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Sicut 3iittf)tr Teilung FORSCHUNG UND TECHNIK 064/6 Mittwoch. 18. März 1987 Nr. 64 69 Die Grosse Magellansche Wolke mit der am 24. Februar entdeckten Supernova. (Bild ESO) Die Supernova «1987a» Ein sterbender Stern in der Grossen Magellanschen Wolke tr. Am 24. Februar 1987 wurde fast gleichzei- tig von Südamerika, Australien und Neuseeland aus in der Grossen Magellanschen Wolke eine Supernova entdeckt. Sie erhielt die Bezeichnung «1987a» und liegt 20 Bogenminuten südwestlich vom bekannten Tarantelnebel (NGC 2070). Erstentdecker war der Astronom lan Shelton von der Universität Toronto, der am Observato- rium Las Campanas in Chile tätig ist. Eine Su- pernova in relativ geringer Entfernung ist ein von Astronomen seit langem sehnlich erwarte- tes Ereignis. «1987a» erfüllt diesen Wunsch, ist doch die Grosse Magellansche Wolke (LMC, Large Magellanic Cloud) eine der zwei kleinen Begleitgalaxien der Milchstrasse; sie ist ledig- lich 165 000 Lichtjahre von uns entfernt. Die beiden Magellanschen Wolken sind von der Südhalbkugel aus sichtbar und wurden 1521 vom portugiesischen Seefahrer Ferdinand Ma- gellan erstmals beschrieben. Es sind auffallende Objekte mit einem Durchmesser von 12 bezie- hungsweise 4 Grad. Die LMC gehört zu den unregelmässigen Balkenspiralen und enthält rund 15 Milliarden Sterne. Ein seltenes Ereignis Ein Supernovaausbruch gehört zu den spek- takulärsten Himmelserscheinungen, kann doch die Leuchtkraft des betroffenen, am Ende seiner Entwicklung stehenden, massereichen Sterns in- nert weniger Tage um das Milliardenfache an- steigen. Der Energieausstoss liegt zwischen 10'- und lO44 Joule, also gleich viel, wie unsere Sonne in zehn bis hundert Millionen Jahren ab- strahlt. Es werden jedes Jahr 20 bis 25 Super- novä beobachtet, doch ereignen sich diese «Sternexplosionen» in der Regel in weit ent- fernten Galaxien. Seit der Erfindung des Tele- skops konnte noch nie eine Supernova in der Milchstrasse beobachtet werden. Das interessanteste Ereignis dieser Art fand 1054 im Sternbild Stier in einer Entfernung von 6300 Lichtjahren statt. Es wurde von chinesi- schen und japanischen Astronomen beschrie- ben, in Europa jedoch nicht zur Kenntnis ge- nommen, obwohl diese Supernova mit freiem Auge am Taghimmel sichtbar war. Daraus ent- wickelte sich der berühmte Crab-Nebel. eines der meisterforschten Himmelsobjekte, in dessen Zentrum sich ein Pulsar befindet. Darauf folgte 1572 die Tychonische Supernova im Sternbild Cassiopeia, die vom dänischen Astronomen Ty- cho Brahe untersucht wurde. Johannes Kepler war der letzte Astronom, der das Glück hatte, eine galaktische Supernova beobachten zu kön- nen, und zwar im Sternbild Ophiuchus. Leider musste sich die Astronomie damals noch auf Positions- und Helligkeitsbestimmungen be- schränken, Teleskop und Spektrograph gab es ja noch nicht. Man schätzt, dass in der Milch- strasse pro Jahrtausend 10 bis 25 Supernova aufleuchten, doch liegen die meisten davon für uns ungünstig, so dass ihr Licht von interstella- ren Staubwolken sehr stark abgeschwächt wird. Ein Supernovaausbruch ist die Endphase der Entwicklung massereicher Sterne, deren nu- kleare Energiereserven in der Form von Was- serstoff und Helium weitgehend aufgebraucht sind. Der gravitationellen Kontraktion steht nunmehr kein Strahlungsdruck entgegen; der vorwiegend aus mittelschweren Elementen der Eisengruppe bestehende Zentralbereich des Sterns kollabiert zur Atomkerndichte und ent- artet zum Neutronenstern oder zum Schwarzen Loch. Beim schlagartigen Abschluss des Implo- sionsvorgangs entstehen Schockwellen, welche die äusseren Schichten des Sterns