Quellen: NASA, STScI/AURA

29. Dezember 2023 – Das Hubble-Weltraumteleskop nahm dieses Bild einer Sternexplosion am 7. Juli 2003 auf, die in der nahe gelegenen Großen Magellanschen Wolke Trümmerteile auswarf. Seit seinem Start im Jahr 1990 hat Hubble unser Verständnis des Universums grundlegend verändert. Mit über 1,5 Millionen Beobachtungen und mehr als 20.000 veröffentlichten Artikeln über seine Entdeckungen ist Hubble die produktivste wissenschaftliche Mission in der Geschichte der NASA.

Übersetzung DeepL.com / Stefan Goth

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• Hubble

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Quelle: UP, 27. April 2023.

In der im Journal „Astronomy & Astrophysics“ veröffentlichten Studie betrachteten die beiden Nachwuchswissenschaftler ein bekanntes Doppelsternsystem, also zwei Sterne, die um einen gemeinsamen Schwerpunkt rotieren, und analysierten Daten von verschiedenen Teleskopen am Boden und im All. Sie fanden heraus, dass die Sterne aus der Nachbargalaxie „Kleine Magellansche Wolke“ miteinander im Kontakt stehen und Material austauschen, wobei der eine Stern den anderen „nährt“. Sie umkreisen sich alle drei Tage und sind die massivsten bisher bekannten Doppelsterne.

Vergleicht man die Ergebnisse mit theoretischen Modellen der Entwicklung von Doppelsternsystemen, so wird der Stern, der derzeit Material verliert, zuerst zu einem Schwarzen Loch kollabieren und nach einiger Zeit beginnen, Material von seinem Sternbegleiter abzusaugen. Der Begleiter wird daraufhin ebenfalls zu einem Schwarzen Loch. Diese Schwarzen Löcher werden sich innerhalb weniger Millionen Jahre bilden und einander für viele Milliarden Jahre umkreisen, um schließlich mit einer solchen Kraft zu kollidieren, dass sie Gravitationswellen – Verschiebungen im Raumzeitkontinuum – erzeugen.

Doktorand Matthew Rickard, leitender Autor der Studie vom University College London, sagt: „Dank der Gravitationswellendetektoren Virgo und LIGO wurden in den letzten Jahren Dutzende verschmelzender Schwarzer Löcher entdeckt. Bisher haben wir jedoch noch keine Sterne beobachtet, die zu Schwarzen Löchern dieser Größe kollabieren und in einer Zeitspanne verschmelzen, die kürzer ist als das Alter des Universums. Unser am besten passendes Entwicklungsmodell legt nahe, dass diese Sterne in 18 Milliarden Jahren zu Schwarzen Löchern verschmelzen werden. Die Entdeckung von Sternen auf diesem Entwicklungspfad so nah an unserer Galaxis bietet uns eine hervorragende Gelegenheit, noch mehr über die Entstehung dieser Systeme zu erfahren.“

Co-Autor Daniel Pauli, Doktorand an der Universität Potsdam, ergänzt: „Dieses Kontakt-Doppelsternsystem ist das massivste, was bisher beobachtet wurde. Der kleinere und heißere Stern besitzt 32 Sonnenmassen und verliert aktuell Material an seinen 55 Sonnenmassen schweren Begleiter.“
In ihrer Studie haben die Wissenschaftler verschiedene Wellenlängenbereiche des Doppelsternsystems spektroskopisch vermessen, von ultraviolettem über sichtbares bis hin zu infrarotem Licht. Dazu verwendeten sie unter anderem Daten des NASA Hubble Space Telescope (HST) und des Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) vom ESO Very Large Telescope in Chile. Mit diesen Daten haben sie die Radialgeschwindigkeit der Sterne, die angibt wie schnell sie sich zu uns hin oder von uns wegbewegen, sowie ihre Massen, Helligkeiten, Temperaturen und Umlaufbahnen bestimmt. Schließlich passten sie diese Parameter mit einem Entwicklungsmodell an.

Ihre spektroskopische Analyse zeigt, dass die äußere Hülle des kleineren Sterns durch den größeren Stern aufgesaugt wurde. Sie beobachteten auch, dass die Radien beider Sterne die Roche-Grenze, also die Region um einen Stern, in der Material durch die Gravitation an den Stern gebunden ist, überschreiten. Die Beobachtung belegt, dass Material vom kleineren Stern auf den Begleiter übergeht.

Zur künftigen Entwicklung der Sterne erklärt Rickard: „Der kleinere Stern wird in nur 700.000 Jahren zu einem Schwarzen Loch kollabieren, entweder in einer spektakulären Supernova-Explosion oder auch ohne Explosion aufgrund seiner Masse. Für etwa drei Millionen Jahre werden beide unbequeme Nachbarn sein, bevor das erste Schwarze Loch anfängt, Masse von seinem Begleiter anzuziehen und sich an ihm ‚zu rächen‘.“
Pauli, der die Modellierungen durchgeführt hat, fügt hinzu: „Nach nur 200.000 Jahren, einem astronomischen Augenblick, wird der Begleitstern ebenfalls zu einem Schwarzen Loch kollabieren. Die beiden massereichen Sterne werden einander weiterhin für einige Milliarden Jahre umkreisen. Langsam werden sie durch die Abgabe von Gravitationswellen Energie verlieren, bis sie sich immer schneller im Sekundentakt umkreisen und schließlich in 18 Milliarden Jahren miteinander verschmelzen, während sie über Gravitationswellen enorme Energiemengen freisetzen.“

Link zur Publikation: M. J. Rickard and D. Pauli, A low-metallicity massive contact binary undergoing slow Case A mass transfer: A detailed spectroscopic and orbital analysis of SSN 7 in NGC 346 in the SMC, Astronomy & Astrophysics,

Pressemeldung des University College London: https://www.ucl.ac.uk/news/2023/apr/most-massive-touching-stars-ever-found-will-eventually-collide-black-holes

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• Sternentwicklung
• Schwarze Löcher

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Quelle: DLR.

„Ein First Light Ereignis ist immer ein bewegender Moment. Nach vielen Jahren der Vorbereitung, des Baus und nach einem Bilderbuchstart in der kasachischen Steppe sehen wir nun, dass sich alle Anstrengungen gelohnt haben. Das Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik hat hier ganze Arbeit geleistet und wir sind sehr froh, dass diese wichtige deutsche Mission nun seine Arbeit aufnehmen kann“, freut sich Dr. Thomas Mernik, eROSITA-Projektleiter im Raumfahrtmanagement des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR), mit dessen Unterstützung eROSITA vom Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik (MPE) gebaut wurde, in Washington, DC. Dort auf dem 70. International Astronautical Congress 2019 und in Deutschland am MPE in Garching wurde das Ereignis gemeinsam mit den russischen Partnern entsprechend gefeiert. Denn neben dem deutschen Röntgenteleskop ist auch das russische ART-XC mit an Bord der russischen Raumsonde Spektrum-Röntgen-Gamma (SRG).

„First Light“ mit kurzer Verzögerung
eROSITA besteht aus sieben einzelnen Teleskopmodulen, die das einfallende Röntgenlicht aus den heißen Quellen des Universums sammeln. Seit dem Start von SRG am 13. Juli 2019 haben die Techniker und Astrophysiker des MPE an der Inbetriebnahme des Teleskops gearbeitet. Zunächst wurden nur einzelne Komponenten angeschaltet und vorsichtig nach und nach auf ihre Funktionsfähigkeit überprüft. Doch kam es in den ersten Wochen nach der Inbetriebnahme gelegentlich in einzelnen Teleskopmodulen zu einem Fehlverhalten der Elektronik. So wurden Parameter ohne erkennbaren Grund verstellt. „Um möglichen Schaden vom Instrument abzuwenden, wurden die Module „schlafen geschickt“ und einzelne Bauteile nur sehr vorsichtig wieder „aufgeweckt“, um sie einzeln zu testen. Als „Übeltäter“ steht die kosmische Strahlung im Verdacht, die kleine Änderungen in manchen Bausteinen ausgelöst haben könnte. Mittlerweile sind wir zu der Auffassung gelangt, dass das Risiko vertretbar ist, so dass eROSITA nach einer kurzen Verzögerung nun seinen Betrieb aufgenommen hat“, erklärt Thomas Mernik erleichtert. Seit dem 13. Oktober 2019 beobachten alle sieben Module des Röntgenteleskops gleichzeitig den Himmel mit ihren maßgeschneiderten CCD-Kameras.

