Quelle: ESON 27. August 2024.

27. August 2024 – Die Kollaboration schaffte dieses Meisterstück, indem sie Licht von entfernten Galaxien bei einer Frequenz von etwa 345 GHz, was einer Wellenlänge von 0,87 mm entspricht, detektierten. Die Forschungsgruppe schätzt, dass sie in Zukunft Bilder von Schwarzen Löchern erstellen können, die 50 % detaillierter sind als bisher. Dadurch wird die Region unmittelbar außerhalb der Grenze zu nahe gelegenen supermassereichen Schwarzen Löchern schärfer dargestellt. Außerdem können sie mehr Schwarze Löcher abbilden als bisher. Die neuen Messungen, die Teil eines Pilotversuchs sind, wurden heute im Astronomical Journal veröffentlicht.

Die EHT-Kollaboration veröffentlichte 2019 Bilder von M87*, dem supermassereichen Schwarzen Loch im Zentrum der Galaxie M87, und 2022 Bilder von Sgr A*, dem Schwarzen Loch im Herzen unserer Milchstraßengalaxie. Diese Bilder wurden durch die Verknüpfung mehrerer Radioobservatorien auf der ganzen Welt mithilfe einer Technik erstellt, die als Very Long Baseline Interferometry (VLBI) bezeichnet wird, um ein einziges „erdgroßes“ virtuelles Teleskop zu bilden.

Um Bilder mit höherer Auflösung zu erhalten, verlassen sich Astronomen in der Regel auf größere Teleskope – oder auf einen größeren Abstand zwischen den Observatorien, die als Teil eines Interferometers arbeiten. Da das EHT jedoch bereits die Größe der Erde hatte, erforderte ein höheres Auflösungsvermögen bei den bodengestützten Beobachtungen einen anderen Ansatz. Eine weitere Möglichkeit, die Auflösung eines Teleskops zu erhöhen, besteht darin, Licht mit einer kürzeren Wellenlänge zu beobachten – und genau das hat die EHT-Kollaboration nun getan.

„Mit dem EHT haben wir die ersten Aufnahmen von Schwarzen Löchern mit einer Wellenlänge von 1,3 mm gemacht. Der helle Ring, der durch die Lichtbeugung in der Schwerkraft des Schwarzen Lochs entstand, sah jedoch immer noch verschwommen aus. Wir stießen an die absoluten Grenzen der Schärfe, mit der wir die Bilder aufnehmen konnten“, so Alexander Raymond, einer der beiden Leiter der Studie. Er war zuvor Postdoktorand am Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian (CfA) und ist jetzt am Jet Propulsion Laboratory tätig, beide in den Vereinigten Staaten. „Bei 0,87 mm werden unsere Bilder schärfer und detaillierter sein. Dadurch werden wir wahrscheinlich neue Eigenschaften entdecken, sowohl solche, die bereits vorhergesagt wurden, als auch einige überraschende.“

Um zu zeigen, dass Messungen bei 0,87 mm möglich sind, unternahm die Kollaboration Testbeobachtungen entfernter, heller Galaxien bei dieser Wellenlänge [2]. Anstatt das gesamte Netzwerk des EHT zu verwenden, nutzten sie zwei kleinere Teilsysteme, die sowohl ALMA als auch das Atacama Pathfinder EXperiment (APEX) in der Atacama-Wüste in Chile beinhalteten. Die Europäische Südsternwarte (ESO) ist ein Partner von ALMA und einer der Betreiber von APEX. Zu den weiteren genutzten Stützpunkten gehören das 30-Meter-Teleskop IRAM in Spanien und das NOrthern Extended Millimeter Array (NOEMA) in Frankreich sowie das Grönland-Teleskop und das Submillimeter Array in Hawaii.

In diesem Pilotversuch gelang es den Forschern, Beobachtungen mit einer Detailgenauigkeit von 19 Mikrobogensekunden durchzuführen, was bedeutet, dass sie mit der bisher höchsten Auflösung von der Erdoberfläche aus beobachteten. Allerdings konnten sie noch keine Bilder produzieren: Zwar wiesen sie das Licht mehrerer entfernter Galaxien zuverlässig nach. Die Anzahl der verwendeten Empfänger reichte jedoch nicht aus, um aus den Daten ein genaues Bild rekonstruieren zu können.

Dieser Technologietest hat ein neues Fenster zur Erforschung von Schwarzen Löchern geöffnet. Mit dem vollständigen Array könnte das EHT Details von nur 13 Mikrobogensekunden Größe nachweisen, so als würde man von der Erde aus eine Münze auf dem Mond erkennen. Bei einer Wellenlänge von 0,87 mm sollten also Bilder zu erzielen sein, deren Auflösung etwa 50 % besser ist als die der zuvor veröffentlichten Bilder von M87* und SgrA* bei 1,3 mm. Darüber hinaus besteht die Möglichkeit, weiter entfernte, kleinere und schwächere Schwarze Löcher zu beobachten als die beiden, die die Kollaboration bisher abgebildet hat.

