Diplomarbeit: Strahlungstransport-Modellierung von HCN-Linien aus Hot Cores - Was heißt das?

 

Was sind „Hot (Molecular) Cores“?

Wenn im Weltraum Wolken aus Gas und Staub kalt und dicht genug werden, ziehen sie sich unter ihrer eigenen Gravitation zusammen. Die dabei freiwerdende Graviationsenergie führt zu Erwärmung (also ungeordneter Bewegung der Teilchen) und damit zu erhöhtem Gasdruck, der u.a. der Gravitation entgegenwirkt. Die Abkühlung geschieht durch Aussenden von elektromagnetischer Strahlung mit längerer Wellenlänge als von sichtbarem Licht, damit wird sozusagen die überschüssige Energie weggetragen. Durch das Zusammenziehen der Wolke nimmt die Dichte zu und die Strahlung kann nicht mehr so leicht aus dem Inneren entweichen: Es bildet sich dort ein Protostern, der dem freien Fall den Druck aufgrund der Wärme entgegensetzt. Die Komponenten weiter außen fallen auf ihn, der Protostern zieht sich zusammen – alle diese Energie wird in Wärme und Strahlung umgewandelt.

Zunächst verdampfen die Eismäntel um die Staubkörner und mehr Moleküle werden gasförmig. Später werden die Bindungen zwischen den Atomen jedoch durch zuviel Energiezufuhr aufgebrochen. Bei weiter zunehmender Hitze werden die Atome ionisiert, also die Elektronen von den Atomkernen getrennt. Schließlich werden Dichte und Hitze so groß, daß Wasserstoffkerne zu Heliumkernen verschmelzen. Dabei wird Energie freigesetzt und der Kollaps aufgehalten – ein Stern ist entstanden.

Diesen Prozeß kann man so nicht beobachten, da er für menschliche Maßstäbe zu langsam abläuft. Wohl kann man aber verschiedene Entwicklungsstadien sehen, sozusagen Momentaufnahmen. Bei einem massereichen Stern zündet der Wasserstoff im Zentrum, wenn die Materie weiter außen noch einfällt. Ein Hot Core ist nun eine Wolke in dem Stadium, in dem durch diese zentrale Energiequelle die Eismäntel in großen Bereichen verdampft sind, die Moleküle aber noch nicht zerstört sind. Es handelt sich um dichte Kerne innerhalb größerer Molekülwolken. Sie zeigen starke Linienemission von Molekülen und sind mit einer Temperatur von -150 bis über 0°C heiß im Vergleich zu den Molekülwolken ohne beginnende Sternentstehung, die bei nur 10 bis 20 Grad über dem absoluten Nullpunkt bei -273°C liegen.

 

Was sind „HCN-Linien“?

Das Molekül HCN (Blausäure) besteht aus Wasserstoff, dem häufigsten Element, das schon beim Urknall erzeugt wurde, und Kohlenstoff und Stickstoff, die durch die Kernfustion in Sternen entstanden sind. Moleküle können sich drehen, wobei ihre Rotationsenergie umso größer ist, je schneller sie sich drehen. Das Entscheidende ist nun, daß diese nicht beliebige Werte annehmen kann, sondern nur ganz bestimmte Energieniveaus möglich sind. Ähnlich können die Atome des Moleküls auch gegeneinander schwingen, wobei die dafür nötige Energie höher ist. Ein Molekül befindet sich also stets in einem bestimmten Rotationszustand und kann nicht nur ein kleines bißchen schneller oder langsamer rotieren und in einem bestimmten Schwingungszustand, wobei solche Zustände nicht existieren, in dem die maximalen Auslenkungen der Atome ein bißchen stärker oder schwächer sind.

Wenn das Molekül mit einem anderen stößt, kann es in ein höheres Niveau angeregt werden und die kinetische Energie der Stoßpartner (die von der Temperatur abhängt) verringert sich entsprechend. Auch kann ein Photon (elektromagnetische Strahlung) der passenden Frequenz und damit Energie absorbiert werden. Übergänge in ein niedrigeres Niveau sind ebenfalls durch Erzeugung eines Photons oder durch einen Stoß möglich. Bei tiefer Temperatur reicht die Stoßenergie nicht aus, um das Molekül in einen Schwingungszustand anzuregen, die Moleküle befinden sich in je einem der unteren Rotationszustände, fallen unter Aussendung von Strahlung in einen niedrigeren und werden durch einen Stoß wieder auf einen höheren angeregt.

Wenn man nun ein Spektrum aufnimmt, also die Intensität der einfallenden Strahlung bei verschiedenen Frequenzen misst, so kann man bei den charakteristischen Frequenzen der Übergänge eine höhere Intensität feststellen. Die Frequenz dieser Linie ist durch die Energie des Übergangs gegeben, allerdings kann sie durch den Dopplereffekt etwas verschoben erscheinen, wenn sich das emittierende Molekül relativ zu uns bewegt. Da verschiedene Moleküle auch etwas unterschiedliche Geschwindigkeiten haben, ist die Linie nicht exakt bei einer Frequenz, sondern etwas breiter (umso breiter, je höher die Temperatur).

