberg workshop on long-baseline interferometry
in the mid infrared, 1.–5. September (eingeladener
Vortrag)
Grebel, E.: Fourth Carnegie centennial symposium on origin
and evolution of the elements, Pasadena, 16.–21. Februar
(eingeladener Vortrag); Calar Alto Colloquium, Heidelberg,

28.–29. April (eingeladener Vortrag); Kolloquium der ETH
Zürich, 29. April (eingeladener Vortrag); ING-IAC Joint
conference, Santa Cruz de la Palma, 26.–30. Mai (eingeladener
Vortrag); 2nd AIP Thinkshop »The Local Group
as a cosmological training sample«, Potsdam, 12.–15. Juni
(eingeladener Vortrag); Workshop on the formation and
evolution of massive young star clusters, Cancun, Mexico,
17.– 21. November (eingeladener Vortrag)
Gredel, R.: 250 years of astronomy in Spain, Cadiz, September
(Vortrag)
Haas, M.: The Promise of ALMA, Elba 26.-30.Mai (Vortrag);
AG-Tagung 2004, Freiburg, 15.–19. September (Vortrag);
Multiwavelength AGN surveys«, Cozumel/Mexiko 8.–12.
Dezember (eingeladener Vortrag)
Häring, N.: ESO workshop Science with adaptive optics,
Garching, 16.–19. September (Vortrag)
Häußler, B.: GEMS meetings in Baltimore (19.–20. Januar),
Heidelberg (12.–14. Mai), Oxford (22.–26. Oktober);
SISCO Meeting, Neapel (3.–6. September); IAU Genaral
Assembly, Sydney, 13.–26. Juli (Poster)
Henning, Th.: Kolloquium zur Eröffnung der Laborastrophysik-Einrichtung,
Universität Jena, Februar; Astro-physics
of Dust, Estes Park, Colorado, USA, Mai (eingeladener
Vortrag); International Astronomical Union
XXV. General Assembly, Sydney, Australien, Juli
(Poster); Ringberg Workshop on long baseline inter-
ferometry in the mid-infrared. Schloss Ringberg, Tegern-
see, September (eingeladener Vortrag); 4th Cologne-
Bonn-Zermatt-Symposium on the dense interstellar
medium in galaxies. Zermatt, Schweiz, September
(Vortrag); DESY-HS Workshop »Astronomie mit Groß-
geräten«, AIP Potsdam, September (eingeladener
Vortrag); University of Arizona, Tucson, USA, November
(Kolloquiumsvortrag); Universität Heidelberg, November
(Kolloquiumsvortrag); Universität Freiburg, Dezember
(Kolloquiumsvortrag)
Hippler, S.: NAOMI workshop on adaptive optics, La Palma,
9.–10. Januar (Vortrag); Kolloquium der Justus-Liebig
Universität Gießen, 8. Februar (eingeladener Vortrag);
ESO Mini-school on multi-conjugate adaptive optics for
extremely large telescopes, Garching, 19.–21. Februar
(Vortrag); CHEOPS progress meeting, ETH Zürich, 6.–7.
Oktober (Vortrag)
Huisken, F.: Royal Astronomical Society Meeting on
Polyatomics and DIBʼs in diffuse interstellar clouds,
Manchester, England, 8.–9. Januar (Poster), Workshop
»Nanotechnology: avenues of research and technological
applications«, Lissabon, 14. April (Eingeladener Vortrag,
Poster); International Conference on »Astrophysics of
Dust«, Estes Park, Colorado, USA, 25.–30. Mai (Poster),
XX. International symposium on molecular beams,
Lissabon, 8.–13. Juni (eingeladener Vortrag); Autumn
school on materials science and electron microscopy,
Berlin Adlershof, 27. September – 1. Oktober (eingeladener
Vortrag); Colloquium in honour of the 65th birthday
of Prof. Dr. Udo Buck, MPI für Strömungsforschung,
Göttingen, 24. Oktober (eingeladener Vortrag);
Tagungen/Vorträge. 125
Physikalisches Kolloquium der Universität Duisburg, 5.
