Quelle: ESO Announcement 25007, 21. Oktober 2025

4MOST ist am ESO-Teleskop „Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy” (VISTA) in Chile installiert und ist das größte Instrument seiner Art zur Erforschung des südlichen Sternenhimmels. Es soll in den ersten fünf Jahren seines Betriebs das Licht von mehr als 25 Millionen verschiedenen Objekten erfassen und analysieren, um unter anderem die Geschichte unserer Galaxie zu ergründen, die Geheimnisse der Dunklen Materie zu erforschen und die Entstehung von Sternen zu untersuchen.

Dieses Instrument ist so konzipiert, dass es das Licht von Tausenden von kosmischen Objekten gleichzeitig einfängt, wobei mehr als 2400 dünne optische Fasern verwendet werden, die jeweils etwa so dick wie ein menschliches Haar sind. Dieses Licht wird dann auf drei separate Spektrografen gelenkt, die es in bis zu 18 000 Farbkomponenten (im sichtbaren Lichtbereich von Violett bis Rot) aufspalten und uns so einzelne Spektren liefern. Anhand dieser Spektren können Astronominnen und Astronomen die Eigenschaften der beobachteten kosmischen Quellen analysieren, darunter ihre chemische Zusammensetzung, Geschwindigkeit oder Entfernung.

„Forschende haben schon lange auf ein Instrument wie 4MOST gewartet“, sagt Joar Brynnel, 4MOST-Projektleiter am Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP), dem Institut, das das Instrumentenkonsortium geleitet hat. Die Anzahl der Objekte, die es gleichzeitig beobachten kann, das große Sichtfeld (entspricht der Fläche von 16 Vollmonden) und die große Anzahl von Spektralfarben, die es gleichzeitig registrieren kann, machen das Instrument so einzigartig.

„Es handelt sich hier um eine grundlegende Veränderung unserer Arbeit bei der ESO. Normalerweise beobachtet man mit einem Instrument jeweils nur die Ziele einer einzigen wissenschaftlichen Studie“, sagt Vincenzo Mainieri, ESO-Projektwissenschaftler für 4MOST. Aufgrund der großen Anzahl von Fasern kann das Instrument jedoch Quellen aus vielen verschiedenen wissenschaftlichen Projekten gleichzeitig beobachten. Er fährt fort: „4MOST kann 10 oder mehr wissenschaftliche Studien parallel in einer einzigen Beobachtung bedienen. Auf diese Weise lässt sich die wissenschaftliche Leistung des Instruments maximieren.“

Diese neuartige Technik wird nicht nur den Blick auf unsere eigene Galaxie erhellen, sondern auch Beobachtungen von mehreren Galaxien in größerer Entfernung ermöglichen, um zu verstehen, wie sie entstehen und sich entwickeln. Durch die Beobachtung entfernter Galaxien wird 4MOST auch zu einem besseren Verständnis der Dunklen Materie beitragen, einer unsichtbaren Form von Materie, die Galaxien und den Raum zwischen ihnen durchdringt. Das Instrument dient auch zur Erforschung der Entwicklung des Universums selbst, um zu untersuchen, wie es sich im Laufe der Zeit ausdehnt und verändert.

4MOST hat den Platz der VISTA-Infrarotkamera (VIRCAM) eingenommen, die seit 2008 Vermessungen für das VISTA-Teleskop durchgeführt hat. Da es sich bei 4MOST um einen Spektrografen handelt, ein Instrument, das sich grundlegend von einer Kamera unterscheidet, musste VISTA für den Einsatz dieses Instruments komplett aufgerüstet werden. „Wir mussten viele Komponenten des Teleskops austauschen, um unser Instrument einzubauen. Wir haben neue große Optiken für das Teleskop, neue technische Kameras zur Steuerung des Teleskops und dann das Instrument selbst eingebaut“, sagt Brynnel. „Die Aufrüstung des VISTA-Teleskops für die neuen Komponenten wurde von der ESO im Vorfeld der Ankunft von 4MOST vorbereitet“, erklärt Jean-François (Jeff) Pirard, ESO-Projektleiter für 4MOST. „Das Teleskop wurde im ersten Halbjahr 2025 wieder in Betrieb genommen, gerade rechtzeitig, um das neue 4MOST-Instrument in Empfang zu nehmen.“

Die ersten Beobachtungen mit 4MOST, die einen Bereich des Himmels umfassten, in dem sich die Sculptor-Galaxie und der Sternhaufen NGC 288 befinden, zeigen die Fähigkeit dieses hochmodernen Instruments, mehrere Ziele mit einem erstaunlich großen Sichtfeld und zahlreichen optischen Fasern zu beobachten. Im ersten Durchlauf sammelte 4MOST Spektren von verschiedenen Sternen in unserer Milchstraße und von mehr als tausend nahen und fernen Galaxien und demonstrierte damit seine beeindruckenden Kapazitäten.

Roelof de Jong, leitender Forscher bei 4MOST und Leiter der Abteilung Milchstraße am AIP, bemerkt: „Es ist unbeschreiblich, die ersten Spektren unseres neuen Instruments zu sehen. Die Daten sehen von Anfang an fantastisch aus und sind ein gutes Zeichen für all die verschiedenen wissenschaftlichen Projekte, die wir durchführen wollen. Dass wir Licht, das manchmal Milliarden von Lichtjahren zurückgelegt hat, in einer Glasfaser von der Größe eines Haares einfangen können, ist einfach unglaublich. Eine beeindruckende Leistung, die nur durch ein herausragendes Entwicklungsteam möglich wurde. Ich kann es kaum erwarten, bis das System jede Nacht in Betrieb ist.“

4MOST ist beobachtungsbereit (Videozusammenstellung)

Weitere Informationen

Das 4MOST- Instrument wird von einem Konsortium aus 30 Universitäten und Forschungsinstituten in Europa und Australien unter der Leitung des Leibniz-Instituts für Astrophysik Potsdam (AIP) entwickelt, gebaut und wissenschaftlich betrieben. Die wichtigsten am Bau und Betrieb des Instruments beteiligten Institute sind:

• Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP), Deutschland
• Macquarie University / Australian Astronomical Optics (AAO), Australien
• Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (CRAL), Frankreich
• Europäische Südsternwarte (ESO)
• Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA), Deutschland
• Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE), Deutschland
• Nederlandse Onderzoekschool Voor Astronomie (NOVA), Niederlande
• Universität Cambridge, Institut für Astronomie (IoA), Vereinigtes Königreich
• Universität Hamburg (UHH), Hamburger Sternwarte, Deutschland
• Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie (ZAH), Deutschland

Links

• AIP-Pressemitteilung zum ersten Licht mit 4MOST
• 4MOST-Konsortiums-Webseiten
• 4MOST-Seiten auf der öffentlichen ESO-Internetseite
• Weitere Informationen zu 4MOST im ESO-Blog

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• VISTA

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Quelle: Universität Wien 10. Juli 2024.

10. Juli 2024 – Extrem schnell bewegte Sterne im Sternhaufen Omega Centauri, die eine neue Untersuchung ausfindig gemacht hat, zeigen: Im Zentrum des Sternhaufens befindet sich ein Schwarzes Loch mit mindestens 8.200 Sonnenmassen – damit ist dieses massereiche schwarze Loch das uns am nächsten liegende. Mit dieser Entdeckung konnten Forscher*innen des Max-Planck-Instituts für Astronomie unter Beteiligung der Universität Wien erstmals die Existenz eines Schwarzen Lochs mittlerer Masse nachweisen. Der Fund bestätigt außerdem, dass Omega Centauri die Kernregion einer Galaxie ist, die vor Milliarden von Jahren von der Milchstraße verschluckt wurde. Ohne seine äußeren Sterne hat sich der Galaxienkern seither so gut wie nicht weiterentwickelt. Die Studie wurde aktuell im renommierten Fachmagazin Nature veröffentlicht.

Omega Centauri ist eine spektakuläre Ansammlung von etwa zehn Millionen Sternen, die in südlichen Breitengraden als Fleck am Nachthimmel sichtbar ist. Durch ein kleines Teleskop sieht er nicht anders aus als andere so genannte Kugelsternhaufen. Die neue Studie bestätigt nun, was Astronom*innen schon seit längerem vermutet hatten: Omega Centauri enthält ein zentrales Schwarzes Loch. Mit einer Entfernung von etwa 18.000 Lichtjahren ist dies das nächstgelegene bekannte Beispiel für ein massereiches Schwarzes Loch. Im Vergleich dazu: Das supermassereiche Schwarze Loch im Zentrum der Milchstraße befindet sich rund 27.000 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Aber nicht nur die Nähe zur Erde macht diesen Fund besonders. Die Astronomie kennt für Schwarze Löcher unterschiedliche Massebereiche. Stellare Schwarze Löcher mit einer bis zu einigen Dutzend Sonnenmassen sind kleinere schwarze Löcher und vergleichsweise gut erforscht, ebenso wie supermassereiche Schwarze Löcher in den Zentren von Galaxien, mit Massen von Millionen oder sogar Milliarden Sonnen. Umfassende Beweise und Forschung zu mittelgroßen schwarzen Löchern fehlten – bis jetzt. Mit mindestens 8.200 Sonnenmassen ist das Schwarze Loch in Omega Centauri der erste Nachweis eines solchen mittelgroßen Schwarzen Lochs.

Momentaufnahme der Galaxien-Evolution
„Omega Centauri ist etwas ganz Besonderes. Als Kern einer ehemals selbstständigen Galaxie, die dann mit der Milchstraße verschmolz und dabei alle Sterne außer jenen der Kernregion verlor, ist Omega Centauri eine Art Momentaufnahme aus der Galaxienevolution“, erklärt Glenn van de Ven, einer der Autor*innen der neuen Studie und Leiter des Instituts für Astrophysik an der Universität Wien. Es gibt keine weiteren Verschmelzungen und keine Möglichkeit für das zentrale Schwarze Loch, zu wachsen. Das Schwarze Loch bleibt in der Größe erhalten, die es hatte, als Omega Centauri von der Milchstraße verschluckt wurde. „Wir wissen nicht genau wie supermassereiche Schwarze Löcher entstanden sind, aber es ist möglich, dass sie aus mittelgroßen Schwarzen Löchern gewachsen sind. Wir haben nun den ersten Beweis gefunden, dass es solche mittelgroße Schwarze Löcher tatsächlich gibt“, ergänzt Anja Feldmeier-Krause von der Universität Wien und ebenfalls eine der Autor*innen.

Geschwindigkeiten von 1,4 Millionen Sternen zum Nachweis bestimmt
Der nun gelungene Nachweis stellte die Astronom*innen vor eine zeitaufwändige Herausforderung. Federführend war Maximilian Häberle, ein Doktorand am Max-Planck-Institut für Astronomie und Leiter der Studie. Er bestimmte anhand von über 500 Archivbildern des Weltraumteleskops Hubble die Geschwindigkeiten von 1,4 Millionen Sternen. „Die Suche nach schnellen Sternen und die Dokumentation ihrer Bewegung war die sprichwörtliche Suche nach der Nadel im Heuhaufen“, so Häberle. Doch am Ende hatte Häberle nicht nur den bisher vollständigsten Katalog der Bewegung von Sternen in Omega Centauri (veröffentlicht in einem separaten Artikel). Er konnte zudem sieben auffällige, sich schnell bewegende Sterne in einer kleinen Region im Zentrum von Omega Centauri ausmachen.

Anhand dieser sieben Sterne mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten und Bewegungsrichtungen konnten Häberle und seine Kolleg*innen die unterschiedlichen Effekte trennen und feststellen, dass sich im Zentrum von Omega Centauri eine Masse mit mindestens 8.200 Sonnenmassen befindet. Diese detaillierte Untersuchung verschaffte den Forscher*innen auch statistische Sicherheit: Die Beobachtung von sieben solcher Sterne kann kein Zufall sein und lässt keinen Raum für andere Erklärungen als ein Schwarzes Loch.

Beobachtungszeit mit dem Weltraumteleskop JWST soll in weiterer Folge noch mehr Details bringen, die Wissenschafter*innen wollen etwa die Bewegung der schnellen Sterne auf die Erde zu oder von ihr weg messen (Radialgeschwindigkeiten). Auch mit derzeit im Bau befindlichen neuen Instrumenten (GRAVITY+ am VLT der ESO, MICADO am Extremely Large Telescope) wird es möglich sein, Sternpositionen noch deutlich genauer zu bestimmen als mit Hubble.

Originalpublikation:
M. Häberle et al. „Fast-moving stars around an intermediate-mass black hole in ω Centauri“. Nature.
DOI: 10.1038/s41586-024-07511-z
https://www.nature.com/articles/s41586-024-07511-z
pdf: https://www.nature.com/articles/s41586-024-07511-z.pdf

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• Schwarze Löcher

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 17. Juni 2024.

17. Juni 2024 – Beobachtungen eines der am weitesten entfernten Schwarzen Löcher im frühen Universum mit dem Weltraumteleskop JWST zeigen: Offenbar wuchsen Schwarze Löcher bereits weniger als eine Milliarde Jahre nach dem Urknall in ähnlicher Weise wie heute. Dass es bereits im frühen Universum überraschend massereiche Schwarze Löcher gab, läßt sich daher nicht, wie von einer Reihe von Astronom*innen erhofft, mit besonders effizienten „Fütterungsmechanismen“ Schwarzer Löcher in der Frühzeit unseres Kosmos erklären. Die Ergebnisse wurden in der Zeitschrift Nature Astronomy veröffentlicht.

Die ersten Milliarden Jahre der kosmischen Geschichte stellen für die Astronomie eine Herausforderung dar. Die frühesten bekannten Schwarzen Löcher in den Zentren von Galaxien besaßen bereits damals überraschend große Massen. Aber wie konnten sie so schnell so massereich werden? Jetzt verschärfen neue Beobachtungen das Problem sogar noch: Sie liefern deutliche Belege gegen mehrere Lösungsvorschläge. Insbesondere scheint es für die frühesten Schwarzen Löcher keinen „ultra-effektiven Fütterungsmodus“ zu geben, der einen raschen Massezuwachs erklären könnte.

Grenzen des Wachstums supermassereicher Schwarzer Löcher
Sterne und Galaxien haben sich in den letzten 13,8 Milliarden Jahren, der bisherigen Lebenszeit unseres Kosmos, enorm verändert. Die Galaxien sind größer geworden und haben an Masse gewonnen, indem sie sich Gas aus ihrer Umgebung einverleibt haben oder (gelegentlich) indem zwei Galaxien miteinander verschmolzen sind. Lange Zeit gingen die Astronomen davon aus, dass die supermassereichen schwarzen Löcher in den Zentren der Galaxien ähnlich allmählich gewachsen sind wie die Galaxien selbst.

