Quelle: NASA Webb Mission Team, 20. Januar 2026

Auf dem Bild der NIRCam (Nahinfrarotkamera) des Webb-Teleskops zeichnen sich Säulen ab, die wie Kometen mit langen Schweifen aussehen und den Umfang des inneren Bereichs einer expandierenden Gashülle nachzeichnen. Hier prallen glühende Winde aus schnell strömendem, heißem Gas des sterbenden Sterns auf langsamere, kältere Hüllen aus Staub und Gas, die zu Beginn seiner Lebenszeit abgestoßen wurden, und formen so die bemerkenswerte Struktur des Nebels.

Der ikonische Helixnebel wurde in den fast zwei Jahrhunderten seit seiner Entdeckung von zahlreichen boden- und weltraumgestützten Observatorien abgebildet. Die Nahinfrarotaufnahme des Webb-Teleskops zeigt diese Verdichtungen im Vergleich zu dem eher ätherischen Bild des Hubble-Weltraumteleskops der NASA, während die höhere Auflösung die Schärfe der Aufnahme des außer Dienst gestellten Spitzer-Weltraumteleskops der NASA übertrifft. Darüber hinaus zeigt die neue Nahinfrarotaufnahme den deutlichen Übergang zwischen dem heißesten und dem kühlsten Gas, während sich die Hülle vom zentralen Weißen Zwerg ausdehnt.

Ein gleißend heller Weißer Zwerg, der Überrest des sterbenden Sterns, liegt mitten im Nebel, außerhalb des Bildausschnitts des Webb-Teleskops. Seine intensive Strahlung erhellt das umgebende Gas und erzeugt ein farbenprächtiges Spektrum: heißes, ionisiertes Gas in unmittelbarer Nähe des Weißen Zwergs, kühlerer molekularer Wasserstoff weiter außen und schützende Bereiche, in denen sich in Staubwolken komplexere Moleküle bilden können. Diese Wechselwirkung ist von entscheidender Bedeutung, denn sie liefert das Ausgangsmaterial, aus dem in anderen Sternsystemen eines Tages neue Planeten entstehen könnten.

Auf Webbs Aufnahme des Helixnebels repräsentiert die Farbe die Temperatur und die chemische Zusammensetzung. Ein Hauch von Blau markiert das heißeste Gasfeld, das durch die intensive ultraviolette Strahlung des Weißen Zwergs angeregt wird. Weiter außen kühlt das Gas ab, Bereiche in denen sich Wasserstoffatome zu Molekülen verbinden, sind in gelb dargestellt. An den äußeren Rändern zeichnen die rötlichen Töne das kühlste Material nach, wo das Gas dünner wird und sich Staub bilden kann. Zusammengenommen zeigen die Farben, wie der letzte Atemzug des Sterns sich in die Rohstoffe für neue Welten verwandelt und so den Wissensschatz, den Webb über den Ursprung von Planeten gewonnen hat, erweitert.

Spitzers Untersuchungen des Helixnebels deuteten auf die Bildung komplexerer Moleküle hin, doch Webbs Auflösung zeigt, wie diese in abgeschirmten Bereichen des Nebels entstehen. Achten Sie auf dem Webb-Bild auf dunkle Bereiche inmitten des leuchtenden Oranges und Rots.

Der Helixnebel befindet sich 650 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Wassermann. Aufgrund seiner relativen Nähe zur Erde und seiner Ähnlichkeit mit dem „Auge Saurons“ ist er bei Hobbyastronomen und professionellen Astronomen gleichermaßen beliebt.

Das James-Webb-Weltraumteleskop ist das weltweit führende Weltraumteleskop für die Weltraumforschung. Webb entschlüsselt Geheimnisse unseres Sonnensystems, richtet den Blick auf ferne Welten um andere Sterne und erforscht die geheimnisvollen Strukturen und Ursprünge unseres Universums sowie unseren Platz darin. Webb ist ein internationales Programm unter der Leitung der NASA und ihrer Partner, der ESA (Europäische Weltraumorganisation) und der CSA (Kanadische Weltraumagentur).

Weitere Informationen zu Webb finden Sie unter: https://nasa.gov/webb

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• Planetarische Nebel

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Quelle: Universität Stuttgart 25. Mai 2023.

25. Mai 2023 – Sobald ein Stern die Hauptreihe hinter sich gelassen hat – das längste Stadium der Sternentwicklung, in dem der durch die Kernfusion im Innern des Sterns erzeugte Strahlungsdruck der Schwerkraft die Waage hält – stößt der alternde Stern eine Hülle aus Gas und Plasma ab und ein planetarischer Nebel entsteht. Was in dieser Phase mit einem möglicherweise vorhandenen Planetensystem geschieht, ist allerdings ein Rätsel. Astronomen und Astronominnen wissen im Allgemeinen nicht, ob Planeten jenseits dieses Punktes überleben können bzw. welches Schicksal sie ereilt.
Ein Hinweis hierzu hat nun ein Team um Jonathan Marshall von der Academia Sinica in Taiwan im nahegelegenen Helixnebel gefunden, in dem es neue Daten von SOFIA, dem Stratosphären-Observatoriums für Infrarot-Astronomie und ALMA, dem Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array, zusammen mit Archivdaten der Spitzer- und Herschel-Weltraumobservatorien untersucht hat.

Der Helixnebel ist ein junger planetarischer Nebel, in dem sich glühendes Gas ausbreitet, das von seinem alternden Wirtsstern ausgestoßen wurde. Im Zentrum des Nebels hat sich ein sehr junger Weißer Zwerg gebildet, der allerdings mehr Infrarotstrahlung aussendet als erwartet. Um zu klären, woher diese überschüssige Strahlung kommt, hat Marshall zusammen mit seinem Team zunächst untersucht, woher sie nicht kommen kann:
Kollisionen zwischen kleinen, festen Objekten aus kosmischem Staub, die sich während der Entstehung eines Planetensystems um einen Stern gebildet haben – sogenannte Planetesimale – können diese überschüssige Emission zwar grundsätzlich erzeugen, aber weder SOFIA noch ALMA konnten die dafür erforderlichen großen Staubkörner nachweisen.
Auch haben die Forschenden keine Kohlenmonoxid- oder Siliziummonoxidmoleküle gefunden, die für die Gasscheiben charakteristisch sind, die einen Stern nach seinem Leben auf der Hauptreihe umgeben können.