Historischer Moment im Leben eines Teleskops
„Nun ist der historische Moment im Leben eines Teleskops gekommen, an dem wir zum ersten Mal sehen können, wie gut das Gesamtsystem tatsächlich ist. Mit der Aufnahme von der großen Magellanschen Wolke hat eROSITA eindrucksvoll bewiesen, zu welcher Leistung dieses Instrument fähig ist. Wir sehen ein gestochen scharfes Bild mit erstaunlich wenig Hintergrundrauschen. Diese ersten Eindrücke lassen auf großartige Ergebnisse in den kommenden Jahren hoffen“, freut sich Thomas Mernik. Bei der Röntgenquelle handelt es sich um einen alten Bekannten, der bereits mit anderen Teleskopen wie XMM-Newton beobachtet worden ist. „Wir haben uns für die große Magellansche Wolke entschieden, weil sie schon oft mit anderen Röntgenteleskopen beobachtet worden ist. Der direkte Vergleich mit früheren Aufnahmen zeigt die wahre Leistungsfähigkeit von eROSITA. XMM-Newton beobachtet hauptsächlich speziell ausgewählte Objekte und sieht sie deshalb besonders detailreich. eROSITA liefert genauso detailreiche Aufnahmen – allerdings vom gesamten heißen Universum. Zum anderen haben wir diese Region ausgewählt, weil sie sehr mit „nur“ 170.000 Lichtjahren Entfernung unserem Sonnensystem sehr nahe liegt“, erklärt Thomas Mernik. Bei dem zweiten beobachteten Motiv – den zwei verschmelzenden Galaxienhaufen A3391 und A3395 – ist das Gegenteil der Fall. „Beide Galaxienhaufen liegen 800 Millionen Lichtjahre von uns entfernt. Hier wollten wir mal sehen, wie weit eROSITA ins heiße Universum schauen kann und wie klar auf diese unvorstellbar große Distanz die Aufnahmen noch sind. Das brillante Ergebnis hat uns alle überrascht“, freut sich Mernik. eROSITA wird in den kommenden Monaten noch weitere solche Aufnahmen machen, um das ganze Leistungsspektrum des deutschen Röntgenteleskops zu überprüfen. Die Sonde Spektrum-Röntgen-Gamma ist nach mehr als drei Monaten Flugzeit nun in einen Orbit um den Lagrange-Punkt 2, der von der Sonne aus betrachtet 1,5 Millionen Kilometer hinter der Erde liegt, eingeschwenkt. Von hier aus wird eROSITA mit einer Durchmusterung des gesamten Himmels beginnen, um eine Karte der heißen Strukturen im Universum zu erstellen.

eROSITA erstellt eine Himmelskarte des Universums – im Röntgenbereich
Ein Röntgenteleskop sieht die Materie im Universum die besonders heiß ist. Typische Röntgenquellen sind beispielsweise Doppelsternsysteme in denen ein normaler Stern wie unsere Sonne, sich mit einem Neutronenstern oder einem schwarzen Loch umkreist. Hier wird dem Stern durch die starke Anziehungskraft des kompakten Begleiters Masse in Form von Gas abgesogen. Dieses Gas fällt dann auf eine Scheibe welches das schwarze Loch umgibt. Dabei heizt es sich zu extrem hohen Temperaturen auf und sendet Licht im Röntgenbereich aus, das wiederum von Röntgenteleskopen gesehen werden kann. eROSITA wurde auch entwickelt, um Aktive Galaxienkerne (AGNs) zu beobachten. Dies sind supermassereiche schwarze Löcher mit vielen Millionen Sonnenmassen. Auch sie sind von heißen Scheiben umgeben, die im Röntgenbereich gut zu beobachten sind. Einen besonderen Schwerpunkt der Mission liegt allerdings auf der Entdeckung und Kartierung von Galaxienhaufen. Diese bestehen aus mehreren hundert Galaxien und saugen durch ihre Schwerkraft Gas aus ihrer Umgebung ein. Das einströmende Gas erhitzt sich und strahlt intensiv im Röntgenbereich. Im Laufe der Missionsdauer wird eROSITA bis zu 100.000 Galaxienhaufen finden und kartieren. Dafür durchmustert eROSITA alle sechs Monate den gesamten Himmel und erstellt in vier Jahren eine tiefe und detaillierte Karte des Universums. Diese gigantische kosmische Inventur des heißen Universums wird uns helfen, die Struktur des Kosmos und dessen Entwicklung besser zu verstehen. Denn speziell die Expansion des Universums bereitet den Astronomen großes Kopfzerbrechen. Aus bislang ungeklärten Gründen beschleunigt sich diese Ausdehnung immer weiter. Jene geheimnisvolle Kraft die das Universum auseinandertreibt nennen wir Dunkle Energie. „Da eROSITA uns hilft die Dynamik der größten Strukturen im Universum besser zu verstehen, lernen wir auch mehr über die kosmische Expansion. eROSITA liefert uns somit Parameter, um der Lösung des Rätsels um die Dunkle Energie näher zu kommen“, erklärt Thomas Mernik.

Spektrum-Röntgen-Gamma – eine Raumfahrtmission mit vielen Partnern
Spektrum-Röntgen-Gamma (SRG) ist eine Raumfahrtmission mit vielen Partnern. Auf russischer Seite sind die Raumfahrtagentur Roskosmos, der Raumfahrtkonzern Lavochkin sowie das Institut für Weltraumforschung der Russischen Akademie der Wissenschaften (IKI) eingebunden. Das deutsche Röntgenteleskop eROSITA wurde mit der Unterstützung des DLR Raumfahrtmanagements vom Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik in Garching gemeinsam mit dem Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP) Potsdam sowie den Universitäten Erlangen-Nürnberg, Hamburg und Tübingen entwickelt und gebaut. Zudem bereiten die Universitäten München und Bonn die wissenschaftliche Auswertung der eROSITA-Daten mit vor. Die am deutschen Teleskop beteiligten Partnerinstitute haben Software für die Datenanalyse, Missionsplanung und Simulationen erstellt sowie Teile der Hardware beigestellt. Die hauptsächliche Hardwareverantwortung lag aber im Wesentlichen beim MPE. Hier wurden viele Komponenten entwickelt und zum Teil in Partnerschaft mit ausgewählten Industrieunternehmen gefertigt. Auch der Zusammenbau des Teleskops fand in Garching statt. Von hier aus wurde das Teleskop nach Moskau verbracht, um gemeinsam mit dem russischen Teleskop auf die Satellitenplattform integriert zu werden.

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

Der Lagunennebel zählt wohl mit zu den spektakulärsten Sternentstehungsgebieten innerhalb unserer Heimatgalaxie. Er befindet sich in einer Entfernung von etwa 5.000 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Sternbild Sagittarius (der Schütze) und ist auch unter der Bezeichnung Messier 8 oder kurz „M 8“ bekannt ist. Mit einer Ausdehnung von etwa 90 x 40 Bogenminuten und einer scheinbaren Helligkeit von 6,0 mag kann er bereits mit einem Feldstecher beobachtet werden. Bei diesem Nebel handelt es sich um eine interstellare Wolke aus Gas und Staub mit einem Durchmesser von 100 Lichtjahren, in deren Inneren sich gerade neue Sterne bilden.

Heute veröffentlichte die Europäische Südsternwarte (ESO) eine 16.000 Pixel breite Aufnahme des Lagunennebels, welche mit dem VLT Survey Teleskope (kurz „VST“), einem der zwei Himmelsdurchmusterungsteleskope der ESO am Paranal-Observatorium im Norden Chiles, angefertigt wurde. Eine zoombare Version der Aufnahme, welche Sie auf dieser Internetseite der ESO finden, erlaubt es dem Betrachter, sämtliche Bereiche dieses faszinierenden Objekts bis ins kleinste Detail zu erkunden.

Zwecks der Anfertigung dieser Aufnahme wurde das VST nicht speziell auf den Lagunennebel ausgerichtet, sondern vielmehr im Rahmen eines Durchmusterungsprojekts mit der Bezeichnung VPHAS+ beobachtet, bei dem letztendlich ein deutlich größerer Bereich der Milchstraße abgebildet wird. Das Projekt VPHAS+ ist wiederrum lediglich eine von drei bildgebenden Durchmusterungen im visuellen Spektralbereich mit dem VST.