Schwarze Löcher können ganz allgemein nicht beliebig schnell wachsen. Materie, die auf ein Schwarzes Loch fällt, bildet eine sich drehende, heiße, helle „Akkretionsscheibe“ um das Schwarze Loch. Bei supermassereichen Schwarzen Löchern entsteht auf diese Weise ein aktiver galaktischer Kern. Die hellsten aktiven Kerne, die so genannten Quasare, gehören zu den hellsten astronomischen Objekten überhaupt. Die Helligkeit begrenzt allerdings, wie viel Materie dann noch auf das Schwarze Loch fallen kann: Licht übt einen (Strahlungs-)Druck aus, der Materieeinfall bremsen oder sogar verhindern kann.

Wie wurden Schwarze Locher so rasch so massereich?
Deshalb waren die Astronom*innen überrascht, als sie in den letzten zwanzig Jahren bei der Beobachtung entfernter Quasare sehr junge Schwarze Löcher entdeckten, die dennoch bereits Massen bis zu 10 Milliarden Sonnenmassen besaßen. In der Astronomie ist der Blick auf weit entfernte Objekte immer ein Blick in die ferne Vergangenheit, schlicht weil das Licht jener Objekte immer eine gewisse Zeit benötigt, um uns zu erreichen. Die am weitesten entfernten bekannten Quasare sehen wir so, wie sie in einer als „kosmische Dämmerung“ bezeichneten Ära waren, weniger als eine Milliarde Jahre nach dem Urknall, als die ersten Sterne und Galaxien entstanden.

Die Entstehung der frühen, massereichen Schwarzen Löcher zu erklären ist aktuell eine große Herausforderung für die Modelle der Galaxienentwicklung. Es gibt eine Reihe von möglichen Erklärungen, allerdings bislang noch keine, die allgemein akzeptiert wäre. Könnte es vielleicht sein, dass frühe Schwarze Löcher viel effizienter Gas akkretierten als ihre modernen Gegenstücke? Oder könnte Staub die Beobachtungen von Quasaren so beeinflussen, dass die Abschätzungen für die Massen von frühen Quasaren irrtümlich zu hoch ausfallen?

Genauer hingeschaut beim Wachstum früher Schwarzer Löcher
Um entscheiden zu können, welche der Erklärungen – wenn überhaupt eine davon – die richtige ist, sind genauere Beobachtungen von Quasaren nötig, als sie bislang möglich waren. Hier kommt das Weltraumteleskop JWST und insbesondere sein Instrument MIRI für den mittleren Infrarotbereich ins Spiel: Bei der Messung der Spektren entfernter Quasare ist MIRI 4000 Mal empfindlicher als alle vorherigen Instrumente.

Instrumente wie MIRI werden von internationalen Konsortien gebaut, in enger Zusammenarbeit zwischen Wissenschaftler*innen, Ingenieur*innen und Techniker*innen. Als Gegenleistung für den Bau des Instruments erhalten die Konsortien ein bestimmtes Kontingent an Beobachtungszeit. Bereits 2019, Jahre vor dem Start von JWST, beschloss das europäische MIRI-Konsortium, einen Teil dieser Zeit zu nutzen, um MIRI mit einer wichtigen Art von Beobachtung auf die Probe zu stellen: Man beschloss, den damals am weitesten entfernten bekannten Quasar zu beobachten, ein Objekt mit der Bezeichnung J1120+0641.

Blick auf eines der frühesten Schwarzen Löcher
Die Auswertung der Beobachtungen wurde Dr. Sarah Bosman übertragen, Postdoktorandin am Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) und Mitglied des europäischen MIRI-Konsortiums. Das MPIA hatte zum MIRI-Instrument eine Reihe wichtiger Bauteile beigetragen. Bosman war direkt wegen ihrer Erfahrung bei der Untersuchung früher supermassereicher Schwarzer Löcher eingeladen worden, dem MIRI-Konsortium beizutreten.

Die Beobachtungen wurden im Januar 2023 durchgeführt, während des ersten Beobachtungszyklus des JWST, und dauerten etwa zweieinhalb Stunden. Dies war die erste Untersuchung eines Quasars im mittleren Infrarotbereich in der Zeit der kosmischen Dämmerung, nur 770 Millionen Jahre nach dem Urknall (Rotverschiebung z=7). Erfasst wurde dabei nicht ein Bild, sondern ein Spektrum: die regenbogenartige Aufspaltung des Lichts des Objekts in Komponenten verschiedener Wellenlängen.

Auf der Spur von Staub und schnellem Gas
Die Gesamtform des Spektrums im mittleren Infrarot („Kontinuum“) enthält Informationen über die Eigenschaften eines gigantischen, lockeren Rings aus Staub, wie er die Akkretionsscheibe von Quasaren typischerweise umgibt. Der „Staubtorus“ hilft, Materie zur Akkretionsscheibe zu leiten und so das Schwarze Loch zu „füttern“. Die schlechte Nachricht für alle, die die Lösung für die massereichen frühen Schwarzen Löcher in ungewöhnlich schnellem Wachstum suchen: Der Staubtorus und damit auch der Fütterungsmechanismus des frühen Quasars unterscheiden sich kaum von denen modernerer Gegenstücke. Den einzigen Unterschied hatte kein Modell des schnellen Wachstums früher Quasare vorhergesagt: eine rund 100 Kelvin höhere Staubtemperatur als die 1300 K, die für den heißesten Staub in weniger weit entfernten Quasaren gefunden wurden.

Bei kürzeren Wellenlängen dominiert das Licht der Akkretionsscheibe das Spektrum. Hier zeigen die neuen Beobachtungen, dass das Licht des Quasars für uns als entfernte Beobachter ausdrücklich nicht durch überdurchschnittlich viel Staub geschwächt wird. Dass wir die Massen früher Schwarzer Löcher lediglich wegen des zusätzlichen Staubs überschätzen würden, ist damit auch keine gangbare Erklärung.

Ein “schockierend normaler” früher Quasar
In der sogenannten broad-line region von Quasaren, benannt nach ihren charakteristischen breiten Spektrallinien, umkreisen Gasklumpen das Schwarze Loch mit annähernd Lichtgeschwindigkeit. Das lässt Rückschlüsse auf die Masse des Schwarzen Lochs ebenso wie auf Dichte und Ionisierung der umgebenden Materie zu. Aber auch in dieser Hinsicht war bei den Beobachtungen alles normal. Bei so gut wie allen Eigenschaften, die sich aus dem Spektrum ableiten lassen, unterscheidet sich J1120+0641 nicht von Quasaren zu späteren Zeiten.

Bosman sagt: „Mit unseren Beobachtungen wird das Rätsel noch ein bisschen rätselhafter. Frühe Quasare waren überraschend normal. Unabhängig davon, bei welchen Wellenlängen wir sie beobachten, sind Quasare offenbar in allen Epochen des Universums nahezu identisch.“ Es sieht so aus, als wären nicht nur die supermassereichen Schwarzen Löcher selbst, sondern auch ihre Fütterungsmechanismen bereits völlig „ausgereift“ gewesen, als das Universum gerade mal 5% so alt war wie heute.

Das schließt eine Reihe der Lösungsvorschläge für die große Masse früher Schwarzer Löcher aus und stützt damit die Idee, dass supermassereiche Schwarze Löcher von Anfang an eine beträchtliche Masse gehabt haben müssen, im Fachjargon der Astronomie: dass sie „primordial“ oder bereits von Anfang an „groß angelegt“ („seeded large“) sind. Supermassereiche Schwarze Löcher hätten sich demnach nicht aus den Überresten früher Sterne gebildet und wären erst anschließend sehr schnell massereich geworden. Sie dürften sich im Gegenteil von vornherein mit Massen von mindestens hunderttausend Sonnenmassen gebildet haben, vermutlich durch den Kollaps massereicher früher Gaswolken.

Hintergrundinformationen
Die hier beschriebenen Ergebnisse wurden unter dem Titel „JWST rest-frame infrared spectroscopy reveals a mature quasar at cosmic dawn“ in der Zeitschrift Nature Astronomy veröffentlicht.

Die beteiligten MPIA-Wissenschaftler sind Sarah Bosman (ebenfalls Universität Heidelberg), Fabian Walter, Leindert Boogaard, Manuel Güdel und Thomas Henning, in Zusammenarbeit mit dem MIRI Guaranteed Time Observations (MIRI GTO) Team.

Originalpublikation:
S. Bosman et al., „JWST rest-frame infrared spectroscopy reveals a mature quasar at cosmic dawn“ in Nature Astronomy.
DOI: 10.1038/s41550-024-02273-0
https://www.nature.com/articles/s41550-024-02273-0

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• Schwarze Löcher

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 6. Juni 2024.

6. Juni 2024 – Die Ergebnisse zeigen die bislang reichhaltigste chemische Zusammensetzung aus Kohlenwasserstoffen in einer protoplanetaren Scheibe, einschließlich des ersten Nachweises von Ethan außerhalb des Sonnensystems und einer relativ geringen Häufigkeit von sauerstoffhaltigen Verbindungen.

Zusammen mit früheren Entdeckungen ergibt sich ein Trend, dass sich die Scheiben um sehr massearme Sterne chemisch von denen um massereichere Sterne wie die Sonne unterscheiden, was sich auf die Atmosphären der dort entstehenden Planeten auswirkt.

Planeten entstehen in Scheiben aus Gas und Staub, die junge Sterne umgeben. Der MIRI Mid-INfrared Disk Survey (MINDS) unter der Leitung von Thomas Henning vom Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg verfolgt das Ziel, eine repräsentative Stichprobe von Scheiben zu erstellen. Durch die Erforschung ihrer chemischen und physikalischen Eigenschaften mit MIRI (Mid INfrared Instrument) an Bord des Weltraumteleskops James Webb (JWST) stellt die Gruppe eine Verbindung zwischen diesen Scheiben und den Eigenschaften der Planeten her, die sich dort möglicherweise bilden. In einer neuen Studie untersuchte ein Forschungsteam die Umgebung eines sehr massearmen Sterns von 0,11 Sonnenmassen (bekannt als ISO-ChaI 147), dessen Ergebnisse in der Zeitschrift Science veröffentlicht wurden.

JWST ermöglicht neue Einblicke in die chemische Zusammensetzung planetenbildender Scheiben
„Diese Beobachtungen sind von der Erde aus nicht möglich, da die relevanten Gasemissionen durch die Atmosphäre abgeschirmt werden“, erklärt Hauptautorin Aditya Arabhavi von der Universität Groningen in den Niederlanden. „Bisher konnten wir von diesem Objekt nur die Strahlung von Ethin-Molekülen (C₂H₂) nachweisen. Die höhere Empfindlichkeit von JWST und die spektrale Auflösung seiner Instrumente ermöglichten es uns jedoch, schwache Signale von weniger häufig vorkommenden Molekülen zu erkennen.“

Die MINDS-Gruppe fand Gas mit Temperaturen um 300 Kelvin (ca. 30 Grad Celsius), das stark mit kohlenstoffhaltigen Molekülen angereichert ist, aber keine sauerstoffreichen Stoffe enthält. „Das unterscheidet sich grundlegend von der Zusammensetzung, die wir in Scheiben um sonnenähnliche Sterne sehen, wo sauerstoffhaltige Moleküle wie Wasser und Kohlendioxid dominieren“, fügt Inga Kamp von der Universität Groningen hinzu.

Ein eindrucksvolles Beispiel für eine sauerstoffreiche Scheibe ist die von PDS 70, wo das MINDS-Programm kürzlich große Mengen an Wasserdampf gefunden hat. Aus früheren Beobachtungen schließen die Astronominnen und Astronomen, dass sich Scheiben um sehr massearme Sterne anders entwickeln als solche um massereichere Sterne wie die Sonne, was sich möglicherweise auf das Aufspüren von Gesteinsplaneten mit erdähnlichen Eigenschaften auswirkt. Da die Umgebungen in solchen Scheiben die Bedingungen für die Bildung neuer Planeten vorgeben, könnte ein solcher Planet zwar aus Gestein sein, sich aber in anderen Aspekten von der Erde deutlich unterscheiden.

Was bedeutet das für Gesteinsplaneten, die sehr massearme Sterne umkreisen?
Die Menge des Materials und seine Verteilung innerhalb dieser Scheiben begrenzt die Anzahl und Größe der Planeten, die die Scheibe mit dem notwendigen Material versorgen kann. Folglich deuten Beobachtungen darauf hin, dass sich in den Scheiben um sehr massearme Sterne, den häufigsten Sternen im Universum, Gesteinsplaneten mit erdähnlichen Größen effizienter bilden als jupiterähnliche Gasriesen. Daher beherbergen die masseärmsten Sterne bei Weitem die meisten terrestrischen Planeten.

„Die ursprünglichen Atmosphären dieser Planeten werden wahrscheinlich von Kohlenwasserstoffverbindungen dominiert und nicht so sehr von sauerstoffreichen Gasen wie Wasserdampf und Kohlendioxid“, so Thomas Henning. „Wir haben in einer früheren Studie gezeigt, dass der Transport von kohlenstoffreichem Gas in die Zone, in der sich normalerweise Gesteinsplaneten bilden, in diesen Scheiben schneller und effizienter erfolgt als in denen massereicherer Sterne.“

Obwohl es klar zu sein scheint, dass Scheiben um sehr massearme Sterne mehr Kohlenstoff als Sauerstoff enthalten, ist der Mechanismus, der zu diesem Ungleichgewicht führt, noch unbekannt. Die Zusammensetzung der Scheibe ist entweder das Ergebnis einer Anreicherung von Kohlenstoff oder einer Verarmung von Sauerstoff. Wenn der Kohlenstoff angereichert ist, liegt die Ursache wahrscheinlich in festen Partikeln in der Scheibe, deren Kohlenstoff verdampft und in die gasförmige Komponente der Scheibe freigesetzt wird. Die Staubkörner, die ihren ursprünglichen Kohlenstoff verloren haben, bilden schließlich feste Planetenkörper. Diese Planeten wären kohlenstoffarm, genau wie die Erde. Dennoch würde die auf Kohlenstoff basierende Chemie wahrscheinlich zumindest ihre ursprünglichen Atmosphären dominieren, die durch Scheibengas gespeist werden. Daher bieten Sterne mit sehr geringer Masse möglicherweise nicht die besten Voraussetzungen, um erdähnliche Planeten zu finden.

JWST entdeckt eine Fülle von organischen Molekülen
Um die Gase der Scheibe zu identifizieren, nutzte das Team den MIRI-Spektrografen, um die von der Scheibe empfangene Infrarotstrahlung in Signaturen kleiner Wellenlängenbereiche zu zerlegen – ähnlich wie sich das Sonnenlicht in einem Regenbogen aufspaltet. Auf diese Weise arbeitete das Team eine Fülle von Spuren heraus, die einzelnen Molekülen zugeordnet werden können.

Das Ergebnis ist, dass die beobachtete Scheibe die reichhaltigste Kohlenwasserstoffchemie enthält, die bisher in einer protoplanetaren Scheibe beobachtet wurde, bestehend aus 13 kohlenstoffhaltigen Molekülen bis zu Benzol (C₆H₆). Darunter befindet sich auch der erste Nachweis von extrasolarem Ethan (C₂H₆), dem größten vollständig gesättigten Kohlenwasserstoff, der außerhalb des Sonnensystems entdeckt wurde. Außerdem gelang es dem Team, Ethen (C₂H₄), Propin (C₃H₄) und das Methylradikal CH₃ zum ersten Mal in einer protoplanetaren Scheibe nachzuweisen. Dagegen zeigten die Daten keinen Hinweis auf Wasser oder Kohlenmonoxid in der Scheibe.