Zerstörung als Strahlungsquelle
Zusammen mit den Archivdaten grenzen die Beobachtungen von SOFIA und ALMA die verschiedenen Parameter der möglichen infraroten Strahlungsquelle – wie ihre Größe, Struktur und Umlaufbahn – stark ein, so dass nur eine Erklärung übrig bleibt: Staub, der sich bildet, wenn ausgewachsene Planeten bei der Entstehung des planetarischen Nebels zerstört werden und sich in Richtung des Sterns im Zentrum bewegen.

„Nachdem wir die Puzzleteile der Größe und Form der überschüssigen Emission sowie die daraus resultierenden Eigenschaften über die Staubkörner in der Umgebung des Weißen Zwerges zusammen gesetzt hatten, kamen wir zu dem Schluss, dass ein zerstörtes Planetensystem die beste Erklärung für den vorhandenen Infrarotüberschuss des Helixnebels ist“, sagt Jonathan Marshall, der Hauptautor der Studie.

Ein mögliches Szenario wäre die kontinuierliche Zerstörung tausender Kometen pro Jahr durch die intensive Strahlung des Weißen Zwerges. Dies würde den notwendigen Nachschub an Staub erklären, um die gemessene Infrarothelligkeit zu erhalten, welche einer gesamten Staubmasse von 500 Millionen Kometen der Größe von Hale-Bopp entspricht.

Ferninfrarotdaten von SOFIA füllen entscheidende Lücke
Die mit dem HAWC+ Instrument an Bord von SOFIA gemessenen Helligkeiten bei einer Wellenlänge von 54 µm konnten genau die Lücke zwischen den früheren Spitzer- und Herschel-Beobachtungen bei 24 und 70 µm schließen. „Diese Lücke lag genau dort, wo wir den Höhepunkt der Staubemission erwartet haben“, so Marshall. „Es ist wichtig, die Form der Staubemission zu bestimmen, um die Eigenschaften dieser Staubkörner einzugrenzen. Die SOFIA-Beobachtungen haben es uns ermöglicht, unser Verständnis zu verfeinern“.

Obwohl SOFIA nach seinem Betriebsende keine Folgebeobachtungen des Helixnebels mehr durchführen kann, ist diese Studie Teil eines größeren Projekts das darauf abzielt zu verstehen, was mit Planetensystemen geschieht, wenn sich ihr Zentralstern über die Hauptreihe hinaus entwickelt. Marshall und sein Team hoffen, auch andere Sterne in der Spätphase mit ähnlichen Techniken untersuchen zu können.

Originalveröffentlichung:
Evidence for the Disruption of a Planetary System During the Formation of the Helix Nebula , Jonathan P. Marshall et al 2023 AJ 165 22, https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ac9d90.

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• Stratosphären-Observatorium SOFIA

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Quelle: Paul Scherrer Institut (PSI) 27. März 2023.

27. März 2023 – «We are stardust, we are golden. We are billion-year-old carbon.» In ihrem Song Woodstock besangen Crosby, Stills, Nash & Young, woraus auch wir Menschen letztendlich zusammengesetzt sind: aus Sternenstaub. Wer sich in der Astronomie ein wenig auskennt, kann den Text der amerikanischen Kultband bestätigen – die Planeten und wir Menschen bestehen tatsächlich aus dem Staub ausgebrannter Supernovae und aus Milliarden Jahren alten Kohlenstoffverbindungen. Das Weltall ist ein riesiger Reaktor und wer diese Reaktionen versteht, versteht die Geburt und die Entwicklung des Universums – und woher wir kommen.

Ein Rätsel war bisher die Bildung von Fullerenen und deren Derivate im All. Das sind fußball-, schüssel- oder röhrchenförmige Moleküle aus Kohlenstoff, die erstmals in den 1980ern im Labor erzeugt wurden. 2010 fand das Infrarot-Weltraumteleskop Spitzer die C60-Fussballmoleküle, sogenannte Buckyballs, im planetarischen Nebel TC-1. Sie sind damit die größten Moleküle, die bisher im Weltraum außerhalb unseres Sonnensystems nachgewiesen wurden.

Aber wie entstehen sie dort? Ein Team von Forschenden aus Honolulu (USA), Miami (USA) und Tianjin (China) hat nun einen wichtigen Reaktionsschritt bei der Entstehung der Moleküle nachvollzogen – mit tatkräftiger Unterstützung des PSI und der Vakuum-Ultraviolett-Strahllinie der Synchrotron Lichtquelle Schweiz SLS. «Das PSI bietet einzigartige Experimentiermöglichkeiten und deshalb haben wir uns für eine Kooperation mit Patrick Hemberger vom PSI entschieden», sagt Ralf Kaiser von der University von Hawaii in Honolulu, der international führende Forscher auf diesem Gebiet.

Ein Minireaktor für Fullerene
Patrick Hemberger, Wissenschaftler an der VUV-Strahllinie am PSI, hat einen Minireaktor aufgebaut, um die Bildung der Fullerene live beobachten zu können. In einem 1000 Grad Celsius heißen Reaktor wird ein Corannulenylradikal (C₂₀H₉) erzeugt. Dieses Molekül sieht aus wie eine Salatschale, in etwa so, als hätte man eine Schüssel vom C60-Fussballmolekül abgeschnitten. Dieses Radikal ist extrem reaktionsfreudig, wodurch es mit Vinylacetylen (C₄H₄) reagiert, welches am Rand der Schale eine Lage Kohlenstoff andockt. «Würde man diesen Prozess vielfach wiederholen, würde das Molekül zu einer Endkappe eines Nano-Röhrchens anwachsen, was wir durch Computersimulationen zeigen konnten», erklärt Alexander Mebel, Professor für Chemie an der Florida International University und einer der Autoren der Studie. Doch das war nicht das alleinige Ziel der Forschenden. «Wir wollten zeigen, dass diese Art der Reaktion überhaupt möglich ist», ergänzt Ralf Kaiser.

Bei der Reaktion entstehen verschiedene Isomere, das sind Moleküle, die alle die gleiche Masse haben, aber leicht unterschiedliche Strukturen. Mit der üblichen Massenspektrometrie liefern alle diese Varianten das gleiche Signal. Anders bei der Photoelektronen-Photoionen-Koinzidenz-Spektroskopie, die das Team hier verwendet hat. «Dort lässt die Struktur der Messkurve Rückschlüsse auf jedes einzelne Isomer zu», so Patrick Hemberger.