mit einer Ge- schwindigkeit von 5000 bis 20 000 km/s in den interstellaren Raum hinausschleudern: es ent- steht eine sich rasch ausdehnende Gaswolke. Supernova des Typs II Es gibt zwei Erscheinungsformen von Super- novä; sie werden als Typ I und Typ II klassifi- ziert. Typ I wird bei Sternen relativ geringer Masse beobachtet, die sich vorwiegend in ejlip- tischen Galaxien und in den Kernen von Spiral- nebeln befinden. Typ II ereignet sich bei masse- reichen, jüngeren Sternen und führt zu einem zehn- bis hundertmal geringeren Energieaus- stoss. Die Unterscheidung erfolgt anhand von Spektrum und Lichtkurve. Bei der Explosion entstehen durch Neutronenaufnahme und nega- tiven Betazerfall alle Elemente, die im Peri- odensystem oberhalb des Eisens liegen. Sie ge- langen in interstellare Gas- und Staubwolken, bei deren Kollaps neue Sterne entstehen kön- nen. Das gesamte Inventar des Sonnensystems an Schwermetallen stammt von Sternen, die vor vielen Jahrmilliarden explodierten und deren Materie teilweise «rezykliert» wurde. Zufällig wurde die LMC im Februar mehr- mals mit hochauflösenden Instrumenten photo- graphie«. Es zeigte sich, dass die Supernova als Objekt der 6. Grössenklasse am 23. Februar um 09:00 Weltzeit erkannt werden konnte. Auf ei- ner acht Stunden früher aufgenommenen Platte war der Vorgängerstern noch unverändert. Der Ausbruch muss also in der dazwischenliegenden Zeit begonnen haben. Innert 48 Stunden er- höhte sich die Helligkeit auf Grösse 4,5; am 28. Februar wurde das Maximum von 4,3 er- reicht. Anfänglich leuchtete das Objekt stark blau; nach einer Woche sank der Ultraviolett- anteil erheblich ab, parallel dazu stieg die Inten- sität der roten und infraroten Strahlung. Dies ist auf die expansionsbedingte Abkühlung der aus- gestossenen Gaswolke zurückzuführen. In den ersten Spektren wurden die Balmer- linien des Wasserstoffs nachgewiesen, mit einer Blauverschiebung in Absorption und einer Rot- verschiebung in Emission. Die Expansionsge- schwindigkeit betmg anfänglich 17 400 km/s, fiel aber innert zweier Wochen auf 10 000 km/s. Aus diesen Spektren wurde geschlossen, dass es sich bei «1987a» um eine Supernova des Typs II handelt. Den Spektren überlagert waren enge Absorptionslinien des Kalziums, Natriums und Kaliums, die von mindestens zwölf zwi- schen dem Objekt und uns liegenden, bisher nicht bekannten intergalaktischen und galakti- schen Gaswolken herrühren. Neben sichtbarem Licht emittiert «1987a» auch Ultraviolett-, Ra- dio- und Röntgenstrahlung. Auf Grund älterer Aufnahmen weiss man, dass es sich beim explo- dierten Stern um das Objekt Senduleak 69 202 oder einen Begleitstern handelt, einen Superrie- sen mit 30 bis 50 Sonnenmassen. Er erscheint Wie amorpli ist amorphes Silizium? Nachweis von Sitbmikrokristalliten im Nanometerbereich tr. Die Struktur nichtkristalliner Festkörper ist seit Jahrzehnten ein kontroverses Thema. Zwei Modelle mit unzähligen Varianten stehen zur Diskussion: eine völlig ungeordnete Struk- tur einerseits, sehr kleine kristalline Bereiche mit dazwischenliegenden ungeordneten Zonen anderseits. Alle denkbaren physikalischen Ver- fahren wurden zur Klärung dieses Problems beigezogen, doch ein echter Konsens liess sich nicht erreichen. Immerhin waren alle bisherigen Versuche zum Nachweis kristalliner Zonen im Bereich von 30 nm und darunter erfolglos. Aus diesem Grund wurden in den letzten Jahren zwei verschiedene Modelle weitgehend akzep- tiert: ein kontinuierliches, ungeordnetes Netz- werk von Atomen für amorphe Halbleiter sowie eine sich ständig verändernde, aber dichte Raumpackung für metallische Gläser. Kürzlich beobachten Mitarbeiter der AT&T Bell Laboratories in amorphem Silizium Submi- krokristallite im Grössenbereich von etwa 3 nm, welche die obigen Modelle in Frage stellen. Diese Submikrokristallite sind zu klein, um bei der konventionellen Röntgen- und Elektronen- beugung diskrete Diffraktionsmuster zu erge- ben. Man ging darum von hochauflösenden, durchstrahlungs-elektronenmikroskopischen Bildern aus, die als optische Beugungsgitter ver- wendet wurden (Nature 325. 