Den Blick auf Scheiben um sehr massearme Sterne schärfen
Als Nächstes will das Wissenschaftsteam seine Studie auf eine größere Stichprobe solcher Scheiben um sehr massearme Sterne ausweiten, um besser zu verstehen, wie häufig solche exotischen, kohlenstoffreichen Regionen sind, in denen sich terrestrische Planeten bilden. „Durch die Ausweitung unserer Studie werden wir besser verstehen, wie sich diese Moleküle bilden können“, erklärt Thomas Henning. „Zudem finden wir in den Webb-Daten mehrere Merkmale, die wir bislang keinen chemischen Verbindungen zuordnen können. Daher ist zusätzliche Spektroskopie erforderlich, um unsere Beobachtungen vollständig zu verstehen.“

Hintergrundinformationen
Die Studie wurde im Rahmen des ERC Advanced Grant „Origins – From Planet-Forming Disks to Giant Planets“ finanziert (Grant ID: 832428, Forschungsleiter: Thomas Henning, DOI: 10.3030/832428).

Die an dieser Studie beteiligte Forschungsteam des MPIA besteht aus Thomas Henning, Matthias Samland, Giulia Perotti, Jeroen Bouwman, Silvia Scheithauer, Riccardo Franceschi, Jürgen Schreiber und Kamber Schwartz.

Weitere Forschende sind Aditya Arabhavi (Universität Groningen, Niederlande [Groningen]), Inga Kamp (Groningen), Ewine van Dishoeck (Universität Leiden, Niederlande und Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching, Deutschland), Valentin Christiaens (Universität Lüttich, Belgien) und Agnes Perrin (Laboratoire de Météorologie Dynamique/IPSL CNRS, Palaiseau, Frankreich)

Das MIRI-Konsortium besteht aus den ESA-Mitgliedstaaten Belgien, Dänemark, Deutschland, Frankreich, Irland, den Niederlanden, Spanien, Schweden, der Schweiz und dem Vereinigten Königreich. Die nationalen Wissenschaftsorganisationen finanzieren die Arbeit des Konsortiums – in Deutschland die Max-Planck-Gesellschaft (MPG) und das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR). Die beteiligten deutschen Institutionen sind das Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg, die Universität Köln und die Hensoldt AG in Oberkochen, ehemals Carl Zeiss Optronics.

Das JWST ist das weltweit führende weltraumgestützte wissenschaftliche Observatorium. Es ist ein internationales Programm, das von der NASA gemeinsam mit ihren Partnern, der ESA (Europäische Weltraumorganisation) und der CSA (Kanadische Weltraumorganisation), geleitet wird.

Originalpublikation:
A. M. Arabhavi, I. Kamp, Th. Henning, E. F. van Dishoeck, V. Christiaens, et al. “Abundant hydrocarbons in the disk around a very-low-mass star”, Science (2024)
dx.doi.org/10.1126/science.adi8147
https://www.science.org/doi/10.1126/science.adi8147

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• Planetenentstehung

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Quelle: MPE 23. Mai 2024.

23. Mai 2024 – Heute veröffentlicht die ESA-Weltraummission Euclid fünf neue, spektaktuläre Ansichten des Universums. Die noch nie zuvor gezeigten Bilder zeigen, dass Euclid in der Lage ist, die Geheimnisse des Kosmos zu entschlüsseln, und ermöglichen es den Wissenschaftlern, nach fremden Planeten zu suchen, Galaxien mit dem Gravitationslinseneffekt zur Untersuchung geheimnisvoller Materie zu nutzen und die Entwicklung des Universums zu erforschen. Die neuen Bilder begleiten die ersten wissenschaftlichen Daten der Mission, die ebenfalls heute veröffentlicht wurden, sowie mehrere wissenschaftliche Arbeiten. Im Fokus der ersten Datenanalyse stand unter anderem der Perseus-Galaxienhaufen, bei dem Wissenschaftler unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik in Garching das schwache Licht innerhalb des Galaxienhaufens untersuchten.

Im Vorfeld der anstehenden Euclid-Hauptdurchmusterung beobachtete das Weltraumteleskop 17 astronomische Objekte, von nahen Gas- und Staubwolken bis hin zu weit entfernten Galaxienhaufen. Euclid wird die verborgenen, netzartigen Stukturen des Kosmos aufzeichnen, Milliarden von Galaxien in mehr als einem Drittel des Himmels kartieren, erforschen, wie sich unser Universum im Laufe der kosmischen Geschichte entwickelt hat, und die geheimnisvollsten seiner grundlegenden Bestandteile untersuchen: dunkle Energie und dunkle Materie.

Die Bilder sind weit mehr als nur schöne Schnappschüsse. Dank der neuartigen Beobachtungsmöglichkeiten von Euclid enthüllen sie neue physikalische Eigenschaften des Universums, die in einer Reihe von Veröffentlichungen der Euclid-Kollaboration näher erläutert werden (siehe ESA-Pressemitteilung). Euclid erstellte den neuen Katalog an nur einem einzigen Tag und entdeckte dabei mehr als elf Millionen Objekte im sichtbaren Licht und weitere fünf Millionen im Infrarotlicht. Daneben werden in fünf weiteren Arbeiten wichtige Aspekte der Euclid-Mission näher beschrieben.

Euclids Bild des Perseus-Galaxienhaufens wurde vor nur sechs Monaten als eines der ersten Bilder des Weltraumteleskops veröffentlicht. Perseus ist eines der spektakulärsten Objekte in unserer kosmischen Nachbarschaft: Er befindet sich in einer Entfernung von „nur“ 240 Millionen Lichtjahren (bei einer Rotverschiebung von z = 0,018) und ist der hellste Röntgenhaufen. Mit seiner hohen Gesamtmasse von 650 Billionen Sonnenmassen bindet seine Schwerkraft Tausende von Galaxien aneinander.

Zum ersten Mal konnte ein Team angeführt vom Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik nun auch das diffuse Licht aus dem Perseus-Galaxienhaufen bis in die Randbereiche des Haufens analysieren. „Euclid bietet sowohl die nötige Empfindlichkeit als auch ein großes Gesichtsfeld, um das schwache Licht im Perseus-Haufen aufzufangen,“ sagt Matthias Kluge, Hauptautor der Studie, die nun zusammen mit 14 anderen Arbeiten veröffentlicht wurde. „Dieses Licht ist etwa 100.000-mal schwächer im Infraroten als der dunkelste Nachthimmel auf der Erde. Trotzdem macht es aufgrund seiner großen Ausdehnung rund 20% der Gesamt-Leuchtkraft des Haufens aus.“

Darüber hinaus nutzte das Team die hervorragenden Abbildungseigenschaften von Euclid im sichtbaren Licht – vergleichbar mit denen des Hubble-Weltraumteleskops – um 50.000 frei fliegende Kugelsternhaufen zu entdecken. Die Eigenschaften der Kugelsternhaufen und die bläuliche Farbe des diffusen Lichts deuten auf einen gemeinsamen Ursprung hin: Zum einen stammen sie aus den metallarmen Außenbereichen massereicher Haufengalaxien, die durch die Gezeitenkräfte des Haufens abgestreift wurden. Zum anderen steigt mit zunehmender Entfernung vom Haufenzentrum der Anteil der Zwerggalaxien, die ebenfalls durch die starken Gezeitenkräfte vollständig zerrissen wurden.

In einer weiteren Studie wurden zahlreiche noch existierende Zwerggalaxien im Perseus-Haufen nachgewiesen. Raphael Zöller vom MPE und der LMU war maßgeblich an den Messungen beteiligt: „Euclid befindet sich am zweiten Lagrange-Punkt weit außerhalb der Erdatmosphäre. Dank des dunklen Bildhintergrundes, der exzellenten Bildauflösung und des großen Gesichtsfeldes konnten wir 1100 Zwerggalaxien nachweisen, darunter Hunderte mit viel schwächerer Leuchtkraft als jemals zuvor im Perseus-Galaxienhaufen.“

Hintergrundinformationen
Euclid ist eine Weltraummission der Europäischen Weltraumagentur (ESA) mit Beiträgen der National Aeronautics and Space Administration (NASA). Im „Cosmic Vision“-Programm der ESA ist es die zweite M-Klasse-Mission.

VIS und NISP wurden von einem Konsortium aus Wissenschaftlern und Ingenieurinnen aus 17 Ländern entwickelt und gebaut, viele aus Europa, aber auch aus den USA, Kanada und Japan. Aus Deutschland beteiligen sich das Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg, das Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE) in Garching, die Ludwig-Maximilians-Universität (LMU) in München, die Universität Bonn (UB), die Ruhr-Universität Bochum (RUB) sowie die Deutsche Raumfahrtagentur im Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Bonn.

Die Deutsche Raumfahrtagentur im DLR koordiniert die deutschen ESA-Beiträge und stellt darüber hinaus aus dem Nationalen Raumfahrtprogramm Fördermittel in Höhe von 60 Millionen Euro für die beteiligten deutschen Forschungsinstitute zur Verfügung.

Deutschland ist mit rund 21 Prozent der größte Beitragszahler im ESA-Wissenschaftsprogramm.

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• Weltraumteleskop EUCLID

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 30. April 2024.

30. April 2024 – Ein Forschungsteam, darunter auch Forschende des MPIA, hat mit Hilfe des Weltraumteleskops James Webb eine Temperaturkarte des heißen Gasriesen-Exoplaneten WASP-43b erstellt. Der nahe gelegene Mutterstern beleuchtet ständig eine Hälfte des Planeten und lässt die Temperaturen auf glühende 1250 Grad Celsius ansteigen. Während­dessen herrscht auf der anderen Seite ewige Nacht. Heftige Winde wehen die glühend heiße Luft auf die Nacht­seite, wo sie auf 600 Grad abkühlt, so dass sich Wolken bilden und die gesamte Hemisphäre bedecken. Diese Stürme beeinträchtigen die chemischen Reaktionen so sehr, dass sich kaum Methan bilden kann, obwohl es unter ruhigeren Bedingungen reichlich vorhanden sein müsste.

Heiße Jupiter sind extreme Gasriesen-Exoplaneten, die ihre Wirtssterne in unmittelbarer Nähe umkreisen. Dies führt zu einer Reihe exotischer Eigenschaften hinsichtlich Temperatur, Dichte, Zusammensetzung, Chemie und Wetter. Mit dem Aufkommen revolutionärer empfindlicher Teleskope, wie dem Weltraumteleskop James Webb (JWST), haben Astro­nominnen und Astronomen begonnen, ihre Atmosphären im Detail zu untersuchen.

Eine internationale Forschungs-Kooperation, das JWST Transiting Exoplanet Early Release Science (JTEC-ERS) Team, hat das Klima des heißen Jupiter WASP-43b mit dem Mid-Infrared Instrument (MIRI) des JWST im Detail ins Visier genommen. Die Ergebnisse dieser Untersuchung unter der Leitung von Taylor J. Bell (BAER Institute and Space Science and Astrobiology Division, NASA Ames Research Center, USA) wurden in Nature Astronomy veröffentlicht.

Eine extreme Welt, wie es sie im Sonnensystem nicht gibt
Das zentrale Ergebnis ist eine Karte der globalen Temperaturverteilung. Sie wurde aus dem Infrarotlicht abgeleitet, das WASP-43b als Reaktion auf die Bestrahlung durch seinen Wirtsstern aussendet. Da MIRI einen Spektralbereich abdeckt, der für warme Materialien empfindlich ist, funktioniert es ähnlich wie ein berührungsloses Thermometer, das zur Messung von Körpertemperaturen verwendet wird, allerdings über große Entfernungen, die bei WASP-43b 280 Lichtjahre betragen. In dieser Karte liegen die gemessenen Temperaturen zwischen 600 und 1250 Grad Celsius. Im Gegensatz dazu erreicht Jupiter, der Gasriese im Sonnensystem, bei vergleichbaren Beobachtungen frostige –135 Grad.

Obwohl er in Größe und Masse dem Jupiter ähnelt, ist WASP-43b eine ganz andere Welt. Der Planet befindet sich auf einer außergewöhnlich engen Umlaufbahn um seinen Wirtsstern WASP-43. Er rast gerade einmal zwei Sterndurchmesser über der Oberfläche des Sterns und vollendet seine Bahn in nur 19,5 Stunden. Der geringe Abstand führte dazu, dass der Tag und das Jahr des Planeten sich aneinander anglichen. Mit anderen Worten: Die Umrundung des Sterns dauert genauso lange, wie der Planet für eine Drehung um seine Achse benötigt. Folglich beleuchtet und erwärmt der Stern immer dieselbe Seite des Planeten.

Winde transportieren die Luft auf die gegenüberliegende Hemisphäre, wo sie in der ewigen Nacht abkühlt. Auf WASP-43b sind diese Winde jedoch extrem heftig, mit Windgeschwindigkeiten von fast 9000 km/h. Das übertrifft alles, was wir in unserem Sonnensystem beobachten können. Im Vergleich dazu sind selbst die stärksten Winde auf dem Jupiter nur ein laues Lüftchen.

Wasserdampf, Wolken aus flüssigem Gestein und ein überraschender Mangel an Methan
„Schon mit Hubble konnten wir auf der Tagseite Wasserdampf deutlich nachweisen. Weltraumteleskope wie Hubble und Spitzer deuteten darauf hin, dass es auf der Nachtseite Wolken geben könnte“, erklärt Taylor Bell. „Um die Temperatur, die Wolkenbedeckung, die Winde und die detailliertere atmosphärische Zusammensetzung rund um den Planeten zu kartieren, benötigten wir aber präzisere Messungen mit dem JWST.“

Die JWST-Beobachtungen ergaben, dass der Temperaturkontrast zwischen der Tages- und der Nachtseite stärker ist, als man es bei einer wolkenfreien Atmosphäre erwarten würde. Modellberechnungen bestätigen, dass die Nachtseite des Planeten von einer dicken Wolkenschicht hoch oben in der Atmosphäre umhüllt ist, die einen Großteil der Infra­rot­strah­lung von den unteren Schichten blockiert, die wir sonst sehen würden. Die genaue Art der Wolken ist noch unbekannt. Auf jeden Fall handelt es sich nicht um Wasserwolken wie auf der Erde, geschweige denn um Ammoniakwolken, wie wir sie auf dem Jupiter sehen. Denn der Planet ist viel zu heiß, als dass Wasser und Ammoniak kondensieren könnten. Stattdessen dürften bei diesen Temperaturen eher Wolken aus Gestein und Mineralien vorhanden sein. Wir sollten also Wolken aus flüssigen Gesteinströpfchen erwarten. Andererseits scheint die heißere Tagseite von WASP-43b wolkenfrei zu sein.