Dem Rätsel klassischer Fußballmoleküle auf der Spur
«Im Universum finden wir einen wilden Zoo aus Molekülen und chemischen Reaktionen – nicht alle lassen sich in den Signalen aus den Teleskopen eindeutig zuordnen», so Ralf Kaiser. Aus Modellen ist bekannt, dass es im All sowohl Corannulenyl als auch Vinylacetylen gibt. Nun konnte bestätigt werden, dass diese Moleküle tatsächlich Bausteine zu Fullerenen bilden. «Deshalb ist das Experiment am PSI so wertvoll für uns.»

Das ist aber mit der erfolgreichen Publikation in Nature Communications nicht abgeschlossen. In weiteren Experimenten wollen die Forschenden verstehen, wie sich im All die klassischen Buckyballs bilden, die fußballförmigen Fullerene mit 60 Kohlenstoffatomen sowie die röhrchenförmigen Nanotubes mit noch mehr Atomen.

(Text: Bernd Müller)

Über das PSI
Das Paul Scherrer Institut PSI entwickelt, baut und betreibt große und komplexe Forschungsanlagen und stellt sie der nationalen und internationalen Forschungsgemeinde zur Verfügung. Eigene Forschungsschwerpunkte sind Zukunftstechnologien, Energie und Klima, Health Innovation und Grundlagen der Natur. Die Ausbildung von jungen Menschen ist ein zentrales Anliegen des PSI. Deshalb sind etwa ein Viertel unserer Mitarbeitenden Postdoktorierende, Doktorierende oder Lernende. Insgesamt beschäftigt das PSI 2200 Mitarbeitende, das damit das größte Forschungsinstitut der Schweiz ist. Das Jahresbudget beträgt rund CHF 400 Mio. Das PSI ist Teil des ETH-Bereichs, dem auch die ETH Zürich und die ETH Lausanne angehören sowie die Forschungsinstitute Eawag, Empa und WSL.

Originalveröffentlichung
Gas Phase Synthesis of the C40 Nano Bowl C₄₀H₁₀
Lotefa B. Tuli, Shane J. Goettl, Andrew M. Turner, A. Hasan Howlader, Patrick Hemberger, Stanislaw F. Wnuk, Tianjian Guo, Alexander M. Mebel, Ralf I. Kaiser
Nature Communications, 18.03.2023
DOI: 10.1038/s41467-023-37058-y
https://www.nature.com/articles/s41467-023-37058-y
pdf: https://www.nature.com/articles/s41467-023-37058-y.pdf

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• Chemie im All

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Quelle: Eberhard Karls Universität Tübingen 26. Oktober 2022.

26. Oktober 2022 – Der leichteste bisher bekannte Neutronenstern steht im Zentrum des Supernovaüberrests HESS J1731-347. Dr. Victor Doroshenko, Dr. Valery Suleimanov, Dr. Gerd Pühlhofer und Professor Andrea Santangelo von der Abteilung Hochenergieastrophysik am Institut für Astronomie und Astrophysik der Universität Tübingen entdeckten das ungewöhnliche Objekt mithilfe von Röntgenteleskopen im All. Nach Berechnungen des Forschungsteams besitzt er nur etwa die Hälfte der Masse eines typischen Neutronensterns. Als Berechnungsgrundlage nutzte es neue Entfernungsmessungen zu einem Begleitstern, den das gleiche Team bereits früher entdeckt hatte. So konnten die Astrophysiker Masse und Radius des Neutronensterns mit bisher unerreichter Genauigkeit angeben. Ihre Studie wurde in der Fachzeitschrift Nature Astronomy veröffentlicht.

Neutronensterne werden geboren, wenn normale Sterne mit großer Masse in der Explosion einer Supernova ‚sterben‘, berichtet Victor Doroshenko, der Hauptautor der Studie. Sie seien extreme Objekte, die sozusagen als Himmelslabore für Studien der physikalischen Grundlagenforschung genutzt werden können. „Neutronensterne weisen noch unbekannte Eigenschaften von Materie auf, sie haben eine viel höhere Dichte als Atomkerne“, sagt der Forscher. Solche Bedingungen könnten in irdischen Laboren nicht nachgebildet werden. „Beobachtungen von Neutronensternen im All mit Röntgen- oder anderen Teleskopen werden uns erlauben, die Rätsel der superdichten Materie zu lösen – zumindest, wenn wir Herausforderungen wie die bei der Beobachtung entstehende Unschärfe bei den Entfernungsmessungen in den Griff bekommen. Genau das ist uns nun gelungen.“

Präzise Berechnungen
Der Neutronenstern im Zentrum des Supernovaüberrests HESS J1731-347 war einer von einer Handvoll von Objekten, die bei Messungen der Gammastrahlung mit den H.E.S.S.-Teleskopen in Namibia entdeckt und anschließend durch Röntgenteleskope aus dem All untersucht wurden, berichtet Doroshenko. „Erst dadurch wurde der sich abkühlende Neutronenstern sichtbar“, setzt Gerd Pühlhofer hinzu. Die Besonderheit dieses Objekts ist, wie das gleiche Forschungsteam bereits früher festgestellt hatte, dass es mit einem weiteren Stern physikalisch verbunden ist. Er beleuchtet die Staubhülle um den Neutronenstern und taucht sie in infrarotes Licht. Der Begleitstern wurde kürzlich durch das Gaia-Weltraumteleskop der Europäischen Raumfahrtagentur beobachtet, was dem Forschungsteam eine akkurate Entfernungsmessung zu beiden Objekten lieferte. Bei der Gaia-Mission wird der Himmel hochgenau dreidimensional optisch durchmustert. „Dadurch konnten wir vorherige Ungenauigkeiten beheben und unsere Modelle verbessern. Masse und Radius des Neutronensterns ließen sich viel genauer bestimmen, als es bisher möglich war“, erklärt Valery Suleimanov aus der Theoretischen Astrophysik.

Noch sei nicht klar, wie sich das ungewöhnliche Objekt gebildet hat. Auch gebe es Zweifel, ob es sich tatsächlich um einen Neutronenstern handelt oder ob das Objekt Kandidat für ein noch viel exotischeres Objekt ist, das aus seltsamer Quark-Materie besteht, sagt Andrea Santangelo und setzt hinzu: „Das ist aktuell der vielversprechendste Quarkstern-Kandidat, den wir bisher kennen, auch wenn seine Eigenschaften mit denen eines ‚normalen‘ Neutronensterns übereinstimmen.“ Doch selbst in dem Fall, dass es sich bei dem Objekt im Zentrum von HESS J1731-347 um einen Neutronenstern handele, bleibe es ein besonders interessantes Objekt. „Es erlaubt uns, den noch unerforschten Teil des Parameterraums in der Masse-Radius-Ebene von Neutronensternen zu untersuchen. So erhalten wir wertvolle Hinweise auf die Zustandsgleichung der dichten Materie, mit der sich ihre Eigenschaften beschreiben lassen“, schließt Santangelo.

