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

Im Bereich des Sternbildes Zentaur (lateinischer Name „Centaurus“) befinden sich diverse hauptsächlich aus Konzentrationen von Wasserstoff bestehende Emissions- und Reflexionsnebel. Im Inneren dieser Sternentstehungsgebiete befinden sich relativ junge und entsprechend ‚heiße‘ Sterne, welche eine energiereiche Strahlung abgeben, die den in der Umgebung gelegenen Wasserstoff in einem charakteristischen roten Farbton zum Leuchten bringen.

Bei einer dieser Regionen handelt es sich um eine Wasserstoffwolke, welche die Bezeichnung „Gum 41“ trägt und die einen Teilbereich eines größeren Nebels – des „Lambda Centauri-Nebels“ (im englischen Sprachgebrauch „Running Chicken Nebula“) – darstellt. Dieser Nebel befindet sich in einer Entfernung von etwa 7.300 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem.

Entdeckt wurde Gum 41 von dem australischen Astronomen Colin Gum auf einer Fotografie, welche am Mount Stromlo-Observatorium in der Nähe von Canberra/Australien aufgenommen wurde. Der Astronom fügte dieses Objekt zu seinem im Jahr 1955 publizierten Gum-Katalog hinzu, in dem insgesamt 84 Emissionsnebel katalogisiert sind.

In Inneren von Gum 41 befinden sich gleich mehrere relativ junge und zugleich massereiche Sterne, deren Strahlung für das charakteristische rötliche Leuchten des Gases in der Umgebung verantwortlich ist.

Bei der am heutigen Tag von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichten Aufnahme von Gum 41 handelt es sich wahrscheinlich um eine der besten Abbildungen, welche bisher von diesem nur schwer zu erfassenden Objekt angefertigt wurden. Das Bild wurde aus Daten erstellt, welche mit dem Wide Field Imager des MPG/ESO 2,2-Meter-Teleskops am La-Silla-Observatorium der ESO in den chilenischen Anden erfasst wurden. Es handelt sich dabei um eine Kombination von mehreren Aufnahmen, welche unter der Verwendung von Blau-, Rot- und Grünfiltern aufgenommen wurden. Zusätzliche Aufnahmen wurden mit einem Filter angefertigt, der für das rötliche Leuchten des Wasserstoffgases optimiert ist.

In der so erstellten Aufnahme von Gum 41 erscheinen die Wasserstoffwolken relativ dicht und hell. Hierbei handelt es sich allerdings um einen Trugschluss. Würde ein hypothetischer Astronaut durch diesen Nebel fliegen, so ist es wahrscheinlich, dass dieser Raumfahrer den Nebel gar nicht wahrnehmen würde, denn – selbst aus der Nähe betrachtet – wäre diese Konzentration von Wasserstoff immer noch zu „dünn“ und lichtschwach, um vom menschlichen Auge wahrgenommen zu werden.

Dies erklärt auch, warum Gum 41 erst in der Mitte des zwanzigsten Jahrhunderts entdeckt wurde. Das rote Leuchten des Nebels ist im visuellen Bereich nur sehr schlecht sichtbar und kann erst durch den Einsatz spezieller Beobachtungstechniken hervorgehoben werden.

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

Eine heute von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme zeigt den in einer Entfernung von etwa 1.200 Lichtjahren zur Erde befindlichen und im südlichen Sternbild Schiffskiel (lat. „Carina“) gelegenen Reflexionsnebel IC 2220. Bei einem Reflexionsnebel handelt es sich um eine Wolke aus Gas und Staub, welche „von innen heraus“ durch einen Stern beleuchtet wird. Im Falle von IC 2220 ist dies der Stern HD 65750. Dieser Stern gehört zur Klasse der Roten Riesen.

Rote Riesen bilden sich aus alternden Sternen, welche sich der letzten Stufe ihrer Entwicklung nähern. Sie haben ihren Vorrat an Wasserstoff, der die im Inneren von Sternen ablaufenden Kernreaktionen befeuert, fast komplett verbraucht. Dies führt zu einer enormen Ausdehnung der Sternatmosphäre. Rote Riesen wie HD 65750 besitzen über einem Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern eine Schale, in der sie Helium fusionieren. Gelegentlich besitzen sie zusätzlich auch eine Schale näher an der Sternoberfläche, in der noch ein Wasserstoffbrennen stattfindet.

