Ich werde Ihnen heute etwas über die häufigen Elemente in der Galaxie erzählen.
Da nur so wenig Sand in dieser Sanduhr ist, allerdings nur über Sauerstoff und Kohlenstoff.
Die Entstehung der Elemente beginnt natürlich mit dem Urknall, wenn es denn einen Urknall gab.
An diesem Punkt entstanden vermutlich die leichten Elemente bis Masse 4.
Ab Masse 4 war die Hilfe von Sternen notwendig.
Die Sterne entstanden vermutlich durch den Zusammenstoß intergalaktischer Gase.
Da die Gaswolken einen gewissen Nettodrehimpuls besaßen, wurde das Objekt durch die Rotation verflacht.
Wie viele andere astronomische Aufnahmen täuscht auch dieses Foto das Auge in gewisser Weise.
Wenn Sie ganz genau hinsehen, werden Sie feststellen,
dass sich diese blauen Bahnen immer weiter nach außen in das Bild hinein bewegen.
Wäre der Raum dunkler, die Aufnahme besser und so weiter, könnten Sie diese Galaxie de facto wesentlich größer sehen.
Die blaue Farbe dort außen spiegelt die Tatsache wider,
dass die Sterne an den äußeren Rändern dieser Galaxie wesentlich heißer sind als die in ihrem Inneren.
Dem liegt ein ganz einfaches physikalisches Prinzip zugrunde,
nämlich dass Elefanten keine Mäntel brauchen, weil sie so wenig Haut haben.
Wächst ein Stern immer mehr, hat er viel größere Schwierigkeiten sich seiner Wärme zu entledigen,
weil er über so wenig Oberfläche verfügt.
Wir können vielleicht eine ganz einfache physikalische Berechnung anstellen:
Jeder von Ihnen erzeugt genauso viel Energie pro Gramm wie die Sonne.
Da die Sonne aber keine Haut besitzt, ist sie viel heißer.
Die Sonne verfügt nur über eine sehr geringe Oberfläche im Vergleich zu ihrem Inneren.
Je größer die Sterne werden, umso größer werden auch ihre Probleme.
Tatsächlich werden sie so heiß, dass sie ihr Helium verbrennen, nicht nur ihren Wasserstoff.
Bei dieser Heliumverbrennung während des kurzen, sehr ereignisreichen Lebens dieser extrem heißen Sterne
kann Helium der Masse 4 in Helium der Masse 12 oder 16 umgewandelt werden.
Folgen Sie mir mit dieser Art Kernphysik zurück in eine vergangene Epoche,
in der es gemächlicher und unbefangener zuging und in der wir mit ein paar unveränderlichen Teilchen
wie Protonen und Neutronen, vielleicht noch Elektronen und – wenn man ganz genau sein möchte – Positronen zufrieden waren.
Danach dürfen Sie zumindest zum Nutzen dieses Vortrags den Kontakt
mit den Referenten des heutigen Morgens wieder auf gesellschaftliche Anlässe beschränken.
Generiert man diese ganz einfachen Reaktionen,
lassen sich in diesen massereichen Sternen sofort Kohlenstoff 12 und Sauerstoff 16 erzeugen.
Dieses Material wird sehr schnell wieder in den interstellaren Raum hinausgeschleudert,
wo neue Sternengenerationen entstehen, in denen sich – wie in jeder Sternengeneration –
ein bestimmter Anteil an kleineren Sternen befindet,
d.h. Sternen, die ein relativ eintöniges, wenig ereignisreiches Leben führen, wie unsere Sonne, glücklicherweise.
Wir haben schließlich genügend wirtschaftliche Probleme,
da wollen wir uns nicht auch noch Sorgen machen müssen, dass die Sonne explodiert.
Unter diesen Umständen haben zumindest wir Astronomen also bessere Nachrichten für Sie als die Ökonomen:
Unsere Sonne wird uns noch Milliarden von Jahren erhalten bleiben.
Wir stellen also fest, dass unter diesen Umständen mit der Aufeinanderfolge von Sternengenerationen
und dem Fortschreiten des Sternentstehungsprozesses sehr rasch ein Bereich im Zentrum der Galaxie übrig bleibt,
in dem sich nur noch sehr wenig Gas und im Wesentlichen keine massereichen Sterne,
sondern nur noch massearme Sterne, die ihr Leben noch nicht ausgehaucht haben, befinden.
