Quelle: Universität Stuttgart 30. Juli 2023.

30. Juli 2024 – Junge Sterne, sogenannte Protosterne, wachsen, indem Materieklumpen aus ihrer Umgebung auf sie herabfallen. Dieser Prozess läuft allerdings nicht gleichmäßig, sondern in Schüben ab. Während eines solchen Wachstumsschubs leuchten die Protosterne hell auf – sie erleben einen Strahlungsausbruch. Massearme Sterne, die ein ähnliches Gewicht wie unsere Sonne haben, konnten Forschende bereits mehrere hundert Male während ihrer Wachstumsphasen beobachten. Massereiche Sterne (schwerer als 8 Sonnenmassen) sind viel seltener und existieren nur für einen vergleichsweise kurzen Zeitraum. Deshalb konnten Astronomen und Astronominnen erst 2016 den erste Strahlungsausbruch eines massereichen Sterns beobachten. Insgesamt sind bis heute nur eine Hand voll Ausbrüche solcher Schwergewichte bekannt. Ein Team um Verena Wolf von der Thüringer Landessternwarte (TLS) konnte nun den sechsten, bislang stärksten Wachstumsschub eines solchen massereichen jungen Sterns nachweisen. Ferninfrarotdaten von SOFIA, dem Stratosphären Observatorium für Infrarot Astronomie, haben dabei eine genauere Abschätzung der gesamten Energie ermöglicht, die der damit verbundene Strahlungsausbruch freigesetzt hat. Die Ergebnisse zu dieser Untersuchung sind am 30. Juli in der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics erschienen.
SOFIA wurde von den deutschen und amerikanischen Weltraumbehörden (DLR und NASA) betrieben und das Deutsche SOFIA Institut (DSI) der Universität Stuttgart koordiniert auf deutscher Seite die Aktivitäten von SOFIA.

Infrarot-Aufnahmen bestätigen den Wachstumsschub
Im Jahr 2019 deuteten Radiodaten auf eine ansteigende Mikrowellenstrahlung in der Sternentstehungsregion G323.46-0.08 (kurz G323) an, die sich am Südhimmel im Sternbild Circinus (Zirkel) befindet. Zusammen mit ihrem Kollegen Bringfried Stecklum, ebenfalls von der TLS, machte sich Verena Wolf auf die Suche nach der Ursache für diese erhöhte Mikrowellenstrahlung. War ein Wachstumsschub tatsächlich der Grund? Sternentstehung läuft sehr versteckt im Inneren kalter staubiger Molekülwolken ab, welche sichtbares Licht absorbieren und erst bei längeren Wellenlängen transparent werden. Im Archiv des VISTA-Teleskops (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) der Europäischen Südsternwarte (ESO) wurden die Forschenden fündig. Zahlreiche Nahinfrarotaufnahmen der Sternentstehungsregion G323 zu verschiedenen Zeitpunkten ermöglichten es, eine Lichtkurve zu erstellen. „Mit den VISTA-Bildern konnten wir den Akkretionsausbruch zweifelsfrei bestätigen“, sagt Bringfried Stecklum. „Er dauerte rund acht Jahre – von 2012 bis 2020.“

SOFIA–Daten bestätigen Modell
Zusätzlich analysierten die Forschenden mit Hilfe von zeitabhängigen Modellen erstmals, wie sich die Wärmestrahlung des Staubs in der Umgebung des jungen Sterns während seines Wachstumsschubs ändert. Die Simulation sagte vorher, dass das Nachglühen des Ausbruchs im fernen infraroten Wellenlängenbereich noch im Jahr 2022 messbar sein sollten, obwohl der Ausbruch bereits 2020 endete. Ferninfrarotbeobachtungen von G323 mit dem HAWC+-Instrument an Bord von SOFIA bei Wellenlängen von 53, 62, 89, 154 und 214 μm zeigten tatsächlich eine leichte Erhöhung der Helligkeit und bestätigten diese Vorhersage.

Siebenfache Jupitermasse
Mit Hilfe der Computersimulation gelang es dem Team um Wolf den Verlauf des Strahlungsausbruchs zu modellieren und zum ersten Mal das Wechselspiel zwischen der Staubverteilung um den jungen Stern und der Stärke des Ausbruchs genau zu untersuchen:

Wie stark verändert sich die Leuchtkraft während des Ausbruchs? Wie lange genau dauert der Ausbruch? Wie viel Energie wird freigesetzt? Wie viel Masse ist auf den Protostern gefallen? Die Kombination aus den VISTA- und SOFIA-Daten mit den Modellen brachte den Durchbruch: „So konnten wir zuverlässig die Energie ermitteln, die G323 während des Wachstumsschubs freigesetzt hat und daraus die eingefallene Masse abschätzen“, erläutert Wolf. „Vermutlich ist ein riesiger Klumpen mit etwa der siebenfachen Jupitermasse auf den Stern gefallen. In den acht Jahren des Strahlungsausbruchs hat der Stern so viel Energie freigesetzt, wie die Sonne in 740.000 Jahren abstrahlt.“

Originalveröffentlichung:
The accretion burst of the massive young stellar object G323.46−0.08, A&A 30. Juli, 2024
https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2024/08/aa49891-24/aa49891-24.html
pdf: https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2024/08/aa49891-24.pdf

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• Sternentwicklung

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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• Sternentwicklung

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Quelle: 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

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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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Quelle: Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik 27. Dezember 2022.

27. Dezember 2022 – Die in Schockfronten erzeugte Wärme sollte daher einen wichtigen Faktor darstellen in den frühen Stadien der Entwicklung von Protosternen und den planetaren Scheiben um sie herum. Solche Schocks könnten durch die lokale Akkretion von Materie aus der umgebenden Hülle oder durch lokale Fragmentierung aufgrund von Gravitationsinstabilitäten verursacht werden.

Astronomen untersuchen die Umgebung von Protosternen nicht nur, um mehr über die Sternentstehung im Allgemeinen zu erfahren, sondern auch um die Bedingungen und Prozesse zu untersuchen, die zur Entstehung unseres eigenen Sonnensystems geführt haben könnten. Insbesondere junge Sterne mit einer Masse nahe der unserer Sonne sind von großem Interesse. Etwa die Hälfte aller sonnenähnlichen Sterne sind keine Einzelgänger, wie das Doppelsternsystem IRAS 16293-2422, das von einem Team des MPE im Jahr 2020 entdeckt wurde.