Ergänzt werden diese von sechs Infrarot-Durchmusterungen, für welche das VISTA-Teleskop eingesetzt wird. Im Gegensatz zu den größeren Teleskopen der ESO können diese beiden vergleichsweise kleinen Teleskope, welche aber immer noch über Spiegeldurchmesser von 2,6 beziehungsweise vier Metern verfügen, in einem relativ kleinen Zeitraum einen deutlich größeren Himmelsabschnitt abbilden.

Diese Durchmusterungen widmen sich einigen der wichtigsten Fragen der modernen Astronomie. Diese umfassen die Beschaffenheit der Dunklen Energie, die Suche nach hellen Quasaren aus der Frühzeit unseres Universums, Untersuchungen der Struktur der Milchstraße und die Suche nach hier angesiedelten ungewöhnlichen und verdeckten Objekten, detaillierte Untersuchungen der beiden benachbarten Magellanschen Wolken und viele weitere Themengebiete.

Die Vergangenheit hat gezeigt, dass solche Durchmusterungsprojekte oftmals Unerwartetes zu Tage fördern. Derartige Überraschungen sind wiederrum unabdingbar für den Fortschritt der astronomischen Forschung.

Zusätzlich zu den neun bildgebenden Durchmusterungen mit den Teleskopen VISTA und VST sind derzeit noch zwei weitere Durchmusterungen mit ESO-Teleskopen in Gang. Eine davon ist der „Gaia-ESO Survey“. Hierbei werden mit dem Very Large Telescope (VLT) auf dem Paranal die Eigenschaften von mehr als 100.000 Sternen in der Milchstraße charakterisiert. Die zweite Durchmusterung mit dem Namen „PESSTO“ dient der Nachbeobachtung von relativ kurzlebigen astronomischen Objekten wie zum Beispiel Supernovae. Hierbei wird das New Technology Telescope des La-Silla-Observatoriums in den chilenischen Anden eingesetzt.

Weitere Informationen zu den Himmelsdurchmusterungsprojekten der ESO sind auf dieser Internetseite verfügbar. Einige dieser Durchmusterungen haben bereits im Jahr 2010, andere hingegen erst kürzlich begonnen. Mittlerweile wurden von allen Projekten erste Daten veröffentlicht, welche für Astronomen auf der ganzen Welt über das Archiv der ESO frei zugänglich sind. Einen Überblick über die veröffentlichten Daten finden Sie hier.

Obwohl die Beobachtungen für die Durchmusterungen noch längst nicht abgeschlossen sind, haben diese bereits schon zum jetzigen Zeitpunkt zu vielen Entdeckungen geführt. Dazu zählen neu entdeckte Sternhaufen, die bislang beste Karte des Zentrums unserer Heimatgalaxie, ein sehr tiefer Einblick in den Infrarothimmel und erst vor Kurzem der am weitesten entfernte Quasar, welcher bislang entdeckt wurde. Die verschiedenen Himmelsdurchmusterungsprojekte der ESO werden noch viele weitere Jahre andauern und die dadurch erwarteten neuen Einblicke und Erkenntnisse werden die astronomische Forschung über Jahrzehnte hinweg beeinflussen.

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• Sternentstehung
• Emissionsnebel

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: ESA. Vertont von Peter Rittinger.

Sterne sind gewissermaßen atomare Öfen, in ihren Kernen wird aus Wasserstoff kontinuierlich Helium fusioniert. Bei einem Stern, der eine größere Masse als das etwa Achtfache unserer Sonne hat, führt das Ausgehen von Wasserstoff als Brennmaterial für das nukleare Fusionsfeuer unweigerlich zum Zusammenbruch. Bei einem solchen Kollaps entstehen Temperaturen, die hoch genug sind, dass durch Kernfusion auch schwere Elemente gebildet werden können, wie zum Beispiel Eisen, Kobalt, Nickel und Titan.

Auf den Zusammenbruch folgt eine Gegenbewegung, die letztlich in einer spektakulären Explosion, einer Supernova, endet. Vorher erbrütete Elemente werden dabei in den Weltraum geschleudert. Supernovae können dank der bei den enormen, bei der Explosion freiwerden Energiemengen so hell leuchten wie ganze Galaxien, im Unterschied zu letzteren aber nur für eine geringe Zeitspanne.

Nachdem das Explosionsleuchten nachgelassen hat, hängt die Leuchtkraft des übriggebliebenen Objekts von der Energie ab, die beim radioaktiven Zerfall von vorher erbrüteten und in der Explosion fusionierten Elementen entsteht. Beim radioaktiven Zerfall eines Elements entsteht Strahlung mit jeweils ganz bestimmten Frequenzen. An diesen Frequenzen lässt sich ablesen, um welche Elemente es sich handelt, die im konkreten Supernovaüberrest vorkommen, und vorher vom sterbenden, explodierenden Stern fort geschleudert wurden.

Die Supernova 1987A in einer Zwerggalaxie in der Nähe der Milchstraße, in der sogenannten Großen Magellanschen Wolke, konnte wegen des relativ geringen Abstands von der Erde (~166.000 Lichtjahre) im Februar 1987 sogar mit bloßem Auge beobachtet werden, als das erste von der Explosion ausgesandte Licht die Erde erreichte.

Zunächst, als die Sternexplosion sich am heftigsten darstellte, konnte das Vorhandensein von Elementen wie Calcium und Sauerstoff festgestellt werden. Diese Elemente kamen in den äußeren Schichten des Vorläufersterns vor. Nur wenig später ließ sich der radioaktive Zerfall von Material aus tieferen Schichten, nämlich von Nickel-56 zu Kobalt-56, und dessen weiterer Zerfall zu Eisen-56 beobachten.

Heute, nach über 1.000 Stunden, die das europäische Gammastrahlenteleskop Integral auf den Supernovaüberrest 1987A gerichtet war, ist man überzeugt, dass es dort auch reichlich Titan-44 gibt, das durch die von ihm ausgesandte hoch energetische Röntgenstrahlung mit Emissionslinien bei 67,9 keV und 78,4 keV auf sich aufmerksam macht. Die Menge des vermuteten Titan-44 hat nach Ansicht von Dr. Sergei Grebenev von der Russischen Akademie der Wissenschaften in Moskau die Ausprägung des Supernovaüberrests in den letzten 20 Jahren maßgeblich beeinflusst.

Nach der Analyse der Daten von Integral sind die damit beschäftigten Astronomen sich sicher, dass die gesamte Menge an vorhandenem Titan-44, welche unmittelbar nach dem Kollaps des Kerns des Vorläufersterns von SNR 1987A entstanden ist, etwa 0,03 Prozent der Masse unserer Sonne beträgt. Dieser Wert liegt nahe von theoretisch ermittelten Vorhersagen und ist etwa doppelt so hoch wie der für die Menge des im Supernovaüberrest Cassiopeia A (Cas A) ermittelten Titan-44.

Dr. Grebenev, der seine Doktorarbeit über SNR 1987A geschrieben hat, hält die hohen Mengen von Titan-44 in Cas A und SNR 1987A für Ausnahmefälle, die Ergebnis einer asymmetrischen Geometrie der Supernovae sein könnten. Möglicherweise erfolgte die Bildung des Titan zu Lasten der Fusion schwererer Elemente.

Verwandte Quellen:

• Konrad Schmidt: Experimente zur Entstehung von Titan-44 in Supernovae

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

Bei der Großen Magellanschen Wolke, auch unter der englischen Bezeichnung „Large Magellanic Cloud“ (LMC) bekannt, handelt es sich um eine irreguläre Zwerggalaxie, welche sich in der unmittelbaren Nachbarschaft unserer Heimatgalaxie befindet und etwa 143.000 bis 166.000 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt ist. Mit einer visuellen Helligkeit von 0,9 mag kann sie bereits mit dem bloßen Auge beobachtet werden. Allerdings muss sich der interessierte Betrachter dazu auf der südlichen Erdhalbkugel befinden, denn nur von dort aus können die beiden Sternbilder Schwertfisch und Tafelberg beobachtet werden. Die Große Magellansche Wolke befindet sich im Grenzbereich zwischen diesen beiden Sternbildern. Erstmals schriftlich erwähnt wurde sie von dem persischen Astronomen Al Sufi in seinem „Buch der Fixsterne“ im Jahr 964. Der erste Europäer, der die Wolke beschrieb, war der portugiesische Seefahrer Ferdinand Magellan, welcher die LMC während seiner Weltumseglung in den Jahren 1519 bis 1521 beobachten konnte.