121 [1987]). Dabei wurden zur Abbildung nur die ersten Reflexe des Siliziums verwendet. Die so erhaltenen Bil- der stellen getreue Abbildungen des untersuch- ten Kristallgitters dar; Reflexe höherer Ord- nung müssen vermieden werden, weil sich die Linsenfehler des Objektivs dann stark bemerk- bar machen. Unter Umständen werden die Pha- senfehler so gross, dass die Bilder mehr instru- mentelle Artefakte als brauchbare Abbildungen des Kristallgitters darstellen. Erschwerend bei der Untersuchung von Sub- mikrokristalliten ist auch die Tatsache, dass die elektronenmikroskopische Abbildung eine zwei- dimensionale Projektion dreidimensionaler Ob- jekte darstellt. In einer solchen Projektion ist es fast unmöglich, viele einander überlagerte sub- mikrokristalline Bereiche von einer wirklich un- geordneten Struktur zu unterscheiden. Selbst wenn die erwähnten instrumentellen Probleme überwunden werden, lässt sich ein eindeutiger Entscheid über die tatsächlich vorhandene Struktur kaum fällen. Bei AT&T wurden 1000 nm dicke Filme aus amorphem Silizium untersucht, die durch lonenätzen teilweise auf 10 nm reduziert wurden. Sie wurden durch Auf- dampfen auf ein sauberes, kristallines Silizium- substrat gewonnen. Es ist bekannt, dass ein sol- ches Substrat den Ordnungszustand eines dar- auf abgeschiedenene amorphen Films erheblich verbessert. Für diese Untersuchungen wurde ein Elek- tronenmikroskop der Firma JEOL mit dem aus- serordentlich hohen Auflösungsvermögen von 0,15 bis 0,17 nm eingesetzt. Kleine Ausschnitte der mit diesem Instrument erhaltenen Bilder dienten als Beugungsgitter für einen Laser- strahl; so wurden zahlreiche, aus diskreten Bragg-Reflexen bestehende optische Beugungs- diagramme gefunden, die Bereiche des unter- suchten Siliziumfilms von 5 nm Durchmesser darstellen. Somit war es erwiesen, dass die un- tersuchte Probe aus gegeneinander leicht ver- drehten Submikrokristalliten mit einem Durch- messer von einigen Nanometern bestand. Dies liess sich durch holographische Bildrekonstruk- tion auf der Basis der optisch filtrierten Beu- gungsdiagramme bestätigen. Der vermeintlich amorphe Siliziumfilm bestand demnach fast vollständig aus einem Mosaik hochgradig ge- ordneter Submikrokristallite. Die ungeordneten Zwischenräume umfassen einen Volumenanteil von weniger als 1 Prozent. Elektronenspinreso- nanzmessungen ergaben zudem, dass dies nicht nur in einer Entfernung von einigen hundert Nanometern vom kristallinen Substrat gilt, son- dern für den ganzen, 1000 nm messenden Quer- schnitt des Siliziumfilms. auf früheren Platten als Objekt der 12. Grössen- klasse; durch den Supernovaausbruch erhöhte sich die Helligkeit um einen Faktor zweitau- send. Neutrinos und Schwercwellen Von besonderer Bedeutung sind fünf Neutri- noimpulse, die am 23. Februar am italienisch- sowjetischen Neutrinoobseryatorium im Mont- blanc nachgewiesen wurden -und zweifellos Von «1987a» stammen. Die Energie dieser Neutri- nos liegt oberhalb von 7 MeV. Neutrinos sind ein wichtiger Bestandteil der theoretischen Su- pernovamodelle und sind entscheiden d für das Verhalten der ausgestossenen Gaswolke. In den kommenden Wochen und Monaten wird es von grösstem Interesse sein, sowohl die Entwicklung dieser Wolke wie das Schicksal