A. Belloche, C. Comito, C. Hieret, S. Leurini, K.M. Menten, P. Schilke

Mit dem Einsatz von innovativen Detektoren an den leistungsfähigsten Teleskopen bei Radio- und (Sub)millimeter-Wellenlängen ist die Suche nach komplexen, organischen Molekülen im interstellaren Medium in eine neue Phase getreten. Besonders in den dichten, warmen Hüllen leuchtkräftiger Protosterne werden immer komplexere chemische Verbindungen entdeckt. Die von dichten, heißen Molekülwolken gefüllte Umgebung des Zentrums unserer Galaxis nimmt bei diesen Studien eine Sonderstellung ein: Dort werden mehr solcher Moleküle gefunden als in jeder anderen Region.

Komplexe Moleküle im Universum

Von 1965 bis heute wurden im interstellaren Medium und in zirkumstellaren Hüllen 126 verschiedene Molekülsorten gefunden. Auch dieser Tage werden noch immer "neue" Moleküle entdeckt, mit einer Rate von ca. 2 pro Jahr. Durch jede dieser Entdeckungen wird das Bild der Chemie unseres Universums bereichert - in oft überraschender Weise.

Ein großer Teil dieser Molekülsorten ist organischer Natur. Deshalb ist derzeit insbesondere die Suche nach sog. "Biomolekülen" von großem Interesse. So wurde vor ca. 2 Jahren erstmals die Beobachtung der einfachsten Aminosäure, Glyzin, im interstellaren Medium gemeldet. Diese "Entdeckung" ist allerdings noch äußerst kontrovers und bedarf einer Bestätigung.

Mit zunehmender Komplexität eines Moleküls wächst die Zahl seiner möglichen Strahlungsübergänge rapide an, die Zustandssumme nimmt zu, die Intensität einer einzelnen Linie entsprechend ab. Anstelle weniger, aber starker Linien muss für Suchtechniken nach Biomolekülen also ein Ensemble vieler schwacher Linien im Vordergrund stehen. Da die Zustandssumme, die ja die Verteilung der Moleküle auf die einzelnen Energieniveaus beschreibt, naturgemäß auch mit der Temperatur ansteigt, sollte man meinen, dass die Beobachtung der kältesten molekülreichen Objekte, der kalten interstellaren Dunkelwolken mit einer Temperatur um 10 K, am Erfolg versprechendsten wäre. Anregungen bei Gastemperaturen um 10 K entsprechen Emissionsfrequenzen im Zentimeter- und langwelligen Millimeterbereich. Weil die Intensität von Linienemission mit der Frequenz sehr stark anwächst, kann man abschätzen, dass das Frequenzfenster zwischen ca. 15 und 150 GHz (2 mm - 2 cm Wellenlänge) optimal für die Entdeckung komplexer Moleküle ist. Max-Planck-Forscher benutzen die bei diesen Wellenlängen leistungsfähigsten Teleskope (Abb. 1).

Abb. 1: Das Effelsberger 100-m-Teleskop (links) ist, zusammen mit dem neuen Green Bank-Teleskop (GBT) des US National Radio Astronomy Observatory (NRAO), derzeit im Bereich von 15 bis 35 GHz ohne Konkurrenz. Dank seines neuen Subreflektors, den ein vor kurzem bewilligter MPG-Großgeräteantrag ermöglicht, wird sich dieser Frequenzbereich auf 50 GHz (und höchstwahrscheinlich sogar auf 100 GHz) ausdehnen lassen. Mit einem neuen breitbandigen Spektrometer, das unser Institut derzeit plant, wird die Suche nach komplexen Molekülen mit dem 100-m-Teleskop zu einem Schwerpunkt unserer Arbeit werden.
Für Messungen zwischen 70 und 120 GHz (und auch darüber, bis 280 GHz) ist das 30-m-Teleskop von IRAM auf dem Pico Veleta bei Granada (Mitte) weltweit das mit Abstand leistungsfähigste Instrument. Das in Grenoble angesiedelte Institut für Radioastronomie im Millimeterbereich (IRAM) ist eine Kooperation der Max-Planck-Gesellschaft mit dem französischen Centre de Recherche Scienitfique und dem Observatorio Astronomico National in Madrid.
Beobachtungen bei noch höheren Frequenzen, bis 1400 GHz, wird das Atacama Pathfinder EXperiment 12m Teleskop (APEX) ermöglichen (rechts). APEX wird gemeinsam vom MPIfR, der Europäischen Südsternwarte und dem schwedischen Onsala Space Observatory in 5000 m Höhe auf dem Chajnantor-Plateau in der chilenischen Atacama-Wüste betrieben.