EHT-Gründungsdirektor Sheperd „Shep“ Doeleman, Astrophysiker am CfA und Co-Leiter der Studie, sagt: „Indem wir Veränderungen im umgebenden Gas bei verschiedenen Wellenlängen untersuchen, können wir das Rätsel lösen, wie Schwarze Löcher Materie anziehen und aufnehmen und wie sie leistungsstarke Jets erzeugen können, die über galaktische Entfernungen hinausreichen.“

Zum ersten Mal wurde die VLBI-Technik erfolgreich bei einer Wellenlänge von 0,87 mm eingesetzt. Zwar war es bereits vor den neuen Messungen möglich, den Nachthimmel bei 0,87 mm zu beobachten, doch war die Anwendung der VLBI-Technik bei dieser Wellenlänge immer mit Herausforderungen verbunden, deren Bewältigung Zeit und technologische Fortschritte erforderte. So absorbiert Wasserdampf in der Atmosphäre Strahlung bei 0,87 mm viel stärker als bei 1,3 mm, was es für Radioteleskope schwieriger macht, Signale von Schwarzen Löchern bei der kürzeren Wellenlänge zu empfangen. Die Entwicklung von VLBI hin zu kürzeren Wellenlängen, insbesondere in den Submillimeterbereich, verlief nur langsam. Das lag an den zunehmend stärkeren atmosphärischen Turbulenzen und der vermehrten Rauschbildung bei diesen Wellenlängen. Hinzu kam die Schwierigkeit, die globalen Wetterverhältnisse bei empfindlichen Beobachtungen zu kontrollieren. Doch mit diesen neuen Beobachtungen hat sich das nun geändert.

„Diese Signalmessungen mit dem VLBI bei 0,87 mm sind bahnbrechend, da sie ein neues Beobachtungsfenster für die Untersuchung supermassereicher Schwarzer Löcher öffnen“, erklärt Thomas Krichbaum, Mitautor der Studie vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn, Deutschland. Diese Forschungseinrichtung betreibt zusammen mit der ESO das APEX-Teleskop. Er fügt hinzu: „In Zukunft wird die Kombination der IRAM-Teleskope in Spanien (IRAM-30m) und Frankreich (NOEMA) mit ALMA und APEX die gleichzeitige Abbildung von noch kleineren und schwächeren Emissionen als bisher bei zwei Wellenlängen, 1,3 mm und 0,87 mm, ermöglichen.“

Endnoten
[1] Es gab bereits astronomische Beobachtungen mit höherer Auflösung, aber diese wurden durch die Kombination von Signalen von Teleskopen am Boden mit einem Teleskop im Weltraum erzielt: https://www.mpifr-bonn.mpg.de/pressemeldungen/2022/2. Die heute veröffentlichten neuen Beobachtungen sind die bislang detailliertesten, die jemals nur mit bodengestützten Teleskopen erzielt wurden.

[2] Als Test für ihre Beobachtungen richtete die EHT-Kollaboration die Antennen auf sehr weit entfernte „aktive“ Galaxien, die von supermassiven Schwarzen Löchern in ihren Kernen angetrieben werden und sehr hell sind. Diese Arten von Quellen helfen bei der Kalibrierung der Beobachtungen, bevor das EHT schwächere Quellen wie nahegelegene Schwarze Löcher anvisiert.

Weitere Informationen
Diese Forschungsarbeit der EHT-Kollaboration wurde in einem Artikel von A. W. Raymond et al. präsentiert, der heute in The Astronomical Journal (doi: 10.3847/1538-3881/ad5bdb) veröffentlicht wurde.

An der EHT-Kollaboration sind mehr als 400 Forschende aus Afrika, Asien, Europa, Nord- und Südamerika beteiligt, von denen etwa 270 an diesem Artikel mitgewirkt haben. Ziel der internationalen Zusammenarbeit ist es, die detailliertesten Bilder von Schwarzen Löchern zu erstellen, die jemals aufgenommen wurden, indem ein virtuelles Teleskop in der Größe der Erde geschaffen wird. Mit Unterstützung beträchtlicher internationaler Anstrengungen verbindet das EHT bestehende Teleskope mithilfe neuartiger Techniken und schafft so ein grundlegend neues Instrument mit der höchsten bisher erreichten Winkelauflösung.

Das EHT-Konsortium besteht aus 13 beteiligten Instituten: dem Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics, der University of Arizona, dem Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian, der University of Chicago, dem East Asian Observatory, der Goethe-Universität Frankfurt, Institut de Radioastronomie Millimétrique, Large Millimeter Telescope, Max-Planck-Institut für Radioastronomie, MIT Haystack Observatory, National Astronomical Observatory of Japan, Perimeter Institute for Theoretical Physics und Radboud University.

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.

Das Atacama Pathfinder EXperiment (APEX) ist ein Teleskop mit einem Durchmesser von 12 Metern, das im Millimeter- und Submillimeterbereich – zwischen Infrarotlicht und Radiowellen – arbeitet. Die ESO betreibt APEX an einem der höchstgelegenen Observatorien der Erde, auf einer Höhe von 5100 Metern, hoch oben auf dem Chajnantor-Plateau in der chilenischen Atacama-Region. APEX ist ein Projekt des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie (MPIfR), das von der ESO im Auftrag des MPIfR verwaltet und betrieben wird.

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

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

Forschungsartikel
https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2411/eso2411a.pdf

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• Event Horizon Telescope „EHT“

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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• Sternentwicklung

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Quelle: MPE 10. Oktober 2023.

