Quelle: Friedrich-Schiller-Universität Jena 17. April 2024.

17. April 2024 – Peptide sind organische Verbindungen, die in vielen biologischen Prozessen eine wichtige Rolle spielen; beispielsweise als Enzyme. Dass einfache Peptide auf kosmischen Staubkörnern entstehen können, wurde vom Forschungsteam um Dr. Serge Krasnokutski vom Astrophysikalischen Labor des Max-Planck-Instituts für Astronomie an der Universität Jena bereits gezeigt. Bisher ging man jedoch davon aus, dass das nicht möglich ist, wenn in dem molekularen Eis, das das Staubkorn bedeckt, Wasser vorhanden ist – was aber meistens der Fall ist. Nun fand das Team in einer Kooperation mit der französischen Universität Poitiers heraus, dass die Gegenwart von Wassermolekülen kein großes Hindernis dafür ist, dass Peptide auf solchen Staubpartikeln entstehen. Das berichten die Forschenden im Fachmagazin „Science Advances“.

Chemie im eisigen Vakuum
„Wir haben in einer Vakuumkammer Bedingungen nachgestellt, wie sie im Weltall herrschen und dabei auch die Substanzen hinzugegeben, wie sie in sogenannten molekularen Wolken vorkommen“, erklärt Krasnokutski. Diese Substanzen sind Ammoniak, atomarer Kohlenstoff und Kohlenmonoxid. „Damit sind alle chemischen Elemente vorhanden, aus denen einfache Peptide bestehen“, ergänzt der Physiker.

Aus diesen Ausgangsstoffen, beschreibt Krasnokutski, entstehen zunächst chemische Vorstufen von Aminosäuren: sogenannte Aminoketene. Diese verbinden sich schließlich zu Ketten, sodass Polypeptide vorliegen. „Bisher war die Vermutung, dass die einzelnen Aminoketene sich zu Peptiden verbinden, wobei Wasser frei wird“, führt der Wissenschaftler aus. Für diesen Schritt könnte es also entscheidend sein, dass kein Wasser zugegen ist, da dies die Reaktion behindern würde. „Die meisten interstellaren Staubkörner sind jedoch mit wasserhaltigem molekularem Eis bedeckt“, sagt Krasnokutski. Daher war die Annahme bislang, dass, wenn sich Peptide im Weltall bilden, das nur in geringem Maße geschieht.

Präzise Analyse in Frankreich
„Die hochpräzisen massenspektrometrischen Untersuchungen, die nun an der Universität Poitiers möglich waren, zeigten jedoch, dass anwesendes Wasser im molekularen Eis die Bildung von Peptiden zwar um fünfzig Prozent verlangsamt, sie aber trotzdem entstehen“, erklärt er. „Wenn man die Zeitskalen betrachtet, in denen astronomische Prozesse ablaufen, ist diese Verlangsamung so gut wie vernachlässigbar.“

Die Frage, ob nun die ersten Biomoleküle auf unserem Planeten terrestrischen oder extraterrestrischen Ursprungs sind – oder beides – wird wahrscheinlich bis auf weiteres nicht eindeutig geklärt werden. Der Weltraum als Quelle unseres Lebens ist aber nicht auszuschließen, wie diese Entdeckung zeigt.

Originalpublikation:
Serge A. Krasnokutski, Cornelia Jäger, Thomas Henning, Claude Geffroy, Quentin. B. Remaury, Pauline Poinot, „Formation of extraterrestrial peptides and their derivatives“, Science Advances, 2024, DOI: 10.1126/sciadv.adj7179
https://www.science.org/doi/10.1126/sciadv.adj7179

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• Chemie im All

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Quelle: Universität Stuttgart 16. Juni 2023.

16. Juni 2023 – Seit Jahrzehnten erforschen Astronomen und Astronominnen die Kräfte, die das Innere von Galaxien bestimmen: Schwerkraft, kinetische Energie, stellare Strahlung, Gasdruck. Die Bedeutung von Magnetfeldern für die Entwicklung von Galaxien ist allerdings noch weitgehend unverstanden – und das, obwohl sie bis zur Hälfte des gesamten Energiehaushalts des Gases in einer Galaxie ausmachen können. Beobachtungen des warmen diffusen Gases zwischen den Sternen im Radiowellenbereich deuten darauf hin, dass vermutlich alle Galaxien von einem geordneten großskaligen Magnetfeld gewaltiger Dimension durchzogen sind. Aber wie sieht es auf kleineren Skalen wie etwa den kalten dichten Molekülwolken aus, in denen Sterne entstehen? Befinden sich dort ähnlich geordnete Magnetfelder? Regulieren diese womöglich die Geschwindigkeit der Sternentstehung? Beeinflussen sie die Bildung der molekularen Wolken oder die Kinematik der Scheibe einer Spiralgalaxie?

Um diesen Fragen nachzugehen, hat ein internationales Team um Alejandro Borloff vom NASA Ames Research Center im Rahmen des SOFIA-Legacy-Programms SALSA (Survey on extragALactic magnetiSm with SOFIA) die Magnetfelder von 14 Galaxien in der Nachbarschaft der Milchstraße untersucht. Dazu haben die Forschenden die Galaxien mit der hochauflösenden Airborne Wideband Camera HAWC+ an Bord von SOFIA im fernen infraroten Wellenlängenbereich bei zwischen 53 und 214 Mikrometern beobachtet. Nur bei diesen Wellenlängen können Forschende die Magnetfelder in den kalten, dichten Molekülwolken der Sternentstehungsgebiete vermessen. Allerdings sind Magnetfelder von Natur aus schwer bzw. nur indirekt zu detektieren, sodass die Forschenden einen Trick anwenden: In den Molekülwolken befinden sich längliche Staubkörner geringer Ausdehnung, die sich senkrecht zum Magnetfeld ausrichten, sodass die Strahlung, die von diesen Staubkörnern ausgeht, polarisiert ist. Mit dem HAWC+-Instrument konnte das Team um Alejandro Borloff dieses polarisierte, ferninfrarote Licht der magnetisch ausgerichteten Staubkörner beobachten und daraus anschließend die Orientierung der Magnetfelder in den Molekülwolken ableiten.