Die große Magellansche Wolke erweckt auch in der Gegenwart immer noch das Interesse der Astronomen. So hat zum Beispiel während des vergangenen Jahrhunderts die Bestimmung der genauen Entfernung der LMC eine Schlüsselrolle in der extragalaktischen Astronomie eingenommen. Aber auch die Erforschung der einzelnen Sternhaufen und Sternentstehungsgebiete innerhalb der LMC spielt in verschiedenen aktuellen astronomischen Projekten eine große Rolle.

Ein solches Sternentstehungsgebiet, welches aus kompakten Gas- und Staubwolken besteht, umgibt den in der LMC gelegenen Sternhaufen NGC 1929. Dieser Nebel trägt die offizielle Bezeichnung LHA 120–N 44, welche aber in der Regel mit der Kurzform N 44 abgekürzt wird. Die hier gezeigte Aufnahme von N 44 wurde mit dem FORS1-Instrument am Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte ESO angefertigt.

Der „FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph“ – kurz FORS, wörtlich übersetzt in etwa „Brennweitenreduzierer und niedrigauflösender Spektrograf“ – stellt das vielseitigste Instrument des VLT dar. Es besteht aus einer astronomischen Kamera und einem Spektrografen. FORS wurde im Rahmen eines Gemeinschaftsprojektes von den Universitätssternwarten in Heidelberg, Göttingen und München und der ESO entwickelt und gebaut.

Die heißen, jungen Sterne innerhalb des Sternhaufens NGC 1929 senden eine intensive ultraviolette Strahlung aus, welche das Gas zum Leuchten anregt. Dadurch wird die gewaltige Gashülle, welche den Sternhaufen umgibt und die treffender Weise auch als Superblase bezeichnet wird, noch einmal stärker hervorgehoben. Die den Sternhaufen umgebende Blase verfügt über eine Ausdehnung von etwa 325 x 250 Lichtjahren. Zum Vergleich: Das Sternsystem von Alpha Centauri, dem der Sonne am nächsten gelegene Stern, ist lediglich knapp vier Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt.

Die Superblase N 44, so die Meinung der Astronomen, bildete sich durch zwei verschiedene Prozesse. Zum einen werden dafür sogenannte „Sternwinde“ verantwortlich gemacht. Hierbei handelt es sich um Ströme aus geladenen Teilchen, welche von den heißen und massereichen Sternen des Sternhaufens im Zentrum der Blase ausgehen. Solche Sternwinde „wehen“ Gas und Staub aus dem Zentralbereich des Sternhaufens hinaus und befördern das Material in dessen unmittelbare Umgebung.

Ein weiterer Faktor sind Supernovaexplosionen. Solche Sternexplosionen kennzeichnen das Ende von massereichen Sternen. Durch die dabei auftretenden Schockwellen wird das Material vom Zentrum des Sternhaufens noch weiter nach außen getrieben. In den Bereichen, wo das nach außen driftende Material auf das interstellare Gas in der Umgebung des Sternhaufens trifft, bildet sich die leuchtende Blase.

Obwohl sie somit von eigentlich zerstörerisch wirkenden Kräften erzeugt wurde, trägt die Superblase N 44 durch ihre Existenz zur Entstehung neuer stellarer Objekte bei. Durch die Kompression der Gase in den Randbereichen der Superblase bildet sich dort eine neue Sternengeneration.

Die heute von der ESO veröffentlichte Aufnahme wurde unter Verwendung von Rohdaten erstellt, welche der Argentinier Manuel Mejias im Rahmen des „Hidden Treasures“-Wettbewerbs der ESO aus dem umfangreichen Datenarchiv der Europäischen Südsternwarte ausgewählt hat. Dieser Wettbewerb bot interessierten Amateurastronomen, welche gerne ästhetisch ansprechende Bilder von Himmelsobjekten aus Aufnahmen professioneller Großteleskope zusammenstellen, im Oktober und November 2010 die Möglichkeit, die in dem Archiv der ESO enthaltenen und bis dahin noch nicht kalibrierten und nachbearbeiteten Rohbilder am heimischen Computer aufzubereiten.

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• Magellansche Wolken

Internetseite der ESO:

• ESO’s Hidden Treasures 2010

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO, Wikipedia. Vertont von Peter Rittinger.

Die im südlichen Sternbild Pfau (lateinisch „Pavo“) gelegene Spiralgalaxie NGC 6744 verfügt über eine scheinbare Helligkeit von 8,3 mag und weist eine Winkelausdehnung von etwa 13,2 x 8,3 Bogenminuten auf. Damit gehört sie trotz einer Entfernung von rund 30 Millionen Lichtjahren zu unserer Heimatgalaxie zu den scheinbar hellsten und größten Galaxien am nächtlichen Himmel und stellt ein beliebtes Beobachtungsobjekt der Astronomen dar. Entdeckt wurde sie am 30. Juni 1826 von dem in Schottland geborenen Astronomen James Dunlop.

Bei der Betrachtung der Spiralgalaxie ergibt sich für die Astronomen ein fast senkrechter Blick auf die ausgedehnte Scheibe von NGC 6744, so dass sich deren Struktur fast wie aus der Vogelperspektive überblicken lässt. Eine in dieser Woche von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme zeigt ein eindrucksvolles Bild von NGC 6744. Wäre es uns möglich, unsere heimatliche Galaxie zu verlassen und die Milchstraße anschließend aus einer größeren Distanz zu betrachten, so würde sich uns ein sehr ähnlicher Anblick bieten.

Auf der Aufnahme sind verschiedene markante Spiralarme zu erkennen, welche sich um einen dichten und leicht in die Länge gezogenen Kernbereich und eine um diesen angeordnete Staubscheibe winden. NGC 6744 wird sogar von einer deutlich kleineren und in ihrer Form leicht deformierten Zwerggalaxie begleitet. NGC 6744A – so die Bezeichnung für diese zweite Galaxie – erinnert stark an die beiden Magellanschen Wolken, die zwei nächstgelegenen Nachbargalaxien unserer Milchstraße. NGC 6744A ist in der Aufnahme der ESO als kleiner Fleck rechts unterhalb von NGC 6744 zu erkennen.

Allerdings existieren auch Unterschiede zwischen NGC 6744 und unserer heimatlichen Galaxie. Während unsere Heimatgalaxie zum Beispiel „lediglich“ rund 100.000 Lichtjahre durchmisst, verfügt NGC 6744 in etwa über die doppelte Ausdehnung. Damit ist sie eine der größten Spiralgalaxien in unserer weiteren kosmischen Nachbarschaft. Die Galaxie strahlt mit einer Gesamthelligkeit von etwa 60 Milliarden Sonnen.

Aus einer Entfernung von 30 Millionen Lichtjahren erreicht uns allerdings nur noch ein kleiner Teil dieses von der Galaxie ausgehenden Lichtes. Dieses Licht verteilt sich zudem über eine Fläche, die am nächtlichen Himmel in etwa zwei Drittel der Fläche des Vollmondes einnimmt. In einem kleineren Teleskop ist daher um ein relativ helles Zentrum herum nur ein diffuses Leuchten zu erkennen. Doch auch ohne detaillierte Einblicke in ihre innere Struktur stellt NGC 6744 eines der schönsten und eindrucksvollsten Himmelsobjekte am südlichen Sternhimmel dar, das sich seiner ovalen Form vom sternreichen Hintergrund abhebt.

Mit Profiteleskopen wie der Wide Field Imager-Kamera am 2,2-Meter-Teleskop der ESO am La Silla-Observatorium in Chile, mit dem diese hier gezeigte Aufnahme angefertigt wurde, präsentiert sich NGC 6744 dagegen in ihrer voller Pracht. Die staubreichen Spiralarme, welche der Galaxie ihre Spiralstruktur verleihen, beherbergen eine große Anzahl von rötlich leuchtenden Sternentstehungsgebieten. Hierbei handelt es sich um dichte Materiewolken aus Staub und Gas, in denen sich sehr junge und relativ massereiche Sterne befinden, welche eine intensive UV-Strahlung aussenden. Diese Strahlung regt das Gas in der Umgebung der Sterne zum Leuchten an. Das Zentrum von NGC 6744 wird dagegen von einer Vielzahl von sehr alten Sternen dominiert.