Publikation:
Victor Doroshenko, Valery Suleimanov, Gerd Pühlhofer and Andrea Santangelo: A strangely light neutron star within a supernova remnant. Nature Astronomy, 24. Oktober 2022, doi.org/10.1038/s41550-022-01800-1, https://www.nature.com/articles/s41550-022-01800-1.

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• Neutronensterne, Pulsare, Magnetare

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Quelle: Universität Wien 6. Mai 2022.

6. Mai 2022 – Ein Forschungsteam unter Beteiligung von Álvaro Hacar vom Institut für Astrophysik der Universität Wien hat mithilfe von ALMA die Massenverteilung von über 870 planetenbildenden Scheiben in der Orion A-Wolke untersucht und überraschende Ähnlichkeiten gefunden: Demnach nimmt die Staubmasse von planetenbildenden Scheiben nur mit ihrem Alter ab, die chemische Zusammensetzung und Dynamik der Ursprungswolke scheint keine Rolle zu spielen. Für die Analyse der beispiellos großen Stichprobe wurde zudem ein neues Verfahren zur Datenreduktion entwickelt.

Die Frage, wie ähnlich andere Planetensysteme unserem Sonnensystem sind, ist eine der spannendsten der heutigen astronomischen Forschung. Eine aktuelle Studie unter Beteiligung von Astrophysiker*innen der Universität Wien zeigt nun, dass sich Planetensysteme überraschend ähnlich entwickeln.

Für die aktuell im Journal Astronomy & Astrophysics veröffentlichte Studie, wurden über 870 planetenbildende Scheiben untersucht. Den Schlüssel bildete dabei die Scheibenmasse: Rund um junge Sterne bilden sich Scheiben aus Staub und Gas, die sich zu Ringen verdichten; mit der Zeit wachsen Felsbrocken und schließlich Planeten, wodurch dann die Masse der Staub-Gas-Wolke abnimmt.

„Bisher wussten wir jedoch nicht genau, welche Eigenschaften die Entwicklung von Planetenscheiben um junge Sterne dominieren“, sagt Hauptautor Sierk van Terwisga, Wissenschafter am Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg. Um zu untersuchen, wie dieser Prozess verläuft und wovon er beeinflusst wird, wählte das Astronom*innen-Team die Orion A-Wolke, eine große und bekannte Region mit jungen Sternen, die etwa 1.350 Lichtjahre von der Erde entfernt ist. „Die statistische Aussagekraft unserer Aufnahmen von 873 Scheiben um junge Sterne war entscheidend, um kleine Variationen in der Scheibenmasse in Abhängigkeit vom Alter und sogar von den lokalen Umgebungen innerhalb der Orion A-Wolke zu erkennen“, erklärt Álvaro Hacar vom Institut für Astrophysik der Universität Wien.

Hohe Korrelation zwischen Scheibenmasse und Alter
Die neuen Ergebnisse zeigen nun, dass die Scheibenmasse stark vom Alter des Systems aus Stern und Scheibe abhängt – zumindest, wenn die Scheiben nicht äußerlich, beispielsweise von sehr heißen Sternen in ihrer Nähe, beeinflusst werden. Mit anderen Eigenschaften der planetenbildenden Scheiben wie deren chemischer Zusammensetzung oder der Dynamik der Ursprungswolke, aus der die jungen Sterne mit ihren Scheiben hervorgegangen sind, fanden sich keine starken Zusammenhänge; hingegen war die Korrelation zwischen Scheibenmasse und Alter überraschend hoch. „Unsere Ergebnisse deuten also darauf hin, dass sich planetenbildende Scheiben ohne externe Einflüsse in ähnlicher Weise entwickeln“, so Hacar.

Die Stichprobe geht auf frühere Beobachtungen mit dem Spitzer-Weltraumteleskop zurück, über das die Scheiben identifiziert werden konnten. Gemessen wurde die Scheibenmasse dann mithilfe des Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA), das sich in der chilenischen Atacama-Wüste befindet. Für die Studie wurde jede Scheibe bei einer Wellenlänge von 1,2 Millimetern angepeilt: „In diesem Spektralbereich wird der kalte Staub sichtbar, nicht jedoch alle Objekte, die größer als ein paar Millimeter sind – vom Felsbrocken bis zum Planeten. Wir haben daher wirklich nur die Masse gemessen, aus dem sich dann Planeten bilden könnten“, erklärt Hacar.

ALMA besteht aus 66 parabolischen Antennen, die wie ein einziges Teleskop funktionieren. Das Kombinieren und die Kalibrierung der Daten hätte bei einem so großen Datensatz nach dem Standardverfahren Monate gedauert. Daher entwickelte das Team auch ein neues Verfahren zur Datenreduktion, das auf parallelem Rechnen beruht und die Verarbeitungsgeschwindigkeit um den Faktor 900 steigerte. Die Berechnung und Aufbereitung der Daten für die Analyse – für die immerhin 3.000 CPU-Stunden zu leisten waren – konnte so in nur einem Tag bewältigt werden.

Hinweise auf verblüffend ähnliche Planetensysteme
Die Ergebnisse aus der Orion A-Wolke wurden von den Astronom*innen auch mit mehreren anderen Sternenentstehungsgebieten verglichen – und bis auf zwei fanden sich auch dort die starken Zusammenhänge zwischen Scheibenmasse und Alter. Die Studie zeige somit, dass „zumindest innerhalb der nächsten etwa 1.000 Lichtjahre alle Gruppierungen von planetenbildenden Scheiben die gleiche Masseverteilung bei einem bestimmten Alter aufweisen“, so Hauptautor van Terwisga. Das Ergebnis könnte sogar ein Hinweis auf die Entstehung von verblüffend ähnlichen Planetensystemen sein.

In einem nächsten Schritt will das Team mögliche Einflüsse von nahen Sternen im Abstand von einigen Lichtjahren untersuchen. „Die beispiellose Größe unseres Samples öffnet ein neues Fenster zur Untersuchung der Entstehung und Entwicklung ganzer Scheibenpopulationen auf Wolkenskalen“, betont Hacar von der Universität Wien.

