Pressemitteilung

ALMA erkundet das Hubble Ultra Deep Field

Tiefste je durchgeführte Durchmusterung des frühen Universums

22. September 2016

Bevor das Hubble Ultra Deep Field (HUDF) im Jahr 2004 wegen seines Galaxienreichtums weltberühmt wurde, schien diese dunkle Ecke des Universums auf den ersten Blick eher unauffällig zu sein. Nun hat ein internationales Astronomenteam mit dem Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) diese Region im Mikrowellenbereich noch genauer unter die Lupe genommen als jede andere Beobachtungskampagne zuvor. Die Forscher, unter ihnen auch Wissenschaftler aus Heidelberg, Bonn und Garching, konnten zeigen, dass die Sternentstehungsrate in jungen Galaxien eng mit der Gesamtmasse der Sterne zusammenhängt. Sie fanden außerdem heraus, wie viel Rohmaterial für die Sternentstehung vor etwa 10 Milliarden Jahren, zur Blütezeit der Galaxienentstehung, im Kosmos zur Verfügung stand.

Die neuen ALMA-Ergebnisse werden in einer Reihe von Fachartikeln in den Zeitschriften Astrophysical Journal und Monthly Notices of the Royal Astronomical Society erscheinen, sowie bei einer Konferenz in Palm Springs in Kalifornien in den USA anlässlich des fünfjährigen Jubiläums des ALMA-Radioteleskops vorgestellt.

2004 wurden die Aufnahmen des Hubble Ultra Deep Field veröffentlicht — eine der ersten Beobachtungen des Hubble-Weltraumteleskops von NASA/ESA mit extrem langer Gesamtbelichtungszeit. Nie zuvor wurde so tief ins Universum geblickt und diese beeindruckenden Bilder lieferten eine Menagerie an Galaxien, von denen die ältesten weniger als eine Milliarde Jahre nach dem Urknall entstanden waren. Die Himmelsregion wurde nicht nur mehrmals von Hubble, sondern auch von vielen anderen Teleskopen beobachtet, wodurch die bis heute tiefsten Aufnahmen des Universums entstanden sind.

Astronomen haben nun anhand von hochempfindlichen Aufnahmen von ALMA dieses scheinbar unauffällige, aber gut untersuchte Fenster ins tiefe Universum zum ersten Mal im Millimeter-Wellenlängenbereich [1] inspiziert. Dadurch war es ihnen möglich, das lichtschwache Leuchten von Gaswolken sowie die Emission von warmem Staub in Galaxien im frühen Universum zu beobachten.

Bis jetzt hat ALMA das HUDF für insgesamt knapp 50 Stunden beobachtet. Hierbei handelt es sich um die bisher längste Beobachtungszeit von ALMA eines einzigen Bereichs des Himmels.

Ein Team unter Leitung von Jim Dunlop von der University of Edinburgh in Großbritannien gewann mit ALMA das erste tiefe, gleichmäßig belichtete ALMA-Bild einer Region, die so groß ist wie das HUDF. Die Daten ermöglichten ihnen, die Galaxien, die sie entdeckten, mit den Objekten abzugleichen, die bereits von Hubble und anderen Teleskopen beobachtet wurden.

Diese Studie hat gezeigt, dass sich die stellare Masse einer Galaxie am besten für die Vorhersage der Sternentstehungsrate im frühen, und damit hochrotverschobenen Universum eignet. Alle nachgewiesenen Galaxien weisen eine große Masse auf [2].

Jim Dunlop fasst als Erstautor des Artikels über das sogenannte Deep Imaging die Bedeutung seiner Studie zusammen: „Dieses Ergebnis ist ein Durchbruch. Zum ersten Mal verknüpfen wir Aufnahmen des fernen Universums aus Hubble-Beobachtungen im sichtbaren und ultravioletten Licht mit ALMA-Aufnahmen im ferninfraroten Millimeter-Bereich.“

Das zweite Team unter der Leitung von Manuel Aravena vom Núcleo de Astronomía, Universidad Diego Portales in Santiago in Chile und Fabian Walter  vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg führte eine tiefere Suche über eine Fläche von etwa einem Sechstel der gesamten Fläche des HUDF durch [3].