Die beobachteten HCN-Linien sind Übergänge zwischen den Rotationsniveaus mit Drehimpulsquantenzahl 4 und 3 sowie zwischen 9 und 8. Die Frequenz ist bei 354,5 GHz bzw. bei 797,4 GHz, was einer Wellenlänge von 846 bzw. 376 Mikrometern entspricht, also gut tausend mal so lang wie bei sichtbarem Licht. Bei leicht abweichenden Frequenzen liegen die 9-8-Übergänge innerhalb des ersten angeregten Schwingungszustands und die 4-3-Übergänge, bei denen der Kohlenstoff oder der Stickstoff etwas schwerer als normal ist.

Für verschiedene Hot Cores wurden diese Linien mit dem APEX-Teleskop zwischen Juni und August 2006 aufgenommen. Dieses Teleskop mit einem Durchmesser von 12 m steht auf 5000 m Höhe in der Atacama-Wüste in Chile. Der Grund für den Standort ist, daß die Atmosphäre und vor allem der Wasserdampf nicht zu stark die Sicht trüben, denn bei diesen Wellenlängen käme z.B in Bonn nichts mehr an.

 

Was ist „Strahlungstransport-Modellierung“?

Man kann nun versuchen, die Form und Stärke der Linien zu verstehen. Es ist zu beachten, daß die gemessene Linie eine Mittelung über einen Raumbereich ist: über einen bestimmten Bereich des Himmels, dessen Größe vom Teleskop abhängt (0,005° beim APEX-Teleskop), und über die gesamte Entfernung in diese Richtung. Es können sich also leicht verschiedene Komponenten überlagern.

Strahlungstransport beschreibt die Intensitätsänderung, wenn elektromagnetische Strahlung Raum durchquert. Das hängt von der Frequenz ab und davon, welche Materie sich dort befindet. So ist bspw. ein Photon von 797,4 GHz unbeeinflusst von molekularem Wasserstoff, kann jedoch von einem größeren Staubkörnchen oder einem HCN-Molekül, das sich im Rotationszustand 8 befindet, absorbiert werden. Andererseits kann ein HCN-Molekül im Rotationszustand 9 (oder auch ein Staubkörnchen aufgrund von Wärmestrahlung) ein solches Photon aussenden, aber wahrscheinlich in eine andere Richtung.

Aus den Stärken der Linien kann man auf die Bedingungen schließen, die in diesem Gebiet des Weltraums herrschen (die Entfernung zur Molekülwolke kann man auf andere Arten abschätzen, wie über die am weitesten entfernten Sterne im Vordergrund). Man muß dabei jedoch auch die Absorption beachten. Abschätzen kann man so, wieviele Moleküle dieser Sorte insgesamt vorhanden sind und auch die Temperatur, denn sie bestimmt die Stoßenergien und damit die Anregungen. Die Dichte bestimmt die Häufigkeit von Stößen und macht sich daher auch in den Spektren bemerkbar. Außer durch Stöße können Moleküle auch durch Photonen angeregt werden, das HCN-Molekül wird z.B. durch Strahlung von 14 Mikrometern Wellenlänge, die von warmen Staub ausgesandt wird, in den ersten Schwingungszustand angeregt – auch wenn die Stoßenergien dazu nicht reichen würden. 

Es kann aber auch bspw. folgendes passieren: Verschiedene Komponenten der Wolke haben verschiedene Geschwindigkeiten relativ zu uns und senden daher bei etwas anderen Frequenzen, zusammen ergibt das eine breitere Linie. Während sie zu uns unterwegs ist, trifft sie auf eine weitere Komponente, die jedoch überwiegend absorbiert. Als Resultat sieht man dann bei der Frequenz, die der Geschwindigkeit der letzteren Komponente entspricht, weniger Intensität.

Aus der Linienform kann man also prinzipiell auf den Aufbau der Wolke schließen, in Verbindung mit anderen Linien desselben Moleküls auch auf die physikalischen Bedingungen dort. Man kann nun für ein Modell Anregungen und Strahlungstransport mit dem Computer berechnen und mit den tatsächlichen Beobachtungen vergleichen. Damit die Berechnungen einfacher werden, benutzt man oft die LVG-Näherung, d.h. large velocity gradient. Dabei beachtet man die Absorption von emittierten Photonen nur für einen kleinen Bereich, da man davon ausgeht, daß die weiter entfernten Bereiche sich in der Geschwindigkeit so stark unterscheiden, daß die Frequenz für eine Anregung zu stark verschoben ist. Ich werde jedoch auch Programme benutzen, die diese Näherung nicht machen und somit auch nichtlokale Wechselwirkungen mit einbeziehen.

Für mehr Information hier noch ein Text von mir zu Sternentstehung


Die Diplomarbeit mache im im Max-Planck-Institut für Radioastronomie bei Peter Schilke.

Viele Astronomie-Papers findet man bei astro-ph.

Ich bin Tutor zur Vorlesung Einführung in die Astronomie am Argelander-Institut für Astronomie der Uni Bonn.