Beitrag von Anna-Janina Stöhr, Quellen: Wikimedia, NASA, ESA. Oxford Academic, Astronomy Astrophysics, ALMA,10. Dezember 2025.

Die Antennengalaxien: Ein herzförmiger Tanz

Ein besonders spektakulärer Anblick in den Tiefen des Weltalls ist die Kollision der Galaxien NGC 4038 und NGC 4039, den sogenannten Antennengalaxien. Diese zwei ehemals separaten Spiralgalaxien befinden sich im Sternbild Rabe, mitten in einem Verschmelzungsprozess.

Ihre Schwerkraft verformt sie zu langen, leuchtenden Bögen aus Sternen und Gas, den „Antennen“.  Aus der richtigen Perspektive bilden die beiden Galaxien die Form eines leuchtenden Herzens. Dieser Prozess begann vor wenigen hundert Millionen Jahren. Dadurch sind die Antennen eines der nächsten und auch jüngsten Beispiele für Galaxien, die miteinander kollidieren. Durch die Verschmelzung bilden sich Millionen von neuen Sternen, die sich hauptsächlich in Sternhaufen befinden. Die gravitativen Kräfte der Galaxien ziehen Gas und Staub gewaltsam durcheinander, sodass die Gaswolken stark komprimiert werden. Durch diese Kompression erreichen die Wolken eine höhere Dichte, beginnen unter ihrer eigenen Schwerkraft zu kollabieren und bilden dabei neue Sterne. Zusätzlich stoßen während der Kollision auch einzelne Gaswolken zusammen, was den Druck weiter erhöht und besonders viele massive, junge Sterne entstehen lässt.

Auf diesem Bild ist die turbulente Verschmelzung besser zu sehen. Leuchtende, pinke und rote Gaswolken umgeben helle blaue Regionen, in denen massenhaft junge Sterne entstehen, teilweise verdeckt von dunklen Staubbändern. Die Sternentstehungsrate ist so hoch, dass das System als Starburst-Galaxie gilt. Das beschreibt einen Zustand, bei dem eine Galaxie in einer relativ kurzen Phase extrem intensiver Sternentstehung durchläuft, so stark, dass sie ihren verfügbaren Gasvorrat wesentlich schneller verbrauchen würde als eine normale Galaxie. Diese Phase kann jedoch nicht ewig anhalten. Schließlich werden die Kerne der beiden Galaxien verschmelzen und sich zu einer einzigen großen elliptischen Galaxie vereinen.

Wie die NASA im Hubble Heritage Project erklärt, könnte der kosmische Tanz der Antennengalaxien eine Vorschau auf das Schicksal unserer Milchstraße sein, wenn sie eines Tages mit der Andromeda-Galaxie kollidiert – glücklicherweise erst in einigen Milliarden Jahren.

Nachdem die Reise in Teil 1 zu zwei romantischen Nebeln ging und in Teil 2 die Kollision zweier Galaxien betrachtet wurde, wird es in Teil 3 der Serie mit einem der schönsten Planeten weitergehen.

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• Astrophilie: Über die Romantik des Weltraums

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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• Starburstgalaxien

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 25. August 2022.

25. August 2022 – Ähnliche Entwicklungsmuster waren zuvor bereits in den Zentren anderer Galaxien festgestellt worden. Die Ergebnisse zeigen auch, dass die meisten Sterne in dieser Region nicht in eng gebundenen, massereichen Haufen entstanden sind, sondern in lockeren Sternassoziationen, deren Mitgliedssterne längst getrennte Wege gegangen sind. Die Ergebnisse wurden in Nature Astronomy veröffentlicht.

In der zentralen Region der Milchstraße sind die Sterne deutlich dichter gedrängt als in anderen Bereichen unserer Galaxie. Astronom*innen hegen bereits länger die Hoffnung, diese Regionen unserer Heimatgalaxie als eine Art Labor zur Untersuchung besonders schneller und produktiver Sternentstehung nutzen zu können – eines Phänomens, das in zahlreichen anderen Galaxien auftritt, insbesondere in den ersten Milliarden Jahren der kosmischen Geschichte. Bislang stand dem allerdings entgegen, dass es gerade aufgrund der großen Anzahl von Sternen im galaktischen Zentrum schwierig ist, jene Sterne systematisch zu untersuchen.