Das gesamte Gas hat sich bereits in massereiche Sterne verwandelt, die selbst explodiert sind, und so weiter.
Bewegt man sich vom Zentrum der Galaxie nach außen, trifft man auf einen höheren Gas- und Staubanteil.
Wie Sie sehen, bedeuten diese Staubbahnen hier keineswegs die Abwesenheit von Sternen,
sondern stellen nur Spuren von interstellarem Gas dar.
Unter diesen Umständen nimmt der Anteil des Materials von massereichen Sternen ab,
je weiter man sich vom Zentrum der Galaxie nach außen bewegt.
Entschuldigen Sie, anders herum.
Der Anteil des Materials von massereichen Sternen nimmt zu.
Sorry.
Geben Sie dem Übersetzer die Schuld, falls es einen gibt.
(Gelächter).
Der Anteil des von massereichen Sternen stammenden Gases nimmt also mit wachsender Entfernung vom Zentrum zu.
Nun, was wir leider bereits ganz früh in der Kindheit lernen, ist, dass wir besser sind als andere.
Wie ich schon einmal auf dieser Veranstaltung gesagt habe, glauben die Leute gerne, dass Physiker besser sind als Chemiker.
Was tut man also in der Physik?
Man vermeidet wenn möglich die Chemie.
(Gelächter).
Wenn Sie also z.B. einen für einen massearmen Stern charakteristischen Kern
mit einem Kern eines massereichen Sterns vergleichen möchten, tun Sie dies am besten, indem Sie die Chemie vergessen.
Sie vergleichen also Kerne mit dem (hoffentlich) gleichen chemischen Prozess, den gleichen chemischen Eigenschaften.
Zur Untersuchung der Elemente – und da der Sand zuende geht, spreche ich nur über zwei Elemente,
wie gesagt Sauerstoff und Kohlenstoff, wobei Sauerstoff häufiger ist –
sollten Sie einfach das Sauerstoffisotop eines massereichen Sterns mit dem eines massearmen Sterns vergleichen.
Untersuchen Sie in jedem Fall die miteinander verglichenen Isotope;
dabei sollte sich die Sternentwicklung vom Inneren der Galaxie nach außen nachvollziehen lassen.
Dann erfahren Sie etwas über einen bestimmten Punkt in der Galaxie, der für uns von speziellem Interesse ist,
nämlich unser Sonnensystem.
Ich habe es in diesem Fall mit fünf Isotopen zu tun.
Sauerstoff hat, wie Sie wahrscheinlich wissen, drei stabile Isotope:
Sauerstoff 16, das häufigste Isotop, das bei der Heliumverbrennung entsteht, Sauerstoff 17 und 18.
Bei Kohlenstoff sind es Kohlenstoff 12 und 13;
ersterer ist wieder das Produkt eines massereichen Sterns, letzterer das Produkt eines sekundären Prozesses,
bei dem dieses Heliumverbrennungsmaterial von einem massearmen Stern aufgenommen und an Wasserstoff geheftet wird.
Würde man, während man sich aus dem galaktischen Zentrum heraus bewegt,
das Verhältnis von Kohlenstoff 12 zu Kohlenstoff 13 betrachten, würde man einen raschen Anstieg erkennen.
Dasselbe ist der Fall bei Sauerstoff 16 und 17.
Es befinden sich hier also zahlreiche massearme Sterne.
Diese Sterne erzeugen allmählich ihren eigenen Sonnenwind und schleudern ihre eigenen Produkte heraus.
Dabei entsteht ein Großteil des Wasserstoffverbrennungsmaterials, bei dem die Energiegewinnung dadurch erfolgt,
dass ein Proton in diesem Fall entweder an den Kern eines 4 alpha-Teilchens oder den Kern eines 3 alpha-Teilchens geheftet wird.
So ist diese Art allgemeiner Anstieg zu erwarten.
Wenn Sie sich hier draußen bei 10 Kiloparsec, also 30.000 Lichtjahre vom galaktischen Zentrum entfernt befinden,
sollten Sie hier unter einem anderen Wert liegen.