Ein Vergleich mit Radiodaten vom Effelsberg-Teleskop in Deutschland und Very Large Array in New Mexico bei Wellenlängen von wenigen Zentimetern, die beide für die polarisierte Strahlung aus dem weniger dichten Gas der Galaxien empfindlich sind, zeigt Erstaunliches: Spiralgalaxien neigen zwar dazu Magnetfelder zu haben, die auf großen Skalen den Spiralarmen aus Gas und Sternen folgen. Die mit SOFIA abgeleiteten Magnetfelder auf den kleineren Skalen der Molekülwolken sind jedoch chaotischer und weniger geordnet als die mit Radioteleskopen beobachteten. „Die Ergebnisse des Projektes SALSA sind sehr wichtig“, erläutert Rainer Beck vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn und Ko-Autor der veröffentlichten Studie. “Zum ersten Mal gibt es Polarisationsdaten von Galaxien mit ähnlicher Winkelauflösung wie die unserer Radiokarten im Ferninfrarot, sodass sich die Magnetfeldstruktur im kalten interstellaren Medium mit der im warmem interstellaren Medium vergleichen lässt. Die Strukturen sind ähnlich, aber es gibt auch signifikante Unterschiede, z.B. in Regionen zwischen den Spiralarmen und in den Außengebieten der galaktischen Scheiben. Die Ähnlichkeit der im Ferninfrarot- und Radiobereich gemessenen Magnetfeldstrukturen ist ein starkes Argument für die Aktivität von galaktischen Dynamos, deren Theorie vor rund 50 Jahren in Deutschland, den USA und Russland entwickelt wurde.“

Das SALSA-Projekt umfasst neben sogenannten Starburst-Galaxien, die mit einer unglaublich hohen Rate Sterne bilden – oft als Folge einer Kollision zwischen Galaxien oder anderer gravitativer Störungen – auch Galaxien, die ein supermassereiches Schwarzes Loch beherbergen, das energiereiche Jets aus ionisiertem Gas senkrecht zur galaktischen Ebene rauschleudert. Die SALSA-Ergebnisse zeigen, dass SOFIA das Magnetfeld, das parallel zu diesen Ausströmungen in Starburst-Galaxien ausgerichtet ist, im Ferninfraroten besser detektieren kann als Radioteleskope. Radioteleskope hingegen sind tendenziell empfindlicher für die Magnetfelder im diffusen Gas in den Regionen zwischen den Spiralarmen der Wirtsgalaxien. Bei einigen Galaxien wie etwa NGC 2146 ist SOFIA mithilfe der HAWC+-Beobachtungen bei verschiedenen Wellenlängen sogar in der Lage, zwischen dem Magnetfeld des galaktischen Ausflusses und dem der galaktischen Ebene zu unterscheiden.

Das von den magnetisch ausgerichteten Staubkörnern im kalten, dichten interstellaren Medium ausgestrahlte Ferninfrarotlicht zeigt, dass Magnetfelder untrennbar mit der Sternentstehung verbunden sind: Dieselben Prozesse, die neue Sterne bilden, können gleichzeitig die Stärke und Struktur der umliegenden Magnetfelder beeinflussen. Die Ergebnisse des SALSA-Projekts zeigen, dass die Magnetfelder in turbulenten, dichten, sternbildenden Gaswolken ungeordneter sind als im diffusen interstellaren Gas – ein Effekt, der vermutlich direkt mit den Auswirkungen der von Sternbildung freigesetzten Energie zusammenhängt. Verschiedene Wellenbereiche (Ferninfrarot, Radio) offenbaren Regionen mit unterschiedlicher Magnetfeldstruktur. Hochauflösende Polarisationsbeobachtungen von Galaxien im fernen Infrarot, wie sie mit HAWC+ an Bord von SOFIA geliefert werden konnten, sind für das Verständnis der Rolle von Magnetfeldern in der Entwicklung des Universums von Bedeutung.

Über SALSA:
SALSA – Das Joint Legacy Program „SALSA – Survey of Extagalactic Magnetism with SOFIA“ zielt darauf ab, ein umfassendes empirisches Bild der magnetischen Feldstärke und Struktur im mehrphasigen ISM von Galaxien zu erstellen. Zum ersten Mal wird eine polarimetrische FIR-Durchmusterung von nahen Galaxien durchgeführt. Diese Ergebnisse werden mit radio-polarimetrischen und optischen spektroskopischen Beobachtungen kombiniert, um die Magnetfeldstärke/-struktur sowie die Gasdynamik als Funktion der Eigenschaften der Wirtsgalaxie und der galaktischen Umgebung auf der kpc-Skala zu bestimmen. Die polarimetrischen Beobachtungen dieses Legacy-Programms mit großem Feld und mehreren Wellenlängen werden einen entscheidenden Schritt darstellen, der den grundlegenden Rahmen für die Magnetfeldstruktur in den molekularen Gasscheiben naher Galaxien im kpc-Maßstab schaffen wird.

Über SOFIA:
SOFIA, das Stratosphären Observatorium Für Infrarot Astronomie, ist ein Gemeinschaftsprojekt des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt e.V. (DLR; Förderkennzeichen 50OK0901, 50OK1301, 50OK1701 und FKZ 50 OK 2002) und der National Aeronautics and Space Administration (NASA). Es wird auf Veranlassung des DLR mit Mitteln des Bundesministeriums für Wirtschaft und Klimaschutz (BMWK) aufgrund eines Beschlusses des Deutschen Bundestages und mit Mitteln des Landes Baden-Württemberg und der Universität Stuttgart durchgeführt. Die SOFIA-Aktivitäten werden auf deutscher Seite von der Deutschen Raumfahrtagentur im DLR koordiniert und vom Deutschen SOFIA Institut (DSI) der Universität Stuttgart durchgeführt, auf amerikanischer Seite von der NASA und der Universities Space Research Association (USRA). Die Entwicklung der deutschen Instrumente wurde finanziert mit Mitteln der Max-Planck-Gesellschaft (MPG), der Deutschen Forschungsgemeinschaft (DFG) und des DLR.

Originalveröffentlichung:
Extragalactic magnetism with SOFIA (SALSA Legacy Program) — V: First results on the magnetic field orientation of galaxies,
https://arxiv.org/abs/2303.13586,
pdf: https://arxiv.org/pdf/2303.13586.

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• Stratosphären-Observatorium SOFIA

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Quelle: Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE) 23. Januar 2023.

23. Januar 2023 – Ein internationales Team hat mithilfe des James-Webb-Teleskops (JWST) der NASA/ESA/CSA unterschiedliches „Eis“ in den dunkelsten und kältesten Regionen einer Molekülwolke entdeckt, die je untersucht wurden. Dieses Ergebnis ermöglicht es den Forschenden, einfache Moleküle zu analysieren, die in zukünftigen Exoplaneten enthalten sein könnten, und eröffnet gleichzeitig ein neues Fenster zum Ursprung komplexerer Moleküle, die der erste Schritt bei der Entstehung der Bausteine des Lebens sind.

