Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 17. Oktober 2023.

17. Oktober 2023 – Das Ergebnis wurde durch eine ausgeklügelte Analyse von radioastronomischen Beobachtungen des Materiestroms um einen jungen Stern in der Dunkelwolke CB26 erzielt. Die Arbeit wurde in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics veröffentlicht.

Beobachtungen von Ralf Launhardt, einem Gruppenleiter am Max-Planck-Institut für Astronomie, und seinen Kollegen haben einen wichtigen Teil des Standardszenarios für die Entstehung neuer Sterne bestätigt: einen Mechanismus, der es Gaswolken erlaubt zu kollabieren (und so einen neuen Stern hervorzubringen), ohne dabei von ihrer eigenen Rotation zerrissen zu werden.

Neue Sterne entstehen, wenn Gas in einer kosmischen Wasserstoffwolke unter seiner eigenen Schwerkraft kollabiert und die Gastemperatur dabei gehörig ansteigt. Ab einer bestimmten Dichte- und Temperaturschwelle setzt Kernfusion ein, bei der Wasserstoffkerne zu Heliumkernen verschmelzen. Dann ist ein neuer Stern entstanden. Zum Leuchten gebracht wird er durch die Energie, die bei der Kernfusion freigesetzt wird. Allerdings gibt es dabei eine Komplikation. Keine Gaswolke im Kosmos ist vollkommen unbewegt – alle Wolken rotieren zumindest ein wenig. Zieht sich das Gas zusammen, wird diese Rotation immer schneller. Physiker nennen dies „Drehimpulserhaltung“. Außerhalb der Astronomie kennt man das z.B. vom Eiskunstlauf: Eine Eiskunstläuferin, die eine Pirouette drehen möchte, beginnt eine langsame Drehung, bei der beide Arme und ein Bein vom Körper weggestreckt sind. Zieht sie anschließend Arme und Beine nahe an den Körper, erhöht sich die Drehgeschwindigkeit beträchtlich.

Ein Problem und seine (mögliche) Lösung
Für die Sternentstehung ist das potenziell ein Problem. Schnelle Rotation erzeugt Zentrifugalkräfte, die Materie von der Drehachse wegschleudern. Bei einem Kettenkarussel ist das gewollt: Dreht sich das Karussell, werden die an Ketten befestigten Sitze der Mitfahrenden nach außen geschleudert. Für einen Protostern hingegen könnten die Fliehkräfte fatal sein: Wird genügend viel Material herausgeschleudert, während die Wolke kollabiert und ihre Drehung dadurch immer weiter beschleunigt, bleibt möglicherweise nicht mehr genug übrig, um überhaupt einen Protostern entstehen zu lassen!

Dies wird als „Drehimpulsproblem“ der Sternentstehung bezeichnet. Eine theoretische Lösung für zumindest einen großen Teil des Problems wurde in den 1980er Jahren gefunden. Fällt zusätzliche Materie auf den entstehenden zentralen Protostern, bildet sie eine so genannte Akkretionsscheibe: eine flache, rotierende Scheibe aus Gas und Staub, deren Materie schließlich auf den Protostern im Zentrum fällt. Die Physik von Akkretionsscheiben ist dabei ziemlich kompliziert: Ein Teil des Gases in der Scheibe wird zu Plasma, in dem sich Wasserstoffatome in jeweils ein Elektron und ein Proton aufspalten. Wird das Plasma in der Scheibe herumgewirbelt, erzeugt es ein Magnetfeld. Dieses Feld wiederum beeinflusst den Plasmastrom: Ein kleiner Teil des Plasmas driftet entlang der Magnetfeldlinien ab. Immer wieder stoßen die abdriftenden Plasmateilchen dabei mit (elektrisch neutralen) Molekülen zusammen und reißen so einen Teil des molekularen Gases mit. Jene wegfliegenden Moleküle bilden einen „Scheibenwind“, welcher der Scheibe erhebliche Mengen an Drehimpuls entziehen kann. Der Verlust des Drehimpulses wiederum verlangsamt die Rotation, verringert die Zentrifugalkräfte und könnte so das Drehimpulsproblem des Protosterns lösen.