Obwohl der Stern HD 65750 mit einem Alter von rund 50 Millionen Jahren noch vergleichsweise jung ist, befindet er sich somit doch bereits in einem deutlich fortgeschrittenem Stadium seiner Existenz. Der Grund hierfür ist die relativ hohe Masse dieses Sterns, welche in etwa fünf mal höher ausfällt als die Masse unserer Sonne. Sterne mit einer höheren Masse durchlaufen ihr Leben viel schneller als massearme Sterne wie unsere Sonne, deren Lebensdauer in Milliarden anstatt, wie im Fall von HD 65750, in Millionen Jahren gemessen wird.

Aber auch masseärmeren Sternen bleibt das Schicksal, zu einem Roten Riesen zu werden, letztendlich nicht erspart. In etwa sieben Milliarden Jahren, so die Erwartungen der Astronomen, wird sich auch das Zentralgestirn unseres Sonnensystems zu einem solchen Roten Riesen aufblähen. Es wird erwartet, dass die Sonnenatmosphäre sich in diesem Stadium der Entwicklung bis zu der heutige Umlaufbahn der Erde aufbläht und dabei die inneren Planeten des Sonnensystems verschlingt. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Erde allerdings bereits seit mehreren Milliarden Jahren in einem Zustand befinden, der die Existenz von Leben unmöglich macht. Die im Vorfeld dieser Entwicklung erfolgende ungeheure Zunahme an Strahlung und die starken Sonnenwinde, welche das Aufblähen der Sonne begleiten werden, wird dazu führen, dass das Wasser in den Ozeanen auf der Erde verdampft und alles Leben auf unserem Heimatplaneten vernichtet wird.

Der in der heute veröffentlichten Aufnahme gezeigte Reflexionsnebel IC 2220 ist ein direktes Produkt des Sterns HD 65750, welcher kontinuierlich einen Teil seiner Masse verliert und an die Umgebung abgibt. Dabei bildet sich eine Wolke aus Gas und Staub. Der Staub besteht aus Elementen wie Kohlenstoff und einfachen, hitzeresistenten Komponenten wie Titandioxid und Kalziumoxid (Kalk).

Der Nebel IC 2220 ist nur deshalb sichtbar, weil das von dem Stern ausgehende Licht von diesen Staubkörnern reflektiert wird. In Fall von IC 2220 haben detaillierte Analysen im infraroten Licht gezeigt, dass vermutlich Siliziumdioxid (Quarz) der Bestandteil des Staubes ist, welcher am wahrscheinlichsten für die Reflexion des Sternlichts verantwortlich ist. Der Nebel ist nahezu symmetrisch und verfügt über einen Durchmesser von etwa einem Lichtjahr.

Die von der ESO veröffentlichte Aufnahme wurde mit dem in den chilenischen Anden befindlichen Very Large Telescope (kurz „VLT“) im Rahmen des „Cosmic Gems“-Programms angefertigt. Hierbei handelt es sich um eine ESO-Initiative zur Erstellung von astronomischen Aufnahmen für die Bildungs- und Öffentlichkeitsarbeit. Das Programm nutzt hierfür hauptsächlich Zeiten, während derer die Beobachtungsbedingungen nicht den strengen Ansprüchen wissenschaftlicher Beobachtungsarbeit genügen, um Aufnahmen von interessanten, faszinierenden Himmelsobjekten anzufertigen, die einfach schön anzusehen sind. Die Bilddaten sind anschließend im wissenschaftlichen Archiv der ESO für jedermann zugänglich. Auch professionelle Astronomen können diese für ihre wissenschaftlichen Projekte verwenden.

Die Aufnahme von IC 2220 zeigt die charakteristische Bogenstruktur des Nebels, welche einem Krug ähnelt. Die britischen Astronomen Paul Murdin, David Allen und David Malin gaben dem Reflexionsnebel IC 2220 aufgrund dieser Ähnlichkeit zu einem alten englischen Trinkgefäß, welches typischerweise als Toby-Krug (engl. „Toby Jug“) bezeichnet wird, den Spitznamen „Toby-Jug-Nebel“. Die Toby-Krüge dienten früher dem Ausschank von Bier und sind heute beliebte Sammelobjekte.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Universität Köln, HST.

Im Rahmen ihrer Untersuchungen analysierten die an der Studie beteiligten Astronomen einen im Sternbild „Großer Hund“ (lateinischer Name „Canis Major“) gelegenen veränderlichen Stern. Der Rote Überriese VY Canis Majoris – oder kurz VY CMa – befindet sich in einer Entfernung von etwa 4.900 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem und gilt als einer der am hellsten leuchtenden Sterne im derzeit untersuchten Universum.