Für die Entstehung eines bewohnbaren Planeten sind gefrorene Moleküle von entscheidender Bedeutung, da sie mehrere wichtige leichte Elemente liefern: Kohlenstoff, Wasserstoff, Sauerstoff, Stickstoff und Schwefel (zusammenfassend nach ihren Symbolen als CHONS bezeichnet). Diese Elemente sind zentrale Bestandteile der Planetenatmosphären und auch von Molekülen wie Zucker, Alkoholen und einfachen Aminosäuren. Auf unsere Erde gelangten diese Elemente vermutlich durch Einschläge von eisigen Kometen oder Asteroiden. Außerdem glauben die Astronomen und Astronominnen, dass solche Eiskristalle höchstwahrscheinlich bereits in der dunklen Wolke aus kaltem Staub und Gas vorhanden waren, aus der schließlich unser Sonnensystem entstand. In derartigen Regionen des Alls liefern eisige Staubkörner einzigartige Bedingungen für chemische Reaktionen zwischen Atomen und Molekülen, aus denen sich ganz gewöhnliche Stoffe wie Wasser bilden können. Detaillierte Laborstudien haben außerdem gezeigt, dass unter diesen eisigen Bedingungen auch einfache präbiotische Moleküle entstehen können.

Ein internationales Team hat nun mit dem James-Webb-Weltraumteleskop der NASA/ESA/CSA eine detaillierte Bestandsaufnahme der kältesten bisher gemessenen Eismassen in einer Molekülwolke veröffentlicht. Das Team suchte gezielt nach Eis in einer besonders kalten, dichten und schwer zu untersuchenden Region der Molekülwolke Chamäleon I, einer etwa 600 Lichtjahre von der Erde entfernten Gegend, in der sich Dutzende von jungen Sternen bilden.

Neben einfachen Eismolekülen wie Wasser konnte das Team gefrorene Formen einer breiten Palette von Molekülen identifizieren, von Kohlendioxid, Ammoniak und Methan bis hin zum komplexen organischen Molekül Methanol. Dies ist die bisher umfassendste Bestandsaufnahme der eisigen Bestandteile, die für die Bildung künftiger Generationen von Sternen und Planeten zur Verfügung stehen, bevor sie bei der Entstehung junger Sterne aufgeheizt werden. Die Eiskörner wachsen, wenn sie in die protoplanetaren Scheiben aus Gas und Staub um diese jungen Sterne stürzen. Die Wissenschaftler und Wissenschaftlerinnen können somit alle möglichen Eismoleküle untersuchen, die in zukünftige Exoplaneten eingebaut werden können.

„Unsere Ergebnisse geben Einblicke in die Phase der ersten, dunklen Chemie, während der sich auf den interstellaren Staubkörnern Eis bildet, welche dann zu den zentimetergroßen Brocken heranwachsen, aus denen sich in den Scheiben schließlich die Planeten bilden“, sagte Melissa McClure, Astronomin am Leiden Observatory. Sie leitet das Beobachtungsprogramm und ist Hauptautorin der Veröffentlichung, in der dieses Ergebnis beschrieben wird.

Die Beobachtungen wurden mit drei Instrumenten am JWST durchgeführt, darunter MIRI, das gemeinsam von der NASA, der ESA und einem europäischen Konsortium entwickelt wurde. Die Leidener Gruppe mit Prof. Ewine van Dishoeck hat auch Eisspektren im Labor gemessen, um sie mit den Beobachtungsdaten zu vergleichen und so die verschiedenen Eissorten zu identifizieren. „Die Qualität und Empfindlichkeit dieser frühen JWST-Daten übertrifft sogar noch unsere Erwartungen: Wir sind in der Lage, Quellen zu beobachten, die tausendmal schwächer sind, als es bisher möglich war. Wir finden sogar die 13-C-Version von CO₂-Eis“, betont Prof. van Dishoeck, die auch Mitglied des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik (MPE) ist.

Diese Forschung ist Teil des „Ice Age“-Projekts, eines der 13 „Early Release“-Wissenschaftsprogramme des James-Webb-Teleskops. Diese Beobachtungen sollen die Möglichkeiten mit dem JWST aufzeigen und der astronomischen Gemeinschaft demonstrieren, wie man das Beste aus den Instrumenten herausholen kann. Das IceAge-Team hat bereits weitere Beobachtungen geplant und hofft, den Weg des Eises von seiner Entstehung bis zur Bildung von Eiskometen nachvollziehen zu können.

„Es ist äußerst spannend, die Zusammensetzung der Eismäntel um Staubkörnchen in den dunklen und dichten Regionen interstellarer Wolken zu enthüllen“, sagt Prof. Paola Caselli, Direktorin des Zentrums für Astrochemische Studien am MPE, die ebenfalls an der Studie beteiligt war. Diese Regionen sind die Vorläufer von Planetensystemen wie dem unseren. Zumindest ein Teil dieses Eises, einschließlich der komplexen organischen Moleküle, die Vorläufer präbiotischer Spezies sind, wird in zukünftige Planetensysteme eingebaut. „Wir können nun – dank JWST und IceAge – Beobachtungen von interstellarem Eis quantitativ mit unseren detaillierten chemischen Modellen für Gas und Staub vergleichen. Die Oberflächenchemie ist am wenigsten verstanden, daher sind diese Daten so wertvoll“, schließt Caselli.

Originalveröffentlichung:
M. K. McClure et al.
An Ice Age JWST inventory of dense molecular cloud ices
Nature, 23 Jan 2023
dx.doi.org/10.5281/zenodo.7501239
https://www.nature.com/articles/s41550-022-01875-w

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• JWST – James Webb Space Telescope

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Quelle: Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE).

11. April 2022 – Die ALMA-Beobachtungen der molekularen Wolke L1544 im Sternbild Stier zeigten nicht nur eine Konzentration von Staubkörnchen zum Zentrum hin, sondern auch, dass stickstoffhaltige Moleküle sowie Kohlenstoff, Sauerstoff und alle weiteren Elemente schwerer als Helium in dicken Eishüllen um die Staubkörner gespeichert sind. Diese Eishüllen sind reich an Wasser und organischen Molekülen, den Vorläufern prä-biotischer Moleküle. Die Häufigkeiten ähneln denen, die in Resten der Entstehung unseres Sonnensystems beobachtet wurden.

