Quelle: Ludwig-Maximilians-Universität München 21. Februar 2024.

München, 21. Februar 2024 – Haben Sie in Ihrer Nachbarschaft auch schon einmal einen „neuen“ Ort entdeckt, ein nettes Café oder einen hübschen Garten vielleicht, und dann gemerkt, dass es den schon lange gibt und Sie nur nie richtig geschaut haben? So ging es den Astrophysikerinnen und Astrophysikern, die vor vier Jahren in der Nachbarschaft der Sonne zufällig eine gigantische zusammenhängende, wellenförmige Gasstruktur entdeckt haben. Die sogenannte Radcliffe-Welle ist eine von Sternentstehungsgebieten durchwirkte gewellte Gaskette, die sich über das halbe Firmament erstreckt: entlang dem Sternenband der Milchstraße von der Konstellation Cygnus bis hin zum Orion sowie 500 Lichtjahre ober- und unterhalb der galaktischen Scheibe. In einer neuen, im Fachjournal Nature publizierten Arbeit zeigten die Forschenden nun, dass diese wellenförmige Gaskette tatsächlich um die Ebene der Milchstraße oszilliert und vom Zentrum unserer Galaxis wegdriftet.

Unsere galaktische Nachbarschaft in 3D
Wir befinden uns mitten in der Stern- und Gasscheibe des Milchstraßensystems; eine Außenansicht unserer Heimatgalaxie werden wir daher nie erhalten. Aber wir können ein Bild unserer galaktischen Nachbarschaft von innen her erstellen und so die Gestalt der Milchstraße bestimmen. Ein internationales Team von Forschenden der Harvard University, der LMU und der Universität Wien unternahm eine erneute Analyse der Daten des Europäischen Weltraumteleskops GAIA, das seit über zehn Jahren mit außerordentlicher Genauigkeit die Bewegung der Sterne des Milchstraßensystems kartiert. Mit zusätzlichen Messungen von absorbiertem Sternenlicht gelang ihnen eine tomographische Rekonstruktion der dreidimensionalen galaktischen Staubverteilung. Zusammen mit den von GAIA gemessenen Sternbewegungen errechneten sie so eine dynamische 3D-Karte aller benachbarten Sterngruppen und Gaswolken.

Am zweidimensionalen Nachthimmel ist die Welle unsichtbar. Erst die neue 3D-Technik zur Kartierung von interstellaren Wolken hatte in früheren Untersuchungen das gewaltige Wellenmuster enthüllt. Das für die neue Arbeit vom Harvard-Doktoranden Ralf Konietzka (zuvor Student im Elite-Masterstudiengang Theoretische und Mathematische Physik (TMP) an der LMU) angeführte internationale Entdeckerteam, darunter auch Professor Andreas Burkert, Astrophysiker an der LMU und im Exzellenzcluster ORIGINS, sowie Forschende der Universitäten Harvard und Wien, lieferte weitere Erkenntnisse: Es zeigte mithilfe der 3D-Bewegungen von jungen Haufen von Babysternen in Sonnennähe, dass die Radcliffe-Welle nicht nur wie eine Welle aussieht, sondern sich auch wie eine Welle bewegt. Mit anderen Worten: Sie oszilliert.

„Anhand der Bewegung der Baby-Sterne, die entlang der Radcliffe-Welle geboren wurden, können wir die Bewegung ihres Ursprungsgases nachverfolgen, um zu zeigen, dass die Radcliffe-Welle tatsächlich schwingt“, sagt der ehemalige LMU-Student und jetzige Harvard-Doktorand Ralf Konietzka.

Schaukelnde Babysterne
Die beobachtete Schwingung steht im Einklang mit dem, was Physikerinnen und Physiker als Wanderwelle bezeichnen. Wie bei Wellen, die sich über dem offenen Ozean ausbreiten, verschieben sich die Wellenberge und -täler der Radcliffe-Welle mit der Zeit. Die in der Welle entstehenden Babysterne schaukeln darin auf und ab und signalisieren so eine wiegende Bewegung in der galaktischen Scheibe.

Unsere Sonne befindet sich (zufällig) im Zentrum der Lokalen Blase, einem von mehreren Supernova-Ausbrüchen leer gefegten wachsenden Hohlraum, an dessen Rändern neue Sterne entstehen. Anhand der Wanderrichtung der Radcliffe-Welle lässt sich zurückverfolgen, dass der Sternhaufen, dessen Supernovae die Lokale Blase geschaffen haben, womöglich einst in einer Sternenkinderstube der Radcliffe-Welle entstanden ist.

„Die spannende Frage ist nun, wie diese große Störung entstehen konnte, die gerade an der Sonne vorbeiläuft, und was wir daraus über die Struktur und Entwicklung unserer Milchstraße lernen können“, sagt LMU-Astrophysiker Burkert.

Publikation:
R. Konietzka, A. A. Goodman, C. Zucker, A. Burkert, J. Alves, M. Foley, C. Swiggum, M. Koller, N. Miret-Roig: The Radcliffe Wave is Oscillating; Nature, 202
https://www.nature.com/articles/s41586-024-07127-3

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• Die Milchstraße

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Quelle: Universität Wien 20. Februar 2024.

20. Februar 2024 – Erst vor wenigen Jahren entdeckte ein internationales Team von den Universitäten Wien und Harvard rund um den Astrophysiker João Alves (Universität Wien) Erstaunliches: In der Nachbarschaft unserer Sonne existiert eine riesige, wellenförmige, zusammenhängende Kette an Gaswolken, die entlang des Spiralarms unserer Galaxie Sternhaufen bildet – genannt Radcliffe-Welle. Bisher gab es jedoch ungelöste Fragen über jene Struktur. Nun berichten Alves und seine Kolleg*innen aus Harvard und der LMU München, dass die Radcliffe-Welle nicht nur wie eine Welle aussieht, sondern sich auch so bewegt. Die Forschungsergebnisse sind aktuell im renommierten Fachmagazin Nature erschienen.

Vor einigen Jahren enthüllten Astronom*innen der Universität Wien und der Universität Harvard eines der größten Geheimnisse der Milchstraße, als sie die Radcliffe-Welle entdeckten. Die Radcliffe-Welle ist eine 9.000 Lichtjahre lange, wellenförmige, zusammenhängende Kette an Gaswolken, die entlang des Spiralarms unserer Galaxie existiert und nur 500 Lichtjahre von unserer Sonne entfernt ist. Eine damals erstellte 3D-Staubkarte belegte zwar deutlich die Existenz der Radcliffe-Welle, darüber hinaus konnte aus den Daten jedoch nichts erhoben werden. Nun nutzte das internationale Team neue Daten der Gaia-Mission, um dem jungen Sternhaufen der Radcliffe-Welle 3D-Bewegungen zuzuordnen. „So konnten wir schließlich zeigen, dass die gesamte Radcliffe-Welle tatsächlich wellenförmig ist und sich auch als Wanderwelle bewegt“, erklärt Astrophysiker João Alves von der Universität Wien. Eine Wanderwelle ist dasselbe Phänomen, das wir in einem Sportstadion sehen, wenn Menschen nacheinander aufstehen und sich hinsetzen, um eine Welle auszulösen. Ebenso bewegen sich die Sternhaufen entlang der Radcliffe-Welle auf und ab und erzeugen dabei ein Muster, welches durch unseren galaktischen Garten wandert – sie oszillieren.

„Indem wir die Bewegung der jungen Sterne, die erst vor kurzem aus Gaswolken entlang der Radcliffe-Welle geboren wurden, untersucht haben, konnten wir die Bewegung des Gases, aus denen sie geboren wurden, verfolgen und zeigen, dass sich die Radcliffe-Welle tatsächlich wellt“, erklärt Ralf Konietzka, leitender Autor der Studie und Doktorand in Harvard.

„Das war die letzte offene Frage bezüglich des physikalischen Status der Radcliffe-Welle“, erklärt Alves. „Es ist in der Tat eine physikalisch oszillierende titanische Gaswelle in der Nähe unserer Sonne. Die Radcliffe-Welle kann nun, da wir verstehen, wie sie physikalisch funktioniert, unser Labor im Weltall sein und uns so zu weiteren Erkenntnissen verhelfen.“ So bereits eine erste spannende Ableitung daraus: „Die Art der Oszillation der Welle deutet darauf hin, dass es keine signifikante Menge an dunkler Materie in unserer galaktischen Nachbarschaft gibt“, so Alves.

Das neu gewonnene Verständnis für das Verhalten der Radcliffe-Welle ermöglicht es den Forscher*innen, nun ihre Aufmerksamkeit auf noch herausfordernde Fragen zu richten: Etwa ist noch ungeklärt, wie die Radcliffe-Welle entstanden ist und warum sie sich so wellt, wie sie es tut.

Darüber hinaus wirft die Entdeckung der Oszillation neue Fragen auf: Wie viele solcher Wellen gibt es in der Milchstraße und in anderen Galaxien? Die aktuellen Daten deuten außerdem daraufhin, dass die Radcliffe-Welle das „Rückgrat“ unseres nächsten Spiralarms in der Milchstraße bildet, da sie fast die Hälfte der Länge und rund ein Fünftel der Breite des lokalen Spiralarms ausmacht. Könnte die Bewegung der Welle also auch implizieren, dass Spiralarme von Galaxien im Allgemeinen oszillieren? „Das würde unser Verständnis von Galaxien auf spannende Art vertiefen, denn dann wären sie noch dynamischer als bisher angenommen“, so Alves. All das wird Inhalt weiterer Studien sein, „die gute Zusammenarbeit zwischen der Universität Wien und der Universität Harvard in diesem Bereich wird noch einige spannende Ergebnisse bringen“, sagt Alves.