10. Oktober 2023 – Am Beispiel der Sternentstehungsregion Barnard 5 zeichnet das Team nach, wie Material von größeren Skalen bis zu protostellaren Scheiben wandert, und weisst dabei eine bemerkenswerte Beziehung zwischen länglichen Filamenten und Gasströmen nach. Insbesondere entdeckte das Team einen großen Gasstrom, der darauf hindeutet, dass junge Sterne auch nach der so genannten Hauptakkretionsphase zusätzliches Material ansammeln können.

Im klassischen Bild geht die Forschung bisher davon aus, dass sich bei der Sternentstehung allmählich Material anhäuft und einen sogenannten ‚dichten Kern‘ bildet, einer besonders kühlen und dichten Region in einer größeren Molekülwolke. Sobald die Dichte des Kerns eine bestimmte Grenze erreicht, kollabiert dieser und bildet einen Protostern. Aus dem übriggebliebenen Material bildet sich eine sogenannte zirkumstellare Scheibe, aus der der neugebildete Protostern weiterhin Material akkretiert. Im klassischen Bild betrachtet man diese Kernregion als isolierte Einheit. In den letzten Jahren wurden jedoch vermehrt Streamer entdeckt – Zuflüsse, die über den dichten Kern hinausgehen und Längen von bis zu 10.000 astronomischen Einheiten (etwa 0,15 Lichtjahre) erreichen können. Diese Ströme versorgen die zirkumstellare Scheibe mit chemisch jungem Gas, allerdings ist immer noch unklar, woher sie stammen. Forschende am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE) haben nun erstmals Hinweise auf eine Verbindung zwischen diesen Streamern und Filamenten in Sternentstehungsgebieten gefunden und damit eine neue Perspektive auf die Geburt von Sternen eröffnet.

Das Team konzentrierte sich auf die Region Barnard 5 (B5), eine dichte Molekülwolke im Sternbild Perseus. In Barnard 5 beherbergen zwei Filamente einen einzelnen Protostern – allerdings nicht mehr lange: Es gibt drei weitere Verdichtungen aus Gas, die in Zukunft ein gebundenes Mehrfachsternsystem bilden werden. Mit der Kombination von drei leistungsstarken Instrumenten – ALMA in der chilenischen Wüste, NOEMA in den französischen Alpen und dem 30-Meter-Teleskop IRAM in Pico Veleta, Spanien – verfolgte das Team am MPE den Gasfluß auf verschiedenen Längenskalen. „Unser Ziel war es, den Weg des Gases von außerhalb des Filaments, das den Protostern enthält, bis hin zu der protostellaren Scheibe zu verfolgen, und so verschiedene Skalen der Sternentstehung zu überbrücken“, erklärt Teresa Valdivia-Mena, Doktorandin im Zentrum für Astrochemische Studien am MPE und Hauptautorin der Untersuchung.

Auf größeren Skalen fanden die Forscher heraus, dass chemisch junges, vom Sternentstehungsprozess unbeeinflusstes Gas aus der größeren Barnard-5-Region in die Filamente gelangt. Die Geschwindigkeit des Gases, die von NOEMA und dem 30-Meter-Teleskop IRAM gemessen wurde, stimmt mit einem Einfall von außerhalb der beiden Filamente überein. Wenn das Gas die zentrale Achse der Filamente erreicht, strömt es in die Richtung der drei Verdichtungen und des Protosterns. Beim Heranzoomen mit ALMA fand das Team einen Streamer, der die protostellare Scheibe speist.

Auffallend bei diesen Beobachtungen ist, dass – trotz der unterschiedlichen Auflösungen – die Geschwindigkeit des chemisch jungen Gases von außerhalb der Filamente mit der Geschwindigkeit des Streamers übereinstimmt. Sowohl die Position als auch die Geschwindigkeit entlang des Streamers wurden mit einem theoretischen Modell für frei fallendes Material reproduziert und scheinen mit der Gasströmung auf größeren Skalen verbunden zu sein. Das bedeutet, dass das chemisch unverarbeitete Gas jenseits der Filamente den Protostern erreichen kann. Der Protostern hat somit Zugang zu einem größeren Gasreservoir und kann auch nach der Hauptakkretionsphase weiter wachsen.

„Diese Ergebnisse sind sehr spannend, denn sie zeigen, dass der Sternentstehungsprozess auf vielen Skalen abläuft“, betont Jaime Pineda, Zweitautor der Barnard-5-Untersuchung. „Akkretionsströme und Streamer verbinden die jungen stellaren Objekte mit der elterlichen Wolke. Dieser dynamische Prozess, wie der junge Stern gefüttert wird, könnte sich sogar auf den gesamten Prozess der Scheiben- und Planetenbildung auswirken. Allerdings werden wir weitere Beobachtungen benötigen, um dies zu bestätigen.“ Darüber hinaus deuten diese Beobachtungen darauf hin, dass das unverarbeitete Gas aus der interstellaren Wolke ein wichtiger Bestandteil für das zukünftige Planetensystem sein kann. Die Zusammensetzung der neugeborenen Planeten und ihrer Atmosphären könnte daher von einer viel größeren Region beeinflusst werden als bisher angenommen.