Eine der zentralen Fragen der modernen Astrophysik ist, wie Planeten und Sterne entstehen. Während die groben Züge bekannt sind – eine kalte Molekülwolke kollabiert unter ihrer eigenen Schwerkraft, eine Akkretionsscheibe entsteht und in ihrem Zentrum ein Protostern – steckt der Teufel im Detail. Ein entscheidender Schritt ist die Phase des so genannten prästellaren Kerns, wenn sich die interstellare Gaswolke zusammenzieht und abflacht (um schließlich eine proto-planetare Scheibe zu bilden), aber noch bevor die Gravitationskraft einen zentralen Protostern erzeugt.

Astronomen des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik haben nun mit den ALMA-Radioteleskopen einen solchen prästellaren Kern mit der Bezeichnung L1544 im Sternbild Stier in noch nie dagewesener Auflösung beobachtet. „Studien von prästellaren Kernen in nahen Wolken haben bereits Hinweise auf ihre physikalische und chemische Struktur geliefert, aber es war immer noch unklar, was im Zentrum passiert“, erklärt Paola Caselli, Hauptautorin der jetzt im Astrophysical Journal veröffentlichten Studie. „Jetzt können wir die Strukturen innerhalb der zentralen 2000 Astronomischen Einheiten (AE) untersuchen, wo das zukünftige Sternsystem entstehen wird.“ Zum Vergleich: Neptun, der äußerste bekannte Planet in unserem eigenen Sonnensystem befindet sich in einer Entfernung von 30 AE zur Sonne, während sich der Kuiper-Gürtel und die so genannten transneptunischen Objekte, kurzlebige Kometen und andere Eiskörper, auf etwa 200 AE erstrecken.

Die Beobachtungen umfassten sowohl die Kontinuumsemission von Staubkörnchen in diesem prästellaren Kern als auch Beobachtungen der Spektrallinien von deuteriertem Ammoniak, d. h. einem Molekül aus Stickstoff und Wasserstoff, bei dem ein Wasserstoffatom durch ein Deuteriumatom ersetzt ist (NH2D). Während die Kontinuumsemission des Staubes eine kompakte zentrale Region mit einer Masse von etwa 1/6 der Masse unserer Sonne erkennen ließ, war die Analyse der Moleküllinien die eigentliche Überraschung. Zum ersten Mal lieferten die Beobachtungen Beweise für ein fast vollständiges Ausfrieren: so gut wie alle (99,99%) Moleküle und Atome, die schwerer als Helium sind, verschwinden aus dem Gas und kondensieren auf den Staubkörnchen in den zentralen 2000 AE.

„Dies deutet auf eine ‚vollständige Leerzone‘ hin, in Übereinstimmung mit Vorhersagen astrochemischer Modelle für den prästellaren Kern“, führt Olli Sipilä aus, der die theoretische Modellierung durchführte. Das hochmoderne chemische Modell sagt voraus, dass das Ausfrieren bereits bei 7000 AE beginnt und dass Strahlungstransfereffekte dafür sorgen, dass die Emission einiger Moleküle auf das Zentrum konzentriert zu sein scheint. „Dies hat verhindert, dass das Ausfrieren in früheren Beobachtungen, bei denen das Zentrum nicht aufgelöst werden konnte, entdeckt wurde“, fügt er hinzu.

Die Staubkörner in einem solchen prästellaren Kern sind also von dicken Eishüllen umgeben, reich an Wasser und organischen Molekülen, welche die Bausteine für zukünftige Planeten bilden. Eine kürzlich durchgeführte Untersuchung des Kometen 67P/CG zeigte tatsächlich, dass die relativen Häufigkeiten der Moleküle dort ähnlich sind zu denen von prästellaren Kernen und jungen Sternentstehungsgebieten.

„Wir konnten zeigen, dass prästellare Moleküle vor der Bildung eines Sternsystems ähnlich dem unserem im Eis ‚gespeichert‘ werden“, betont Jaime Pineda, Zweitautor der Studie. Einige dieser prästellaren Eiskörper, insbesondere die Eiskörnchen im äußeren Teil der Scheibe, könnten spätere Stadien der Planetenbildung überleben und die chemische Signatur dieser frühen Phasen kurz vor dem Aufleuchten eines neuen Sterns konservieren. „Eisige Objekte an den Rändern unseres Sonnensystems könnten tatsächlich die ‚eingefrorene‘ chemische Geschichte unseres präsolaren Kerns enthalten, der Wolke, aus der alles entstanden ist, was wir heute in unserem Sonnensystem sehen – einschließlich uns selbst“, fasst Paola Caselli abschließend zusammen. „Da wir wissen, dass im jungen Sonnensystem einige der eisigen Körnchen in Richtung der Entstehungszone der terrestrischen Planeten gedriftet sind, könnten diese sogar zu den flüchtigen Molekülen, einschließlich Wasser und organischen Stoffen, auf unserer Erde beigetragen haben. D. h. sie könnten wertvolle Zutaten für den Ursprung des Lebens auf unserem Planeten geliefert haben.“

Originalveröffentlichung
The Central 1000 au of a Pre-stellar Core Revealed with ALMA. II. Almost Complete Freeze-out
Paola Caselli, Jaime E. Pineda, Olli Sipilä et al.
ApJ 929 13, 2022
The Central 1000 au of a Prestellar Core Revealed with ALMA. II. Almost Complete Freeze-out

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• Planetenentstehung

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Quelle: Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE).

9. April 2021 – Die niederländische Astronomin Ewine van Dishoeck (Universität Leiden, Niederlande und MPE Garching) hat zusammen mit einem internationalen Team einen Übersichtsartikel verfasst, der den Weg des Wassers im interstellaren Raum in bisher nicht bekannter Genauigkeit nachzeichnet. Die Erkenntnisse basieren im Wesentlichen auf Beobachtungen des Herschel-Weltraumobservatorium der ESA, das von 2009 bis 2013 im Einsatz war. Der Artikel, der in der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics veröffentlicht wurde, fasst die gewonnenen Erkenntnisse zusammen und liefert neue Informationen über den Ursprung von Wasser auf neuen, möglicherweise bewohnbaren Welten.

Wie und wo entsteht Wasser im interstellaren Raum? Wie gelangt es schließlich auf Planeten wie der Erde? Diese Fragen waren vor zehn Jahren noch nicht gut verstanden. Ein Grund besteht darin, dass Beobachtungen mit bodengebundenen Teleskopen durch den Wasserdampf in unserer eigenen Atmosphäre beeinflusst werden. Im Jahr 2009 startete die ESA das Weltraumteleskop Herschel, das im fernen Infrarotbereich beobachten konnte und bis 2013 im Einsatz war. Eines der Hauptziele von Herschel war die Erforschung von Wasser im Weltraum. In den letzten Jahren wurden Dutzende von wissenschaftlichen Artikeln veröffentlicht, die auf Daten von Herschel über Wasser basieren. Nun wurden diese Ergebnisse zusammengefasst und um neue Erkenntnisse erweitert.

