Korrespondierender Autor

    Dr. Christian Henkel
    Telefon:+49 228 525-305

    Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn

     

    Forschungsbericht 2019 -

    Autoren

    Impellizzeri, C.M. Violette; McKean, John P.; Castangia, Paola; Roy, Alan L.; Henkel, Christian; Brunthaler, Andreas; Wucknitz, Olaf

    Abteilungen

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    Zusammenfassung
    Summary

    Maserlinien

    Der Maser (Microwave amplification by stimulated emission of radiation) im Radiobereich sowie sein optisches bzw. infrarotes Gegenstück, der Laser (Light amplification by stimulated emission of radiation), können mitunter bei Ionen, Atomen oder Molekülen beobachtet werden, wenn Abweichungen vom thermodynamischen Gleichgewicht auftreten. Im interstellaren Medium, dem keinesfalls ganz leeren Raum zwischen den Sternen, sind solche Abweichungen die Regel, nicht die Ausnahme. Der Grund dafür sind die für irdische Verhältnisse extrem geringen Materiedichten. Dies gilt selbst für die vergleichsweise dichten interstellaren Molekülwolken, deren Moleküle meist ein komplexes Linienspektrum im Radiobereich des elektromagnetischen Spektrums aufweisen. Die Folge sind zahllose Spektrallinien, die zum Teil in Molekülwolken der Milchstraße als Maserlinien beobachtet werden können. Die Emission ist häufig stark und stammt aus kompakten Gebieten mit einer Ausdehnung, die deutlich kleiner ist als eine Bogensekunde (bzw. ein Lichtjahr).

    Außerhalb der Milchstraße ist die Zahl der nachgewiesenen Maserlinien wegen der viel größeren Entfernungen deutlich kleiner. Zwei Moleküle, OH und H2O, zeigen jedoch in vielen Galaxien Maserlinien von einer Stärke, wie sie in der Milchstraße nicht beobachtet werden. Die OH „Megamaser“ stammen aus relativ ausgedehnten Gebieten geringer Dichte. Dagegen treten die H2O „Megamaser“, soweit heute bekannt, alle in erheblich dichterem Gas auf und sind mit so genannten aktiven Galaxienkernen assoziiert, deren Herz ein extrem massereiches ultrakompaktes Objekt ist, aller Wahrscheinlichkeit nach ein Schwarzes Loch mit wenigen Millionen bis zu einigen Milliarden Sonnenmassen.

    Die um das gravitative Zentrum, das Schwarze Loch, kreisende Materie sammelt sich in einer scheiben- oder torusförmigen Anordnung und emittiert Strahlung in allen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums. Gleichzeitig werden aus dem Zentrum, senkrecht zur Scheibenebene, Jets ionisierter Materie hinausgeschleudert. Sowohl das für interstellare Verhältnisse extrem dichte Scheibengas (ein Milliardstel der Dichte der unteren Erdatmosphäre) als auch Molekülwolken, die von den Jets nahe dem Kern zufällig getroffen werden, bieten günstige Bedingungen für das Auftreten von Wasserdampfmasern.

    Die 1,3-cm-Linie des Wasserdampfs bietet die bislang einzige Möglichkeit, solche Regionen mithilfe interferometrischer Messungen zu kartieren. Für solche Messungen werden die Signale von vielen weit auseinander liegenden Radioteleskopen mit präzisen Zeitmarken abgespeichert, um so ein Teleskop mit einem Durchmesser zu simulieren, der der Entfernung der einzelnen Teleskope voneinander entspricht. Hilfreich ist hierbei, dass die Maserquellen kompakt und hell sind. Auf der anderen Seite bietet die starke Leuchtkraft der Maser (bislang bis 20.000 Sonnenleuchtkräfte bei Annahme isotroper Abstrahlung) die Möglichkeit, mit solchen Messungen weit in die Tiefen des Weltraums vorzustoßen.

    Kartierungen von Scheiben oder Tori mithilfe der 1,3-cm-Linie des Wasserdampfs führten zur Entdeckung von Keplerscheiben mit einer typischen Ausdehnung von etwa einem Lichtjahr. Solche Keplerscheiben, in denen Gas um ein zentrales Objekt kreist (wie die Planeten um die Sonne), erlauben uns, die zentrale Masse im Kern einer Galaxie zu bestimmen, mit typischen Werten von vielen Millionen Sonnenmassen. Zusätzlich bieten sie die Möglichkeit, die Entfernung der Galaxien auf direkte Weise zu bestimmen. Direkt, weil dazwischen liegende so genannte „Standardkerzen“, deren Qualität immer mit Unsicherheiten behaftet ist, zum ersten Mal nicht mehr benötigt werden. Dies wiederum sollte, nach einer genauen Untersuchung einer möglichst großen Zahl von Akkretionsscheiben, zu einer verbesserten Verknüpfung zwischen Entfernung und Rotverschiebung führen. Derzeit ist die räumliche Expansionsgeschwindigkeit des Universums nur mit einer Genauigkeit von etwa ±10% bekannt. Eine Reduzierung dieser nach wie vor hohen Fehlergrenzen wäre für eine Evaluierung der kosmischen Expansion und Entwicklung daher von unschätzbarem Wert.