Dieser Kreispunkt ist der Wert, den wir auf der Erde erwarten.
Diese Linie schneidet diesen Punkt in unserem Fall nicht,
da die Erde schließlich zum Zeitpunkt der Geburt des präsolaren Nebels vor etwa fünf Milliarden Jahren entstand.
Unter den vor 5x10 hoch 9 Jahren herrschenden Bedingungen verfügte das interstellare Medium
vermutlich noch nicht über so viel Material von massearmen Sternen wie heute.
Es sollte daher in diesen einfachen Fällen eine natürliche Progression geben,
von einem sehr geringen Vorkommen im Zentrum der Galaxie – nun, lassen Sie es mich anders ausdrücken:
Von diesem Produkt des massearmen Sterns befindet sich hier sehr viel, hier ein bisschen weniger und hier erheblich weniger.
Dieser Abstand spiegelt eine zeitliche Schwankung wider, die damit zu tun hat, dass die Sterne noch nicht so lange existieren.
Diese Neigung drückt die Tatsache aus, dass das Innere der Galaxie bewegter und dichter ist,
so dass die Sternenentstehung rascher vonstattengeht.
Hier befinden sich ganz offensichtlich mehr Sternengenerationen als dort
und die Anzahl der Sternengenerationen hier übertrifft beispielsweise den Inhalt unseres Mittagessens.
Sofern der Caterer keine außerirdische Kost serviert hat,
bestand Ihr Mittagessen nämlich nur zu 1% aus dem zuvor erwähnten Kohlenstoff 13.
Das sind also die beiden Erwartungen.
Es gibt noch ein fünftes Isotop, Sauerstoff 18.
Dieses Isotop ist insofern besonders, als die normalen, einfachen, kernphysikalischen Prozesse
in den massearmen Sternen zwar diese beiden Isotope erzeugen, nicht aber dieses.
Man vermutet jedoch, dass ein anderer Prozess bei massearmen Sternen,
z.B. eine Supernova-Explosion, also ein anderer Prozess als der gewöhnliche Sonnenwind Sauerstoff 18 erklären könnte.
Die erste Frage, die man sich stellt, lautet also:
Stammen Sauerstoff 17 und Sauerstoff 18 die Population betreffend aus derselben Quelle?
Das heißt: Stammen sie beide aus derselben Population?
Bedenken Sie, nicht notwendigerweise von ein- und demselben Stern.
Vielleicht entsteht z.B. in einer Art von massearmem Stern Sauerstoff 17 und in einer anderen,
z.B. einem Doppelstern, der nach einer gewissen Zeit explodiert, in einem anderen Prozess Sauerstoff 18.
Solange die Populationen in der Galaxie gleichmäßig verteilt sind, sind keine zeitlichen und räumlichen Schwankungen sichtbar.
In diesem Fall würde die Linie daher so verlaufen.
Wenn andererseits Sauerstoff 18 etwas mit einem massereichen Stern zu tun hätte,
könnte man eine Verschiebung sowie eine Neigung erwarten.
Das Angenehme an diesem Forschungsfeld ist offenkundig seine Gewissheit.
Wenn man beginnt, gibt es nur zwei Möglichkeiten.
Alles, was man tun muss, ist den Empfänger einzuschalten und zu versuchen das Experiment durchzuführen.
In diesem speziellen Fall handelt es sich um ein besonders einfaches Experiment,
sofern man Kohlenmonoxid untersucht – man schaut einfach in den Weltraum.
Denn wie Bob Ihnen vorhin bereits gesagt hat, hat die Natur für sehr viel Kohlenmonoxid gesorgt.
Wenn man nun das Sauerstoff 18-Isotop von CO mit dem Sauerstoff 17-Isotop von CO vergleicht,
stellt man fest, dass diese beiden Isotope trotz ihrer Häufigkeit im Weltraum unterrepräsentiert sind.
Damit treten die Probleme der Linienbildung bei der optischen Tiefe nicht auf und die Messung ist völlig unkompliziert.
Man misst also einfach, so wie ich es vor ein oder zwei Jahren getan habe.
Die junge Dame, die den Großteil der Daten bei diesem Experiment für mich erfasst hat, befindet sich hier im Publikum.
