Wasser im frühen Universum

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1 Tätigkeitsbericht 2008 Astronomie/Astrophysik Wasser im frühen Universum Impellizzeri, C.M. Violette; McKean, John P.; Castangia, Paola; Roy, Alan L.; Henkel, Christian; Brunthaler, Andreas; Wucknitz, Olaf; Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn Arbeitsbereich - Millimeter- und Submillimeter-Astronomie Arbeitsbereich - Radioastronomie/Very-Long-Baseline Radiointerferometrie Korrespondierender Autor Henkel, Christian, chenkel@mpifr.de Zusammenfassung Gerade viele der interessantesten, weil aktivsten Kernregionen von Milchstraßensystemen sind nicht leicht zu beobachten. Dichte Staubwolken versperren den Zugang im optischen oder ultravioletten Licht. Beobachtungen im fernen Infrarot oder im Röntgenbereich sind schwierig, weil die Winkelauflösungen nicht hoch genug sind um die Materie in der unmittelbaren Umgebung der in Galaxienkernen vermuteten extrem massereichen Schwarzen Löcher zu kartieren. Die 1,3-cm-Linie des Wasserdampfs, die stärkste Spektrallinie im Radiobereich, ist dagegen für solche Zwecke hervorragend geeignet. Die Linie erlaubt es auch unter normalen Wetterbedingungen, Wasser in fernen Galaxien aufzuspüren und mit allerhöchster Auflösung zu kartieren. Das dient nicht nur der Vermessung von Ausdehnung und Form von Akkretionsscheiben und der Massenbestimmung von Galaxienkernen, sondern kann auch verwendet werden, um auf direkte Weise die Distanz zu diesen Galaxien zu ermitteln. Dies wiederum lässt hoffen, die Expansionsgeschwindigkeit des Universums mit bislang unerreichter Genauigkeit zu bestimmen und damit auch die Zustandsgleichung der Dunklen Energie einzugrenzen. Im Folgenden wird vom ersten Nachweis von Wasser im frühen Universum berichtet. Dieses Resultat wurde von einer Doktorandin des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie mit dem 100-m-Teleskop in Effelsberg erzielt und mit dem Very Large Array in New Mexico bestätigt. Abstract Nuclear environments of galaxies are diffi cult to observe. Dense clouds containing dust inhibit observational access to these interesting regions at optical or ultraviolet wavelengths. Observations in the far infrared or at X-rays do not provide the required angular resolution to map the innermost parts of galaxies hosting supermassive nuclear engines. However, the 1.3-cm line of water vapor, the strongest spectral line at radio wavelengths, is ideal for such studies. The line permits observations under normal weather conditions, helps to detect water in external galaxies, and allows us to map its distribution with submilliarcsecond resolution. As a consequence, nuclear accretion disks can be mapped, their morphology and size can be evaluated, and direct geometrical distances of galaxies can be obtained. In the future, this may lead to the determination of the expansion rate of the local Universe with unprecedented accuracy and to new constraints to the equation of state of the dark energy. In the following, we report the detection of water in the early Universe. This result was obtained by a Ph.D. student of the Max-Planck-Institut für Radioastronomie at Bonn, employing the 100-m telescope at Effelsberg for the original detection and the Very Large Array in New Mexico for confi rmation Max-Planck-Gesellschaft

2 Tätigkeitsbericht 2008 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 H 2 O, 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 H 2 O 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 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 Max-Planck-Gesellschaft

3 Tätigkeitsbericht 2008 Bis vor wenigen Jahren waren Maser nur im lokalen Universum mit Rotverschiebungen kleiner als 0,06 (Entfernung < 750 Millionen Lichtjahre) bekannt. Inzwischen wurde H 2 O 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 J 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 J 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 J 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 J 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 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 Sonnenleuchtkräften einer der hellsten je beobachteten. 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 J 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 2008 Max-Planck-Gesellschaft

4 Tätigkeitsbericht 2008 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 < 750 Millionen Lichtjahre) ist nach Beobachtung von etwa Quellen nur ein einziger H2O-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. Abb. 1: Das 100-m-Radioteleskop des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie bei Effelsberg. Urheber: Max-Planck-Institut für Radioastronomie / Junkes Max-Planck-Gesellschaft

5 Tätigkeitsbericht 2008 Abb. 2: Entdeckungsspektrum mit dem Signal der Wasserlinie (gelb) im Quasar MG J 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. Urheber: Milde Science Communication; Hintergrundbild: HST Archive data, Inset: CFHT, J.-C. Cuillandre, Coelum Literaturhinweise [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, (2008) Max-Planck-Gesellschaft