Um die Zusammensetzung der Atmosphäre genauer zu untersuchen, erstellte das Team Spektren, d. h. sie zerlegten das empfangene Infrarotlicht in winzige Wellenlängenabschnitte, ähnlich wie ein Regenbogen, der die Farbkomponenten des Sonnenlichts sichtbar macht. Mit dieser Methode konnten sie die Signaturen einzelner chemischer Verbindungen identifizieren, die bei bestimmten Wellenlängen strahlen. Im Ergebnis bestätigten die Astronominnen und Astronomen frühere Messungen von Wasserdampf, nun allerdings über den gesamten Planeten. Hubble konnte nur die Tagseite studieren, da die Nachtseite zu dunkel war, um dort Moleküle zu erkennen. JWST mit seiner höheren Empfindlichkeit vervollständigt nun das Bild.

Ferner beherbergen heiße Jupiter typischerweise große Mengen an molekularem Wasserstoff und Kohlenmonoxid, die beide mit den Beobachtungen des Teams nicht untersucht werden konnten. Wenn sie jedoch der kühleren Nachtseite ausgesetzt sind, nehmen Wasserstoff und Kohlenmonoxid an einer Reihe von Reaktionen teil, die Methan und Wasser erzeugen. MIRI hat jedoch kein Methan gefunden. Die Forschenden erklären diese Überraschung mit den enormen Windgeschwindigkeiten auf WASP-43b. Die Re­aktions­part­ner passieren die kühlere Nachtseite so schnell, dass für die erwarteten chemischen Reaktionen nur wenig Zeit bleibt, um nachweisbare Mengen an Methan zu produzieren. Jeder noch so kleine Anteil an Methan wird gründlich mit den anderen Gasen vermischt. Es erreicht schnell wieder die Tagseite, wo es der zerstörerischen Hitze ausgesetzt ist.

„Mit dem JWST ist es uns gelungen, WASP-43b in noch nie dagewesener Detailtreue zu enträtseln“, sagt Laura Kreidberg, Direktorin am Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg. Sie ist Mitautorin des zugrundeliegenden Forschungsartikels und dem Planeten seit einem Jahrzehnt auf der Spur. „Wir sehen eine komplexe, unwirtliche Welt mit heftigen Winden, enormen Temperaturunterschieden und einer Wolkendecke, die wahrscheinlich aus Gesteinströpfchen besteht. WASP-43b erinnert uns daran, wie vielfältig das Klima auf Exoplaneten sein kann und dass die Erde in vielerlei Hinsicht besonders ist.“

Beobachtung eines Planetenkarussells
WASP-43b wurde 2011 durch die Transitmethode entdeckt. Immer wenn die Umlaufbahn eines Exoplaneten so ausgerichtet ist, dass er aus unserer Perspektive vor seinem Wirtsstern vorbeizieht, blockiert die Bedeckung einen kleinen Teil des Sternenlichts. Dieser periodische Abfall der Sternhelligkeit ist ein verräterisches Zeichen für ein Objekt, das um den Stern kreist. Anhand der genauen Signalform lassen sich die Größe des Planeten und die Neigung seiner berechnen.

Astronominnen und Astronomen machen sich einen sekundären Effekt zunutze, um den Planeten im Detail zu untersuchen. Nehmen wir als Beispiel die Venus, die während ihres Umlaufs um die Sonne ihre Beleuchtung ähnlich wie Mondphasen ändert. Exoplaneten zeigen in ähnlicher Weise unterschiedliche Phasen der Infrarotstrahlung, je nachdem, wie der Stern die Tagseite aufheizt. Die Beobachtung der allmählichen Veränderung der Proportionen zwischen der heißen und der kühlen Hemisphäre ergibt ein charakteristisches Muster, das zeigt, wie sich die gemessene Infrarot-Helligkeit des Planeten mit der Zeit verändert. Die Analyse dieses winzigen Signals, der sogenannten Phasenkurve, die das Team von WASP-43b erhielt, ermöglichte die Erstellung der Temperaturkarte und die Kartierung der Gasverteilung in seiner Atmosphäre.

Die Zukunft ist infrarot-strahlend
Eine Folgestudie eines anderen Teams unter der Leitung des ehemaligen MPIA-Wissenschaftlers Stephan Birkmann (Europäische Weltraumorganisation, ESA) wird WASP-43b mit dem Nahinfrarotspektrometer (NIRSpec) des JWST untersuchen. Diese Messungen sind empfindlich für Kohlenmonoxidgas, das in der Atmosphäre weitverbreitet sein sollte. Weiterhin wird die erweiterte Wellenlängenabdeckung die Genauigkeit der MIRI-Temperaturkarte verbessern und dazu beitragen, die Verteilung und Zusammensetzung der Wolken genauer zu untersuchen.

Hintergrundinformationen
Die an dieser Studie beteiligten MPIA-Wissenschaftler sind Laura Kreidberg, Eva-Maria Ahrer (außerdem University of Warwick, Coventry, UK), Sebastian Zieba (außerdem Sternwarte Leiden, Universität Leiden, Niederlande [Leiden]) und Maria E. Steinrueck (jetzt University of Chicago, USA).

Weitere Forscher sind Taylor J. Bell (BAER Institute and Space Science and Astrobiology Division, NASA Ames Research Center, Moffet Field, USA), Nicolas Crouzet (Leiden) und Patricio E. Cubillos (INAF – Osservatorio Astrofisico di Torino, Pino Torinese, Italien und Weltraumforschungsinstitut, Österreichische Akademie der Wissenschaften, Graz, Österreich).

Das MIRI-Konsortium besteht aus den ESA-Mitgliedstaaten Belgien, Dänemark, Frankreich, Deutschland, Irland, den Niederlanden, Spanien, Schweden, der Schweiz und dem Vereinigten Königreich. Die nationalen Wissen­schafts­orga­nisationen finanzieren die Arbeit des Konsortiums – in Deutschland die Max-Planck-Gesellschaft (MPG) und das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR). Die beteiligten deutschen Institutionen sind das Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg, die Universität Köln und die Hensoldt AG in Oberkochen, ehemals Carl Zeiss Optronics.

Das JWST ist das weltweit führende Observatorium für die Weltraumforschung. Es ist ein internationales Programm, das von der NASA gemeinsam mit ihren Partnern ESA (Europäische Weltraumorganisation) und CSA (Kanadische Weltraumorganisation) geleitet wird.

Originalveröffentlichung
Taylor J. Bell, Nicolas Crouzet, Patricio E. Cubillos, Laura Kreidberg, et al.
Nightside clouds and disequilibrium chemistry on the hot Jupiter WASP-43b
Nature Astronomy (2024)
dx.doi.org/10.1038/s41550-024-02230-x
https://arxiv.org/abs/2401.13027
pdf: https://arxiv.org/pdf/2401.13027

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• Exoplaneten

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 3. April 2024.

3. April 2024 – Mithilfe großer organischer Moleküle kartierten sie den massereichen galaktischen Wind, der durch Sternentstehung und Supernovaexplosionen riesige Gasmengen ausstößt, in noch nie dagewesener Detailtiefe und fanden seinen Ursprung in den dichten Sternhaufen in der Scheibe der Galaxie. Die Studie ist ein großer Schritt hin zu einem besseren Verständnis der Sternentstehung in M 82 und ihrem Einfluss auf die gesamte Galaxie.

Starbursts sind Phasen rascher und effizienter Sternentstehung. Die meisten Galaxien haben in der Frühgeschichte des Universums vor mehr als 10 Milliarden Jahren solche Zeitalter der intensiven Sternentstehung durchlebt. Die Erforschung dieser Bedingungen ist jedoch aufgrund ihrer großen Entfernung schwierig. Glücklicherweise sind einige Starburst-Galaxien relativ nah und erlauben einen detaillierten Blick in diese extremen Umgebungen.

Ein galaktisches Laboratorium
Eine dieser Galaxien ist Messier 82 (M 82). Sie befindet sich in 12 Millionen Lichtjahren Entfernung im Sternbild Ursa Major und ist vergleichsweise klein. Dennoch herrscht dort eine rege Sternentstehungsaktivität. Zum Vergleich: M 82 bringt zehnmal mehr neue Sterne im Jahr hervor als die Milchstraße. Vor etwa 10 Millionen Jahren lag dieses Verhältnis sogar bei 80.

„M 82 ist eine modellhafte Starburst-Galaxie mit einem wunderschönen Ausstrom aus mehreren Gaszuständen und damit ein großartiges Labor, um diese Art von extremen Umgebungen zu untersuchen“, sagt Leindert Boogaard, Postdoktorand am Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg und Mitautor der zugrundeliegenden Studie, die heute im Astrophysical Journal veröffentlicht wurde. „Sie spielen eine wichtige Rolle bei der Entstehung und Entwicklung von Galaxien, sind aber bei kosmologischen Entfernungen schwierig zu untersuchen.“

„Unsere Forschungsgruppe untersucht den galaktischen Wind in M 82 schon seit vielen Jahren“, sagt Fabian Walter, Forschungsgruppenleiter am MPIA. Er ist ein weiterer Mitautor des Forschungsartikels. Durch die Nutzung des hervorragenden Auflösungsvermögens des JWST-Instruments NIRCam (Near-Infrared Camera) bei infraroten Wellenlängen gelang es dem Team um Alberto Bolatto (University of Maryland, USA), einen noch nie dagewesenen detaillierten Blick auf die physikalischen Bedingungen zu werfen, die die Entstehung neuer Sterne fördern.
„Bisher haben wir neben den großen Ausströmungen kaltes und heißes, ionisiertes Gas entdeckt. Die neuesten JWST-Beobachtungen ermöglichen einen neuen Blick auf die scheinbar widersprüchlichen Bedingungen mit einer noch nie dagewesenen Auflösung und Empfindlichkeit“, fügt Walter hinzu.

Eine lebendige Gemeinschaft von Sternen
Die Sternentstehung ist nach wie vor rätselhaft, da sie von Schleiern aus Staub und Gas umhüllt ist, was die Beobachtung dieses Prozesses erschwert. Glücklicherweise ist die Fähigkeit von JWST, in den Infrarotbereich zu blicken, ein Vorteil bei der Erkundung dieser trüben Bedingungen. Außerdem wurden diese NIRCam-Bilder des Zentrums des Starbursts in einem Instrumentenmodus aufgenommen, der verhindert, dass die gleißend helle Quelle den Detektor überblendet.

Während dunkelbraune Stränge aus schwerem Staub den glühend weißen Kern von M 82 selbst in dieser Infrarotaufnahme durchdringen, offenbart die NIRCam des JWST ein Maß an Details, das bisher verborgen war. Bei näherer Betrachtung des Zentrums zeigen kleine rote Flecken Regionen an, in denen molekularer Wasserstoff unter dem Einfluss der Strahlung eines nahen jungen Sterns aufleuchtet. Die grün dargestellten Flecken bezeichnen konzentrierte Bereiche mit Eisen, bei denen es sich meist um Supernova-Überreste handelt.

Supernova-Explosionen finden am Ende der kurzen Lebensdauer eines massereichen Sterns statt. Nach einer Epoche mit einer hohen Sternentstehungsrate führen Starbursts daher auch zu einer intensiven Ära von Supernovae. Infolgedessen tragen die Explosionen stark zu einem galaktischen Wind bei, der Gas und Staub in den Halo der Galaxie treibt. Beobachtungen, die auf bestimmte Wellenlängen beschränkt sind, machen das Material sichtbar, das weit über und unter der galaktischen Scheibe aufsteigt.

Strukturfindung unter lebhaften Bedingungen
Ein Schwerpunkt des Forschungsteams war es zu verstehen, wie dieser galaktische Wind, der durch die rasche Sternentstehung und die nachfolgenden Supernovae verursacht wird, in Gang gesetzt wird und seine Umgebung beeinflusst. Das Aufschlüsseln eines zentralen Abschnitts von M 82 ermöglichte es den Wissenschaftlern den Ursprung des Windes zu untersuchen und Einblicke in die Wechselwirkung zwischen heißen und kalten Komponenten zu gewinnen.

Das NIRCam-Instrument ist gut geeignet, um die Struktur des galaktischen Windes anhand der Emission von Molekülen, den sogenannten polyzyklischen aromatischen Kohlenwasserstoffen (PAK), zu verfolgen. PAK gelten als winzige Körnchen an der Grenze zwischen großen Molekülen und rußigen Staubpartikeln, die kühleren Temperaturen standhalten, aber unter heißen Bedingungen zerfallen.

Zur großen Überraschung des Teams verdeutlicht der neue Blick auf die PAK-Emission die Feinstruktur des galaktischen Windes – ein Aspekt, der bisher unbekannt war. Die als rote Fäden dargestellte Emission erstreckt sich von der zentralen Region weg, in der sich das Herz der Sternentstehung befindet. Eine weitere unerwartete Entdeckung war die ähnliche Struktur zwischen der PAK-Emission und derjenigen von heißem, ionisiertem Gas.

„Es überrascht, dass die Emissionsstruktur der PAK derjenigen von ionisiertem Gas ähnelt“, so Bolatto, Hauptautor der Studie. „PAKs widerstehen einer so intensiven Strahlung nicht sehr lange, vielleicht werden sie also ständig erneuert. Das stellt unsere Theorien infrage und zeigt uns, dass weitere Untersuchungen erforderlich sind.“

„Es ist beeindruckend, die spektakulären Details in den Ausströmungen zu sehen, die in der PAK-Emission aufleuchten, was wiederum die Leistungsfähigkeit des JWST unter Beweis stellt“, betont Boogaard. „Die neuen Beobachtungen liefern uns wichtige Informationen darüber, wie diese Ausströmungen in Gang gesetzt werden und wie sie ihre Umgebung beeinflussen.“

Einen Weg in die Zukunft aufzeigen
Die Beobachtungen von M 82 im Nahinfrarotlicht werfen weitere Fragen zur Sternentstehung auf, von denen das Team hofft, einige mit zusätzlichen JWST-Daten beantworten zu können.

Bald wird das Team für weitere Analysen über spektroskopische Beobachtungen von M 82 mit dem JWST verfügen, sowie über ergänzende großflächige Bilder der Galaxie und des Windes. Die Spektraldaten werden den Astronominnen und Astronomen helfen, das genaue Alter der Sternhaufen zu bestimmen und ein Gefühl dafür zu bekommen, wie lange die einzelnen Phasen der Sternentstehung in der Umgebung einer Starburst-Galaxie dauern. Auf breiterer Ebene kann die Untersuchung der Aktivität in Galaxien wie M 82 das Verständnis der Astronominnen und Astronomen für das frühe Universum vertiefen.

Schließlich ist JWST in der Lage, Galaxien in allen Entfernungen zu untersuchen. Neben jungen, weit entfernten Galaxien können Astronominnen und Astronomen auch Ziele in der näheren Umgebung untersuchen, um einen detaillierten Einblick in die Prozesse zu erhalten, die hier ablaufen – Ereignisse, die auch im frühen Universum stattfanden.

Hintergrundinformationen
Die an dieser Studie beteiligten MPIA-Wissenschaftler sind Leindert A. Boogaard und Fabian Walter.