Bei einer genaueren Betrachtung des Systems mit sehr hochauflösenden ALMA-Beobachtungen stellte das Team nun fest, dass die beiden Sterne in dem System nicht die einzige Wärmequelle sind. „Wir konnten in die zentrale Region hinein zoomen und stellten fest, dass der heiße Staub nicht mit den Positionen der Protosterne korreliert“, sagt María José Maureira, Postdoktorandin und Leiterin der Studie am MPE. „Überraschenderweise fanden wir lokalisierte heiße Bereiche oder ‚Hot Spots‘, die wahrscheinlich durch lokale Schocks im Gas erzeugt werden, ähnlich dem Überschallknall bei Flugzeugen.“

Solche Schocks können die chemische Zusammensetzung der Gas- und Staubwolken verändern, da hierbei Moleküle freigesetzt werden, die zuvor im Eis um die Staubkörner herum eingefroren waren. Organische Moleküle im Weltraum sind potenzielle Vorläufer von komplexeren Molekülen, die für das Leben unerlässlich sind. Solche Schocks können daher die chemische Zusammensetzung der Materie verändern und die Menge, die sich zu größeren Gebilden aufbauen kann – und damit die Eigenschaften der entstehenden Planetensysteme.

„Diese faszinierenden neuen Beobachtungen zeigen, dass unsere Scheiben-Modelle nicht vollständig waren; wir brauchen eine zusätzliche Heizquelle,“ betont Jaime Pineda, Koautor der Studie am MPE. „Die ändert die Art und Weise, wie wir die Eigenschaften des Staubs und die Masse dieser jungen Scheiben bestimmen.“

Die neuen Temperaturkarten des Staubs stimmen sehr gut mit früheren Beobachtungen bei Wellenlängen überein, die von bestimmten Molekülen ausgesandt werden. „Diese Beobachtungen haben es uns ermöglicht, die physikalischen Bedingungen und die Verteilung komplexer organischer Moleküle mit einer noch nie dagewesenen Empfindlichkeit und Winkelauflösung sichtbar zu machen“, betont Paola Caselli, Direktorin des Zentrums für Astrochemische Studien am MPE. „Das ist entscheidend, um die Chemie dieser Moleküle zu verstehen. Nur so können wir die diagnostischen Informationen, die sie uns liefern, nicht nur bei dieser, sondern auch bei zukünftigen Beobachtungen ähnlicher Systeme voll ausschöpfen.“

Durch die Messung der Temperatur in der Umgebung junger Sterne können die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler herausfinden, welche Moleküle vorhanden sind und wie sie sich bilden. Die Temperatur beeinflusst auch, wie viel Staub sich zur Entstehung von Planeten ansammeln kann. Die ALMA-Beobachtungen waren ursprünglich geplant um festzustellen, ob die Staubkörner um die Protosterne deutlich größer geworden sind. Da dies der erste Schritt zur Planetenentstehung ist, betrifft dies ein wichtige Frage: Wann genau entstehen Planeten?

„Da dieses ‚Baby‘-Sternsystem sehr hell ist, können wir es als Labor nutzen, um mehr darüber zu erfahren, wie Sterne mit sonnenähnlicher Masse entstehen“, fügt Kedron Silsbee hinzu, Koautor an der Universität Texas. „Als wir die Größe des Staubs analysierten, sahen wir, dass die Körner wahrscheinlich bereits größer geworden sind, aber nicht in dem Maße, wie wir es erwartet hatten. Vielleicht hängt dies mit den hohen Temperaturen in den Hot Spots oder mit der asymmetrischen Konfiguration des Systems zusammen.“ Mit weiteren Beobachtungen und einer Simulation des jungen Doppelsternsystems im Computer will das Team diese neuen Fragen beantworten.

Originalveröffentlichung:
María José Maureira, Munan Gong, Jaime E. Pineda, Hauyu Baobab Liu, Kedron Silsbee, Paola Caselli, Joaquin Zamponi, Dominique M. Segura-Cox, and Anika Schmiedeke
Dust Hot Spots at 10 au Scales around the Class 0 Binary IRAS 16293–2422 A: A Departure from the Passive Irradiation Model
2022 ApJL 941 L23
DOI 10.3847/2041-8213/aca53a
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aca53a
pdf: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aca53a/pdf

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• Sternentstehung

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie.

5. November 2021 – Eine Gruppe von Astronominnen und Astronomen unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Astronomie hat einen Mechanismus identifiziert und überprüft, der zum ersten Mal die meisten der Eigenschaften erklärt, die in sich auflösenden planetenbildenden Scheiben um neugeborene Sterne beobachtet werden. Die Hauptbestandteile dieses neuen physikalischen Konzepts sind Röntgenemissionen des Zentralsterns und eine ruhige innere Scheibe, die von der einfallenden Strahlung gut abgeschirmt ist. Dieser Ansatz erklärt die scheinbar widersprüchlichen Merkmale, die in diesen schwindenden Übergangsscheiben beobachtet werden und frühere Modelle nicht in Einklang bringen konnten. Dieses Ergebnis, das heute in der Zeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ veröffentlicht wurde, ist ein großer Schritt zum Verständnis der Entwicklung von staubhaltigen Scheiben zu sauberen Planetensystemen wie unserem Sonnensystem.

Planeten bilden sich in Scheiben aus Gas und Staub. Jede dieser Scheiben hat zuvor bereits einen neuen Stern hervorgebracht, oder vielmehr einen Vorgänger, der sein Kernfusionsfeuer erst noch entfachen muss: einen sogenannten Protostern. Wenn wir jedoch das Sonnensystem betrachten, stellen wir fest, dass der größte Teil dieses Materials längst verschwunden ist. In den letzten Jahren hat die Forschung ein grundlegendes Verständnis dafür erlangt, wie diese zirkumstellaren Scheiben ihre Gas- und Staubreste verlieren. Mit dem Aufkommen leistungsfähiger Teleskope haben Astronominnen und Astronomen diese sich auflösenden Scheiben, die so genannten Übergangsscheiben, sogar identifiziert und untersucht.