des Kerns zu verfolgen. Dank der extremen Hellig- keit einer Supernova wird es auch möglich, die in der Sichtlinie befindliche intergalaktische Materie spektroskopisch zu untersuchen. Bisher fehlen genaue Häufigkeitsmessungen von selte- nen Isotopen wie Lithium 7, das über die frühe stellare Nukleosynthese Auskunft gibt. Ausser- dem ist das Verhältnis zwischen Kohlenstoff 13 und Kohlenstoff 12 für die chemische Evolution von Galaxien von Bedeutung. Mit der Strahlung von «1987a» dürfte es möglich werden, die bis- her auf die unmittelbare Umgebung der Sonne beschränkten Isotopenmessungen bis zur Gros- sen Magellanschen Wolke auszudehnen. Beim Ausbruch der neuen Supernova war leider weltweit kein einziger supraleitender Gra- vitalionswellendetektor in Betrieb. Die Implo- sion eines stellaren Kerns sollte nämlich auf Grund der Relativitätstheorie starke Schwere- wellen auslösen. Immerhin wurde das Ereignis von zwei weniger empfindlichen, mechanischen Detektoren registriert; die Auswertung dieser Daten steht noch aus. Die Supernova «1987a» wird weiterhin weltweit mit Grossteleskopen und unter Einsatz jedes verfügbaren astronomi- schen Satelliten untersucht. Im September 1987 soll am Hauptquartier der ESO (European Southern Observatory) in Garching bei Mün- chen ein spezieller «Workshop» zur Interpreta- tion der dabei erhaltenen Daten durchgeführt werden. Quasar mit einer Rotverschiebung von 4,01 tr. Die am weitesten entfernten teleskopisch nachweisbaren Objekte sind die sogenannten Quasare, das heisst Galaxien mit einem hochak- tiven Kern. Auf Grund ihrer extremen Helligkeit sind sie noch in Entfernungen von mehreren Milliarden Lichtjahren sichtbar. Weil ihr Licht so lange unterwegs war, vermitteln uns Quasare Information über frühe Entwicklungsphasen des Universums und über die intergalaktische Materie, die auf dem Weg durchquert wurde. Quasare werden auf Grund der Rotverschiebung ihrer Spektrallinien gekennzeichnet. Diese durch den Dopplereffekt bewirkte Rotverschie- bung ist um so grosser, je weiter entfernt das Objekt ist und je schneller es sich von uns ent- fernt. Der bisherige «Rekordhalter» war ein 1985 entdeckter Quasar, der eine Rotverschie- bung von 3,80 aufwies. Mit dem in Australien aufgestellten briti- schen Schmidt-Teleskop gelang es nun Astrono- men der Universität Cambridge einen Quasar mit einer Rotverschiebung von 4,01 nachzuwei- sen. Es wurden Platten in fünf Spektralbändern zwischen Violett und Infrarot aufgenommen. Die spektralen Charakteristiken von Quasaren ermöglichen eine relativ einfache Unterschei- dung von schwachen Sternen unserer Galaxis, die auf dem breiten Sichtfeld der Schmidt-Ka- mera (30 Grad im Quadrat) in grosser Zahl vor- handen sind. Auf Grund seiner Himmelskoordinaten er- hielt der neue Quasar die Bezeichnung 0046- 293: er liegt in unmittelbarer Nähe von drei be- reits bekannten, ebenfalls sehr weit entfernten Quasaren und gehört zur 19. Grössenklasse. Ein mit dem Anglo- Australian Telescope aufgenom- menes Spektrum umfasst Kohlenstoff-, Sauer- stoff- und Siliziumlinien; auf dieser Basis wurde die erwähnte Rotverschiebung von 4,01 berech- net. Sie entspricht einer Entfernung von 16 bis 20 Milliarden Lichtjahren. Der Quasar 0046-293 muss also innert der ersten Milliarde Jahre nach dem Urknall entstanden sein. FÜR IHRE ZUKUNFT Unsere Bürogeräte helfen die Herausforderung der Zukunft zu bewältigen. Qualitativ hochstehende Technologie zu vernünftigen Preisen. Das ist unsere Devise. Eigentlich picht weiter erstaunlich, da wir uns doch zu den führenden Herstellern von Robotern zählen. 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Sicut 3iittf)tr Teilung FORSCHUNG UND TECHNIK064/6