„Wir haben die erste komplett blinde, dreidimensionale Suche nach kaltem Gas im frühen Universum durchgeführt“, erläutert Chris Carilli, Astronom am National Radio Astronomy Observatory (NRAO) in Socorro in New Mexico in den USA und Mitglied des Forscherteams. „Dadurch haben wir eine Population von Galaxien entdeckt, die in anderen tiefen Durchmusterungen des Himmels nicht so einfach zu identifizieren ist.“ [4]

Einige der neuen ALMA-Beobachtungen dienten ausschließlich dem Zweck, Galaxien zu entdecken, die reich an Kohlenstoffmonoxid sind, was auf Regionen hindeutet, die für Sternentstehung bestens geeignet sind. Obwohl dieser molekulare Gasvorrat die Sternentstehungsaktivität in Galaxien verursacht, sind die Regionen mit Hubble oft nur schwer zu beobachten. ALMA kann daher weitere wichtige Puzzlestücke für das Rätsel der Entstehung und Entwicklung von Galaxien in unserem Universum liefern.

„Unsere neuen ALMA-Ergebnisse bestätigen es: Je weiter wir in die Vergangenheit zurückblicken, umso mehr Gas finden wir in den Galaxien, die wir sehen“, fügt Manuel Aravena, Ko-Leiter des Astronomenteams, hinzu. „Diese Zunahme an Gasgehalt dürfte der Grund für die beachtliche Zunahme der Sternentstehungsraten sein, die während des Höhepunkts der Galaxienentstehung vor rund 10 Milliarden Jahre einsetzte.“

Die heute vorgestellten Ergebnisse sind erst der Anfang einer Reihe von zukünftigen Beobachtungen mit ALMA zur Erforschung des fernen Universums. Beispielsweise soll eine 150-Stunden-Beobachtungskampagne des HUDF die Geschichte des Sternentstehungspotentials des Universums aufklären.

„Die genauen Hintergründe der Geschichte der kosmischen Sternentstehung müssen wir erst noch verstehen. Unser jetzt bewilligtes ALMA Large Program wird die fehlenden Informationen über das Rohmaterial der Sternentstehung für Galaxien im berühmten Hubble Ultra Deep Field liefern“, ergänzt Fabian Walter.

Endnoten

[1] Die Astronomen wählten bewusst für das HUDF, einer Region im lichtschwachen südlichen Sternbild Chemischer Ofen (lat. Fornax), bewusst eine Himmelsregion, die bodengebundene Teleskope auf der Südhalbkugel der Erde wie ALMA mit dem Ziel unser Wissen über das ferne Universum zu erweitern weiter untersuchen können.

Eines der primären wissenschaftlichen Ziele für ALMA ist es, das tiefe, aber im sichtbaren LIcht nicht beobachtbare Universum zu erforschen.

[2] In diesem Kontext bedeutet „große Masse” Galaxien mit stellaren Massen von mehr als 20 Milliarden mal der Masse der Sonne ( 2 × 10¹⁰ Sonnenmassen). Zum Vergleich: Die Milchstraße ist eine große Galaxie und hat eine Masse im Bereich von etwa 100 Milliarden Sonnenmassen.

[3] Diese Himmelsregion ist etwa 700 mal kleiner als die Fläche der Scheibe des Vollmondes, von der Erde aus betrachtet. Eine der überraschendsten Aspekte des HUDF war die enorme Zahl an Galaxien, die in solch einem kleinen Teil des Himmels gefunden wurde.