November (eingeladener Vortrag)
Kautsch, S.: Jahrestagung der österreichischen Gesellschaft
fuer Astronomie und Astrophysik Innsbruck 24. – 25.
April (Poster); Astrophysics Conference: Star and structure
formation: from first light to the Milky Way, ETH
Zürich, 18.–23. August (Poster)
Kniazev, A.: AAS meeting, Seattle, Januar (Poster); SDSS
collaboration meeting, Flagstaff, 10.–12. April (Vortrag);
SDSS collaboration meeting, Fermilab, Chicago, 2.-4.
Oktober, (eingeladener Vortrag)
Köhler, R.: IAU Colloquium 191 »The environment and
evolution of binary and multiple stars«, Merida/Mexiko,
1.– 9. Februar (Vortrag); Towards other Earths: DARWIN,
TPF and the search for extrasolar terrestrial planets, April
22-25, Heidelberg; Astronomisches Kolloquium, Jena,
29. Juli (eingeladener Vortrag); Ringberg Workshop on
Long baseline interferometry, 1.– 5. September; Workshop
on Science with AO, ESO/Garching, 15.–20. September
(Vortrag); AG-Tagung, Splinter-Meeting »Star and planet
formation – the role of binaries and angular momentum«,
Freiburg, 18. September (eingeladener Vortrag);
Workshop »Spectroscopically and spatially resolving the
components of close binary stars«, Dubrovnik/Kroation,
18.– 25. Oktober (eingeladener Vortrag)
Krause, O.: Joint European and National Astronomical
Meeting, Budapest (Poster); 25th General Assembly of the
IAU, Sydney (Vortrag, Poster)
Launhardt, R.: IAU Symposium 221: Star formation at
high angular resolution, Sydney, 22-25 Juli (eingeladener
Vortrag, Poster)
Lee, H.: 201st meeting of the AAS, Seattle, USA, January
(poster); Carnegie Observatories centennial symposium
IV: Origin and evolution of the elements (poster)
Leinert, Ch.: DARWIN Conference, Heidelberg, April; IAU
Symposium 221 »Star formation at high angular resolution,
Sydney, Australien, Juli (eingeladener Vortrag);
Astronomisches Kolloquium »Optische Interferometrie«,
Bonn, Oktober (eingeladener Vortrag); Jahrestagung der
Astronomische Gesellschaft, Freiburg, September (eingeladener
Vortrag).
Lemke, D.: Jahrestagung der Astronomische Gesellschaft,
Freiburg, September (eingeladener Vortrag)
Lenzen, R.: ESO Workshop on science with adaptive optics,
München, 16.–19. September (eingeladener Vortrag,
Poster); Carl von Ossietzky-Universität Oldenburg, 14.
Juli (eingeladener Vortrag)
Maier, Ch.: Multiwavelength cosmology conference,
Mykonos Island, Griechenland, Juni (Poster); Workshop
»The formation and early evolution of galaxies«, Irsee,
Juli, (Vortrag); Tagung der ETH »Star and structure formation:
from first stars to the Milky Way« (Vortrag)
Marien, K.-H.: SPIEs 48th annual meeting, San Diego, 3-8
August (Poster)
Martinez-Delgado, D.: Tagung »Satellites and tidal streams«,
La Palma, 26-30 Mai (Vortrag); Tagung »How does
the Galaxy work?«, Granada, 23-27 Juni (eingeladener

126 Tagungen/Vorträge
Vortrag); Stellar population conference, 5-10. Oktober,
Garching (Poster)
Masciardi, E.: IAP Congress on extra-solar planets, Paris, 30.
