Quelle: MPE 14. Dezember 2023.

14. Dezember 2023 – Eine neue Himmelskarte des eROSITA-Teleskops zeigt Röntgenstrahlen, die von Millionen Grad heißem Plasma in und um die Milchstraße emittiert werden. Bei der Analyse dieser Daten stellte das Team am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik fest, dass das sehr heiße, ionisierte Gas eine Verteilung ähnlich der stellaren Scheibe aufweist, möglicherweise eingebettet in einen viel größeren kugelförmigen Halo. Damit wissen die Forschenden nun mehr über Form und Größe eines großen Teils des zirkumgalaktischen Mediums der Milchstraße, das ein großes Gasreservoir für die zukünftige Sternentstehung darstellt.

Sterne entstehen aus Gas in einem endlosen Prozess, der sich sowohl aus ursprünglicher kosmischer Materie als auch von recyceltem Gas früherer Sterngenerationen speist. In Spiralgalaxien wie der Milchstraße gibt es jedoch einfach zu viele Sterne und nicht genug sichtbares Gas, um das derzeitige Niveau der Sternentstehung über lange Zeit aufrechtzuerhalten. Daher gehen die Astronomen davon aus, dass ein großes Gasreservoir über die gesamte Galaxie existiert, dessen Größe möglicherweise zehnmal so groß ist wie der Durchmesser der Sternscheibe.

Details über Form, Größe und Menge an Materie in diesem so genannten zirkumgalaktischen Medium sind jedoch noch umstritten – sie sind durch Beobachtungen nur schlecht zu erfassen. Klar ist, dass das Gas im zirkumgalaktischen Medium bisher weder mit optischen noch mit IR- oder Radioteleskopen nachgewiesen werden konnte. Daher muss das meiste Gas im zirkumgalaktischen Medium sehr heiß sein (etwa eine Million Grad) und eine sehr geringe Dichte aufweisen (weniger als 1000 Teilchen pro Kubikmeter). Aufgrund dieser hohen Temperaturen müsste das Gas Röntgenstrahlung aussenden, die aber wegen der geringen Dichte sehr schwach sein muss – schwächer als das, was bisher beobachtet werden konnte. Ein deutliches Merkmal, das die Existenz eines solch dünnen, heißen Gases bestätigt, sind Emissionslinien hochionisierter Sauerstoffatome (zum Beispiel die O VIII-Atomlinie), die im Röntgenlicht zu beobachten sind.

Das eROSITA-Teleskop, das vollständig am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE) gebaut wurde, hat nun zum ersten Mal den Himmel nach weicher Röntgenstrahlung abgesucht. Die daraus resultierende Karte der gesamten westlichen galaktischen Hemisphäre wurde am MPE erstellt und überprüft. „Die Karte zeigt nicht nur, dass um uns herum überall heißes Gas existiert, sondern liefert auch genügend Details, um seine Struktur viel genauer zu erforschen als je zuvor“, sagt Xueying Zheng vom MPE, deren Arbeit die Grundlage für die Analyse der Verteilung des heißen Plasmas bildet.

„Wir sehen die O VIII-Emission aus allen Richtungen des weichen Röntgenhimmels“, unterstreicht Nicola Locatelli, der die eROSITA-Datenanalyse am MPE leitete. „Dies bestätigt die diffuse Beschaffenheit des heißen Gases, und wir können jetzt sogar untersuchen, wie es sich um uns herum verteilt.“

Das Team am MPE fand insbesondere heraus, dass die Geometrie des Gases durch zwei Komponenten beschrieben werden kann: einen sehr großen, mehr oder weniger kugelförmigen Halo und eine nähere Komponente, die der stellaren Scheibe ähnelt. Der heiße Halo ist etwa viermal so groß (bis zu ~100 Kiloparsec) wie die optische Größe der Milchstraße, und die nahe Komponente reicht bis zur Größe der sogenannten „dicken Scheibe“ (etwa 7 kpc mit einer Höhe von 1 kpc). Aufgrund seines enormen Volumens umfasst der heiße Halo den größten Teil der Masse – aber die nähere scheibenförmige Komponente erzeugt die meisten der von eROSITA beobachteten Photonen, sie ist etwa zehnmal heller als der Halo.