Weitere Forschende sind Alberto D. Bolatto (Department of Astronomy and Joint Space-Science Institute, University of Maryland, College Park, USA), Rebecca C. Levy (Steward Observatory, University of Arizona, Tucson, USA) und Elizabeth Tarantino (Space Telescope Science Institute, Baltimore, USA).

Die Nahinfrarotkamera (NIRCam) ist die primäre Bildkamera des JWST, die den infraroten Wellenlängenbereich von 0,6 bis 5 Mikrometer abdeckt und hochauflösende Bilder und Spektroskopie für verschiedene Untersuchungen liefert. Sie ist mit Koronografen ausgestattet, Instrumenten, die es Astronominnen und Astronomen ermöglichen, Bilder von sehr schwachen Objekten um ein zentrales helles Objekt, wie z. B. Sternsysteme, zu machen. NIRCam wurde von einem Team der Universität von Arizona und dem Advanced Technology Center von Lockheed Martin gebaut.

Das JWST ist das weltweit führende Observatorium für Weltraumforschung. Es ist ein internationales Programm unter der Leitung der NASA und ihrer Partner ESA (Europäische Weltraumorganisation) und CSA (Kanadische Weltraumorganisation).

Diese Pressemitteilung basiert auf einer Version des Space Telescope Science Institute.

Originalpublikation:
Alberto D. Bolatto et al., “JWST Observations of Starbursts: Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Emission at the Base of the M 82 Galactic Wind”, The Astrophysical Journal (2024).
https://arxiv.org/abs/2401.16648
pdf: https://arxiv.org/pdf/2401.16648

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• Starburstgalaxien

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 21. März 2024.

21. März 2024 – Der neue Fund ist das astronomische Äquivalent dazu, dass Archäologen Spuren einer ersten Siedlung finden, die sich später zu einer großen Stadt entwickelte. Die Rekonstruktion gelang mit Hilfe von Daten für fast 6 Millionen Sterne aus der ESA-Mission Gaia und der SDSS-Durchmusterung. Die Ergebnisse wurden in der Fachzeitschrift Astrophysical Journal veröffentlicht.

Die Frühgeschichte unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, ist eine Geschichte des Zusammenfügens kleinerer Galaxien – also bereits für sich genommen ziemlich großer Bausteine. Nun konnten Khyati Malhan und Hans-Walter Rix vom Max-Planck-Institut für Astronomie zwei der frühesten solchen Bausteine identifizieren, die heute noch als solche zu erkennen sind: proto-galaktische Fragmente, die vor 12 bis 13 Milliarden Jahren, als die Galaxienbildung im Universum noch ganz am Anfang war, mit einer frühen Version unserer Milchstraße verschmolzen. Die Astronomen haben jene Komponenten Shakti und Shiva getauft. Identifiziert werden konnten sie durch die Kombination von Daten des ESA-Astrometrie-Satelliten Gaia mit Daten aus der SDSS-Durchmusterung. Für die Astronomie ist dieser Fund gleichbedeutend mit der Entdeckung von Spuren einer ersten Siedlung, die sich zu einer großen heutigen Stadt entwickelte.

Dem Ursprung von Sternen aus anderen Galaxien auf der Spur
Wenn Galaxien zusammenstoßen und verschmelzen, geschehen mehrere Dinge parallel: Jede Galaxie führt ihr eigenes Reservoir an Wasserstoffgas mit sich. Bei der Kollision werden diese Wasserstoffgaswolken instabil. Teilregionen davon kollabieren und bilden so zahlreiche neue Sterne. Andererseits besitzen auch die ankommenden Galaxien ihre eigenen Sterne, und bei einer Verschmelzung vermischen sich die Sterne der Galaxien. Langfristig werden diese „akkretierten Sterne“ Teil der Sternpopulation der neu entstandenen kombinierten Galaxie. Man könnte denken, es sei hoffnungslos, nachträglich, nämlich nach Abschluss des Verschmelzungsprozesses, herauszufinden, welche Sterne aus welcher Vorgängergalaxie stammen. Tatsächlich gibt es aber zumindest einige Möglichkeiten, die Abstammung solcher Sterne zurückzuverfolgen.

Glücklicherweise kann die Physik an dieser Stelle weiterhelfen. Wenn Galaxien kollidieren und sich ihre Sternpopulationen vermischen, behalten die meisten Sterne grundlegende Eigenschaften bei, die direkt mit der Geschwindigkeit und der Richtung der Galaxie zusammenhängen, aus der sie stammen. Sterne aus ein und derselben Galaxie, die mit unserer Milchstraße verschmolz, haben sehr ähnliche Werte sowohl für ihre Energie als auch für das, was Physiker als Drehimpuls bezeichnen – vereinfacht gesagt: der Schwung, der mit einer Kreisbewegung oder Rotation verbunden ist. Bei Sternen, die sich im Gravitationsfeld einer Galaxie bewegen, bleiben sowohl Energie als auch Drehimpuls über lange Zeiträume hinweg erhalten. Größere Gruppen von Sternen, die alle ungefähr dieselben ungewöhnlichen Werte für Energie und Drehimpuls haben, sind gute Kandidaten für den Überrest einer Galaxie, die mit der Milchstraße verschmolz.

Weitere Hinweise können bei der Identifizierung helfen. Sterne, die in jüngerer Zeit entstanden sind, enthalten einen höheren Anteil an schwereren Elementen (in der Sprache der Astronomie sind das „Metalle“) als Sterne, die vor langer Zeit entstanden sind. Je niedriger der Metallgehalt (die „Metallizität“), desto früher dürfte der betreffende Stern entstanden sein. Wenn man versucht, Sterne zu identifizieren, die bereits vor 13 Milliarden Jahren existierten, sollte man nach Sternen mit sehr geringem Metallgehalt („metallarm“) suchen.

Virtuelle Daten-Ausgrabungen
Es ist allerdings erst seit vergleichsweise kurzer Zeit möglich, auf diese Weise Sterne zu identifizieren, die sich unserer Milchstraße im Laufe solch eines Verschmelzungsprozesses angeschlossen haben. Dazu sind große, qualitativ hochwertige Datensätze erforderlich, die für die Analyse auf geschickte Weise gesichtet werden müssen, um die gesuchte Objektklasse zu identifizieren – und solche Datensätze sind erst seit einigen Jahren verfügbar. Der ESA-Astrometrie-Satellit Gaia bietet einen idealen Datensatz für diese Art von galaktischer Big-Data-Archäologie. Er wurde 2013 gestartet und hat in den vergangenen zehn Jahren einen immer genaueren Datensatz produziert, der mittlerweile Positionen, Positionsänderungen und Entfernungen für fast 1,5 Milliarden Sterne in unserer Galaxie enthält.

Die Gaia-Daten haben das Studium der Dynamik der Sterne in unserer Heimatgalaxie auf eine ganz neue Grundlage gestellt. Auf Basis dieser Daten wurden bereits eine ganze Reihe neuer Strukturen in unserer Milchstraße entdeckt. Eine davon ist der Gaia-Enceladus/Sausage-Sternstrom, ein Überbleibsel der jüngsten größeren Verschmelzung, die unsere Heimatgalaxie durchlaufen hat – vor 8 bis 11 Milliarden Jahre. Zwei weitere Strukturen waren im Jahr 2022 identifiziert worden: Der von Malhan und Kolleg*innen identifizierte Pontus-Strom und das von Rix und Kolleg*innen identifizierte „arme alte Herz“ der Milchstraße. Bei letzterem handelt es sich um eine Population von Sternen, die während der allerersten Fusionen, aus denen die Proto-Milchstraße hervorging, neu entstanden sind und sich weiterhin in der zentralen Region unserer Galaxie befinden.

Spuren von Shakti und Shiva
Den hier beschriebenen Fund machten Malhan und Rix mit Hilfe von Gaia-Daten in Kombination mit hochaufgelösten Sternspektren des Sloan Digital Sky Survey (DR17). Letztere liefern detaillierte Informationen über die chemische Zusammensetzung der Sterne. Malhan sagt: „Für eine bestimmte Gruppe metallarmer Sterne gibt es eine Häufung bei zwei bestimmten Kombinationen von Energie und Drehimpuls.“

Im Gegensatz zum „armen alten Herzen“, das die Astronomen ebenfalls in den entsprechenden Diagrammen ausmachen, wiesen die beiden Gruppen gleichgesinnter Sterne dabei einen vergleichsweise großen Drehimpuls auf. Genau das würde man für Gruppen von Sternen erwarten, die zu separaten Galaxien gehörten, welche dann mit der Milchstraße verschmolzen. Malhan nannte diese beiden Strukturen Shakti und Shiva, letztere eine der Hauptgottheiten des Hinduismus und erstere eine weibliche kosmische Kraft, die oft als Gefährtin Shivas dargestellt wird.

Die Energie- und Drehimpulswerte sowie die insgesamt niedrige Metallizität, die in etwa jener des „armen alten Herzens“ entspricht, machen Shakti und Shiva zu guten Kandidaten für einige der frühesten Vorfahren unserer Milchstraße. Rix sagt: „Shakti und Shiva könnten die ersten beiden Neuzugänge zum ‚armen alten Herzen‘ unserer Milchstraße sein, die ihr Wachstum zu einer großen Galaxie einleiteten.“

Mehrere Durchmusterungen, die entweder bereits laufen oder in den nächsten Jahren beginnen werden, versprechen relevante zusätzliche Daten, sowohl Spektren (SDSS-V, 4MOST) als auch genaue Entfernungen (LSST/Rubin-Observatorium). Sie sollten es den Astronomen ermöglichen, eine eindeutige Entscheidung darüber zu treffen, ob Shakti und Shiva tatsächlich ein Blick auf die früheste Vorgeschichte unserer Heimatgalaxie sind oder nicht.

Originalveröffentlichung
K. Malhan & H.-W. Rix
SHIVA and SHAKTI: Presumed Proto-Galactic Fragments in the Inner Milky Way
The Astrophysical Journal, Vol. 964 (Issue 2), 104 (2024)
dx.doi.org/10.3847/1538-4357/ad1885
pdf: https://www.mpg.de/21722952/malhan_rix_2024_apj_964_104.pdf

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• Die Milchstraße

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 15. Januar 2024.

15. Januar 2024 – Seit langem geht man davon aus, dass massereiche Sterne als Zwillinge, Drillinge oder noch höhere Vielfachsysteme geboren werden. Jetzt konnte diese wichtige Rolle von Mehrlings-Sterngeburten erstmals durch systematische Beobachtungen bestätigt werden. Eine detaillierte Untersuchung mit dem ALMA-Radioobservatorium, bei der in einem massereichen Sternhaufen vier binäre Protosterne, ein Dreifach-, ein Vierfach- und ein Fünffachsystem gefunden wurden, bestätigt unser Verständnis der Entstehung massereicher Sterne: Solche Sterne werden tatsächlich sehr häufig als Mehrlinge geboren. Die Studie wurde jetzt in der Zeitschrift Nature Astronomy veröffentlicht.

Bei menschlichen Neugeborenen sind Mehrlinge selten. Weniger als 2 % aller Geburten sind Mehrlinge, meist Zwillinge. Bei massereichen Sternen hingegen gilt die Mehrlingsgeburt seit langem als die Norm. Das haben insbesondere Simulationen gezeigt, die den Kollaps riesiger Gas- und Staubwolken von den Anfängen bis zur Bildung einzelner Sterne im Wolkeninneren nachzeichneten: ein hierarchischer Prozess, bei dem sich größere Wolkenteile zu dichteren Kernregionen („cores“) zusammenziehen, in deren Inneren anschließend Sterne entstehen: massereiche Sterne, aber auch zahlreiche weniger massereiche Sterne. Auch unsere Sonne hat sich als massearmer Protostern in einem solchen massereichen Sternhaufen gebildet.

Massereiche Sterne, die mehr als das Achtfache der Masse unserer Sonne aufweisen, sind für die Astronomen aus mehreren Gründen besonders interessant: Aus ihnen entstehen Neutronensterne und Schwarze Löcher, einschließlich der Schwarzen Löcher, die verschmelzen und große Mengen an Gravitationswellen aussenden. Außerdem sind massereiche Sterne sehr hell, bis zu einer Million Mal heller als unsere Sonne. Das sind die Sterne, die wir noch über große Entfernungen sehen, eine Reihe davon sogar in anderen Galaxien.

Bisher gab es zwar ein gutes theoretisches Verständnis der Sternentstehung unter diesen Umständen, aber es fehlte die systematische Bestätigung durch Beobachtungen: Es ist sehr schwierig, in Sternentstehungsgebieten so kleine Details zu beobachten, dass sich Mehrfachsterne ausmachen lassen. Bisherige Beobachtungen konnten daher bisher nur einige wenige Kandidaten für isolierte Mehrfachsterne in massereichen Sternhaufen zeigen, aber nichts, was mit der von den Simulationen vorhergesagten wimmelnden Menge von Mehrfachsternen vergleichbar wäre.

ALMA-Beobachtungen eines massereichen Sternhaufens
Um die aktuellen Modelle für die Entstehung massereicher Sterne auf die Probe stellen zu können, waren genauere Beobachtungen erforderlich. Die Möglichkeit dazu wurde geschaffen, als in den 2010er Jahren das ALMA-Observatorium in Chile den Beobachtungsbetrieb aufnahm. In seiner jetzigen Form kombiniert ALMA bis zu 66 Radioantennen zu einem einzigen gigantischen Radioteleskop und ermöglicht so Radiobeobachtungen, die außergewöhnlich kleine Details zeigen. Unter der Leitung von Patricio Sanhueza vom japanischen Nationalobservatorium NAOJ und der Graduate University for Advanced Studies in Tokio und unter Beteiligung mehrerer Forscher des Max-Planck-Instituts für Astronomie (MPIA) in Heidelberg konnte eine Gruppe von Astronom*innen mit ALMA zwischen 2016 und 2019 dreißig vielversprechende massereiche Sternentstehungsregionen beobachten.

Die Auswertung der Daten war eine große Herausforderung und dauerte letztlich mehrere Jahre. Jede einzelne Beobachtung liefert rund 800 GB an Daten, und die Rekonstruktion der Bilder aus den Beiträgen der verschiedenen beteiligten Antennen ist bereits für sich genommen ein komplexer Prozess. Das jetzt veröffentlichte Ergebnis basiert auf der Analyse einer der beobachteten Sternentstehungsregionen; sie trägt die Katalognummer G333.23-0.06. Die Analyse wurde von Shanghuo Li vom MPIA geleitet, der auch der Hauptautor der jetzt in Nature Astronomy erschienenen Arbeit ist. Die rekonstruierten Bilder sind bemerkenswert: Sie zeigen Details bis hinunter zu etwa zweihundert Astronomischen Einheiten (dem 200-fachen der Entfernung zwischen Erde und Sonne) für eine große Region mit einem Durchmesser von rund 200.000 Astronomischen Einheiten.