Originalpublikation:
Ralf Konietzka, João Alves et al.: ‚The Radcliffe Wave is Oscillating‘
DOI: 10.1038/s41586-024-07127-3
https://www.nature.com/articles/s41586-024-07127-3

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• Die Milchstraße

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Quelle: Universität Wien 23. November 2023.

23. November 2023 – Eine Gruppe von Astrophysiker*innen unter der Leitung von Núria Miret-Roig von der Universität Wien fand heraus, dass zwei Methoden zur Bestimmung des Sternenalters unterschiedliche Dinge messen: Die isochrone Messung bestimmt dabei das Geburtsdatum von Sternen, während die dynamische Verfolgung Aufschluss darüber gibt, wann die Sterne „ihr Nest verlassen“, in den untersuchten Sternenhaufen etwa 5,5 Millionen Jahre später. Die Studie, die eine Bestimmung der frühesten Stadien des Lebens von Sternen ermöglicht, erscheint aktuell im Fachjournal „Nature Astronomy“.

Das Alter von Sternen ist in der Astrophysik ein grundlegender Parameter, aber dennoch relativ schwierig zu messen. Die besten Annäherungen gab es bisher für so genannte Sternenhaufen, also für Gruppen gleichaltriger Sterne mit einem gemeinsamen Ursprung. Sechs relativ nahe und junge Sternenhaufen wurden nun im Rahmen einer Studie am Institut für Astrophysik der Universität Wien hinsichtlich ihres Alters untersucht.

Dabei zeigte sich, dass zwei der verlässlichsten Methoden zur Bestimmung des Sternenalters – die isochrone Messung und die dynamische Rückverfolgung – systematisch und beständig auseinander lagen; konkret waren die Sterne laut der Methode der dynamischen Rückverfolgung jeweils rund 5,5 Millionen Jahre jünger als mit der isochronen Messung.

Wann die Uhr zu ticken beginnt
„Dies deutet darauf hin, dass die beiden Messmethoden unterschiedliche Dinge messen“, erklärt Núria Miret-Roig, Erstautorin der Studie, die aktuell in Nature Astronomy erscheint: Demnach beginnt die isochrone „Uhr“ ab dem Zeitpunkt der Sternenentstehung zu ticken, die „Uhr“ der dynamischen Rückverfolgung jedoch erst dann, wenn ein Sternhaufen nach dem Verlassen seiner Mutterwolke zu expandieren beginnt.

„Diese Erkenntnis hat erhebliche Auswirkungen auf unser Verständnis der Sternentstehung und der stellaren Entwicklung, einschließlich der Planetenbildung und der Entstehung von Galaxien, und eröffnet eine neue Perspektive auf die Chronologie der Sternentstehung. So kann die Länge der so genannten ‚eingebetteten Phase‘, während derer Babysterne innerhalb der elterlichen Gaswolke bleiben, abgeschätzt werden“, erklärt João Alves, Ko-Autor und Professor an der Universität Wien.

Messen, wie lange Babysterne im Nest bleiben
„Dieser Altersunterschied zwischen den beiden Methoden stellt ein neues und dringend benötigtes Werkzeug dar, um die frühesten Stadien im Leben eines Sterns zu quantifizieren“, so Alves. „Konkret können wir damit messen, wie lange die Baby-Sterne brauchen, bevor sie ihr Nest verlassen“.

Möglich wurden die Messungen durch die hochauflösenden Daten der Gaia-Sondenmission in Verbindung mit bodengestützten Radialgeschwindigkeiten (z. B. aus dem APOGEE-Katalog). „Diese Kombination erlaubt es uns, die Positionen der Sterne mit der Genauigkeit der 3D-Geschwindigkeiten bis zu ihrem Geburtsort zurückzuverfolgen,“ erklärt Miret-Roig. Neue und kommende spektroskopische Durchmusterungen wie WEAVE, 4MOST und SDSS-V werden diese Untersuchung für die gesamte Sonnenumgebung ermöglichen.

Rätselhafter Unterschied
„Astronom*innen verwenden isochrone Altersangaben, seit wir wissen, wie Sterne funktionieren, aber diese Altersangaben hängen von dem jeweiligen Sternmodell ab, das wir verwenden“, sagt Miret-Roig. „Die hochwertigen Daten des Gaia-Satelliten haben es uns nun ermöglicht, das Alter dynamisch, also unabhängig von den Sternmodellen, zu messen und wir waren begeistert, die beiden Uhren zu synchronisieren.“ Während der Berechnungen trat jedoch ein beständiger und rätselhafter Unterschied zwischen den beiden Altersbestimmungs-Methoden auf. „Und irgendwann kamen wir an einen Punkt, an dem wir die Diskrepanz nicht mehr auf Beobachtungsfehler schieben konnten – da wurde uns klar, dass die beiden Uhren höchstwahrscheinlich zwei verschiedene Dinge messen,“ so die Astrophysikerin.

Das Forschungsteam analysierte für die Studie sechs nahe gelegene und junge Sternenhaufen (bis zu 490 Lichtjahre entfernt und 50 Millionen Jahre alt). Dabei zeigte sich, dass die Zeitskala der eingebetteten Phase rund 5,5 Millionen Jahre beträgt (plus/minus 1,1 Millionen Jahre) und von der Masse des Sternenhaufens und der Menge der stellaren Rückkopplung abhängen könnte.

Die Anwendung dieser neuen Technik auf andere junge und nahe der Sonne gelegenen Sternenhaufen verspricht neue Einblicke in die Sternentstehung und das Auseinanderdriften der Sterne, hofft Miret-Roig: „Unsere Arbeit ebnet den Weg für die zukünftige Forschung im Bereich der Sternentstehung und bietet ein klareres Bild davon, wie sich Sterne und Sternhaufen entwickeln. Das ist ein wichtiger Schritt in unserem Bestreben, die Entstehung der Milchstraße und anderer Galaxien zu verstehen.“

Originalpublikation:
Núria Miret-Roig, João Alves, David Barrado, Andreas Burkert, Sebastian Ratzenböck & Ralf Konietzka: Insights into star formation and dispersal from the synchronisation of stellar clocks. In: Nature Astronomy
DOI: 10.1038/s41550-023-02132-4
https://www.nature.com/articles/s41550-023-02132-4

Die Publikation wurde von der Europäischen Union (ERC, ISM-FLOW, 101055318, PI: J. Alves) mitfinanziert. Die geäußerten Ansichten und Meinungen sind jedoch ausschließlich die der Autor*innen und spiegeln nicht unbedingt die der Europäischen Union oder des Europäischen Forschungsrats wider. Weder die Europäische Union noch die Bewilligungsbehörde können für sie verantwortlich gemacht werden.

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• Sternentwicklung

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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: Universität Stuttgart 17. Februar 2023.

17. Februar 2023 – Cygnus X ist eine ausgedehnte Region in etwa 5.000 Lichtjahren Entfernung von der Erde, in der aus Gas und Staub ständig neue Sterne entstehen. Wie genau dieser Prozess abläuft, war bisher nicht bekannt. Ein internationales Team um Nicola Schneider von der Universität zu Köln konnte nun anhand von Beobachtungen mit der fliegende Sternwarte SOFIA zeigen, dass sich in Cygnus X die Gaswolken, aus denen letztlich die neuen Sterne entstehen, in nur einigen Millionen Jahren bilden. Das ist für astronomische Zeitskalen schnell und steht im Widerspruch zur bisherigen Lehrmeinung, nach der dieser Prozess quasi-statisch abläuft und dann typischerweise mehrere hundert Millionen Jahre dauern sollte.

Diese neuen SOFIA-Daten zeigen weiter, dass diese Hochgeschwindigkeits-Gaswolken in Cygnus X im Innern einen dichten Kern aus molekularem Wasserstoff (H₂) aufweisen, der von einer Hülle aus atomarem Wasserstoff (H) umgeben ist. Diese beiden Regionen stehen in einer hochdynamischen Wechselwirkung zueinander, so dass ihre Hüllen mit bis zu zwanzig Kilometern pro Sekunde miteinander kollidieren. „Durch diese hohe Geschwindigkeit wird das Gas zu dichteren, molekularen Gebieten komprimiert, in denen sich neue, hauptsächlich massereiche Sterne bilden“, so Nicola Schneider.

Die Beobachtungen von Cygnus X wurden im Rahmen von SOFIAs internationalem Langzeitprogramm FEEDBACK unter der Leitung von Nicola Schneider und Alexander Tielens (University of Maryland) durchgeführt. Es widmet sich der Frage, welche Prozesse die Sternentstehung hauptsächlich antreiben und wie sich diese zwischen verschiedenen Sternentstehungsgebieten unterscheiden.