Im Prinzip lässt sich die hohe Temperatur des Gases durch die Energie erklären, die durch Supernova-Explosionen aus der Scheibe der Milchstraße in das zirkumgalaktische Medium injiziert wird. In einem alternativen Szenario wird Rohmaterial aus noch weiter entfernten Regionen, dem so genannten intergalaktischen Medium, zugeführt. Dieses wird während des Einfalls erhitzt und bildet so den sphärischen Halo.

Ein wichtiger Aspekt dieser neuen Studie ist die Entfernung, in der der größte Teil der Strahlung beobachtet wird, nämlich einige Kiloparsec von der Sonne entfernt. Diese relative Nähe spricht für das Szenario der Supernova-Explosionen als Ursprung des heißen Gases. Dies bestätigt auch Theorien zur Galaxienentwicklung, wonach das Gas in der Sternscheibe selbst recycelt wird. In Kürze werden hochmoderne Röntgenspektrographen in der Lage sein, die Radialgeschwindigkeit dieses Gases zu bestimmen. Sie können so die Kartierung der Gesamtgeometrie des heißen Gases ergänzen und die Modelle für die Entstehung und Entwicklung von Galaxien weiter verfeinern. Das MPE wird dank des künftigen Athena-Instruments weiterhin eine entscheidende Rolle bei der Lösung dieser Aufgabe spielen.

Originalveröffentlichungen:
Broadband maps of eROSITA and their comparison with theROSAT survey
Xueying Zheng, Gabriele Ponti, Michael Freyberg, Jeremy Sanders, Nicola Locatelli, Andrea Merloni, Andy Strong, Manami Sasaki, Johan Comparat, Werner Becker, Juergen Kerp, Chandreyee Maitra, Teng Liu, Peter Predehl, Konstantina Anastasopoulou, Georg Lamer
A&A, accepted
doi.org/10.1051/0004-6361/202346576
https://www.aanda.org/component/article?access=doi&doi=10.1051/0004-6361/202346576

Locatelli, N. ; Ponti, G. ; Zheng, X. ; Merloni, A. ; Becker, W. ; Comparat, J. ; Dennerl, K. ; Freyberg, M. J. ; Sasaki, M. ; Yeung, M. C. H.
The warm-hot circumgalactic medium of the Milky Way as seen by eROSITA
A&A, accepted
dx.doi.org/10.48550/arXiv.2310.10715
https://arxiv.org/abs/2310.10715
pdf: https://arxiv.org/pdf/2310.10715

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• Röntgenteleskope ART-XC und eRosita auf Spektr-RG (SRG)

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Quelle: AIP 6. Dezember 2023.

6. Dezember 2023 – Ein internationales Forschungsteam, das vom französischen Centre national de la recherche scientifique (CNRS) geleitet wurde, fand bei der Untersuchung einer Stichprobe von rund 100 Galaxien die für galaktische Winde charakteristischen doppelkegelförmigen Strukturen vor. Diese werden jedoch nur in bestimmten Spektrallinien des Lichts und nur bei extrem hoher Empfindlichkeit der Messung erkennbar. Zuvor waren nur einige wenige solcher Fälle bekannt, die meisten davon ebenfalls mit dem MUSE-Instrument entdeckt. Prof. Dr. Lutz Wisotzki, Leiter der Abteilung Galaxien und Quasare am Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP), und Mitautor des Fachartikels im Wissenschaftsmagazin „Nature“ sagt dazu: „MUSE zeigt uns, dass solche galaxienweiten Ausströmungen in so gut wie jeder sternbildenden Galaxie vorhanden sind. Darüber hinaus können wir anhand der neuen Ergebnisse genau erkennen, welche Ausdehnung und welche Form diese galaktischen Winde typischerweise haben. Bisher war dies nur in sehr seltenen Extremfällen möglich.“

Es wird angenommen, dass ausströmendes Gas eine entscheidende Rolle bei der kosmischen Entwicklung von Galaxien spielt, indem es deren Wachstum und Sternentstehung reguliert. Theoretische Berechnungen sagen „bipolare“ Formen für die Ausströmungen vorher, die sich oberhalb und unterhalb der Galaxienebene bis weit in das zirkumgalaktische Medium erstrecken. Ähnliche Formen wurden auch in einigen nahen Galaxien, beispielsweise der „Zigarrengalaxie“ M82 und sogar in unserer eigenen Milchstraße, schon direkt beobachtet, allerdings sieht man hier nur die innersten Bereiche und kann kein Gesamtbild erstellen.