Die Aufnahme der ESO wurde aus mehreren Einzelaufnahmen zusammengesetzt, welche mit vier verschiedenen Filtern für rotes, grünes und blaues Licht sowie speziell für leuchtendes Wasserstoffgas gewonnen wurden. Die Beiträge dieser Filter sind in der hier vorliegenden Falschfarbenaufnahme in den Farben Blau, Grün, Orange und Rot wiedergegeben.

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• Galaxienhaufen
• Galaxien – Entstehung und Entwicklung

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

Bei der Großen Magellanschen Wolke, auch bekannt unter der englischen Bezeichnung „Large Magellanic Cloud“ (LMC), handelt es sich um eine irreguläre Zwerggalaxie, welche sich in der unmittelbaren Nachbarschaft unserer Heimatgalaxie befindet und etwa 143.000 bis 166.000 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt ist. Mit einer visuellen Helligkeit von 0,9 mag kann sie bereits mit dem bloßen Auge beobachtet werden. Allerdings muss sich der interessierte Betrachter dazu auf der südlichen Erdhalbkugel befinden, denn nur von dort aus können die beiden Sternbilder Schwertfisch und Tafelberg beobachtet werden. Die Große Magellansche Wolke befindet sich im Grenzbereich zwischen diesen beiden Sternbildern. Erstmals schriftlich erwähnt wurde sie von dem persischen Astronomen Al Sufi in seinem „Buch der Fixsterne“ im Jahr 964. Der erste Europäer, der die Wolke beschrieb, war der portugiesische Seefahrer Ferdinand Magellan, der die LMC während seiner Weltumseglung in den Jahren 1519 bis 1521 beobachten konnte.

Die große Magellansche Wolke erweckt auch in der Gegenwart immer noch das Interesse der Astronomen. So hat zum Beispiel während des vergangenen Jahrhunderts die Bestimmung der genauen Entfernung der LMC eine Schlüsselrolle in der extragalaktischen Astronomie eingenommen. Aber auch die Erforschung der einzelnen Sternhaufen und Sternentstehungsgebiete innerhalb der LMC spielt in verschiedenen aktuellen astronomischen Projekten eine große Rolle. Eines dieser Projekte ist die „VLT-FLAMES Tarantula Survey“ (zu deutsch die „Durchmusterung des Tarantelnebels mit dem FLAMES-Instrument am VLT“). Dabei handelt es sich um ein Großprojekt der Europäischen Südsternwarte (ESO), welches von Christopher Evans vom britischen Astronomy Technology Centre in Edinburgh/Schottland geleitet wird. Im Rahmen dieser Durchmusterung der hellsten Sterne in der Region in und um den Tarantelnebel NGC 2070, einer der aktivsten Sternentstehungsregionen innerhalb der Großen Magellanschen Wolke, wurde ein internationales Astronomenteam auf den Stern VFTS 682 aufmerksam.

Auf den ersten Blick schien es sich bei VFTS 682 um einen heißen, hellen und noch relativ jungen, ansonsten aber nicht sonderlich bemerkenswerten Stern zu handeln. Eine genauere Untersuchung mit dem FLAMES-Spektrografen am Very Large Telescope (VLT) der ESO in Chile ergab dann allerdings, dass der Großteil der von dem Stern ausgehenden Strahlung von Staubkonzentrationen absorbiert und gestreut wird, welche sich genau zwischen dem Stern und der Erde befinden. Lediglich das von VFTS 682 ausgehende rote und infrarote Licht ist in der Lage, diese Staubwolken zu durchdringen und die Erde erreichen. Das kurzwelligere blaue und grüne Licht wird dagegen von dem Staub gestreut und geht dabei weitgehend verloren. Daraus resultierend erscheint der Stern dem irdischen Betrachter in einer rötlichen Farbe und ist dabei nicht sonderlich hell. Würden die Lichtwellen dagegen nicht von interstellaren Staubkonzentrationen absorbiert beziehungsweise abgelenkt werden, so würde VFTS 682 in einem hellen, blau-weißen Glanz erstrahlen. Der Stern ist somit in Wirklichkeit viel heller, als die Astronomen zuvor angenommen hatten, und gehört vermutlich zu den hellsten bisher bekannten Sternen überhaupt.

Die Auswertung der Beobachtungsdaten ergab zudem, dass VFTS 682 in etwa über die 150-fache Masse der Sonne verfügen muss. Des Weiteren ist VFTS 682 nicht nur sehr hell sondern auch extrem heiß. An seiner Oberfläche herrschen Temperaturen von etwa 50.000 Grad Celsius. Zum Vergleich: Die Oberflächentemperatur der Sonne beträgt „lediglich“ rund 5.500 Grad Celsius. Astronomen gehen davon aus, dass Sterne mit derart extremen Eigenschaften ihr vergleichsweise kurzes Leben nicht wie andere massereiche Sterne mit einer Supernovaexplosion beenden, sondern möglicherweise in einem viel drastischeren Ereignis – einem Gammastrahlenausbruch.

Gammastrahlenausbrüche – auch bekannt unter der englischen Bezeichnung Gamma-Ray Bursts oder kurz GRB – gehören zu den energiereichsten Phänomenen, welche bisher von Astronomen im Universum registriert werden konnten. Die hochenergetische elektromagnetische Strahlung, die dabei freigesetzt wird, kann auf direktem Weg lediglich mit Satelliten beobachtet werden. Gammastrahlenausbrüche, die länger als zwei Sekunden andauern, werden als lange Bursts bezeichnet und dürften auf Supernovaexplosionen am Ende der Existenz von massereichen und kurzlebigen Sternen zurückgehen. Die kurzen Bursts von weniger als zwei Sekunden Dauer sind dagegen noch immer weitgehend unverstanden. Möglicherweise, so die Meinung vielen Astrophysiker, entstehen sie bei der Verschmelzung zweier kompakter Objekte. Hierfür kommen zum Beispiel Neutronensterne in Frage.

Besonders bemerkenswert an VFTS 682 ist jedoch seine unmittelbare Umgebung. Derartig massereiche Sterne konnten zuvor nur in den dicht bevölkerten Zentren von Sternhaufen nachgewiesen werden. Bei VFTS 682 handelt es sich dagegen offensichtlich um einen kosmischen Einzelgänger. „Wir waren sehr überrascht, einen solch massereichen Stern isoliert und nicht inmitten eines großen Sternhaufens vorzufinden“, so der Kommentar von Joachim Bestenlehner, Doktorand am nordirischen Armagh Observatory und Erstautor der Studie, in der die Astronomen ihre Entdeckung publiziert haben. „Es ist bisher völlig ungeklärt, wie er dort hingekommen ist.“

Allerdings haben die Astronomen bereits eine mögliche Erklärung gefunden. Der Stern VFTS 682 befindet sich nicht allzuweit von dem relativ großen Sternhaufen RMC 136 – oftmals auch mit der Abkürzung R 136 bezeichnet – entfernt. Dieser Sternhaufen enthält mehrere ähnlich massereiche Sterne. Von der Annahme ausgehend, dass sich VFTS 682 und R 136 etwa gleich weit von der Erde entfernt befinden, wäre der Stern ungefähr 90 Lichtjahre vom Zentrum des Sternhaufens entfernt. Sollten die Entfernungen dieser beide Objekte zu uns allerdings signifikant voneinander abweichen, dann würde deren Abstand zueinander entsprechend größer ausfallen.

„Unsere Beobachtungsergebnisse zeigen, dass VFTS 682 nahezu identisch mit einem der beiden massereichen Supersterne im Zentrum des R 136-Haufens ist“, merkt Paco Najarro vom Zentrum für Astrobiologie CAB (INTA-CSIC) in Spanien, einer der Co-Autoren der Studie, an.