Im Wesentlichen zeichnet diese Studie bereits ein anschauliches Bild des komplexen Tanzes der Gasströme von Filamenten zu Streamern und schließlich zu protostellaren Größenordnungen. „Unsere Forschung unterstreicht, wie eng die verschiedenen Skalen im Sternentstehungsprozess miteinander verbunden sind, und verdeutlicht den Einfluss dieser Strömungen auf die Entwicklung der entstehenden Sterne“, fasst Valdivia-Mena zusammen.

Originalveröffentlichung
Flow of gas detected from beyond the filaments to protostellar scales in Barnard 5
M. T. Valdivia-Mena, J. E. Pineda, D. M. Segura-Cox, P. Caselli, A. Schmiedeke, S. Choudhury, S. S. R. Offner, R. Neri, A. Goodman, G. A. Fuller
Accepted for publication in A&A
https://arxiv.org/abs/2307.14337

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• Sternentstehung

Der Beitrag MPE: Gas füttert Protosterne von außerhalb ihrer Hüllen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie.

2. Februar 2022 – Eine internationale Gruppe von Astrophysikern, darunter Axel Weiß vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn, hat eine neue Methode zur Messung der Temperatur der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung im jungen Universum nur 880 Millionen Jahre nach dem Urknall entwickelt. Es ist das erste Mal, dass die Temperatur der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung – ein Überbleibsel der beim Urknall freigesetzten Energie – in einer so frühen Epoche des Universums gemessen werden konnte. Das derzeitige kosmologische Modell geht davon aus, dass sich das Universum seit dem Urknall abgekühlt hat – und immer noch weiter abkühlt. Das Modell beschreibt ebenso, wie der Abkühlungsprozess verlaufen sollte, konnte aber bisher nur für relativ junge kosmische Epochen direkt bestätigt werden. Die Entdeckung setzt nicht nur einen sehr frühen Meilenstein für die Entwicklung der kosmischen Hintergrundtemperatur, sondern könnte auch Auswirkungen auf die rätselhafte Dunkle Energie haben.

Das Ergebnis wird in der aktuellen Ausgabe der Fachzeitschrift „Nature“ veröffentlicht.

Die Wissenschaftler nutzten das „Northern Extended Millimeter Array“ (NOEMA) in den französischen Alpen, das leistungsstärkste Radioteleskop der nördlichen Hemisphäre, um die Quelle HFLS3 zu beobachten, eine Galaxie in einer Phase heftiger Sternentstehung („Starburst-Galaxie“) in einer Entfernung, die einem Alter von nur 880 Millionen Jahren nach dem Urknall entspricht. Sie entdeckten darin eine Abschirmung aus kaltem Wassergas, die einen Schatten auf die kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung wirft. Der Schatten entsteht, weil das kältere Wasser die wärmere Mikrowellenstrahlung auf ihrem Weg zur Erde absorbiert und die Dunkelheit des Schattens offenbart den Temperaturunterschied. Da die Temperatur des Wassers aus anderen beobachteten Eigenschaften des Starbursts abgeleitet werden kann, weist der Unterschied auf die Temperatur der kosmischen Hintergrundstrahlung zu diesem Zeitpunkt hin, die etwa sechsmal höher lag als im heutigen Universum.

„Diese Entdeckung ist nicht nur ein Beweis für die Abkühlung, sondern zeigt uns auch, dass das Universum in seinen Anfängen einige ganz bestimmte physikalische Eigenschaften hatte, die heute nicht mehr existieren“, sagt der Erstautor, Prof. Dominik Riechers vom Institut für Astrophysik der Universität zu Köln. „Schon zu einem sehr frühen Zeitpunkt, etwa 1,5 Milliarden Jahre nach dem Urknall, war der kosmische Mikrowellenhintergrund zu kalt, um diesen Effekt beobachten zu können. Wir haben also ein einzigartiges Beobachtungsfenster, das sich nur für ein sehr junges Universum öffnet“, erklärt er weiter. Mit anderen Worten: Würde heute eine Galaxie mit ansonsten identischen Eigenschaften wie HFLS3 existieren, wäre der Wasserschatten nicht beobachtbar, weil der erforderliche Temperaturkontrast nicht mehr vorhanden wäre.

„Das ist ein wichtiger Meilenstein, der nicht nur den erwarteten Abkühlungstrend für eine viel frühere Epoche als bisher möglich bestätigt, sondern auch direkte Auswirkungen auf die Natur der schwer fassbaren Dunklen Energie haben könnte“, sagt Dr. Axel Weiß vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR) in Bonn, der Zweitautor der Studie. Er erklärt weiter: „Das heißt, dass wir ein expandierendes Universum haben, in dem sich die Dichte der Dunklen Energie nicht ändert.“ Dunkle Energie wird als eine Ursache für die beschleunigte Expansion des Universums in den letzten Milliarden Jahren angesehen. Ihre Eigenschaften sind allerdings nach wie vor schlecht verstanden, da sie mit den derzeit verfügbaren Einrichtungen und Instrumenten nicht direkt beobachtet werden kann. Diese Eigenschaften beeinflussen jedoch die Entwicklung der kosmischen Expansion und damit die Abkühlungsrate des Universums auf kosmischer Zeitskala. Auf der Grundlage des vorliegenden Experiments bleiben die Eigenschaften der Dunklen Energie – vorerst – konsistent mit denen der „kosmologischen Konstante“ von Einstein.