Die Erforschung der detaillierten physikalischen Prozesse blieb jedoch recht erfolglos. Die theoretischen Konzepte, die die Forschenden bisher entwickelt haben, konnten jeweils nur einige der beobachteten Eigenschaften wiedergeben. Nun schlägt eine Forschungsgruppe unter Leitung von Astronominnen und Astronomen des Max-Planck-Instituts für Astronomie (MPIA) in Heidelberg ein neues Schema vor, das die meisten Nachteile der bisherigen Ansätze überwindet. „Frühere Modelle konnten nur einen Teil der Beobachtungsergebnisse von Übergangsscheiben reproduzieren“, sagt Matías Gárate, Hauptautor des zugrundeliegenden wissenschaftlichen Artikels und Wissenschaftler am MPIA. „Jetzt können wir jedoch die meisten Eigenschaften erklären, die sich bisher zu widersprechen schienen: eine große Lücke in der Scheibe und eine anhaltende Akkretion von Gas und Staub aus einer langlebigen inneren Scheibe auf den Zentralstern.“

Eigenschaften von Übergangsscheiben scheinen widersprüchlich
Intuitiv ist es schwer zu verstehen, warum fast alle beobachteten Übergangsscheiben mit einer großen Lücke Anzeichen von Akkretion aufweisen. Akkretion ist der Prozess, durch den der Zentralstern mit Gas und Staub aus der zirkumstellaren Scheibe gespeist wird. Bevor sich die Lücke öffnet, füllt Material aus der dickeren äußeren Scheibe die inneren Bereiche auf und unterstützt so den nachfolgenden Transport zum Zentralstern. Das Reservoir ist jedoch begrenzt, so dass der Materiestrom mit der Zeit abnimmt.

Gleichzeitig trifft die Röntgenstrahlung des Sterns auf die Scheibenoberfläche und heizt sie auf. Dadurch entsteht ein Wind, der das nun ionisierte Gas in den freien Raum treibt. Dieser Prozess wird als Photoevaporation (etwa: Verdampfung durch Licht) bezeichnet. Sobald er effizienter ist als der Materiestrom in der Scheibe von außen nach innen, beginnt sich eine Lücke zu öffnen, die die innere Scheibe vom äußeren Reservoir abtrennt. Danach sollte sich die innere Scheibe durch Akkretion sehr schnell entleeren und rasch auflösen. Die Akkretion auf den Stern kommt zum Stillstand.

Eine Totzone kann die Scheibe am Leben erhalten
„Um die Lebensdauer der inneren Scheibe zu verlängern und die Akkretionsaktivität aufrechtzuerhalten, mussten wir einen Mechanismus finden, der die Drift von Gas und Staub nach innen verringert“, erklärt Paola Pinilla, Leiterin der Forschungsgruppe „Genesis of Planets“ am MPIA und Mitautorin der Studie. „Eine Möglichkeit besteht darin, eine allgemein akzeptierte Komponente zirkumstellarer Scheiben mit einzubeziehen: eine so genannte Totzone“, ergänzt Timmy Delage, Doktorand am MPIA und ebenfalls Mitautor des Forschungsartikels.

Eine Totzone ist ein relativ ruhiger, ringförmiger Bereich einer zirkumstellaren Scheibe, in dem die zufällige Gasbewegung im Vergleich zu anderen Scheibenbestandteilen vermindert ist. Infolgedessen wird die Reibung zwischen den einzelnen Teilchen nahezu vernachlässigbar, so dass sie nur schwer ihre Umlaufgeschwindigkeiten verringern können, was ihre Bahnen stabilisiert. Totzonen können entstehen, wenn das Gas nur wenig ionisiert ist und von Magnetfeldern gering beeinflusst wird. Sie können zum Beispiel auftreten, wenn das Gas dicht genug ist, um die tieferen Scheibenschichten vor der Ionisierung durch die auf die Scheibe treffende Strahlung zu schützen.

Simulation des Einflusses von Totzonen
Um zu überprüfen, ob eine solche Totzone die beobachteten Ergebnisse von akkretierenden Übergangsscheiben mit großen Lücken erklären kann, simulierten Matías Gárate und das Team deren zeitliche Entwicklung. Sie konstruierten ein physikalisches Scheibenmodell, wobei sie die Anfangsbedingungen für die Totzone variierten und Röntgenstrahlung einbezogen, um die Photoevaporation zu ermöglichen. „Wir waren begeistert, als wir die Ergebnisse sahen. Eine große Mehrheit der simulierten Übergangsscheiben mit einer Vielzahl von Lückengrößen behielt einen nachweisbaren Akkretionsfluss zum zentralen sonnenähnlichen Stern bei“, berichtet Gárate. Dieses Ergebnis zeigt, dass Totzonen in großer Zahl akkretierende Übergangsscheiben mit großen Lücken erzeugen können.

Sicherlich stellt das Ergebnis einen deutlichen Sprung im Verständnis dessen dar, was Astronominnen und Astronomen mit Teleskopen finden, wenn sie tatsächliche Übergangsscheiben beobachten. Die Untersuchung reicht allerdings offenbar noch nicht aus, um die genauen Zahlen abzubilden. Während durch Beobachtungen etwa 3 % der Übergangsscheiben als nicht-akkretierend eingestuft werden, ergeben die Simulationen mehr als das Zehnfache dieses Anteils. Da die Rechenleistung begrenzt ist, spiegelt das in dieser Studie verwendete Modell nur eine vereinfachte Version der realen Welt wider und umfasst nicht alle möglichen Mechanismen, die in solchen Scheiben auftreten können. Einige von ihnen könnten sogar die Lebensdauer der inneren Scheibe erhöhen. Andererseits ist es gut möglich, dass einige der Schlussfolgerungen aus Beobachtungen überdacht werden müssen, und dass es tatsächlich mehr nicht-akkretierende Scheiben gibt als bisher angenommen.

Visualisierung simulierter Übergangsscheiben
In ihrer Studie untersuchte das vom MPIA geleitete Team die Akkretionstätigkeit, indem es sich auf das Gas konzentrierte. Doch der Staub kann sich ganz anders verhalten. Wenn Astronominnen und Astronomen Bilder von solchen planetenbildenden Scheiben machen, sehen sie oft die Verteilung des Staubs, der bei Millimeterwellenlängen strahlt und häufig die Form von konzentrischen Ringen hat. Daher untersuchte das Team, ob ihre Simulationen auch den Staub realistisch behandeln.

„Um unsere Berechnungen mit hochaufgelösten Bildern von realen Übergangsscheiben zu vergleichen, die wir mit dem ALMA-Interferometer erhalten hatten, haben wir ein synthetisches Bild einer der simulierten Staubscheiben erstellt“, sagt Mitautor Jochen Stadler, Masterstudent am MPIA und an der Universität Heidelberg. Das Ergebnis ist eine verblüffende Bestätigung. Das Bild der computergenerierten Staubverteilung zeigt die für Übergangsscheiben typischen Elemente: eine kleine innere Scheibe und einen äußeren Ring, beide durch eine große Lücke getrennt.