Von der Hypothese zur Beobachtung
Zunächst war dieses Szenario nicht mehr als eine plausible Hypothese. Akkretionsscheiben sind vergleichsweise kleine Strukturen. Selbst für die erdnächsten Sterne waren die Beobachtungsmethoden lange Zeit nicht gut genug, um sie zu untersuchen. Deshalb dauerte es mehr als 20 Jahre, bis Astronomen erste Belege für die Richtigkeit der Hypothese fanden: Im Jahr 2009 konnten Ralf Launhardt und Kollegen am Max-Planck-Institut für Astronomie solche Ausflüsse in der Nähe jungen Sterns in einer kleinen Wasserstoffwolke mit der Bezeichnung CB26 beobachten. Mit einer Entfernung von weniger als 460 Lichtjahren von der Erde ist CB26 eines der nächsten bekannten Scheibensysteme um einen Protostern.

Die fraglichen Beobachtungen werden mit Radioteleskopen durchgeführt, die bei Millimeterwellenlängen arbeiten, in diesem Fall am Observatorium Plateau de Bure Interferometer. Die Signale mehrerer Antennen werden dabei auf geschickte Weise so kombiniert, dass sie wie eine einzige, deutlich größere Radioantenne wirken. Radioteleskope dieser Art können Strahlung nachweisen, die für verschiedene Arten von Molekülen – hier konkret Kohlenmonoxid (CO) ­– charakteristisch ist. Bewegen sich Moleküle auf die Antenne zu oder von ihr weg, verschiebt sich diese charakteristische Strahlung zu etwas längeren oder kürzeren Wellenlängen („Dopplereffekt“). Das ermöglicht es Astronomen*innen, die Gasbewegung entlang der Sichtlinie zu erfassen.

Die Beobachtungen von 2009 zeigten, dass der Gasausfluss des jungen Sterns tatsächlich in einer Weise in Bewegung war, wie man es von einem rotierenden Scheibenwind erwarten würde, der Drehimpuls abgibt. Sie konnten jedoch keine ausreichend feinen Details liefern, um ein Urteil über den Abstand vom Stern zu ermöglichen, in dem der Wind von der Scheibe ausgeht. Dieser Abstand bestimmt (Hebelwirkung!), wieviel Drehimpuls der Gasfluss abtransportieren kann.

Rotierende Scheibenwinde beobachten
Die neuen Ergebnisse, die jetzt veröffentlicht wurden, liefern endlich die Bestätigung. Dafür haben Launhardt und Kolleg*innen Beobachtungen mit deutlich höherer Winkelauflösung durchgeführt als zuvor. Sie verwendeten eine Konfiguration des Plateau de Bure-Observatoriums, bei der die Radioantennen weiter voneinander entfernt waren als bei ihren ersten Beobachtungen. Außerdem brachten sie ein ausgeklügeltes physikalisch-chemisches Modell der Scheibe ins Spiel, das es ihnen ermöglichte, in ihren Beobachtungen zwischen den Beiträgen der Scheibe und den Beiträgen des Scheibenwindes zu unterscheiden. Damit gelang es erstmals, die Dimensionen des kegelförmigen Ausflusses direkt aus den rekonstruierten Bildern zu bestimmen. Vorangehende Forschungen hatten diese Dimensionen lediglich unter Zuhilfenahme eines theoretischen Modells indirekt erschließen können, da die Startregion der Winde in den betreffenden Beobachtungen nie direkt abgebildet werden konnte. In der Nähe der Scheibe hat das untere Ende des Kegels einen Radius von etwa dem 1,5-fachen der Erde-Neptun-Entfernung – mehr als genug für den Scheibenwind, um eine Menge Drehimpuls mitzunehmen!

Damit steht fest: Scheibenwinde können tatsächlich den größten Teil des Drehimpulsproblems bei Protosternen lösen. Zum Vergleich zogen die Forscher*innen noch die indirekten Ergebnisse zur Scheibenrotation in neun anderen jungen Stern-Scheiben-Systemen heran, die seit ihrem 2009er-Artikel veröffentlicht worden waren. Dieser Vergleich zeigte einen deutlichen Trend: Im Laufe der Zeit wächst der durchschnittliche Radius des Scheibenbereichs, von dem aus der Scheibenwind ausströmt. Während der ersten Zehntausende von Jahren, gibt es hoch konzentrierte Scheibenwinde, während die Scheibenwinde nach etwa einer Million Jahren ungleich diffuser sind.