Juni – 4. Juli (Poster); ESO Workshop on Science with the
AO, Garching, 16.-19. September (Poster)
Meisenheimer, K.: Kolloquiumsvortrag in Groningen, 7.
April; SFB 439 Workshop »Formation and early evolution
of galaxies«, Kloster Irsee, 30. Juni – 4. Juli
(Übersichtsvortrag); Ringberg meeting on interferometry,
1. September (eingeladener Vortrag); AG-Splinter meeting,
Freiburg 16. September (eingeladener Vortrag)
Pascucci, I.: DARWIN Conference, Heidelberg, 22.-25. April
(Poster); IAU Symposium No. 221: Star formation at
high angular resolution, Darling Harbor, Sydney, 22.–25.
Juli (Poster); Ringberg Symposium on Long baseline
interferometry in the mid-infrared, 1.–5. September (zwei
Vorträge)
Ragazzoni, R.: Società Astronomica Italiana Trieste, XLVII
Congresso Nazionale SAI, Trieste, 14.–17. April (Vortrag);
2nd Baeckaskog workshop on exteremely large telescopes,
Baeckaskog Castle, Sweden, 9.–11. September (eingeladener
Vortrag, ein weiterer Vortrag, zwei Poster); SPIE
International Symposium »Optical science and technology«,
SPIEʻs 48th annual meeting, San Diego, California,
3.–8. August (Votrag); EMBO Workshop on advanced light
microscopy 3rd international meeting of the European
Light Microscopy Initiative (ELMI) Barcelona, 11-13 Juni
(eingeladener Vortrag); IAU XXV General Assembly,
Sydney, Juli, Joint Discussion 08, Large telescopes and
virtual observatory – visions for the future (eingeladener
Vortrag)
Ratzka, Th.: DARWIN Conference, Heidelberg, 22.-25. April;
Jahrestagung der AG, Splinter-Meeting »Star and planet
formation – the role of binaries and angular momentum«,
Freiburg, 16.–19. September (Vortrag)
Rix, H.-W.: Seminar über Theoretische Physik, Universität
Heidelberg, 13. Januar (eingeladener Vortrag);
Physikalisches Kolloquium der Universität Göttingen, 3.
Februar (eingeladener Vortrag); Astrophysics colloquium
at University of Colorado, Boulder, 7. April (eingeladener
Vortrag); Colloquium at UC Santa Cruz, USA, 9.
April (eingeladener Vortrag); Vatican Summer School at
Vatican Observatory, Castel Gandolfo, 30. Juni – 7. Juli
(sechs Vorlesungen); Kolloquium über Teilchen- und
Astrophysik, Universität Heidelberg, 21. Juli (eingeladener
Vortrag); ETH-Konferenz, Zurich, 21. August (eingeladener
Vortrag); Astronomy seminar at Cambridge University
(UK), 3. September (eingeladener Vortrag); ESO-USM-
MPE Workshop on Multiwavelength Mapping of Galaxy
Formation and Evolution, Venedig, 14. Oktober (eingeladener
Vortrag); Workshop »Astronomie mit Großgeräten«,
AIP Potsdam, 17. (eingeladener Vortrag); Observatoire de
Strasbourg, 21. November, Seminarvortrag
Rodmann, J.: Workshop »Planetenbildung: Das Sonnensystem
und extrasolare Planeten«, Weimar, Februar (Poster);
Konferenz »Toward Other Earths: DARWIN/TPF and
the search for extrasolar planets«, Heidelberg, 22.–25.
April (Poster); PLANETS Network meeting and School
»Introduction into the formation of planetary systems«,
Heidelberg, Oktober; Summerschool, »Extrasolar planets
and brown dwarfs«, Santiago, 15.–19. Dezember (Poster)
Röser, H.-J.: Carnegie Observatories Centennial Symposium
»Clusters of galaxies: probes of cosmological structure
and galaxy evolution«, Pasadena, 27.–31. Januar (Poster)
Schartmann. M.: International Summer School »Black holes
in the Universe«, Cargese (Korsika), 12.–24. Mai;
Ringberg Workshop »Long baseline interferometry in the
mid-infrared«, 1.–5. September (Vortrag)
Schütz, O.: Konferenz »Toward other Earths: DARWIN/TPF
and the search for extrasolar planets«, Heidelberg, 22.–25.