    Bis vor wenigen Jahren waren Maser nur im „lokalen“ Universum mit Rotverschiebungen kleiner als 0,06 (Entfernung 2O auch in einem Quasar mit zehnfach höherer Rotverschiebung entdeckt. Wachsende Entfernung und Rotverschiebung implizieren wegen der endlichen Lichtgeschwindigkeit auch einen tieferen Blick in die Vergangenheit. Dabei spricht man bei diesem Quasar von einer mittleren Rotverschiebung (0,66), d. h. es handelt sich um ein Objekt, welches sich zeitlich betrachtet ziemlich genau auf halbem Weg zwischen unserer heutigen Zeit und der Entstehungsepoche unseres Universums nach dem „Urknall“ befindet. Wasser aus der Frühzeit des Universums, in dem die meisten Galaxien entstanden sein dürften, wurde dagegen noch nie zuvor beobachtet.

    Wasser in MG J0414+0534

    Das 100-m-Radioteleskop des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie bei Effelsberg. Bild vergrößern
    Das 100-m-Radioteleskop des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie bei Effelsberg.

    Die Entdeckung von Wasser im frühen Universum mit dem 100-m-Radioteleskop des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie in Effelsberg (Abb. 1) und die Bestätigung dieser Messung mit dem Very Large Array des NRAO in New Mexico wurde erst dadurch möglich, dass die Quelle MG J0414+0534 zufällig in der gleichen Richtung wie eine Vordergrundgalaxie in geringerer Entfernung am Himmel zu finden ist. Diese Vordergrundgalaxie wirkt wie ein riesiges kosmisches Teleskop. Durch den Einfluss ihrer Schwerkraft wird die Strahlung des Quasars verstärkt und gleichzeitig auch so verzerrt, dass vier separate Abbildungen des Quasars am Himmel sichtbar werden. Dies hat die Empfindlichkeit der Messungen um einen Faktor von etwa 35 erhöht und die erforderliche Beobachtungszeit für den Nachweis um einen Faktor 1000 auf 14 Stunden reduziert!

    MG J0414+0534 ist ein Quasar. Die optische Strahlung von Quasaren wird von extrem starker Emission aus dem Kerngebiet dominiert. Die Strahlung entsteht durch Akkretion von Gas durch ein massereiches zentrales Objekt und ist im Detail noch nicht verstanden. MG J0414+0534 ist ein Quasar, der Absorption durch Staub zeigt. Da Staub und molekulares Gas meist zusammen auftreten, war das Objekt ein vielversprechender Kandidat für eine Suche nach Wasser. Das Wassermolekül wurde bei der schon bekannten Rotverschiebung des Quasars von 2,639 nachgewiesen. Dies entspricht einer Lichtlaufzeit von 11,1 Milliarden Jahren. Bei diesem Quasar schauen wir also in eine Zeit zurück, in der das Universum nur ein fünftel seines heutigen Alters aufwies. Ein so dichtes interstellares Medium wie mit dieser Spektrallinie konnte noch nie im frühen Universum nachgewiesen werden. Mit einer isotropen Leuchtkraft von mehreren 100.000 Sonnenleuchtkräften stellt die Wasserdampflinie mit Abstand den stärksten bisher beobachteten Maser oder Laser dar. Selbst ohne Verstärkung durch die Vordergrundgalaxie wäre der Maser mit etwa 10.000 Sonnenleuchtkräften einer der hellsten je beobachteten.

    Entdeckungsspektrum mit dem Signal der Wasserlinie (gelb) im Quasar MG J0414+0534 bei einer Wellenlänge von 5 cm (wegen der Rotverschiebung wird die Linie nicht bei ihrer eigentlichen Wellenlänge, 1,3 cm, sondern bei einer längeren Wellenlänge beobachtet). Das Hintergrundbild zeigt eine Aufnahme des Hubble-Teleskops im nahen Infrarot mit den vier durch den Gravitationslinseneffekt erzeugten Bildern des Quasars. Die Vordergrundgalaxie im Zentrum, die als Gravitationslinse wirkt und das Signal des dahinterliegenden Quasars um einen Faktor 35 verstärkt, ist markiert. Das Inset-Bild der nahen Galaxie M 87 zeigt, wie man sich die mit dem Quasar assoziierte Galaxie aus der Nähe betrachtet vorstellen könnte. Bild vergrößern
    Entdeckungsspektrum mit dem Signal der Wasserlinie (gelb) im Quasar MG J0414+0534 bei einer Wellenlänge von 5 cm (wegen der Rotverschiebung wird die Linie nicht bei ihrer eigentlichen Wellenlänge, 1,3 cm, sondern bei einer längeren Wellenlänge beobachtet). Das Hintergrundbild zeigt eine Aufnahme des Hubble-Teleskops im nahen Infrarot mit den vier durch den Gravitationslinseneffekt erzeugten Bildern des Quasars. Die Vordergrundgalaxie im Zentrum, die als Gravitationslinse wirkt und das Signal des dahinterliegenden Quasars um einen Faktor 35 verstärkt, ist markiert. Das Inset-Bild der nahen Galaxie M 87 zeigt, wie man sich die mit dem Quasar assoziierte Galaxie aus der Nähe betrachtet vorstellen könnte. [weniger]