Somit drängt sich die Frage auf, ob eventuell auch VFTS 682 in diesem Sternhaufen entstanden sein könnte und zu einem späteren Zeitpunkt aus dem Haufen herausgeschleudert wurde. Den Astronomen sind einige solcher kosmischer Vagabunden bekannt. Allerdings verfügen diese durchweg über eine geringere Masse als VFTS 682. Aber auch eine „in situ“-Entstehung wird von den beteiligten Astronomen diskutiert. Sollte eine solche Entstehung des kosmischen Einzelgängers „vor Ort“ und somit außerhalb eines massereichen Sternhaufens erfolgt sein, so hätte dies tiefgreifende Auswirkungen auf die bisherigen Entstehungsmodelle für die Bildung massereicher Sterne.

„Es deutet alles darauf hin, dass die größten und hellsten Sterne sich am ehesten in großen Sternhaufen bilden“, so Jorick S. Vink, ebenfalls vom Armagh Observatory und ein weiteres Teammitglied. „Es ist zwar vorstellbar, dass er für sich allein entstanden ist, aber das wäre nur schwierig zu erklären. Deshalb stellt VFTS 682 ein wirklich faszinierendes Objekt dar.“

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse von Bestenlehner et al. werden im Juni 2011 unter dem Titel „The VLT-FLAMES Tarantula Survey III: A very massive star in apparent isolation from the massive cluster R136“ in der Fachzeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ publiziert. Einen Abstract der Arbeit finden Sie hier.

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• Magellansche Wolken
• Gamma Ray Bursts (GRBs)

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO. Vertont von Peter Rittinger.

NGC 371 wurde am 1. August 1826 von dem schottischen Astronomen James Dunlop entdeckt. Dieser in einen Emissionsnebel eingebettete offene Sternhaufen befindet sich innerhalb der Kleinen Magellanschen Wolke im Sternbild Tukan. Diese irreguläre Zwerggalaxie, welche nur von der südlichen Hemisphäre aus beobachtet werden kann, ist lediglich rund 200.000 Lichtjahre von unserer Heimatgalaxie entfernt und stellt damit einen der nächstgelegenen Nachbarn unserer Milchstraße dar. Auf den ersten Blick erinnert die Umgebung von NGC 371 fast an einen Bluttropfen. Doch tatsächlich repräsentiert ein solcher farbiger Nebel aus ionisiertem Wasserstoff – die astronomische Fachbezeichnung lautet „HII-Region“ – die Geburtsstätten neu entstehender Sterne.

Das Leuchten eines Emissionsnebels gilt als ein sicheres Anzeichen dafür, dass sich in dieser Region gerade eine Vielzahl von neuen Sternen bildet. Typischerweise entstammen die Sterne eines offenen Sternhaufens alle der gleichen HII-Region. Mit der Zeit wird im Rahmen der Sternentstehung der größte Teil des dort ursprünglich vorhandenen Wasserstoffgases verbraucht, bis schließlich nur noch eine diffuse Gasschicht in den Außenregionen des Sternhaufens übrig bleibt. Genau dieser Prozess ist bei der nebenstehenden Aufnahme des Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte (ESO) zu erkennen. Der offenen Sternhaufen NGC 371 präsentiert sich inmitten einer HII-Region. Der dort konzentrierte Wasserstoff ist bereits weitestgehend aufgebraucht. Seine Überreste konzentrieren sich in einer diffusen, schalenartigen Struktur, welche den Sternhaufen NGC 371 umgibt.

Die Kleine Magellansche Wolke beheimatet Sterne fast aller Altersklassen – von den noch sehr jungen und relativ kräftig leuchtenden Sternen innerhalb des Sternhaufens NGC 371 bis hin zu den „Sternleichen“ in den Überresten von Supernova-Explosionen. Die leuchtkräftigen Sterne geben große Mengen an ultravioletter Strahlung ab. Diese UV-Strahlung regt das Gas in der Umgebung der Sterne über Entfernungen bis hin zu mehreren hundert Lichtjahren zu einem Leuchten an. Genau dieses farbenfrohe Leuchten verleiht dem hier gezeigten Bild seinen besonderen ästhetischen Reiz.

Offene Sternhaufen wie NGC 371 stellen allerdings keineswegs seltene astronomische Objekte dar. Auch in unserer Milchstraße befinden sich mehrere beeindruckende Exemplare. Der Sternhaufen NGC 371 stellt für die Astronomen jedoch ein besonders interessantes Objekt dar, da er eine große Zahl von veränderlichen Sternen beherbergt. Dabei handelt es sich um Sterne, deren Leuchtkraft sich aufgrund physikalischer Prozesse im Inneren der Sterne in regelmäßigen Intervallen verändert.

Ein spezieller Typ von veränderlichen Sternen, welcher von Astrophysikern als „langsam pulsierende B-Sterne“ bezeichnet werden, kann mittels der Astroseismologie für die Untersuchung des inneren Aufbaus solcher Sterne herangezogen werden. Hierbei werden durch die Untersuchung und Analyse der Oberflächenschwingungen der Sterne Rückschlüsse auf deren inneren Aufbau gezogen. Die dabei angewandte Vorgehensweise ähnelt der Untersuchung des Erdinneren durch die Analyse der Ausbreitung von Erdbebenwellen.

Innerhalb von NGC 371 befinden sich mehrere Sterne dieses speziellen Veränderlichen-Typs. Auch andere dort präsente Arten von veränderlichen Sternen nehmen im Rahmen astronomischer Untersuchungen eine Schlüsselrolle ein. Sie ermöglichen zum Beispiel die Vermessung der Entfernungen unserer Heimatgalaxie zu anderen Galaxien und helfen so unter anderem bei der Bestimmung des Alters des Universums.

Die hier gezeigte Aufnahme wurde mit dem FORS1-Instrument des Very Large Telescope der ESO aufgenommen. Der „FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph“ (auf Deutsch „Brennweitenreduzierer und niedrigauflösender Spektrograph“) ist das vielseitigste Instrument des Very Large Telescope. Diese Kombination aus einer astronomischen Kamera und einem Spektrografen wurde von den Universitätssternwarten in Heidelberg, Göttingen und München in Zusammenarbeit mit der ESO entwickelt und gebaut. FORS1 war eines der ersten Instrumente, welches am Very Large Telescope installiert wurde.

Die mit dem Instrument gewonnenen Rohdaten von NGC 371 wurden von dem Amateurastronomen Manuel Mejias im Rahmen des „Hidden Treasures“-Wettbewerbs der ESO aus dem umfangreichen Datenarchiv der Europäischen Südsternwarte ausgewählt, der daraus das hier gezeigte Bild erstellte. Dieser Wettbewerb bot Amateurastronomen die Möglichkeit, die in dem Archiv der ESO enthaltenen und bis dahin noch nicht kalibrierten und nachbearbeiteten Rohbilder am heimischen Computer aufzubereiten. Mit seiner Version von NGC 371 belegte Manuel Mejias den sechsten Platz in dem Wettbewerb.

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• Emissionsnebel
• Planetarische Nebel

Internetseite der ESO:

• ESO’s Hidden Treasures 2010 – Die Gewinner

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

Dabei handelt es sich um eine sich rasch ausbreitende Gasblase, die hauptsächlich aus Wasserstoff besteht, der vom Supernova-Überrest SNR B0509-67.5 stammt. Dieser befindet sich in der Großen Magellanschen Wolke, etwa 160.000 Lichtjahre von uns entfernt. Die kugelähnliche Wolke hat einen Durchmesser von etwa 23 Lichtjahren und breitet sich mit 18 Millionen Kilometern pro Stunde im Raum aus.

Der Supernova-Überrest nebst Gasblase war vom Hubble Space Telescope bereits im Oktober 2006 fotografiert worden. Am 4. November 2010 wurde mit der verbesserten Wide Field Camera 3 ein weiteres Bild dieser Region angefertigt und beide zu dem gestern veröffentlichten Bild kombiniert.

Das rote Leuchten stammt daher, dass andere Lichtquellen die Gasfront beleuchten, die Elektronen die Lichtenergie aufnehmen und sichtbar als Wasserstoff-Alpha-Linie in die Umgebung abstrahlen.

Raumcon:

• Hubble-Thread ab 15. Dezember 2010

Der Beitrag Weihnachtsschmuck im All erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Hans J. Kemm. Quelle: L’Observatoire de Paris.