„VY CMa ist kein gewöhnlicher Stern. Es ist einer der größten Sterne, die wir kennen, und er steht nahe am Ende seines Lebens“, so Tomasz Kamiński vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR). Dieser Stern verfügt über den 1.000- bis 2.000-fachen Durchmesser der Sonne und wäre er in unserem Sonnensystem platziert, so würde er fast die Umlaufbahn des Saturn erreichen.

Der Stern setzte im Verlauf der letzten etwa 1.000 Jahre große Mengen an Material frei, welches dabei einen unregelmäßig geformten Nebel aus Staub und Gas bildete. Der somit sichtbar gewordene Reflexionsnebel entstand dadurch, dass die in der freigesetzten Molekülwolke enthaltenen Staubpartikel das Licht des Zentralsterns reflektieren. Die komplexe Struktur dieses Nebels hat die Astronomen schon über Jahrzehnte hinweg vor ein Rätsel gestellt. Allgemein anerkannt ist, dass sich dieser Nebel als Resultat eines Sternwinds gebildet hat. Aber es ist längst nicht verstanden, worauf die sehr unregelmäßige Struktur dieses Nebels zurückgeführt werden kann. Und es ist ebenfalls noch nicht bekannt, welcher physikalische Prozess die von dem Stern ausgehenden Winde ganz allgemein antreibt. Aufgrund welcher Vorgänge bewegt sich das Material von der Sternoberfläche weg und dehnt sich anschließend in den umgebenden Raum aus?

„Das Schicksal von VY CMa wird sein, als Supernova zu explodieren, aber wir wissen nicht genau, wann das tatsächlich stattfinden wird“, so Karl Menten, der Leiter der Forschungsabteilung „Millimeter- und Submillimeter-Astronomie“ am MPIfR.

Durch die Beobachtung des Sterns bei verschiedenen Wellenlängen ergeben sich dabei eine Vielzahl von charakteristischen Einzelinformationen über die in der Umgebung befindlichen atomaren und molekularen Gase und Staubteilchen. Daraus können wiederrum die physikalischen Eigenschaften des beobachteten Objekts abgeleitet werden, denn jedes Atom oder Molekül sendet eine in einer ganzen Anzahl von charakteristischen Linien erkennbare Strahlung aus. Diese stellen eine Art „Strichcode“ dar, mit dessen Hilfe sich die in diesem Nebel enthaltenen Moleküle identifizieren lassen.

„Die Strahlung in kurzen Radiowellenlängen, den sogenannten Submillimeter-Wellen, ist für die Untersuchung von Molekülen und deren Eigenschaften hervorragend geeignet“, so Sandra Brünken von der Universität zu Köln. „Die Identifizierung der Moleküle ist leichter möglich und normalerweise kann man auch eine größere Anzahl von Molekülen beobachten als in anderen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums.“

Im Rahmen ihrer Studie des Sterns VY Canis Majoris gelang es dem Astronomenteam dabei erstmals, Titanoxid und Titandioxid im Bereich der Radiowellenlängen in der unmittelbaren Umgebung des Sterns zu beobachten. Darüber hinaus ist dies das erste Mal überhaupt, dass Titandioxid im Kosmos identifiziert werden konnte. Dieses Molekül ist uns aus dem alltäglichen Leben als Hauptbestandteil des unter Malern als „Titanweiß“ bekannten Weißpigments und ebenso als Zutat von Sonnenschutzmitteln bekannt. Zudem ist es sehr wahrscheinlich, dass Sie Titandioxid schon einmal als Bestandteil Ihrer Nahrung aufgenommen haben, da es zur Färbung von Lebensmitteln benutzt wird (aufgeführt unter der Codenummer „171“).

Theoretische Überlegungen lassen vermuten, dass Sterne – und hierbei speziell Sterne mit einer sehr niedrigen Oberflächentemperatur – Titanoxide in großen Mengen produzieren, welche anschließend durch den Sternwind in weiter außen gelegene Regionen transportiert werden.

„Titanoxide neigen dazu, sich in Form von Staubpartikeln zusammenzuballen, die dann im Optischen oder im Infraroten sichtbar werden“, so Nimesh Patel vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. „Und die katalytische Wirkung von Titandioxid beeinflusst vermutlich die chemischen Prozesse, die auf den Staubkörnern stattfinden“, ergänzt Holger Müller von der Universität zu Köln. „Das ist sehr wichtig für die Entstehung von größeren Molekülen im Weltraum.“

Absorptionsbanden von Titanoxid (kurz „TiO“) im sichtbaren Bereich des Lichtspektrums sind der Wissenschaft dagegen bereits seit mehr als 100 Jahren bekannt. Tatsächlich benutzen die Astronomen diese Linien mittlerweile sogar zur Klassifikation von bestimmten Sterntypen mit niedrigen Oberflächentemperaturen (gemeint sind hierbei Sterne der „Spektralklassen“ „M“ und „S“). Das Pulsationsverhalten von „Mirasternen“, einer bestimmten Gruppe von in einem sehr späten Entwicklungsstadium befindlichen veränderlichen Überriesen-Sternen, wird ebenfalls auf den Einfluss von TiO zurückgeführt.