Wer sie also nachher treffen und mit ihr sprechen möchte, sie heißt Lauren.
Wir haben also diese Daten erfasst.
Ich denke, alles ist in Ordnung damit.
Wir mussten die erfassten Daten nur noch reduzieren und dann schauen, auf welcher dieser beiden Linien es liegt.
Das Ergebnis ist, dass es auf keiner Linie liegt.
Stattdessen zeigt sich eine absolut horizontale Linie, genau was man erwarten würde,
wenn, wie es die Kernastrophysiker vorausgesagt haben, Sauerstoff 17 und Sauerstoff 18 eine gemeinsame Population,
einen gemeinsamen Ursprung bezüglich der Populationsquelle haben.
Wenn es noch einen anderen Punkt bis ganz hier unten gibt – aber das ist in Wirklichkeit die Hülle eines bestimmten Sterns,
der infolge der Wasserstoffverbrennung gerade stark an Masse verliert.
Dieser Stern verfügt, wie wir wissen, über keinen Prozess zur Erzeugung von Sauerstoff 18.
Vermutlich infolge der flachen Form der durchschnittlichen Population im interstellaren Raum
existieren jedoch genauso viele Sterne, die statt Sauerstoff 17 Sauerstoff 18 erzeugen.
Die Tatsache, dass dies hier unten liegt, ist also sehr beruhigend.
Nun, die horizontale Line ist zwar beruhigend, was uns aber zu schaffen macht, ist das hier oben.
Weit jenseits unseres Rauschens existiert das Sonnensystem für sich selbst,
so dass die schöne Progression vom Zentrum der Galaxie zu ihren Außenbereichen, zum Sonnensystem, nicht funktioniert.
Der Grund hierfür ist der fehlende räumliche Unterschied zwischen Sauerstoff 17 und 18, was ihre relative Häufigkeit angeht.
Einen zeitlichen Unterschied erwartet man ebenfalls nicht.
Im Laufe der Zeit gleicht sich die Menge der beiden Isotope an.
Das bedeutet leider oder glücklicherweise, je nachdem auf welchem Standpunkt man steht,
dass der Ort, an dem wir leben, etwas Seltsames an sich hat.
Vermutlich zum Zeitpunkt der Entstehung des Sonnensystems
existierte ein ziemlich ungewöhnlicher Kernaufbau
mit einem physikalischen Volumen von mehreren ppm (parts per million) der Masse des Sonnennebels.
Ich wage also in diesem Land der Protestbewegungen zu sagen,
dass es ganz in der Nähe des Ursprungs des Sonnensystems oder damit in Verbindung stehend einen gewaltigen Kernprozess geben muss.
Zu Beginn unserer Evolution, lange bevor der Mensch die Weltbühne betrat,
gab es anscheinend diese gewaltige Kernexplosion bzw. diesen hochenergetischen Kernprozess,
der irgendwie mit der Geburt des Sonnensystems zusammenfiel.
Es mag sich um einen notwendigen Zufall gehandelt haben –
in diesem Fall gibt es dort draußen vielleicht nicht sehr viele Planeten, weil Zufälle vermutlich nicht so häufig geschehen.
Es mag auch häufig vorgekommen oder unnötig gewesen sein.
Auch wenn keine Kernexplosion stattgefunden hätte, gäbe es ein Sonnensystem.
Wir können an diesem Punkt nur spekulieren.
Es bedeutet aber sicherlich, dass das einfache Bild, das ich vorher hatte,
in dem einfachsten, unkompliziertesten Fall, den wir uns vorstellen können, nicht funktioniert.
Die nächste Frage ist natürlich, dass wir nur die relative Häufigkeit haben und nicht wissen,
ob die Erde im Vergleich zum interstellaren Medium über viel Sauerstoff 18 oder wenig Sauerstoff 17 verfügt.
Bei der Klärung dieser Frage stoßen wir auf viele weitere Probleme.
Wenn man diese selteneren Isotope mit den häufiger vorkommenden vergleichen möchte,
muss man sich mit der Linienbildung auseinandersetzen.
Das ist das zweite Thema, mit dem ich mich heute Morgen beschäftigen möchte.
Meine Ausführungen sind eine Wiederholung.
