Quelle: ESA / Science & Exploration / Space Science, 20. April 2026

Die Farben auf dem Hubble-Bild dieser schimmernden Sternentstehungsregion im sichtbaren Licht erinnern an eine Unterwasserszene voller feinkörniger Sedimente, die durch die Tiefen des Ozeans wirbeln. Mehrere massereiche Sterne, die sich außerhalb dieses Sichtfeldes befinden, haben diese Region seit mindestens 300 000 Jahren geprägt. Ihre starken ultravioletten Winde blasen weiterhin eine riesige Blase auf, von der hier ein kleiner Ausschnitt zu sehen ist, die das Gas und den Staub der Wolke zusammendrückt und so neue Wellen der Sternentstehung auslöst.

Es ist nicht das erste Mal, dass Hubble diesen Anblick erfasst hat. Das Teleskop beobachtete den Trifid-Nebel bereits 1997, und nun, 29 Jahre später, hat es fast seine gesamte Betriebsdauer genutzt, um uns Veränderungen im Nebel auf menschlicher Zeitskala zu zeigen. Warum erneut denselben Ort betrachten? Neben der Beobachtung von Veränderungen im Laufe der Zeit ist Hubble auch mit einer verbesserten Kamera ausgestattet, die über ein größeres Sichtfeld und eine höhere Empfindlichkeit verfügt und während der vierten Wartungsmission installiert wurde.

Sternentstehung in der „Cosmic Sea Lemon“
Hubbles Blick auf den Trifidnebel (auch bekannt als Messier 20 oder M20) konzentriert sich auf den „Kopf“ und den wellenförmigen „Körper“ einer rostfarbenen Gas- und Staubwolke, die einer Seezitrone oder Meerlimette ähnelt und den Anschein erweckt, als würde sie durch den Kosmos gleiten.

Das linke „Horn“ der kosmischen Meerlimette ist Teil von Herbig-Haro 399, einem Plasmastrahl, der seit Jahrhunderten in regelmäßigen Abständen von einem jungen Protostern [1] ausgestoßen wird, der im Kopf der Meerlimette eingebettet ist. Beobachten Sie, wie sich der Strahl ausdehnt. Anhand der beobachteten Veränderungen können Forscher die Geschwindigkeiten der Ausflüsse messen und bestimmen, wie viel Energie der Protostern in diese Regionen einspeist. Die Messungen liefern Erkenntnisse darüber, wie neu entstandene Sterne mit ihrer Umgebung interagieren.

Unmittelbar rechts darunter sind Anzeichen für den Gegenstrahl zu erkennen: gezackte orangefarbene und rote Linien, die an der Rückseite des Halses der Meereslimette „herunterlaufen“, wo sich im braunen Staub ein natürliches V abzeichnet. Das dunklere, eher dreieckige „Horn“ rechts vom „Kopf“ beherbergt an seiner Spitze einen weiteren jungen Stern. Wenn man heranzoomt, sieht man einen schwachen roten Punkt mit einem winzigen Strahl. Der grüne Bogen darüber könnte ein Hinweis darauf sein, dass eine zirkumstellare Scheibe durch das intensive ultraviolette Licht benachbarter massereicher Sterne abgetragen wird. Je klarer der Bereich um diesen Protostern herum ist, desto eher deutet dies darauf hin, dass seine Entstehung fast abgeschlossen ist.

Unmittelbar links von der „kosmischen Meerlimette” befindet sich eine kleine, schwache Säule. Ein Großteil des Gases und Staubs dieser Säule wurde weggeblasen, doch das dichteste Material an der Spitze ist noch vorhanden.

Streifen und scharfe Linien liefern weitere Hinweise auf die Aktivitäten anderer junger Sterne. Ein Beispiel dafür ist eine wellenförmige, schräge Linie in der Bildmitte, die hellorange beginnt und in leuchtendem Rot endet. Im Bildvergleich scheint sie sich zu bewegen, was darauf hindeutet, dass es sich um einen Ausstoß handeln könnte, der von einem anderen, sich gerade bildenden Stern ausgestoßen wurde, der tief im Staub verborgen liegt.

Ein buntes Farbmeer

Bei den Beobachtungen des Hubble-Teleskops im sichtbaren Licht ist der Blick nach links oben am klarsten, wo die Farbe blauer ist. Starkes ultraviolettes Licht von massereichen Sternen, die sich nicht im Sichtfeld befinden, hat Elektronen aus dem umgebenden Gas herausgelöst und so ein Leuchten erzeugt, während Winde eine Blase formen, indem sie den umgebenden Staub wegfegen.

An der Spitze des Kopfes der „Cosmic Sea Lemon“ strömt hellgelbes Gas nach oben. Dies ist ein Beispiel dafür, wie ultraviolettes Licht in den dunkelbraunen Staub eindringt und das Gas und den Staub ablöst und auflöst.

Viele Grate und Hänge aus dunkelbraunem Material werden noch einige Millionen Jahre bestehen bleiben, während das ultraviolette Licht der Sterne das Gas langsam abträgt. In den dichtesten Bereichen befinden sich Protosterne [1], die im sichtbaren Licht verdeckt sind.

Die rechte hintere Ecke ist fast pechschwarz. Dort ist der Staub am dichtesten. Die Sterne, die hier zu sehen sind, gehören möglicherweise nicht zu dieser Sternentstehungsregion – sie könnten näher bei uns liegen, also im Vordergrund.

Suchen Sie nun nach leuchtend orangefarbenen Kugeln. Diese Sterne sind vollständig ausgebildet und haben den Raum um sich herum freigeräumt. Im Laufe von Millionen von Jahren werden das Gas und der Staub, aus denen der Nebel besteht, verschwinden – und nur die Sterne werden übrig bleiben.

Beispiellose Langlebigkeit, ununterbrochene Entdeckungen

Die vielfältigen Instrumente des Hubble-Teleskops und der breite Spektralbereich, den es abdeckt – von Ultraviolett bis zum nahen Infrarot –, haben Forschern seit Jahrzehnten zu bahnbrechenden Entdeckungen verholfen und liefern täglich neue Daten, die unweigerlich zu weiteren Erkenntnissen führen werden.

Im vergangenen Jahr ermöglichte Hubble Entdeckungen, die von einem Relikt der frühen Galaxienentstehung über eine Galaxie, die so schwach leuchtet, dass sie fast unsichtbar ist, bis hin zu unbekannten kosmischen Anomalien reichten, die mit Hilfe von KI entdeckt wurden. Forscher beobachteten zum ersten Mal Asteroiden, die in einem anderen Sternsystem kollidierten, während Hubble in unserem eigenen Sonnensystem zufällig einen zerbrechenden Kometen einfing. Die seit langem bestehende Vorhersage, dass unsere Milchstraße in ferner Zukunft mit Andromeda kollidieren wird, wurde durch eine neue Studie unter Verwendung von Daten des Hubble-Teleskops und der ESA-Sonde Gaia in Frage gestellt. Hubble verfolgte außerdem den interstellaren Kometen 3I/ATLAS, der im vergangenen Jahr unerwartet im Sonnensystem auftauchte, und trug so zu einer schnellen Schätzung seiner Größe bei.