Mehrlings-Sterne im Blick
Die Ergebnisse sind eine gute Nachricht für unser derzeitiges Verständnis der Entstehung massereicher Sterne. In G333.23-0.06 fanden Li und seine Kollegen nämlich ganze vier Doppelsternsysteme, dazu ein Dreifach-, ein Vierfach- und ein Fünffachsystem – in Übereinstimmung mit den Erwartungen. Die Details der Bilder begünstigen dabei sogar eines der Sternentstehungsmodelle gegenüber den anderen: Sie liefern Anzeichen für eine hierarchische Sternentstehung, bei der die Gaswolke zunächst in „Kerne“ („cores“) mit erhöhter Gasdichte zerfällt und in jedem dieser Kerne später ein Mehrfach-Proto-Sternsystem entsteht.

Henrik Beuther, Leiter der Sternentstehungsgruppe in der Abteilung Planeten- und Sternentstehung am Max-Planck-Institut für Astronomie, sagt: „Endlich konnten wir die Vielfalt an Mehrfach-Sternsystemen in einer massereichen Sternentstehungsregion direkt beobachten! Besonders spannend ist, dass die Daten sogar Unterstützung für ein spezifisches Szenario für die Entstehung massereicher Sterne liefen.“

Shanghuo Li, Astronom am Max-Planck-Institut für Astronomie und Erstautor der jetzt veröffentlichten Studie, fügt hinzu: „Unsere Beobachtungen scheinen darauf hinzudeuten, dass sich die Mehrfach-Systeme beim Kollaps der Molekül-Wolke recht früh bilden. Aber ist das wirklich der Fall? Um das beantworten zu können, schauen wir uns jetzt weitere Sternentstehungsgebiete, von denen einige noch jünger sind als G333.23-0.06.“ Konkret arbeiten die Astronomen derzeit an einer ähnlichen Analyse für die weiteren 29 massereichen Sternentstehungsgebiete, die sie beobachtet hatten. Bald sollen noch Daten zu weiteren 20 Systeme hinzukommen, aus neuen ALMA-Beobachtungen unter der Leitung von Li. Sind all diese Auswertungen fertig, lassen sich zum einen statistische Aussagen über die Mehrfach-Systeme treffen – ein weiterer Test der Modelle der Sternentstehung. Auch die Details der zeitlichen Entwicklung sollten sich klären lassen. Aber bereits mit den jetzt veröffentlichten Ergebnissen ist die Rolle von Mehrlings-Geburten bei der Bildung massereicher Sterne nun fest in der Beobachtung verankert.

Hintergrundinformationen
Die hier beschriebene Arbeit wurde veröffentlicht als Shanghuo Li et al., „Observations of high-order multiplicity in a high-mass stellar protocluster“ in der Zeitschrift Nature Astronomy.

Die beteiligten MPIA-Forscher sind Shanghuo Li, Henrik Beuther und Thomas Henning, in Zusammenarbeit mit Kollegen vom National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences, Tokyo, Japan; dem Department of Astronomical Science, School of Physical Science, SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Studies), Tokyo, Japan; dem Institut für Astronomie und die Abteilung für Physik, Nationale Tsing Hua Universität, Hsinchu, Taiwan; der Fakultät für Physik, Universität Duisburg-Essen, Duisburg, Deutschland; des Origins Institute und der Abteilung für Physik und Astronomie, McMaster-Universität, Hamilton, Ontario, Kanada; dem Department of Earth, Environment, and Physics, Worcester State University, Worcester, MA, USA; dem Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian, Cambridge, MA, USA; dem Shanghai Astronomical Observatory, Chinesische Akademie der Wissenschaften, Shanghai, Volksrepublik China; dem Heidelberger Institut für Theoretische Studien, Heidelberg; der Graduate School of Informatics and Engineering, University of Electro-Communications, Tokyo, Japan; und der School of Astronomy and Space Science, Nanjing-Universität, Volksrepublik China.

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

Originalveröffentlichung
Shanghuo Li, Henrik Beuther, et al.
Observations of high-order multiplicity in a high-mass stellar protocluster
Nature Astronomy (2024)
https://www.nature.com/articles/s41550-023-02181-9
pdf: https://www.mpg.de/21360321/mpia-pm_li_preprint.pdf, https://www.nature.com/articles/s41550-023-02181-9.pdf

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• Sternentwicklung

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 8. Januar 2024.

8. Januar 2024 – Ein Forscherteam, dem auch Astronomen des Max-Planck-Instituts für Astronomie (MPIA) angehören, hat im Zentralbereich einer planetenbildenden Scheibe eines jungen Sterns eine Struktur mit drei Ringen entdeckt. Sie deutet an, dass sich zwischen den Ringen zwei Planeten mit Jupitermasse bilden. Weiterhin wird die Staubzusammensetzung offenbar durch reichlich feste Eisenkörner ergänzt. Folglich enthält die Scheibe Metalle und Mineralien, die denen der terrestrischen Planeten des Sonnensystems ähneln. Sie bietet somit einen Einblick in Bedingungen vergleichbar derer des frühen Sonnensystems vor mehr als vier Milliarden Jahren, als Gesteinsplaneten wie Merkur, Venus und die Erde entstanden.

Die Entstehungsgeschichte der Erde und des Sonnensystems fasziniert die Wissenschaft und die Öffentlichkeit gleichermaßen. Durch die Erforschung der heutigen Eigenschaften unseres Heimatplaneten und anderer Objekte im Sonnensystem haben Forscherinnen und Forscher eine umfassende Vorstellung von den Bedingungen entwickelt, unter denen sie sich aus einer Scheibe aus Staub und Gas entwickelt haben, die die junge Sonne vor etwa 4,5 Milliarden Jahren umgab.

Drei Ringe, die auf zwei Planeten hindeuten
Mit den atemberaubenden Fortschritten in der Erforschung der Stern- und Planetenentstehung, die sich mit weit entfernten Himmelsobjekten befasst, können wir nun die Bedingungen in der Umgebung junger Sterne untersuchen und sie mit denen vergleichen, die für das frühe Sonnensystem ermittelt wurden. Mit Hilfe des Very Large Telescope Interferometer (VLTI) der Europäischen Südsternwarte (ESO) hat ein internationales Forscherteam unter der Leitung von József Varga vom Konkoly-Observatorium in Budapest, Ungarn, genau das getan. Sie beobachteten die planetenbildende Scheibe des jungen Sterns HD 144432 in etwa 500 Lichtjahren Entfernung.

Bei der Untersuchung der Staubverteilung in der innersten Region der Scheibe entdeckten wir zum ersten Mal eine komplexe Struktur, bei der sich der Staub in einer solchen Umgebung in drei konzentrischen Ringen anhäuft“, sagt Roy van Boekel. Er ist Wissenschaftler am Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg und Mitautor des zugrunde liegenden Forschungsartikels, der in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics erscheint. „Diese Region entspricht der Zone, in der sich die Gesteinsplaneten im Sonnensystem gebildet haben“, fügt van Boekel hinzu. Im Vergleich zum Sonnensystem liegt der erste Ring um HD 144432 innerhalb der Umlaufbahn des Merkurs und der zweite in der Nähe der Marsbahn. Weiterhin befindet sich der dritte Ring ungefähr auf der Umlaufbahn des Jupiters.

Bisher haben Astronominnen und Astronomen solche Anordnungen vorrangig über größere Bereiche hinweg gefunden, die der Zone jenseits der Umlaufbahn des Saturn um die Sonne entsprechen. Ringsysteme in den Scheiben um junge Sterne deuten im Allgemeinen darauf hin, dass sich in den Lücken Planeten bilden, die auf ihrem Weg Staub und Gas aufnehmen. HD 144432 ist jedoch das erste Beispiel für ein solch komplexes Ringsystem nahe an seinem Wirtsstern. Es kommt in einer Zone mit einem hohen Staubanteil vor, dem Baustein von Gesteinsplaneten wie der Erde. Die Forschenden gehen davon aus, dass die Ringe auf das Vorhandensein von zwei Planeten hindeuten, die sich in den Lücken gebildet haben, und schätzen, dass ihre Masse in etwa der des Jupiters entspricht.

Die Bedingungen könnten dem frühen Sonnensystem ähnlich sein
Das Forschungsteam bestimmte die Staubzusammensetzung in der Scheibe bis zu einer Entfernung vom Zentralstern, die dem Abstand des Jupiters von der Sonne entspricht. Was sie dabei gefunden haben, ist den Wissenschaftlern, die die Erde und die Gesteinsplaneten im Sonnensystem untersuchen, sehr vertraut: verschiedene Silikate (Metall-Silizium-Sauerstoff-Verbindungen) und andere Mineralien, die in der Erdkruste und im Erdmantel vorkommen, sowie möglicherweise metallisches Eisen, wie es im Kern des Merkurs und der Erde vorhanden ist. Sollte sich dies bestätigen, wäre diese Studie die erste, die Eisen in einer planetenbildenden Scheibe entdeckt hat.

„Astronomen haben die Beobachtungen von staubigen Scheiben bisher mit einer Mischung aus Kohlenstoff- und Silikatstaub erklärt, Materialien, die wir fast überall im Universum sehen“, erläutert van Boekel. Aus chemischer Sicht ist jedoch eine Mischung aus Eisen und Silikat für die heißen, inneren Scheibenregionen plausibler. Und in der Tat liefert das chemische Modell, das Varga, der Hauptautor des zugrunde liegenden Forschungsartikels, auf die Daten angewandt hat, in diesem Fall bessere Ergebnisse, wenn Eisen anstelle von Kohlenstoff berücksichtigt wird.

Außerdem kann der in der Scheibe von HD 144432 beobachtete Staub am inneren Rand bis zu 1800 Kelvin (ca. 1500 Grad Celsius) heiß sein und weiter draußen bis zu moderaten 300 Kelvin (ca. 25 Grad Celsius). In den heißen Regionen in der Nähe des Sterns schmelzen Mineralien und Eisen und kondensieren erneut zu festen Verbindungen, oft als Kristalle. Die Kohlenstoffkörner wiederum würden die Hitze nicht überleben und stattdessen als Kohlenmonoxid- oder Kohlendioxidgas vorliegen. Dennoch könnte Kohlenstoff ein bedeutender Bestandteil der festen Partikel in der kalten äußeren Scheibe sein, die mit den Beobachtungen im Rahmen dieser Studie nicht aufgespürt werden können.

Eisenreicher und kohlenstoffarmer Staub würde auch gut zu den Bedingungen im Sonnensystem passen. Merkur und die Erde sind eisenreiche Planeten, während die Erde relativ wenig Kohlenstoff enthält. „Wir denken, dass die Scheibe von HD 144432 dem frühen Sonnensystem sehr ähnlich sein könnte, das die heutigen Gesteinsplaneten mit viel Eisen versorgt hat“, sagt van Boekel. „Wir vermuten, dass unsere Studie ein weiteres Beispiel dafür ist, dass die Zusammensetzung unseres Sonnensystems recht typisch zu sein scheint.“

Interferometrie löst winzige Details auf
Diese Ergebnisse waren nur mit außergewöhnlich hochauflösenden Beobachtungen möglich, wie sie das VLTI liefert. Durch die Kombination der vier 8,2-Meter-Teleskope des VLT am Paranal-Observatorium der ESO können sie Details so auflösen, als ob die Astronominnen und Astronomen ein Teleskop mit einem Hauptspiegel von 200 Metern Durchmesser einsetzen würden. Varga, van Boekel und ihre Mitarbeiter sammelten Daten mit drei Instrumenten, um eine breite Wellenlängenabdeckung von 1,6 bis 13 Mikrometern zu erreichen, was infrarotes Licht darstellt.

Das MPIA lieferte wichtige technische Komponenten für zwei Geräte, GRAVITY und das Multi AperTure mid-Infrared SpectroScopic Experiment (MATISSE). Eines der Hauptziele von MATISSE ist die Erforschung der Zonen von Scheiben um junge Sterne, in denen sich Gesteinsplaneten entwickeln können. „Indem wir die inneren Regionen protoplanetarer Scheiben um Sterne untersuchen, wollen wir den Ursprung der verschiedenen in der Scheibe enthaltenen Mineralien erforschen – Mineralien, die später die festen Bestandteile von Planeten wie der Erde bilden werden“, sagt Thomas Henning, Direktor des MPIA und einer der Projektleiter des MATISSE-Instruments.

Die Erstellung von Bildern mit einem Interferometer, wie wir sie von Einzelteleskopen gewohnt sind, ist jedoch nicht gerade einfach und sehr zeitaufwendig. Eine effizientere Nutzung der kostbaren Beobachtungszeit zur Entschlüsselung der Objektstruktur besteht darin, die kargen Daten mit Modellen von möglichen Konfigurationen zu vergleichen. Im Fall der Scheibe von HD 144432 gibt eine Form aus drei Ringen die Daten am besten wieder.

Wie häufig sind strukturreiche, eisenhaltige, planetenbildende Scheiben?
Neben dem Sonnensystem scheint HD 144432 ein weiteres Beispiel für die Entstehung von Planeten in einer eisenreichen Umgebung zu sein. Die Astronominnen und Astronomen werden sich jedoch nicht darauf beschränken. „Wir haben noch ein paar vielversprechende Kandidaten, die darauf warten, dass das VLTI sie genauer unter die Lupe nimmt“, erklärt van Boekel. Bei früheren Beobachtungen entdeckte das Team eine Reihe von Scheiben um junge Sterne, die auf Konfigurationen hindeuten, die es wert sind, genauer betrachtet zu werden. Mit den neuesten VLTI-Instrumenten werden sie schließlich deren detaillierte Struktur und chemische Zusammensetzung präzise ergründen. Letztendlich können die Forschenden vielleicht sogar klären, ob sich Planeten regelmäßig in eisenreichen Staubscheiben in der Nähe ihrer Muttersterne bilden.

Hintergrundinformationen
Die an dieser Studie beteiligten MPIA-Forscher sind Roy van Boekel, Marten Scheuck, Thomas Henning, Jacob W. Isbell, Ágnes Kóspál (auch HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, Konkoly-Observatorium, Budapest, Ungarn [Konkoly]; CSFK, MTA Centre of Excellence, Budapest, Ungarn [CSFK]; ELTE Eötvös Loránd Universität, Budapest, Ungarn [ELTE]), Alessio Caratti o Garatti (auch Astronomisches Observatorium der INAF von Capodimonte, Neapel, Italien).