Nächste Schritte
Die Astronomen planen bereits ihre nächsten Beobachtungen von CB26. In der Zwischenzeit wurde das Plateau de Bure Interferometer aufgerüstet: Das neue Observatorium mit dem Namen NOEMA verfügt über 12 statt der bisherigen 6 Antennen und ermöglicht Konfigurationen, mit denen doppelt so kleine Details wie mit dem Vorgänger-Observatorium herausgearbeitet werden können. Doch auch wenn diese Verbesserungen sehr vielversprechend sind, war der entscheidende Schritt das, was der hier beschriebene Artikel leistet: die Bestätigung, dass Scheibenwinde tatsächlich ein wichtiger Faktor sind, der die Entstehung von Protosternen überhaupt erst ermöglicht und das Drehimpulsproblem lösen kann.

Hintergrundinformationen
Die hier beschriebene Arbeit wurde als R. Launhardt et al. „A resolved rotating disk wind from a young T Tauri star in the Bok globule CB 26⋆“, in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics veröffentlicht.

Die beteiligten MPIA-Forscher sind Ralf Launhardt, Thomas Henning und Dimitry Semenov in Zusammenarbeit mit Yaroslav Pavlyuchenkov, Vitaly Akimkin (beide INASAN Moskau) und sieben weiteren Wissenschaftler*innen aus Deutschland, Frankreich und Großbritannien.

Originalveröffentlichung
R. Launhardt, Ya. N. Pavlyuchenkov, V. V. Akimkin, A. Dutrey, F. Gueth, S. Guilloteau, Th. Henning, V. Pietu, K. Schreyer, D. Semenov, B. Stecklum, T. L. Bourke
A resolved rotating disk wind from a young T Tauri star in the Bok globule CB26
Accepted by A&A, 25 pages, 19 figures
dx.doi.org/10.1051/0004-6361/202347483
https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2023/10/aa47483-23/aa47483-23.html
pdf: https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2023/10/aa47483-23.pdf

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• Sternentwicklung

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Quelle: Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik.

Die meisten Sterne im Universum befinden sich in Doppelsternsystemen oder sogar Mehrfach-Sternensystemen. Nun wurde die Entstehung eines solchen Doppelsternsystems erstmals mit hochaufgelösten Aufnahmen mit dem ALMA-Teleskopverbund (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array) beobachtet. Ein internationales Team von Astronomen unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik untersuchte ein Stern-System mit dem Namen [BHB2007] 11, das jüngste Mitglied einer kleinen Gruppe junger Sterne im Barnard 59-Kern, einem Teil der als Pfeifennebel bekannten, ausgedehnten interstellaren Dunkelwolke. Während frühere Beobachtungen bereist eine Akkretionshülle um eine gemeinsame Scheibe zeigten, lassen die neuen Beobachtungen nun auch deren innere Struktur erkennen.

„Wir sehen zwei kompakte Quellen, die wir als Scheiben um die beiden jungen Sterne interpretieren“, erklärt Felipe Alves vom MPE, der die Studie leitete. „Diese Scheiben haben jeweils eine Größe ähnlich dem Asteroidengürtel in unserem Sonnensystem, und ihr gegenseitiger Abstand ist 28 Mal der Abstand Erde-Sonne.“ Beide Proto-Sterne sind zudem von einer gemeinsamen Scheibe mit einer Gesamtmasse von etwa 80 Jupitermassen umgeben, die ein komplexes Netzwerk aus Staub enthält, der in spiralförmigen Strukturen verteilt ist. Die Form der Filamente deutet auf Bahnen einfallenden Materials hin, was durch die Beobachtung von molekularen Emissionslinien bestätigt wird.

„Das ist ein wirklich wichtiges Ergebnis“, betont Paola Caselli, Direktorin am MPE und Leiterin des Zentrums für Astrochemische Studien. „Wir haben nun endlich ein Bild von der komplexen Struktur um junge Doppelsterne und sehen insbesondere Filamente, die sie aus der gemeinsamen Scheibe speisen. Dies liefert uns wichtige Informationen um unsere derzeitigen Modelle der Sternentstehung zu verbessern.“

Die Astronomen interpretieren die Filamente als Zuflüsse aus der ausgedehnten umliegenden Scheibe, wobei der stellaren Scheibe um den weniger massereichen der beiden Protosterne mehr Materie zugeführt wird, was mit den theoretischen Vorhersagen übereinstimmt. Die geschätzte Akkretionsrate beträgt nur etwa 0,01 Jupitermassen pro Jahr, was mit den geschätzten Raten für andere proto-stellare Systeme übereinstimmt. Ähnlich wie die gemeinsame Scheibe die einzelnen Scheiben um jeden Proto-Stern speist, wird von jeder stellaren Scheibe Materie auf dem jungen Stern in ihrem Zentrum übertragen. In diesem Fall allerdings ist die aus den Beobachtungen abgeleitete Akkretionsrate für das massereichere Objekt höher. Die Beobachtung der Emission eines ausgedehnten Radiojets für das nördliche Objekt bestätigt dieses Ergebnis; ein unabhängiges Indiz dafür, dass dieser Proto-Stern tatsächlich mehr Material aus der ihn umgebenden stellaren Scheibe ansammelt.