Mittwoch. 18. März 1987 Nr. 64 69
Die Grosse Magellansche Wolke mit der am 24. Februar entdeckten Supernova. (Bild ESO)
Die Supernova «1987a»Ein sterbender Stern in der Grossen Magellanschen Wolke
tr. Am 24. Februar 1987 wurde fast gleichzei-tig von Südamerika, Australien und Neuseelandaus in der Grossen Magellanschen Wolke eineSupernova entdeckt. Sie erhielt die Bezeichnung«1987a» und liegt 20 Bogenminuten südwestlichvom bekannten Tarantelnebel (NGC 2070).Erstentdecker war der Astronom lan Sheltonvon der Universität Toronto, der am Observato-rium Las Campanas in Chile tätig ist. Eine Su-pernova in relativ geringer Entfernung ist einvon Astronomen seit langem sehnlich erwarte-tes Ereignis. «1987a» erfüllt diesen Wunsch, istdoch die Grosse Magellansche Wolke (LMC,Large Magellanic Cloud) eine der zwei kleinenBegleitgalaxien der Milchstrasse; sie ist ledig-lich 165 000 Lichtjahre von uns entfernt. Diebeiden Magellanschen Wolken sind von derSüdhalbkugel aus sichtbar und wurden 1521vom portugiesischen Seefahrer Ferdinand Ma-gellan erstmals beschrieben. Es sind auffallendeObjekte mit einem Durchmesser von 12 bezie-hungsweise 4 Grad. Die LMC gehört zu denunregelmässigen Balkenspiralen und enthältrund 15 Milliarden Sterne.
Ein seltenes Ereignis
Ein Supernovaausbruch gehört zu den spek-takulärsten Himmelserscheinungen, kann dochdie Leuchtkraft des betroffenen, am Ende seinerEntwicklung stehenden, massereichen Sterns in-nert weniger Tage um das Milliardenfache an-steigen. Der Energieausstoss liegt zwischen 10'-und lO44 Joule, also gleich viel, wie unsereSonne in zehn bis hundert Millionen Jahren ab-strahlt. Es werden jedes Jahr 20 bis 25 Super-novä beobachtet, doch ereignen sich diese«Sternexplosionen» in der Regel in weit ent-fernten Galaxien. Seit der Erfindung des Tele-skops konnte noch nie eine Supernova in derMilchstrasse beobachtet werden.
Das interessanteste Ereignis dieser Art fand1054 im Sternbild Stier in einer Entfernung von6300 Lichtjahren statt. Es wurde von chinesi-schen und japanischen Astronomen beschrie-ben, in Europa jedoch nicht zur Kenntnis ge-nommen, obwohl diese Supernova mit freiemAuge am Taghimmel sichtbar war. Daraus ent-wickelte sich der berühmte Crab-Nebel. einesder meisterforschten Himmelsobjekte, in dessenZentrum sich ein Pulsar befindet. Darauf folgte1572 die Tychonische Supernova im SternbildCassiopeia, die vom dänischen Astronomen Ty-
cho Brahe untersucht wurde. Johannes Keplerwar der letzte Astronom, der das Glück hatte,eine galaktische Supernova beobachten zu kön-nen, und zwar im Sternbild Ophiuchus. Leidermusste sich die Astronomie damals noch aufPositions- und Helligkeitsbestimmungen be-schränken, Teleskop und Spektrograph gab esja noch nicht. Man schätzt, dass in der Milch-strasse pro Jahrtausend 10 bis 25 Supernovaaufleuchten, doch liegen die meisten davon füruns ungünstig, so dass ihr Licht von interstella-ren Staubwolken sehr stark abgeschwächt wird.
Ein Supernovaausbruch ist die Endphase derEntwicklung massereicher Sterne, deren nu-kleare Energiereserven in der Form von Was-serstoff und Helium weitgehend aufgebrauchtsind. Der gravitationellen Kontraktion steht
nunmehr kein Strahlungsdruck entgegen; dervorwiegend aus mittelschweren Elementen derEisengruppe bestehende Zentralbereich desSterns kollabiert zur Atomkerndichte und ent-artet zum Neutronenstern oder zum SchwarzenLoch. Beim schlagartigen Abschluss des Implo-sionsvorgangs entstehen Schockwellen, welchedie äusseren Schichten des Sterns mit einer Ge-schwindigkeit von 5000 bis 20 000 km/s in deninterstellaren Raum hinausschleudern: es ent-steht eine sich rasch ausdehnende Gaswolke.