Originalpublikation:
S.E. van Terwisga et al., „Survey of Orion Disks with ALMA (SODA). I: Cloud-level demographics of 873 protoplanetary disks“, Astronomy & Astrophysics (2022). DOI: arxiv.org/abs/2202.11057
arXiv: https://arxiv.org/abs/2202.11057
pdf: https://arxiv.org/pdf/2202.11057

Zusätzliche Information
Das Team besteht aus S.E. van Terwisga (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg, Deutschland), A. Hacar (Institut für Astrophysik, Universität Wien, Österreich), E.F. van Dishoeck (Leidener Observatorium, Universität Leiden, Niederlande [LObs]; Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching bei München, Deutschland), R. Oonk (SURF, Leiden, Niederlande; LObs; Niederländisches Institut für Radioastronomie (ASTRON), Dwingeloo, Niederlande), und S. Portegies Zwart (LObs).

Das Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) ist eine Partnerschaft zwischen der Europäischen Südsternwarte (ESO), der U.S. National Science Foundation (NSF) und den National Institutes of Natural Sciences (NINS) von Japan in Zusammenarbeit mit der Republik Chile. ALMA wird von der ESO im Namen ihrer Mitgliedstaaten, von der NSF in Zusammenarbeit mit dem National Research Council of Canada (NRC) und dem National Science Council of Taiwan (NSC) und vom NINS in Zusammenarbeit mit der Academia Sinica (AS) in Taiwan und dem Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI) finanziert.

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• Planetenentstehung

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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• Molekülwolken entdeckt

Der Beitrag Organisches Molekül in interstellarer Molekülwolke erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Hans Lammersen. Quelle: NASA, Sciencedaily.com.

Bei dem nun abgebildeten Planeten handelt es sich um den Gasriesen Kepler-7b. Der Planet selber ist schon seit längerem bekannt und gehört zu den ersten Planeten, die die Raumsonde Kepler entdeckt hat. Kepler-7b umläuft seinen Heimatstern auf einer engen Bahn, nur 0,06 astronomische Einheiten entfernt. Er ist einer der Vertreter der so genannten Hot Jupiter, eine Klasse von Exoplaneten mit einer Masse, die man mit der des Jupiter vergleichen kann, die aber näher an ihrem Gestirn und damit wesentlich heißer sind als der größte Planet unseres Sonnensystems. Der Stern Kepler 7 steht im Sternbild Leier und ist etwa 1000 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Die Karte, die auf der Basis der Beobachtungen der Raumsonde Kepler erstellt werden konnte, zeigte nur einen hellen Lichtschein in der westlichen Hemisphäre des Planeten. Doch dies allein reichte nicht aus, um festzustellen, ob es sich um eine Wolkenformation oder um eine Auswirkung des Muttersterns handelte. Daher mussten die Wissenschaftler rund um Brice-Olivier Demory vom Massachusetts Institute of Technology auch auf Daten der Sonde Spitzer zurückgreifen, die auch Daten im infraroten Bereich sammeln kann. Dadurch wurde es möglich, die Temperatur von Kepler-7b auf einen Bereich zwischen 800 und 1000°C zu schätzen. Das ist aber nun zu wenig, um den Lichtschein hervorzurufen, den Kepler beobachtet hat. Demzufolge ist es wahrscheinlich, dass die Beobachtung auf eine Wolkenschicht auf der westlichen Seite des Planeten zurückzuführen ist. Auf der östlichen Seite hingegen, sie die Atmosphäre klar. Außerdem, so bemerken die Wissenschaftler, sei das Klima auf dem Planeten bemerkenswert stabil.

Die Ergebnisse zu Kepler-7b sind ein weiterer Schritt auf dem Weg zur Beobachtung und Analyse der Atmosphären erdähnlicher Planeten.

Der Originalaufastz bei arxiv.org:

• Understanding Trends Associated with Clouds in Irradiated Exoplanets

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• Exoplaneten
• Direkt beobachtete Exoplaneten

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Schon seit längerem wird vermutet, dass es sich bei etwa fünf Prozent der derzeit etwa 10.000 bekannten erdnahen Objekte (engl. „Near Earth Objects, kurz „NEOs“), nicht um ursprüngliche Asteroiden, sondern vielmehr um die mittlerweile inaktiven Kerne von Kometen handelt. Der vielversprechendste Kandidat für einen solchen „erloschenen“ Kometen ist der am 26. September 1983 entdeckte Asteroid (3552) Don Quixote, welcher sich nicht nur auf einer für einen kurzperiodischen Kometen typischen Umlaufbahn um die Sonne bewegt, sondern der auch eine für einen Kometenkern typische niedrige Albedo von lediglich 0,03 aufweist. Mit einem Durchmesser von durchschnittlich etwa 18,7 Kilometern wird (3552) Don Quixote als der drittgrößte derzeit bekannte erdnahe Asteroid geführt.

Am 22. August 2009 – und somit lediglich 18 Tage vor seiner dichtesten Annäherung an die Sonne während seines Umlaufs um das Zentralgestirn unseres Sonnensystems – wurde (3552) Don Quixote im Rahmen des „ExploreNEOs-Programms“ mehrfach mit der Infrared Array Camera (IRAC) der Weltraumteleskops Spitzer in den Wellenlängenbereichen bei 3,6 und 4,5 Mikrometern abgebildet. Eine erste Auswertung der angefertigten Aufnahmen zeigte, dass der Asteroid auf einigen der Bilder deutlich heller erschien als eigentlich erwartet.

Die Aufnahmen fanden zunächst keine weitere Beachtung. Erst bei einer später erfolgenden eingehenden Begutachtung offenbarten sich unerwartete Einzelheiten: Die im Bereich von 4,5 Mikrometern angefertigten Bilder zeigten, dass der Asteroid anscheinend von einer „Wolke“ umgeben war. Im Bereich von 3,6 Mikrometern war diese Struktur dagegen nicht erkennbar.

Durch verschiedene sorgfältige Überprüfungen ihrer Daten konnten die an der Auswertung der Aufnahmen beteiligten Wissenschaftler schließlich sicherstellen, dass es sich bei der beobachteten Struktur nicht etwa um einen Abbildungsfehler der IRAC-Kamera, um Bildartefakte oder um die Einflüsse von Streulicht handelt, welches von einem nahe gelegenen Hintergrundstern ausgeht.