Der neue Übersichtsartikel beschreibt den Weg des Wassers während des gesamten Sternentstehungsprozesses, einschließlich der Zwischenstadien, die bisher wenig Beachtung gefunden hatten. Das meiste Wasser bildet sich als Eis auf winzigen Staubpartikeln in kalten und dünnen interstellaren Wolken vor der Sternentstehung, wie eine Arbeit, die von MPE-Direktorin Paola Caselli geleitet wurde, zeigte. Kollabiert eine solche Wolke zu neuen Sternen und Planeten, bleibt dieses Wasser weitgehend erhalten und wird schnell in Staubpartikeln, die so groß wie Kieselsteine werden können, verankert. In der rotierenden Scheibe um den jungen Stern bilden diese Kieselsteine dann die Bausteine für neue Planeten.

Außerdem haben die Forscher berechnet, dass die meisten neuen Sonnensysteme mit genügend Wasser geboren werden, um mehrere tausend Ozeane zu füllen. Ewine van Dishoeck: „Es ist faszinierend zu erkennen, was in einem Glas Wasser steckt, das man trinkt. Die meisten dieser Moleküle entstanden vor mehr als 4,5 Milliarden Jahren in der Wolke, aus der sich unsere Sonne und die Planeten gebildet haben.“

Viele der früheren Herschel-Ergebnisse konzentrierten sich auf heißen Wasserdampf, der in der Nähe von neu entstehenden Sternen deutlich sichtbar ist und reichlich produziert wird. Aber dieses heiße Wasser geht durch starke Ausströmungen des jungen Sterns ins All verloren. Während die Forscher den Übersichtsartikel verfassten, gewannen sie mehr und mehr Einblick in die Chemie des kalten Wasserdampfes und des Eises. So konnten sie beispielsweise zeigen, dass interstellares Eis Schicht für Schicht auf Staubpartikeln wächst. Diesen Schluss zogen sie aufgrund der schwachen Signale von schwerem Wasser (HDO und D2O statt H2O).

Für die Zukunft hoffen die Forscher, mehr Wasser im Universum untersuchen zu können, vor allem in gerade entstehenden Planetensystemen. Das könnte allerdings noch eine Weile dauern, da das nächste mit Herschel vergleichbare Weltraumteleskop frühestens im Jahr 2040 starten soll. Ewine van Dishoeck: „Es gab eine Chance, dass ein ‚Wasserteleskop‘ um 2030 ins All gehen würde, aber dieses Projekt wurde gestrichen. Das ist schade, aber es war ein zusätzlicher Grund für unser Team, den Übersichtsartikel über Wasser zu schreiben. Auf diese Weise haben wir ein kollektives Gedächtnis, wenn eine neue Mission ansteht.“

Außerdem wird Ende 2021 das James Webb Weltraumteleskop gestartet, mit dem in einer europäisch-amerikanischen Kollaboration gebauten MIRI-Instrument an Bord. Dieses soll in der Lage sein, warmen Wasserdampf in den innersten Zonen von Staubscheiben aufzuspüren und somit einen Teil des bisher unerreichbaren Wassers zu beobachten. Und die ALMA-Teleskope in Chile können vom Boden aus Wasserdampf im All beobachten. Dazu gehört auch Wasser in fernen Galaxien, das sich bei im Vergleich zur Erdatmosphäre verschobenen Wellenlängen beobachten lässt.

Über das Herschel-Weltraumteleskop
Herschel war ein Weltraumteleskop der Europäischen Weltraumorganisation (ESA), das in Zusammenarbeit mit der NASA gebaut wurde. Seine Instrumente HIFI und PACS wurden für die Wasserforschung eingesetzt. HIFI wurde von einem Konsortium von Instituten und Universitätsabteilungen aus ganz Europa, Kanada und den Vereinigten Staaten unter der Leitung des SRON Netherlands Institute for Space Research, Niederlande, entwickelt und gebaut, mit wichtigen Beiträgen aus Deutschland, Frankreich und den USA. Das PACS-Instrument wurde von einem Konsortium von Instituten und Universitäten aus ganz Europa unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik in Deutschland entwickelt. Ewine van Dishoeck leitete die Wasserforschung im Rahmen des WISH-Programms.

Originalveröffentlichung
Ewine F. van Dishoeck et al.
Water in star-forming regions: physics and chemistry from clouds to disks as probed by Herschel spectroscopy
Accepted for publication in Astronomy & Astrophysics, 2021
Source: https://arxiv.org/abs/2102.02225

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Quelle: Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE).

Laborexperimente am Zentrum für Astrochemische Studien (CAS) des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik (MPE) in München führten zusammen mit astronomischen Beobachtungen des Italienischen Nationalen Instituts für Astrophysik (INAF) zur Identifizierung eines neuen Moleküls in der Molekülwolke G+0.693-0.027 in der Nähe des galaktischen Zentrums. Das neu entdeckte Molekül heißt Propargylimin: Nach Meinung der Experten könnte diese chemische Spezies eine fundamentale Rolle bei der Bildung von Aminosäuren spielen, die zu den wichtigsten Bestandteilen des Lebens, wie wir es kennen, gehören.

Propargylimin hat die chemische Formel HCCCHNH und ist eine instabile Verbindung. Es ist sehr schwierig, es unter den normalen Bedingungen der Erdatmosphäre zu isolieren; bei den für das interstellare Medium typischen niedrigen Dichten und Temperaturen fühlt es sich aber wohl. Luca Bizzocchi, der Hauptautor der Studie, der die Molekülspektroskopie am MPE untersucht hat, erklärte: „Die Besonderheit dieser chemischen Spezies liegt in ihrer Kohlenstoff-Stickstoff-Doppelbindung, die ihr eine hohe Reaktivität verleiht. Mit dieser Doppelbindung ist es ein grundlegender Bestandteil der chemischen Ketten, die von den einfachsten und am häufigsten im Weltraum vorkommenden Molekülen mit Kohlenstoff und Stickstoff – zum Beispiel Formaldehyd (H2CO) oder Ammoniak (NH3) – zu den komplexeren Aminosäuren, den Grundbausteinen der terrestrischen Biologie, führen“.