Da atomarer Wasserstoff in Sternentstehungsgebieten schwer zu detektieren ist, beobachten Forschende üblicherweise die Spektrallinien des ionisierten Kohlenstoffs (CII) bei 158 Mikrometern, der im interstellaren Gas ein verlässlicher Indikator für das Vorhandensein von atomarem Wasserstoff ist. „Wir brauchen die CII-Beobachtungen, um dieses ansonsten ‚dunkle‘ Gas nachzuweisen“, sagt Dr. Schneider. „Nur mit SOFIA und seinen empfindlichen Instrumenten konnten wir nun zum ersten Mal diese schwache CII-Strahlung aus den Randgebieten einer solchen Wolke messen.“

Nachdem SOFIA seinen Beobachtungsbetrieb zum Ende September 2022 eingestellt hat, sind die bisher gemessenen Daten von großer Bedeutung für die astronomische Grundlagenforschung, denn es gibt kein anderes Observatorium, das in dem Wellenlängenbereich zwischen 30 und 300 Mikrometern beobachten und ausgedehnte Kartierungen anfertigen kann. Das jetzt aktive James Webb-Weltraumteleskop beobachtet im Infrarotbereich bei kürzeren Wellenlängen bis 28 Mikrometer und konzentriert sich auf räumlich kleine Gebiete. „In der Liste der bislang beobachteten FEEDBACK Quellen befinden sich weitere Gaswolken in unterschiedlichen Entwicklungsstadien, in denen wir jetzt die schwache CII-Strahlung in den Randgebieten der Wolken suchen, um ähnliche Wechselwirkungen wie in der Cygnus X Region aufzuspüren“, so Schneider.

„Nicht nur mit seinen verschiedenen Langzeitstudien stellt das SOFIA-Team kommenden Generationen von Astronominnen und Astronomen möglichst umfangreiche und vollständige Datensätze im Ferninfraroten zur Verfügung, die auch weit über SOFIAs eigentliche Betriebszeit hinaus unter verschiedensten Blickwinkeln analysiert werden können“, so Bernhard Schulz, SOFIA Science Mission Operations Deputy Director vom Deutschen SOFIA Institut, das an der Universität Stuttgart SOFIAs Betrieb auf deutscher Seite koordiniert. „Das SOFIA-Datenarchiv wird noch viele spektakuläre Erkenntnisse im Bereich der Sternentstehung und anderen astronomische Forschungsgebieten möglich machen.“

Originalveröffentlichung:
“Ionized carbon as a tracer for the assembly of interstellar clouds”, Nicola Schneider et al. 16. Februar 2023, Nature Astronomy
https://www.nature.com/articles/s41550-023-01901-5

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• Stratosphären-Observatorium SOFIA

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Quelle: ESON 15. Juni 2022.

15. Juni 2022 – Astronom*innen haben anhand von neuen Beobachtungen mit dem Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) komplizierte Details der Sternentstehungsregion 30 Doradus, sichtbar gemacht, die auch unter dem Namen Tarantelnebel bekannt ist. Auf einem hochauflösenden Bild, das heute von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlicht wurde und ALMA-Daten enthält, sehen wir den Nebel in einem neuen Licht: Hauchdünne Gaswolken geben Aufschluss darüber, wie massereiche Sterne diese Region beeinflussen.

„Diese Fragmente könnten die Überreste von einst größeren Wolken sein, die durch die enorme Energie zerfetzt wurden, die von jungen und massereichen Sternen freigesetzt wird – ein Prozess, der als Rückkopplung bezeichnet wird“, erläutert Tony Wong, der die Studie zu 30 Doradus leitete, die heute auf der Tagung der American Astronomical Society (AAS) vorgestellt und im Astrophysical Journal veröffentlicht wurde. Ursprünglich dachten die Astronom*innen, das Gas in diesen Gebieten sei zu dünn und zu sehr von dieser turbulenten Rückkopplung beeinträchtigt, als dass die Schwerkraft es zusammenziehen könnte, um neue Sterne zu bilden. Die neuen Daten zeigen jedoch auch viel dichtere Filamente, in denen die Schwerkraft noch eine wichtige Rolle spielt. „Unsere Ergebnisse deuten darauf hin, dass die Schwerkraft selbst bei sehr starker Rückkopplung einen starken Einfluss ausüben und zu einer Fortsetzung der Sternentstehung führen kann“, fügt Wong hinzu, der Professor an der University of Illinois in Urbana-Champaign in den USA ist.

Der Tarantelnebel befindet sich in der Großen Magellanschen Wolke, einer Begleitgalaxie unserer eigenen Milchstraße, und ist eine der hellsten und aktivsten Sternentstehungsregionen in unserer galaktischen Nachbarschaft, etwa 170.000 Lichtjahre von der Erde entfernt. In seinem Zentrum befinden sich einige der massereichsten Sterne überhaupt. Einige haben mehr als das 150-fache der Masse unserer Sonne, was die Region zu einem idealen Ort macht, um zu untersuchen, wie Gaswolken unter der Schwerkraft kollabieren und neue Sterne bilden.

„Was 30 Doradus so einzigartig macht, ist die Tatsache, dass die Region nah genug ist, um im Detail zu untersuchen, wie Sterne entstehen, und dass ihre Eigenschaften denen ähneln, die man in sehr weit entfernten Galaxien findet, als das Universum noch jung war“, erklärt Guido De Marchi, Wissenschaftler bei der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) und Mitautor der Studie, in der die neuen Forschungsergebnisse vorgestellt werden. „Dank 30 Doradus können wir untersuchen, wie Sterne vor 10 Milliarden Jahren entstanden sind, als die meisten Sterne geboren wurden.“

Während sich die meisten bisherigen Untersuchungen des Tarantelnebels auf sein Zentrum konzentrierten, wissen Astronom*innen seit langem, dass auch anderswo starke Sternentstehung stattfindet. Um diesen Prozess besser zu verstehen, führte das Team hochauflösende Beobachtungen durch, die eine große Region des Nebels abdecken. Mithilfe von ALMA maßen sie die Lichtemission von Kohlenmonoxidgas. Auf diese Weise konnten sie die großen, kalten Gaswolken im Nebel kartieren, die kollabieren und neue Sterne entstehen lassen – und wie sie sich verändern, wenn diese jungen Sterne riesige Mengen an Energie freisetzen.

„Wir hatten erwartet, dass die Teile der Wolke, die den jungen massereichen Sternen am nächsten sind, die deutlichsten Anzeichen dafür zeigen würden, dass die Schwerkraft durch die Rückkopplung überwältigt wird“, ergänzt Wong. „Stattdessen haben wir herausgefunden, dass die Schwerkraft in diesen rückkopplungsexponierten Regionen immer noch wichtig ist – zumindest für Teile der Wolke, die ausreichend dicht sind.“

In dem heute von der ESO veröffentlichten Bild werden die neuen ALMA-Daten mit einem früheren Infrarotbild derselben Region überlagert, das helle Sterne und leicht rosafarbene Wolken aus heißem Gas zeigt, die mit dem Very Large Telescope (VLT) und dem Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy (VISTA) der ESO aufgenommen wurden. Die Kompositaufnahme zeigt die ausgeprägte, netzartige Form der Gaswolken des Tarantelnebels, die ihm seinen spinnenartigen Namen gab. Die neuen ALMA-Daten sind dabei als die hellen rot-gelben Streifen im Bild dargestellt: sehr kaltes und dichtes Gas, das eines Tages kollabieren und Sterne bilden könnte.

Die neuen Forschungsergebnisse enthalten detaillierte Hinweise darauf, wie sich die Schwerkraft in den Sternentstehungsgebieten des Tarantelnebels verhält, aber die Arbeit ist noch lange nicht abgeschlossen. „Es gibt noch viel mehr mit diesem fantastischen Datensatz zu tun, und wir veröffentlichen ihn, um andere Forscher*innen zu neuen Untersuchungen zu ermutigen“, sagt Wong abschließend.

Weitere Informationen
Die hier dargestellten Forschungsergebnisse werden auf dem 240. Meeting der American Astronomical Society (AAS) im Rahmen der Pressekonferenz „Stars, Their Environments & Their Planets” (Mittwoch, 15. Juni, 19:15 CEST / 10:15 PT) präsentiert. Medienvertreter*innen sind herzlich eingeladen den Livestream der Pressekonferenz zu verfolgen, der über den YouTube-Kanal des AAS Press Office öffentlich zugänglich ist: https://www.youtube.com/c/AASPressOffice.

Die beteiligten Wissenschaftler*innen sind T. Wong (Astronomy Department, University of Illinois, USA), L. Oudshoorn (Sterrewacht Leiden, Universiteit Leiden, Niederlande), E. Sofovich (Illinois), A. Green (Illinois), C. Shah (Illinois), R. Indebetouw (Department of Astronomy, University of Virginia, USA und National Radio Astronomy Observatory, USA), M. Meixner (SOFIA-USRA, NASA Ames Research Center, USA), A. Hacar (Department of Astrophysics, Universität Wien, Österreich), O. Nayak (Space Telescope Science Institute, USA), K. Tokuda (Department of Earth and Planetary Sciences, Faculty of Sciences, Kyushu University, Japan und National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences, Japan und Department of Physics, Graduate School of Science, Osaka Metropolitan University, Japan), A. D. Bolatto (Department of Astronomy and Joint Space Science Institute, University of Maryland, USA und NRAO Visiting Astronomer), M. Chevance (Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg), G. De Marchi (European Space Research and Technology Centre, Niederlande), Y. Fukui (Department of Physics, Nagoya University, Japan), A. S. Hirschauer (STSci), K. E. Jameson (CSIRO, Space and Astronomy, Australien), V. Kalari (International Gemini Observatory, NSF’s NOIRLab, Chile), V. Lebouteiller (AIM, CEA, CNRS, Université Paris-Saclay, Université Paris Diderot, Frankreich), L. W. Looney (Illinois), S. C. Madden (Departement d’Astrophysique AIM/CEA Saclay, Frankreich), Toshikazu Onishi (Osaka), J. Roman-Duval (STSci), M. Rubio (Departamento de Astronomía, Universidad de Chile) und A. G. G. M. Tielens (Department of Astronomy, University of Maryland, USA und Leiden).