Sagittarius B2 - Die Heimat der großen Moleküle

Zwar wurden in der Tat eine Reihe von neuen Molekülen in kalten Dunkelwolken gefunden, doch wurden während des letzten Jahrzehnts überraschenderweise immer mehr komplexe Moleküle in unmittelbarer Umgebung extrem leuchtkräftiger, massereicher Protosterne entdeckt. Diese Objekte sind noch tief eingebettet in dichtes, warmes, plazentales Material, welches von ihrer Entstehung übrig geblieben ist. Weshalb kann man dort solche Mengen an komplexen Molekülen beobachten? Man nimmt an, dass chemische Reaktionen in den Eismänteln von Staubkörnern, auf denen auftreffende einfache Moleküle haften bleiben, komplexe Verbindungen mit hoher Effizienz erzeugen. Sobald der Stern zündet, wird das Eis verdampft, und die Moleküle gelangen in die Gasphase.

Eine der prominentesten dieser Molekülquellen befindet sich im Kern der Riesenmolekülwolke Sagittarius B2, in der sich eines der aktivsten Sternentstehungsgebiete unserer Galaxis befindet. Nur 400 Lichtjahre vom galaktischen Zentrum entfernt (Abb. 2), finden sich in einem dichten, über 200 K heißen Kern mehr komplexe Molekülsorten als in jeder anderen bekannten Region. Prof. Lewis Snyder (University of Illinois, ehemaliger  Humboldt-Forschungspreisträger am MPIfR), einer der erfolgreichsten Moleküljäger, hat (voller Stolz auf seine deutschen Ursprünge) diese Quelle "Large Molecule Heimat" (LMH) getauft. Dort wurden neben Alkoholen und Formaldehyd z. B. Ameisensäure, Essigsäure, Azeton, Glykoaldehyd (der einfachste Zucker) und Ethylenglykol entdeckt.

Abb. 2: Rechts sehen wir Radiostrahlung der Wellenlänge von 90 cm (330 MHz) aus dem innersten Bereich der Galaxis. Staubemission aus den dichten, heißen Kernen des Sternentstehungsgebiets in der Molekülwolke Sagittarius B2 ist links zu sehen. Diese Karte wurde bei einer Wellenlänge von 0.350 mm (850 GHz, mehr als 2000 mal kürzer als die der Radiokarte) mit dem 10-m-Teleskop des Caltech Submillimeter Observatory auf Mauna Kea, Hawaii, aufgenommen. Die Large Molecule Heimat ist assoziiert mit der nördlichen Quelle (oben im Bild). Längenskalen in Lichtjahren sind durch Balken markiert. Auch wegen seiner Lage am Südhimmel wird das galaktische Zentrum eines der interessantesten Objekte für APEX sein. (M = Main, LJ = Lichtjahr, RA offset (arcsec) = Abstand in Rectaszension in Bogensekunden, DEC offset = Abstand in Deklinatin in Bogensekunden).

Urheber: Max-Planck-Institut für Radioastronomie

Seit 2003 analysieren wir den gesamten mit dem 30-m-Teleskop von IRAM (Abb. 1) beobachtbaren Frequenzbereich in systematischer Weise. Bei solchen Durchmusterungen, in denen unsere Gruppe große Erfahrung hat, wird der ganze von einem Empfänger überdeckte Bereich mit gleichmäßigem Rauschpegel beobachtet. Bislang wurde das Intervall von 75 - 110 Gigahertz (2.7 - 4 mm) durchgekämmt. Die Komplettierung bis 116 GHz, der Obergrenze des so genannten "3-Millimeter-Fensters", ist im Gange.

In diesem Bereich haben wir viele Hunderte Spektrallinien entdeckt, wovon ein großer Teil zurzeit noch nicht identifiziert ist (Abb. 3). In einer konzertierten Aktion mit dem Spektroskopielabor der Universität zu Köln versuchen wir, diese "U-Linien" zu identifizieren. Eines der Ziele dabei ist es, neue Spezies wie z.B. Aminoacetonitril (NH₂CH₂CN, chemisch gesehen eine Vorstufe von Glyzin) aufzuspüren.

Bisher nicht identifizierte Moleküle haben in der Regel eine geringe Häufigkeit und daher nur schwache Spektrallinien. Um eine sichere Identifikation zu gewährleisten ist es also erstens nötig, möglichst viele Linien der Kandidaten-Spezies zu beobachten, wobei deren relative Intensitäten durch eine Temperatur zu beschreiben sein müssen. Zweitens braucht man Labordaten für möglicherweise "kontaminierende" Molekülsorten. Die Entscheidung, welche Spezies berücksichtigt werden müssen, sowie die Durchführung der relevanten Messungen sind schwierige, aber nicht unlösbare, Probleme.

Abb. 3: Beispiele von Spektren - Temperatur als Funktion der Frequenz - von Sgr B2-M (oben) und der Large Molecule Heimat (LMH) (unten). In Richtung von M sieht man zusätzlich zur Emission der Molekülwolke auch Absorption des die Wolke umhüllenden Gasmantels und, darüber hinaus, Absorptionskomponenten von Molekülwolken, die zwischen der Sonne und dem galaktischen Zentrum liegen. (Letztere erscheinen bei etwas anderen Frequenzen wegen des Dopplereffekts der sich mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten drehenden Spiralarme.) In dem Spektrum finden sich Linien von H¹³CO und HN¹³C, isotopische Varianten, in denen das ¹²C-Atom durch ein ¹³C-Atom ersetzt ist. Man kann durch Messung verschiedener Isotopomere die Variation der Isotopenanreicherung, eine Folge von Fusionsprozessen in Sternen, als Funktion des galaktozentrischen Abstands bestimmen und so Rückschlüsse auf vergangene Sternentstehung in unterschiedlichen Regionen der Galaxis gewinnen.