Glücklicherweise hat Bob seinen Vortrag zuerst gehalten und Ihnen vieles davon bereits erklärt.
Die Idee ist, dass das am häufigsten vorkommende Material hier gesättigt ist.
Auch Radioastronomen wenden Mathematik an, ich zeige Ihnen also eine Gleichung.
Sie bedeutet schlichtweg, dass dies die beobachtete Temperatur bei unendlicher optischer Tiefe ist
und die Näherung asymptotisch erfolgt;
dies hier ist lediglich die Opazität.
Nun, der Punkt ist:
Seit wir wissen, dass Kohlenmonoxid eine sehr hohe optische Tiefe besitzt,
können wir von dem Verhältnis zwischen der beobachteten Temperatur
und der Temperatur des Kohlenmonoxids bei derselben Geschwindigkeit auf die Opazität schließen.
Das ist an und für sich machbar, sofern man sich Kohlenstoff 12 nicht direkt anschauen möchte.
Solange man dies als Instrument zur Korrektur der Opazität der anderen Isotope anwendet,
kann man de facto Messungen durchführen, wenn nicht mit diesem Isotop,
dann zumindest mit diesem, diesem und sogar noch selteneren.
Einige Daten, die ich Ihnen aus Zeitgründen heute nicht zeigen kann, betreffen ein noch selteneres Isotop,
das einen Kohlenstoff 13- und einen Sauerstoff 18-Kern enthält.
Solche Messungen sind möglich;
da diese Linie aber teilweise gesättigt ist, muss man etwas Ausgeklügeltes tun.
Wie Bob bereits erwähnte, wird das Verhältnis von Kohlenstoff 12 zu Kohlenstoff 13 immer größer,
je weiter man sich zu den Flügeln der Linie bewegt, was nahe legt, dass diese Linie nicht mehr gesättigt ist.
Vor einigen Jahren begannen wir daher mit dieser scheinbar endlosen Testreihe, in dem Versuch interstellare Isotope zu verstehen.
Anders ausgedrückt haben wir uns bei dem Experiment damals vor einigen Jahren,
als wir über erheblich weniger Informationen verfügten und das Problem daher viel besser verstanden, gesagt
„Verwerfen wir den Mittelteil der Linie“.
Mit anderen Worten, führen wir keine Messungen zwischen diesen beiden Bereichen,
wo die Linie gesättigt ist, durch, sondern nur außen.
Nun, das ist von der Logik her folgerichtig, denn man misst nicht nur an einer Stelle, wo das Verhältnis hoch ist.
Wo die Messung erfolgen soll, wird nach einem Kriterium auf der Grundlage dieser beiden Stellen festgelegt;
den Rest verwirft man und führt die Messung lediglich an den Flügeln dieser Linien durch.
Nun, das ist eine zweckmäßige Vorgehensweise.
Der Doktorand in Princeton, der mit mir an diesem Projekt gearbeitet hat, hat sie angewendet.
Zum Glück schrieb er seine Doktorarbeit und ging nach Kalifornien, bevor die restlichen Messungen erfolgten,
die Zweifel an dieser speziellen Methode weckten.
Wir erkannten damals zwar das Problem bei der Methode,
aber bei einem solchen Paper winkt man den Text normalerweise durch und sagt „Wird schon gehen“.
Das Problem, mit dem wir es zu tun hatten, war etwas, das Bob ebenfalls erwähnt hat, nämlich das Modell der kollabierenden Wolke.
Dieses spezielle Symbol soll der Beobachter sein.
Der Beobachter schaut auf eine in einen Kern zusammenfallende Wolke.
Möglicherweise verhält sich dieser Kern seltsam, doch der äußere Teil der Wolke kollabiert.
Schaut man also auf diesen Kern, sieht man hier Gas mit Rotverschiebung oder anderes Gas mit Blauverschiebung.
Das bedeutet, dass die von hier kommende Strahlung bei der hohen Geschwindigkeit existiert,
einen Flügel der Linie darstellt, und die aus diesem Abschnitt kommende Strahlung bei geringer Geschwindigkeit existiert.