Kosmologische Simulationen der Galaxienbildung sagen für das junge Universum voraus, dass das Phänomen der galaktischen Winde während dieser Frühphasen deutlich häufiger und stärker auftrat: Aufgrund der höheren Sternbildungsaktivität junger Galaxien gab es mehr Supernova-Explosionen und dadurch stärkere Ausströmungen. Diese transportieren Gas und Energie aus einer Galaxie in ihre Umgebung und entziehen ihr somit den notwendigen Treibstoff für weitere Sternentstehung, während sie gleichzeitig ihre „zirkumgalaktische“ Umgebung anreichern. Dieser Rückkopplungsprozess ist vermutlich ein entscheidendes Element für unser Verständnis der Entstehung und Entwicklung von Galaxien, er ist aber aufgrund der schwierigen Nachweisbarkeit des Phänomens nur sehr unzureichend durch Beobachtungen erforscht.

Die neue Studie mit dem MUSE-Instrument zeigt nun unmittelbar, dass das galaktische Gas bis zu einer Entfernung von mehr als 30.000 Lichtjahren in die Umgebung der Galaxien ausströmt. Dabei hängt das beobachtbare Signal stark von der Ausrichtung der Galaxie relativ zur Sichtlinie ab: Sieht man das System von der Seite, so findet sich starke Emission oberhalb und unterhalb der Galaxienebene, während bei Galaxien, die wir von „oben“ oder „unten“ betrachten, das Signal schwächer und gleichmäßiger verteilt ist. Diese Beobachtungen bestätigen auf sehr eindrückliche Weise die zuvor theoretisch vorhergesagte bipolare Form der Ausströmungen senkrecht zur Galaxienebene.

Über das AIP
Das Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP) widmet sich astrophysikalischen Fragen, die von der Untersuchung unserer Sonne bis zur Entwicklung des Kosmos reichen. Forschungsschwerpunkte sind dabei kosmische Magnetfelder und extragalaktische Astrophysik sowie die Entwicklung von Forschungstechnologien in den Bereichen Spektroskopie, robotische Teleskope und E-Science. Seinen Forschungsauftrag führt das AIP im Rahmen zahlreicher nationaler, europäischer und internationaler Kooperationen aus. Das Institut ist Nachfolger der 1700 gegründeten Berliner Sternwarte und des 1874 gegründeten Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam, das sich als erstes Institut weltweit ausdrücklich der Astrophysik widmete. Seit 1992 ist das AIP Mitglied der Leibniz-Gemeinschaft.

Originalveröffentlichung
Guo, Y., Bacon, R., Bouché, N.F. et al. Bipolar outflows out to 10 kpc for massive galaxies at redshift z ≈ 1. Nature 624, 53–56 (2023).
doi.org/10.1038/s41586-023-06718-w
https://www.nature.com/articles/s41586-023-06718-w

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• Galaxien – Entstehung und Entwicklung

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Quelle: Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik 27. Dezember 2022.

27. Dezember 2022 – Die in Schockfronten erzeugte Wärme sollte daher einen wichtigen Faktor darstellen in den frühen Stadien der Entwicklung von Protosternen und den planetaren Scheiben um sie herum. Solche Schocks könnten durch die lokale Akkretion von Materie aus der umgebenden Hülle oder durch lokale Fragmentierung aufgrund von Gravitationsinstabilitäten verursacht werden.

Astronomen untersuchen die Umgebung von Protosternen nicht nur, um mehr über die Sternentstehung im Allgemeinen zu erfahren, sondern auch um die Bedingungen und Prozesse zu untersuchen, die zur Entstehung unseres eigenen Sonnensystems geführt haben könnten. Insbesondere junge Sterne mit einer Masse nahe der unserer Sonne sind von großem Interesse. Etwa die Hälfte aller sonnenähnlichen Sterne sind keine Einzelgänger, wie das Doppelsternsystem IRAS 16293-2422, das von einem Team des MPE im Jahr 2020 entdeckt wurde.