Über die ESO
Die Europäische Südsternwarte (ESO) befähigt Wissenschaftler*innen weltweit, die Geheimnisse des Universums zum Nutzen aller zu entdecken. Wir entwerfen, bauen und betreiben Observatorien von Weltrang, die Astronom*innen nutzen, um spannende Fragen zu beantworten und die Faszination der Astronomie zu wecken. Außerdem fördern wir die internationale Zusammenarbeit in der Astronomie. Die ESO wurde 1962 als zwischenstaatliche Organisation gegründet und wird heute von 16 Mitgliedsländern (Belgien, Dänemark, Deutschland, Frankreich, Finnland, Irland, Italien, den Niederlanden, Österreich, Polen, Portugal, Schweden, der Schweiz, Spanien, der Tschechischen Republik und dem Vereinigten Königreich) sowie dem Gastland Chile und Australien als strategischem Partner unterstützt. Der Hauptsitz der ESO und ihr Besucherzentrum und Planetarium, die ESO Supernova, befinden sich in der Nähe von München in Deutschland, während die chilenische Atacama-Wüste, ein wunderbarer Ort mit einzigartigen Bedingungen für die Himmelsbeobachtung, unsere Teleskope beherbergt. Die ESO betreibt drei Beobachtungsstandorte: La Silla, Paranal und Chajnantor. Am Standort Paranal betreibt die ESO das Very Large Telescope und das dazugehörige Very Large Telescope Interferometer sowie zwei Durchmusterungsteleskope, VISTA, das im Infraroten arbeitet, und das VLT Survey Telescope für sichtbares Licht. Ebenfalls am Paranal wird die ESO das Cherenkov Telescope Array South betreiben, das größte und empfindlichste Gammastrahlen-Observatorium der Welt. Zusammen mit internationalen Partnern betreibt die ESO auf Chajnantor APEX und ALMA, zwei Einrichtungen zur Beobachtung des Himmels im Millimeter- und Submillimeterbereich. Auf dem Cerro Armazones in der Nähe von Paranal bauen wir „das größte Auge der Welt am Himmel“ – das Extremely Large Telescope der ESO. Von unseren Büros in Santiago, Chile, aus unterstützen wir unsere Aktivitäten im Land und arbeiten mit chilenischen Partnern und der Gesellschaft zusammen.

Über ALMA
Das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) ist eine internationale astronomische Einrichtung, die gemeinsam von der ESO, der US-amerikanischen National Science Foundation (NSF) der USA und den japanischen National Institutes of Natural Sciences (NINS) in Kooperation mit der Republik Chile betrieben wird. Getragen wird ALMA von der ESO im Namen ihrer Mitgliedsländer, von der NSF in Zusammenarbeit mit dem kanadischen National Research Council (NRC), dem Ministry of Science and Technology (MOST) und NINS in Kooperation mit der Academia Sinica (AS) in Taiwan sowie dem Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI). Bei Entwicklung, Aufbau und Betrieb ist die ESO federführend für den europäischen Beitrag, das National Radio Astronomy Observatory (NRAO), das seinerseits von Associated Universities, Inc. (AUI) betrieben wird, für den nordamerikanischen Beitrag und das National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) für den ostasiatischen Beitrag. Dem Joint ALMA Observatory (JAO) obliegt die übergreifende Projektleitung für den Aufbau, die Inbetriebnahme und den Beobachtungsbetrieb von ALMA.

Über das ESON
Die Übersetzungen von englischsprachigen ESO-Pressemitteilungen sind ein Service des ESO Science Outreach Network (ESON), eines internationalen Netzwerks für astronomische Öffentlichkeitsarbeit, in dem Wissenschaftler und Wissenschaftskommunikatoren aus allen ESO-Mitgliedsländern (und einigen weiteren Staaten) vertreten sind. Deutscher Knoten des Netzwerks ist das Haus der Astronomie in Heidelberg.

Fachartikel
https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2209/eso2209a.pdf

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• ESO
• ESO-Projekt *ALMA*

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Quelle: AIP.

17. März 2022. Wenn junge Sterne geboren werden, sind sie oft von einer Wolke aus Gas und Staub umgeben, die zu einer Scheibe abflacht, in der Planeten entstehen können. Das bewilligte Forschungsprojekt konzentriert sich auf den Aufbau und die frühe Entwicklung dieser protoplanetaren Gasscheiben. Eine der zentralen Fragen dabei ist, welche Rolle das Umfeld der Gasscheiben spielt. „Planetenbildung erfolgt bildlich gesprochen innerhalb eines Wimpernschlags nach der Sternentstehung. Wir wollen verstehen, welche festen Bestandteile der Scheibe von ihrer direkten interstellaren Umgebung stammen oder dort gewachsen sind“, erklärt Oliver Gressel, der am AIP die Abteilung Magnetohydrodynamik und Turbulenz leitet. „Wir haben das ehrgeizige Ziel, realistische Simulationen der Entstehung und frühen Entwicklung von protoplanetaren Scheiben zu erstellen und zu verstehen.“ Mit den Mitteln des Consolidator Grants werden Stellen für Promovierende und PostDocs zur Forschung am Thema finanziert, ebenso sollen die Computercluster am Institut erweitert werden – diese sind für die rechenintensiven Simulationen unabdingbar.

Oliver Gressel leitet seit 2021 die Abteilung Magnetohydrodynamik und Turbulenz am AIP. Nach seinem Physikstudium in Tübingen war er bereits für drei Jahre Doktorand am AIP und promovierte an der Universität Potsdam. Es folgten Forschungsaufenthalte in London und Stockholm sowie eine Assistenzprofessur am Niels-Bohr-Institut in Kopenhagen. Im Jahr 2015 erhielt er für seine Leistungen den Johann-Wempe-Preis. Im Jahr 2018 kehrte er mit einem ERC Starting Grant ans AIP zurück.

Der Europäische Forschungsrat (ERC) ist eine von der EU-Kommission eingerichtete Institution zur Förderung grundlagenorientierter Forschung. Zwei Prinzipien zeichnen das Förderverfahren aus: Exzellenz als das alleinige Förderkriterium und ein unabhängiges und transparentes Auswahlverfahren. Der ERC vergibt jährlich ERC Consolidator Grants an exzellente Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler im Zeitraum von sieben bis zwölf Jahren nach der Promotion.

Weitere Informationen

Pressemitteilung ERC

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.

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• Planetenentstehung

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie.

31. Oktober 2019 – Astronomen unter der Leitung von Eduardo Bañados vom Max-Planck-Institut für Astronomie haben eine Gaswolke entdeckt, die Informationen über die Frühphase der Galaxien- und Sternentstehung liefert, bloße 850 Millionen Jahre nach dem Urknall. Die Gaswolke wurde zufällig bei der Beobachtung eines entfernten Quasars gefunden, und sie sieht so aus, wie sich die Astronomen die Vorläufer moderner Zwerggalaxien vorgestellt haben. Was die relativen Häufigkeiten der chemischen Elemente angeht, ist die Wolke dagegen überraschend modern. Das ist nur möglich, wenn sich die ersten Sterne im Universum sehr rasch direkt nach dem Urknall gebildet haben. Die neuen Ergebnisse wurden jetzt im Astrophysical Journal veröffentlicht.

Wenn Astronomen ferne Himmelsobjekte beobachten, dann blicken sie zwangsläufig in die Vergangenheit zurück. Die von Bañados et al. entdeckte Gaswolke ist so weit entfernt, dass ihr Licht fast 13 Milliarden Jahre gebraucht hat, um uns zu erreichen. Dementsprechend zeigt uns das Licht, das uns jetzt erreicht, wie die Gaswolke vor fast 13 Milliarden Jahren aussah, nicht mehr als etwa 850 Millionen Jahre nach dem Urknall. Für Astronomen ist jene Zeit besonders interessant, innerhalb der ersten mehreren hundert Millionen Jahre nach dem Urknall bildeten sich die ersten Sterne und Galaxien – und die Details dieser frühen Entwicklung sind noch weitgehend unbekannt.

Die Entdeckung der außergewöhnlichen Gaswolke verdanken die Astronomen dem Zufall. Bañados, damals an der Carnegie Institution for Science, und seine Kollegen waren dabei, eine Gruppe von Quasaren genauer zu untersuchen. Jene Gruppe von 15 fernen Quasare hatte Ko-Autorin Chiara Mazzucchelli für ihre Doktorarbeit am Max-Planck-Institut für Astronomie zusammengestellt und dazu die entferntesten bekannten Vertreter der Gattung (Rotverschiebung z³6.5) versammelt. Zuerst stellten die Forscher nur fest, dass der Quasar P183+05 ein eher ungewöhnliches Spektrum aufwies. Aber als Bañados dann eine detailreichere Aufnahme eines Spektrums analysierte, die er mit einem der Magellan-Teleskope am Las-Campanas-Observatorium in Chile angefertigt hatte, erkannte er, worum es sich eigentlich handelte: Das Ungewöhnliche in dem Spektrum waren die Spuren einer Gaswolke, die sehr nahe an dem entfernten Quasar lag – eine der entferntesten Gaswolken, die Astronomen bisher haben identifizieren können.