Nachdem das Team eine kalte Wasserwolke in solch großer Entfernung entdecken konnte, macht es sich nun auf die Suche nach vielen weiteren am Himmel. Ziel dabei ist es, die Abkühlung der kosmischen Hintergrundstrahlung in den ersten 1,5 Milliarden Jahren der Geschichte des Universums zu kartieren. „Diese neue Technik gibt uns wichtige neue Einblicke in die Entwicklung des Universums, einschließlich der Eigenschaften der Dunklen Energie, die sonst in solch frühen Epochen nur sehr schwer zu bestimmen sind“, so Riechers.

„Unser Team verfolgt dieses Projekt bereits weiter, indem es die Umgebung anderer Galaxien mit NOEMA untersucht“, sagt Co-Autor und NOEMA-Projektwissenschaftler Dr. Roberto Neri. „Mit den zu erwartenden Verbesserungen der Präzision durch Untersuchungen größerer Stichproben von Wasserwolken bleibt abzuwarten, ob unser derzeitiges, grundlegendes Verständnis der Dunklen Energie Bestand hat.“

Hintergrundinformation:
NOEMA, das „NOrthern Extended Millimeter Array“, ist das leistungsstärkste Radioteleskop der nördlichen Hemisphäre. Das Observatorium befindet sich in einer Höhe von über 2500 Metern über dem Meeresspiegel auf einem der ausgedehntesten europäischen Hochgebirgsstandorte, dem „Plateau de Bure“ in den französischen Alpen.

Das Teleskop wird vom Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM) betrieben und von der Max-Planck-Gesellschaft (Deutschland), dem Centre National de Recherche Scientifique (Frankreich) und dem Instituto Geografico Nacional (Spanien) finanziert.

Dominik Riechers (Universität zu Köln) führte die Studie zusammen mit seinen Kollegen Axel Weiß (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, MPIfR), Fabian Walter (Max-Planck-Institut für Astronomie, MPIA), Christopher L. Carilli (National Radio Astronomy Observatory, NRAO), Pierre Cox (Centre National de Recherche Scientifique, CNRS), Roberto Decarli (INAF -Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio), und Roberto Neri (Institut de RadioAstronomie Millimétrique, IRAM) durch.

Die Untersuchung wurde finanziert von der US National Science Foundation (NSF), der Alexander von Humboldt-Stiftung (AvH), der Max-Planck-Gesellschaft (MPG), dem Centre national de la recherche scientifique (CNRS) und dem Instituto Geográfico Nacional (IGN).

Originalveröffentlichung
Microwave Background Temperature at Redshift 6.34 from H2O Absorption
D. Riechers et al., 2022, Nature, 3. Februar 2022 (DOI: 10.1038/s41586-021-04294-5)
https://www.nature.com/articles/s41586-021-04294-5

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• Hintergrundstrahlung

Der Beitrag Die frühe Abkühlung unseres Universums erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie.

2. Februar 2022 – Astronom*innen haben eine neuartige Messung durchgeführt, mit der sie die Temperatur der „kosmischen Hintergrundstrahlung“, die unseren Kosmos erfüllt, in einer Frühphase unseres Universums bestimmten konnten. Diese Strahlung ist ein Überbleibsel der heißen Urknallphase unseres Kosmos, und sie hat sich die letzten 13,8 Milliarden Jahre immer weiter abgekühlt. Mit der neuen Methode gelang die Messung der Temperatur jener Strahlung zu einem sehr frühen Zeitpunkt in der Evolution unseres Universums, nämlich bloße 880 Millionen Jahre nach dem Urknall. Das erlaubt es, die herkömmlichen kosmologischen Modelle auf die Probe zu stellen.

Ein abkühlendes Universum
Vor rund 13,8 Milliarden Jahren, in der sogenannten Urknallphase, war unser Kosmos angefüllt mit einem heißen, dichten Plasma aus Strahlung und Elementarteilchen. Doch schon damals expandierte das Universum, und seine Dichte nahm mit der Zeit rasch ab. Nach den Gesetzen der Thermodynamik zieht das eine Abnahme der Temperatur nach sich: Das Plasma expandierte, verlor so an Dichte und kühlte sich ab. Mit dem Plasma kühlte auch die Wärmestrahlung ab – die Gesamtheit der Lichtteilchen (Photonen), die durch das Plasma liefen und mit den elektrisch geladenen Teilchen wechselwirkten, verlor immer mehr an Energie.

Nach einigen Hunderttausend Jahren war das Plasma soweit abgekühlt, dass stabile Atome entstehen konnten. Vorher war die Temperatur so hoch gewesen, dass beispielsweise ein Proton und ein Elektron, die sich zu einem Wasserstoffatom vereinigt hätten, fast augenblicklich durch ein energiereiches Photon wieder auseinandergerissen worden wären.

Blick in die (heiße und dichte) Vergangenheit
Mit dem Abkühlen von Plasma und Wärmestrahlung gab es mit der Zeit immer weniger energiereiche Photonen. Entsprechend konnten sich immer mehr Atome bilden, ohne gleich wieder von energiereichen Photonen ionisiert zu werden. Bis zur 380.000-Jahres-Marke hatten sich so gut wie alle Atomkerne (hauptsächlich Wasserstoff, aber auch Helium-4) mit Elektronen zu elektrisch neutralen Atomen verbunden. Ab dann gab es nur noch sehr wenig Wechselwirkung zwischen diesen Atomen und der verbleibenden Wärmestrahlung. Die Wärmestrahlung, die als kosmische Hintergrundstrahlung bezeichnet wird, breitet sich seither praktisch unverändert im Weltraum aus.

