Quelle: AIP.

29. März 2022 – Die Große Magellansche Wolke ist von der südlichen Hemisphäre aus mit bloßem Auge sichtbar, da sie die hellste und massereichste Satellitengalaxie der Milchstraße ist. Die Große Magellansche Wolke ist reich an Sternen, die eine große Altersspanne abdecken, von neu entstehenden Sternen bis zu Sternen, die so alt sind wie das Universum. Sie wird als irreguläre Galaxie eingestuft, weil sie durch einen einzelnen Spiralarm und einen vom Zentrum der Scheibe abgesetzten Balken gekennzeichnet ist.

„Stellare Balkenstrukturen sind ein häufiges Merkmal von Spiralgalaxien. Man nimmt an, dass sie durch kleine Störungen innerhalb der stellaren Scheibe entstehen, die die Sterne aus ihrer Kreisbewegung herauslenken und sie auf langgestreckte Bahnen zwingen“, erklärt Dr. Florian Niederhofer, Erstautor der jetzt veröffentlichten Studie. „Eine besondere Art dieser Bahnen sind jene, die mit der Hauptachse des Balkens ausgerichtet sind. Diese gelten als das ‚Rückgrat‘ der Sternbalken und bilden die Hauptstütze der Balkenstruktur.“ Das VISTA-Teleskop wurde entwickelt, um den südlichen Himmel im nahen Infrarot zu durchmustern und Quellen zu untersuchen, die aufgrund ihrer Beschaffenheit oder der Anwesenheit von Staub bevorzugt in diesem Spektralbereich emittieren. Anhand von VMC-Daten hat das Team nun erstmals diese Bahnen innerhalb des Balkens der Großen Magellansche Wolke nachgewiesen. VMC ist eine Multi-Epochen-Durchmusterung des Systems der Magellanschen Wolken und ein öffentliches Durchmusterungsprojekt der Europäischen Südsternwarte (ESO), das zwischen 2010 und 2018 durchgeführt wurde und darauf abzielt, den stellaren Inhalt und die Dynamik unserer nächsten extragalaktischen Nachbarn zu untersuchen.

Das Team entwickelte eine ausgeklügelte Methode zur genauen Bestimmung der Eigenbewegungen von Sternpopulationen innerhalb der Magellanschen Wolken. In einer jetzt in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society veröffentlichten Studie wendete es diese Methode auf zentrale Teile der Großen Magellansche Wolke an. Aus den gemessenen Werten berechneten die Autorinnen und Autoren die tatsächlichen Sternbewegungen innerhalb der Großen Magellansche Wolke und erstellten detaillierte Geschwindigkeitskarten der internen Geschwindigkeitsstruktur der Galaxie. „Die erstaunliche Detailgenauigkeit der Geschwindigkeitskarten zeigt, wie sehr sich unsere Methode im Vergleich zu früheren Messungen vor einigen Jahren verbessert hat“, sagt Thomas Schmidt, Mitautor und Doktorand am AIP. Zum Erstaunen der Forschenden enthüllten ihre Karten langgestreckte Sternbewegungen, die der Struktur und Ausrichtung des Balkens folgen.

„Dank ihrer geringen Entfernung von etwa 163.000 Lichtjahren können wir mit bodengebundenen Teleskopen wie VISTA einzelne Sterne innerhalb der Magellanschen Wolken beobachten“, sagt Prof. Dr. Maria-Rosa Cioni, die Leiterin des VMC-Projekts und der Abteilung Zwerggalaxien und der galaktische Halo am AIP. „Damit bieten uns diese Galaxien ein einzigartiges Labor, in dem wir die Prozesse, die Galaxien formen und bilden, im Detail untersuchen können.“ Von großem Interesse ist die Dynamik der Sterne, da sie wertvolle Informationen über die Entstehung und Entwicklung der Galaxien liefern. Lange Zeit waren jedoch die eindimensionalen Geschwindigkeiten der Sterne entlang der Sichtlinie die einzige Quelle für dynamische Informationen. Diese Geschwindigkeiten können leicht durch spektroskopische Dopplerverschiebungen gemessen werden, die auf dem Effekt beruhen, dass das beobachtete Licht eines Sterns blauer oder röter erscheint, je nachdem, ob er sich uns nähert oder von uns wegbewegt. Um die vollständigen dreidimensionalen Geschwindigkeiten der Sterne zu erhalten, muss man die Eigenbewegungen der Sterne kennen, d. h. die scheinbaren zweidimensionalen Bewegungen der Sterne in der Himmelsebene. Diese Bewegungen können durch mehrfache Beobachtung derselben Sterne über einen bestimmten Zeitraum, in der Regel mehrere Jahre, ermittelt werden. Die Verschiebungen der Sterne werden dann in Bezug auf nahe gelegene Referenzobjekte bestimmt. Bei diesen Objekten kann es sich z. B. um sehr weit entfernte Hintergrundgalaxien handeln, von denen man aufgrund ihrer großen Entfernung annehmen kann, dass sie sich in Ruhe befinden, oder um Sterne mit bereits bekannten Eigenbewegungen.