[4] ALMAs Fähigkeit einen komplett anderen Teil des elektromagnetischen Spektrums als Hubble zu beobachten, ermöglicht es Astronomen, eine andere Klasse an astronomischen Objekten zu untersuchen, wie eine massereiche Sternentstehungswolke oder Objekte, die ansonsten zu lichtschwach wären, um sie im sichtbaren Licht zu beobachten, bei Wellenlängen im Millimeterbereich aber beobachtbar sind.

Die Suche wird als „blind” bezeichnet, da sie sich nicht auf ein bestimmtes Objekt konzentriert hat.

Die neuen ALMA-Beobachtungen des HUDF beinhalten zwei unterschiedliche, aber sich gegenseitig ergänzende Datentypen: Kontinuums-Beobachtungen, die Staubemission und Sternentstehung zu Tage bringen, und Aufnahmen der spektralen Emissionslinien, die sich auf kaltes molekulares Gas konzentrieren, das die Sternentstehung vorantreibt. Der zweite erfasste Datensatz ist besonders nützlich, da er Informationen darüber enthält, wie stark Licht von entfernten Objekten durch die Ausdehnung des Universums rotverschoben wurde. Höhere Rotverschiebung bedeutet, dass ein Objekt weiter weg ist und sein beobachtetes Licht einen Zustand widerspiegelt, der zeitlich weiter zurückliegt. Das ermöglicht es Astronomen, eine dreidimensionale Karte zu erstellen, wie sich das Gas, das für Sternentstehung notwendig ist, im Laufe der Zeit im Kosmos entwickelt hat.

Frühere Untersuchungen zur Verteilung des kühlen Gases im frühen Universum wurden mit dem Observatorium auf dem Plateau de Bure in den französischen Alpen und am Karl G. Jansky Very Large Array in den USA durchgeführt.

Weitere Informationen

Die hier vorgestellten Ergebnisse sind Inhalt der Fachartikel:

1. “A deep ALMA image of the Hubble Ultra Deep Field”, von J. Dunlop et al., der demnächst in der Zeitschrift Monthly Notices of the Royal Astronomical Society erscheint.
2. “The ALMA Spectroscopic Survey in the Hubble Ultra Deep Field: Search for the [CII] Line and Dust Emission in 6 < z < 8 Galaxies”, von M. Aravena et al., der demnächst in der Zeitschrift Astrophysical Journal erscheint.
3. 3. “The ALMA Spectroscopic Survey in the Hubble Ultra Deep Field: Molecular Gas Reservoirs in High-Redshift Galaxies”, von R. Decarli et al., der demnächst in der Zeitschrift Astrophysical Journal erscheint.
4. “The ALMA Spectroscopic Survey in the Hubble Ultra Deep Field: CO Luminosity Functions and the Evolution of the Cosmic Density of Molecular Gas”, von R. Decarli et al., der demnächst in der Zeitschrift Astrophysical Journal erscheint.
5. “The ALMA Spectroscopic Survey in the Hubble Ultra Deep Field: Continuum Number Counts, Resolved 1.2-mm Extragalactic Background, and Properties of the Faintest Dusty Star Forming Galaxies”, von M. Aravena et al., der demnächst in der Zeitschrift Astrophysical Journal erscheint.
6. “The ALMA Spectroscopic Survey in the Hubble Ultra Deep Field: Survey Description”, von F. Walter et al., der demnächst in der Zeitschrift Astrophysical Journal erscheint.
7. “The ALMA Spectroscopic Survey in the Hubble Ultra Deep Field: the Infrared excess of UV-selected z= 2-10 Galaxies as a Function of UV-continuum Slope and Stellar Mass”, von R. Bouwens et al., der demnächst in der Zeitschrift Astrophysical Journal erscheint.
8. “The ALMA Spectroscopic Survey in the Hubble Ultra Deep Field: Implication for spectral line intensity mapping at millimeter wavelengths and CMB spectral distortions”, von C. L. Carilli et al., der demnächst in der Zeitschrift Astrophysical Journal erscheint.