An dieser Stelle wird wichtig, dass Astronom*innen immer in die Vergangenheit schauen. Das Licht astronomischer Objekte braucht immer eine gewisse Zeit, um uns zu erreichen. Wir sehen z. B. die Sonne nie so, wie sie jetzt ist. Unsere Beobachtungen zeigen die Sonne stattdessen immer so, wie sie vor 8 Minuten war, nämlich zu jenem Zeitpunkt, als das Licht, das jetzt unsere Teleskope erreicht, die Oberfläche der Sonne verließ. In ähnlicher Weise sehen wir die Andromeda-Galaxie immer so, wie sie vor rund 2,5 Millionen Jahren war, da das Licht 2,5 Millionen Jahre braucht, um von dieser Galaxie aus zu unseren Teleskopen hier auf der Erde zu gelangen.

Unser Fenster zur heißen Urknallphase
Daraus folgt nun aber, dass wir die kosmische Hintergrundstrahlung auch heute noch beobachten können! Schließlich ist der Weltraum vergleichsweise leer. Wenn wir es vermeiden, in die Staubwolken unserer eigenen Milchstraßengalaxie und in die Sterne ferner Galaxien zu blicken, können wir tiefer und tiefer in den Weltraum schauen ­– insbesondere so weit, bis wir Regionen sehen, deren Licht 13,8 Milliarden Jahre gebraucht hat, um uns zu erreichen. Jene Regionen sehen wir dann so, wie sie vor 13,8 Milliarden Jahren waren. Und zu jenem Zeitpunkt befand sich das Universum nun einmal in der heißen, dichten Urknallphase.

Durch das Plasma der Urknallphase können wir nicht hindurchsehen, da ein solches Plasma undurchsichtig ist. Die früheste Phase, die wir tatsächlich sehen können, ist jene, in welcher die kosmische Hintergrundstrahlung freigesetzt wurde. Anders formuliert: Es gibt Regionen im Universum, die gerade so weit von uns entfernt sind, dass ihre kosmische Hintergrundstrahlung uns genau jetzt, in diesem Moment, erreicht. Wir können heute das Licht vom Ende der heißen Urknallphase sehen und vermessen. Beobachtungen dieser Art liefern wertvolle Informationen über das frühe, heiße Universum.

Es gibt freilich einen wichtigen zusätzlichen Effekt. Das Universum expandiert, und die kosmische Expansion hat zur Folge, dass die Wärmestrahlung aus dem frühen Universum immer weiter abkühlt. Alle Eigenschaften einer solchen Wärmestrahlung hängen von einem einzigen Parameter ab: der Temperatur der Strahlung. In unseren kosmologischen Modellen ist die Auswirkung der kosmischen Expansion auf diese Temperatur sehr direkt: In der Zeit, in der sich die Abstände zwischen entfernten Galaxien aufgrund der kosmischen Expansion um den Faktor 2 vergrößert haben, sinkt auch die Temperatur der kosmischen Hintergrundstrahlung auf die Hälfte des ursprünglichen Werts.

Expandierendes Universum, abkühlende Strahlung
Vom Moment der Freisetzung der kosmischen Hintergrundstrahlung bis heute hat sich das Universum um einen Faktor von rund 1100 ausgedehnt. Die kosmische Hintergrundstrahlung, die ursprünglich eine Temperatur von etwa 3000 Kelvin hatte und deren Wärmestrahlung damit damals so ähnlich aussah wie das Licht einer Halogenlampe, kühlte um denselben Faktor ab. Heutzutage erreicht sie die Erde hauptsächlich in Form von niederenergetischer Mikrowellenstrahlung. Im Englischen wird die kosmische Hintergrundstrahlung deswegen auch als „Cosmic Microwave Background“ bezeichnet, zu deutsch „kosmischer Mikrowellenhintergrund“, abgekürzt CMB.

Der direkte Zusammenhang zwischen der Ausdehnung unseres Universums und der Temperatur der Hintergrundstrahlung bedeutet nun aber: Die Art und Weise, wie sich diese Temperatur ändert, sollte alle Informationen darüber enthalten, wie das Universum in jener Zeit expandiert ist. Könnten wir die Hintergrundstrahlungs-Temperatur zu verschiedenen Zeiten der kosmischen Geschichte messen, dann könnten wir die Expansionsgeschichte unseres Kosmos im Detail rekonstruieren. Diese Expansionsgeschichte wiederum enthält wichtige Informationen über eine der großen Unbekannten der modernen Kosmologie: der so genannten Dunklen Energie, also demjenigen Inhaltsstoff unseres Universums, der dafür verantwortlich ist, dass die Expansionsrate unseres Kosmos gegenwärtig zunimmt, die kosmische Expansion sich beschleunigt.