Wie so oft, steckt der Teufel im Detail. Während die Strukturen gut übereinzustimmen scheinen, weichen die Helligkeiten voneinander ab. Die Staubemission der simulierten Übergangsscheiben ist wesentlich schwächer, als man aufgrund von Beobachtungen erwarten würde. Daher besitzen die synthetischen Scheiben wahrscheinlich weniger Staub als die realen Scheiben. Die Autoren haben jedoch eine plausible Lösung für diese Unstimmigkeit. „Wir denken, dass dies eine Folge der Planetenbildung ist, die wir in unseren Modellen nicht berücksichtigt haben“, so Gárate. Studien zeigen häufig, dass neu entstandene Planeten auf ihren Bahnen Lücken in die Scheibe graben. Solche Rillen wirken wie Barrieren für den radial driftenden Staub. Gárate fügt hinzu: „Es ist gut möglich, dass die planetarischen Lücken aufgrund der unzureichenden räumlichen Auflösung in den Beobachtungen nicht sichtbar sind. Wenn sich in der inneren Scheibe Planeten bilden, könnte dies dazu beitragen, dass der Staub nicht zum Zentralstern wandert. Wir werden unsere Modelle entsprechend erweitern und untersuchen, ob wir auch dieses Rätsel lösen können.“

Weitere Informationen
Das Team besteht aus Matías Gárate (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg, Deutschland [MPIA] und Universitätssternwarte, Fakultät für Physik, Ludwig-Maximilians-Universität München, Deutschland [LMU]), Timmy N. Delage (MPIA), Jochen Stadler (MPIA), Paola Pinilla (MPIA und Mullard Space Science Laboratory, University College London, Dorking, Vereinigtes Königreich), Til Birnstiel (LMU und Exzellencluster ORIGINS, Garching, Deutschland), Sebastian Markus Stammler (LMU), Giovanni Picogna (LMU), Barbara Ercolano (LMU), Raphael Franz (LMU), und Christian Lenz (MPIA).

Originalveröffentlichung
Matías Gárate, Timmy N. Delage, Jochen Stadler, Paola Pinilla, Til Birnstiel, Sebastian M. Stammler, Giovanni Picogna, Barbara Ercolano, Raphael Franz, Christian Lenz: Large gaps and high accretion rates in photoevaporative transition disks with a dead zone, Astronomy & Astrophysics (2021), arXiv.org.

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• Planetenentstehung
• Sternentwicklung

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

Sternsysteme wie unser Sonnensystem entstehen in interstellaren Wolken aus Gas und Staub, die kollabieren und junge Sterne bilden. Diese sind in eine protoplanetare Scheibe eingebettet, in der Planeten entstehen und den Raum um sich herum frei räumen – wie kürzlich in bereits entwickelten Systemen beobachtet, bei denen die Mutterwolke schon aufgebraucht war. Beobachtungen mit ALMA haben nun eine protoplanetare Scheibe gezeigt, die einerseits eine große Lücke aufweist, die andererseits aber immer noch über ausgedehnte Gasfilamente von der umgebenden Wolke gespeist wird. Dies zeigt, dass die Akkretion von Material auf die protoplanetare Scheibe länger andauert als bisher angenommen, was sich auf die Entwicklung des zukünftigen Planetensystems auswirkt.

Ein Team von Astronomen unter der Leitung von Dr. Felipe Alves vom Zentrum für Astrochemische Studien (CAS) am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE) verwendete das Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA), um den Akkretionsprozess im stellaren Objekt [BHB2007] 1 zu untersuchen, einem System an der Spitze der Pfeifennebels. Die ALMA-Daten zeigen eine Scheibe aus Staub und Gas um den Protostern und große Gasfilamente um diese Scheibe herum. Die Wissenschaftler interpretieren diese Filamente als Akkretionsströme, die die Scheibe mit Material aus der umgebenden Wolke speisen. Die Scheibe bereitet das einströmende Material weiter auf und führt es dem Protostern zu. Die beobachtete Struktur ist sehr ungewöhnlich für stellare Objekte in diesem Entwicklungsstadium – bei einem Alter von etwa 1.000.000 Jahren – wenn sich die zirkumstellare Scheibe bereits gebildet hat und reif ist für die Entstehung von Planeten. „Wir waren ziemlich überrascht zu beobachten, dass es so markante Akkretionsfilamente gibt, die auf die Scheibe einfallen“, sagt Alves. „Die Aktivität dieser Filamente zeigt, dass die Scheibe immer noch wächst, während sie gleichzeitig den Protostern ernährt.“

Das Team fand auch einen riesigen Hohlraum innerhalb der Scheibe. Der Hohlraum hat eine Breite von 70 Astronomischen Einheiten und umfasst einen kompakten Bereich aus heißem molekularem Gas. Darüber hinaus weisen zusätzliche Daten des Very Large Array (VLA) bei Radiofrequenzen darauf hin, dass an derselben Stelle, an der das heiße Gas detektiert wurde, nichtthermische Emission vorhanden ist. Beide Beweisketten deuten darauf hin, dass sich ein „substellares“ Objekt – ein junger Riesenplanet oder Brauner Zwerg – in dem Hohlraum befindet. Wenn dieser Begleiter Material von der Scheibe akkretiert, heizt er das Gas auf und treibt möglicherweise starke ionisierte Winde und/oder Jets an. Das Team schätzt, dass ein Objekt mit einer Masse zwischen 4 und 70 Jupitermassen nötig ist, um die beobachtete Lücke in der Scheibe zu erzeugen.

„Wir stellen hier einen neuen Fall von Stern- und Planetenentstehung vor, bei dem sich beide Objekte gleichzeitig bilden“, erklärt Paola Caselli, Direktorin am MPE und Leiterin der CAS-Gruppe. „Unsere Beobachtungen liefern starke Hinweise darauf, dass protoplanetare Scheiben auch nach Beginn der Planetenentstehung weiter Material sammeln. Dies ist eine wichtige Information, weil das frische Material, das auf die Scheibe fällt, sowohl die chemische Zusammensetzung des zukünftigen Planetensystems als auch die dynamische Entwicklung der gesamten Scheibe beeinflusst.“ Diese Beobachtungen bringen zudem Einschränkungen für die Zeitskala der Entstehung von Planeten und die Entwicklung der Scheibe mit sich und werfen ein Licht darauf, wie Sternsysteme wie unser Sonnensystem aus der ursprünglichen Wolke gebildet werden.

Original-Veröffentlichung
Felipe O. Alves, L. Ilsedore Cleeves, Josep M. Girart, Zhaohuan Zhu, Gabriel A. P. Franco, Alice Zurlo und Paola Caselli.
„A Case of Simultaneous Star and Planet Formation„
Astrophysical Journal Letters, 904 L6

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• Sternentwicklung

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Quelle: MPE.