Da die beobachteten Bewegungen der Sterne von der Erde aus gesehen winzig sind, sind präzise Messungen immer noch eine Herausforderung. In der Entfernung der Magellanschen Wolken liegen die beobachteten Bewegungen der Sterne in der Größenordnung von Millibogensekunden pro Jahr – eine Millibogensekunde entspricht etwa der Größe einer Astronautin auf dem Mond, von der Erde aus gesehen.

„Unsere Entdeckung ist ein wichtiger Beitrag zur Untersuchung der dynamischen Eigenschaften von Balkengalaxien, da die Magellanschen Wolken derzeit die einzigen Galaxien sind, in denen wir solche Bewegungen mit Hilfe der stellaren Eigenbewegungen untersuchen können. Für weiter entfernte Galaxien liegt dies noch jenseits unserer technischen Möglichkeiten“, sagt Florian Niederhofer. Insgesamt wurden 9 Jahre lang Beobachtungen durchgeführt, um genügend Bilder zu sammeln, um diese winzigen Bewegungen messen zu können. „Diese unerwartete Messung ergänzt eine ganze Reihe von bedeutenden Ergebnissen, die das VMC-Team erzielt hat“, fügt Maria-Rosa Cioni stolz hinzu.

Originalveröffentlichung
The VMC survey – XLVI. Stellar proper motions in the centre of the Large Magellanic Cloud. F. Niederhofer, M.-R. L. Cioni, T. Schmidt, K. Bekki, R. de Grijs, V. D. Ivanov, J. M. Oliveira, V. Ripepi, S. Subramanian, J. Th. Van Loon. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Paper bei MNRAS: The VMC survey – XLVI. Stellar proper motions in the centre of the Large Magellanic Cloud
Paper auf arXiv: https://arxiv.org/abs/2203.14369

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• Magellansche Wolken

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Quelle: Universität Stuttgart.

30. November 2021 – Dario Fadda vom SOFIA Science Center hat die zusätzlichen Arme von NGC 7479 zusammen mit seinen Kollegen Seppo Laine und Philip Appleton (beide vom California Institute of Technology) kürzlich auch in anderen Wellenlängenbereichen beobachtet, um ihren Ursprung zu verstehen. Unter anderem haben die Astronomen an Bord der fliegenden Sternwarte SOFIA das ferninfrarote Licht des ionisierten Kohlenstoffs [CII] in diesen Gebieten mit dem abbildenden Linienspektrometer (FIFI-LS) der Universität Stuttgart kartiert. Die Emission der [CII] 158 µm-Spektrallinie entsteht im interstellaren Medium, wenn junge, neu entstandene Sterne das Gas in ihrer Umgebung aufheizen und der durch Kollisionen mit Elektronen, Wasserstoffatomen oder -Molekülen ionisierte Kohlenstoff diese Energie dann wieder in Form von Ferninfrarotstrahlung abgibt. Anhand der Stärke der [CII] 158 µm-Linie können die Forscher also die freigesetzte Energie und somit die Anzahl junger, heißer Sterne ermitteln. Die [CII] 158 µm-Linie ist daher ein ideales Messinstrument für die Sternentstehungsrate einer Galaxie.