Supernova des Typs IIEs gibt zwei Erscheinungsformen von Super-
novä; sie werden als Typ I und Typ II klassifi-ziert. Typ I wird bei Sternen relativ geringerMasse beobachtet, die sich vorwiegend in ejlip-tischen Galaxien und in den Kernen von Spiral-nebeln befinden. Typ II ereignet sich bei masse-reichen, jüngeren Sternen und führt zu einemzehn- bis hundertmal geringeren Energieaus-stoss. Die Unterscheidung erfolgt anhand vonSpektrum und Lichtkurve. Bei der Explosionentstehen durch Neutronenaufnahme und nega-tiven Betazerfall alle Elemente, die im Peri-odensystem oberhalb des Eisens liegen. Sie ge-langen in interstellare Gas- und Staubwolken,bei deren Kollaps neue Sterne entstehen kön-nen. Das gesamte Inventar des Sonnensystemsan Schwermetallen stammt von Sternen, die vorvielen Jahrmilliarden explodierten und derenMaterie teilweise «rezykliert» wurde.
Zufällig wurde die LMC im Februar mehr-mals mit hochauflösenden Instrumenten photo-graphie«. Es zeigte sich, dass die Supernova alsObjekt der 6. Grössenklasse am 23. Februar um09:00 Weltzeit erkannt werden konnte. Auf ei-ner acht Stunden früher aufgenommenen Plattewar der Vorgängerstern noch unverändert. DerAusbruch muss also in der dazwischenliegendenZeit begonnen haben. Innert 48 Stunden er-höhte sich die Helligkeit auf Grösse 4,5; am28. Februar wurde das Maximum von 4,3 er-reicht. Anfänglich leuchtete das Objekt starkblau; nach einer Woche sank der Ultraviolett-anteil erheblich ab, parallel dazu stieg die Inten-sität der roten und infraroten Strahlung. Dies istauf die expansionsbedingte Abkühlung der aus-gestossenen Gaswolke zurückzuführen.
In den ersten Spektren wurden die Balmer-linien des Wasserstoffs nachgewiesen, mit einerBlauverschiebung in Absorption und einer Rot-verschiebung in Emission. Die Expansionsge-schwindigkeit betmg anfänglich 17 400 km/s,fiel aber innert zweier Wochen auf 10 000 km/s.Aus diesen Spektren wurde geschlossen, dass essich bei «1987a» um eine Supernova desTyps II handelt. Den Spektren überlagert warenenge Absorptionslinien des Kalziums, Natriumsund Kaliums, die von mindestens zwölf zwi-schen dem Objekt und uns liegenden, bishernicht bekannten intergalaktischen und galakti-schen Gaswolken herrühren. Neben sichtbaremLicht emittiert «1987a» auch Ultraviolett-, Ra-dio- und Röntgenstrahlung. Auf Grund ältererAufnahmen weiss man, dass es sich beim explo-dierten Stern um das Objekt Senduleak 69 202oder einen Begleitstern handelt, einen Superrie-sen mit 30 bis 50 Sonnenmassen. Er erscheint
Wie amorpli ist amorphes Silizium?Nachweis von Sitbmikrokristalliten im Nanometerbereich
tr. Die Struktur nichtkristalliner Festkörperist seit Jahrzehnten ein kontroverses Thema.Zwei Modelle mit unzähligen Varianten stehenzur Diskussion: eine völlig ungeordnete Struk-tur einerseits, sehr kleine kristalline Bereichemit dazwischenliegenden ungeordneten Zonenanderseits. Alle denkbaren physikalischen Ver-fahren wurden zur Klärung dieses Problemsbeigezogen, doch ein echter Konsens liess sichnicht erreichen. Immerhin waren alle bisherigenVersuche zum Nachweis kristalliner Zonen imBereich von 30 nm und darunter erfolglos. Ausdiesem Grund wurden in den letzten Jahrenzwei verschiedene Modelle weitgehend akzep-tiert: ein kontinuierliches, ungeordnetes Netz-werk von Atomen für amorphe Halbleiter sowieeine sich ständig verändernde, aber dichteRaumpackung für metallische Gläser.