Die beteiligten Wissenschaftler sind:

M. Aravena (Núcleo de Astronomía, Universidad Diego Portales, Santiago, Chile), R. Decarli (Max-Planck Institut für Astronomie, Heidelberg), F. Walter (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg; Astronomy Department, California Institute of Technology, USA; NRAO, Pete V. Domenici Array Science Center, USA), R. Bouwens (Leiden Observatory, Leiden, Niederlande; UCO/Lick Observatory, Santa Cruz, USA), P.A. Oesch (Astronomy Department, Yale University, New Haven, USA), C.L. Carilli (Leiden Observatory, Leiden, Niederlande; Astrophysics Group, Cavendish Laboratory, Cambridge, Großbritannien), F.E. Bauer (Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile, Santiago, Chile; Millennium Institute of Astrophysics, Chile; Space Science Institute, Boulder, USA), E. Da Cunha (Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University, Canberra, Australien; Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology, Hawthorn, Australien), E. Daddi (Laboratoire AIM, CEA/DSM-CNRS-Université Paris Diderot, Orme des Merisiers, Frankreich), J. Gónzalez-López (Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile, Santiago, Chile), R.J. Ivison (European Southern Observatory, Garching bei München; Institute for Astronomy, University of Edinburgh, Edinburgh, Großbritannien), D.A. Riechers (Cornell University, 220 Space Sciences Building, Ithaca, USA), I. Smail (Institute for Computational Cosmology, Durham University, Durham, Großbritannien), A.M. Swinbank (Institute for Computational Cosmology, Durham University, Durham, Großbritannien), A. Weiss (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn), T. Anguita (Departamento de Ciencias Físicas, Universidad Andrés Bello, Santiago, Chile; Millennium Institute of Astrophysics, Chile), R. Bacon (Université Lyon 1, Saint Genis Laval, Frankreich), E. Bell (Department of Astronomy, University of Michigan, USA), F. Bertoldi (Argelander Institute for Astronomy, Universität Bonn, Bonn), P. Cortes (Joint ALMA Observatory - ESO, Santiago, Chile; NRAO, Pete V. Domenici Array Science Center, USA), P. Cox (Joint ALMA Observatory - ESO, Santiago, Chile), J. Hodge (Leiden Observatory, Leiden, Niederlande), E. Ibar (Instituto de Física y Astronomía, Universidad de Valparaíso, Valparaiso, Chile), H. Inami (Université Lyon 1, Saint Genis Laval, Frankreich), L. Infante (Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile, Santiago, Chile), A. Karim (Argelander Institute for Astronomy, Universität Bonn, Bonn), B. Magnelli (Argelander Institute for Astronomy, Universität Bonn, Bonn), K. Ota (Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge, Cambridge, Großbritannien; Cavendish Laboratory, University of Cambridge, Großbritannien), G. Popping (European Southern Observatory, Garching bei München), P. van der Werf (Leiden Observatory, Leiden, Niederlande), J. Wagg (SKA Organization, Cheshire, Großbritannien), Y. Fudamoto (ESO, Garching bei München; Universität-Sternwarte München, München), D. Elbaz (Laboratoire AIM, CEA/DSM-CNRS-Universite Paris Diderot, Frankreich), S. Chapman (Dalhousie University, Halifax, Nova Scotia, Kanada), L.Colina (ASTRO-UAM, UAM, Unidad Asociada CSIC, Spanien), H.W. Rix (Max-Planck Institut für Astronomie, Heidelberg), Mark Sargent (Astronomy Centre, University of Sussex, Brighton, UK) und Arjen van der Wel (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg)