Eine neue Analyse auf der Grundlage einer hochauflösenden Infrarotdurchmusterung, die jetzt in der Fachzeitschrift Nature Astronomy veröffentlicht wurde, liefert nun eine erste repräsentative Rekonstruktion der Sternentstehungsgeschichte in der galaktischen Zentralregion. Sie zeigt außerdem, dass die meisten jungen Sterne im galaktischen Zentrum nicht in massereichen, durch die gegenseitige Schwerkraft eng gebundenen Sternhaufen entstanden sein dürften, sondern in deutlich weniger stark gebundenen Sternassoziationen, deren Sterne sich im Laufe der vergangenen Millionen von Jahren zerstreut haben.

Produktive und unproduktive Galaxien
Unsere Milchstraße ist keine sehr produktive Galaxie. Die neuen Sterne, die in einem Jahr in unserer Heimatgalaxie entstehen, machen zusammengenommen nicht mehr als ein paar Sonnenmassen aus. Sogenannte „Starburst-Galaxien“ sind deutlich effektiver: Während kurzer Episoden, die nur einige Millionen Jahre dauern, entstehen jedes Jahr Dutzende oder gar Hunderte von Sonnenmassen an neuen Sternen! Vor zehn Milliarden Jahren scheint diese Art von hoher Aktivität der Sternentstehung, bei der jedes Jahr Dutzende von Sonnenmassen an neuen Sternen produziert werden, sogar die Norm für Galaxien gewesen zu sein.

Für Astronom*innen ist unsere Milchstraße nicht nur für sich genommen interessant, sondern immer auch ein Werkzeug, mit dessen Hilfe sich etwas über die Eigenschaften von Galaxien im Allgemeinen lernen lässt. Schließlich ist die Milchstraße die einzige Galaxie, die wir aus unmittelbarer Nähe untersuchen können! In Anbetracht der geringen Sternentstehungsaktivität unserer Heimatgalaxie könnte man meinen, dass sie uns allerdings nicht beim besseren Verständnis von Starbursts und anderen Phasen hochproduktiver Sternentstehung helfen kann. Das wäre aber ein Fehlschluss: In den zentralen Regionen der Milchstraße, bis zu Abständen von rund 1300 Lichtjahren vom zentralen Schwarzen Loch unserer Galaxie, waren die Sternentstehungsraten in den letzten 100 Millionen Jahren zehnmal höher als im Durchschnitt. Die Kernregion unserer Galaxie ist so produktiv wie eine Starburst-Galaxie oder wie die hyperproduktiven Galaxien von vor zehn Milliarden Jahren.

Herausforderungen bei der Beobachtung der galaktischen Zentralregionen
Allerdings ist es gar nicht so einfach, diese Zentralregionen genauer zu untersuchen. Zunächst einmal sind sie von der Erde aus gesehen hinter großen Mengen von Staub verborgen. Doch zumindest dieses Problem lässt sich leicht lösen, wenn man die Beobachtungen mit Infrarot-, Millimeterwellen- oder Radiostrahlung durchführt. Mit dem Licht solcher Wellenlängen kann man durch Staubwolken weitgehend hindurchschauen. So haben die Gruppen von Andrea Ghez und Reinhard Genzel ihre nobelpreisgekrönten Beobachtungen von Sternen durchgeführt, die das zentrale Schwarze Loch unserer Galaxie umkreisen (Nahinfrarotbeobachtungen), und so hat die Event Horizon Collaboration das erste Bild des Schattens des zentralen Schwarzen Lochs unserer Galaxie erstellt (Beobachtungen mit Millimeterwellen bei 1,3 mm).

Allerdings ist das nicht das einzige Problem. Gerade weil die Sterne im galaktischen Zentrum so dicht gedrängt sind, sind systematische Untersuchungen an jenen Sternen eine Herausforderung. Es ist nämlich alles andere als einfach, in so einer dichtgedrängten Menge überhaupt einen Stern vom nächsten zu unterscheiden! Einzige Ausnahme sind vereinzelte, sehr helle Riesensterne, die besonders leuchtstark sind, auf diese Weise aus der Masse herausragen und daher vergleichsweise leicht vom Rest zu unterscheiden sind.