Die Lokale Gruppe ist eine Ansammlung von Groß- und Zwerggalaxien, die sich im Bereich der beiden größten Mitglieder, Milchstraße und Andromedagalaxie, befinden und nicht mehr als gut 7 Millionen Lichtjahre von uns entfernt sind. Die Mitglieder dieser Gruppe sind nicht gleichmäßig im Haufen verteilt, sondern sie bilden je nach gravitativer Bindung mehrere Untergruppen. Gemeinsam ist die Lokale Gruppe Teil des Virgo-Galaxienhaufen.
Astronomen geben das Alter der beiden Hauptgalaxien mit 13,6 Milliarden Jahre an, bestimmt durch den Berylliumanteil einiger Kugelsternhaufen, die in diesen Sternsystemen vorhanden sind. Da die gesamte Struktur unserer Heimatgalaxie wegen der eingeschränkten Beobachtungsmöglichkeit nicht erkennbar ist, gehen die Wissenschaftler davon aus, dass es sich um eine Balkenspiralgalaxie vom Typ SBc handelt. Klarer sind die Strukturen bei unserem großen Nachbarn zu erkennen. Die Andromedagalaxie, auch M 31 genannt, ist eindeutig eine Spiralgalaxie vom Typ Sb. Jedoch stammen die jetzige Größe und Struktur beider Galaxien nicht aus dem Anfangsstadium. Beide haben eine sehr unruhige Wachstumsphase hinter sich.

Die eigentliche Galaxienbildung ist bis jetzt noch unverstanden, aber die Astronomen gehen davon aus, dass die vorhandene baryonische Materie angewachsen ist, bis sie zu lokalen Globulen kollabierte und es zur Bildung der ersten Sterne kam. Danach entwickelten sich die noch recht massearmen Proto-Galaxien. Dieser Prozess wird bei unserer Milchstraße und der Andromedagalaxie nicht anders verlaufen sein.

Bedingt durch die Gravitationskraft der Andromedagalaxie muss es vor 10 Milliarden Jahren zur Annäherung einer Nachbargalaxie, die etwa ein Drittel der Masse von M 31 aufwies, gekommen sein. Nach Ablauf eines Zeitraumes von fast 5 Milliarden Jahren hatte der Delinquent die Oberhand behalten und den schwächeren Partner vereinnahmt.

Dieser Akt von Kannibalismus kann eindeutig belegt werden, denn die chemische Zusammensetzung der einverleibten Materie und Sterne aus der ehemaligen kleineren Galaxie ist nicht identisch mit der Qualität der vorhandenen Substanz der ursprünglichen Andromedagalaxie. Ein weiterer Beweis könnte der innere Kern sein, der aus einem Ring älterer roter und einem Ring jüngerer blauer Sterne besteht. Auch wenn die Kollision vor 5 Milliarden Jahren stattgefunden hat, so ist noch keine Ruhe in M 31 eingekehrt. Noch eindeutiger sprechen aber die Gezeitenschweife der Andromedagalaxie für einen gewaltsamen Zusammenschluß. Ein großer Teil dieser Materie befindet sich in einer Ebene entlang der Galaxienscheibe. Bei Kollisionen von zwei solch massereichen Galaxien wird nicht die gesamte vorhandene Materie gebunden. Ein gewisser Teil verliert die Bindung und wird abgestossen; ohne solch einen Gewaltakt kann sich kein so großer Teil von der Muttergalaxie lösen.

Anhand von Modellversuchen können Wissenschaftler jetzt auch die Historie der Magellanschen Wolken erklären. Beide irregulären Galaxien sind aus dem Gezeitenschweif bei der Neuformierung von M 31 entstanden und in Richtung unserer Heimatgalaxie geschleudert worden. Sie bewegen sich mit annähernd 55 km/s auf unsere Milchstraße zu und sind bereits durch ein dünnes Wasserstoffband mit ihr verbunden.

Aber auch unsere heimatliche Sterneninsel betreibt Kannibalismus, wenn auch im kleineren Stil. Da ist die Sagittarius-Zwerggalaxie, sie umläuft das Michstraßenzentrum in einem fast polaren Orbit. Die Trajektorie, die man nach dem heutigen Stand der Forschung annimmt, lässt darauf schließen, dass die Zwerggalaxie sich innerhalb der nächsten 100 Millionen Jahre durch die galaktische Ebene bewegen wird; die Zukunft dieser Galaxie scheint vorgezeichnet, da die Gezeitenkräfte der Milchstraße und die Wechselwirkung mit der interstellaren Materie einen langsamen Auflösungsprozess bewirken werden.

Da wäre auch noch die Canis-Major-Galaxie. Bei genauer Betrachtung stellt man fest, dass dieser Zwerg sich praktisch innerhalb des Randbereiches der Milchstraße befindet. Die Gezeitenkräfte, die die Milchstraße auf diese Zwerggalaxie ausübt, sind so extrem hoch, dass sie bereits extrem deformiert ist und sich im Prozess der Auflösung befindet.

Aber meist folgt die Strafe auf dem Fuße, wie es in einem Sprichwort heißt. Unsere Milchstrasse und die Andromedagalaxie sind bereits auf Kollisionskurs. M 31 besitzt gegenüber unserer Heimatgalaxie eine Radialgeschwindigkeit von −114 km/s, was bedeutet, dass sich beide Galaxien relativ schnell aufeinander zubewegen, das bezieht sich aber nur auf die parallele Ebene, wie es in der Senkrechten aussieht ist nicht bekannt. Aus Computersimulationen geht hervor, dass in 4 bis 6 Milliarden Jahren die beiden Sterneninseln kollidieren und miteinander zu einer elliptischen Galaxie oder durch eine besondere Form der Wechselwirkung von Galaxien zu einer Polarring-Galaxie verschmelzen werden. Astronomen haben diesem Gebilde bereits einen Namen gegeben: es soll dann Milkomeda heißen.

Der Beitrag Das Chaos in der Lokalen Gruppe erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Hans J. Kemm. Quelle: Argelander Institut. Vertont von Peter Rittinger.

In Galaxien sterben regelmäßig Sterne, aber es werden auch neue Sterne geboren, was aber nicht gleichmäßig geschieht: Manchmal gibt es eine wahre Sternentstehungsflut, dann geht die Geburtenrate wieder stark zurück. Die Sterbe- und Entstehungsgeschichte von Sternen in einer Galaxie ist also genaugenommen das kosmologische Tagebuch.
Astronomen ist seit längerem bekannt, dass junge bzw. alte Sterne unterschiedliche Farben und Helligkeiten zeigen. Sollte das Alter einer Galaxie bestimmt werden, konnte man daher das Licht der Sterne zusammen nutzen – was allerdings zu wenig detaillierten Ergebnissen führte. Bei relativ nahen Galaxien können Wissenschaftler jeden Stern einzeln unter die Lupe nehmen – wie im Fall der Großen Magellanschen Wolke. Bei weiter entfernten Galaxien ist dies jedoch nicht mehr möglich. Hier lassen sich zwar aus der Gesamthelligkeit einige Rückschlüsse auf die Entwicklungsgeschichte ziehen, jedoch längst nicht so viele wie aus einzelnen Sternen.
Die an dem Projekt arbeitenden Astronomen haben nun eine neue Methode zur Auswertung dieser galaktischen Tagebücher erprobt. Sterngeburten geschehen typischerweise nicht in völliger Isolation. Sterne werden in Rudeln geboren, in Sternhaufen. Und da diese Sternenhaufen oft gut erkennbar sind, konzentrierten sich die Fachleute explizit auf diese Ansammlungen.

Je mehr Sterne in einer Galaxie entstehen, desto mehr Sternhaufen finden sich in ihr und desto heller sind sie. Das Alter dieser Strukturen lässt sich über das von ihnen ausgehende Licht bestimmen. Auf diese Weise konnte also genau wie anhand von Einzelsternen die Sternentstehungsgeschichte rekonstruiert werden. Der Vorteil dieser Methode ist: Sternhaufen lassen sich auch in relativ weit entfernten Galaxien noch individuell auswerten. Und somit können für eine viel größere Zahl von Galaxien erheblich detailliertere Ergebnisse erzielt werden, als dies bisher möglich war.