April; ESO Workshop »High resolution infrared spectroscopy
in astronomy«, Garching, 18.–21. November; ESO
Seminarvortrag talk, Santiago, 4. August: »Extrasolar
planets«
Setiawan, J. Jahrestagung der AG, Freiburg, 15.–19.
September (Vortrag); Tagung »Spectroscopically and spatially
resolving the components of close binary stars«,
Dubrovnik, 20.–24. Oktober (Poster)
Staicu, A.: XX International Symposium on molecular beams,
Lissabon, 8.–.13 Juni (Poster); 7th International
Conference ROMOPTO 2003 on Optics, Constanta,
Romania, September 8-11 (Poster)
Steinacker, J.: Workshop »Planetenbildung: Das Sonnensystem
und extrasolare Planeten« Weimar Februar
(Vortrag); Konferenz »Toward other Earths: DARWIN/TPF
and the search for extrasolar planets«, Heidelberg, 22.-25.
April (Vortrag); Workshop »Planetary formation: toward
a new scenario« Marseille, Juni (Vortrag); Universität
Jena, Juni: »Die Bedeutung des Strahlungstransportes
für die Theorie der Stern- und Planetenentstehung« (eingeladener
Vortrag); XIXth IAP Colloquium »Extrasolar
planets: today and tomorrow«, Paris, Juni (Vortrag);
JEMAN »New deal in European astronomy: trends and
perspectives«, Budapest, August (Vortrag); Ringberg
Workshop »Long baseline interferometry in the midinfrared«,
September (Vortrag); Jahrestagung der AG,
Splinter meeting »Interferometry with large telescopes«,
Freiburg, September (Vortrag); Workshop »Numerical
methods for multidimensional radiative transfer problems«,
Heidelberg, September (Vortrag); Universität
Graz, Dezember (eingeladener Vortrag)
Stickel, M.: IAU Symposium 216, Maps of the Cosmos,
Sydney Juli 2003 (Poster); IAU Symposium 217,
Recycling intergalactic and interstellar matter, Sydney
Juli 2003 (Vortrag)
Sukhorukov, O.: Eighteenth Colloquium on high-resolution
molecular spectroscopy, Dijon, 8.–12. September (Poster)
Tóth, L.V.: New deal in European astronomy: trends and
perspectives, August, Budapest. (Vortrag)
Umbreit, S.: Workshop »Planetenbildung: Das Sonnensystem
und extrasolare Planeten«, Weimar, 19.–21. Februar;
Konferenz »Toward Other Earths: DARWIN/TPF and the
search for extrasolar planets«, Heidelberg, 22.-25. April
(Poster)

Öffentliche Vorträge
Leinert, Ch.: Volkssternwarte Bonn, Oktober: »Optische
Interferometrie«
Lemke, D.: Sternfreunde Nordenham, Mai: »Astronomie
mit ISO«
Lenzen, R.: Heppenheim, 6. September: »NACO/VLT
– From the First Idea to First Results«
Quetz, A. M.: Rüsselsheimer Sternfreunde e.V.,
Volkshochschule Rüsselsheim, 21.2.: »Entstehung
von Planetensystemen«; Volkssternwarte Darmstadt
Weitere Aktivitäten am Institut
Am 8. Mai fand am Institut ein Girlʼs Day statt, an dem
insgesamt 53 Schülerinnen im Alter zwischen 11 und 16
Jahren die Werkstätten und technischen Abteilungen des
MPIA kennen lernten.