Jedes Molekül absorbiert und emittiert Strahlung bei bestimmten Wellenlängen, wodurch ein Muster entsteht, das es eindeutig beschreibt, wie der menschliche Fingerabdruck. Mit dem Ziel, das Vorhandensein von Propargylimin im Weltraum nachzuweisen, wurde in den Max-Planck-Laboratorien eine spektroskopische Analyse durchgeführt, um das „Identikit“ des Moleküls zu erstellen.

„Wenn ein Molekül im interstellaren Medium rotiert, sendet es Photonen mit sehr präzisen Frequenzen aus. Diese Informationen, kombiniert mit Daten von Radioteleskopen, erlauben uns herauszufinden, ob ein Molekül in den Molekülwolken, wo Sterne und Planeten entstehen, tatsächlich vorhanden ist“, fährt Bizzocchi fort.

In diesem Fall wurden die Labordaten mit den Ergebnissen von Beobachtungen verglichen, die am 30-m-Radioteleskop in der Sierra Nevada, Spanien, gemacht wurden. „Unser Molekül war schon da“, sagte Víctor M. Rivilla M., Marie Skłodowska-Curie-Forschungsstipendiat am INAF Florenz, der die Beobachtungen des INAF leitete, die zur Bestätigung von Propargylimin in der G+0.693-0.027-Umgebung führten. „Es lag in unseren Daten der Molekülwolke, aber wir konnten es nicht identifizieren, ohne seine genaue Spektroskopie zu kennen, d.h. die vollständige Beschreibung seines Emissionsfrequenzmusters. Sobald wir das bekamen, stellten wir dank der Messungen im Labor fest, dass Propargylimin zweifellos vorhanden war und darauf wartete, dass es jemand erkannte.“

Tatsächlich nehmen Moleküle mit einer solchen Kohlenstoff-Stickstoff-Doppelbindung an der so genannten Strecker-Synthese teil, einem chemischen Verfahren, das zur Synthese von Aminosäuren im Labor weit verbreitet ist. Unter günstigen Bedingungen dürften ähnliche Reaktionen auch in einer Reihe extraterrestrischer Umgebungen wie dem gefrorenen Mantel um interstellaren Staub oder an der Oberfläche von Asteroiden auftreten, wie die jüngste Entdeckung von Glycin, der einfachsten Aminosäure, im Schweif des Kometen 67P Churyumov-Gerasimenko zeigt.

„Hochpräzise Molekülspektroskopie ist eines der Ziele unserer Gruppe“, schloss Paola Caselli, die Direktorin des Zentrums für Astrochemische Studien am MPE und Mitautorin des Artikels. „Nur mit hochpräzisen Messungen der Frequenzen interstellarer Moleküle können wir solche Moleküle als leistungsfähige Diagnosewerkzeuge der physikalischen und chemischen Entwicklung interstellarer Wolken nutzen, in denen sich Sternsysteme wie das unsere bilden.“

Originalveröffentlichung
L. Bizzocchi et al.
Propargylimine in the laboratory and in space: millimetre-wave spectroscopy and first detection in the ISM
accepted for publication in Astronomy & Astrophysics
Quelle

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• Molekülwolken entdeckt

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

Einige der in unserer Heimatgalaxie befindlichen Sterne sind mit einem Alter von über 13 Milliarden Jahren nur wenige hundert Millionen Jahre jünger als das Universum, dessen Alter von den Astronomen auf etwa 13,8 Milliarden Jahre geschätzt wird. Mit einem Alter von „lediglich“ rund 4,6 Milliarden Jahren handelt es sich bei dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems somit um einen noch verhältnismäßig jungen Stern, welcher gerade einmal die Mitte seines Lebens erreicht hat. Andere Sterne der Milchstraße verfügen jedoch über ein noch deutlich geringeres Alter von lediglich wenigen Millionen Jahren.

Diese Sterne haben sich erst vor kurzem in sogenannten Sternentstehungsgebieten entwickelt. Aus so einer H-II-Region geht in der Regel jedoch nicht nur ein einzelner, isolierter Stern hervor. Vielmehr reicht die Anzahl der sich zeitgleich in einem H-II-Gebiet bildenden Sterne von einigen Dutzend bis hin zu mehreren Tausend Sternen, welche nach dem Abschluss der Sternentstehungsphase in dieser Region des Weltalls zunächst einen offenen Sternhaufen bilden.

Solche offene Sternhaufen stellen für die professionellen Astronomen ein ideales Laboratorium zum Studium der Sternentwicklung dar, da sich die dort konzentrierten Sterne ursprünglich alle aus derselben Molekülwolke gebildet haben und somit in etwa über das gleiche Alter und eine sehr ähnliche chemische Zusammensetzung verfügen. Da die Mitglieder eines Haufens allerdings über sehr unterschiedliche Massen verfügen, finden sich in solchen Haufen Sterne in ganz unterschiedlichen Entwicklungsphasen. Wie schnell sich ein Stern entwickelt, hängt nämlich stark von seiner anfänglichen Masse ab, so dass sich die masseärmsten Vertreter des Haufens kaum entwickelt haben dürften, während die massereichen Sonnen den größten Teil ihres stellaren Lebens schon hinter sich haben und vermutlich bald als Supernova explodieren werden.

Durch eine eingehende Untersuchung ist daher unter anderem ein Vergleich der Entwicklung von Sternen möglich. Dies erleichtert es den Astronomen und Astrophysikern, die Auswirkungen anderer Eigenschaften der Sterne auf ihre jeweilige Entwicklung zu ermitteln. Des weiteren kann die gemeinsame Bewegungsrichtung der in einem offenen Sternhaufen konzentrierten Sterne zur Bestimmung der Entfernung genutzt werden.

Bei einem der in unserer Galaxie angesiedelten offenen Sternhaufen handelt es sich um den in dem Sternbild „Schiffskiel“ (lat. „Carina“) gelegenen Sternhaufen NGC 3572. Bei einer Ausdehnung von sieben Bogenminuten erreicht NGC 3572 eine scheinbare Helligkeit von 6,60 mag und kann somit bereits mit einem Fernglas beobachtet werden.

In diesem Sternhaufen konzentriert sich eine Vielzahl an jungen, heißen und in bläulich-weißen Farben leuchtenden Sternen, welche eine intensive Strahlung aussenden und die ihre Umgebung zudem durch einen intensiven Sternwind beeinflussen. Das noch in dem Sternhaufen vorhandene Gas wird durch die von den Sternen ausgehenden Strahlung verteilt und oft zu eigentümlichen Strukturen geformt. Genau dies ist auf einer neuen Aufnahme von NGC 3572 zu erkennen, welche am vergangenen Mittwoch von der europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlicht wurde.