Durchleuchtet von einem fernen Quasar
Quasare sind die extrem hellen aktiven Kerne entfernter Galaxien. Verantwortlich für ihre große Leuchtkraft ist das zentrale supermassereiche Schwarze Loch der Galaxie. Materie, die um dieses schwarze Loch kreist (bevor sie dann hineinfällt), erwärmt sich dabei auf Temperaturen von Hunderttausenden von Grad und sendet deswegen enorme Mengen an Strahlung aus. Die große Helligkeit ermöglicht es Astronomen, Quasare als Hintergrund-Lichtquellen zu nutzen, um Wasserstoff und andere chemische Elemente „in Absorption“ zu beobachten: Befindet sich eine Gaswolke direkt zwischen dem Beobachter und einem entfernten Quasar, absorbiert sie einen Teil des Quasar-Lichts und lässt sich auf diese Weise nachweisen.

Astronomen untersuchen zu diesem Zweck das Spektrum des Quasars, also die regenbogenartige Zerlegung des Lichts in die verschiedenen Wellenlängenbereiche. Die Stärke der Absorption bei unterschiedlichen Wellenlängen liefert Informationen über die chemische Zusammensetzung, Temperatur, Dichte und sogar über die Entfernung der Gaswolke von uns (sowie ihre Entfernung vom Quasar). Verantwortlich dafür ist der Umstand, dass jedes chemische Element einen „Fingerabdruck“ von Spektrallinien hat – jede Linie ein enger Wellenlängenbereich, in dem die Atome dieses Elements Licht besonders gut emittieren oder absorbieren können. Das Vorhandensein eines charakteristischen Fingerabdrucks zeigt das Vorhandensein eines bestimmten chemischen Elements an und lässt sogar Rückschlüsse darauf zu, eine wie große Menge des Elements in der Wolke vorhanden ist.

Spuren der ersten Sterne?
Aus dem Spektrum der neu entdeckten Gaswolke konnten die Forscher sofort erkennen, wie weit die Wolke von uns entfernt ist – und das sie in diesem Falle in die erste Milliarde Jahre kosmischer Geschichte zurückblickten. Sie fanden auch Spuren von mehreren chemischen Elementen wie Kohlenstoff, Sauerstoff, Eisen und Magnesium. Die Menge dieser Elemente war jedoch winzig und entsprach nur rund einem Achthundertstel der Häufigkeit jener Elemente in der Atmosphäre unserer Sonne. Astronomen fassen alle Elemente schwerer als Helium unter den Sammelbegriff „Metalle“ zusammen; die Messung macht die Gaswolke zu einem der metallärmsten (und entferntesten) Himmelsobjekte, das wir kennen. Michael Rauch von der Carnegie Institution of Science, Mitautor der neuen Studie, sagt: „Nachdem wir überzeugt waren, dass wir nur 850 Millionen Jahre nach dem Urknall auf urtümliches Gas gestoßen waren, haben wir uns gefragt, ob dieses System vielleicht sogar die chemischen Fingerabdrücke der allerersten Generation von Sternen enthält.“

Die Suche nach diesen Sternen der ersten Generation, die zur sogenannten „Population III“ gehören, ist eine der wichtigsten Aufgaben die es zu lösen gilt um herauszufinden, was im frühen Universum geschah. Im späteren Universum spielen chemische Elemente, die schwerer als Wasserstoff sind, eine wichtige Rolle, wenn es darum geht, Gaswolken zu Sternen kollabieren zu lassen. Aber diese chemischen Elemente, insbesondere Kohlenstoff, werden ihrerseits erst in Sternen produziert und in Supernova-Explosionen ins All geschleudert. Für die ersten Sterne stand noch kein Kohlenstoff als Kollaps-Beschleuniger zur Verfügung, denn direkt nach der Urknallphase gab es nur Wasserstoff- und Heliumatome. Das macht die ersten Sterne grundlegend anders als alle späteren Sterne.

Die Analyse des Spektrums der Wolke zeigte, dass deren chemische Zusammensetzung alles andere als urtümlich war, sondern erstaunlich genau den relativen Häufigkeiten der Elemente entsprach, wie man sie in den heutigen intergalaktischen Gaswolken findet. Das stellt für die Modelle der Entstehung der ersten Sterne eine beachtliche Herausforderung dar.

So viele Sterne, so wenig Zeit
Insbesondere muss die Entstehung der ersten Sterne diesen Ergebnissen nach bereits deutlich früher begonnen haben muss als zu jener Zeit, zu der wir die Gaswolke beobachten. Es musste nämlich seit Beginn der ersten Sternentstehung genügend Zeit vergangen sein, dass sich das heutige Gleichgewicht einstellen konnte – und die Spuren der frühen Sternchemie von den nachfolgenden Sternexplosionen mindestens einer weiteren Generation von Sternen überlagert werden konnten. Besonders wichtig ist dabei die Rolle der sogenannten Supernovae vom Typ Ia. Solche Supernovae finden rund eine Milliarde Jahre nach der Entstehung der beteiligten Sterne statt. Das schiebt die Entstehung jener Sterne weit in die Vergangenheit, in die Zeit direkt nach dem Urknall.

Nachdem die Astronomen diese eine sehr frühe Wolke gefunden haben, suchen sie systematisch nach weiteren Exemplaren. „Es ist spannend, dass wir die Metallizität und die Elementhäufigkeiten so früh in der Geschichte des Universums messen können. Aber wenn wir die Spuren der allerersten Sterne identifizieren wollen, müssen wir noch weiter in die Vergangenheit vordringen. Ich bin optimistisch, dass wir noch weiter entfernte Gaswolken finden werden, die uns helfen können zu verstehen, wie die ersten Sterne geboren wurden.“

Hintergrundinformationen
Die hier beschriebenen Ergebnisse wurden als Bañados et al., „A metal-poor damped Ly-alpha system at redshift 6.4„, im Astrophysical Journal veröffentlicht.

Die von MPIA-Seite Beteiligten sind Eduardo Bañados (auch Carnegie Institution for Science), Emanuele Farina und Joe Hennawi (beide auch UCSB), Bram P. Venemans und Fabian Walter (auch NRAO), in Zusammenarbeit mit Michael Rauch (Carnegie Institution for Science), Roberto Decarli (INAF Bologna), Chiara Mazzucchelli (ESO), Robert A. Simcoe (MIT-Kavli Center for Astrophysics and Space Research), J. Xavier Prochaska (UCSC), Thomas Cooper (Carnegie Institution for Science), Frederick B. Davies (UCSB) und Shi-Fan S. Chen (MIT-Kavli Center for Astrophysics and Space Research und UC Berkeley).

Der Beitrag Erste Sterne entstanden direkt nach Urknall erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

In der unmittelbaren kosmischen Nachbarschaft zu unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, befinden sich mehrere Zwerggalaxien, welche die deutlich größere und entsprechend massereichere Milchstraße teilweise umrunden. Bei einer dieser Galaxien handelt es sich um die „Große Magellansche Wolke“, die auch unter der englischen Bezeichnung „Large Magellanic Cloud“ (kurz „LMC“) bekannt ist. Mit einer visuellen Helligkeit von 0,9 mag kann diese bereits mit dem bloßen Auge betrachtet werden.

Allerdings muss sich der interessierte Betrachter dazu auf der südlichen Erdhalbkugel befinden, denn nur von dort aus können die beiden Sternbilder Schwertfisch (lateinischer Name „Dorado“) und Tafelberg („Mensa“) beobachtet werden. Die Große Magellansche Wolke befindet sich im Grenzbereich zwischen diesen beiden Sternbildern. Erstmals schriftlich erwähnt wurde sie im Jahr 964 von dem persischen Astronomen Al Sufi in dessen „Buch der Fixsterne“. Der erste Europäer, welcher die Wolke beschrieb, war der portugiesische Seefahrer Ferdinand Magellan, der die LMC während seiner in den Jahren 1519 bis 1521 erfolgten Weltumseglung beobachten konnte.

Ein Studienobjekt für Astronomen
Mit einer Entfernung von lediglich etwa 163.000 Lichtjahren zum Zentrum zu unserer Heimatgalaxie (Raumfahrer.net berichtete über die Ermittlung der Entfernung) ist die LMC einer unserer nächsten kosmischen Nachbarn, was sie zugleich zu einem wichtigen Beobachtungsobjekt für professionelle Astronomen macht. Die etwa 14.000 Lichtjahre durchmessende LMC wird aufgrund ihrer Form und Größe als irreguläre Zwerggalaxie bezeichnet, deren Gestalt sehr wahrscheinlich durch eine gravitative Wechselwirkung sowohl mit der Milchstraße als auch mit einer weiteren Zwerggalaxie, der „Kleinen Magellanschen Wolke“ hervorgerufen wird.