Nach dem Ausschluss dieser potentiellen Fehlerquellen und weiteren Überprüfungen sind sich die Wissenschaftler sicher, dass es sich hier vielmehr um eine Struktur handelt, welche wirklich in einem direkten Zusammenhang mit dem Objekt (3552) Don Quixote steht. Aller Wahrscheinlichkeit nach handelt es sich um die Emissionen von Kohlendioxid, welches aufgrund der Sonnennähe und der damit verbundenen erhöhten Umgebungstemperaturen zum Beobachtungszeitpunkt von Don Quixote freigesetzt wurde. Das freigesetzte Kohlendioxid bildete dabei eine schwache Koma und sogar einen kaum erkennbaren Schweif aus. Gestützt wird diese Vermutung dadurch, dass die Emissionen des Kohlendioxids lediglich im Wellenlängenbereich von 4,5 Mikrometern nachgewiesen werden konnten.

Die würde bedeuten, dass es sich bei dem bisher als Asteroid klassifizierten Objekt (3552) Don Quixote nicht etwa um einen mittlerweile inaktiven, sondern vielmehr um einen immer noch – wenn auch nur schwach – aktiven Kometen handelt. Laut der Einschätzung der beteiligten Wissenschaftler müsste der Himmelskörper demzufolge über beträchtliche Mengen an Kohlendioxidablagerungen und sehr wahrscheinlich auch Wassereis verfügen.

„Diese Entdeckung konnte nur mit dem empfindlichen Infrarot-Teleskop Spitzer erreicht werden. Teleskope auf der Erde reichen dafür nicht aus“, so Michael Mommert von der Northern Arizona University (NAU), welcher die entsprechende Forschungsarbeit als Doktorand am Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) durchführte.

Ähnlich wie Don Quixote könnten auch weitere vermeintlich tote erdnahe Kometen noch Kohlendioxid und Wassereis mit sich tragen. „Mit den Beobachtungen im Infrarotbereich wissen wir jetzt, dass es sich lohnt, weitere Objekte im Weltraum mit dieser Methode zu untersuchen“, so der Asteroidenforscher Prof. Alan Harris vom DLR, der ebenfalls an dieser Studie beteiligt war.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurde am heutigen Tag auf dem European Planetary Science Congress 2013, einer gegenwärtig in London stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

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• Erdnahe Asteroiden (NEOs)

EPSC 2013:

• Cometary Activity in Near-Earth Asteroid (3552) Don Quixote (engl.)

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Ein Beitrag von Michael Clormann. Quelle: NASA, JPL, Raumcon, University of Maryland.

Komet C/2012 S1, nach dem International Scientific Optical Network auch ISON genannt, wurde erst am 21. September 2012 von einem Team russischer und belarussischer Amateurastronomen mit einem bodengestützten Teleskop entdeckt. Zu diesem Zeitpunkt befand sich der Himmelskörper noch 6,29 Astronomische Einheiten (1 AE entspricht der Distanz Sonne-Erde) von der Sonne entfernt, und offenbarte sich erstmals durch die dann beginnende Ausbildung einer Koma und des charakteristischen Kometenschweifs.

Dies ist zurückzuführen auf den klassischen Aufbau von Kometen, die sowohl aus Staub, zum großen Teil aber eben auch aus Eis bestehen. Verschiedene ihrer gefrorenen Bestandteile, etwa Kohlenstoffdioxid, beginnen bereits bei sehr niedrigen Temperaturen in den gasförmigen Zustand zu sublimieren. Zusammen mit ihnen lösen sich erhebliche Mengen an Staub, die den Hauptteil des sichtbaren Schweifs bilden. Gegenwärtig, in gut 3 AE Sonnenentfernung, verliert der knapp 5 Kilometer durchmessende Komet ISON durch diesen Vorgang etwa 1.000 Tonnen Kohlenstoffdioxid und 54.000 Tonnen staubartiges Material pro Tag. In größerer Sonnennähe wird der Anteil ausgasenden Materials, dann vor allem auch Wassereis, beträchtlich steigen und die Leuchtkraft des Kometen erhöhen. Während er im Moment seiner Entdeckung mit einer scheinbaren Helligkeit von +18,8 mag äußerst lichtschwach erschien, wird ISON in entsprechender Nähe zum Zentrum des Sonnensystems mit dem bloßen Auge am Himmel sichtbar sein.

Nach einer ersten Untersuchung Ende letzten Jahres deutete sich schon an, dass ISON ein potentiell gleichermaßen wissenschaftlich aufschlussreiches, wie auch für Laien spektakuläres astronomisches Phänomen darstellt. Aus der Oort’schen Wolke stammend, befindet er sich seit etwa 10.000 Jahren auf seiner ersten und gleichzeitig letzten Reise in unsere Gefilde des Sonnensystems. Seine günstige Flugbahn lässt dabei auf neue Erkenntnisse über die Entstehung des Planetensystems aus einer protoplanetaren Scheibe vor etwa 4,5 Milliarden Jahren hoffen. Die Eis-Staub-Körper der Oort’schen Wolke, die sich in etwa 10.000 bis 100.000 AE Distanz sphärisch um das Zentrum des Sonnensystems bewegt, werden, ihrer „konservierten“ Zusammensetzung und Struktur wegen, als höchst aufschlussreich für diese frühe Periode der Formung der Planeten betrachtet.

Das US-amerikanische Infrarot-Weltraumteleskop Spitzer, seit 2009 im verlängerten Betrieb mit reduziertem Instrumentenarsenal, konnte Mitte Juni durch seine Aufnahmen diese Erwartungen an ISON nochmals bestätigen: Flugbahn und Eigenschaften des Kometen lassen eine gute wissenschaftliche Verwertbarkeit vermuten. Zuvor hatten etwa auch schon Daten der Teleskope Hubble und Swift, sowie der Kometensonde Deep Impact/EPOXI diese Hoffnung genährt.

Am 1. Oktober wird ISON zunächst den Mars in einer Entfernung von 0,072 AE relativ nah passieren, bevor er am 28. November das Perihel seiner Flugbahn erreicht. Nur 0,012 AE werden ihn dann noch vom Zentrum unseres Sterns trennen. Dies entspricht etwa 1,1 Millionen Kilometern Abstand zur Oberfläche der Sonne – weniger als der Durchmesser unseres Zentralgestirns! Die immense Strahlungsintensität und die intensiven Gezeitenkräfte könnten ISON nahe diesem Punkt zerbrechen lassen. Am zweiten Weihnachtsfeiertag schließlich wird der Komet, oder seine Bruchstücke, die größte Erdannäherung erreichen. Mit 0,429 AE, fast der halben Distanz Sonne-Erde, bleibt der Himmelskörper dabei jedoch auf erheblichem Abstand zu unserem Heimatplaneten und ermöglicht ungefährdete Beobachtung in den Monaten November und Dezember.