Nun, das per se wäre ja nicht so schlimm, außer dass die Chemiker vielleicht zuletzt gelacht haben,
weil in den Außenbereichen dieser Wolke recht ungewöhnliche Umstände vorherrschen,
nämlich eine relativ niedrige Temperatur, eine recht geringe Dichte und eine große Menge an ionisiertem Material.
Unter diesen Umständen ist das übliche Durchwinken, wie es mir als einfältigem Physiker recht wäre,
nämlich zu sagen, dass, wenn ich einen Liter Bier trinke, Kohlenstoff 13 und Kohlenstoff 12 gleich schmecken,
weil sie chemisch identisch sind.
Andererseits hängt die Stabilität des Kohlenmonoxid-Moleküls im interstellaren Raum vom Gewicht seiner Isotope ab.
Um wieder einmal die klassische Physik zu bemühen:
Das Molekül, eine Hantel mit einer Federverbindung, vibriert.
Die Nullpunktvibrationsenergie hängt vom Gewicht der einzelnen Massen ab.
Macht man eines dieser Gewichte etwas schwerer, ist die Nullpunktvibrationsenergie etwas geringer.
Unserer Erfahrung nach wird das Molekül durch eine unmerkliche Masse etwas stabilisiert.
Der Unterschied ist so klein, dass er nur bei extrem niedrigen Temperaturen ins Gewicht fällt.
Bei extrem niedrigen Temperaturen existiert eine so genannte Aktivierungsenergie, die das Fortschreiten von Prozessen verhindert.
Selbst energetisch begünstige Abläufe bei chemischen Reaktionen erfolgen nur nach Überwindung von Aktivierungsbarrieren.
Andererseits kann, wenn einer der beiden Bestandteile ionisiert ist
– sagen wir ein Kohlenmonoxid-Molekül C12O16 –
ein geladener Kohlenstoff 13 ohne Aktivierungsenergie damit kollidieren oder reagieren,
das Kohlenstoff 12-Atom in dem Molekül ersetzen und ein bisschen Energie abgeben.
In Abwesenheit von Vorgängen, die das Gleichgewicht wiederherstellen würden, ist diese Reaktion energetisch begünstigt.
Wir dachten also, hofften es allerdings nicht,
dass an den Rändern dieser Wolken tatsächlich der große Tag für unsere Chemiker gekommen sein könnte.
Es war möglich, dass sich an den Rändern der Wolken, die wir gerade untersuchten,
ein zusätzlicher Kohlenstoff 13 in den Kohlenstoff 13-Isotopen, mit denen wir Messungen durchführten, befand.
Mit anderen Worten, das Kohlenmonoxid war in gewisser Weise wie ein biologischer Farbstoff, der Kohlenstoff 13 aufsaugte,
uns einen wesentlich besseren Kontrast ermöglichte und die Veröffentlichung von Papers vereinfachte,
uns aber de facto nicht die richtige Antwort lieferte.
Nun, dank der hervorragenden Ausstattung in den heutigen Bell-Laboratorien können wir diese Messungen wiederholen.
Da wir uns bezüglich Sauerstoff 18 getäuscht hatten, entschied ich mich für das einfachste Projekt.
Statt das zu tun, was wir früher getan hatten, nämlich eine große Anzahl Wolken an jeweils einer Position zu messen,
nahmen wir jetzt nur zwei Wolken und führten an verschiedenen Positionen darin
so außerordentlich sorgfältige Messungen durch, dass sich sogar das Verhältnis als Funktion der Geschwindigkeit messen ließ.
Was man also tun konnte, war, die erhaltenen Spektren so rauschfrei zu machen,
dass sich nach der Opazitätskorrektur mit C12 das Verhältnis tatsächlich als Funktion der Geschwindigkeit darstellen ließ.
Offenkundig tritt an den Rändern Rauschen auf, doch in der Mitte könnte eine solche Aufzeichnung möglich sein.
Man stellt dieses Verhältnis also als Funktion der Geschwindigkeit für verschiedene Positionen in der Wolke dar.
Das sind de facto die Daten, die ich letzten Winter für eine der beiden Wolken – NGC 2264 – aufzeichnen konnte.
Nun, diese Spektren sind in verschiedener Hinsicht wirklich bemerkenswert.
Erstens besitzen sie jeweils ein zentrales Minimum.