Im Inneren der Großen Magellanschen Wolke laufen diverse aktive Sternentstehungsprozesse ab. Einige der dort befindlichen Sternentstehungsgebiete wie zum Beispiel der Tarantelnebel (NGC 2070) können dabei ebenfalls mit dem bloßen Auge betrachtet werden. Es existieren jedoch noch weitere, genauso interessante Regionen, für deren Beobachtung allerdings ein Teleskop benötigt wird.

Eine am vergangenen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme zeigt gleich zwei dieser Gebiete: Den rötlich leuchtenden Gasnebel NGC 2014 und dessen in bläulichen Farben erscheinenden Nachbarn NGC 2020. Obwohl diese beiden Gasnebel von ihrer chemischen Zusammensetzung her sehr verschieden sind, wurden beide Wolken durch vergleichbare Prozesse geformt. Stellare Winde verteilen das Gas im Weltall und junge, extrem heiße Sterne regen es zum Leuchten an.

NGC 2014
Der Nebel NGC 2014, welcher erstmals im Jahr 1826 von dem schottischen Astronomen James Dunlop beschrieben wurde, setzt sich in erster Linie aus Wasserstoff zusammen. Im Inneren des Nebels befindet sich eine Ansammlung von jungen, heißen Sternen. Die energiereiche Strahlung dieser relativ jungen Sterne schlägt Elektronen aus den Atomen des umliegenden Wasserstoffgases heraus. Dieser sogenannte Ionisationsprozess führt zu dem charakteristischen roten Leuchten des Gases. Zusätzlich zu dieser starken Strahlung produzieren massereiche junge Sterne aber auch starke stellare Winde, welche schließlich dazu führen, dass das in ihrer Umgebung befindliche Gas sich „zerstäubt“ und von den Sternen wegströmt.

NGC 2020
Links von NGC 2014 befindet sich ein einzelner heller und sehr heißer Stern. Dieser Stern gehört der seltenen Klasse der sogenannten Wolf-Rayet-Sterne an. Diese relativ kurzlebigen stellaren Objekte sind sehr heiß – ihre Oberfläche kann mehr als zehn mal so heiß sein wie die Oberfläche unserer Sonne – und zudem sehr hell. Somit dominieren Wolf-Rayet-Sterne die Gebiete um sie herum.

Der betreffende Stern hat durch die von ihm ausgehenden Sternwinde das in seiner Umgebung befindliche Gas „ausgehöhlt“. Mittlerweile scheint er dadurch bedingt von einer blasenartigen Struktur umgeben zu sein – der Gaswolke NGC 2020. Die ausgeprägte bläuliche Farbe dieses Objektes wird ebenfalls durch die auf das Gas einwirkende Strahlung verursacht. Jedoch wird in diesem Fall Sauerstoff statt Wasserstoff ionisiert.

Die verschiedenen „Färbungen“ von NGC 2014 und NGC 2020 sind somit das Ergebnis der unterschiedlichen chemischen Zusammensetzungen des umliegenden Gases sowie der unterschiedlichen Temperaturen der Sterne, welche für das Leuchten der Gaswolken verantwortlich sind. Der Abstand zwischen den Sternen und der zugehörigen Wolke spielt bei diesem Prozess ebenfalls eine Rolle.

Die hier gezeigte Aufnahme wurde mit Hilfe des „FOcal Reducer and low dispersion Spectrographs“ (kurz FORS2, wörtlich übersetzt „Brennweitenreduzierer und niedrig auflösender Spektrograf“) erstellt – einem der Instrumente, mit denen das von der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den chilenischen Anden betriebenen Very Large Telescope (kurz „VLT“) ausgestattet ist. Das Bild stammt dabei aus dem „Cosmic Gems“-Programm der ESO. Hierbei handelt es sich um eine ESO-Initiative zur Erstellung von astronomischen Aufnahmen für die Bildungs- und Öffentlichkeitsarbeit. Das Programm nutzt hauptsächlich Beobachtungszeiten, während derer die Beobachtungsbedingungen nicht den strengen Ansprüchen einer wissenschaftlichen Beobachtungsarbeit genügen.

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• Magellansche Wolken

Der Beitrag Zwei Gaswolken in der kosmischen Nachbarschaft erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: ESO.

ALMA beobachtete dazu die Gaswolke SDC 335.579-0.292 (SDC steht für Spitzer Dark Cloud – also eine vom Infrarot-Weltraumteleskop Spitzer entdeckte dunkle Gaswolke). Neben Spitzer haben auch die Weltraumteleskope Hubble und Herschel diese Gaswolke aufgenommen, um über möglichst viele Wellenlängen dieses Objekt beobachten zu können. ALMA arbeitet von diesen Systemen mit den größten Wellenlängen, kann als großräumiger Teleskopverbund aber dennoch viel höhere Auflösungen und Empfindlichkeiten erreichen als die Weltraumteleskope. Daher konnte erst auf den ALMA-Bildern genau erkannt werden, wie viel Material vorhanden ist und wie die Dynamik dieser Gaswolke ist.

Im Inneren von SDC 335.579 befinden sich demnach zwei Massenzentren (MM1 und MM2 genannt), in denen sich große Mengen an Gas bereits relativ stark konzentriert haben. Aus diesen beiden Strukturen werden sich voraussichtlich durch weiteren Kollaps zwei Sterne bilden. MM1 besitzt dabei derzeit um die 545 Sonnenmassen, MM2 etwa 65. Diese Zahlen sind zwar mit sehr großen Unsicherheiten behaftet (so könnten beide auch mehr als doppelt so schwer oder auch zwei Drittel leichter sein), aber dennoch ist MM1 der wohl schwerste Protostern der jemals in der Milchstraße beobachtet wurde. Zu diesen Protosternen kommen noch 6 Filamente – also Gasströme, die in diese Zentren hineinströmen. Diese Filamente wurden mit F1 bis F6 bezeichnet. Alle Filamente strömen dabei in MM1, lediglich F2 strömt in MM2 hinein.

Wenn die Protosterne weiter kollabieren beginnt in ihnen irgendwann die Kernfusion. Durch den dann einsetzenden Sternwind wird eine Menge Material fortgeblasen, wodurch nicht das ganze Material des Protosterns auch Teil des Sterns werden kann. Daher wird aus MM1 vermutlich nur ein Stern von rund 100 Sonnenmassen entstehen, obwohl mehr als das fünffache dieser Masse zur Verfügung stehen würde. Aber auch ein solcher Stern würde zu den größten überhaupt bekannten gehören und damit ein sehr seltenes Exemplar darstellen. Zum einen enstehen überhaupt nur sehr wenige Sterne dieser Größe, zum anderen gilt, dass je größer ein Stern ist, umso größer auch seine Fusionsrate ist. Daher haben größere Sterne ein viel kürzeres Leben als kleinere und explodieren schon nach wenigen Millionen Jahren in einer Supernova, während kleinere Sterne viele Milliarden Jahre bestehen bleiben können.

Fachartikel:

• Global collapse of molecular clouds as a formation mechanism for the most massive stars (erscheint in Astronomy & Astrophysics)

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• Sternentstehung

Der Beitrag ALMA beobachtet Geburt eines Monstersterns erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Astronomen hatten schon länger die Vermutung, dass Galaxien an Masse gewinnen, indem sie Material aus ihrer Umgebung einsaugen, welches anschließend für die Bildung neuer Sterne verwendet wird. Allerdings erwies es sich in der Vergangenheit als sehr kompliziert, diesen Prozess auch direkt zu beobachten. Jetzt hat ein internationales Astronomenteam mit dem von der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den chilenischen Anden betriebenen Very Large Telescope (kurz „VLT“) im Sternbild Tucana (zu deutsch „Tukan“) eine sehr seltene Anordnung zwischen einer entfernten Galaxie und einem noch weiter entfernten Quasar untersucht.

Bei einem Quasar handelt es sich um den extrem hellen Kernbereich einer aktiven Galaxie, welche sich in einer sehr großen Entfernung zu unserer Heimatgalaxie befindet und gewaltige Energiemengen abstrahlt. Im sichtbaren Licht erscheinen diese Objekte dabei nahezu punktförmig. Ihre Leuchtkraft, so die gängige Theorie, wird durch die Aktivität von einem supermassereichen Schwarzen Loch erzeugt, welches sich im Zentrum dieser Galaxie befindet. Die von ihnen erzeugte große Helligkeit macht Quasare quasi zu „kosmischen Leuchtfeuern“, deren nähere Untersuchung es den Astronomen und Astrophysikern ermöglicht, die Anfänge der Entstehungsgeschichte unseres Universums und die Entstehung der ersten Sterne und Galaxien näher zu analysieren und zu interpretieren.

Im Falle der jetzt erfolgten Beobachtungen muss das von dem Quasar ausgehende Licht zuerst die im Vordergrund befindliche Galaxie und das sie umgebende Material durchlaufen, bevor es die Erde erreicht. Beim Passieren der Gaswolken werden allerdings einige Wellenlängen des Lichts absorbiert. Das Muster dieser „Absorptionsfingerabdrücke“ enthüllt den Astronomen eine Vielzahl an Informationen bezüglich der Bewegungen des Gases und über dessen chemische Zusammensetzung. Dadurch ist es möglich, die Eigenschaften des Gases um der vom ihm umgebenen Galaxie im Detail zu untersuchen. Ohne den im Hintergrund befindlichen Quasar wären viele dieser Informationen im Verborgenen geblieben, da die Gaswolken keine eigene Strahlung aussenden und auf direkt angefertigten Aufnahmen nicht erkennbar sind.