Das Problem, in diesem Gewimmel einzelne Sterne zu studieren, beschäftigt die Astronom*innen bereits seit einigen Jahren. Dass es in jenen Regionen in den letzten ein bis zehn Millionen Jahren hochproduktive Sternentstehung gegeben hat, steht außer Frage – das Vorhandensein von Wasserstoffgas, das durch UV-Licht von heißen, jungen Sternen in seine Bestandteile aufgespalten (ionisiert) wird, sowie Röntgenstrahlung, die für bestimmte Arten von jungen, sehr massereichen Sternen charakteristisch ist, belegen dies. Aber die Frage „…wo sind dann die resultierenden jungen Sterne?“ blieb offen. Vor der hier beschriebenen neuen Analyse hatten die Astronom*innen nur rund 10 % der erwarteten Gesamtsternmasse im galaktischen Zentrum gefunden – in zwei massereichen Sternhaufen sowie in Form einiger isolierter junger Sterne. Wo waren all die anderen Sterne, und welche Eigenschaften hatten sie?

Millionen von Sterndaten aus einer detaillierten Durchmusterung
Das war die Ausgangsfrage für die Autor*innen des jetzt neu veröffentlichten Artikels. Francisco Nogueras-Lara, unabhängiger Humboldt-Forschungsstipendiat in der Lise-Meitner-Gruppe von Nadine Neumayer am Max-Planck-Institut für Astronomie, und ihr Kollege Rainer Schödel vom Instituto de Astrofísica de Andalucía in Granada, Spanien, waren dabei in einer besonders guten Ausgangsposition für die Suche nach den fehlenden jungen Sternen im galaktischen Zentrum: Schödel ist Leiter (Principal Investigator, PI) von GALACTICNUCLEUS. Im Rahmen dieser Durchmusterung wurden mit der Infrarotkamera HAWK-I am Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte fast 150 Bilder (in den Infrarotbändern J, H und Ks) von der Zentralregion der Milchstraße angefertigt. Die Bilder decken insgesamt ein Gebiet von 64.000 Quadratlichtjahren rund um das galaktische Zentrum ab.

Unter der Leitung von Nogueras-Lara begann dann die Suche nach den fehlenden jungen Sternen. Um einzelne Sterne in einer solcherart überfüllten Himmelsregion zu identifizieren, ist eine hohe Auflösung erforderlich – eine besonders gute Fähigkeit, kleine Details am Himmel zu erkennen und auseinanderhalten zu können. Jedes der vier VLT-Teleskope besitzt einen 8-Meter-Spiegel. Mit sogenannter holografische Bildgebung – dabei werden mehrere kurz belichtete Bilder in geeigneter Weise kombiniert, um die Unschärfeeffekte der Erdatmosphäre auszugleichen – gelang es im Rahmen der Durchmusterung, die Zielregion viel feiner als je zuvor zu kartieren (mit einer Auflösung von 0,2 Bogensekunden). Wo zuvor nur eine Handvoll Sterne kartiert werden konnte, lieferte GALACTICNUCLEUS individuelle Daten für 3 Millionen.

Eigenschaften der Sterne im galaktischen Zentrum
Als sich die Forscher*innen (Falschfarben-)Bilder der GALACTICNUCLEUS-Durchmusterung anschauten, fiel ihnen sofort die als Sagittarius B1 bekannte Region im galaktischen Zentrum ins Auge. Diese Region enthält wesentlich mehr junge Sterne, die das umgebende Gas ionisieren, als andere Regionen – das ist auf Bildern der Region deutlich zu erkennen. Diese Besonderheit der Region kam nicht überraschend. Frühere Beobachtungen, insbesondere von Licht, das charakteristisch für Wasserstoffgas ist, was von heißen Sternen ionisiert wird, hatten das bereits gezeigt. Aber mit den hochaufgelösten GALACTICNUCLEUS-Daten waren Nogueras-Lara und seine Kolleg*innen nun erstmals in der Lage, die Sterne in dieser Region im Detail zu untersuchen.

