Messungen des diffusen ionisierten Gases in Galaxien
Zusammenfassung der Projektergebnisse
Die Emissionslinie Lyα ist eine fundierte Observable für hochrotverschobene Galaxien – einerseits wegen der Dopplerverschiebung der Laborwellenlänge im UV in den gut beobachtbaren visuellen Spektralbereich, andererseits wegen ihrer intrinsisch hohen Äquivalentbreite. Da es sich um eine Resonanzlinie handelt, ist die Interpretation der Linienstärke und eine Ableitung der Sternentstehungsrate nicht trivial. Der Strahlungstransport wird in komplexer Weise von den Strukturparametern und der Physik in den Galaxien bestimmt. Dichte, Staub, Kinematik, Verteilung und ggfs. Klumpung des neutralen Gases beinflussen die räumliche Verteilung des Lyα Strahlungsfelds. Der komplizierte Weg von Lyα Photonen wird insbesondere von Absorption und Streuung an Staub im neutralen Gasmedium beeinflusst, dessen Geometrie, Geschwindigkeitsfeld und Klumpung die Form der Lyα Emissionslinie beeinflusst. Ausserdem sind heftige kinematische Prozesse wie Outflows oder Turbulenz zu berücksichtigen, die geeignet sind, die freie Weglänge der Photonen zu beeinflussen und somit die Entweichwahrscheinlichkeit von Lyα zu erhöhen. Regionen, in denen dies geschieht, sind durch hohe Sternentstehungsaktivität gekennzeichnet, möglicherweis mit kompakten Sternhaufen massereicher Sterne. Hier werden enorme Energiemengen in Form von Supernovaexplosionen freigesetzt, die ebenso wie starke Sternwinde der massereichen Sterne Kavitäten sowie Turbulenz im umgebenden interstellaren Medium erzeugen, vermöge derer Lyα Photonen bevorzugt aus der Galaxie entweichen können. Unsere Vorarbeiten mit PMAS haben durch die Analyse der Kinematik in Hα in LARS Galaxien in der Tat gezeigt, dass eine Verbindung mit kinematischen Eigenschaft, z.B. der Geschwindigkeitsdispersion, mit Outflows, der Breite von Lyα Emissionslinien und der sog. Escape Fraction (Lyα Entweichwahrscheinlichkeit) existiert. Ein Problem in diesem Zusammenhang ist die Frage, ob und in welchem Umfang die von massereichen Sternen in den zentralen Sternhaufen von HII Regionen erzeugten Photonen des H und He Lyman-Kontinuums vollständig durch einen optisch dicken Nebel absorbiert werden, oder ob andererseits merkliche Anteile dieser Photonen aus der HII Region in das umgebende interstellare Medium austreten können und dort für die Ionisation des diffusen interstellaren Gases (DIG) verantwortlich sein könnten. Oey und Kennicut (1997) haben festgestellt, dass bis zu 50% der ionisierenden UV Strahlung von heissen Sternen aus HII Regionen austreten können und das DIG ionisieren. Allerdings finden Arbeiten über heiße Sterne im Gegensatz dazu ionisierende Photonenflüsse, die sehr wohl im Einklang mit der Leuchtkraft der umgebenden HII Regionen stehen. In Abwesenheit gut eingeschränkter UV Kontinua der heissen Sternatmosphärenmodelle sind die Voraussagen stark von systematischen Fehlern beinflusst. Das Ziel des hier verfolgten Vorhabens ist die Untersuchung von DIG sehr niedriger Flächenhelligkeit (10^-17erg/cm2/sec/arcsec2) in der Galaxie M33 mit Hilfe der PMAS IFU, um aus der detaillierten Erfassung der Emission mit hoher räumlicher Auflösung Aufschluss über den Ionisationsmechanismus zu erhalten. Als Kontrollgruppe soll später eine Zwerggalaxie der Lokalen Gruppe mit niedriger Metallizität gemessen werden. Nach Vorarbeiten mit dem MUSE Instrument gibt es Hinweise, dass die Ionisation des DIG zum einem gewissen Anteil auch auf Schocks zurückzuführen sein könnte, z.B. aus Supernovaüberresten oder Sternwinden (Superbubbles).