Die Beobachtungen von Titanoxid und Titandioxid zeigen, dass diese beiden Moleküle in der Umgebung von VY CMa in größerer Menge vorhanden sein müssen, und zwar in Regionen, welche auch mehr oder weniger mit den bisherigen theoretischen Überlegungen übereinstimmen. Es scheint jedoch, dass ein bestimmter Anteil dieser Moleküle keinen Staub bildet, sondern gegenwärtig vielmehr in der Gasphase beobachtet wird. Eine mögliche Erklärung hierfür wäre, dass der Staub in der Vergangenheit in dem umgebenden Nebel zerstört wurde und sich daher derzeit wieder im gasförmigen Aggregatzustand befindet. Ein solches Szenario wird dadurch unterstützt, dass Bestandteile des Sternwindes um VY CMa offenbar miteinander kollidieren.

Die neuen Entdeckungen in Submillimeter-Wellenlängen sind vor allem deshalb von Bedeutung, weil dadurch allgemein der Prozess der Staubentstehung detailliert erforscht werden kann. Bei Beobachtungen im optischen Wellenlängenbereich tritt das Problem auf, dass die von den Molekülen ausgesandte Strahlung an Staubpartikeln in dem umgebenden Nebel gestreut wird und sich daraus ein verschwommenes Bild ergibt. Dieser Effekt kann bei Radiowellen im Submillimeter-Bereich vernachlässigt werden und ermöglicht den Astronomen dadurch wesentlich präzisere Messungen.

Die Entdeckung von Titanoxid und Titandioxid im Spektrum von VY CMa erfolgte mit dem „Submillimeter-Array“ (kurz „SMA“), einem „Radiointerferometer“ auf dem Mauna Kea auf Hawaii/USA. Da dieses Radioteleskop insgesamt acht Einzelantennen miteinander verbindet, welche ein virtuelles Teleskop von 226 Metern Durchmesser ergeben, konnten die Astronomen ihre Messungen mit bislang nicht erreichter Empfindlichkeit und Winkelauflösung durchführen. Eine Bestätigung der neuen Entdeckungen erfolgte später mit dem Plateau-de-Bure-Interferometer (kurz „PdBI“) des IRAM-Instituts in den französischen Alpen.

Erst kürzlich erfolgte am 13. März 2013 die offizielle Inbetriebnahme des „Atacama Large Millimeter/submillimeter Array“ (kurz „ALMA“) durch die Europäische Südsternwarte (ESO). „ALMA wird die Untersuchung von Titanoxiden und weiteren Molekülen in VY CMa bei sogar noch besserer Auflösung ermöglichen“, so Tomasz Kamiński. „Damit lassen unsere Resultate einiges für zukünftige Entdeckungen erwarten.“

Die im Rahmen der Studie von VY Canis Majoris gewonnenen Erkenntnisse wurden kürzlich von Tomasz Kamiński et al. in der Fachzeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ unter dem Titel „Pure rotational Spectra of TiO and TiO₂ in VY Canis Majoris“ publiziert.

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Fachartikel von Tomasz Kamiński et al.:

• Pure rotational Spectra of TiO and TiO₂ in VY Canis Majoris (engl.)

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

Der im Jahr 1780 von dem französischen Astronomen Pierre Méchain entdeckte und im Sternbild Orion gelegene Reflexionsnebel Messier 78 ist etwa 1.600 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 8,3 mag und einer Winkelausdehnung von 8 x 6 Bogenminuten ist er einer der hellsten Reflexionsnebel am nächtlichen Himmel und kann bereits mit kleineren Amateurteleskopen erfolgreich beobachtet werden. Er befindet sich links oberhalb des Sterns Alnitak im „Gürtel“ des Orion.

Als Reflexionsnebel bezeichnen Astronomen ausgedehnte interstellare Staubwolken, welche das Licht benachbarter Sterne reflektieren. Die von den Sternen ausgehende ultraviolette Strahlung ist dabei nicht heiß genug, um den kosmischen Staub wie bei einem Emissionsnebel zu ionisieren und so zum Leuchten anzuregen. Stattdessen wird das Sternenlicht durch die mikroskopisch kleinen Staubpartikel gestreut und reflektiert, wodurch der Nebel selbst überhaupt erst für uns sichtbar wird.