Selbst mit ihrer hochauflösenden Durchmusterung konnten die Astronom*innen zwar nur Riesensterne individuell untersuchen (keine so genannten Hauptreihensterne wie unsere Sonne), aber die Daten der drei Millionen Sterne, die sie separat untersuchen konnten, enthielten bereits eine Fülle von Informationen. Insbesondere konnten die Astronom*innen die Helligkeit jedes einzelnen Sterns ableiten. Dafür mussten sie die Abschwächung des Sternenlichts durch den Staub zwischen uns und dem betreffenden Stern dokumentieren und herausrechnen. Alle Sterne in Sagittarius B1 sind etwa gleich weit von der Erde entfernt, und die Entfernung von der Erde zum galaktischen Zentrum ist bekannt. Mit diesen Informationen konnten die Astronom*innen die Leuchtkraft jedes Sterns rekonstruieren, also die Lichtmenge, die ein Stern pro Zeiteinheit aussendet.

Rekonstruktion der Sternentstehungsgeschichte im galaktischen Zentrum
Besonders interessant ist dabei die statistische Verteilung der Leuchtkraft dieser Sterne, sprich: wie viele Sterne jeder „Helligkeitsstufe“ sich in Sagittarius B1 befinden. Bei Sternen, die gleichzeitig geboren wurden, ändert sich diese Helligkeitsverteilung im Laufe der Zeit auf regelmäßige und vorhersehbare Weise. Im Umkehrschluss lässt sich aus solch einer Helligkeitsverteilung zumindest eine grobe Geschichte der Sternentstehung ableiten: Wie viele Sterne sind vor mehr als 7 Milliarden Jahren entstanden? Wie viele etwa in der Zeit zwischen 2 und 7 Milliarden Jahren? Wie viele in jüngerer Zeit? Die Leuchtkraftverteilung liefert zumindest eine statistische Antwort auf diese Fragen.

Als Nogueras-Lara, Neumayer und Schödel die Leuchtkraftverteilung analysierten, stellten sie fest, dass es in Sagittarius B1 tatsächlich mehrere Phasen der Sternentstehung gegeben hatte: eine ältere Population von Sternen, die sich vor 2 bis 7 Milliarden Jahren gebildet hatten, und eine große Population deutlich jüngerer Sterne, die nur 10 Millionen Jahre alt oder sogar noch jünger waren. Nogueras-Lara sagt: „Das ist ein beachtlicher Fortschritt bei der Suche nach jungen Sternen im galaktischen Zentrum. Die jungen Sterne, die wir gefunden haben, haben eine Gesamtmasse von mehr als 400.000 Sonnenmassen. Das ist fast zehnmal so viel wie die kombinierte Masse der beiden massereichen Sternhaufen, die bisher in der Zentralregion bekannt waren.“

Wenn Sternentstehung von innen nach außen läuft
Die untersuchten Sterne in der Region Sagittarius B1 sind nicht Teil eines massereichen Sternhaufens, sondern locker verteilt. Das deutet darauf hin, dass sie in einer oder mehreren sogenannten Sternassoziationen entstanden sind. Deren Sterne sind durch ihre wechselseitige Schwerkraft von vornherein weniger stark aneinander gebunden. Auf ihrer Umlaufbahn um das galaktische Zentrum würden sich solche Sternassoziationen auf Zeitskalen von mehreren Millionen Jahren ganz auflösen – zurück bleiben zahlreiche einzelne Sterne. Und auch wenn sich dieses Resultat erst einmal direkt auf Sagittarius B1 bezieht, könnte es ganz allgemein erklären, warum die jungen Sterne im galaktischen Zentrum nur durch hochauflösende Studien wie die vorliegende Arbeit gefunden werden können: wenn ein großer Teil von ihnen ebenso in lockeren Sternassoziationen entstanden ist, die sich inzwischen in Einzelsterne aufgelöst haben.

Interessant sind auch die älteren Sternpopulationen in Sagittarius B1. In den innersten Regionen des galaktischen Zentrums gibt es Sterne, die älter sind als 7 Milliarden Jahre, aber praktisch keine Sterne im mittleren Altersbereich zwischen 2 und 7 Milliarden Jahren. Das legt nahe, dass die Sternentstehung in der Zentralregion in der innersten Region begann und sich dann auf die äußeren Regionen ausbreitete. Bei anderen Galaxien wurde solch ein allgemeiner räumlicher Trend bei der Sternentstehung, von innen nach außen, für die zentralen inneren Sternscheiben („nuclear disk“; eine Scheibe aus Sternen, die das jeweilige galaktische Zentrum umgibt) bereits beobachtet. Den neuen Analysen nach gab es in der zentralen Region unserer Heimatgalaxie einen sehr ähnlichen räumlichen Trend.