Kürzlich beobachten Mitarbeiter der AT&TBell Laboratories in amorphem Silizium Submi-krokristallite im Grössenbereich von etwa 3 nm,welche die obigen Modelle in Frage stellen.Diese Submikrokristallite sind zu klein, um beider konventionellen Röntgen- und Elektronen-beugung diskrete Diffraktionsmuster zu erge-ben. Man ging darum von hochauflösenden,durchstrahlungs-elektronenmikroskopischenBildern aus, die als optische Beugungsgitter ver-wendet wurden (Nature 325. 121 [1987]). Dabeiwurden zur Abbildung nur die ersten Reflexedes Siliziums verwendet. Die so erhaltenen Bil-der stellen getreue Abbildungen des untersuch-ten Kristallgitters dar; Reflexe höherer Ord-nung müssen vermieden werden, weil sich dieLinsenfehler des Objektivs dann stark bemerk-bar machen. Unter Umständen werden die Pha-senfehler so gross, dass die Bilder mehr instru-mentelle Artefakte als brauchbare Abbildungendes Kristallgitters darstellen.
Erschwerend bei der Untersuchung von Sub-mikrokristalliten ist auch die Tatsache, dass dieelektronenmikroskopische Abbildung eine zwei-dimensionale Projektion dreidimensionaler Ob-
jekte darstellt. In einer solchen Projektion ist esfast unmöglich, viele einander überlagerte sub-mikrokristalline Bereiche von einer wirklich un-geordneten Struktur zu unterscheiden. Selbstwenn die erwähnten instrumentellen Problemeüberwunden werden, lässt sich ein eindeutigerEntscheid über die tatsächlich vorhandeneStruktur kaum fällen. Bei AT&T wurden1000 nm dicke Filme aus amorphem Siliziumuntersucht, die durch lonenätzen teilweise auf10 nm reduziert wurden. Sie wurden durch Auf-dampfen auf ein sauberes, kristallines Silizium-substrat gewonnen. Es ist bekannt, dass ein sol-ches Substrat den Ordnungszustand eines dar-auf abgeschiedenene amorphen Films erheblichverbessert.
Für diese Untersuchungen wurde ein Elek-tronenmikroskop der Firma JEOL mit dem aus-serordentlich hohen Auflösungsvermögen von0,15 bis 0,17 nm eingesetzt. Kleine Ausschnitteder mit diesem Instrument erhaltenen Bilderdienten als Beugungsgitter für einen Laser-strahl; so wurden zahlreiche, aus diskretenBragg-Reflexen bestehende optische Beugungs-diagramme gefunden, die Bereiche des unter-suchten Siliziumfilms von 5 nm Durchmesserdarstellen. Somit war es erwiesen, dass die un-tersuchte Probe aus gegeneinander leicht ver-drehten Submikrokristalliten mit einem Durch-messer von einigen Nanometern bestand. Diesliess sich durch holographische Bildrekonstruk-tion auf der Basis der optisch filtrierten Beu-gungsdiagramme bestätigen. Der vermeintlichamorphe Siliziumfilm bestand demnach fastvollständig aus einem Mosaik hochgradig ge-ordneter Submikrokristallite. Die ungeordnetenZwischenräume umfassen einen Volumenanteilvon weniger als 1 Prozent. Elektronenspinreso-nanzmessungen ergaben zudem, dass dies nichtnur in einer Entfernung von einigen hundertNanometern vom kristallinen Substrat gilt, son-dern für den ganzen, 1000 nm messenden Quer-schnitt des Siliziumfilms.
auf früheren Platten als Objekt der 12. Grössen-klasse; durch den Supernovaausbruch erhöhtesich die Helligkeit um einen Faktor zweitau-send.
Neutrinos und Schwercwellen
Von besonderer Bedeutung sind fünf Neutri-noimpulse, die am 23. Februar am italienisch-sowjetischen Neutrinoobseryatorium im Mont-blanc nachgewiesen wurden -und zweifellos Von«1987a» stammen. Die Energie dieser Neutri-nos liegt oberhalb von 7 MeV. Neutrinos sindein wichtiger Bestandteil der theoretischen Su-pernovamodelle und sind entscheidend für dasVerhalten der ausgestossenen Gaswolke.