K. Sheth (NASA Headquarters, Washington DC, USA), Roberto Neri (IRAM, Saint-Martin d’Hères, Frankreich), O. Le Fèvre (Aix Marseille Université, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Marseille, Frankreich), M. Dickinson (Steward Observatory, University of Arizona, USA), R. Assef (Núcleo de Astronomía, Universidad Diego Portales, Santiago, Chile), I. Labbé (Leiden Observatory, Leiden University, Niederlande), S. Wilkins (Astronomy Centre, University of Sussex, Brighton, Großbritannien), J.S. Dunlop (University of Edinburgh, Royal Observatory, Edinburgh, Großbritannien), R.J. McLure (University of Edinburgh, Royal Observatory, Edinburgh, Großbritannien), A.D. Biggs (ESO, Garching), J.E. Geach (University of Hertfordshire, Hatfield, Großbritannien), M.J. Michałowski (University of Edinburgh, Royal Observatory, Edinburgh, Großbritannien), W. Rujopakarn (Chulalongkorn University, Bangkok, Thailand), E. van Kampen (ESO, Garching), A. Kirkpatrick (University of Massachusetts, Amherst, Massachusetts, USA), A. Pope (University of Massachusetts, Amherst, Massachusetts, USA), D. Scott (University of British Columbia, Vancouver, British Columbia, Canada), T.A. Targett (Sonoma State University, Rohnert Park, California, USA), I. Aretxaga (Instituto Nacional de Astrofísica, Optica y Electronica, Mexico), J.E. Austermann (NIST Quantum Devices Group, Boulder, Colorado, USA), P.N. Best (University of Edinburgh, Royal Observatory, Edinburgh, United Kingdom), V.A. Bruce (University of Edinburgh, Royal Observatory, Edinburgh, United Kingdom), E.L. Chapin (Herzberg Astronomy and Astrophysics, National Research Council Canada, Victoria, Canada), S. Charlot (Sorbonne Universités, UPMC-CNRS, UMR7095, Institut d’Astrophysique de Paris, Paris, Frankreich), M. Cirasuolo (ESO, Garching), K.E.K. Coppin (University of Hertfordshire, College Lane, Hatfield, Großbritannien), R.S. Ellis (ESO, Garching), S.L. Finkelstein (The University of Texas at Austin, Austin, Texas, USA), C.C. Hayward (California Institute of Technology, Pasadena, California, USA), D.H. Hughes (Instituto Nacional de Astrofísica, Optica y Electronica, Mexiko), S. Khochfar (University of Edinburgh, Royal Observatory, Edinburgh, Großbritannien), M.P. Koprowski (University of Hertfordshire, College Lane, Hatfield, Großbritannien), D. Narayanan (Haverford College, Haverford, Pennsylvania, USA), C. Papovich (Texas A & M University, College Station, Texas, USA), J.A. Peacock (University of Edinburgh, Royal Observatory, Edinburgh, Großbritannien), B. Robertson (University of California, Santa Cruz, Santa Cruz, Kalifornien, USA), T. Vernstrom (Dunlap Institute for Astronomy and Astrophysics, University of Toronto, Toronto, Ontario, Kanada), G.W. Wilson (University of Massachusetts, Amherst, Massachusetts, USA) und M. Yun (University of Massachusetts, Amherst, Massachusetts, USA).

Das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) ist eine internationale astronomische Einrichtung, die gemeinsam von Europa, Nordamerika und Ostasien in Zusammenarbeit mit der Republik Chile getragen wird. Von europäischer Seite aus wird ALMA über die Europäische Südsternwarte (ESO) finanziert, in Nordamerika von der National Science Foundation (NSF) der USA in Zusammenarbeit mit dem kanadischen National Research Council (NRC) und dem taiwanesischen National Science Council (NSC), und in Ostasien von den japanischen National Institutes of Natural Sciences (NINS) in Kooperation mit der Academia Sinica (AS) in Taiwan. Bei Entwicklung, Aufbau und Betrieb ist die ESO federführend für den europäischen Beitrag, das National Radio Astronomy Observatory (NRAO), das seinerseits von Associated Universities, Inc. (AUI) betrieben wird, für den nordamerikanischen Beitrag und das National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) für den ostasiatischen Beitrag. Dem Joint ALMA Observatory (JAO) obliegt die übergreifende Projektleitung für den Aufbau, die Inbetriebnahme und den Beobachtungsbetrieb von ALMA.