Das 36. Betriebsjahr des Hubble-Teleskops hat erneut beeindruckende Einblicke in den Kosmos geliefert. Dazu gehörten die Sternentstehungsregion N11 in der Großen Magellanschen Wolke, die Hüllen aus Sternenstaub, aus denen der Eier-Nebel besteht, der Katzenaugennebel in Kombination mit dem ESA-Teleskop Euclid sowie eine brandneue Aufnahme des berühmten Krebsnebels. Hubble zeigte außerdem das glühende Herz von M82, die wirbelnden Spiralgalaxien UGC 11397 und Arp 4, Staubringe um die Galaxie NGC 7722, die funkelnden Sterne des Kugelsternhaufens NGC 1786 und den riesigen Galaxienhaufen Abell 209.

Das Teleskop hat bis heute über 1,7 Millionen Beobachtungen durchgeführt. Fast 29.000 Astronomen haben begutachtete wissenschaftliche Artikel veröffentlicht, die auf Hubble-Daten basieren, die während der 36-jährigen Lebensdauer des Teleskops gesammelt wurden. Daraus sind mehr als 23.000 Veröffentlichungen hervorgegangen, davon fast 1.100 allein im Jahr 2025. Seit 2022 kombinieren Forscher regelmäßig die Beobachtungen des Hubble-Teleskops mit denen des James-Webb-Weltraumteleskops der NASA/ESA/CSA, um die Möglichkeiten für neue Entdeckungen weiter auszubauen.

Notes
[1] A protostar is a mass of interstellar gas and dust in the process of collapsing to form a star.

Weitere Informationen
Das Hubble-Weltraumteleskop ist ein Projekt der internationalen Zusammenarbeit zwischen der ESA und der NASA.

Links
Pressemitteilung auf esahubble.org
Pressemitteilung auf der NASA-Website

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• Hubble

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Quelle: Universität Stuttgart 23. August 2023.

23. August 2024 – Abgesehen von Helium und Wasserstoff entstehen die meisten schwereren chemischen Elemente in unserem Kosmos bis hin zu Eisen durch die Verschmelzung von Atomkernen im Inneren von Sternen. Dabei sind die massereichsten, heißesten und hellsten unter ihnen die treibenden Akteure. Sie beeinflussen ihre unmittelbare Umgebung durch den großen Anteil ionisierender UV-Strahlung, die sie abgeben sowie die starken stellaren Winde, die von ihnen ausgehen. Schneller als alle leichteren Sterne verbrennen sie Wasserstoff und Helium zu schwereren Elementen, explodieren nach einer – für astronomische Verhältnisse – relativ kurzen Zeit von nur wenigen Millionen Jahren und reichern das umliegende Gas mit schweren Elementen an. Aus diesem Material können dann neue Sonnensysteme wie das unsrige mit seiner Vielfalt an chemischen Stoffen entstehen.

Um zu entschlüsseln, welcher Anteil einer so zusammengesetzten dichten interstellaren Wolke wieder zu Sternen wird und auf welchen Zeitskalen, hat ein Team um Cornelia Pabst von der Universität Leiden und dem Consejo Superior de Investigaciones Científicas in Madrid Daten eines Forschungsprogramms namens FEEDBACK mit neuen Radiodaten des 40m-Yebes-Observatoriums und des IRAM-30m-Teleskops kombiniert. FEEDBACK ist ein Langzeitprojekt von SOFIA, dem Stratosphären-Observatorium für Infrarot-Astronomie, das die deutsche und amerikanischen Raumfahrtagenturen, DLR und NASA, gemeinsam betrieben haben. Für ihre Studie hat Pabst mit ihren Kollegen und Kolleginnen zehn Regionen im Orionnebel detailliert untersucht, die unterschiedliche Entwicklungsphasen der Sternentstehung repräsentieren.

Die Ergebnisse zeigen, unter welchen – für irdische Maßstäbe – extremen Bedingungen Sterne und somit auch die Bausteine für Leben entstehen. Sie sind kürzlich in der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics erschienen. Das Deutsche SOFIA Institut (DSI) der Universität Stuttgart koordiniert die SOFIA-Aktivitäten auf deutscher Seite.

Ringen um die Dominanz
Die Entstehung neuer Sterne sowie die Auswirkung dieses Prozesses auf ihre Umgebung und das dortige Material, aus dem sie entstanden sind – das sogenannte interstellare Medium (ISM) – ist entscheidend für die Entwicklung von Galaxien: Wann verhindern gerade entstandene Sterne die Entstehung weiterer Generationen? Unter welchen Umständen regt diese Rückkopplung die Entstehung neuer Sterne an? Welche Prozesse übernehmen die dominierende Rolle? Und wie wirkt sich das auf die großräumigen Eigenschaften des ISM und die weitere Entwicklung der Galaxien aus? Massereiche, heiße, helle Sterne, die extrem energiereiche ultraviolette Strahlung aussenden, sind relativ selten. Auch im Orionnebel sind daher nur wenige von ihnen für die Erhitzung und Ionisierung des ISM verantwortlich. Der hellste von ihnen ist 33-mal so schwer und 20.000-mal so hell ist wie unsere Sonne. Um diese Sterne hat sich eine Blase ionisierten Gases gebildet, die 10.000 Grad Kelvin heiß ist und in der sich zwischen 100 und 100.000 Gaspartikel in einem Kubikzentimeter befinden.

Von uns aus gesehen liegt hinter dieser hellen Sternengruppe eine vergleichsweise dichte und sehr kalte Molekülwolke mit bis zu zehn Millionen Partikeln pro Kubikzentimeter und nur 30 Grad Celsius über dem absoluten Nullpunkt (30 Kelvin), wie frühere Radiobeobachtungen von IRAM und Yebes ergaben. Diese wehrt sich immer noch erfolgreich gegen eine Zerstörung durch die intensive Bestrahlung, die von ihrer heißen Nachbarschaft ausgeht. Währenddessen hat sich eine gigantische Plasmablase mit einem Radius von bis zu 2 Parsec (1 pc = 3,26 Lichtjahre) ausgebreitet, wobei sie das verdrängte Gas in eine dünne sie umgebende Hülle zusammengeschoben hat. Die intensive Strahlung sowie die Winde der Sternengiganten beschleunigen dieses Plasma und erhitzen es auf eine Temperatur von einer Million Kelvin. Es hat eine extrem geringe Dichte mit nur einem Partikel pro Kubikzentimeter und dehnt die Materiehülle trotzdem mit einer Geschwindigkeit von 13 km/s weiter aus, wie die hochaufgelösten Spektren von SOFIA zeigen.