Nächste Schritte
So überzeugend die Beweise aus den Infrarotbildern bereits sind, sowohl für die Rekonstruktion der Sternentstehungsgeschichte als auch für den Gesamttrend der Sternentstehung, so sehr sind die Astronom*innen bestrebt, ihre Schlussfolgerungen auf eine noch solidere Grundlage zu stellen. Zu diesem Zweck planen Nogueras-Lara und seine Kolleg*innen, ihre Beobachtungen mit dem KMOS-Instrument am VLT weiterzuverfolgen, einem hochpräzisen Spektrografen. Die Rückschlüsse der jetzt veröffentlichten Studie zur Sternenstehung wurden statistisch, auf der Grundlage der Verteilung der Leuchtkräfte der identifizierten Sterne getroffen. Spektralbeobachtungen würden es den Astronom*innen ermöglichen, einige der sehr jungen Sterne direkt anhand des Aussehens ihrer Spektren zu identifizieren. Das wäre eine wichtige Möglichkeit, die jetzt veröffentlichten Ergebnisse zu überprüfen.

Darüber hinaus wollen die Astronom*innen die Bewegungen der neu entdeckten Sterne am Himmel verfolgen – das ist die sogenannte Eigenbewegung jener Sterne. In der Nähe des galaktischen Zentrums bewegen sich die Sterne vergleichsweise schnell. Obwohl sich diese Sterne in einer Entfernung von etwa 26.000 Lichtjahren von der Erde befinden, wird man deshalb durch sorgfältige Beobachtungen im Laufe einiger Jahre ihre Positionsveränderungen am Himmel messen können. Sterne, die in ein und demselben Sternverband entstanden sind, zerstreuen sich im Laufe der Zeit, behalten dabei aber ungefähr eine einheitliche Bewegungsrichtung bei. Aus den Eigenbewegungen ließen sich deswegen Rückschlüsse ziehen, ob die Sterne in Sagittarius B1 tatsächlich in einem oder mehreren losen Verbänden geboren wurden.

Abschließend sagt Nadine Neumayer: „Beide Arten von Messungen werden hoffentlich dazu dienen, die Ergebnisse die wir veröffentlicht haben, zu bestätigen. Auf alle Fälle werden wir unsere Analyse durch die neuen Messungen verfeinern können. Parallel dazu werden wir und unsere Kolleg*innen untersuchen, was sich aus unseren neuen Erkenntnissen zur Sternentstehung im galaktischen Zentrum über die hochproduktive Sternentstehung in anderen Galaxien ableiten lässt.“

Hintergrundinformationen
Die hier beschriebenen Ergebnisse wurden veröffentlicht als F. Nogueras-Lara et al., “Detection of an excess of young stars in the Galactic Center Sagittarius B1 region” in der Zeitschrift Nature Astronomy. Die beteiligten MPIA-Wissenschaftler*innen sind Francisco Nogueras-Lara und Nadine Neumayer, in Zusammenarbeit mit Rainer Schödel (Instituto de Astrofísica de Andalucía, Granada, Spanien).

Die GALACTICNUCLEUS-Durchmusterung nutzt Teleskope des Paranal-Observatoriums der Europäischen Südsternwarte (ESO). Die Arbeit von Nadine Neumayer ist Teil der Beteiligung des MPIA am Sonderforschungsbereich SFB 881 der Universität Heidelberg.

Orginalveröffentlichung
Francisco Nogueras-Lara, Rainer Schödel, Nadine Neumayer
Detection of an excess of young stars in the Galactic center Sagittarius B1 region
Astrophysics of Galaxies (astro-ph.GA)
https://arxiv.org/abs/2207.02227

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• Sternentstehung

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Quelle: Universität Stuttgart 11. August 2022.

11. August 2022 – Bereits am Montag, den 8. August 2022 hatte SOFIA erfolgreich seinen Check Flug nach der Downtime durchgeführt, die wegen eines Sturmschadens am Flugzeug notwendig wurde. Am Ende des knapp zweistündigen Fluges hat sich SOFIA mit einem Tiefflug über den Cathedral Square und den Hagley Park sowie den Airport bei seiner großen Fangemeinde in Christchurch bedankt und dabei mit einem „Thank-You and Good-Bye“ Flügelwackeln verabschiedet.

