High Resolution Near-Infrared Imaging Observations of the Galactic Centre

Ziel der vorliegenden Doktorarbeit war es, neue Erkenntnisse über
die Struktur, Zusammensetzung und Dynamik des zentralen
Sternhaufens unserer Milchstraße zu gewinnen. Im Mittelpunkt
unserer Analysen stand dabei vor allem die Natur der Konzentration
einiger Millionen Sonnenmassen dunkler Materie im Zentrum dieses
Haufens, bei welcher es sich vermutlich um ein supermassives
Schwarzes Loch handelt. Schon seit Jahrzehnten wurde vermutet, dass
die kompakte, nicht-thermische Radioquelle Sagittarius A* (Sgr A*),
welche 1974 entdeckt wurde, mit einem solchen Objekt assoziiert
ist. In großen Teilen basiert diese Arbeit auf Beobachtungen des
galaktischen Zentrums mit der neuartigen Nahinfrarotkamera CONICA
und dem dazugehörigen System für adaptive Optik, NAOS, am Very
Large Telescope der Europäischen Südsternwarte. Dieses kombinierte
System wurde Ende 2001/Anfang 2002 in Betrieb genommen und bietet
ideale Voraussetzungen für tiefe, hochaufgelöste Nahinfrarot-
Beobachtungen des galaktischen Zentrums. Ein grundliegendes
Problem, welches es zu lösen galt, war die Astrometrie der
Aufnahmen des Sternfeldes im galaktischen Zentrum. Ein akkurates
astrometrisches System ist eine essentielle Voraussetzung dafür,
Sgr A* auf Infrarotbildern zu identifizieren und die relativen
Positionen und Bewegungen der Sterne in seiner Umgebung zu messen.
Mit Hilfe von SiO Maser Sternen, deren Position durch
Radiointerferometrie zu < 1 Millibogensekunde bestimmt werden
kann, gelang es uns, die Position der nicht-thermischen Radioquelle
Sagittarius A* (Sgr A*), welche mit dem vermuteten schwarzen Loch
assoziiert ist, relativ zu den Sternen in seiner Umgebung mit einer
Genauigkeit von < 10 mas zu bestimmen. Durch Sternzählungen in
tiefen, hochauflösenden Bildern konnten wir zeigen, dass die
Sterndichte zu Sgr A* hin mit einem Potenzgesetz ansteigt, dass der
Sternhaufen also einen sogenannten Cusp in einem Radius von ca. 100
oder 40 mpc um das vermutete schwarze Loch aufzeigt. In einer
Distanz < 4 mpc von Sgr A* steigt die Massendichte des Haufens
auf über 108 M an. Die Sternpopulation im Cusp zeigt einen Mangel
an Riesensternen und an Sternen auf dem horizontalen Ast relativ
zum umgebenden Haufen. Hierfür könnten Sternkollisionen und/oder
Massensegregation verantwortlich sein.