Extreme Bedingungen
Ein solch extremes Vakuum kann bisher in einem irdischen Labor nicht einmal annähernd erzeugt werden. Die besten erreichbaren Werte liegen bei 10.000 bis 100.000 Partikeln pro Kubikzentimeter. Das ist im Vergleich mit unserer Erdatmosphäre immer noch sehr gut. Diese enthält bei Normaldruck und 0 Grad Celsius sehr viel mehr, nämlich etwa 27 Milliarden Milliarden Teilchen pro Kubikzentimeter. Die Größe der expandierenden Hülle im Orion ist ebenfalls erstaunlich. Mit einem Durchmesser von 4 Parsec braucht das Licht etwa 13 Jahre, um sie zu durchqueren. Sie dehnt sich immer weiter aus und Beobachtungen ähnlicher Blasen lassen vermuten, dass sie früher oder später an einigen Stellen aufbrechen und ihr Material in ihrer Umgebung verteilen wird. Damit steht es für die Entstehung weiterer Sterne erst einmal nicht mehr zur Verfügung. Anhand der Größe und Ausdehnungsgeschwindigkeit dieser Blase können Wissenschaftler und Wissenschaftlerinnen abschätzen, wie effizient massereiche Sterne Energie in das umgebende ISM pumpen und wie viel Masse dabei für die zukünftige Sternentstehung verloren geht. Allerdings kann solch eine sich ausdehnende Schale auch die Entstehung weiterer Sterne auslösen, falls sie auf ihrem Weg zum Beispiel auf eine andere Molekülwolke trifft und deren Materie durch diesen Zusammenstoß soweit verdichtet, dass diese unter ihrer eigenen Gravitation zusammenfällt.

SOFIA-Erbe bleibt erhalten
„In der Astrophysik erleben wir gerade aufregende Zeiten“, so Cornelia Pabst. Es gibt neueste Erkenntnisse über das sehr frühe Universum und seine Entwicklung mit dem Planck-Satelliten. Das Radioobservatorium ALMA und das Weltraumteleskop JWST liefern immer mehr Einblicke in die früheste Entwicklung von Galaxien, die Jagd nach Exoplaneten hat volle Fahrt aufgenommen. Hochenergetische Phänomene, Gravitationswellen, ultraschnelle Radioausbrüche und extreme Röntgenleuchtkraft geben nach und nach ihre Geheimnisse preis. „Trotzdem bleibt das Studium der «nahen» Sternenentstehung in unserer Galaxie ein wichtiges und fundamentales Thema, wodurch wir die Entwicklung anderer Galaxien in der Geschichte des Universums und deren Anreicherung mit schweren Elementen erst verstehen“, so Pabst.

Die hohe spektrale Auflösung und Empfindlichkeit von upGREAT, dem aufgerüsteten German REceiver for Astronomy at Terahertz Frequencies, an Bord von SOFIA ermöglichte es dem Team um Pabst, die Bewegungen und physikalischen Bedingungen des interstellaren Gases anhand der Feinstrukturlinie [CII] 158 µm des ionisierten Kohlenstoffs zu bestimmen.Trotz des Endes der SOFIA-Mission verfolgt das Team um Cornelia Pabst das Langzeitprojekt FEEDBACK mit neuen Radiobeobachtungen der Sternentstehungsgebiete im Orion weiter. Die Kombination dieser Radiobeobachtungen mit den SOFIA-Archivdaten ermöglicht insbesondere die Bestimmung der obengenannten Materiedichten und Temperaturen. Damit sind die komplexen Prozesse in den verschiedenen Gebieten des Orionnebels, die die Geschwindigkeit und Effizienz der Sternentstehung bestimmen, besser zu verstehen.

Auch nachdem SOFIA im September 2022 den Beobachtungsbetrieb eingestellt hat, werden die Daten des FEEDBACK Legacy-Programms weiter Antworten auf diese Fragen liefern. „In den nächsten 5 Jahren werden wir am Institut für Raumfahrsysteme (IRS) der Universität das SOFIA Daten Center (SDC) aufbauen, die Datenprozessierung verbessern und Forschende bei der weiteren Nutzung des SOFIA-Datenarchivs unterstützen“, verkündet Bernhard Schulz, ehemaliger SOFIA Science Mission Deputy Direktor und neuer wissenschaftlicher Leiter des SDC. „So können wir das wissenschaftliche Erbe von SOFIA für die weitere Forschung erhalten.“

Über SOFIA
SOFIA, das Stratosphären Observatorium Für Infrarot Astronomie, ist ein Gemeinschaftsprojekt des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt e.V. (DLR; Förderkennzeichen 50OK0901, 50OK1301, 50OK1701 und 50OK2002) und der National Aeronautics and Space Administration (NASA). Es wird auf Veranlassung des DLR mit Mitteln des Bundesministeriums für Wirtschaft und Klimaschutz (BMWK) aufgrund eines Beschlusses des Deutschen Bundestages und mit Mitteln des Landes Baden-Württemberg und der Universität Stuttgart durchgeführt. Die SOFIA-Aktivitäten werden auf deutscher Seite von der Deutschen Raumfahrtagentur im DLR koordiniert und vom Deutschen SOFIA Institut (DSI) der Universität Stuttgart durchgeführt, auf amerikanischer Seite von der NASA und der Universities Space Research Association (USRA). Die Entwicklung der deutschen Instrumente wurde finanziert mit Mitteln der Max-Planck-Gesellschaft (MPG), der Deutschen Forschungsgemeinschaft (DFG) und des DLR.

Über upGREAT
upGREAT ist eine Weiterentwicklung des Ferninfrarot-Spektrometers GREAT („German Receiver for Astronomy at Terahertz Frequencies“), mit dem seit 2011 zahlreiche erfolgreiche Wissenschaftsflüge mit SOFIA durchgeführt wurden. Das Instrument wurde von einem Konsortium deutscher Forschungsinstitute – dem Max-Planck-Institut für Radioastronomie und dem „Kölner Observatorium für SubMillimeter Astronomie“ (KOSMA) der Universität zu Köln in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Optische Sensorsysteme in Berlin entwickelt und gebaut.