„Wir erwarten, dass dieser zweistufige Akkretionsprozess die Dynamik des Doppelstern-Systems während seiner Massenakkretionsphase antreibt“, sagt Alves. „Während die gute Übereinstimmung dieser Beobachtungen mit der Theorie bereits sehr vielversprechend ist, müssen wir mehr junge Doppelstern-Systeme im Detail untersuchen, um mehr über die Bedingungen zu lernen, die zu Mehrfachsternsystemen führen.“

Originalveröffentlichung:

• F.O. Alves et al. Gas flow and accretion via spiral streamers and circumstellar disks in a young binary protostar

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO.

Auf einer am vergangenen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichen Aufnahme scheint sich inmitten eines aus unzähligen Sternen bestehenden Hintergrundes eine ’schwarze Lücke‘ zu befinden. In Wirklichkeit befinden sich jedoch auch hier eine Vielzahl von Hintergrundsternen, welche allerdings von einer Dunkelwolke verdeckt werden.

Bei einer Dunkelwolke handelt es sich um eine Ansammlung von Gasmolekülen und interstellarem Staub, welche so viel Materie enthält, dass sie das Licht von dahinter liegenden Sternen vollständig absorbiert. Auf diese Weise entsteht für den Betrachter der Eindruck, dass dieser Bereich des Himmels keine Sterne beherbergt.

Bei dem hier gezeigten Objekt handelt es sich um die Dunkelwolke LDN 483. Namensgeberin war die US-amerikanischen Astronomin Beverly Turner Lynds, welche diese Wolke in den von ihr zusammengestellten und im Jahr 1962 publizierten Lynds Dark Nebula Catalogue aufgenommen hat. Der Dunkelnebel LDN 483 befindet sich in einer Entfernung von etwa 700 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im südlichen Bereich des zweigeteilten Sternbildes Schlange (lat. Name „Serpens Cauda“).

Dunkelnebel bieten aufgrund der dort konzentrierten Gas- und Staubpartikel hervorragende Bedingungen für die Entstehung neuer Sterne und werden deshalb von Astrophysikern eingehend untersucht. Astronomen, die den Prozess der Sternentstehung im Bereich von LDN 483 erforschen, haben dabei tief im Inneren dieser Dunkelwolke einige ‚Baby‘-Sterne entdeckt, welche sich noch in einer sehr frühen Phase ihrer Entwicklung befinden. Diese Exemplare gehören mit zu den jüngsten Sternen, welche bisher von Astronomen entdeckt wurden.

Sternentstehung
Neue Sterne entstehen im Inneren von kollabierenden interstellaren Molekülwolken. Im ersten Stadium ihrer stellaren Entwicklung sind diese zukünftigen Sterne noch nicht viel mehr als annähernd kugelförmige Konzentrationen aus Gas und Staub, welche sich aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft innerhalb der umgebenden Molekülwolke immer weiter zusammenziehen und dabei allmählich verdichten. Dabei steigen auch die Temperatur und der Druck im Inneren dieser Protosterne immer weiter an.

Auf seiner Oberfläche ist ein solcher Protostern jedoch mit einer Temperatur von etwa minus 250 Grad Celsius zunächst noch sehr kalt, weshalb er Strahlung auch nur im langwelligen Submillimeterbereich des elektromagnetischen Spektrums aussendet, jedoch nicht im sichtbaren Bereich des Lichtspektrums beobachtet werden kann. Für das Studium von Protosternen ist deshalb unter anderem das in den nordchilenischen Anden befindliche Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (kurz „ALMA“) geeignet, welches das Universum im Submillimeter- und Millimeterbereich beobachtet.