„Diese Art von Anordnung ist sehr selten und hat es uns ermöglicht, einzigartige Beobachtungen durchzuführen“, so Nicolas Bouché vom Research Institute in Astrophysics and Planetology (IRAP) in Toulouse/Frankreich und Erstautor eines entsprechenden Fachartikels. „Mit dem Very Large Telescope der ESO waren wir in der Lage sowohl die Galaxie selbst als auch das umliegende Gas zu beobachten. Erst das führte letztendlich dazu, dass wir ein wichtiges Problem der Galaxienentstehung angehen konnten: Wie wachsen Galaxien und wie nähren sie die Sternentstehung?“

Galaxien brauchen ihr ursprünglich vorhandenes Gasreservoir relativ schnell auf, indem sich in ihrem Inneren permanent neue Sterne entwickeln. Um diese Sternentstehungsprozesse jedoch auch über längere Zeiträume hinweg aufrecht erhalten zu können, müssen die Galaxien einen steten Zustrom an „frischem Material“ erleben. Die Astronomen hatten bereits vermutet, dass die Lösung dieses Problems darin besteht, dass Galaxien durch ihre gravitative Anziehungskraft kaltes Gas aus der galaktischen Umgebung ansaugen. In diesem Szenario zieht eine Galaxie Gas aus der Umgebung an, welches dann zuerst um die Galaxie kreist und zusammen mit dieser rotiert, bevor es schließlich in die Galaxie eindringt und sich dort in Sternentstehungsgebieten konzentriert.

Obwohl bereits in der Vergangenheit einige Anzeichen einer solchen Akkretion in Galaxien beobachtet wurden, konnten die Bewegung des Gases und seine weiteren Eigenschaften bisher nicht vollständig untersucht werden. Im Rahmen der jetzt durchgeführten Beobachtungen konnte deutlich nachgewiesen werden, dass sich das Material in Richtung der Galaxie und nicht etwa von ihr weg bewegt. Zusätzlich konnte dabei die Zusammensetzung des Gases ermittelt werden.

Für ihre Untersuchungen benutzten die Astronomen zwei Instrumente, welche am VLT montiert sind. Das SINFONI-Instrument (kurz für „Spectrograph for Integral Field Observations in the Near Infrared“, zu deutsch „Spektrograph für integrierte Feldbeobachtungen im Nah-Infrarot“) hat dabei die Bewegungen des Gases innerhalb der beobachteten Galaxie registriert. UVES (kurz für „Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph“, zu deutsch „Ultravioletter und visueller Echelle-Spectrograf“) hat dagegen die Effekte des Gases um die Galaxie auf das Licht des weiter entfernten Quasars enthüllt. Durch den Einsatz dieser beiden Instrumente konnten sowohl die Rotation der Galaxie als auch die Zusammensetzung und die Bewegung des Gases außerhalb der Galaxie beobachtet werden.

„Die Eigenschaften dieser enormen Menge an umliegendem Gas fielen genau so aus, wie wir sie für kaltes Gas, das in die Galaxie gezogen wird, erwartet haben“, erklärt Michael Murphy von der Swinburne University of Technology in Melbourne/Australien. „Das Gas bewegt sich wie erwartet und die Gasmenge und die Zusammensetzung sind in etwa so wie erwartet und passen perfekt zu den Modellen. Es ist wie zur Fütterungszeit für die Löwen im Zoo – diese bestimmte Galaxie hat einen gewaltigen Appetit und wir haben herausgefunden, wie sie sich selbst füttert, um so schnell zu wachsen.“

„In diesem Fall hatten wir das Glück, dass der Quasar sich genau am richtigen Ort befindet, so dass sein Licht das Gas durchqueren muss. Die nächste Generation von noch größeren Teleskopen wird Untersuchungen mit mehreren Sichtlinien pro Galaxie ermöglichen und somit ein vollständiges Bild bieten“, erklärt Crystal Martin von der University of California in Santa Barbara/USA, welche ebenfalls an den Untersuchungen beteiligt war.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden am 5. Juli 2013 unter dem Titel „Signatures of Cool Gas Fueling a Star-Forming Galaxy at Redshift 2.3“ in der Fachzeitschrift „Science“ publiziert.

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• Aktive Galaktische Kerne – Quasare – supermassive Schwarze Löcher
• Galaxien – Entstehung und Entwicklung

Fachartikel von Nicolas Bouché et al.:

• Signatures of Cool Gas Fueling a Star-Forming Galaxy at Redshift 2.3 (Abstact, engl.)

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, Wikipedia.

Einer der bekanntesten Emissionsnebel am nördlichen Sternenhimmel ist der Nordamerikanebel im Sternbild Schwan, welcher aufgrund seiner guten Sichtbarkeit und der Detailfülle auch ein beliebtes Fotoobjekt für Amateurastronomen darstellt. Seinen Namen erhielt NGC 7000, so seine Fachbezeichnung im „New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars“, aufgrund seiner Form, welche an eine Landkarte des nordamerikanischen Kontinents erinnert. Besonders auffällig ist dabei eine gewisse Ähnlichkeit seiner Umrisse mit dem Golf von Mexiko.

Tatsächlich ist NGC 7000 eine etwa 1.800 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernte Gaswolke aus ionisiertem Wasserstoff, welche im sichtbaren Licht über eine Winkelausdehnung von 120 x 100 Bogenminuten verfügt. Auf lang belichteten Aufnahmen erscheint der Nebel in einer tiefroten Farbe. Entdeckt wurde der Nebel im Jahr 1891 auf Fotoaufnahmen, welche von dem Astronomen Max Wolf aus Heidelberg angefertigt wurden.

NGC 7000 wurde jetzt von einem Astronomenteam um Louisa Rebull vom California Institute of Technology in Pasadena in vier verschiedenen infraroten Wellenbereichen abgelichtet. Die Astronomen verwendeten dazu das Weltraumteleskop Spitzer. Bereits auf den ersten Blick zeigte sich, dass die im sichtbaren Licht so markante Gestalt im infraroten Wellenbereich kaum noch zu erkennen ist. „Es ist aufregend zu sehen, wie sehr sich diese Bilder von den Aufnahmen im sichtbaren Bereich unterscheiden und wieviel mehr wir im Infrarotbereich sehen können“, so Louisa Rebull. „Die Spitzer-Aufnahmen enthüllen uns eine Vielzahl von Details, welche den Staub und die jungen Sterne in dem Nebel zeigen.“

Möglich ist dies, da das Spitzer-Teleskop nicht im sichtbaren, sondern im Infrarotbereich arbeitet und so die von dieser Region ausgehende Wärmestrahlung registriert. Insgesamt entdeckten die Astronomen auf den Aufnahmen mehr als 2.000 bislang unbekannte junge Sterne in der Region, welche sich in unterschiedlichen Stadien ihrer Entwicklung befinden.
Bislang waren in dieser Region nur etwa 200 junge Sterne bekannt. Erst durch die Infrarotsensoren des Weltraumteleskops konnten die neu entdeckten Sterne durch deren Wärmestrahlung sichtbar gemacht werden. Viele dieser Sterne sind von dichten Scheiben aus Gas und Staub umgeben, so dass sie im sichtbaren Licht nicht erkennbar sind. Die Astronomen hoffen, durch die Identifizierung weiterer Sterne in dieser Region die bisher eher vage Entfernungsangabe von 1.800 Lichtjahren noch weiter verfeinern zu können.

Der Nordamerikanebel verdankt sein auffälliges Leuchten im sichtbaren Licht der Existenz von jungen und relativ massereichen Sternen. Sie strahlen im energiereichen ultravioletten Wellenbereich so intensiv, dass sie den im Inneren des Nebels vorhandenen Wasserstoff teilweise ionisieren und zum Aussenden einer sichtbaren Lichtstrahlung, der sogenannten H-alpha-Strahlung, anregen.

Derzeit ist allerdings noch nicht geklärt, welche Sterne im Bereich des Nordamerikanebels für die Erzeugung der H-alpha-Strahlung verantwortlich sind. Die Astronomen vermuten aufgrund der Spitzer-Aufnahmen, dass sich diese Sterne im Bereich des „Golf von Mexiko“ hinter dichten Konzentrationen von Gas und Staub verbergen. Speziell im Bereich der infraroten Wellenlänge von 24 Mikrometern zeigt sich, dass der Nebel aus dieser Region heraus intensiv beleuchtet wird. Dabei, so die Aussage der Astronomen, wird die Strahlung von den Staubkonzentrationen reflektiert.
Für die Erstellung der Aufnahmen wurden die Infrared Array Camera (IRAC), welche vier Kanäle mit verschiedenen Wellenlängen simultan verwendete, und das Multiband Imaging Photometer (MIPS) des Weltraumteleskops eingesetzt. Blau repräsentiert dabei die Strahlung bei Wellenlängen von 3,6 und 4,5 Mikrometern, Grün steht für 8 Mikrometer und Rot für 24 Mikrometer. Die Beobachtungen des Nordamerikanebels wurden durchgeführt, bevor dem Weltraumteleskop Mitte Mai 2009 das zur Kühlung der Instrumente eingesetzte Helium ausging. Mittlerweile können nur noch Beobachtungen in den Wellenbereichen von 3,6 und 4,5 Mikrometern durchgeführt werden. Die NASA hofft trotzdem, das Weltraumteleskop noch bis zum Jahr 2014 nutzen zu können.