Bei einer genaueren Betrachtung des Systems mit sehr hochauflösenden ALMA-Beobachtungen stellte das Team nun fest, dass die beiden Sterne in dem System nicht die einzige Wärmequelle sind. „Wir konnten in die zentrale Region hinein zoomen und stellten fest, dass der heiße Staub nicht mit den Positionen der Protosterne korreliert“, sagt María José Maureira, Postdoktorandin und Leiterin der Studie am MPE. „Überraschenderweise fanden wir lokalisierte heiße Bereiche oder ‚Hot Spots‘, die wahrscheinlich durch lokale Schocks im Gas erzeugt werden, ähnlich dem Überschallknall bei Flugzeugen.“

Solche Schocks können die chemische Zusammensetzung der Gas- und Staubwolken verändern, da hierbei Moleküle freigesetzt werden, die zuvor im Eis um die Staubkörner herum eingefroren waren. Organische Moleküle im Weltraum sind potenzielle Vorläufer von komplexeren Molekülen, die für das Leben unerlässlich sind. Solche Schocks können daher die chemische Zusammensetzung der Materie verändern und die Menge, die sich zu größeren Gebilden aufbauen kann – und damit die Eigenschaften der entstehenden Planetensysteme.

„Diese faszinierenden neuen Beobachtungen zeigen, dass unsere Scheiben-Modelle nicht vollständig waren; wir brauchen eine zusätzliche Heizquelle,“ betont Jaime Pineda, Koautor der Studie am MPE. „Die ändert die Art und Weise, wie wir die Eigenschaften des Staubs und die Masse dieser jungen Scheiben bestimmen.“

Die neuen Temperaturkarten des Staubs stimmen sehr gut mit früheren Beobachtungen bei Wellenlängen überein, die von bestimmten Molekülen ausgesandt werden. „Diese Beobachtungen haben es uns ermöglicht, die physikalischen Bedingungen und die Verteilung komplexer organischer Moleküle mit einer noch nie dagewesenen Empfindlichkeit und Winkelauflösung sichtbar zu machen“, betont Paola Caselli, Direktorin des Zentrums für Astrochemische Studien am MPE. „Das ist entscheidend, um die Chemie dieser Moleküle zu verstehen. Nur so können wir die diagnostischen Informationen, die sie uns liefern, nicht nur bei dieser, sondern auch bei zukünftigen Beobachtungen ähnlicher Systeme voll ausschöpfen.“

Durch die Messung der Temperatur in der Umgebung junger Sterne können die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler herausfinden, welche Moleküle vorhanden sind und wie sie sich bilden. Die Temperatur beeinflusst auch, wie viel Staub sich zur Entstehung von Planeten ansammeln kann. Die ALMA-Beobachtungen waren ursprünglich geplant um festzustellen, ob die Staubkörner um die Protosterne deutlich größer geworden sind. Da dies der erste Schritt zur Planetenentstehung ist, betrifft dies ein wichtige Frage: Wann genau entstehen Planeten?

„Da dieses ‚Baby‘-Sternsystem sehr hell ist, können wir es als Labor nutzen, um mehr darüber zu erfahren, wie Sterne mit sonnenähnlicher Masse entstehen“, fügt Kedron Silsbee hinzu, Koautor an der Universität Texas. „Als wir die Größe des Staubs analysierten, sahen wir, dass die Körner wahrscheinlich bereits größer geworden sind, aber nicht in dem Maße, wie wir es erwartet hatten. Vielleicht hängt dies mit den hohen Temperaturen in den Hot Spots oder mit der asymmetrischen Konfiguration des Systems zusammen.“ Mit weiteren Beobachtungen und einer Simulation des jungen Doppelsternsystems im Computer will das Team diese neuen Fragen beantworten.