Am 10. Oktober nahm das Institut im Rahmen des SWR
Uni-Forums an einem Schülertag teil. Ca. 70 Schüler
der gymnasialen Oberstufe hatten Gelegenheit, die wissenschaftliche
Arbeit am MPIA aus eigener Anschauung
kennen zu lernen.
Mitarbeit in Gremien
Bailer-Jones, C.: Mitglied des GAIA Science Teams und des
Senior Advisory Body to the ESA for the development
of GAIA; Leiter des GAIA Classification Working Group;
Mitglied des Organizing Committee of IAU Commission
45 (Stellar Classification)
Böhnhardt, H.: Mitglied der Arbeitsgruppen »ROSETTA
science« und » ROSETTA dust modelling« der ESA
Feldt, M.: Mitglied des Arbeitskreises »Lessons Learned«
der ESO VLT Instrument PIs
Graser, U.: Technischer Koordinator für das Deutsches
Interferometrie Zentrum (FrInGe), Mitglied des Boards
der European Interferometry Initiative (EII), Leiter des
Arbeitsbereiches »Advanced Instruments: Feasibility
and pre-design studies« der European Interferometry
Joint Research Activity
Grebel, E.: Mitglied des SDSS Collaboration Council und
des RAVE Executive Board
Gredel, R.: Mitglied der OPTICON Arbeitsgruppe »Future of
medium-sized telescopes«
Henning, Th.: Mitglied des Scientific and Technical Committee
der ESO; Mitglied der ESO Strategic Planning
Group; Mitglied im ESO-VLT-Instrument Science Team
für VISIR; Mitglied der Astronomy Working Group
der ESA; Mitglied des SOFIA Science Steering Committee;
Mitglied im SOFIA Science Council; Mitglied
Tagungen/Vorträge/Weitere Aktivitäten/Mitarbeit in Gremien 127
e.V., 10.5.: »Entstehung von Planetensystemen«;
Freundeskreis Planetarium Mannheim e.V.,
Astronomie am Nachmittag, 9.12.: »Entstehung von
Planetensystemen«
Rix, H.-W.: Rotary Club, Bensheim, 7. März: »Wie das
Universum interessant wurde«
Staude, J.: Jahresversammlung der MPG, Hamburg, Juni:
mehrere Schulvorträge
Durch das Institut in Heidelberg wurden 17 Besuchergruppen
mit insgesamt 550 Teilnehmern geführt (A.M.
Quetz, S. Kellner u.a.)
Auf dem Calar Alto wurden ca. 1800 Besucher, davon
etwa 75 % spanische Schulklassen und etwa 10 %
öffentliche spanische Organisationen und Institutionen
durch das Observatorium geführt.
J. Staude gestaltete, unterstützt von A.M. Quetz, den 42.
Jahrgang der Zeitschrift Sterne und Weltraum.
des European ALMA Board; Vorsitzender des German
Interferometry Centre FrInGe; Berufungskommission
»Direktor ARI Heidelberg«; TAC Hubble Space Telescope;
Gutachter der Deutschen Forschungsgemeinschaft
(DFG); Mitglied im DLR-Gutachterausschuss »Extraterrestrische
Grundlagenforschung«; Stellvertretender
Vorsitzender des wissenschaftlichen Beirats des Kiepenheuer-Instituts
für Sonnenphysik, Freiburg; Wissenschaftliches
Mitglied in den ISOPHOT, MIDI (VLT) und
HIFI (HERSCHEL) Instrument Teams; Co-I of the infrared
instruments FIFI-LS (SOFIA), PACS (HERSCHEL), MIRI
(JWST), CHEOPS (VLT), PRIMA-DDL (VLTI); Mitglied
der Deutschen Akademie der Naturforscher Leopoldina.