    Während die Bestimmung isotroper Leuchtkräfte für einen Vergleich von Maserhelligkeiten unvermeidbar ist, dürfte die Maserstrahlung tatsächlich stark gerichtet, d. h. anisotrop, sein. In diesem Zusammenhang ist besonders interessant, dass es sich bei MG J0414+0534 um den ersten bekannten Maser oder Laser handelt, der durch eine Gravitationslinse verstärkt wird. Die Verteilung auf vier Abbildungen, von denen die zwei stärksten ein nachweisbares Signal lieferten, erlaubt zum ersten Mal überhaupt eine Quantifizierung des Abstrahlwinkels eines interstellaren Masers (Abb. 2). Da die Wasserdampflinie genau zwischen den beiden hellsten Abbildungen beobachtet wird, und diese eine halbe Bogensekunde voneinander entfernt sind, muss der Abstrahlwinkel größer als dieser Winkelabstand sein. Ein Abstrahlungswinkel deutlich unterhalb einer Bogensekunde kann damit ausgeschlossen werden.

    Zeigt die Wasserlinie eine Molekülwolke, die mit dem aus dem Kern herausschießenden Jet ionisierter Materie wechselwirkt? Oder eine von der Kante her gesehene Akkretionsscheibe um ein extrem massereiches Schwarzes Loch? Nach den bisherigen Beobachtungen ist beides möglich. Die Rotverschiebung der Maserlinie ist etwas höher als die des Quasars, was wegen des Dopplereffekts einer Relativgeschwindigkeit von 300 Kilometern pro Sekunde entspricht. Dies könnte darauf hindeuten, dass die Wasserdampf enthaltende Molekülwolke mit dem extrem schnellen Jet wechselwirkt und damit eine Pekuliarbewegung dieser Größenordnung besitzt. Es könnte sich allerdings auch um den sich von uns entfernenden Teil einer von der Kante her gesehenen Akkretionsscheibe handeln, wobei die übrigen Anteile der Scheibe schwächere Signale aussenden, sodass sie noch nicht nachgewiesen werden konnten.

    Überraschend ist, dass nach Beobachtung von nur einem einzigen vielversprechenden Objekt schon der Nachweis der 1,3-cm-Linie des Wasserdampfs bei hoher Rotverschiebung gelang. Wie schon erwähnt, ist der Maser selbst ohne gravitationelle Verstärkung schon ungewöhnlich leuchtkräftig. Im „lokalen“ Universum mit einer Rotverschiebung von maximal 0,06 (Entfernung 2O-Maser mit ähnlicher Leuchtkraft bekannt. Dies weist darauf hin, dass im frühen Universum derart starke Maser viel häufiger gewesen sein müssen als heute und dass mehr Objekte dieser Art auf ihre Entdeckung warten. Mit einem weltweiten Zusammenschluss von Radioteleskopen (VLBI) können heutzutage Winkelauflösungen deutlich unterhalb einer tausendstel Bogensekunde erzielt werden. Dies reicht aber in den fernen Gebieten des frühen Universums nur zu einer Auflösung von etwa 50 Lichtjahren. Für Kerngebiete von Galaxien ist das nicht ausreichend. Nehmen wir jedoch durch Gravitationslinsen verstärkte und damit vergrößerte Objekte, so können wir in Zukunft Auflösungen im Bereich von 1−2 Lichtjahren erwarten. Dies dürfte es zum ersten Mal ermöglichen, auch weit entfernte extragalaktische Kerngebiete mit hoher Auflösung spektroskopisch zu erfassen und wissenschaftlich zu analysieren, um damit Neues über die Entwicklung unseres Universums zu erfahren.

    Literaturhinweis

    1
    C.M.V. Impellizzeri, J.P. McKean, P. Castangia, A.L. Roy, C. Henkel, A. Brunthaler, O. Wucknitz:
    A gravitationally lensed water maser in the early Universe.
    Nature 456, 927-929 (2008).
     
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