Im unteren Bereich der Aufnahme sind noch Teile der Molekülwolke sichtbar, aus der sich die jungen Sterne gebildet haben. Sie wurde durch die Strahlung der neu geborenen Sonnen schon sehr stark in Mitleidenschaft gezogen und leuchtet in einem charakteristischen rötlichen Farbton. Außerdem sind in dem Gas und dem Staub faszinierende Formen wie Blasen, Bögen und dunkle Säulen entstanden. Letztere werden auch als „Elefantenrüssel“ (engl. „elephant trunks“) bezeichnet. Das wahrscheinlich bekannteste Beispiel für eine solche Struktur sind die berühmten „Säulen der Schöpfung“, welcher sich im Adlernebel im Sternbild Schlange (lat. Serpens) befinden.

Eine Struktur auf der hier gezeigten ESO-Aufnahme können sich die Astronomen bislang nicht richtig erklären. Etwas oberhalb der Bildmitte befindet sich eine kleine, ringförmige und nebelartige Struktur. Dabei könnte es sich um den Überrest einer dichten Region der Molekülwolke handeln, aus der sich der Haufen einstmals gebildet hat, oder aber um eine Blase, welche einen heißen Stern umgibt. Einige Astronomen halten dieses Objekt auch für einen eigentümlich geformten planetarischen Nebel, also für einen sterbenden Stern, der gerade seine äußeren Hüllen ins All abstößt und dieses Material dann durch seine Strahlung zum Leuchten anregt.

Bei offenen Sternhaufen wie NGC 3572 handelt es sich um relativ kurzlebige Gebilde. Durch gravitative Wechselwirkungen zwischen den einzelnen Sternen und andere Einflüsse, wie etwa die Supernova-Explosionen der massereichen Sterne, lösen sich diese Haufen im Verlauf von einigen zehn bis zu einigen hundert Millionen Jahren langsam auf. So kann es sein, dass ein heute als Einzelstern erscheinender Stern sein stellares Leben einstmals in einem Sternhaufen begonnen hat, der aber inzwischen längst verschwunden ist.

Die kürzlich veröffentlichte Aufnahme von NGC 3572 entstand aus Daten, welche von einem Astronomenteam unter der Leitung des ESO-Astronomen Giacomo Beccari mit dem MPG/ESO 2,2-Meter-Teleskop des La-Silla-Observatoriums der ESO in Chile gewonnen wurden. Das Ziel der Arbeit bestand in der Untersuchung der protoplanetaren Scheiben junger Sterne in NGC 3572. Dabei stellten die Wissenschaftler zu ihrer Überraschung fest, dass der Sternhaufen Sterne enthält, welche älter als zehn Millionen Jahre sind, immer noch eindeutig Masse anhäufen und somit immer noch von Scheiben umgeben sein müssen. Dies belegt, dass die Sternentstehung in NGC 3572 seit mindestens 10 bis 20 Millionen Jahren stattfindet und würde bedeuten, dass der Prozess der Planetenentstehung auf viel längeren Zeitskalen läuft als bisher allgemein angenommen.

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

Interstellare Molekülwolken bestehen aus Ansammlungen von Gas und Staubpartikeln und beherbergen das Rohmaterial, aus dem sich im Rahmen des Prozesses der Sternentstehung neue Sterne bilden. Allerdings verbergen die winzigen Staubkörnchen im sichtbaren Bereich des Lichts auch all das, was sich innerhalb oder hinter diesen Wolken befindet beziehungsweise abspielt. Dies wiederum erschwert den Astronomen jedoch das Beobachten von Sternentstehungsprozessen.

Aus diesem Grund verwenden Astronomen Instrumente, welche es ermöglichen, Molekülwolken und Sternentstehungsgebiete bei anderen Wellenlängen als denen des sichtbaren Lichts zu beobachten. Hierfür besonders geeignet sind Untersuchungen im Submillimeterbereich, in dem die Staubteilchen aufgrund ihrer niedrigen Temperatur von lediglich wenigen Grad über dem absoluten Nullpunkt Strahlung abgeben anstatt das Licht zu blockieren.

Heiße Objekte geben den größten Anteil ihrer Strahlung bei kürzeren Wellenlängen und kältere Objekte bei längeren Wellenlängen ab. So erscheinen zum Beispiel heiße Sterne mit Temperaturen von etwa 20.000 Kelvin in einer bläulichen Farbe. Kühlere Sterne mit Temperaturen von um die 3.000 Kelvin erscheinen dagegen rötlich. Eine Staubwolke mit einer Temperatur von nur zehn Kelvin hat ihr Emissionsmaximum bei einer Wellenlänge von etwa 0,3 Millimetern und lässt sich beispielsweise im Submillimeterbereich beobachten.

Die LABOCA-Kamera des Atacama Pathfinder Experiment (kurz APEX) ist auf solche Beobachtungen spezialisiert. Bei dem APEX handelt es sich um ein in einer Höhe von 5.000 Metern über dem Meeresspiegel auf dem Chajnantor-Plateau in der chilenischen Atacamawüste befindliches Radioteleskop, welches ursprünglich errichtet wurde, um Technologien für den Teleskopverbund ALMA zu testen.

Eine am vergangenen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme zeigt einen Teilbereich eines im Sternbild Orion gelegenen größeren Komplexes, welcher allgemein als die Orion-Molekülwolke bekannt ist. Dieses Gebiet stellt einen geradezu unerschöpflicher Schmelztiegel aus hellen Nebeln, jungen und somit heißen Sternen und kaltem Staub dar, verfügt über einen Durchmesser von mehreren Hundert Lichtjahren und befindet sich in einer Entfernung von etwa 1.300 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem.

Das auf der nebenstehenden Aufnahme zu erkennende Leuchten im Submillimeterbereich stammt von den kalten Staubwolken, welche in diesem Bild orange dargestellt sind. Das Foto wurde mit einer vertrauteren Aufnahme dieser Himmelsregion im sichtbaren Licht überlagert. Die auffallend große, helle Wolke oben rechts im Bild ist der allgemein bekannte Orionnebel.

Dieser Emissionsnebel ist unter günstigen Sichtbedingungen bereits mit dem bloßem Auge als ein etwas verschwommener „Fleck“ im „Schwert des Orion“ unterhalb der drei Gürtelsterne dieses markanten Sternbildes zu erkennen. Der Orionnebel ist aber nur der hellste Teil eines riesigen Sternentstehungsgebietes, in dem sich nach wie vor neue Sterne bilden. Von der Erde aus gesehen ist der Orionnebel der nächst gelegene Ort im Universum, an dem eine Sternentstehung beobachtet werden kann.