Weitere Autoren sind: J. Varga (Konkoly; CSFK; Sternwarte Leiden, Niederlande [Leiden]), L. B. F. M. Waters (Universität Radboud, Nijmegen, Niederlande; SRON, Leiden, Niederlande), M. Hogerheijde (Leiden; Universität Amsterdam, Niederlande [UVA]), A. Matter (Observatorium Côte d’Azur/CNRS, Nizza, Frankreich [OCA]), B. Lopez (OCA), K. Perraut (Univ. Grenoble Alpes/CNRS/IPAG, Frankreich [IPAG]), L. Chen (Konkoly; CSFK), D. Nadella (Leiden), S. Wolf (Universität Kiel, Deutschland [UK]), C. Dominik (UVA), P. Abraham (Konkoly; CSFK; ELTE), J.- C. Augereau (IPAG), P. Boley (OCA), G. Bourdarot (Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching, Deutschland), F. Cruz-Saénz de Miera (Konkoly; CSFK; Universität Toulouse, Frankreich), W. C. Danchi (NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, USA), V. Gámez Rosas (Leiden), K.-H. Hofmann (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Deutschland [MPIfR]), M. Houllé (OCA), W. Jaffe (Leiden), T. Juhász (Konkoly; CSFK; ELTE), V. Kecskeméthy (ELTE), J. Kobus (UK), E. Kokoulina (Universität Lüttich, Belgien; OCA), L. Labadie (Universität zu Köln, Deutschland), F. Lykou (Konkoly; CSFK), F. Millour (OCA), A. Moór (Konkoly; CSFK), N. Morujão (Universität Lissabon und Universität Porto, Portugal), E. Pantin (AIM, CEA/CNRS, Gif-sur-Yvette, Frankreich), D. Schertl (MPIfR), L. van Haastere (Leiden), G. Weigelt (MPIfR), J. Woillez (Europäische Südsternwarte, Garching, Deutschland), P. Woitke (Institut für Weltraumforschung, Österreichische Akademie der Wissenschaften, Graz, Österreich), MATISSE und GRAVITY Collaborations

Originalveröffentlichung
J. Varga, L. B. F. M. Waters, M. Hogerheijde, R. van Boekel et al.
Mid-infrared evidence for iron-rich dust in the multi-ringed inner disk of HD 144432
Astronomy & Astrophysics, 681, A47 (2024)
DOI: dx.doi.org/10.1051/0004-6361/202347535
https://arxiv.org/abs/2401.03437
pdf: https://arxiv.org/pdf/2401.03437

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• Planetenentstehung

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 30. November 2023.

30. November 2023 – Die detaillierten Beobachtungen sind die ersten ihrer Art und wären vor Inbetriebnahme des JWST nicht möglich gewesen. Das Ergebnis ist eine gute Nachricht für erdähnliche Planeten und für Leben im Universum: Solche Planeten können sich offenbar unter vielfältigsten Bedingungen bilden. Die Ergebnisse wurden jetzt in der Fachzeitschrift Astrophysical Journal Letters veröffentlicht.

Astronom*innen haben Wasser- und kohlenstoffhaltige Moleküle in einer Gas- und Staubscheibe um einen jungen sonnenähnlichen Stern gefunden, der sich in einer der unwirtlichsten Regionen unserer Galaxis befindet. Scheiben dieser Art um neu entstehende Sterne sind die Orte, an denen Planeten entstehen. Sie heißen deswegen auch protoplanetare Scheiben. Ein Team von Astronom*innen unter der Leitung von María C. Ramírez-Tannus vom Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) hat mit dem James-Webb-Weltraumteleskop einen Blick in den inneren Bereich einer solchen Scheibe geworfen – denjenigen Teilbereich, in dem sich typischerweise erdähnliche Planeten bilden: Planeten mit einer dünnen Atmosphäre rund um eine Kugel aus Gestein.

Die Scheibe, der die Astronom*innen den Namen XUE-1 gegeben haben, ist der intensiven UV-Strahlung der umliegenden heißen, massereichen Sterne in jener Region ausgesetzt. Doch selbst in dieser rauen Umgebung wurden bei den Beobachtungen sowohl Wasser als auch einfache organische Moleküle nachgewiesen. Ramírez-Tannus sagt: „Dieses Ergebnis ist unerwartet und aufregend! Es zeigt, dass selbst in den unwirtlichsten Umgebungen unserer Galaxie günstige Bedingungen für die Entstehung erdähnlicher Planeten und der Zutaten für Leben vorhanden sind.“

Detailscharfer Blick in eine massereiche Sternentstehungsregion
Die neuen Beobachtungen sind die ersten ihrer Art. Bisherige Detailbeobachtungen von protoplanetaren Scheiben waren auf uns vergleichsweise nahe Sternentstehungsgebiete beschränkt, die allerdings keine massereichen Sterne enthalten. Massereiche Sternentstehungsgebiete sind etwas ganz Anderes: Dort bilden sich zahlreiche Sterne in etwa zeitgleich, darunter auch einige der seltenen, aber extrem leuchtstarken, sehr massereichen Sterne. Während des „goldenen Zeitalters“ der Sternentstehung im Universum, vor rund 10 Milliarden Jahren, fand die meiste Sternentstehung in solchen massereichen Haufen statt. Insgesamt wurden mehr als die Hälfte aller Sterne in unserem Universum – einschließlich unserer eigenen Sonne – in massereichen Sternentstehungsgebieten geboren, zusammen mit ihren Planeten. Bisher war jedoch nichts über die Auswirkungen solch unwirtlichen Umgebungen auf die inneren Regionen von Scheiben bekannt, in denen sich vermutlich terrestrische Planeten bilden werden.

Massereiche Sterne sind zwangsläufig sehr hell und strahlen große Mengen hochenergetischer UV-Strahlung ab. Es war eine offene Frage, ob diese intensive Strahlung die Bildung von Planeten wie der Erde um sonnenähnliche Sterne stören oder sogar weitgehend verhindern würde. Wäre dies der Fall, dann wäre es zwar nicht unmöglich, aber sehr selten, dass in solchen massereichen Sternhaufen erdähnliche Planeten entstehen würden. Eine Reihe von Überlegungen wiesen genau in diese Richtung: Zum Beispiel treibt die UV-Strahlung der massereichen Sterne das Gas in den äußeren Scheibenbereichen auseinander. Das wiederum hemmt das Wachstum von Staubteilchen und ihren Weg in die inneren Scheibenbereiche. Solche Staubteilchen sind nun aber wichtige Bausteine erdähnlicher Planeten (und auch der Kerne von Riesenplaneten wie Jupiter oder Saturn). Auf diese Weise könnte die UV-Strahlung die Chancen für die Entstehung erdähnlicher Planeten deutlich vermindern.

Bisherige Beobachtungen haben nicht ausgereicht, um diese Frage zu beantworten. Im heutigen Universum sind massereiche Sternentstehungsgebiete vergleichsweise selten, und selbst die uns nächstgelegenen sind weit von uns entfernt. Bis vor kurzem gab es daher keine Möglichkeit, kleine Scheiben um sonnenähnliche Sterne hinreichend genau zu beobachten. Die wenigen protoplanetaren Scheiben, die nahe genug waren, dass sie im Detail beobachtet werden konnten, befinden sich sämtlich in ruhigen Sternentstehungsgebieten. Dort fehlt die intensive UV-Strahlung massereicher Sterne; entsprechend lässt sich die Frage nach deren schädlichem Einfluss durch die Beobachtung solcher ruhigen Gebiete gar nicht beantworten.

Mit dem JWST auf den Spuren der inneren Scheibengebiete
Die Inbetriebnahme des JWST änderte die Situation grundlegend. Sobald das Teleskop für wissenschaftliche Beobachtungen verfügbar wurde, bewarben sich Ramírez-Tannus und die XUE-Kollaboration (eXtreme UV environments, deutsch sinngemäß Regionen mit extremem Einfluss von UV-Strahlung) erfolgreich für die Beobachtung des Sternentstehungsgebiets NGC 6357. Mit einer Entfernung von 5500 Lichtjahren von der Erde ist dies eines der nächstgelegenen massereichen Sternentstehungsgebiete. Es ist auch das vielversprechendste Beobachtungsziel für die Beantwortung der Frage nach dem möglichen Einfluss von UV-Strahlung auf die inneren Gebiete der Scheibe: NGC 6357 enthält rund ein Dutzend leuchtkräftiger, massereicher Sterne, die dafür sorgen, dass einige der in der Region sichtbaren planetenbildenden Scheiben während des größten Teils ihrer Existenz intensiver UV-Strahlung ausgesetzt waren. Auch die Vielfalt ist ein wichtiger Faktor: Die Region enthält eine Vielzahl von Scheiben, von denen einige mehr, andere weniger Strahlung ausgesetzt waren und sind. „Wenn intensive Strahlung die Bedingungen für die Planetenbildung in den inneren Regionen protoplanetarer Scheiben erschwert, dann ist NGC 6357 der Ort, an dem wir diesen Effekt sehen sollten“, sagt Arjan Bik von der Universität Stockholm, Co-PI (Co-Principal Investigator, entsprechend einem stellvertretenden Projektleiter) der XUE-Kollaboration und Zweitautor der Studie.

Die Beobachtungsdaten, die in diesem Falle aufgenommen werden, sind sogenannte Spektren, also regenbogenartige Zerlegungen des Lichts, die Schätzungen über das Vorhandensein bestimmter Moleküle in der beobachteten Region ermöglichen. Zu ihrer Überraschung stellten Ramírez-Tannus und ihre Kollegen fest, dass sich zumindest eine der Scheiben in NGC 6357, eben XUE-1, in Bezug auf das Vorhandensein (und die Eigenschaften) von Schlüsselmolekülen in den inneren Scheibenregionen nicht grundlegend von ihren Gegenstücken in massearmen Sternentstehungsgebieten unterscheidet.

Siliziumverbindungen, Wasser und andere Moleküle in unwirtlicher Umgebung
„Wir haben in den innersten Regionen von XUE-1 eine Fülle von Wasser, Kohlenmonoxid, Kohlendioxid, Cyanwasserstoff und Acetylen gefunden“, sagt Ramírez-Tannus. „Dies liefert wertvolle Hinweise darauf, wie die ursprünglichen Atmosphären der entstehenden erdähnlichen Planeten zusammengesetzt sein dürften.“ Die Forscher fanden auch Silikatstaub in ähnlichen Mengen wie in massearmen Sternentstehungsgebieten. Dies ist das erste Mal, dass solche Moleküle unter solchen extremen Bedingungen nachgewiesen wurden.

Diese Beobachtungen sind eine gute Nachricht für erdähnliche Planeten und für das Leben im Universum allgemein: Offenbar können sich in den inneren Regionen protoplanetarer Scheiben um sonnenähnliche Sterne selbst in den unwirtlichsten Sternentstehungsgebieten in ähnlicher Weise erdähnliche Gesteinsplaneten bilden wie in den ruhigeren, masseärmeren Gebieten. Die entsprechenden Scheibenregionen sind sogar reich an Wasser, einer notwendigen Zutat für Leben, wie wir es kennen. Ob dies insgesamt zu einer großen Anzahl von erdähnlichen Planeten führt, die in solchen Umgebungen entstehen, können die Forscher nicht anhand einer einzigen Scheibe feststellen. Die XUE-Kollaboration geht mit ihren Beobachtungen daher jetzt noch einen Schritt weiter: mit einer JWST-Durchmusterung von 14 weiteren Scheiben in verschiedenen Teilen von NGC 6357, mit der die Forscher*innen der Klärung der Frage nach der Gesamtanzahl erdähnlicher Planeten einen großen Schritt näher kommen dürften.

Hintergrundinformationen
Die beteiligten MPIA-Forscher sind María Claudia Ramírez-Tannus, Thomas Henning, Giulia Perotti, Roy van Boekel und Sierk E. van Terwisga, in Zusammenarbeit mit Arjan Bik (Universität Stockholm), Lars Cuijpers (Radboud Universität), Rens Waters (Radboud Universität und SRON) und weiteren Kollegen.

Originalpublikation
María Claudia Ramirez-Tannus, „XUE. Molecular inventory in the inner region of an extremely irradiated Protoplanetary Disk“, Astrophysical Journal Letters (2023)
https://arxiv.org/abs/2310.11074
pdf: https://arxiv.org/pdf/2310.11074

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• Planetenentstehung

Der Beitrag Wasser und erdähnliche Planeten auch in unwirtlichen kosmischen Regionen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 23. Oktober 2023.

23. Oktober 2023 – In diesem Jahr bietet der Himmel zusätzlich ein ganz besonderes Schauspiel: Ab 21:35 Uhr findet eine partielle Mondfinsternis statt. Zusätzlich zu über 120 Veranstaltungen vor Ort bietet das Haus der Astronomie in Heidelberg um 18 Uhr einen zentralen Livestream an.

Der Astronomietag 2023 ist eines der Highlights des vom Bundesministerium für Bildung und Forschung ausgerufenen Wissenschaftsjahrs „Unser Universum“. Über 120 astronomisch interessierte Privatpersonen, Schulen, Volkssternwarten, amateurastronomische Vereine, Planetarien, Forschungsinstitute und weitere Einrichtungen in ganz Deutschland, Italien und der Schweiz laden die Öffentlichkeit am 28. Oktober 2023 dazu ein, die partielle Mondfinsternis zu beobachten, die an diesem Abend stattfindet, und die Welt der Sterne mit den eigenen Augen zu erkunden. Die Veranstaltungen vor Ort werden durch einen zentralen Livestream des Hauses der Astronomie ab 18 Uhr ergänzt.

Der Astronomietag wurde in Deutschland 2003 von der Vereinigung der Sternfreunde als jährlich stattfindende bundesweite Veranstaltung mit wechselndem Motto ins Leben gerufen. Seit 2010 wird er gemeinsam mit der Schweizerischen Astronomischen Gesellschaft (SAG) durchgeführt.

Am Abend des 28. Oktober um 22:24 Uhr ist Vollmond. Zwei Tage vorher ist sich unser Begleiter in Erdnähe und ist uns am Abend des Astronomietags mit 365.500 km immer noch recht nah. Doch das eigentlich Besondere ist, dass er in der Nähe der scheinbaren Bahn der Sonne am Himmel steht, der Ekliptik: Etwa 17 Stunden vor Vollmond kreuzt er sie und befindet sich im sogenannten aufsteigenden Knoten. Die Nähe des Vollmond zur Ekliptik ermöglicht es, dass wir am diesjährigen Astronomietag eine Mondfinsternis verfolgen können. Zwar taucht der Mond bei dieser Finsternis nur zu einem kleinen Teil in den Schatten der Erde ein, dafür ist die Finsternis aber den ganzen Abend über in ihrer vollen Länge zu sehen.

Um 21:35 Uhr MESZ beginnt mit dem Eintritt des Mondes in den Kernschatten der interessante Teil der Finsternis. Das Maximum der Verfinsterung ist um 22:14 Uhr MESZ und um 22:53 Uhr MESZ tritt der Mond aus dem Kernschatten der Erde. Während dieses Finsternis kommt es nicht zu der typischen Orangerot-Färbung des Mondes bei einer totalen Mondfinsternis. Mit dem bloßen Auge wird der Mond nur etwas „angeknabbert“ erscheinen, durch ein Teleskop wird man allerdings deutlich sehen können, dass dem Mond am unteren Rand ein gutes Stück fehlt. Die Halbschattenphasen im Vorfeld und im Anschluss an die partielle Phase sind nur für erfahrene Beobachter*innen und fotografisch wahrnehmbar.

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• Mondfinsternis

Der Beitrag Bundesweiter Astronomietag zur partiellen Mondfinsternis am 28. Oktober 2023 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Der Beitrag Beobachtungen bestätigen wichtigen Schritt in der Sternentwicklung erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 27. September 2023.