Raumcon-Forum:

• SPITZER ist Spitze
• Emissionsnebel
• Planetarische Nebel

Der Beitrag Der Emissionsnebel NGC 7000 im Sternbild Schwan erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA, STScI.

Entdeckt wurde die intensiv grün leuchtende Gaswolke in einer Entfernung von rund 650 Millionen Lichtjahren 2007 in den Daten des Sloan Digital Sky Survey, einer kompletten Himmelsdurchmusterung. Im Rahmen des Projektes Galaxy Zoo (Galaxienzoo) war die interessierte Öffentlichkeit aufgefordert, Bilder der Durchmusterung herunterzuladen, durchzugehen und darauf abgebildete Galaxien zu klassifizieren. Im Verlaufe dieser Arbeit wurde die grüne Gaswolke in der Nähe der Spiralgalaxie IC 2457 als Hanny’s Voorwerp (Voorwerp, niederländisch für Objekt) bekannt.

Mittlerweile haben Beabachtungen mit neuen bzw. instandgesetzten Instrumenten des Hubble Space Telescope, Wide Field Camera 3 (WFC 3) und Advanced Camera for Surveys (ACS), schärfere Bilder gewonnen. Ebenso geben Untersuchungen im Bereich der Radiowellen weitere Aufschlüsse über die Umgebung des seltsamen Objekts. Demnach handelt es sich um eine Gaswolke, welche die komplette Galaxie IC 2457 in einem 300.000 Lichtjahre breiten Ring umgibt. Das Leuchten in nur einer bestimmten, 44.000 mal 136.000 Lichtjahre messenden Region wird durch einen intensiven Strahl verursacht, der von einem Quasar im Zentrum der Galaxie ausging. Mittlerweile ist der Strahl allerdings versiegt, das verursachende Schwarze Loch ist gegenwärtig inaktiv. Wir sehen aber das von der Gaswolke reflektierte Licht aufgrund des längeren Lichtweges noch heute.

Zusätzlich wurde ein massiver Materiestrom entdeckt, der von der Galaxie zur Wolke führt. Dieser schirmt einen Teil der Strahlung ab und wirft sozusagen einen Schatten. Deshalb erscheint in einer bestimmten Region von Hanny’s Voorwerp ein deutlich erkennbares dunkles Loch. Außerdem verdichtet der Gasstrom die Wolke und verursacht dadurch die Entstehung neuer Sterne. Die jüngsten von ihnen existieren erst seit einigen Millionen Jahren.

Die hohe Aktivität des Kerns von IC 2457 führt man auf eine Galaxienkollision vor einigen Milliarden Jahren zurück. Noch heute sind die Spiralarme „in Bewegung“, wie aus den Hubble-Daten hervorgeht.

Veröffentlicht wurden die neuen Erkenntisse am 10. Januar vom Space Telescope Science Institute. Die grüne Farbe der Wolke entsteht dadurch, dass der Sauerstoff durch die eintreffende Strahlung angeregt wird und anschließend in alle Richtungen überwiegend eine Frequenz im sichtbaren Licht abstrahlt. Auch bei Polarlichtern stammt das grüne Licht vom Sauerstoff.

Raumcon:

• Hanny’s Voorwerp – Rätselhaftes grünes Objekt

Der Beitrag Ergebnisse zu grünem Objekt (Hanny’s Voorwerp) erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: Rachel Courtland, New Scientist.

Nicht umsonst werden die Naturkonstanten für konstant gehalten: Die Grundfesten der Physik sollten an allen Stellen des Universums zu allen Zeiten die gleichen gewesen sein und heute noch sein. Jetzt ergaben Messungen von Radiostrahlung einer weit entfernten Gaswolke einen Hinweis, dass einige fundamentale Grundwerte vielleicht doch nicht so fix sind, und verstärken Überlegungen, dass es an der Zeit sein könnte, das Standardmodell der Elementarteilchenphysik radikal zu überdenken.
Der Anstoß kommt von einer rund 2,9 Milliarden Lichtjahre weit entfernten Gaswolke, die von Radiowellen eines hinter ihr liegenden supermassiven Schwarzen Loches (PKS 1413+135) durchdrungen wird. Hydroxyl-Radikale (.OH) in der Gaswolke absorbieren Radiostrahlung bestimmter Wellenlängen und strahlen sie auf anderen Frequenzen wieder ab. Dies führt zu einer so genannten Konjugation bei der aus der entsprechenden Himmelsgegend kommenden beobachtbaren Radiostrahlung: Eine Senke im Spektrum kennzeichnet den Bereich der absorbierten Strahlung, eine Spitze den der von der Gaswolke gewissermaßen verstärkten Bereich.

Senke und Spitze haben im konkreten Fall dieselbe Form, was für ein und dieselbe Quelle, die besagte Gaswolke, spricht. Allerdings ist der frequenzmäßige Abstand von Senke und Spitze nicht genau so groß, wie es bei einer durch Hydroxyl-Radikale verursachten Konjugation zu erwarten wäre, fand Nissim Kanekar vom indischen nationalen Zentrum für Radioastrophysik in Pune mit Kollegen heraus.

Der frequenzmäßige Abstand ist abhängig von drei Naturkonstanten: Dem Masseverhältnis zwischen Proton und Elektron, einer Kennzahl für die Reaktion eines Protons auf ein Magnetfeld und der Feinstrukturkonstante Alpha, auch Sommerfeldkonstante genannt. Laut Kanekar ist die festgestellte Abstandsdifferenz ein Indiz dafür, dass eine oder mehrere der Konstanten im Gebiet der Gaswolke früher möglicherweise einen anderen Wert hatten.

Wenn sich dies tatsächlich so verhält, sind die daraus resultierenden Unterschiede zahlenmässig zwar nur sehr gering. Ist die Abstandsdifferenz z. B. allein Folge einer ehemals anderen Feinstrukturkonstante, würde dies bedeuten, dass ebendiese Konstante vor 3 Milliarden Jahren rund 0,00031 Prozent kleiner war. Aber selbst derart geringe Unterschiede würden eine neue, grundlegendere Theorie zur Teilchenphysik erforderlich machen, glaubt Michael Murphy von der Technischen Universität Swiburne im australischen Melbourne.

Auch andere Messungen, die Murphy mit Kollegen vornahm, gaben einen Hinweis auf ein früher kleineres Alpha. Untersucht worden war das sichtbare Licht von einem weit entfernten Quasar beim Durchgang durch in der Sichtlinie liegende Gaswolken, wobei man sich nicht sicher war, ob alles registrierte Licht aus derselben Himmelsgegend kam – was aber entscheidend ist für die Bewertung des Beobachteten.

Zur Zeit sei die Beobachtung von Radiowellen eine vielversprechende Methode für den sicheren Nachweis einer Veränderlichkeit der Feinstrukturkonstanten, ist Jeffrey Newmann von der US-amerikanischen Universität Pittsburgh in Pennsylvania überzeugt. Allerdings handle es sich zunächst um nicht mehr als erste Hinweise.

Die von Kanekar und seiner Arbeitsgruppe vermutete Abstandsdifferenz könnte einfach Folge einer Art Lichtverschmutzung durch Licht von anderen Gasansammlungen sein. Um dies auszuschließen, beobachtet man seit Mai 2010 mit dem Radioteleskop im puertorikanischen Arecibo.

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Ein Beitrag von Thomas Hofstätter. Quelle: NASA.

Aus den Aufnahmen des Burst Alert Telescope (BAT) an Board des Swift-Weltraumteleskops lässt sich ableiten, dass Schwarze Löcher in kollidierenden Galaxien höhere Mengen an Energie ausstrahlen, als andere. Die Daten erlauben daher Einblicke in die mögliche Zukunft des Schwarzen Lochs im Zentrum unserer Milchstraße, die in ferner Zukunft mit Andromeda (M31) kollidieren wird.

Der Ausstoß von Energie eines Active Galaxy Nuclei (AGN) steigt in der Nähe eines Schwarzen Lochs. Dabei wird etwa 10 Milliarden Mal mehr Energie abgegeben, als bei unserer Sonne. Dass eine Kollision dem zentralen Schwarzen Loch einer Galaxie mehr Energie zur Verfügung stellt, wurde schon von Theoretikern vermutet, jetzt aber von Swift bestätigt.

Vor den Untersuchungen durch das Swift-Weltraumteleskop war es nicht möglich, Aussagen über die Mehrheit der AGNs zu treffen, da diese von dichten Gaswolken umgeben sind. Diese blockieren ultraviolettes und sichtbares Licht. Infrarotaufnahmen werden meist von anderen Objekten (zum Beispiel Sternentstehungsregionen) in der Nähe beeinflusst und sind daher nicht gut verwendbar.

BAT hat bis jetzt den größten Katalog an Galaxien in harter Röntgenstrahlung aufgenommen. Es ist in der Lage, AGNs bis zu einer Entfernung von 650 Millionen Lichtjahren aufzunehmen. Dadurch sind die Wissenschaftler in der Lage, viele verschiedene AGNs miteinander zu vergleichen.

Die Studie wird am 20. Juni in “The Astrophysical Journal Letters” veröffentlicht.

Verwandte Websites:

• NASA Release

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