Originalveröffentlichung:
Multiline observations of hydrogen, helium, and carbon radio-recombination lines toward Orion A: A detailed dynamical study and direct determination of physical conditions, C.H.M. Pabst, J.R. Goicoechea, S. Cuadrado, P. Salas, A.G.G.M. Tielens, N. Marcelino, A&A, im Druck
doi.org/10.1051/0004-6361/202347574
https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2024/08/aa47574-23/aa47574-23.html
Als Preprint auf arXiv/astro-ph: https://arxiv.org/pdf/2404.17963

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• Sternentwicklung

Der Beitrag FEEDBACK – Programm treibt Erkenntnisse zur Sternentstehung voran erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Ludwig-Maximilians-Universität München 21. Februar 2024.

München, 21. Februar 2024 – Haben Sie in Ihrer Nachbarschaft auch schon einmal einen „neuen“ Ort entdeckt, ein nettes Café oder einen hübschen Garten vielleicht, und dann gemerkt, dass es den schon lange gibt und Sie nur nie richtig geschaut haben? So ging es den Astrophysikerinnen und Astrophysikern, die vor vier Jahren in der Nachbarschaft der Sonne zufällig eine gigantische zusammenhängende, wellenförmige Gasstruktur entdeckt haben. Die sogenannte Radcliffe-Welle ist eine von Sternentstehungsgebieten durchwirkte gewellte Gaskette, die sich über das halbe Firmament erstreckt: entlang dem Sternenband der Milchstraße von der Konstellation Cygnus bis hin zum Orion sowie 500 Lichtjahre ober- und unterhalb der galaktischen Scheibe. In einer neuen, im Fachjournal Nature publizierten Arbeit zeigten die Forschenden nun, dass diese wellenförmige Gaskette tatsächlich um die Ebene der Milchstraße oszilliert und vom Zentrum unserer Galaxis wegdriftet.

Unsere galaktische Nachbarschaft in 3D
Wir befinden uns mitten in der Stern- und Gasscheibe des Milchstraßensystems; eine Außenansicht unserer Heimatgalaxie werden wir daher nie erhalten. Aber wir können ein Bild unserer galaktischen Nachbarschaft von innen her erstellen und so die Gestalt der Milchstraße bestimmen. Ein internationales Team von Forschenden der Harvard University, der LMU und der Universität Wien unternahm eine erneute Analyse der Daten des Europäischen Weltraumteleskops GAIA, das seit über zehn Jahren mit außerordentlicher Genauigkeit die Bewegung der Sterne des Milchstraßensystems kartiert. Mit zusätzlichen Messungen von absorbiertem Sternenlicht gelang ihnen eine tomographische Rekonstruktion der dreidimensionalen galaktischen Staubverteilung. Zusammen mit den von GAIA gemessenen Sternbewegungen errechneten sie so eine dynamische 3D-Karte aller benachbarten Sterngruppen und Gaswolken.

Am zweidimensionalen Nachthimmel ist die Welle unsichtbar. Erst die neue 3D-Technik zur Kartierung von interstellaren Wolken hatte in früheren Untersuchungen das gewaltige Wellenmuster enthüllt. Das für die neue Arbeit vom Harvard-Doktoranden Ralf Konietzka (zuvor Student im Elite-Masterstudiengang Theoretische und Mathematische Physik (TMP) an der LMU) angeführte internationale Entdeckerteam, darunter auch Professor Andreas Burkert, Astrophysiker an der LMU und im Exzellenzcluster ORIGINS, sowie Forschende der Universitäten Harvard und Wien, lieferte weitere Erkenntnisse: Es zeigte mithilfe der 3D-Bewegungen von jungen Haufen von Babysternen in Sonnennähe, dass die Radcliffe-Welle nicht nur wie eine Welle aussieht, sondern sich auch wie eine Welle bewegt. Mit anderen Worten: Sie oszilliert.

„Anhand der Bewegung der Baby-Sterne, die entlang der Radcliffe-Welle geboren wurden, können wir die Bewegung ihres Ursprungsgases nachverfolgen, um zu zeigen, dass die Radcliffe-Welle tatsächlich schwingt“, sagt der ehemalige LMU-Student und jetzige Harvard-Doktorand Ralf Konietzka.

Schaukelnde Babysterne
Die beobachtete Schwingung steht im Einklang mit dem, was Physikerinnen und Physiker als Wanderwelle bezeichnen. Wie bei Wellen, die sich über dem offenen Ozean ausbreiten, verschieben sich die Wellenberge und -täler der Radcliffe-Welle mit der Zeit. Die in der Welle entstehenden Babysterne schaukeln darin auf und ab und signalisieren so eine wiegende Bewegung in der galaktischen Scheibe.

Unsere Sonne befindet sich (zufällig) im Zentrum der Lokalen Blase, einem von mehreren Supernova-Ausbrüchen leer gefegten wachsenden Hohlraum, an dessen Rändern neue Sterne entstehen. Anhand der Wanderrichtung der Radcliffe-Welle lässt sich zurückverfolgen, dass der Sternhaufen, dessen Supernovae die Lokale Blase geschaffen haben, womöglich einst in einer Sternenkinderstube der Radcliffe-Welle entstanden ist.

„Die spannende Frage ist nun, wie diese große Störung entstehen konnte, die gerade an der Sonne vorbeiläuft, und was wir daraus über die Struktur und Entwicklung unserer Milchstraße lernen können“, sagt LMU-Astrophysiker Burkert.

Publikation:
R. Konietzka, A. A. Goodman, C. Zucker, A. Burkert, J. Alves, M. Foley, C. Swiggum, M. Koller, N. Miret-Roig: The Radcliffe Wave is Oscillating; Nature, 202
https://www.nature.com/articles/s41586-024-07127-3

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• Die Milchstraße

Der Beitrag Astrophysik: Die Radcliffe-Welle – und sie bewegt sich doch erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Universität Wien 20. Februar 2024.

20. Februar 2024 – Erst vor wenigen Jahren entdeckte ein internationales Team von den Universitäten Wien und Harvard rund um den Astrophysiker João Alves (Universität Wien) Erstaunliches: In der Nachbarschaft unserer Sonne existiert eine riesige, wellenförmige, zusammenhängende Kette an Gaswolken, die entlang des Spiralarms unserer Galaxie Sternhaufen bildet – genannt Radcliffe-Welle. Bisher gab es jedoch ungelöste Fragen über jene Struktur. Nun berichten Alves und seine Kolleg*innen aus Harvard und der LMU München, dass die Radcliffe-Welle nicht nur wie eine Welle aussieht, sondern sich auch so bewegt. Die Forschungsergebnisse sind aktuell im renommierten Fachmagazin Nature erschienen.