Die Staubwolken bilden wunderschöne Filamente, Streifen und Blasen, welche durch unterschiedliche Prozesse wie etwa einen gravitativen Kollaps oder durch die Einwirkungen von Sternwinden entstehen. Solche Sternwinde sind der kontinuierliche Strom von Materie, welche von Sternen ausgestoßen wird. Diese Winde verfügen über genügend Kraft, um die in der Umgebung gelegenen Staubwolken in die gebogenen Strukturen zu bringen, welche wir auf dieser Aufnahme erkennen.

Astronomen haben mit Hilfe dieser Aufnahme und weiterer durch das APEX gewonnener Daten sowie anhand von Aufnahmen des Weltraumteleskops Herschel im Bereich der Orion-Molekülwolke nach sogenannten Protosternen, einem besonders frühen Stadium der Sternentstehung, gesucht. Bisher waren sie in der Lage, dort 15 solcher Objekte zu identifizieren, welche bei längeren Wellenlängen viel heller erscheinen als bei kürzeren. Diese neu entdeckten, seltenen Objekte gehören vermutlich zu den jüngsten Protosternen, welche jemals gefunden wurden.

Eine entsprechende Forschungsarbeit wurde am 10. April 2013 von Amelia M. Stutz et al. in der Fachzeitschrift „Astrophysical Journal “ unter dem Titel „A Herschel and APEX Census of the Reddest Sources in Orion: Searching for the Youngest Protostars“ publiziert.

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Fachartikel von Amelia M. Stutz et al.:

• A Herschel and APEX Census of the Reddest Sources in Orion: Searching for the Youngest Protostars (engl.)

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

Bei dem Objekt NGC 6559 handelt es sich um eine interstellare Wolke aus Gas und Staub, welche sich in einer Entfernung von etwa 5.000 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Sternbild Schütze (lateinischer Name „Sagittarius“) befindet. NGC 6559 verfügt über einen vergleichsweise geringen Durchmesser von lediglich wenigen Lichtjahren und befindet sich nahe am Lagunennebel (NGC 6523 beziehungsweise Messier 8). NGC 6559 wird daher oftmals lediglich als ein „Anhängsel“ des Lagunennebels wahrgenommen und häufig übersehen. Dennoch spielt diese relativ kleine Sternentstehungsregion in einer kürzlich von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichten Aufnahme die Hauptrolle.

Das Gas im Bereich von NGC 6559, welches den Grundstoff für die Entstehung von Sternen bildet, besteht größtenteils aus Wasserstoff. Sobald sich in einem abgegrenzten Bereich des Nebels genügend Materie ansammelt, beginnt diese unter ihrer eigenen Schwerkraft in sich zusammenzufallen. Bedingt durch das Kollabieren des Gases wird das Zentrum dieses Bereiches immer dichter und heißer. Schließlich wird dabei ein Punkt erreicht, an dem die thermonukleare Fusion von Wasserstoff zu Helium einsetzt und ein neuer Stern „geboren“ wird. Die durch den Fusionsprozess freigesetzte Energie stoppt den Kollaps und lässt die neugeborenen Sterne leuchten.

Die hellen, jungen Sterne, welche sich im Rahmen dieses Prozesses innerhalb von NGC 6559 gebildet haben, führen dem verbliebenen Wasserstoffgas mehr und mehr Energie zu. Diese jungen Sonnen gehören üblicherweise zu den Sternen vom Spektraltyp „O“ oder „B“ und verfügen daher über Oberflächentemperaturen im Bereich von 10.000 bis 50.000 Kelvin. Sie strahlen große Mengen hochenergetischer UV-Strahlung in ihre Umgebung ab, welche in der Lage ist, Wasserstoffatome zu ionisieren. Das verbliebene Gas gibt diese zugeführte Energie wieder ab, wodurch das im zentralen Bildbereich erkennbare faserige rote Leuchten entsteht. Ein solches Objekt wird von den Astronomen auch als Emissionsnebel bezeichnet.

NGC 6559 setzt sich allerdings nicht nur aus Wasserstoffgas zusammen. Zusätzlich enthält diese Region feste Staubkörnchen, welche aus schwereren Elementen wie Kohlenstoff oder Silizium bestehen. Der bläuliche Bereich unmittelbar rechts neben dem rötlich leuchtenden Emissionsnebel kommt dadurch zustande, weil das Licht, welches von den gerade erst entstandenen Sternen ausgeht, an den dort befindlichen mikroskopisch kleinen Staubpartikeln gestreut – also in alle Richtungen reflektiert – wird.

Staubhaltige Regionen erscheinen in der Regel bläulich, da die Streuung für kürzere, bläuliche Wellenlängenbereiche des elektromagnetischen Spektrums deutlich effektiver ausfällt. Solche Nebel, welche nicht selbst leuchten, sondern lediglich das Licht von Sternen reflektieren, werden als Reflexionsnebel bezeichnet.

In Bereichen, in denen der Staub besonders stark konzentriert auftritt, blockiert dieser das Licht, welches von hinter den Staubkonzentrationen gelegenen Sternen ausgeht, vollständig, so wie in den dunklen Flecken und den gewundenen Filamenten unten links und rechts in der nebenstehenden Aufnahme. Um auch die hinter den Staubwolken gelegenen Bereiche untersuchen zu können, müssten die Astronomen den Nebel bei längeren, infraroten Wellenlängen beobachten, in denen der Staub das Licht von Hintergrundsternen nicht absorbiert.

Der Hintergrund der Aufnahme wird von unzähligen älteren, normalerweise gelblich leuchtenden Sternen gefüllt, welche sich ebenfalls in unserer Heimatgalaxie befinden. Einige dieser Sterne erscheinen allerdings rötlich und etwas lichtschwächer. Dieser Effekt entsteht, weil das von diesen Sternen ausgehende Licht auf dem Weg zur Erde zuerst den Staub von NGC 6559 durchqueren muss.

Die hier kurz vorgestellte Aufnahme des Emissionsnebels NGC 6559 dokumentiert die chaotischen Bedingungen, welche herrschen, wenn sich Sterne im Inneren einer interstellaren Molekülwolke bilden. Angefertigt wurde die Aufnahme mit dem „Danish Faint Object Spectrograph and Camera“-Instrument (kurz „DFOSC“) am Danish-1,54-Meter-Teleskop, welches Bestandteil des La Silla-Observatoriums der ESO in den chilenischen Anden ist. Dieses Teleskop ist bereits seit dem Jahr 1979 in Betrieb und wurde erst kürzlich generalüberholt und dabei in ein fernsteuerbares Teleskop mit modernster Technik umgerüstet.

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