Seit dem 19. Juni 2022 war die fliegende Sternwarte ein letztes Mal in Christchurch zu Gast, um die für Infrarotastronomie einzigartigen Bedingungen des neuseeländischen Winters zu nutzen und Objekte des südlichen Himmels zu beobachten.

Mit der High-resolution Airborne Wideband Camera Plus (HAWC+) hat das Team im Rahmen eines zentralen Langzeit-Programms den Einfluss von kosmischen Magnetfeldern auf die Sternentstehung auf unterschiedlichsten Skalen untersucht: im Detail in unserer eigenen Galaxie und auf großen Skalen in nahegelegenen anderen Galaxien.

Mit dem deutschen Spektrometer GREAT (German REceiver for Astronomy at Terahertz Frequencies) haben die Forschenden untersucht, wie sich Gaswolken in Sternentstehungsgebieten der Milchstraße bewegen und wie die Winde heißer, neu entstandener Sterne die Bildung weiterer Sterne anregt oder verhindert.

„Auch wenn wir die diesjährige Beobachtungsserie wegen des Sturmschadens früher als geplant beenden mussten, haben wir auch bedingt durch die Nähe zur Antarktis, die Neuseeland bietet, wieder einzigartige Infrarotdaten gewinnen können, von denen noch viele Astronominnen und Astronomen weltweit profitieren werden“, so Bernhard Schulz, SOFIA Science Mission Operations Deputy Director der Universität Stuttgart. „Umso bedauerlicher ist es, dass die NASA und das DLR sich entschlossen haben, die Beobachtungsflüge von SOFIA trotz seiner Erfolge nach dem 30. September 2022 einzustellen. Damit wird ein schwer zu stopfendes Loch für die internationale Ferninfrarotastronomie geschaffen.“

Führungen für Interessierte
Das Team des Deutschen SOFIA Instituts der Universität Stuttgart hat die Downtime in Christchurch genutzt, um zusammen mit den NASA Kollegen und Kolleginnen vor Ort noch rund 200 interessierte Besucherinnen und Besucher durch das Flugzeug zu führen und dabei die Besonderheiten des Observatoriums sowie die Herausforderungen der Infrarotastronomie zu erläutern.

Vorbereitungen der finalen FIFI-LS Flugserie
Parallel hat DSI-Instrumentenwissenschaftler Christian Fischer die letzte Flugserie mit dem Stuttgarter Instrument FIFI-LS vorbereitet, die am 22. August 2022 von Palmdale aus starten wird.

Während der acht geplanten Beobachtungsflüge soll unter anderem die Zigarrengalaxie M82 untersucht werden, in der gerade ein „Starburst“, die explosionsartige Entstehung von Sternen, stattfindet. Dieser Starburst treibt einen extragalaktischen Wind an, der große Mengen Materie aus der galaktischen Scheibe herausschleudert. FIFI-LS kann klären, ob eventuell sogar in diesen Winden selbst neue Sterne entstehen. Dafür ist eine großflächig angelegte Kartierung von ionisiertem Kohlenstoff im Infrarotbereich notwendig. Vor allem in der Scheibenebene sowie in den äußeren Bereichen der Galaxie fehlen in einigen Regionen noch Daten, um die bereits vorhandene Karte zu vervollständigen.

Zusätzlich sind weitere Beobachtungen im Galaktischen Zentrum unserer Milchstraße geplant, mit denen Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler die Bahnen des interstellaren Gases auf dem Weg ins zentrale, massive Schwarze Loch unserer Milchstraße genauer analysieren können.

Nicht zuletzt sollen weitere Daten des Sternentstehungsgebiets M42 im Sternbild Orion gewonnen werden, das wegen der Nähe zum Sonnensystem eine detaillierte räumliche Analyse der Gasbewegungen und seiner physikalischen Parameter erlaubt.
„Mit diesen Beobachtungen können wir vor allem für die deutsche astronomischen Community noch ein paar wertvolle wissenschaftliche Daten im Ferninfraroten zur Verfügung stellen – Daten, die nach Beendigung des SOFIA Projektes nicht mehr zugänglich sein werden“, so Christian Fischer.

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• Stratosphären-Observatorium SOFIA

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Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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• Hintergrundstrahlung

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

Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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