Der kosmischen Expansion auf der Spur, Datenpunkt für Datenpunkt
Eine direkte Messung könnte zeigen, ob dieser direkte Zusammenhang zwischen der Ausdehnung unseres Universums und der Abkühlung der kosmischen Hintergrundstrahlung tatsächlich besteht. Vergleicht man die Ergebnisse mit anderen Beobachtungsgrößen für die Expansion, insbesondere mit der sogenannten kosmologischen Rotverschiebung, ließen sich anhand der Ergebnisse dieses Vergleichs einige exotische Vorschläge für die Natur der Dunklen Energie falsifizieren. Dominik Riechers von der Universität Köln, Erstautor des jetzt veröffentlichten Artikels, sagt: „Wenn es irgendwelche Abweichungen von den erwarteten Trends gibt, könnte das Rückschlüsse auf die Natur der schwer fassbaren Dunklen Energie erlauben.“

Eine Abweichung von dem direkten Zusammenhang zwischen Temperatur und Expansion wäre insbesondere in Modellen zu erwarten, in denen die Dunkle Energie „zerfällt“ und einen Teil ihres Energiegehalts auf die normale Materie und Strahlung im Universum überträgt. Das würde die Abkühlung der kosmischen Hintergrundstrahlung verlangsamen. Einige Modelle für die andere große Unbekannte in der Kosmologie, die Dunkle Materie, sagen ähnliche Effekte voraus: Bestimmte exotische (und noch nicht nachgewiesene) Elementarteilchen, die als Bestandteile der Dunklen Materie vorgeschlagen werden, so genannte leichte Axionen, könnten mit der kosmischen Hintergrundstrahlung wechselwirken und deren Abkühlung im Laufe der Zeit beeinflussen.

Die Messung der CMB-Temperatur zu verschiedenen Zeiten der kosmischen Geschichte ist allerdings nicht einfach. Einige Datenpunkte gab es schon vor der hier beschriebenen Arbeit: Für die kosmische Geschichte der letzten 6 Milliarden Jahre (Rotverschiebungswerte z zwischen 0 und 1) bietet der sogenannte Sunyaev-Zel’dovich-Effekt eine Möglichkeit für derartige Messungen. Etwas weiter entfernt, zwischen 10 und 11,7 Milliarden Jahren vor der Jetztzeit (z zwischen 1,8 und 3,3), gibt es ebenfalls vereinzelte Datenpunkte, die darauf hinweisen, dass die CMB-Temperatur damals genau den richtigen Wert hatte, um bestimmte Energieniveaus in bestimmten Atom- oder Molekülarten anzuregen.

Ein Temperatur-Datenpunkt 880 Millionen Jahre nach dem Urknall
Die jetzt veröffentlichten Ergebnisse gehen noch deutlich weiter in die Vergangenheit. Sie steuern einen CMB-Temperaturdatenpunkt aus einer Zeit fast 13 Milliarden Jahre vor der Gegenwart bei – nur eine knappe Milliarde Jahre nach der Urknallphase. Möglich wurde dies durch eine Wolke aus kaltem Wasserdampf in einer Starburst-Galaxie mit der Katalognummer HFLS3, die wir so sehen, wie sie 880 Millionen Jahre nach dem Urknall war. Wie die kosmische Hintergrundstrahlung selbst ist auch das Licht dieser Galaxie stark rotverschoben. Alle Beobachtungen für diese Arbeit wurden daher mit dem IRAM-NOEMA-Teleskop-Array in den französischen Alpen durchgeführt, einem Radioobservatorium, das bei Millimeter-Wellenlängen beobachtet.

Starburst-Galaxien heißen so, weil sie den Beobachtungen nach innerhalb astronomisch sehr kurzer Zeit eine Vielzahl neuer Sterne bilden beziehungsweise gebildet haben. Die hier beobachtete Starburst-Galaxie enthält außerdem eine große Wolke aus Wasserdampf (H₂O). Die kosmische Hintergrundstrahlung wirkt in so einem Falle wie eine Lichtquelle, die sich aus Sicht des Beobachters hinter der Wolke befindet. Astronomen kennen ähnliche Situationen bei der Beobachtung von Sternen: Über den heißeren tieferen Regionen der sogenannten Photosphäre, die so gut wie alles Licht erzeugen, das wir von einem Stern empfangen, befinden sich Schichten mit etwas kühlerem Gas. Das Ergebnis sind so genannte Absorptionslinien: bestimmte Wellenlängen, bei denen das Sternenlicht von den kühleren Schichten absorbiert wird. Beobachten Astronomen das regenbogenartige Spektrum eines Sterns, dann erscheinen diese Absorptionslinien tatsächlich wie dunklere, linienförmige Schatten auf dem Regenbogen.

Ein verräterischer Schatten auf der kosmischen Hintergrundstrahlung
Vereinfacht ausgedrückt passiert genau so etwas auch bei den jetzt veröffentlichten Beobachtungen. Die Wasserdampfwolke ist kühler als die kosmische Hintergrundstrahlung. Deswegen schattet sie die kosmische Hintergrundstrahlung ab, ein Effekt, der noch nie zuvor beobachtet werden konnte. Das Ergebnis ist eine Absorptionslinie in der regenbogenartigen Spektralzerlegung der kosmischen Hintergrundstrahlung, wobei die Stärke der Absorption den Temperaturunterschied zur Wolke anzeigt – woraus sich wiederum auf die Temperatur der kosmischen Hintergrundstrahlung zu jenem Zeitpunkt schließen lässt, als die Strahlung 880 Millionen Jahre nach dem Urknall durch jene Wolke lief.