Diese früheste Phase der Sternentstehung dauert lediglich wenige Tausend Jahre. In astronomischen Maßstäben betrachtet ist dies eine nur sehr kurze Zeit, da Sterne üblicherweise mehrere Millionen oder gar Milliarden Jahre lang existieren. In den darauffolgenden Entwicklungsphasen steigen Temperatur und Dichte des Protosterns im Verlauf von einigen Jahrmillionen weiter an. Infolgedessen nimmt auch die Energie der abgegebenen Strahlung immer weiter zu. Vom kalten, fernen Infrarot verschiebt sich das Maximum der Abstrahlung nach und nach über das nahe Infrarot bis hin in den Bereich des sichtbaren Lichts. Aus dem einstmals leuchtschwachen Protostern wird dabei im Laufe der Zeit ein hell leuchtender Stern, welcher auch mit dem menschlichen Auge wahrgenommen werden kann.

Sterne werden ‚geboren‘ – Dunkelwolken lösen sich auf
In Zukunft werden sich im Inneren von LDN 483 immer mehr Sterne bilden, welche dabei zugleich auch immer mehr Materie aus ihrer Umgebung ‚aufsaugen‘. Im Rahmen dieses Prozesses wird die Dunkelwolke LDN 483 in den kommenden Jahrmillionen zunächst immer ‚durchsichtiger‘ werden und sich schließlich vollständig auflösen. Beschleunigt wird dieser Auflösungsprozess zudem durch die von den neu geborenen Sternen ausgehenden Sternwinde.

Die gegenwärtig noch von der Dunkelwolke verdeckten Hintergrundsterne werden dann – zumindestens theoretisch – sichtbar. Praktisch werden dagegen die dann neu geborenen, somit sehr leuchtstarken und zudem näher an unserem Sonnensystem gelegenen Sterne, welche aus LDN 483 hervorgehen, die weiter weg gelegenen Hintergrundsterne ‚überstrahlen‘.

Die Dunkelwolke LDN 483 ist ein unter Amateurastronomen relativ unbekanntes Objekt. ‚Berühmtere‘ Vertreter dieser Art von Sternentstehungsregionen sind dagegen der Pferdekopfnebel im Sternbild Orion oder der im Sternbild „Kreuz des Südens“ gelegene Kohlensack-Dunkelnebel. Ein besonders beeindruckendes Beispiel für eine derartige Sternentstehungsregion sind zudem die im Adlernebel – dieser Nebel liegt ebenfalls im Sternbild Schlange – befindlichen „Säulen der Schöpfung“. An den Enden der dort erkennbaren Bok-Globulen bilden sich gegenwärtig ebenfalls neue Sterne.

Die hier gezeigte Aufnahme der Dunkelwolke LDN 483 wurde mit dem Wide Field Imager (WFI) des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La Silla-Observatorium der ESO in den nordchilenischen Anden angefertigt.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

• Der Staubschleier von NGC 6357 (24. Februar 2013)
• Sternhaufen und Dunkelwolken im Sternbild Schütze (13. Februar 2013)

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• Sternentstehung

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO.

Eine heute von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme zeigt den im Sternbild Sagittarius (zu deutsch der „Schütze“) gelegenen Sternhaufen NGC 6520 und die direkt daneben befindliche Dunkelwolke Barnard 86. Der dabei abgebildete Bereich des Sternbildes Sagittarius beherbergt eines der am dichtesten bevölkerten Sternfelder am gesamten Himmel – die Sagittarius-Sternwolke. Durch die Vielzahl der dort befindlichen hellen Sterne entsteht ein drastischer optischer Kontrast zu der Dunkelwolke Barnard 86, welche im Zentrum des nebenstehenden Bildes zu erkennen ist.

Bei der Dunkelwolke Barnard 86 handelt es sich um eine sogenannte Bok-Globule – eine interstellare Molekülwolke aus Gas und Staub, in deren Zentrum sich eventuell gerade neu entstehende Sterne bilden (ob allerdings gegenwärtig auch im Inneren von Barnard 86 eine Sternentstehung erfolgt, ist derzeit nicht bekannt). Da die in der Wolke konzentrierten großen Mengen an Staub das Licht der dahinter befindlichen Sterne streuen und absorbieren, sind solche Globulen im Spektralbereich des sichtbaren Lichts fast vollkommen undurchsichtig.

Die wenigen Sterne, welche sich auf dem Bild scheinbar mitten in Barnard 86 befinden, sind in Wahrheit noch vor der Dunkelwolke positioniert und befinden sich somit zwischen unserem Sonnensystem und der abgebildeten Himmelsregion.