Eine neue, am vergangenen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme der Himmelsregion rund um den Reflexionsnebel Messier 78 zeigt ausgedehnte Staubwolken, welche den Nebel wie eine Perlenschnur durchziehen. Bei diesen Wolken aus Gas und Staub handelt es sich um die Geburtsstätten neuer Sterne.

Im sichtbaren Licht erscheint Messier 78 als ein sogenannter Reflexionsnebel, der schwach bläuliche Farbton ist dafür typisch. Die Reflexion des Sternenlichtes an den Staubpartikeln ist bei Licht mit kürzeren Wellenlängen, also „blauem“ Licht, wesentlich effektiver als bei rotem Licht, welches in längeren Wellenlängenbereichen ausgestrahlt wird.

Die dem Bild zugrunde liegende Aufnahme im sichtbaren Licht wurde mit Beobachtungsdaten des APEX-Radioteleskops überlagert, welche in der nebenstehenden Aufnahme in orangenen Farbtönen dargestellt werden.

Das APEX-Teleskop beobachtet seine Ziele bei merklich größeren Wellenlängen, wodurch das schwache Leuchten der dichten und kalten Staubkonzentrationen sichtbar wird. Einige dieser Strukturen weisen Temperaturen von weniger als minus 250 Grad Celsius auf. Im sichtbaren Licht erscheint der Staub dunkel und verdeckt die dahinter liegenden Objekte. Aus diesem Grund sind Teleskope wie das APEX für Untersuchungen der interstellaren Staubwolken unverzichtbar.

Eine der von APEX beobachteten langgezogenen, filamentartigen Strukturen erscheint im sichtbaren Licht als ein dunkler Streifen, welcher anscheinend quer über Messier 78 verläuft. Offenbar liegt dieses Staubband von der Erde aus gesehen direkt vor dem Reflexionsnebel und verschluckt so das von Messier 78 ausgehende blaues Licht.

Eine weitere in den APEX-Daten deutlich erkennbare Staubregion berührt dagegen den unteren Rand des Nebels. Da sich hier im sichtbaren Licht kein dunkles Staubband zeigt, muss sich diese Staubkonzentration hinter dem sichtbaren Nebel befinden.

Weitere Beobachtungen zeigen, dass aus einigen der dichten Staubkonzentrationen mit hoher Geschwindigkeit Gas ausströmt. Diese Gasströme, so die Interpretation der Astronomen, werden von jungen, noch in der Entstehungsphase befindlichen Sternen ausgestoßen.

Zusätzlich zu Messier 78 befindet sich am oberen Bildrand noch ein weiterer Reflexionsnebel, NGC 2071. Während die Gebiete weiter unten im Bild lediglich junge Sterne mit geringen Massen enthalten, befindet sich im Inneren von NGC 2071 ein deutlich massereicherer Stern. Er verfügt in etwa über die fünffache Masse der Sonne und befindet sich im hellsten Bereich der APEX-Daten.

Die für die Erstellung dieses Bild verwendeten APEX-Beobachtungen wurden unter der Federführung von Thomas Stanke von der ESO, Tom Megeath von der University of Toledo/USA und Amy Stutz vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg durchgeführt.

Das 12 Meter durchmessenden APEX-Teleskop ist ein Gemeinschaftsprojekt des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie (MPIfR), des Weltraumobservatoriums Onsala (Onsala Space Observatory OSO) und der ESO, welche auch für den Betrieb des Teleskops verantwortlich ist. Bei dem Teleskop handelt es sich nicht nur um ein eigenständiges Beobachtungsinstrument, sondern vielmehr auch um einen technologischen Wegbereiter für das ALMA-Teleskop, so die Abkürzung für das „Atacama Large Millimeter/submillimeter Array“ der Europäischen Südsternwarte.

Das APEX basiert auf dem Prototypen einer Antenne für das ALMA-Projekt, welches nach seiner Fertigstellung aus 54 solcher Antennen mit 12 Metern Durchmesser und zusätzlichen 12 Antennen mit sieben Metern Durchmesser bestehen wird. ALMA wird über ein ungleich höheres Auflösungsvermögen als das APEX verfügen. Allerdings wird dafür auch das Gesichtsfeld von ALMA deutlich kleiner ausfallen. Die beiden Teleskope werden sich daher nahezu perfekt ergänzen. APEX, so die Erwartung der Astronomen, wird viele interessante Beobachtungsziele entdecken, welche anschließend durch ALMA im Detail untersucht werden können.

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