Ein erster Testfall war die Anwendung der Methode auf die Große Magellansche Wolke. Durch ihre Nähe zu uns ist es möglich, die Sternhaufen-Methode mit der Farben-Helligkeits-Diagramm-Methode zu vergleichen. Beide Methoden führten für die letzte Milliarde Jahre zu im Wesentlichen identischen Ergebnissen.
Für die entferntere Vergangenheit unterscheiden sich die Ergebnisse jedoch erheblich. Es gibt weit mehr alte Sterne, als man anhand der sichtbaren Sternhaufen erwarten würde. Dieser Befund ist bisher rätselhaft: Hat sich die Art geändert, wie sich Sterne bilden? Oder ist vielleicht die Wechselwirkung der Großen Magellanschen Wolke mit unserer Milchstraße dafür verantwortlich? Hier steht den Wissenschaftlern noch ein ganzes Stück Arbeit bevor.

Raumcon:

• Galaxien – Entstehung und Entwicklung

Der Beitrag Blick in die Wiege der Galaxien erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA/STScI, Raumcon. Vertont von Peter Rittinger.

Seit 2005 wurden bisher 16 dieser sehr schnellen Sterne gefunden. Einer von ihnen, ein blauer Überriese mit der Bezeichnung HE 0437-5439, wurde am 8. Juli 2006 mit der Advanced Camera for Surveys sowie mit der Wide Field and Planetary Camera 2 erfasst, irgendwo zwischen der Milchstraße und der Großen Magellanschen Wolke, einer unserer Nachbargalaxien. Eine zweite Messung, etwa dreieinhalb Jahre nach der ersten, sollte weitere Daten bringen. Diese wurde am 23. Dezember 2009 durchgeführt.

Durch komplizierte Berechnungen der Position des Sterns in Relation zu 11 Hintergrundgalaxien, die als Referenz benutzt wurden, ergaben sich eine Geschwindigkeit von etwa 2,5 Millionen Kilometern pro Stunde (~700 km/s) und die Tatsache, dass der Ursprung des Sterns ziemlich genau im Zentrum unserer Milchstraße lag.

„Unter Verwendung von Hubble konnten wir erstmals zurückverfolgen, woher der Stern kam, indem wir seine Bewegungsrichtung im Himmel gemessen haben. Unsere Messungen führten direkt ins Zentrum der Milchstraße“, sagte Warren Brown, Astronom am Harvard-Smithsonian Center for Astrophysic in Cambridge (USA). Er fand im Jahre 2005 den ersten derartigen Ausreißer und seitdem 14 der insgesamt 16 bekannten Schnellläufer.

Aus den Daten wurde ersichtlich, dass HE 0437-5439 bis dahin rund 100 Millionen Jahre unterwegs gewesen sein musste. Blaue Riesensterne mit 9 Sonnenmassen sollten aber bereits nach etwa 20 Millionen Jahren ausgebrannt sein. Hier ergab sich also ein interessanter Widerspruch.

Bereits seit 1988 wurde die Möglichkeit erwogen, dass es in Dreifachsystemen, in denen ein großer Einzelstern und ein nah beieinanderliegendes Sternenpaar einen gemeinsamen Schwerpunkt umlaufen, dazu kommen kann, dass beim Einfangen des Einzelsterns das zugehörige Sternenpaar wie bei einem gerissenen Gummiseil weggeschleudert wird. Diese Theorie wurde nun zur Erklärung herangezogen. Demnach existierte zunächst ein Dreifachsystem, das dem Supermassiven Schwarzen Loch im Zentrum unserer Milchstraße zu nahe kam. Der Einzelstern wurde von dessen Gravitation eingefangen, das Sternenpaar in die Unendlichkeit katapultiert. Hier verschmolzen beide Sterne im Verlaufe der Jahrmillionen-langen Reise miteinander und bildeten einen blauen Überriesen. Dieser entstand also erst vor weniger als 20 Millionen Jahren, so dass wir ihn heute noch sehen können. Wahrscheinlich hatte einer der beiden Sterne zuvor seinen normalen Sternzyklus bereits beendet und war zu einem Roten Riesen geworden.

Dies bildet die wahrscheinlichste Erklärung für die Existenz von HE 0437-5439 an diesem Ort, 65.000 Lichtjahre von der Großen Magellanschen Wolke (GMW) entfernt. Zunächst hatte man (2008) nämlich angenommen, der Stern entstamme unserer Nachbargalaxie, da die Distanz in 20 Millionen Jahren machbar erschien und man gewisse chemische Ähnlichkeiten zu Sternen in der GMW festgestellt hatte. Der nun ermittelte Ursprungspunkt in unserer Galaxie stürzte diese Theorie allerdings.

Mit seinen 2,5 Millionen Kilometern pro Stunde verfügt HE 0437-5439 über die doppelte Geschwindigkeit, die benötigt würde, unserer Galaxie zu entkommen. Die Meldung wurde am 20. Juli in der Online-Ausgabe des Astrophysical Journal Letter veröffentlicht.

Raumcon:

• Schnellläufer-Sterne

Der Beitrag Blauer Schnellläufer aus dem Milchstraßenzentrum erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Thomas Hofstätter. Quelle: Spacetelescope.org.

N11 gehört zu einem Geflecht aktiver Regionen innerhalb unserer Nachbargalaxie. In ihr spielt sich ein hochenergetischer Prozess an Sternentstehung ab. Sie gehört zu den aktivsten Regionen im näheren Universum und hat einen Durchmesser von etwa 1.000 Lichtjahren. Damit ist sie das zweitgrößte Sternentstehungsgebiet in der Großen Magellanschen Wolke.

Das jetzt aufgenommene Bild zeigt LHA 120-N11, katalogisiert vom amerikanischen Astronomen Karl Henize im Jahr 1956. Das aufgenommene Objekt ist eine von mehreren Blasen (engl. bubble) in der Großen Magellanschen Wolke. Von manchen Astronomen wird sie aufgrund ihrer Form auch als Bean Nebula bezeichnet.

N11 beinhaltet drei Sterngenerationen. Die neueren Sterne bilden sich immer weiter von Zentrum des Nebels entfernt. Unter ihnen befinden sich die massereichsten bekannten Sterne.

Verwandte Daten:

• Bild Release

Raumcon:

• Sternentstehung

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

Das Zentrum für Astrophysik Harvard-Smithsonian in Cambridge, Massachusetts, berichtete am 10. Juni 2009 von der außergewöhnlichen Ansicht der Supernova-Überreste SNR 0104-72.3. Sie finden sich in der kleinen Magellanschen Wolke, einer in astronomischen Maßstäben nahen Nachbargalaxie unserer Milchstraße, und gehen möglicherweise auf die thermonukleare Explosion eines sogenannten weißen Zwerges zurück. Die entsprechenden Beobachtungen erfolgten von den Weltraumteleskopen Chandra im Röntgenstrahlenbereich und Spitzer im Infraroten.

Dass der Supernova-Überrest dem Typ Ia zugeordnet werden kann, ergibt sich aus dem beobachteten Spektrum, das auf eine große Menge Eisen hinweist. Die Ausbreitung der Überreste der Sternenexplosion erfolgt aber nicht wie in anderen Fällen ringförmig. Statt dessen sieht man heute zwei asymmetrische eisenhaltige Jets, in den Aufnahmen violett, insbesondere nach unten links und oben rechts zeigend.

Vielleicht war die Sternenexplosion selbst stark asymmetrisch, und hat so die zwei Jets erzeugt, oder aber es gab dort, wo heute links oben und rechts unten auf den Aufnahmen bogenförmige grünliche Strukturen zu sehen sind, Materie, auf die das vom explodierenden Stern weggeschleuderte Sternmaterial getroffen ist. Da, wo keine Materie vorhanden war, bildeten sich die Jets aus. Für eine Bestätigung des zweiten Erklärungsversuches hoffen die Astronomen auf weitere Daten von Chandra.

Eine Erklärung für die ungewöhnliche Ansicht könnte in der komplexen Umgebung liegen. Infratotaufnahmen des Spitzer-Teleskops zeigen, dass sich SNR 0104-72.3 eventuell inmitten eines Sternenentstehungsgebietes befindet. Möglicherweise war die Supernova eine prompte, also eine unter Einbeziehung jüngerer und schwererer Sterne. Prompte Typ-Ia-Supernovae sind noch wenig untersucht, zusätzliche Beobachtungsdaten könnten weitere Erkenntnisse ermöglichen.

Raumcon:

• Supernovae

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