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• C/2012 S1 (ISON)
• Kometen

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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

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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 Thomas Weyrauch. Quelle: NASA/JPL/UCI.

Lange gab es keine plausible Erklärung für das infrarote Hintergrundleuchten. Jetzt gibt es deutliche Hinweise darauf, dass die Strahlung von Sternen stammt, die in den weiten Räumen zwischen derzeit beobachtbaren Galaxien vorkommen. Diese Sterne sind jeweils für sich genommen zu lichtschwach, als dass sie sich heute beobachten ließen. Die Summe der von ihnen ausgestrahlten Lichtquanten macht sich nichts desto trotz bemerkbar, glauben Forscher von der Universität Kalifornien in Irvine (UCI).

Die neu entwickelten Überlegungen zur Quelle des infraroten Hintergrundleuchtens widersprechen einem anderen Erklärungsmodel, welches man nach Beobachtungen mit Hilfe von Spitzer früher angedacht hatte. Im Juni 2012 hatte eine Gruppe von Wissenschaftlern vom Goddard-Zentrum für Weltraumflug (GSFC) der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtagentur (NASA) postuliert, dass das in Bildern von Spitzer festgehaltene infrarote Leuchten seinen Ursprung in sehr alten Sternen und Galaxien hat, die sehr früh in der Geschichte des Universums entstanden.

Die Arbeitsgruppe der Universität Kalifornien widmete sich einem größeren Himmelsausschnitt, der als Bootes field bezeichnet wird (bzw. als Sternbild Bärenhüter), und etwa die Ausdehnung besitzt, die ein Gebiet hätte, das hinter rund 50 von der Erde aus betrachteten Vollmonden läge. Die Untersuchung dieses Himmelsausschnitts erfolgte zwar nicht mit der gleichen Empfindlichkeit, wie sie die Wissenschaftler vom GSFC einsetzten, erlaubte es auf Grund des deutlich größeren Untersuchungsgebietes jedoch, die Spuren infraroten Lichtes nachhaltiger zu analysieren.

Rund 250 Stunden richteten die Kalifornier Spitzer auf das Bootes field, weil man das infrarote Hintergrundleuchten intensiv studieren wollte, um die zentrale, herausfordernde Frage nach der Ursache des Leuchtens vielleicht beantworten zu können.

Mittlerweile ist die Arbeitsgruppe aus Kalifornien davon überzeugt, dass Auftreten und Verteilung des infraroten Hintergrundleuchtens nicht zu den Theorien und Computersimulationen hinsichtlich sehr alter Sterne und Galaxien passt. Gegen die alten Objekte als Quelle des Leuchtens spricht, dass es dafür dann doch schlicht zu hell ist. In der Frühzeit des Universums gab es nach derzeitigem Stand einfach nicht genug bzw. nicht ausreichend große Galaxien, um die beobachtete Leuchtkraft zu erzeugen. Das infrarote Hintergrundleuchten führen die Kalifornier jetzt auf Licht zurück, das von Sternen zwischen Galaxien und Galaxienhaufen kommt.

Für das Vorhandensein diffus verteilter Einzelsterne sprechen zwei Phänomene: Zunächst kollidierten und verschmolzen in der Frühzeit der Entwicklung unseres Universums Galaxien und gewannen so an Masse. Dabei sorgten starke gravitative Kräfte dafür, dass Einzelbereiche mit einigen Sternen aus dem Verbund der Galaxie herausgerissen und in den Raum geschleudert wurden. Außerdem wuchsen Galaxien beim Verschlucken von Zwerggalaxien, ein chaotischer Prozess, der ebenfalls streunende Einzelsterne hervorbringen kann.

Dass das infraroten Hintergrundleuchten zu einem wesentlichen Anteil von im Universum verteilten Einzelsternen verursacht wird, können Beobachtungen des neuen James Webb Space Telescope (JWST) möglicherweise bestätigen. Dem US-amerikanischen Weltraumteleskop wird es, befindet es sich erst einmal im Weltraum, möglich sein, die ältesten Sterne und Galaxien im Universum und die in den Räumen zwischen nahe gelegenen Galaxien befindlichen Einzelsterne direkt zu beobachten. Dadurch sollte die unmittelbare Aufklärung der Ursache des infraroten Hintergrundleuchtens möglich sein.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, Wikipedia.

Einer der bekanntesten Emissionsnebel am nördlichen Sternenhimmel ist der Nordamerikanebel im Sternbild Schwan, welcher aufgrund seiner guten Sichtbarkeit und der Detailfülle auch ein beliebtes Fotoobjekt für Amateurastronomen darstellt. Seinen Namen erhielt NGC 7000, so seine Fachbezeichnung im „New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars“, aufgrund seiner Form, welche an eine Landkarte des nordamerikanischen Kontinents erinnert. Besonders auffällig ist dabei eine gewisse Ähnlichkeit seiner Umrisse mit dem Golf von Mexiko.

Tatsächlich ist NGC 7000 eine etwa 1.800 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernte Gaswolke aus ionisiertem Wasserstoff, welche im sichtbaren Licht über eine Winkelausdehnung von 120 x 100 Bogenminuten verfügt. Auf lang belichteten Aufnahmen erscheint der Nebel in einer tiefroten Farbe. Entdeckt wurde der Nebel im Jahr 1891 auf Fotoaufnahmen, welche von dem Astronomen Max Wolf aus Heidelberg angefertigt wurden.

NGC 7000 wurde jetzt von einem Astronomenteam um Louisa Rebull vom California Institute of Technology in Pasadena in vier verschiedenen infraroten Wellenbereichen abgelichtet. Die Astronomen verwendeten dazu das Weltraumteleskop Spitzer. Bereits auf den ersten Blick zeigte sich, dass die im sichtbaren Licht so markante Gestalt im infraroten Wellenbereich kaum noch zu erkennen ist. „Es ist aufregend zu sehen, wie sehr sich diese Bilder von den Aufnahmen im sichtbaren Bereich unterscheiden und wieviel mehr wir im Infrarotbereich sehen können“, so Louisa Rebull. „Die Spitzer-Aufnahmen enthüllen uns eine Vielzahl von Details, welche den Staub und die jungen Sterne in dem Nebel zeigen.“

Möglich ist dies, da das Spitzer-Teleskop nicht im sichtbaren, sondern im Infrarotbereich arbeitet und so die von dieser Region ausgehende Wärmestrahlung registriert. Insgesamt entdeckten die Astronomen auf den Aufnahmen mehr als 2.000 bislang unbekannte junge Sterne in der Region, welche sich in unterschiedlichen Stadien ihrer Entwicklung befinden.
Bislang waren in dieser Region nur etwa 200 junge Sterne bekannt. Erst durch die Infrarotsensoren des Weltraumteleskops konnten die neu entdeckten Sterne durch deren Wärmestrahlung sichtbar gemacht werden. Viele dieser Sterne sind von dichten Scheiben aus Gas und Staub umgeben, so dass sie im sichtbaren Licht nicht erkennbar sind. Die Astronomen hoffen, durch die Identifizierung weiterer Sterne in dieser Region die bisher eher vage Entfernungsangabe von 1.800 Lichtjahren noch weiter verfeinern zu können.