Vor einigen Jahren enthüllten Astronom*innen der Universität Wien und der Universität Harvard eines der größten Geheimnisse der Milchstraße, als sie die Radcliffe-Welle entdeckten. Die Radcliffe-Welle ist eine 9.000 Lichtjahre lange, wellenförmige, zusammenhängende Kette an Gaswolken, die entlang des Spiralarms unserer Galaxie existiert und nur 500 Lichtjahre von unserer Sonne entfernt ist. Eine damals erstellte 3D-Staubkarte belegte zwar deutlich die Existenz der Radcliffe-Welle, darüber hinaus konnte aus den Daten jedoch nichts erhoben werden. Nun nutzte das internationale Team neue Daten der Gaia-Mission, um dem jungen Sternhaufen der Radcliffe-Welle 3D-Bewegungen zuzuordnen. „So konnten wir schließlich zeigen, dass die gesamte Radcliffe-Welle tatsächlich wellenförmig ist und sich auch als Wanderwelle bewegt“, erklärt Astrophysiker João Alves von der Universität Wien. Eine Wanderwelle ist dasselbe Phänomen, das wir in einem Sportstadion sehen, wenn Menschen nacheinander aufstehen und sich hinsetzen, um eine Welle auszulösen. Ebenso bewegen sich die Sternhaufen entlang der Radcliffe-Welle auf und ab und erzeugen dabei ein Muster, welches durch unseren galaktischen Garten wandert – sie oszillieren.

„Indem wir die Bewegung der jungen Sterne, die erst vor kurzem aus Gaswolken entlang der Radcliffe-Welle geboren wurden, untersucht haben, konnten wir die Bewegung des Gases, aus denen sie geboren wurden, verfolgen und zeigen, dass sich die Radcliffe-Welle tatsächlich wellt“, erklärt Ralf Konietzka, leitender Autor der Studie und Doktorand in Harvard.

„Das war die letzte offene Frage bezüglich des physikalischen Status der Radcliffe-Welle“, erklärt Alves. „Es ist in der Tat eine physikalisch oszillierende titanische Gaswelle in der Nähe unserer Sonne. Die Radcliffe-Welle kann nun, da wir verstehen, wie sie physikalisch funktioniert, unser Labor im Weltall sein und uns so zu weiteren Erkenntnissen verhelfen.“ So bereits eine erste spannende Ableitung daraus: „Die Art der Oszillation der Welle deutet darauf hin, dass es keine signifikante Menge an dunkler Materie in unserer galaktischen Nachbarschaft gibt“, so Alves.

Das neu gewonnene Verständnis für das Verhalten der Radcliffe-Welle ermöglicht es den Forscher*innen, nun ihre Aufmerksamkeit auf noch herausfordernde Fragen zu richten: Etwa ist noch ungeklärt, wie die Radcliffe-Welle entstanden ist und warum sie sich so wellt, wie sie es tut.

Darüber hinaus wirft die Entdeckung der Oszillation neue Fragen auf: Wie viele solcher Wellen gibt es in der Milchstraße und in anderen Galaxien? Die aktuellen Daten deuten außerdem daraufhin, dass die Radcliffe-Welle das „Rückgrat“ unseres nächsten Spiralarms in der Milchstraße bildet, da sie fast die Hälfte der Länge und rund ein Fünftel der Breite des lokalen Spiralarms ausmacht. Könnte die Bewegung der Welle also auch implizieren, dass Spiralarme von Galaxien im Allgemeinen oszillieren? „Das würde unser Verständnis von Galaxien auf spannende Art vertiefen, denn dann wären sie noch dynamischer als bisher angenommen“, so Alves. All das wird Inhalt weiterer Studien sein, „die gute Zusammenarbeit zwischen der Universität Wien und der Universität Harvard in diesem Bereich wird noch einige spannende Ergebnisse bringen“, sagt Alves.

Originalpublikation:
Ralf Konietzka, João Alves et al.: ‚The Radcliffe Wave is Oscillating‘
DOI: 10.1038/s41586-024-07127-3
https://www.nature.com/articles/s41586-024-07127-3

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• Die Milchstraße

Der Beitrag Geheimnissen unserer Galaxie auf der Spur: Benachbarte Sternhaufen bewegen sich als Welle erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 15. Januar 2024.

15. Januar 2024 – Seit langem geht man davon aus, dass massereiche Sterne als Zwillinge, Drillinge oder noch höhere Vielfachsysteme geboren werden. Jetzt konnte diese wichtige Rolle von Mehrlings-Sterngeburten erstmals durch systematische Beobachtungen bestätigt werden. Eine detaillierte Untersuchung mit dem ALMA-Radioobservatorium, bei der in einem massereichen Sternhaufen vier binäre Protosterne, ein Dreifach-, ein Vierfach- und ein Fünffachsystem gefunden wurden, bestätigt unser Verständnis der Entstehung massereicher Sterne: Solche Sterne werden tatsächlich sehr häufig als Mehrlinge geboren. Die Studie wurde jetzt in der Zeitschrift Nature Astronomy veröffentlicht.

Bei menschlichen Neugeborenen sind Mehrlinge selten. Weniger als 2 % aller Geburten sind Mehrlinge, meist Zwillinge. Bei massereichen Sternen hingegen gilt die Mehrlingsgeburt seit langem als die Norm. Das haben insbesondere Simulationen gezeigt, die den Kollaps riesiger Gas- und Staubwolken von den Anfängen bis zur Bildung einzelner Sterne im Wolkeninneren nachzeichneten: ein hierarchischer Prozess, bei dem sich größere Wolkenteile zu dichteren Kernregionen („cores“) zusammenziehen, in deren Inneren anschließend Sterne entstehen: massereiche Sterne, aber auch zahlreiche weniger massereiche Sterne. Auch unsere Sonne hat sich als massearmer Protostern in einem solchen massereichen Sternhaufen gebildet.

Massereiche Sterne, die mehr als das Achtfache der Masse unserer Sonne aufweisen, sind für die Astronomen aus mehreren Gründen besonders interessant: Aus ihnen entstehen Neutronensterne und Schwarze Löcher, einschließlich der Schwarzen Löcher, die verschmelzen und große Mengen an Gravitationswellen aussenden. Außerdem sind massereiche Sterne sehr hell, bis zu einer Million Mal heller als unsere Sonne. Das sind die Sterne, die wir noch über große Entfernungen sehen, eine Reihe davon sogar in anderen Galaxien.

Bisher gab es zwar ein gutes theoretisches Verständnis der Sternentstehung unter diesen Umständen, aber es fehlte die systematische Bestätigung durch Beobachtungen: Es ist sehr schwierig, in Sternentstehungsgebieten so kleine Details zu beobachten, dass sich Mehrfachsterne ausmachen lassen. Bisherige Beobachtungen konnten daher bisher nur einige wenige Kandidaten für isolierte Mehrfachsterne in massereichen Sternhaufen zeigen, aber nichts, was mit der von den Simulationen vorhergesagten wimmelnden Menge von Mehrfachsternen vergleichbar wäre.