In den kommenden Wochen und Monatenwird es von grösstem Interesse sein, sowohl dieEntwicklung dieser Wolke wie das Schicksal desKerns zu verfolgen. Dank der extremen Hellig-keit einer Supernova wird es auch möglich, diein der Sichtlinie befindliche intergalaktische
Materie spektroskopisch zu untersuchen. Bisherfehlen genaue Häufigkeitsmessungen von selte-nen Isotopen wie Lithium 7, das über die frühestellare Nukleosynthese Auskunft gibt. Ausser-dem ist das Verhältnis zwischen Kohlenstoff 13
und Kohlenstoff 12 für die chemische Evolutionvon Galaxien von Bedeutung. Mit der Strahlungvon «1987a» dürfte es möglich werden, die bis-her auf die unmittelbare Umgebung der Sonnebeschränkten Isotopenmessungen bis zur Gros-sen Magellanschen Wolke auszudehnen.
Beim Ausbruch der neuen Supernova warleider weltweit kein einziger supraleitender Gra-vitalionswellendetektor in Betrieb. Die Implo-sion eines stellaren Kerns sollte nämlich aufGrund der Relativitätstheorie starke Schwere-wellen auslösen. Immerhin wurde das Ereignisvon zwei weniger empfindlichen, mechanischenDetektoren registriert; die Auswertung dieserDaten steht noch aus. Die Supernova «1987a»wird weiterhin weltweit mit Grossteleskopenund unter Einsatz jedes verfügbaren astronomi-schen Satelliten untersucht. Im September 1987soll am Hauptquartier der ESO (EuropeanSouthern Observatory) in Garching bei Mün-chen ein spezieller «Workshop» zur Interpreta-tion der dabei erhaltenen Daten durchgeführtwerden.
Quasar mit einerRotverschiebung von 4,01
tr. Die am weitesten entfernten teleskopischnachweisbaren Objekte sind die sogenanntenQuasare, das heisst Galaxien mit einem hochak-tiven Kern. Auf Grund ihrer extremen Helligkeitsind sie noch in Entfernungen von mehrerenMilliarden Lichtjahren sichtbar. Weil ihr Lichtso lange unterwegs war, vermitteln uns QuasareInformation über frühe Entwicklungsphasendes Universums und über die intergalaktischeMaterie, die auf dem Weg durchquert wurde.Quasare werden auf Grund der Rotverschiebungihrer Spektrallinien gekennzeichnet. Diesedurch den Dopplereffekt bewirkte Rotverschie-bung ist um so grosser, je weiter entfernt dasObjekt ist und je schneller es sich von uns ent-fernt. Der bisherige «Rekordhalter» war ein1985 entdeckter Quasar, der eine Rotverschie-bung von 3,80 aufwies.
Mit dem in Australien aufgestellten briti-schen Schmidt-Teleskop gelang es nun Astrono-men der Universität Cambridge einen Quasarmit einer Rotverschiebung von 4,01 nachzuwei-sen. Es wurden Platten in fünf Spektralbändernzwischen Violett und Infrarot aufgenommen.
Die spektralen Charakteristiken von Quasarenermöglichen eine relativ einfache Unterschei-dung von schwachen Sternen unserer Galaxis,die auf dem breiten Sichtfeld der Schmidt-Ka-mera (30 Grad im Quadrat) in grosser Zahl vor-handen sind.
Auf Grund seiner Himmelskoordinaten er-hielt der neue Quasar die Bezeichnung 0046-293: er liegt in unmittelbarer Nähe von drei be-reits bekannten, ebenfalls sehr weit entferntenQuasaren und gehört zur 19. Grössenklasse. Einmit dem Anglo-Australian Telescope aufgenom-menes Spektrum umfasst Kohlenstoff-, Sauer-stoff- und Siliziumlinien; auf dieser Basis wurdedie erwähnte Rotverschiebung von 4,01 berech-net. Sie entspricht einer Entfernung von 16 bis20 Milliarden Lichtjahren. Der Quasar 0046-293muss also innert der ersten Milliarde Jahre nachdem Urknall entstanden sein.
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Neue Zürcher Zeitung vom 18.03.1987