Der Nordamerikanebel verdankt sein auffälliges Leuchten im sichtbaren Licht der Existenz von jungen und relativ massereichen Sternen. Sie strahlen im energiereichen ultravioletten Wellenbereich so intensiv, dass sie den im Inneren des Nebels vorhandenen Wasserstoff teilweise ionisieren und zum Aussenden einer sichtbaren Lichtstrahlung, der sogenannten H-alpha-Strahlung, anregen.

Derzeit ist allerdings noch nicht geklärt, welche Sterne im Bereich des Nordamerikanebels für die Erzeugung der H-alpha-Strahlung verantwortlich sind. Die Astronomen vermuten aufgrund der Spitzer-Aufnahmen, dass sich diese Sterne im Bereich des „Golf von Mexiko“ hinter dichten Konzentrationen von Gas und Staub verbergen. Speziell im Bereich der infraroten Wellenlänge von 24 Mikrometern zeigt sich, dass der Nebel aus dieser Region heraus intensiv beleuchtet wird. Dabei, so die Aussage der Astronomen, wird die Strahlung von den Staubkonzentrationen reflektiert.
Für die Erstellung der Aufnahmen wurden die Infrared Array Camera (IRAC), welche vier Kanäle mit verschiedenen Wellenlängen simultan verwendete, und das Multiband Imaging Photometer (MIPS) des Weltraumteleskops eingesetzt. Blau repräsentiert dabei die Strahlung bei Wellenlängen von 3,6 und 4,5 Mikrometern, Grün steht für 8 Mikrometer und Rot für 24 Mikrometer. Die Beobachtungen des Nordamerikanebels wurden durchgeführt, bevor dem Weltraumteleskop Mitte Mai 2009 das zur Kühlung der Instrumente eingesetzte Helium ausging. Mittlerweile können nur noch Beobachtungen in den Wellenbereichen von 3,6 und 4,5 Mikrometern durchgeführt werden. Die NASA hofft trotzdem, das Weltraumteleskop noch bis zum Jahr 2014 nutzen zu können.

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• SPITZER ist Spitze
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• Planetarische Nebel

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Ein Beitrag von Thomas Hofstätter. Quelle: Hubblesite.

Das Bild besteht aus Aufnahmen der Teleskope Hubble (gold, braun), Chandra (blau) und Spitzer (rot). Es zeigt die kollidierenden Antennen-Galaxien, die ihren Namen von den durch die Kollision entstandenen langen Armen bekommen haben. Diese entstanden durch die hohen Gezeitenkräfte während der Kollision.

Die Kollision begann vor etwa 100 Millionen Jahren und dauert bis heute an. Die hervorgerufene große Sternentstehungsrate führt zur Bildung zahlreicher neuer Sterne, die jetzt teilweise schon am Ende ihres Lebens angelangt sind und ihre Hüllen als Novae oder Supernovae abstoßen.

Die blau eingefärbten Aufnahmen des Chandra-Weltraumteleskops zeigen die Überreste der Supanovae. Das Gas besteht hauptsächlich aus Sauerstoff, Eisen, Magnesium und Silizium. Aus ihm werden in astronomisch gesehen näherer Zukunft neue Sterne und Planeten gebildet.

Die roten Spitzer-Aufnahmen zeigen von Sternen erhitztes Gas. Besonders dicht und heiß ausgeprägt ist dieses im Überlappungsbereich der Galaxien.

Aufgenommen wurden die Bilder wie folgt:

• Chandra: Dezember 1999
• Hubble: Juli 2004, Februar 2005
• Spitzer: Dezember 2003

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Ein Beitrag von Thomas Hofstätter. Quelle: NASA/JPL.

Möglich wurden die Beobachtungen nur aufgrund des feinfühligen Infrarotsensors des Spitzer-Weltraumteleskops (vor Ausgehen des Kühlmittels), das den Hintergrund der Milchstraße abbilden kann. Die entstehenden Sterne erzeugen daher Schatten auf den Aufnahmen. Darin lassen sich Form und Größe der Entstehungsregion ausmachen. Eine Neuerung hierbei ist, dass die Aufnahmen nicht mehr im langwelligen Infrarotbereich gemacht wurden. Daher war eine höhere Auflösung der Bilder möglich.

Eine große Frage, die derzeit die Wissenschaft beschäftigt, ist, wie sich Doppelsternsysteme bilden. Generell stehen der Wissenschaft derzeit zwei Varianten zur Verfügung:

• Beide Sterne entstehen aus separaten Gaswolken, also aus zwei verschiedenen Kernen.
• Die Sterne entstehen gemeinsam in einer Gaswolke und umkreisen sich in kurzer Entfernung.

Wissenschaftler nehmen derzeit an, dass beide Varianten in der Milchstraße vorkommen. Großräumigere Doppelsternsysteme entstehen demnach aus separaten Gaswolken, engere aus einer großen Gaswolke. Untersuchungen von NASAs Spitzer-Weltraumteleskop betrafen kürzlich in der Entstehung befindliche Systeme von Doppelsternen. Dabei kann im Infraroten der dichte Bereich der Gaswolke beobachtet werden, in dem sich die Sterne entwickeln. Dabei wurden bei allen 20 Sternen asymmetrische Formen festgestellt, die auf Doppelsternsysteme hinweisen.
Frühere Computersimulationen zeigten, dass bei solchen Formen Doppelsternsysteme entstehen. Direkte Beobachtungen oder Beweise gab es dafür bis jetzt aber nicht. Die jetzt vorliegenden Beobachtungen hatten eigentlich nicht das Ziel, dieses Szenario zu beweisen. Das Team der Wissenschaftler war daher überrascht, nur asymmetrische Formen von Materieverdichtungen zu finden. Weitere Untersuchungen mit Radioteleskopen laufen gerade und werden demnächst Ergebnisse liefern.

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