Leinert, Ch.: Mitglied im Panel des OPC der ESO, im Science
Demonstration Time Team der ESO, der Working
Group for Interferometry der IAU
Lemke, D.: Principal Investigator des ISOPHOT-Konsortiums,
Co-Investigator im HERSCHEL-PACS- und im
NGST-MIRI Konsortium, Mitglied im Gutachter-Ausschuss
»Verbundforschung Astronomie«, MPIA-Koordinator
für das POE Netzwerk
Klaas, U.: Co-Investigator im ISOPHOT-Konsortium und im
HERSCHEL-PACS-Konsortium, Mitglied des ISO Active
Archive Phase Coordination Committee und des HER-
SCHEL Calibration Steering Group

128 Mitarbeit in Gremien/Preise/Veröffentlichungen
Launhardt, R.: Vorstandsmitglied der Wissenschaftlichen
Ernst-Patzer-Stiftung
Lenzen, R.: Mitglied im Phase-A Review Board for ESO
Instrumentation HAWK-I
Rix, H.-W.: Mitglied im wissenschaftlichen Beirat und
im Kuratorium des Astronomischen Instituts Potsdam
(AIP), im Scientific Advisory Board des Astronomischen
Rechen-Instituts Heidelberg (ARI), im ESO
Preise
Sebastian Jester erhielt die Otto-Hahn-Medaille 2002
der Max-Planck-Gesellschaft (verliehen auf der
Jahresversammlung 2003) für seine Arbeiten zu
den physikalischen Bedingungen in den Jets von
Radiogalaxien und Quasaren.
Veröffentlichungen
In Zeitschriften mit Referee-System:
Abazajian, K., J. K. Adelman-McCarthy, M. A. Agueros,
S. S. Allam, S. F. Anderson, J. Annis, N. A. Bahcall, I.
K. Baldry, S. Bastian, A. Berlind, M. Bernardi, M. R.
Blanton, N. Blythe, J. J. Bochanski, Jr. , W. N. Boroski, H.
Brewington, J. W. Briggs, J. Brinkmann, R. J. Brunner, T.
Budavári, L. N. Carey, M. A. Carr, F. J. Castander, K. Chiu,
M. J. Collinge, A. J. Connolly, K. R. Covey, I. Csabai, J. J.
Dalcanton, S. Dodelson, M. Doi, F. Dong, D. J. Eisenstein,
M. L. Evans, X. Fan, P. D. Feldman, D. P. Finkbeiner, S.
D. Friedman, J. A. Frieman, M. Fukugita, R. R. Gal, B.
Gillespie, K. Glazebrook, C. F. Gonzalez, J. Gray, E. K.
Grebel, L. Grodnicki, J. E. Gunn, V. K. Gurbani, P. B.
Hall, L. Hao, D. Harbeck, F. H. Harris, H. C. Harris, M.
Harvanek, S. L. Hawley, T. M. Heckman, J. F. Helmboldt,
J. S. Hendry, G. S. Hennessy, R. B. Hindsley, D. W. Hogg,
D. J. Holmgren, J. A. Holtzman, L. Homer, L. Hui, S.-J.
Ichikawa, T. Ichikawa, J. P. Inkmann, Z. Ivezic, S. Jester,
D. E. Johnston, B. Jordan, W. P. Jordan, A. M. Jorgensen,
M. Juric, G. Kauffmann, S. M. Kent, S. J. Kleinman, G.
R. Knapp, A. Y. Kniazev, R. G. Kron, J. Krzesinski, P. Z.
Kunszt, N. Kuropatkin, D. Q. Lamb, H. Lampeitl, B. E.
Laubscher, B. C. Lee, R. F. Leger, N. Li, A. Lidz, H. Lin,
Y.-S. Loh, D. C. Long, J. Loveday, R. H. Lupton, T. Malik,
B. Margon, P. M. McGehee, T. A. McKay, A. Meiksin, G.
A. Miknaitis, B. K. Moorthy, J. A. Munn, T. Murphy, R.
Nakajima, V. K. Narayanan, T. Nash, E. H. Neilsen, Jr. , H.