Seitlich befinden sich Ohren, größer werdende Flügel, und mit Ausnahme des Mittelteils sind die Flügel relativ hoch.
Bewegt man sich nach außen, bleibt das zentrale Minimum über einige Positionen hinweg konstant.
Dass das zentrale Minimum konstant ist, ist wichtig, denn hätte ich mich bei der Sättigungskorrektur geirrt,
würde man vermutlich – sofern dies eine Art Sättigungseffekt war – infolge dessen,
dass alle Daten unabhängig sind und daher sehr große Unterschiede bei den relativen Intensitäten auftreten, erwarten,
dass das zentrale Minimum hin- und herspringt.
Doch die Tatsache, dass man im Zentrum hier, bei der zentralen Geschwindigkeit genau dieselbe Anzahl im Minimum vorfindet,
zeigt, dass man vermutlich etwas misst.
Mit diesen Flügeln auf der Seite messen wir jedoch noch etwas anderes.
Je mehr wir uns weg bewegen, umso näher kommen sich die Flügel, und auch das Minimum zwischen den Flügel wächst.
Versuchen wir das anhand der Aufnahme, die ich Ihnen gerade eben gezeigt habe, zu verstehen.
Nehmen wir einmal an, dass der Rand der Wolke zusätzlichen Kohlenstoff 13 enthält.
Wenn Sie jetzt durch das Zentrum der Wolke auf den Rand mit der hohen Geschwindigkeit
und den Rand mit der niedrigen Geschwindigkeit schauen, sehen Sie im Vergleich zum Zentrum eine Verstärkung.
Schaut man auf den Bereich seitlich der Wolke, nähern sich außerdem die projizierten Geschwindigkeiten an;
die Linie sollte also schmaler werden.
Zudem nimmt der unfraktionierte Kern, das nicht in Unordnung gebrachte Material zur Seite hin ab,
so dass sich dieser Bereich ebenfalls nach oben bewegt.
Bewegt man sich also entweder räumlich zur Seite oder in der Geschwindigkeit vor oder zurück, sieht man exakt denselben Effekt.
Schlussendlich sollte sich also, wenn der Kern der Wolke genau im Zentrum bewegt wird
– und Bob erwähnte, dass sich diese Wolken nicht im freien Fall befinden –
irgendwo in der Mitte eine Hochgeschwindigkeitskomponente befindet,
und eine genau durch den Kern verlaufende Linie sollte bei den hohen Geschwindigkeiten ein wenig derangiert sein.
Die Ohren in der Mitte sollten kleiner geworden sein, und genau das ist auch der Fall.
Sie sind hier niedriger, weil zusätzlich zu den Hochgeschwindigkeitsflügeln im Außenbereich der Wolke hier und hier
vermutlich eine zugrunde liegende, mit hoher Geschwindigkeit bewegte Komponente aus unfraktioniertem Gas existiert,
die das durchschnittliche Verhältnis senkt.
Diese Daten liefern uns erstmals den eindeutigen Beweis, dass diese Wolken tatsächlich kollabieren.
Weiterhin verfügen wir nun über einen Mechanismus
zur Ermittlung der chemischen und kernphysikalischen Eigenschaften dieser Objekte.
Eines der Experimente, die ich vor einigen Jahren durchgeführt habe, hat mit dem Aufspüren von Deuterium in der Galaxie zu tun.
Unter diesen Umständen ist Deuterium in diesen Wolken äußerst stark von Fraktionierung betroffen.
Es würde Spaß machen, ein weiteres Mal nach ihnen zu forschen, so wie ich es für nächstes Jahr plane,
und zu sehen, ob Deuterium wirklich ein ähnliches Verhalten aufweist.
Die andere Wolke ist etwas weniger interessant.
Es geschieht genau dasselbe.
Hier ist die Wolke leider etwa sechsmal so weit entfernt.
Sobald man sich vom Zentrum weg bewegt, beginnt man sofort ein Anwachsen zu sehen.
Die Ohren sind nicht sehr groß;
diese Wolke ist sehr stark in Bewegung.
Andererseits sehen wir in etwa dieselbe Symmetrie wie die, die wir vorhin gesehen haben bzw. auch in dem zweiten Beispiel sehen.