Das Stratosphären Observatorium für Infrarotastronomie (SOFIA) der amerikanischen Weltraumbehörde NASA und des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt ist derzeit das einzige Observatorium weltweit, dass diese Strahlung von [CII] bei einer Wellenlänge von 158 µm beobachten kann.

Die SOFIA-Aufnahmen von NGC 7479 zeigen allerdings im Vergleich zu den Daten im Radiowellenbereich, dass an einigen Stellen in den entgegengesetzten Armen die Stärke der CII] 158 µm-Linie nicht alleine durch Sternentstehung entstanden sein kann, sondern weitere Prozesse eine Rolle gespielt haben müssen. Röntgenaufnahmen von NGC 7479, in denen diese untypischen Arme ebenfalls sichtbar sind, liefern eine mögliche Erklärung: Im Zentrum der Galaxie befindet sich ein aktiver Kern, der Energie und Gas in Form von Jets – das sind gerichtete Materieströme – nach außen transportiert.
Wenn sich diese Jets den dichten Molekülwolken entlang des Balkens nähern, wird ein Teil ihrer Impulse von den Wolken absorbiert, was dazu führt, dass sich die Jets in eine Richtung biegen, die der Biegung der normalen Spiralarme der Galaxie entgegengesetzt ist. So entstehen dann die entgegengesetzten Arme. Außerdem entstehen dort, wo die Jets an ihrem Ende auf das interstellare Gas treffen, Schockfronten, in denen der beobachtete zusätzliche ionisierte Kohlenstoff [CII] entsteht.

Mit einer Entfernung von etwa 115 Millionen Lichtjahren liegt NGC 7497 in der galaktischen Nachbarschaft der Milchstraße. Die [CII] 158 µm-Linie ist hell genug, um auch in weit entfernten Galaxien als Indikator für die Sternentstehungsrate zu funktionieren. Dazu müssen die Forschenden dieses Werkzeug allerdings zunächst kalibrieren und alle anderen Prozesse – wie etwa ein aktiver Kern im Zentrum der Galaxie – verstehen, die diese Linienstärke gegebenenfalls verfälschen können.

„Indem wir mit SOFIA Galaxien in unserer Nähe im Detail untersuchen, bekommen wir ein besseres Bild davon, was wir bei den Beobachtungen von weit entfernten Galaxien und der Bestimmung der Sternentstehungsraten im frühen Universum beachten müssten.“, erläutert Bernhard Schulz, SOFIA Science Mission Operations Deputy Director vom Deutschen SOFIA Institut, das an der Universität Stuttgart SOFIAs Betrieb auf deutscher Seite koordiniert.

Über SOFIA
SOFIA, das Stratosphären Observatorium Für Infrarot Astronomie, ist ein Gemeinschaftsprojekt der Deutschen Raumfahrtagentur im Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt e.V. (DLR; Förderkennzeichen 50OK0901, 50OK1301, 50OK1701 und 50OK2002) und der National Aeronautics and Space Administration (NASA). Es wird auf Veranlassung der Deutschen Raumfahrtagentur mit Mitteln des Bundesministerium für Wirtschaft und Energie aufgrund eines Beschlusses des Deutschen Bundestages und mit Mitteln des Landes Baden-Württemberg und der Universität Stuttgart durchgeführt. Der wissenschaftliche Betrieb wird auf deutscher Seite vom Deutschen SOFIA Institut (DSI) der Universität Stuttgart koordiniert, auf amerikanischer Seite von der Universities Space Research Association (USRA). Die Entwicklung der deutschen Instrumente ist finanziert mit Mitteln der Max-Planck-Gesellschaft (MPG), der Deutschen Forschungsgemeinschaft (DFG) und des DLR.

Originalveröffentlichung
Dario Fadda, Seppo Laine, Philip N. Appleton: [CII] and CO Emission Along the Bar and Counter-Arms of NGC 7479
2021, ApJ 909, p. 204, arXiv: https://arxiv.org/abs/2101.10966, pdf: https://arxiv.org/pdf/2101.10966.

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• Stratosphären-Observatorium SOFIA

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