Die Details der Situation sind komplizierter. Was wir hier verkürzt die Temperatur der Wolke genannt haben, ist nicht die Temperatur der Wolke als Ganzes, sondern eine Temperatur, die dem Anteil der Wassermoleküle entspricht, die sich in einem leicht angeregten (Rotations-)Zustand relativ zum energieärmsten Grundzustand befinden. Es gibt eine physikalische Formel, die den Anteil der Wassermoleküle im angeregten Zustand mit einer Temperatur verknüpft; umgekehrt kann man durch Messung der Anzahl der angeregten Wassermoleküle diese spezifische Temperatur bestimmen.

Dass diese spezifische Temperatur niedriger ist als die der kosmischen Hintergrundstrahlung kommt außerdem nur dank des infraroten Lichts zustande, das von den vielen neugeborenen Sternen der Starburst-Galaxie ausgestrahlt und durch die Staubwolken der Galaxie gestreut wird. Dieses Infrarotlicht verschiebt effektiv das Gleichgewicht, wie viele Moleküle sich in einem bestimmten Zustand befinden – und für das von den Astronomen für diese Studie untersuchte Zustandspaar ist dies gleichbedeutend mit einer niedrigeren Temperatur, was wiederum zum Auftreten der gemessenen Hintergrundsstrahlung-Absorptionslinie führt.

Die kosmische Evolution nachverfolgen
In der vereinfachten Version gilt aber ebenso wie in der realistischer-komplizierten: Das Endergebnis hängt von der Temperatur der kosmischen Hintergrundstrahlung ab. Aus ihren Beobachtungen leiten die Astronomen ab, dass die Hintergrundstrahlung zu dieser Zeit eine Temperatur zwischen 16,4 und 30,2 Kelvin gehabt haben muss. Dies stimmt mit der Temperatur von 20 Kelvin überein, die von den aktuellen kosmologischen Modellen für den betreffenden Zeitpunkt 880 Millionen Jahre nach dem Urknall vorhergesagt wird – angesichts des direkten Zusammenhangs zwischen der Abkühlung der kosmischen Hintergrundstrahlung und der kosmischen Expansionsgeschichte ein wichtiges Indiz, dass unsere heutigen kosmologischen Modelle in sich konsistent sind.

Diejenigen exotischeren Modelle, die eine deutliche Abweichung der Temperaturentwicklung von der kosmischen Expansion vorhersagen, lassen sich damit ausschließen. Allgemeiner liefern die Beobachtungen einen Datenpunkt zur kosmischen Expansion aus einer Phase der kosmischen Geschichte, aus der es insgesamt nur sehr wenige Datenpunkte gibt. Fabian Walter, Astronom am Max-Planck-Institut für Astronomie und Ko-Autor des jetzt veröffentlichten Artikels, sagt: „Diese neue Technik liefert wichtige neue Erkenntnisse über die Entwicklung des Universums und zeigt uns, dass das Universum in seinen Anfängen einige ungewöhnliche Eigenschaften hatte, die sich von den heutigen unterscheiden.“ Der hier nachgewiesene Effekt kann eben nur im sehr frühen Universum auftreten, bevor sich die kosmische Hintergrundstrahlung allzu weit abgekühlt hat.

HFLS3 als Prototyp für weitere frühe Temperaturmessungen
Jetzt, da ihre Daten aus dem frühen Universum vollständig analysiert sind, planen die Forscher für die Zukunft. Es sind weitere Starburst-Galaxien wie HFLS3 im frühen Universum bekannt, und mehrere davon enthalten Wolken aus Wasserdampf. Die Forscher*innen suchen deswegen mit NOEMA systematisch nach weiteren Beispielen für den Schatteneffekt. Werden sie fündig, dann können sie die Abkühlung der kosmischen Hintergrundstrahlung, das Echo des Urknalls, über die ersten 1,5 Milliarden Jahren der kosmischen Geschichte hinweg noch genauer kartieren.

Hintergrundinformationen
Die hier beschriebene Forschung wurde veröffentlicht als D. Riechers et al., „Microwave Background Temperature at Redshift 6.34 from H2O Absorption“ in der Zeitschrift Nature.

Der beteiligte MPIA-Wissenschaftler ist Fabian Walter, in Zusammenarbeit mit Dominik Riechers (Universität Köln), Axel Weiss (Max-Planck-Institut für Radioastronomie), Christopher L. Carilli (NRAO), Pierre Cox (Sorbonne Université und CNRS), Roberto Decarli (INAF Bologna) und Roberto Neri (IRAM).

NOEMA ist das leistungsstärkste Millimeter-Teleskop auf der Nordhalbkugel. Das Observatorium befindet sich in einer Höhe von über 2500 Metern über dem Meeresspiegel auf dem Plateau de Bure in den französischen Alpen. Das Teleskop wird vom Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM) betrieben und von der Max-Planck-Gesellschaft, dem französischen Centre National de Recherche Scientifique und dem spanischen Instituto Geografico Nacional finanziert.

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Der Beitrag Temperatur des Universums weniger als eine Milliarde Jahre nach Urknall erschien zuerst auf Raumfahrer.net.