Der Entdecker dieser speziellen Dunkelwolke, der US-amerikanische Astronom Edward Emerson Barnard beschrieb diese als einen „Tropfen Tinte auf hellem Sternhintergrund“. Als ein außergewöhnlich begabter visueller Beobachter und Astrofotograf war Barnard der erste Astronom, welcher im Rahmen astrofotografischer Untersuchungen Langzeitbelichtungen zur Analyse von Dunkelwolken anfertigte.

Durch ein kleines Teleskop wird bei der Beobachtung der Eindruck erweckt, als ob in der Region von Barnard 86 ein Mangel an Sternen herrscht oder als ob wir auf eine fernere und leerere Himmelsregionen blicken. In Wahrheit befindet sich die Dunkelwolke Barnard 86 aber von der Erde aus betrachtet noch vor dem Sternfeld der Sagittarius-Sternwolke. Die feinen Staubkörner, aus denen sich die kalte und kompakte Dunkelwolke zusammensetzt, „verschlucken“ das Licht der dahinter befindlichen Sterne und machen die Wolke somit undurchsichtig. Vermutlich blicken wir hier auf die Überreste der Molekülwolke, aus deren Kollaps der nahegelegene Sternhaufen NGC 6520 hervorgegangen ist, welchen wir in dem Bild etwas links von Barnard 86 sehen können.

Der offene Sternhaufen NGC 6520 enthält eine Vielzahl relativ heißer Sterne, welche den Astronomen durch ein blau-weißes Leuchten ihr – in kosmischen Maßstäben betrachtet – geringes Alter verraten. Üblicherweise bestehen derartige offene Sternhaufen aus einigen tausend Sternen, welche sich zur selben Zeit in der gleichen Molekülwolke gebildet haben und daher gleich alt sind. Solche Haufen existieren jedoch meistens nur über eine vergleichsweise kurzen Zeitraum von einigen hundert Millionen Jahren. Danach driften die ursprünglich in solchen Sternhaufen konzentrierten Sterne langsam auseinander.

Die unglaublich große Anzahl an Sternen in diesem Himmelsareal erschwert eine detailliertere Untersuchung dieses Sternhaufens. Die Astronomen gehen jedoch davon aus, dass NGC 6520 über ein Alter von etwa 150 Millionen Jahren verfügt und sich ebenso wie seine dunkle und staubige Nachbarin etwa 6.000 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt befindet.

Die hier kurz vorgestellte Aufnahme wurde mit dem Wide Field Imager am MPG/ESO 2,2-Meter-Teleskop am La Silla-Observatorium der ESO in Chile aufgenommen.

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• Sternentstehung

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO.

Bei den in den Weiten des Weltalls verteilten Wolken aus kosmischem Gasmolekülen und Staubpartikeln handelt es sich um die Geburtsstätten neu entstehender Sterne. Im Wellenlängenbereich des sichtbaren Lichts erscheinen diese Staubkonzentrationen dunkel und undurchsichtig, da der Staub das von den dahinter befindlichen Sternen ausgehende Licht blockiert und diese Sterne somit vor den Augen der Astronomen „verbirgt“. Der Astronom Friedrich Wilhelm Herschel war sogar der Meinung, er hätte eine Himmelsregion entdeckt, welche vollkommen frei von Sternen ist, als er im Jahr 1774 eine solche Dunkelwolke im Sternbild Skorpion beobachtete. „Hier ist wahrhaftig ein Loch im Himmel“, soll er damals gesagt haben.

Durch den Einsatz moderner Teleskope, welche den Nachthimmel auch in anderen Wellenlängenbereichen darstellen können, konnten die Astronomen der Entschlüsselung der Geheimnisse dieser Dunkelwolken in den letzten Jahren einen beträchtlichen Schritt näher kommen. Bei längeren Wellenlängen, etwa im Submillimeterbereich, „leuchten“ die Staubkörner nämlich anstatt das Licht zu absorbieren.

Erst durch solche Aufnahmen zeigte sich, dass auch diese vermeintlichen Löcher im Weltraum mit interstellarer Materie gefüllt sind. Durch entsprechende Beobachtungen konnten die Astronomen mittlerweile viel über die Prozesse in Erfahrung bringen, welche sich bei der Entstehung von Sternen im Inneren solcher Sternentstehungsgebiete abspielen.