Die Moleküle im Spektrum der Large Molecule Heimat findet man weder im Mantel um Sgr B2 noch in den Spiralarmen. Da die LMH nicht direkt vor einer Kontinuumsquelle liegt, deren Strahlung absorbiert werden könnte, sind in dem Spektrum ausschließlich Emissionslinien zu sehen. Bemerkenswert ist die große Anzahl unidentifizierter Linien (mit "U" gekennzeichnet). Während ein Teil dieser Linien durchaus von noch nicht identifizierten, interessanten Spezies stammen mag, gehören viele andere wahrscheinlich zu bereits bekannten Sorten, die wegen der Unvollständigkeit der verfügbaren Labordaten noch nicht zugeordnet werden können. Die Abbildung illustriert die Schwierigkeiten, denen man begegnet, wenn man sehr schwache Linien von interessanten Molekülen geringer Häufigkeit einwandfrei identifizieren will.

Urheber: Max-Planck-Institut für Radioastronomie

Eine riesige organische Molekülwolke um das galaktische Zentrum

In "normalen Molekülwolken" findet man räumlich ausgedehnte Emission praktisch nur bei dem relativ häufigen und leicht zu beobachtenden Molekül Kohlenmonoxid (CO). (Das mit Abstand häufigste Molekül, H₂, strahlt unter Normalbedingungen praktisch gar nicht.) Nach vorherrschender Meinung treten komplexe Moleküle nur in dichten, heißen Kernen auf. Entsprechend überrascht waren wir, als wir sehr starke Emission von Methylalkohol (CH₃OH) in der gesamten galaktischen Zentrumsregion, in der man CO sieht, beobachten konnten, d.h. insb. im ganzen Bereich der Radioemission (Abb. 2). Das Gas in dieser Region ist mit 200 K viel heißer als in typischen Molekülwolken (20 - 30 K).

Eine denkbare Ursache der hohen Methanolhäufigkeiten in der Gasphase wäre wiederum die Verdampfung von Eiskornmänteln. Wie solch große Mengen an Methanol und, wie weitere Messungen zeigen, anderen, und sogar komplexeren Molekülen, in Staubkornmänteln angereichert werden können, ist noch ungeklärt, ebenso der hochenergetische Mechanismus, mit dem das Gas großräumig auf die zur Verdampfung nötigen Temperaturen aufgeheizt wird. Durch Wolkenkollisionen erzeugte Schockwellen sind eine Möglichkeit.

Eine goldene Zukunft für die Molekülspektroskopie mit innovativer Digitaltechnologie

Liniendurchmusterungen mit dem Ziel, neue Molekülsorten zu entdecken, kosten sehr viel teure Teleskopzeit, da die Emission noch unentdeckter Spezies im allgemeinen recht schwach ist. Zudem ist Sgr B2, die erfolgversprechendste Quelle, in Effelsberg nur für ca. 1.5 Stunden pro Tag beobachtbar, auf dem Pico Veleta für wenige Stunden. Deshalb sind empfindliche Überdeckungen von großen Frequenzbereichen nur mit einer großen Anzahl von Frequenzeinstellungen durchführbar und mithin extrem zeitaufwändig - herkömmliche Spektrometer haben eine begrenzte Bandbreite von maximal einem Gigahertz und Dutzende von GHz müssen überdeckt werden!

Wir verfolgen die neuesten Entwicklungen in der Digitalelektronik mit größtem Interesse, weil es aufgrund von Moore’s Law heutzutage möglich ist, ein auf der Fast Fourier Transform (FFT)-Technologie basierendes Spektrometer mit 16 GHz Bandbreite in einem machbaren Kostenrahmen zu realisieren. Damit könnte man den gesamten für Effelsberg relevanten Frequenzbereich mit einer einzigen Einstellung überdecken anstatt, wie derzeit allein möglich, mit 40 aufeinanderfolgenden. (Das derzeit in Effelsberg eingesetzte Spektrometer hat eine Bandbreite von 400 MHz.) Dieser Gewinnfaktor wird noch einmal mehr als verzehnfacht(!) für Quellen mit schmaleren Linien als Sgr B2, die eine entsprechend höhere Spektralauflösung benötigen.

Mit solchen FFT-Spektrometern wird es möglich sein, "chemical fingerprints" einer größeren Anzahl von Molekülquellen zu bestimmen, die im allgemeinen schwächere Emission zeigen als Sgr B2. Dies würde unser Bild der Chemie in dichten, heißen Sternentstehungsregionen (und natürlich vielen anderen Quellen) signifikant erweitern und insbesondere die Verteilung biologisch interessanter Moleküle auf galaktischer Skala erhellen.

Max-Planck-Gesellschaft Jahrbuch 2004. Copyright © 2004 Max-Planck-Institut f. Radioastronomie.

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