Das Band befördert eine große Menge an Gas, das auch von der Mutterwolke frisch produzierte Moleküle enthält, direkt zu den jungen Protosternen. Dieses Ergebnis ist ein eindrucksvoller Nachweis, dass die weitere Umgebung um junge Protosterne eine wichtige Rolle bei der Bildung und Entwicklung von stellaren Scheiben spielt.

Bei der Sternentstehung bildet sich innerhalb einer viel größeren und luftigen Molekülwolke ein dichter, kalter Kern – die „Hülle“ um den zukünftigen Stern. Material von der Mutterwolke fließt ins Zentrum dieses Kerns, wo das Material noch dichter wird und eine Scheibe ausbildet, welche die jungen Protosterne im Zentrum der Scheibe füttert. Erstmalig wurde nun in der Perseus Molekülwolke ein leuchtendes Band beobachtet, welches den Außenbereich der Hülle mit der inneren Region verbindet, wo sich die Scheibe bildet. Mit Hilfe eines derartigen „Förderbandes“ ist die Mutterwolke in der Lage, die protostellare Scheibe mit weiterem Material zu versorgen, das für das Wachstum der jungen Protosterne und ihre protoplanetaren Scheiben benötigt wird.

“Numerische Simulationen der Scheibenentstehung betrachten zumeist einzelne Protosterne”, erklärt Jaime Pineda (MPE), der Leiter der Studie. “Unsere Beobachtung geht einen Schritt weiter und untersucht ein ‚Förderband‘, das chemisch frisches Material aus großer Entfernung in die Nähe der protostellaren Scheibe transportiert.” Die Astronomen verwendeten das Northern Extended Millimeter Array (NOEMA) um das protostellare Doppelsystem Per-emb-2 (IRAS 03293_3039) zu untersuchen. In vergangenen Beobachtungen zeigte das Doppelsternsystem Variabilität, was es zu einem interessanten Objekt für Folgebeobachtungen machte.

Die Beobachtung mehrerer Moleküle erlaubte dem Team die Messung der Gasbewegung und die Entdeckung des Materialflusses entlang des „Förderbandes“. Dieser reicht vom Außenbereich der Hülle in einer Entfernung von ca. 10.500 AE bis hin zur Scheibe. Sowohl die Lage als auch die Gasgeschwindigkeit werden gut von einem theoretischen Modell reproduziert, in dem sich Material im freien Fall befindet. Dies belegt, dass die Dynamik des Förderbandes vom dichten Zentrum des Systems kontrolliert wird. “Es passiert nicht oft, dass Theorie und Beobachtung so gut zusammenpassen. Wir waren begeistert diese Bestätigung zu sehen”, sagt Koautorin Dominique Segura-Cox (MPE). Abschätzungen zufolge transportierte das Band 0,1 – 1,0 Sonnenmassen in das Innere des Kerns. Dies ist ein signifikanter Teil der Gesamtmasse des dichten Kerns (ca. 3 Sonnenmassen).

“Das ‚Förderband‘ muss innerhalb kürzester Zeit chemisch frisches Material zum Zentrum transportieren”, fügt Pineda hinzu. “Der klare Nachweis eines so großen, sich fast im freien Fall befindlichen Gasvorrates ist beachtlich.” Dies zeigt, dass neues Material die Morphologie und Gasbewegung in dem jungen stellaren System beeinflussen könnte.

“Die chemische Zusammensetzung der sich entwickelnden protoplanetaren Scheibe wird ebenfalls von diesem neuen Phänomen beeinflusst”, folgert Paola Caselli, Direktorin am MPE und Teil der Forschungsgruppe. “Das Molekül, mit dem wir das Förderband entdecken konnten, hat 3 Kohlenstoffatome (HCCCN). Diese sind nun verfügbar, um die organische Chemie (auf dem Weg zu vor-biotischen Komponenten) im Laufe der Planetenentstehung zu bereichern.” Dieser neue Weg Material in das Zentrum zu transportieren hat wichtige Auswirkungen auf die Art und Weise wie junge Scheiben entstehen und wachsen. Jedoch bleibt unklar, wie oft und lange dieser Prozess während der Entwicklung junger Sternsysteme eintreten kann, mehr Beobachtungen von jungen Protosternen sind daher nötig.

Originalveröffentlichung
Jaime E. Pineda, Dominique Segura-Cox, Paola Caselli et al.: A protostellar system fed by a streamer of 10,500 au length. Published in Nature Astronomy.

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• Sternentwicklung

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie.

Die Versorgung von massereichen Sternembryos mit Nahrung aus ihrer umgebenden Scheibe aus Gas und Staub war lange Zeit ein Rätsel. Ein internationales Forschungsteam, an dem das Max-Planck-Institut für Astronomie beteiligt ist, hat nun eine Spiralstruktur in solch einer Scheibe entdeckt, in dessen Zentrum ein wachsender Stern von etwa 12 Sonnenmassen eine dramatische Helligkeitszunahme erfahren hat. Diese Spirale bestätigt die Vermutung, dass solche Scheiben zeitweilig instabil werden und deswegen teilweise in kompakte Pakete zerfallen. Diese füttern den jungen Stern häppchenweise, was sich in Episoden von stark ansteigender Leuchtkraft bemerkbar macht. Die Ergebnisse werden heute in der Zeitschrift Nature Astronomy veröffentlicht.

Massereiche Sterne, also Sterne, deren Masse mindestens dem Achtfachen der Sonne entspricht, unterscheiden sich in vielerlei Hinsicht von den massearmen Sternen, zu denen auch die Sonne zählt. So konnten sich Astronomen lange Zeit nicht befriedigend erklären, wie das Material, das die Protosterne – also die noch jungen, unfertigen Sterne – wachsen lässt, den enormen Strahlungsdruck überwinden kann. Eine aktuelle Untersuchung unter der Leitung von Xi Chen (Guangzhou University und Shanghai Astronomical Observatory, China) und Andrej Sobolev (Ural Federal University, Russland), an der auch das Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg beteiligt ist, hat nun einen wichtigen Schritt zur Klärung dieses Rätsels geschafft.