Bei einem der hierfür eingesetzten Teleskope handelt es sich um das „Atacama Pathfinder Experiment“ (APEX) der Europäischen Südsternwarte (ESO). Das auf dem Chajnantor-Plateau in den chilenischen Anden platzierte APEX-Radioteleskop ist das größte Einzel-Submillimeterteleskop auf der Südhemisphäre und ideal für Astronomen, welche die Geburt von Sternen untersuchen wollen.

Eine der dabei immer wieder beobachteten Himmelsregionen befindet sich im Sternbild Orion. Mit einer Entfernung von etwa 1.500 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem handelt es sich bei dem sogenannten Orion-Molekülwolkenkomplex um das der Erde nächstgelegenste Sternentstehungsgebiet, in dem sich gegenwärtig eine Vielzahl massereicher Sterne bilden. Es präsentiert sich dabei als eine regelrechte Schatztruhe voller leuchtender Nebel, Dunkelwolken und noch verhältnismäßig junger Sterne.

Die am vergangenen Mittwoch von der ESO veröffentlichte Aufnahme zeigt einen Teil dieses ausgedehnten Komplexes im sichtbaren Licht in Kombination mit einer Falschfarbendarstellung der APEX-Daten in leuchtendem Orange, so dass es beinahe so aussieht als würden die Dunkelwolken in Flammen stehen. Die hellsten Knoten im APEX-Bild präsentieren sich dabei im sichtbaren Lichtbereich oftmals als besonders dunkle Regionen. Erst im Submillimeter-Bereich verraten sich diese dichten Staubwolken, welche das sichtbare Licht absorbieren und in denen sich möglicherweise gerade neue Sterne bilden.

Bei der weißen, fast kreisförmigen Struktur unterhalb des Zentrums der hier gezeigten Aufnahme handelt es sich um den Reflexionsnebel NGC 1999, welcher auch unter der Bezeichnung „Schlüsselloch-Nebel“ bekannt ist. Im sichtbaren Spektralbereich wird hier blaues Sternlicht an Staubwolken reflektiert beziehungsweise – genau genommen – gestreut.

Der größte Teil dieses energiereichen Lichtes wird von dem jungen veränderlichen Stern V380 Orionis ausgesandt. Dieser Stern verfügt über eine Oberflächentemperatur von etwa 10.000 Grad Celsius und ist damit fast doppelt so heiß wie unsere Sonne. Die Masse von V380 Orionis beläuft sich auf etwa 3,5 Sonnenmassen.

Im Zentrum des Nebels ist ein dunkler Fleck erkennbar, welcher auf einer bekannten Aufnahme des von der NASA und der ESA betriebenen Weltraumteleskops Hubble noch deutlicher in Erscheinung tritt.

Oftmals ist ein solcher dunkler Fleck ein Anzeichen für eine dichte Wolke aus kosmischem Staub, welche das Licht der hinter ihr liegenden Sterne und Nebelbereiche verschluckt. Auf dem hier gezeigten Bild fällt jedoch auf, dass dieser „Fleck“ auch im APEX-Wellenlängenbereich wirklich „dunkel“ ausfällt.

In Kombination mit Infrarotbeobachtungen durch weitere Teleskope ermöglichen die APEX-Daten den Astronomen somit eine erstaunliche Entdeckung: Bei dem beobachteten „dunklen Fleck“ handelt es sich sehr wahrscheinlich um einen Hohlraum in dieser Wolke, welcher vermutlich durch die Sternwinde von Stern V380 Orionis verursacht wurde. Wir sehen hier also tatsächlich ein „Loch im Himmel“.

Die in dieser Aufnahme gezeigte Himmelsregion befindet sich etwa zwei Grad südlich des bekannten großen Orionnebels, auch unter der Bezeichnung Messier 42 bekannt, welcher am oberen Rand der nebenstehenden Weitfeldaufnahme, erstellt aus den Daten des Digitized Sky Survey, im sichtbaren Licht zu sehen ist. Die für das Bild verwendeten APEX-Beobachtungen wurden unter der Leitung von Thomas Stanke von der ESO, von Tom Megeath von der University of Toledo/USA und von Amy Stutz vom Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg durchgeführt. APEX ist ein Gemeinschaftsprojekt des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie (MPIfR), des Weltraumobservatoriums Onsala (Onsala Space Observatory, OSO) und der ESO, welche auch für den Betrieb des Teleskops verantwortlich ist.

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• Sternentstehung

Fachartikel von T. Stahnke et al.:

• The NGC 1999 dark globule is not a globule (engl.)