J. Newberg, P. R. Newman, R. C. Nichol, T. Nicinski, M.
Nieto-Santisteban, A. Nitta, M. Odenkirchen, S. Okamura,
J. P. Ostriker, R. Owen, N. Padmanabhan, J. Peoples, J. R.
Pier, B. Pindor, A. C. Pope, T. R. Quinn, R. R. Rafikov,
Visiting Committee, im VLTI Steering Committee, im
Board von OPTICON und im Board der Large Binocular
Telescope Corporation (LBTC); Vorsitzender des
Boards der Large Binocular Telescope Beteiligungsgesellschaft
(LBTB)
Staude, J.: Mitglied der Jury beim Bundeswettbewerb
Jugend forscht.
Sebastian Egner erhielt für seine Diplomarbeit »Optical
turbulence estimation and emulation« den Otto-Haxel-
Preis der Universität Heidelberg. Der Preis wird in
jedem Semester für herausragende Diplomarbeiten im
Fach Physik vergeben und ist mit einer Urkunde und
einem Geldpreis von 500 Euro verbunden.
S. N. Raymond, G. T. Richards, M. W. Richmond, H.-
W. Rix, C. M. Rockosi, J. Schaye, D. J. Schlegel, D. P.
Schneider, J. Schroeder, R. Scranton, M. Sekiguchi, U.
Seljak, G. Sergey, B. Sesar, E. Sheldon, K. Shimasaku, W.
A. Siegmund, N. M. Silvestri, A. J. Sinisgalli, E. Sirko,
J. A. Smith, V. Smolcic, S. A. Snedden, A. Stebbins, C.
Steinhardt, G. Stinson, C. Stoughton, I. V. Strateva, M. A.
Strauss, M. SubbaRao, A. S. Szalay, I. Szapudi, P. Szkody,
L. Tasca, M. Tegmark, A. R. Thakar, C. Tremonti, D. L.
Tucker, A. Uomoto, D. E. Vanden Berk, J. Vandenberg, M.
S. Vogeley, W. Voges, N. P. Vogt, L. M. Walkowicz, D. H.
Weinberg, A. A. West, S. D. M. White, B. C. Wilhite, B.
Willman, Y. Xu, B. Yanny, J. Yarger, N. Yasuda, C.-W. Yip,
D. R. Yocum, D. G. York, N. L. Zakamska, I. Zehavi, W.
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Lageplan
Max-Planck-Institut für Astronomie Heidelberg
Centro Astronomico
Hispano Aleman Almeria

Die Max-Planck-Gesellschaft
Die Max-Planck-Gesellschaft zur Förderung der Wissenschaften wurde im Jahre
1948 als gemeinnützige Forschungsorganisation in der Rechtsform eines eingetragenen
Vereins gegründet. Als Nachfolgeorganisation der 1911 gegründeten Kaiser-
Wilhelm-Gesellschaft betreibt sie in ihren derzeit 88 Instituten und Einrichtungen
erkenntnisorientierte und anwendungsoffene Grundlagenforschung. Bei einem
Jahresetat von rund 1.33 Milliarden Euro im Jahr 2003 beschäftigt sie rund 12 300
Mitarbeiter, von denen etwa ein Viertel Wissenschaftler sind. Zusätzlich forschen im
Jahresverlauf rund 9600 Nachwuchs- und Gastwissenschaftler an den Einrichtungen
der Max-Planck-Gesellschaft.
Das Ziel der Max-Planck-Gesellschaft ist die Föderung von Spitzenforschung im
internationalen Vergleich. Dazu werden die Forschungseinrichtungen angemessen
ausgestattet und herausragend qualifizierten Forschern anvertraut. Diese genießen bei
ihrer Arbeit ein hohes Maß an wissenschaftlicher Autonomie.
Max-Planck-Gesellschaft zur Förderung der Wissenschaften e.V.
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