Als Teil der weltweit kooperierenden Maser Monitoring Organization (M2O) entdeckten die Forscher in der Umgebung des 22.000 Lichtjahre entfernten massereichen Protosterns G358-MM1 eine Spiralstruktur, die Teil einer Scheibe aus Gas und Staub ist, die den Protostern umgibt. Wissenschaftler sagen dieses Phänomen theoretisch für massereiche Scheiben vorher, von denen Astronomen vermuten, dass sie sich bevorzugt bei der Entstehung von massereichen Sternen bilden. Dabei fällt ständig neues Material aus einer weiter außen liegenden Hülle aus Gas und Staub auf die Scheibe auf und lässt sie weiter wachsen. Derzeit hat sie einen Durchmesser von 1.340 AE (1 AE = 1 Astronomische Einheit = 149,6 Mio km).

Materiepakete aus massereichen Scheiben füttern massereiche Protosterne

Die Gravitationswirkung des zentralen Sterns beeinflusst solche massereichen Scheiben nur zum Teil. Stattdessen wirkt die Gravitation der Scheibe selbst maßgeblich auf ihre Stabilität ein, so dass die Materie auf Bahnen geleitet wird, die zur Ausprägung einer Spirale führen. Eine weitere Konsequenz der Instabilität ist, dass die Scheibe zum Teil in dichte, kompakte Pakete aus Gas und Staub zerfällt. Diese überstehen den Sturz auf den leuchtstarken massereichen Protostern trotz des immensen Strahlungsdrucks und führen so zu einem schubweisen Wachstum.  Dieser Prozess, den Astronomen Akkretion nennen, lässt die Leuchtkraft des Protosterns vorübergehend stark ansteigen.

Wegen der dichten Scheibe ist die Zunahme der Helligkeit jedoch nur schwer zu beobachten. Der Nachweis erfolgte bei G358-MM1 einerseits durch die Messung von Fern-Infrarotstrahlung, die durch das Aufheizen der Scheibe freigesetzt wird. Ein technisch einfacherer Nachweis ist die Detektion von Maserstrahlung. Maser sind das Pendant zu Lasern, die jedoch statt sichtbarem Licht Mikrowellenstrahlung – oder Radiostrahlung – abgeben. Sie kommen in massereichen Sternentstehungsgebieten als natürliche, sehr helle und kompakte Strahlungsquellen vor. In einer früheren Studie hatten die Astronomen das vorübergehende Aufflammen von Maseremission in G358-MM1 als Hinweis auf eine Hitzewelle identifiziert, die durch die Scheibe lief.

In der aktuellen Studie verriet sich die Spiralstruktur ebenfalls durch Masersignale, die auch hier durch einen zeitweiligen starken Anstieg der Strahlungsleistung verursacht wurde, hervorgerufen von einem neuerlichen Akkretionsschub. Die Wissenschaftler modellierten aus den Positionen und Geschwindigkeitsinformationen der detektierten Maser nicht nur die Form der zugrundliegenden Konfiguration, sondern folgerten, dass Materie entlang der Spiralarme von den äußeren Bereichen der Scheibe nach Innen strömt und von dort allmählich den Protostern füttert, dessen Masse sie auf etwa 12 Sonnenmassen bestimmten.

Zusammenhang zwischen schubweiser Akkretion und instabiler Scheibe

„G358-MM1 ist damit das erste Exemplar eines massereichen Protosterns, dessen kurzzeitiger Helligkeitsanstieg eindeutig mit der Ausprägung einer Spirale zusammenfällt, einer Struktur, die für eine instabile, massereiche Scheibe spricht“, erläutert Xi Chen. In Verbindung mit theoretischen Modellen kann somit erstmals ein direkter Zusammenhang zwischen der Variation der Leuchtkraft und der Akkretion von einzelnen Materiepaketen aus einer instabilen, massereichen Scheibe hergestellt werden. „Dieses Resultat legt nahe, dass die durch Scheiben vermittelte Akkretion daher als ein üblicher Mechanismus der Sternentstehung von massearmen bis massereichen Sternen angesehen werden könnte“, stellt Xi Chen fest.

Eine weitere Überraschung war die Art der Maser. Bislang fand man in den Scheiben mit Akkretionstätigkeit hauptsächlich Maserstrahlung des Methanolmoleküls, welches durch die erhöhte Infrarotstrahlung angeregt wird. Die Maser in der Spirale waren jedoch etwas völlig Neues. Einerseits beruhte diese Strahlung auf einer besonderen Form des Methanols, bei dem ein gewöhnliches Kohlenstoffatom durch ein schwereres Kohlenstoff-Isotop ausgetauscht ist, das ein Neutron mehr als üblich aufweist. Andererseits fanden die Wissenschaftler dort Maseraktivität von schwerem Wasser. Dieses trägt statt eines Wasserstoffatoms ein Deuteriumatom in sich. „Die genauen Ursachen für die Anregung gerade dieser Moleküle wollen die Astronomen noch ermitteln“, erklärt Hendrik Linz vom MPIA, der an der Studie beteiligt war. „Allerdings zeigt dies, dass die Bedingungen in diesen Spiralarmen und damit in den massereichen Scheiben außergewöhnlich sein müssen.“

Hintergrundinformationen

Die Studie wurde unter dem Titel „New maser species tracing spiral-arm accretion flows in a high-mass young stellar object“ in der Zeitschrift Nature Astronomy veröffentlicht (DOI: 10.1038/s41550-020-1144-x). Neben dem Hauptautor sind 18 Wissenschaftler von 18 Forschungsinstituten aus 11 Ländern und 5 Kontinenten an der Publikation beteiligt.

Die Wissenschaftler verwendeten Daten des Shanghai 65-Meter Tianma Radioteleskops (TMRT; China) sowie des Karl G. Jansky Very Large Array (VLA; USA).

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie.

Ein internationales Forschungsteam unter Beteiligung des Max-Planck-Instituts für Astronomie (MPIA) hat in der Umgebung eines massereichen Protosterns eine sich ausbreitende Hitzewelle nachgewiesen. Sie bestätigt das Szenario, dass solche Objekte in Schüben wachsen. Sichtbar wurde diese Welle durch die Beobachtung von natürlich erzeugten Mikrowellen-Lasern, deren räumliche Anordnung sich unerwartet schnell veränderte.

Auch wenn die Grundzüge der Entstehung von Sternen inzwischen gut verstanden sind, ist die Existenz von massereichen Sternen in manchen Details noch rätselhaft. Durch den enormen Schweredruck im Innern eines massereichen Protosterns startet die Kernfusion, während dessen er noch wächst. Das weitere Wachstum wird durch den Strahlungsdruck des jungen Sterns erschwert. Um diesen Widerstand zu überwinden, könnte die Akkretion von Material aus einer zirkumstellaren Scheibe phasenweise in einzelnen großen Paketen geschehen. Während dieses Vorgangs nimmt seine Helligkeit kurzzeitig stark zu. Allerdings sind solche Schwankungen schwer zu beobachten, da Protosterne tief in dichten Wolken eingebettet sind.