Der Beitrag Feuer in der Dunkelheit bei NGC 1999 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO.

Im Inneren der Galaxien unseres Universums konnten die Astronomen in der Vergangenheit eine Vielzahl von Sternentstehungsgebieten entdecken. Einige dieser Geburtsregionen von neuen Sternen erreichen dabei gigantische Abmessungen und in ihrem Inneren können sich hunderte von massereichen Sternen bilden. Ein Beispiel hierfür ist der in der Großen Magellanschen Wolke gelegene Emissionsnebel 30 Doradus, welcher auch unter der Bezeichnung „Tarantelnebel“ bekannt ist.

Die Mehrzahl der Sterne, welche heute in der Milchstraße und in anderen Galaxien zu beobachten sind, haben sich aber vermutlich in deutlich kleineren Entstehungsgebieten gebildet. Ein Beispiel für einen solches Sternentstehungsgebiet ist die in unserer Heimatgalaxie gelegene Dunkelwolke „Lupus 3“. Diese Dunkelwolke befindet sich in einer Entfernung von etwa 600 Lichtjahren von der Erde im Bereich des Sternbildes Skorpion (lat. Scorpius). Somit handelt es sich bei Lupus 3 um eines der unserem Sonnensystem am nächsten gelegenen Sternentstehungsgebiete.

Die hier gezeigte Aufnahme dieser Dunkelwolke wurde mit dem MPG/ESO 2,2-Meter-Teleskop am La Silla-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (ESO) in Chile angefertigt. Es handelt sich dabei um die bis dato beste Abbildung dieses kosmischen Objektes im sichtbaren Wellenlängenbereich des Lichts. Der abgebildete Ausschnitt verfügt über einen Durchmesser von ungefähr fünf Lichtjahren.

Während auf der linken Seite der Aufnahme eine dunkle, langgezogene Struktur erkennbar ist, welche über eine gewisse Ähnlichkeit mit einer Rauchwolke verfügt, erleuchtet auf der rechten Bildhälfte eine kleine Gruppe heller Sterne die Szenerie. Auf den ersten Blick könnten die beiden Teile des Bildes wohl nicht gegensätzlicher ausfallen. In Wirklichkeit sind sie jedoch eng miteinander verknüpft.

Die dichteren Regionen solcher aus großen Mengen kosmischen Staubes bestehenden Dunkelwolken ziehen sich durch den Einfluss ihre eigene Schwerkraft immer weiter zusammen, heizen sich dabei langsam auf und beginnen schließlich zu leuchten. Da das sichtbare Licht in den frühen Phasen dieses gravitativen Kollapses noch vom Staub der Dunkelwolke absorbiert wird, kann dieser Prozess zu diesem Zeitpunkt nur bei größeren Wellenlängen, zum Beispiel im Infrarotbereich, beobachtet werden.

Sobald die in diesen Regionen neu entstandenen Sterne jedoch heißer und heller werden, führen die von ihnen ausgehende intensive Strahlung und die starken Sternwinde dazu, dass sich die Staubwolken, welche die Sterne anfangs noch einhüllen, langsam auflösen.

Die hellen Sterne rechts vom Zentrum des weiter oben gezeigten Bildes sind ein perfektes Beispiel für eine Gruppe von solchen heißen, jungen Sonnen. Ein Teil des von ihnen ausgesandten intensiven blauen Lichts wird an dem in der Umgebung verbliebenen Staub gestreut. Die beiden hellsten Sterne sind bereits mit einem kleinen Teleskop oder sogar einem größeren Fernglas zu erkennen.

Beide Sterne sind vermutlich weniger als eine Million Jahre alt. Verschiedene astronomische Durchmusterungen der Sternentstehungsregion Lupus 3 haben noch diverse weitere, ebenfalls sehr junge stellare Objekte zum Vorschein gebracht, welche sich allerdings deutlich weniger auffällig präsentieren als diese hellen Sterne.

Mit sehr großer Wahrscheinlichkeit hat sich das Zentralgestirn unseres Sonnensystems vor etwa 4,6 Milliarden Jahren in einer ganz ähnlichen Sternentstehungsregion gebildet. Die Region von Lupus 3 stellt damit sowohl ein faszinierendes Studienobjekt für die Astronomen als zugleich auch ein atemberaubend schönes Beispiel für die ersten Lebensphasen der Sterne im Universum dar.

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• Sternentstehung

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