ALMA-Beobachtungen eines massereichen Sternhaufens
Um die aktuellen Modelle für die Entstehung massereicher Sterne auf die Probe stellen zu können, waren genauere Beobachtungen erforderlich. Die Möglichkeit dazu wurde geschaffen, als in den 2010er Jahren das ALMA-Observatorium in Chile den Beobachtungsbetrieb aufnahm. In seiner jetzigen Form kombiniert ALMA bis zu 66 Radioantennen zu einem einzigen gigantischen Radioteleskop und ermöglicht so Radiobeobachtungen, die außergewöhnlich kleine Details zeigen. Unter der Leitung von Patricio Sanhueza vom japanischen Nationalobservatorium NAOJ und der Graduate University for Advanced Studies in Tokio und unter Beteiligung mehrerer Forscher des Max-Planck-Instituts für Astronomie (MPIA) in Heidelberg konnte eine Gruppe von Astronom*innen mit ALMA zwischen 2016 und 2019 dreißig vielversprechende massereiche Sternentstehungsregionen beobachten.

Die Auswertung der Daten war eine große Herausforderung und dauerte letztlich mehrere Jahre. Jede einzelne Beobachtung liefert rund 800 GB an Daten, und die Rekonstruktion der Bilder aus den Beiträgen der verschiedenen beteiligten Antennen ist bereits für sich genommen ein komplexer Prozess. Das jetzt veröffentlichte Ergebnis basiert auf der Analyse einer der beobachteten Sternentstehungsregionen; sie trägt die Katalognummer G333.23-0.06. Die Analyse wurde von Shanghuo Li vom MPIA geleitet, der auch der Hauptautor der jetzt in Nature Astronomy erschienenen Arbeit ist. Die rekonstruierten Bilder sind bemerkenswert: Sie zeigen Details bis hinunter zu etwa zweihundert Astronomischen Einheiten (dem 200-fachen der Entfernung zwischen Erde und Sonne) für eine große Region mit einem Durchmesser von rund 200.000 Astronomischen Einheiten.

Mehrlings-Sterne im Blick
Die Ergebnisse sind eine gute Nachricht für unser derzeitiges Verständnis der Entstehung massereicher Sterne. In G333.23-0.06 fanden Li und seine Kollegen nämlich ganze vier Doppelsternsysteme, dazu ein Dreifach-, ein Vierfach- und ein Fünffachsystem – in Übereinstimmung mit den Erwartungen. Die Details der Bilder begünstigen dabei sogar eines der Sternentstehungsmodelle gegenüber den anderen: Sie liefern Anzeichen für eine hierarchische Sternentstehung, bei der die Gaswolke zunächst in „Kerne“ („cores“) mit erhöhter Gasdichte zerfällt und in jedem dieser Kerne später ein Mehrfach-Proto-Sternsystem entsteht.

Henrik Beuther, Leiter der Sternentstehungsgruppe in der Abteilung Planeten- und Sternentstehung am Max-Planck-Institut für Astronomie, sagt: „Endlich konnten wir die Vielfalt an Mehrfach-Sternsystemen in einer massereichen Sternentstehungsregion direkt beobachten! Besonders spannend ist, dass die Daten sogar Unterstützung für ein spezifisches Szenario für die Entstehung massereicher Sterne liefen.“

Shanghuo Li, Astronom am Max-Planck-Institut für Astronomie und Erstautor der jetzt veröffentlichten Studie, fügt hinzu: „Unsere Beobachtungen scheinen darauf hinzudeuten, dass sich die Mehrfach-Systeme beim Kollaps der Molekül-Wolke recht früh bilden. Aber ist das wirklich der Fall? Um das beantworten zu können, schauen wir uns jetzt weitere Sternentstehungsgebiete, von denen einige noch jünger sind als G333.23-0.06.“ Konkret arbeiten die Astronomen derzeit an einer ähnlichen Analyse für die weiteren 29 massereichen Sternentstehungsgebiete, die sie beobachtet hatten. Bald sollen noch Daten zu weiteren 20 Systeme hinzukommen, aus neuen ALMA-Beobachtungen unter der Leitung von Li. Sind all diese Auswertungen fertig, lassen sich zum einen statistische Aussagen über die Mehrfach-Systeme treffen – ein weiterer Test der Modelle der Sternentstehung. Auch die Details der zeitlichen Entwicklung sollten sich klären lassen. Aber bereits mit den jetzt veröffentlichten Ergebnissen ist die Rolle von Mehrlings-Geburten bei der Bildung massereicher Sterne nun fest in der Beobachtung verankert.

Hintergrundinformationen
Die hier beschriebene Arbeit wurde veröffentlicht als Shanghuo Li et al., „Observations of high-order multiplicity in a high-mass stellar protocluster“ in der Zeitschrift Nature Astronomy.

Die beteiligten MPIA-Forscher sind Shanghuo Li, Henrik Beuther und Thomas Henning, in Zusammenarbeit mit Kollegen vom National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences, Tokyo, Japan; dem Department of Astronomical Science, School of Physical Science, SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Studies), Tokyo, Japan; dem Institut für Astronomie und die Abteilung für Physik, Nationale Tsing Hua Universität, Hsinchu, Taiwan; der Fakultät für Physik, Universität Duisburg-Essen, Duisburg, Deutschland; des Origins Institute und der Abteilung für Physik und Astronomie, McMaster-Universität, Hamilton, Ontario, Kanada; dem Department of Earth, Environment, and Physics, Worcester State University, Worcester, MA, USA; dem Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian, Cambridge, MA, USA; dem Shanghai Astronomical Observatory, Chinesische Akademie der Wissenschaften, Shanghai, Volksrepublik China; dem Heidelberger Institut für Theoretische Studien, Heidelberg; der Graduate School of Informatics and Engineering, University of Electro-Communications, Tokyo, Japan; und der School of Astronomy and Space Science, Nanjing-Universität, Volksrepublik China.