Die Europäische Südsternwarte (engl. European Southern Observatory, kurz ESO) ist die führende europäische Organisation für astronomische Forschung und das wissenschaftlich produktivste Observatorium der Welt. Getragen wird die Organisation durch 16 Länder: Belgien, Brasilien, Dänemark, Deutschland, Finnland, Frankreich, Großbritannien, Italien, die Niederlande, Österreich, Polen, Portugal, Spanien, Schweden, die Schweiz und die Tschechische Republik. Die ESO ermöglicht astronomische Spitzenforschung, indem sie leistungsfähige bodengebundene Teleskope entwirft, konstruiert und betreibt. Auch bei der Förderung internationaler Zusammenarbeit auf dem Gebiet der Astronomie spielt die Organisation eine maßgebliche Rolle. Die ESO verfügt über drei weltweit einzigartige Beobachtungsstandorte in Chile: La Silla, Paranal und Chajnantor. Auf dem Paranal betreibt die ESO mit dem Very Large Telescope (VLT) das weltweit leistungsfähigste Observatorium für Beobachtungen im Bereich des sichtbaren Lichts und zwei Teleskope für Himmelsdurchmusterungen: VISTA, das größte Durchmusterungsteleskop der Welt, arbeitet im Infraroten, während das VLT Survey Telescope (VST) für Himmelsdurchmusterungen ausschließlich im sichtbaren Licht konzipiert ist. Die ESO ist einer der Hauptpartner bei ALMA, dem größten astronomischen Projekt überhaupt. Auf dem Cerro Armazones unweit des Paranal errichtet die ESO zur Zeit das European Extremely Large Telescope (E-ELT) mit 39 Metern Durchmesser, das einmal das größte optische Teleskop der Welt werden wird.

Die Übersetzungen von englischsprachigen ESO-Pressemitteilungen sind ein Service des ESO Science Outreach Network (ESON), eines internationalen Netzwerks für astronomische Öffentlichkeitsarbeit, in dem Wissenschaftler und Wissenschaftskommunikatoren aus allen ESO-Mitgliedsländern (und einigen weiteren Staaten) vertreten sind. Deutscher Knoten des Netzwerks ist das Haus der Astronomie in Heidelberg.

Links

• Fachartikel 1 (Dunlop, J. S. et al.)
• Fachartikel 2 (Aravena, M. et al.)
• Fachartikel 3 (Decarli, R. et al.)
• Fachartikel 4 (Decarli, R. et al.)
• Fachartikel 5 (Aravena, M. et al.)
• Fachartikel 6 (Walter, F. et al.)
• Fachartikel 7 (Bouwens, R. et al.)
• Fachartikel 8 (Carilli, C. L. et al.)
• Fotos von ALMA

Kontaktinformationen

James Dunlop
University of Edinburgh
Edinburgh, United Kingdom
E-Mail: jsd@roe.ac.uk

Fabian Walter
Max-Planck Institut für Astronomie
Heidelberg, Germany
E-Mail: walter@mpia.de

Manuel Aravena
Núcleo de Astronomía, Facultad de Ingeniería, Universidad Diego Portales
Santiago, Chile
E-Mail: manuel.aravenaa@mail.udp.cl

Richard Hook
ESO Public Information Officer
Garching bei München, Germany
Tel: +49 89 3200 6655
Mobil: +49 151 1537 3591
E-Mail: rhook@eso.org

Markus Nielbock (Pressekontakt Deutschland)
ESO Science Outreach Network und Haus der Astronomie
Heidelberg, Deutschland
Tel: +49 6221 528-134
E-Mail: eson-germany@eso.org

Connect with ESO on social media

Dies ist eine Übersetzung der ESO-Pressemitteilung eso1633.