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Obwohl bis zum heutigen Tage mehr als 1500 Radio-Pulsare in unserer Galaxie entdeckt wurden, konnte bislang nicht ein einziger Pulsar im direkten Umfeld des Galaktischen Zentrums gefunden werden. Dies ist um so mehr erstaunlich, da die statistische Pulsar-Verteilung nicht nur eine deutliche Zunahme der Pulsare zum Zentrum unserer Galaxie zeigt, sondern dieser Himmelsbereich auch schon mehrfach in verschiedenen Pulsar-Suchen beobachtet wurde.
Das Defizit von Pulsaren im Galaktischen Zentrum wird heute allgemein durch Selektionseffekte bei der Suche erklärt, die aufgrund von Inhomogenitäten und der erhöhten Dichte des Interstellaren Mediums im Zentrumsbereich hervorgerufen werden. Diese Einflüsse bewirken eine frequenzabhängige Phasenverschiebung (Dispersion) sowie eine Pulsverbreiterung durch Mehrwegeausbreitung (Scattering) der zeitvarianten Strahlung von Pulsaren. Während die Dispersion durch geeignete Maßnahmen bei der Beobachtung nahezu vollständig beseitigt werden kann, ist die Pulsverbreiterung durch Scattering, die einen negativen Einfluß auf die Suchempfindlichkeit hat, nur mit Beobachtungen bei höheren Frequenzen zu mindern. Weil die Strahlungsintensität von Pulsaren jedoch zu höheren Frequenzen steil abfällt, kann die optimale Beobachtungsfrequenz nur ein Kompromiß der beiden gegensätzlichen Forderungen sein.
Im Rahmen dieser Arbeit wurde daher die erste Suche nach Pulsaren im Galaktischen Zentrum bei der für Pulsar-Beobachtungen ungewöhnlich hohen Frequenz von 5 GHz mit dem 100-m Radioteleskop des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie durchgeführt und analysiert. Der wissenschaftliche Teil dieser Dissertation umfasst eine ausführliche Diskussion über die zu erwartende Anzahl detektierbarer Zentrumspulsare für zwei unterschiedliche Sternentstehungs-Szenarien im Galaktischen Zentrum und ferner eine gründliche Untersuchung der erzielten Empfindlichkeit zur durchgeführten Pulsar-Suche. Die technischen Kapitel beschreiben die Entwicklung des Datenaufnahmesystems (Backends) und der Suchsoftware zur Auswertung der Beobachtungsdaten, die beide speziell für dieses Suchprojekt entworfen wurden.
During the dawn of chemistry when the temperature of the young Universe had fallen below ∼4000 K, the ions of the light elements produced in Big Bang nucleosynthesis recombined in reverse order of their ionization potential. With its higher ionization potentials, He++ (54.5 eV) and He+ (24.6 eV) combined first with free electrons to form the first neutral atom, prior to the recombination of hydrogen (13.6 eV). At that time, in this metal-free and low-density environment, neutral helium atoms formed the Universe's first molecular bond in the helium hydride ion HeH+, by radiative association with protons (He + H+ → HeH+ + hν). As recombination progressed, the destruction of HeH+ (HeH+ + H → He + H+2) created a first path to the formation of molecular hydrogen, marking the beginning of the Molecular Age. Despite its unquestioned importance for the evolution of the early Universe, the HeH+ molecule has so far escaped unequivocal detection in interstellar space. In the laboratory, the ion was discovered as long ago as 1925, but only in the late seventies was the possibility that HeH+ might exist in local astrophysical plasmas discussed. In particular, the conditions in planetary nebulae were shown to be suitable for the production of potentially detectable HeH+ column densities: the hard radiation field from the central hot white dwarf creates overlapping Strömgren spheres, where HeH+ is predicted to form, primarily by radiative association of He+ and H. With the GREAT spectrometer onboard SOFIA, the HeH+ rotational ground-state transition at λ149.1 μm is now accessible. We report here its detection towards the planetary nebula NGC7027.