Das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) ist eine internationale astronomische Einrichtung, die gemeinsam von der ESO, der US-amerikanischen National Science Foundation (NSF) der USA und den japanischen National Institutes of Natural Sciences (NINS) in Kooperation mit der Republik Chile betrieben wird. Getragen wird ALMA von der ESO im Namen ihrer Mitgliedsländer, von der NSF in Zusammenarbeit mit dem kanadischen National Research Council (NRC), dem Ministry of Science and Technology (MOST) und NINS in Kooperation mit der Academia Sinica (AS) in Taiwan sowie dem Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI). Bei Entwicklung, Aufbau und Betrieb ist die ESO federführend für den europäischen Beitrag, das National Radio Astronomy Observatory (NRAO), das seinerseits von Associated Universities, Inc. (AUI) betrieben wird, für den nordamerikanischen Beitrag und das National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) für den ostasiatischen Beitrag. Dem Joint ALMA Observatory (JAO) obliegt die übergreifende Projektleitung für den Aufbau, die Inbetriebnahme und den Beobachtungsbetrieb von ALMA.

Originalveröffentlichung
Shanghuo Li, Henrik Beuther, et al.
Observations of high-order multiplicity in a high-mass stellar protocluster
Nature Astronomy (2024)
https://www.nature.com/articles/s41550-023-02181-9
pdf: https://www.mpg.de/21360321/mpia-pm_li_preprint.pdf, https://www.nature.com/articles/s41550-023-02181-9.pdf

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• Sternentwicklung

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Quelle: AIP 6. Dezember 2023.

6. Dezember 2023 – Ein internationales Forschungsteam, das vom französischen Centre national de la recherche scientifique (CNRS) geleitet wurde, fand bei der Untersuchung einer Stichprobe von rund 100 Galaxien die für galaktische Winde charakteristischen doppelkegelförmigen Strukturen vor. Diese werden jedoch nur in bestimmten Spektrallinien des Lichts und nur bei extrem hoher Empfindlichkeit der Messung erkennbar. Zuvor waren nur einige wenige solcher Fälle bekannt, die meisten davon ebenfalls mit dem MUSE-Instrument entdeckt. Prof. Dr. Lutz Wisotzki, Leiter der Abteilung Galaxien und Quasare am Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP), und Mitautor des Fachartikels im Wissenschaftsmagazin „Nature“ sagt dazu: „MUSE zeigt uns, dass solche galaxienweiten Ausströmungen in so gut wie jeder sternbildenden Galaxie vorhanden sind. Darüber hinaus können wir anhand der neuen Ergebnisse genau erkennen, welche Ausdehnung und welche Form diese galaktischen Winde typischerweise haben. Bisher war dies nur in sehr seltenen Extremfällen möglich.“

Es wird angenommen, dass ausströmendes Gas eine entscheidende Rolle bei der kosmischen Entwicklung von Galaxien spielt, indem es deren Wachstum und Sternentstehung reguliert. Theoretische Berechnungen sagen „bipolare“ Formen für die Ausströmungen vorher, die sich oberhalb und unterhalb der Galaxienebene bis weit in das zirkumgalaktische Medium erstrecken. Ähnliche Formen wurden auch in einigen nahen Galaxien, beispielsweise der „Zigarrengalaxie“ M82 und sogar in unserer eigenen Milchstraße, schon direkt beobachtet, allerdings sieht man hier nur die innersten Bereiche und kann kein Gesamtbild erstellen.

Kosmologische Simulationen der Galaxienbildung sagen für das junge Universum voraus, dass das Phänomen der galaktischen Winde während dieser Frühphasen deutlich häufiger und stärker auftrat: Aufgrund der höheren Sternbildungsaktivität junger Galaxien gab es mehr Supernova-Explosionen und dadurch stärkere Ausströmungen. Diese transportieren Gas und Energie aus einer Galaxie in ihre Umgebung und entziehen ihr somit den notwendigen Treibstoff für weitere Sternentstehung, während sie gleichzeitig ihre „zirkumgalaktische“ Umgebung anreichern. Dieser Rückkopplungsprozess ist vermutlich ein entscheidendes Element für unser Verständnis der Entstehung und Entwicklung von Galaxien, er ist aber aufgrund der schwierigen Nachweisbarkeit des Phänomens nur sehr unzureichend durch Beobachtungen erforscht.

Die neue Studie mit dem MUSE-Instrument zeigt nun unmittelbar, dass das galaktische Gas bis zu einer Entfernung von mehr als 30.000 Lichtjahren in die Umgebung der Galaxien ausströmt. Dabei hängt das beobachtbare Signal stark von der Ausrichtung der Galaxie relativ zur Sichtlinie ab: Sieht man das System von der Seite, so findet sich starke Emission oberhalb und unterhalb der Galaxienebene, während bei Galaxien, die wir von „oben“ oder „unten“ betrachten, das Signal schwächer und gleichmäßiger verteilt ist. Diese Beobachtungen bestätigen auf sehr eindrückliche Weise die zuvor theoretisch vorhergesagte bipolare Form der Ausströmungen senkrecht zur Galaxienebene.

Über das AIP
Das Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP) widmet sich astrophysikalischen Fragen, die von der Untersuchung unserer Sonne bis zur Entwicklung des Kosmos reichen. Forschungsschwerpunkte sind dabei kosmische Magnetfelder und extragalaktische Astrophysik sowie die Entwicklung von Forschungstechnologien in den Bereichen Spektroskopie, robotische Teleskope und E-Science. Seinen Forschungsauftrag führt das AIP im Rahmen zahlreicher nationaler, europäischer und internationaler Kooperationen aus. Das Institut ist Nachfolger der 1700 gegründeten Berliner Sternwarte und des 1874 gegründeten Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam, das sich als erstes Institut weltweit ausdrücklich der Astrophysik widmete. Seit 1992 ist das AIP Mitglied der Leibniz-Gemeinschaft.

Originalveröffentlichung
Guo, Y., Bacon, R., Bouché, N.F. et al. Bipolar outflows out to 10 kpc for massive galaxies at redshift z ≈ 1. Nature 624, 53–56 (2023).
doi.org/10.1038/s41586-023-06718-w
https://www.nature.com/articles/s41586-023-06718-w

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• Galaxien – Entstehung und Entwicklung

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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• Sternentwicklung

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Quelle: Universität zu Köln 10. Oktober 2023.

10. Oktober 2023 – Ein internationales Team um Dr. Florian Peißker vom Institut für Astrophysik der Universität zu Köln hat einen jungen Sternhaufen in der direkter Umgebung des supermassiven Schwarzen Lochs SagittariusA* (SgrA*) im Zentrum unserer Galaxie im Detail analysiert und gezeigt, dass er deutlich jünger ist als erwartet. Dieser Sternhaufen, bekannt als IRS13, wurde zwar bereits vor über zwanzig Jahren entdeckt, aber erst jetzt ist es durch die Kombination verschiedenster Daten – aufgenommen mit einer Vielzahl von Teleskopen über einen Zeitraum mehrerer Dekaden – gelungen, die Sternhaufenmitglieder im Detail zu bestimmen.