27. September 2023 – Der Erfolg ist das Ergebnis des DRAGON-II-Simulationsprojekts unter der Leitung des Gran Sasso Science Institute. Es beruht auf Berechnungen der komplexen Wechselwirkungen zwischen Sternen, stellaren schwarzen Löchern und physikalischen Prozessen in dichten Sternhaufen und zeigten, dass schwarze Löcher von bis zu einigen hundert Sonnenmassen in diesen Umgebungen entstehen können.

Die Suche nach dem Ursprung von schwarzen Löchern mittlerer Masse (engl. intermediate-mass black holes, IMBHs) ist nach wie vor ein Rätsel. Sollten sie existieren, könnten sie das Bindeglied zwischen den beiden Extremen der schwarzen Löcher sein. Am massearmen Ende beobachten wir stellare schwarze Löcher, Überbleibsel von Supernova-Explosionen massereicher Sterne am Ende ihrer Lebenszeit. Auf der anderen Seite finden wir schwarze Löcher in den Zentren von Galaxien, die millionen- oder sogar milliardenfach massereicher sind als unsere Sonne. Die Entstehung und das Wachstum dieser Objekte stellen für die moderne Astronomie immer noch ein faszinierendes Rätsel dar, vor allem, weil es keinen eindeutigen Beweis für die Existenz von IMBHs gibt. Astronomen vermuten, dass sie in dichten und eng gedrängten Sternhaufen zu finden sind.

„Schwarze Löcher mittlerer Masse sind schwer zu beobachten“, erklärt Manuel Arca Sedda vom Gran Sasso Science Institute (GSSI) in L’Aquila, Italien, und Hauptautor des zugrunde liegenden Forschungsartikels, der in den Monthly Notices of the Royal Astronomical Society veröffentlicht wurde. „Die derzeitigen Grenzen der Beobachtungsmethoden erlauben es uns nicht, die Gruppe dieser schwarzen Löcher mit Massen zwischen 1.000 und 10.000 Sonnenmassen auf diese Weise zu erforschen. Außerdem bereiten sie den Forschenden hinsichtlich der möglichen Mechanismen, die zu ihrer Entstehung führen, Kopfzerbrechen.“

Um diesen Nachteil zu überwinden, hat ein internationales Team unter der Leitung von Arca Sedda und Albrecht Kamlah vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg (MPIA) eine einzigartige Serie von hochauflösenden numerischen Simulationen von Sternhaufen durchgeführt, die als DRAGON-II Cluster-Datenbank bekannt ist. Dabei entdeckten die Astronominnen und Astronomen einen möglichen Mechanismus zur Bildung von mittelschweren schwarzen Löchern in jungen, dicht besiedelten und massereichen Sternhaufen.

Diese bahnbrechenden Simulationen mussten eine Abfolge komplexer Wechselwirkungen zwischen typischen Einzel- und Doppelsternen berechnen, die zu Kollisionen führen und immer massereichere Sterne bilden, die sich schließlich zu schwarzen Löchern entwickeln. In diesem Stadium können sie weitere massereiche Sterne und schwarze Löcher in sich aufnehmen, was zu schwarzen Löchern von mehreren hundert Sonnenmassen führt. Wie sich herausstellt, führt kein einzelner Weg zu solch einem Objekt. Stattdessen finden die Astronomen eine komplexe Palette von Wechselwirkungen und Verschmelzungsereignissen.

Bis zu einer Million Sterne bevölkerten die simulierten Sternhaufen, die einen Anteil an Doppelsternhaufen zwischen 10 % und 30 % aufweisen. „Die simulierten Sternhaufen spiegeln die realen Exemplare, die in der Milchstraße, den Magellanschen Wolken und verschiedenen Galaxien in unserem lokalen Universum beobachtet wurden, sehr gut wider“, erklärt Kamlah.

Indem sie das weitere Schicksal eines solchen schwarzen Lochs in diesen Simulationen nachzeichneten, identifizierten die Astronomen eine turbulente Periode, die durch heftige Austauschprozesse mit anderen Sternen und stellaren schwarzen Löchern gekennzeichnet ist und zu seinem schnellen Ausstoß aus dem elterlichen Sternhaufen innerhalb von ein paar hundert Millionen Jahren führen kann. Dieses Ereignis begrenzt effektiv sein weiteres Wachstum. Die Berechnungsmodelle zeigen, dass kleinere schwarze Löcher mittlerer Masse auf natürliche Weise aus energiereichen Wechselwirkungen zwischen Sternen innerhalb von Sternhaufen entstehen. Ihre Tendenz, größere Massen als einige hundert Sonnenmassen zu erreichen, hängt jedoch von der Dichte oder dem Massereichtum der Umgebung ab.

Dennoch bleibt ein zentrales wissenschaftliches Rätsel ungelöst: ob diese mittelschweren schwarzen Löcher als Bindeglied zwischen ihren kleineren stellaren Verwandten und den kolossalen supermassereichen schwarzen Löchern dienen. Diese Frage bleibt vorerst unbeantwortet, aber die Studie eröffnet einen Raum für konkrete Vermutungen.

„Wir brauchen zwei Zutaten für eine genauere Ergebnisse“, erklärt Arca Sedda. „Einerseits einen oder mehrere Prozesse, die in der Lage sind, schwarze Löcher im mittleren Massenbereich zu bilden und andererseits die Fähigkeit, sie in der ursprünglichen Umgebung zu halten.“ Die Studie stellt strenge Anforderungen an die erste Komponente und gibt einen klaren Überblick darüber, welche Prozesse zur Bildung von schwarzen Löchern beitragen können. Die Berücksichtigung massereicherer Sternhaufen, die mehr Doppelsterne enthalten, könnte in Zukunft helfen, die zweite Zutat zu erhalten, was wiederum hohe Anforderungen an die zukünftigen Simulationen stellt.

Interessanterweise könnten Sternhaufen, die in der Frühzeit des Universums entstanden sind, die geeigneten Eigenschaften besitzen, um das Wachstum von schwarzen Löchern über mittlere Massen hinaus aufrechtzuerhalten. Zukünftige Beobachtungen solch alter Sternhaufen, zum Beispiel mit Hilfe des James Webb Space Telescope (JWST) und der Entwicklung neuer theoretischer Modelle, könnten dabei helfen, die Beziehung zwischen mittelschweren und supermassereichen schwarzen Löchern zu entschlüsseln.

Hintergrundinformationen
Der an dieser Forschung beteiligte MPIA-Wissenschaftler ist Albrecht Kamlah (ebenfalls Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg).
Die Publikation über die DRAGON-II-Simulationen ist Teil einer Serie von drei Veröffentlichungen (die beiden verbleibenden befinden sich in der Begutachtung), die wiederum zum langfristigen DRAGON-Simulationsprojekt gehören, das von Rainer Spurzem (Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, und Kavli-Institut für Astronomie und Astrophysik, Universität Peking; Nationale Astronomische Observatorien, Chinesische Akademie der Wissenschaften, Peking) und Teams hauptsächlich in Deutschland, China, Polen und Italien geleitet wird. Ziel dieses Projekts ist es, die dynamische Entwicklung massereicher Sternhaufen über kosmische Zeiträume hinweg mit den genauesten verfügbaren Methoden zu erforschen.

Die erfolgreiche Durchführung des Projekts erfordert den umfassenden Einsatz von GPU-beschleunigten massiv-parallelen Rechensystemen, wie dem High-Performance Computing (HPC) System Raven und dem JUWELS-Booster-System des Jülich Supercomputing Center (JSC). Die Simulationen des DRAGON-II-Projekts, die in den Veröffentlichungen vorgestellt werden, wurden alle auf dem JUWELS-Booster durchgeführt. Die umfassende Nutzung der Rechenressourcen von Raven, die in der Max Planck Computing and Data Facility (MPCDF) zur Verfügung stehen, war ebenfalls von entscheidender Bedeutung für die gründliche Evaluierung und das Benchmarking der Millionen-Körper-Simulationen, die in dieser Reihe vorgestellt werden, und bot gleichzeitig eine Testumgebung für viele der notwendigen Code-Aktualisierungen.

Originalpublikation:
Manuel Arca Sedda, Albrecht W H Kamlah, Rainer Spurzem, Francesco Paolo Rizzuto, Thorsten Naab, Mirek Giersz, Peter Berczik: „The DRAGON-II simulations – II. Formation mechanisms, mass, and spin of intermediate-mass black holes in star clusters with up to 1 million stars„, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 526, Issue 1, November 2023, Pages 429–442,
doi: dx.doi.org/10.1093/mnras/stad2292,
https://academic.oup.com/mnras/article/526/1/429/7281010

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• Schwarze Löcher

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Quelle: MPIA 14. September 2023.

14. September 2023 – Das etwa 1.000 Lichtjahre von der Erde entfernte Objekt im Sternbild Perseus ist einer der jüngsten und nächstgelegenen Gasströme eines Protosterns und damit ein ideales Ziel für das JWST.

Herbig-Haro-Objekte umgeben neugeborene Sterne und entstehen, wenn Sternwinde oder Gasströme, die von diesen neugeborenen Sternen ausgehen, Stoßwellen bilden, wenn sie mit hoher Geschwindigkeit mit Gas und Staub in der Nähe zusammenstoßen. Eine neue, faszinierende JWST-Aufnahme von HH 211 zeigt den Ausstrom eines Protosterns der Klasse 0, eines frühen Gegenstücks zu unserer Sonne, das erst einige zehntausend Jahre alt ist und nur 8 % der Masse der heutigen Sonne hat (es wird irgendwann zu einem sonnenähnlichen Stern heranwachsen). Protosterne haben noch nicht das Stadium der Kernfusion erreicht.

Infrarotaufnahmen sind bei der Untersuchung neugeborener Sterne und ihrer Ausströmungen sehr hilfreich, da solche Sterne immer noch in die Gaswolke eingebettet sind, aus der sie entstanden sind. Die Infrarotstrahlung der Ströme durchdringt das trübende Gas und den Staub und macht ein Herbig-Haro-Objekt wie HH 211 ideal für die Beobachtung mit den empfindlichen Infrarotinstrumenten des JWST. Moleküle, die durch die turbulenten Bedingungen angeregt werden, darunter molekularer Wasserstoff, Kohlenmonoxid und Siliziummonoxid, emittieren infrarotes Licht, das JWST erfassen kann, um die Struktur der Ausströmungen zu kartieren.

Das Bild zeigt eine Reihe von Bugstoßwellen, also durch Gas­kollisionen ausgelöste Strahlung, im Süd­osten (unten links) und Nordwesten (oben rechts) sowie den eingebetteten schmalen bipolaren Jet, der sie antreibt, in noch nie dagewesener Detailgenauigkeit – eine etwa fünf- bis zehnmal höhere räumliche Auf­lösung als alle bisherigen Bilder von HH 211. Diese Serie von angeregten Stoßwellen deutet auf eine epi­soden­hafte Frei­setzung von Gas hin, die in direktem Zu­sammen­hang mit dem Wachs­tum des Proto­sterns durch einfallenden Staub und Gas steht.

Der innere Jet „wackelt“ spiegelsymmetrisch auf beiden Seiten des zentralen Protosterns. Dies stimmt mit Beobachtungen auf kleineren Größenordnungen überein und deutet darauf hin, dass es sich bei dem Protostern tatsächlich um einen unaufgelösten Doppelstern handeln könnte.

„Solche Beobachtungen mit dem JWST liefern nicht nur atem­beraubende Bilder. Sie geben uns auch ein Werk­zeug in die Hand, mit dem wir die Ent­wicklung der direkten Vorgänger von Sternen in noch nie dagewesener Detail­genauigkeit untersuchen können“, sagt Thomas Henning, Direktor des Max-Planck-Instituts für Astronomie (MPIA) in Heidelberg, Deutschland. „Damit liefern die Beobachtungen unschätzbare Informationen für unser Verständnis der Sternentstehung.“

Frühere Beobachtungen von HH 211 mit bodengebundenen Teleskopen zeigten Gasbewegungen entlang des Ausflusses, indem sie eine Wellenlängenverschiebung der emittierten Strahlung maßen. Nun fand das Team riesige rotverschobene (nordwestlich) und blauverschobene (südöstlich) Bugstoßwellen und hohlraumartige Strukturen im Licht des angeregten Wasserstoffs bzw. Kohlenmonoxids sowie einen knotenreichen und schlängelnden doppelseitigen Jet im Licht des Siliziummonoxids. Mit diesen neuen Beobachtungen mit NIRCam und NIRSpec an Bord des JWST fanden die Forschenden heraus, dass der Gasstrom des Objekts im Vergleich zu ähnlichen, aber weiter entwickelten Protosternen, relativ langsam ist.

Das Team maß die Geschwindigkeit der innersten Jetstrukturen auf etwa 80 bis 100 Kilometer pro Sekunde. Der Geschwindigkeitsunterschied zwischen diesen Abschnitten des Ausflusses und dem vorgelagerten Material, mit dem sie kollidieren – die Geschwindigkeit der Stoßwelle – ist jedoch viel geringer. Sie kamen zu dem Schluss, dass die Ausströmungen der jüngsten Sterne, wie die im Zentrum von HH 211, hauptsächlich aus Molekülen bestehen, da die Stoßwellengeschwindigkeiten vergleichsweise niedrig sind und die Energie nicht ausreicht, um die Moleküle in einfachere Atome und Ionen aufzuspalten.

Hintergrundinformationen
Die an dieser Forschung beteiligten MPIA-Forscher sind H. Beuther (Co-I), Th. Henning, und M. Güdel (ebenfalls ETH Zürich, Schweiz und Universität Wien, Österreich).

Die Astronomen beobachteten HH 211 im Rahmen des JWST Cycle 1 Observation Program 1257, „The Young Protostellar Outflow HH211“ (PI: Thomas Ray).

Das Weltraumteleskop James Webb (JWST) ist das weltweit führende Observatorium für die Weltraumforschung. JWST ist ein internationales Programm unter der Leitung der NASA und ihrer Partner ESA (Europäische Weltraumorganisation) und CSA (Kanadische Weltraumorganisation).

Die Nahinfrarotkamera (NIRCam) und der Nahinfrarotspektrograf (NIRSpec) sind zwei der vier wissenschaftlichen Instrumente des JWST. NIRCam ist der primäre Nahinfrarot-Bildgeber des JWST und liefert hochauflösende Bilder und Spektroskopie für eine Vielzahl von Untersuchungen. NIRSpec bietet niedrig-, mittel- und hochauflösende spektroskopische Beobachtungen im nahen Infrarot (von 0,6 bis 5,0 Mikrometer). Er wurde von der europäischen Industrie nach den Spezifikationen der ESA gebaut. Das MPIA lieferte die Mechanismen für die Filter- und Gitterräder.

Diese Pressemitteilung basiert auf einem ähnlich lautenden Artikel von ESA und STScI/NASA.

Originalveröffentlichung
T. P. Ray et al.
Outflows from the Youngest Stars are Mostly Molecular
Nature (2023)
DOI: dx.doi.org/10.1038/s41586-023-06551-1
https://www.nature.com/articles/s41586-023-06551-1

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• JWST – James Webb Space Telescope

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