Ein internationaler Zusammenschluss von Astronomen zur Maser Monitoring Organisation (M2O), an dem das Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) beteiligt ist, hat nun durch Beobachtungen mit mehreren Radioteleskopen eine Hitzewelle nachgewiesen, die sich in der Umgebung des massereichen Protosterns G358-MM1 ausbreitet. Nachfolgebeobachtungen konnten bestätigen, dass sie durch eine zeitlich begrenzte Zunahme der Akkretionstätigkeit hervorgerufen wurde.

Verraten hat sich die Hitzewelle durch die Aktivität von Masern. Maser sind das Pendant zu Lasern, die jedoch statt sichtbarem Licht Mikrowellenstrahlung – oder Radiostrahlung – abgeben. Sie kommen in massereichen Sternentstehungsgebieten als natürliche, sehr helle und kompakte Strahlungsquellen vor. Sowohl die vergleichsweise hohen Temperaturen und Dichten als auch der Reichtum an komplexer Chemie in solchen Umgebungen begünstigen ihre Entstehung. Im vorliegenden Fall ist es das Methanol (Methylalkohol), das von der intensiven Strahlung des Protosterns angeregt wird und Maser erzeugt.

Die Wissenschaftler, die im Abstand von einigen Wochen Radio-Interferometrie-Daten mit hoher räumlicher Auflösung von 0,005 Bogensekunden (1 Winkelgrad = 3600 Bogensekunden) aufnahmen, entdeckten, dass sich die Maser auszubreiten schienen. Die ermittelte Geschwindigkeit mit bis zu 8 % der Lichtgeschwindigkeit war aber zu hoch, als dass sie mit der Bewegung von Gas vereinbar wäre. Stattdessen schließen die Astronomen auf eine Welle, die das umgebende Medium durchläuft und auf ihrem Weg Maseraktivität auslöst. Ihren Ursprung hat diese Hitzewelle in der Akkretion von Gas auf den Protostern.

„Die M2O-Beobachtungen gehören zu den ersten, die die unmittelbaren Auswirkungen eines Akkretionsschubs in einem massereichen Protostern so detailliert bezeugen, dass sie die episodische Akkretionstheorie der massereichen Sternentstehung unterstützen“, erläutert Ross Burns vom National Astronomical Observatory of Japan, der die Arbeitsgruppe leitet.

Hendrik Linz vom MPIA ergänzt: „Die eigentliche Hitzewelle direkt im thermischen Infrarot zu beobachten, wäre sehr kompliziert. Die Maser als starke Strahlungsquellen in einem leicht zugänglichen Wellenlängenbereich sind ein sehr gutes Beobachtungswerkzeug, um auf kleinen räumlichen Skalen, und somit auf kurzen Zeitskalen nach einem Ausbruch, den Durchgang so einer Hitzewelle indirekt nachzuvollziehen.“

Die Partner des M2O-Projekts werden auch in Zukunft die Maser in vielen Sternentstehungsgebieten überwachen, um so mehr über das Wachstum von massereichen Protosternen zu erfahren.

Kollaboration

Diese Studie wurde ermöglicht durch eine Kooperation der folgenden Forschungseinrichtungen:

Mizusawa VLBI Observatory, National Astronomical Observatory of Japan; Korea Astronomy and Space Science Institute; NARIT, Thailand; University of Science and Technology, Korea; Ural Federal University, Russland; Thüringer Landessternwarte, Deutschland; The University of Western Ontario, Kanada; Hartebeesthoek Radio Astronomy Observatory, Südafrika; Center for Astronomy, Ibaraki University, Japan; Centre for Astronomy, Nicolaus Copernicus University, Polen; School of Natural Sciences, University of Tasmania, Australien; Xinjiang Astronomische Sternwarte, Chinesische Akademie der Wissenschaften, China; Dublin Institute for Advanced Studies, Irland; NRAO, USA; Australia Telescope National Facility, CSIRO, Australien; Max-Planck-Institut für Astronomie, Deutschland; INAF Osservatorio Astronomico di Cagliari, Italien; Space Research Unit, Physics Department, North West University, Südafrika; Department of Physics and Astronomy, Faculty of Physical Sciences, University of Nigeria; Institute for Radio Astronomy, Niederlande; Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Deutschland

Originalpublikation

R. A. Burns et al.: A heatwave of accretion energy traced by masers in the G358-MM1 high-mass protostar – Nature Astronomy (2020) – Researchgate

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• Sternentwicklung

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Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: ESO.

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

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

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

Fachartikel:

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

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• Sternentstehung

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

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: Hubblesite.org.

Dabei handelt es sich um LRLL 54361, der sich in der etwa 950 Lichtjahre entfernten Sternentstehungsregion IC 348 im Sternbild Perseus befindet. Der Protostern, also ein Stern, der im Entstehen begriffen ist, wurde über die letzten 7 Jahre intensiv betrachtet. Dabei wurde erstaunt festgestellt, dass sich das kurzzeitige, stroboskopartige Aufleuchten im Abstand von genau 25,34 Tagen wiederholt.

Aus bisherigen Modellen ist bekannt, dass es zu einem Aufleuchten kommt, wenn umgebende Materie massenhaft auf den Protostern stürzt. Dies geschieht aus einer den Stern umgebenden Scheibe von Gas und Staub. Allein die Regelmäßigkeit lässt sich daraus nicht erklären.

Ohnehin lässt sich der Stern nicht direkt beobachten, da er von dichtem Gas und Staub umgeben ist. Das Hubble Space Telescope wurde zu den Beobachtungen hinzugezogen, um die detaillierte Struktur der Wolke um den Stern zu erkunden. Dabei wurde festgestellt, dass in dieser Wolke zwei Kavernen existieren, an deren Rändern das Licht des Protosterns gestreut wird. Man sieht den Stern also pratisch niemals direkt.

Zur Regelmäßigkeit der Ausbrüche hat man nun die Theorie entwicket, dass sich im Inneren nicht ein einzelner Stern entwickelt sondern ein binäres System, wobei der eine Stern eine exzentrische Umlaufbahn um den Schwerpunkt des Systems einnimmt. An einem Punkt, an dem sich die beiden Sterne sehr nahe kommen, ziehen sie mit vereinter Gravitation einen Teil der umgebenden Akkretionsscheibe an, so dass in regelmäßigen Abständen größere Mengen des Materials auf einen Stern stürzen und dieser dies mit einem Strahlungsaubruch quittiert. Dieses Geschehen bezeichnen die Astronomen als gepulstes Wachstum.