Originalveröffentlichung:
María José Maureira, Munan Gong, Jaime E. Pineda, Hauyu Baobab Liu, Kedron Silsbee, Paola Caselli, Joaquin Zamponi, Dominique M. Segura-Cox, and Anika Schmiedeke
Dust Hot Spots at 10 au Scales around the Class 0 Binary IRAS 16293–2422 A: A Departure from the Passive Irradiation Model
2022 ApJL 941 L23
DOI 10.3847/2041-8213/aca53a
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aca53a
pdf: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aca53a/pdf

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• Sternentstehung

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Ein Beitrag von Michael Stein. Quelle: ESA, NASA.

22. November 2001 – Wie ESA-Wissenschaftler in der aktuellen Ausgabe der Astrophysical Journal Letters berichten, hat die von ESA und NASA gemeinsam betriebene Sonnensonde Gaswolken beobachtet, die entgegen der Strömungsrichtung des solaren „Sonnenwindes“ auf die Sonne zustreben. Die Wolken starten in einer Höhe von bis zu 2,7 Millionen Kilometern über der Sonnenoberfläche, eine Entfernung, die etwa dem zweifachen Sonnendurchmesser entspricht. Obwohl der Sonnenwind dort mit einer Geschwindigkeit von ca. 120 km/sek. von der Sonne wegströmt, kämpfen sich die Gaswolken mit 50-100 km/sek. dem Sonnenwind entgegen Richtung Sonne entlang, bis sie in einer Höhe von typischerweise 700.000 Kilometern zur Ruhe kommen.
„Ich war verblüfft als ich die Filme mit diesen Gaseinschlüssen zum ersten Mal sah“, sagt Bernhard Fleck, ESA-Projektwissenschaftler für die SOHO-Mission. „Vor dieser Entdeckung durch SOHO hatte niemand die Vorstellung, daß Gas sich die falsche Richtung entlang bewegen und zurück Richtung Sonne getrieben werden könnte.“

Die Gaswolken sind auf den Aufnahmen nur sehr schwer zu sehen. Erst durch Subtraktion zweier Aufnahmen, die im Abstand von 20-25 Minuten gemacht worden sind, konnten Wissenschaftler des „Naval Research Laboratory“ die Gaseinschlüsse entdecken. Durch Montage mehrerer Aufnahmen hintereinander entstehen kleine Filme, auf denen die Wanderung der Gaswolken sehr gut zu sehen ist.
Obwohl die Masse der Sonne eine sehr starke Anziehungskraft erzeugt, ist dies nicht die entscheidende Kraft für die Bewegung der Einschlüsse. Die hohe Anfangsgeschwindigkeit, die sich immer weiter reduziert, bis die Bewegung schließlich zum Stillstand kommt, läßt vielmehr auf magnetische Kräfte schließen. Die Ursache für die der Sonne entgegenströmenden Gaswolken scheinen kollabierende magnetische Schleifen zu sein, die bei ihrer Bildung geladene Gasmassen in ihrem Inneren einschließen und mit sich Richtung Sonne transportieren. Diese Schleifen bilden sich an den Kontaktstellen von gewaltigen magnetischen Bögen, die die Sonnenoberfläche an einer Stelle verlassen, vom Sonnenwind weit in den Weltraum hinausgetragen werden und an anderer Stelle wieder in die Sonne hineintauchen.
Dabei haben die Wissenschaftler beobachtet, daß die Gaseinschlüsse regional gehäuft auftreten. Eine solche regionale Häufung kann über Monate bestehen bleiben. Die am SOHO-Projekt beteiligten Wissenschaftler vermuten, daß dieser „Recycling-Vorgang“ des solaren Magnetfelds die Stärke des interplanetaren Magnetfelds beeinflußt, in dem sich auch die Erde bewegt. Das interplanetare Magnetfeld stellt einen Schutz gegen die hochenergetische kosmische Strahlung dar, die bei Lebewesen auf der Erde zu genetischen Veränderungen führen sowie zu Fehlfunktionen in elektronischen Komponenten führen kann. Zukünftig können die Erkenntnisse über die von SOHO entdeckten Vorgänge in dem Magnetfeld der Sonne vielleicht eine bessere Erklärung für die Veränderungen der Stärke des interplanetaren Magnetfelds liefern.

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