Das Team um James Muzerolle vom Space Telescope Science Institute in Baltimore (USA) plant, die Beobachtungen in den nächsten Jahren auch mit Hilfe des ESA-Infrarot-Weltraumteleskops Herschel fortzusetzen. „Dieses System überrascht uns weiter und wir können kaum erwarten, zu sehen, was als nächstes passiert.“

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESA, JPL, Science. Vertont von Peter Rittinger.

Das Beobachtungsziel des von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebenen Infrarot-Weltraumteleskops Herschel war der etwa 175 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt gelegene junge Zwergstern TW Hydrae im Sternbild Wasserschlange (lateinischer Name: Hydra). Dieser Vertreter der T-Tauri-Sterne verfügt über ein Alter von etwa fünf bis zehn Millionen Jahren und ist von einer sogenannten protoplanetaren Scheibe umgeben. Hierbei handelt es sich um eine flache, ringförmig verlaufende Ansammlung von Gas und Staub, welche den Stern umrundet.

Vergleichbare Objekte konnten von den Astronomen in den letzten Jahrzehnten in der Umgebung vieler junger Sterne nachgewiesen werden. Aus solchen Akkretionsscheiben gehen nach der gängigen Theorie zur Planetenbildung im Laufe mehrerer Millionen Jahre Planeten hervor. Auch aus der Scheibe um TW Hydrae, welche über eine Ausdehnung von fast 400 Astronomischen Einheiten verfügt, werden sich in der Zukunft Planeten, Asteroiden und Kometen bilden.

In den inneren, relativ warmen Regionen solcher protoplanetarer Scheiben gelang Astronomen bereits häufiger der Nachweis von größere Mengen an „heißen“ Wasserdampf. Jetzt konnte durch die Untersuchung der Staubscheibe von TW Hydrae auch erstmals in den äußeren, deutlich kühleren Bereichen einer solchen Scheibe „kalter“ Wasserdampf nachgewiesen werden. Die Beobachtungsdaten des Herschel-Weltraumteleskops deuten darauf hin, dass sich der Wasserdampf vom inneren Bereich der Scheibe bis zu einer Entfernung von 115 Astronomischen Einheiten vom Zentralstern erstreckt. Für ihre in der aktuellen Ausgabe des Fachmagazins „Science“ publizierten Entdeckung benutzten die Astronomen das „Heterodyne Instrument for the Far Infrared“-Spektrometer (HIFI) an Bord von Herschel.
Um die Menge des bei TW Hydrae detektierten Wasserdampfs abzuschätzen, simulierte ein internationales Wissenschaftlerteam unter der Leitung des Astronomen Michiel R. Hogerheijde von der Universität Leiden in den Niederlanden die chemischen und physikalischen Prozesse, welche sich im Inneren der Scheibe abspielen, und verglich die dabei gewonnenen Ergebnisse mit den Messdaten von Herschel. Demzufolge entspricht die im Bereich der protoplanetaren Scheibe von TW Hydrae nachgewiesene Menge an Wasserdampf rund 0,5 Prozent der in den irdischen Ozeanen befindlichen Wassermenge.

Dies ist allerdings lediglich die „Spitze eines Eisberges“, so Hogerheijde, denn die Menge des gesamten in der protoplanetaren Scheibe von TW Hydrae befindlichen Wassers fällt deutlich höher aus. Im inneren Bereich einer protoplanetaren Scheibe ist die Temperatur zu hoch, als das sich der Wasserdampf in Form von Eis ablagern kann. In den äußeren Regionen der Scheibe gefriert der Wasserdampf dagegen bei Temperaturen von rund minus 250 Grad Celsius an den Oberflächen der dort befindlichen Staubkörner zu Eis.

Die von dem Stern ausgehende UV- und Röntgenstrahlung führt dazu, dass sich die Wassereismoleküle in der oberen Schichten der protoplanetaren Wolke wieder von dem Staub trennen und anschließend erneut in den gasförmigen Zustand übergehen. Dabei erzeugen sie eine dünne Schicht aus Wasserdampf, welche den äußeren Rand der Scheibe umgibt. Und lediglich diese dünne Schicht aus Wasserdampfmolekülen konnte vom HIFI-Instrument nachgewiesen werden. Um die hierbei detektierte Menge an Wasserdampf zu erzeugen, so die Ergebnisse der Computermodelle, muss die Gesamtmasse der im Inneren der Staubscheibe von TW Hydrae befindlichen Eisvorkommen die Wasserbestände aller irdischer Ozeane mehrere tausend Mal übertreffen. Die Gesamtmasse des Wassereises bei TW Hydrae beläuft sich diesen Modellen zufolge auf eine Masse von 9^.10²⁷ Gramm.

Die Forschungsergebnisse werden den Astronomen dabei helfen, die bisherigen Modelle der Planetenentstehung weiter zu verfeinern und dadurch letztlich auch die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte unseres eigenen Sonnensystems noch besser zu verstehen. Von besonderem Interesse ist dabei das bessere Verständnis der Rolle, welche das Wasser in protoplanetaren Scheiben spielt.

„Die Untersuchung von Wasser in einer protoplanetaren Scheibe ist von großer Bedeutung für unser Verständnis über die Prozesse, welche sich bei der Bildung eines Planetensystems abspielen“, so Göran Pilbratt, Herschel-Projektwissenschaftler der ESA. So könnten sich zum Beispiel neue Hinweise zur Beantwortung der Frage ergeben, auf welche Weise einstmals das Wasser auf die Erde gelangt ist.
Speziell in den äußeren Bereichen einer protoplanetaren Scheibe bilden sich aus den dort befindlichen Staubkörnern die Kometen eines Sonnensystems und das ebenfalls in den Kometen enthaltene Wasser wird als eine der Quellen angesehen, welche Planeten mit Wasser versorgen. Eine entsprechende Theorie erhielt erst kürzlich weiteren Auftrieb, als Wissenschaftler entdeckten, dass das im Kometen Hartley 2 enthaltene Wasser von seiner Zusammensetzung her dem Wasser in den irdischen Ozeanen gleicht.

Auch das in der protoplanetaren Scheibe von TW Hydrae enthaltene Wasser könnte somit in der Zukunft einmal den Planeten zur Verfügung stehen, welche sich um diesen Stern bilden werden.

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• Neuer Blick aufs Universum mit Herschel/Planck

Science:

• Abstract des Fachartikels (engl.)

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