Die Sterne sind einige 100.000 Jahre alt und damit für stellare Verhältnisse außerordentlich jung. Zum Vergleich: unsere Sonne ist ca. 5 Milliarden Jahre alt. Eigentlich sollte es aufgrund der hochenergetischen Strahlung wie auch der Gezeitenkräfte der Galaxie nicht möglich sein, dass sich eine derart große Anzahl so junger Sterne in der direkten Umgebung zum supermassiven Schwarzen Loch befindet. Die Studie wurde unter dem Titel „The Evaporating Massive Embedded Stellar Cluster IRS 13 Close to Sgr A*. I. Detection of a Rich Population of Dusty Objects in the IRS13 Cluster“ im Fachjournal The Astrophysical Journal veröffentlicht.

In Zusammenhang mit der aktuellen Studie wurde zudem ein weiteres herausragendes Ergebnis publiziert. Zum ersten Mal wurde mit dem James Webb-Weltraumteleskop (JWST) ein Spektrum, frei von atmosphärischer Störung, vom galaktischen Zentrum aufgenommen. Ein Prisma an Bord des Teleskops wurde am Institut für Astrophysik in der Arbeitsgruppe um Professor Dr. Andreas Eckart, einem Koauthor der Publikation, entwickelt. Das nun vorliegende Spektrum zeigt, dass sich im galaktischen Zentrum Wassereis befindet. Dieses Wassereis, welches sich häufig in den staubigen Scheiben um sehr junge stellare Objekte befindet, ist ein weiterer unabhängiger Indikator für das junge Alter einiger Sterne nahe des Schwarzen Lochs.

Neben dem unerwarteten Nachweis von jungen Sternen und Wassereis durch das JWST haben die Forscher*innen um Dr. Peißker auch festgestellt, dass IRS13 eine turbulente Entstehungsgeschichte hinter sich hat. Die Studienergebnisse deuten darauf hin, dass IRS13 durch Reibung mit dem interstellaren Medium, Kollisionen mit anderen Sternhaufen oder interner Prozesse in Richtung des supermassiven Schwarzen Lochs wanderte. Ab einer gewissen Entfernung wurde der Sternhaufen dann von der Gravitation des Schwarzen Lochs „eingefangen“. Bei diesem Prozess könnte sich an der Spitze des Sternhaufens eine Bugstoßwelle aus dem Staub gebildet haben, der den Haufen umgibt – ähnlich wie bei der Spitze eines Schiffs im Wasser. Die damit verbundene Dichtezunahme des Staubs regte daraufhin weitere Sternentstehung an. Dies ist eine Erklärung, warum diese jungen Sterne vor allem in der Spitze bzw. Front des Sternhaufens zu finden sind.

„Die Analyse von IRS13 sowie die damit einhergehende Interpretation des Sternhaufens ist der erster Versuch, ein Jahrzehnte altes Rätsel über die unerwartet jungen Sterne im galaktischen Zentrum zu lüften“, so Dr. Peißker. „Denn neben IRS13 gibt es einen Sternhaufen, den sogenannten S-cluster, der sich noch näher am Schwarzen Loch befindet und ebenfalls aus jungen Sternen besteht. Sie sind ebenfalls deutlich jünger als es nach akzeptierten Theorien möglich wäre.“

Die gewonnen Erkenntnisse über IRS13 bieten in weiterer Forschungsarbeit die Gelegenheit, eine Verbindung zwischen der direkten Umgebung des Schwarzen Lochs und Regionen in mehreren Lichtjahren Entfernung herzustellen. Dr. Michal Zajaček, Zweitautor der Studie und Wissenschaftler an der Masaryk-Universität in Brünn (Tschechien), fügt hinzu: „Der Sternhaufen IRS13 scheint der Schlüssel zu sein, um den Ursprung der dichten Sternpopulation im Zentrum unserer Galaxie zu enträtseln. Wir haben umfangreiche Beweise dafür gesammelt, dass sehr junge Sterne in der Reichweite des supermassereichen Schwarzen Lochs in Sternenhaufen wie IRS13 entstanden sein könnten. Dies ist auch das erste Mal, dass wir Sternpopulationen unterschiedlichen Alters – heiße Hauptreihensterne und noch junge entstehende Sterne – in dem Haufen so nahe am Zentrum der Milchstraße unterscheiden können.“

Publikation:
DOI 10.3847/1538-4357/acf6b5
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/acf6b5
pdf: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/acf6b5/pdf

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• Sternhaufen

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Quelle: MPE 10. Oktober 2023.

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

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

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

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

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

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

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

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

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• Sternentstehung

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astrophysik 19. Juli 2023.

19. Juli 2023 – Ein internationales Astrophysik-Team unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Astrophysik in Deutschland, der Harvard University in den USA und der Durham University im Vereinigten Königreich hat den ehrgeizigen Versuch unternommen, gleichzeitig die Entstehung von Galaxien und die großräumige Struktur im Kosmos in erstaunlich großen Regionen des Weltalls zu simulieren. Ihre Simulationen berücksichtigen zudem die geisterhaften Neutrinos und könnten dazu beitragen, die Masse dieser Elementarteilchen einzugrenzen. Die ersten Ergebnisse des „MillenniumTNG“-Projekts wurden soeben in einer Reihe von 10 Artikeln in der Zeitschrift Monthly Notices of the Royal Astronomical Society veröffentlicht. Die neuen Rechnungen tragen dazu bei, das kosmologische Standardmodell einem Präzisionstest zu unterziehen und die meisten Informationen aus den bevorstehenden kosmologischen Beobachtungen herauszuholen.

In der Kosmologie hat sich in den letzten Jahrzehnten die verblüffende Annahme etabliert, dass die Materie im Universum von einer rätselhaften ‚Dunklen Materie‘ dominiert wird und dass ein noch seltsameres Feld aus ‚Dunkler Energie‘ als eine Art Anti-Schwerkraft wirkt, und die Expansion des heutigen Kosmos beschleunigt. Die gewöhnliche baryonische Materie trägt mit weniger als 5 % zum kosmischen Gemisch bei, dennoch bildet sie die Grundlage für die Sterne und Planeten in Galaxien wie unserer eigenen Milchstraße. Dieses seltsam anmutende kosmologische Modell wird LCDM genannt. Es liefert eine hartnäckig erfolgreiche Beschreibung einer Vielzahl von Beobachtungsdaten: von der kosmischen Mikrowellenstrahlung – der Restwärme, die der heiße Urknall hinterlassen hat – bis hin zum „kosmischen Netz“, in dem die Galaxien entlang eines verschlungenen Netzes mit Filamenten aus Dunkler Materie angeordnet sind.

Die tatsächliche physikalische Natur der Dunklen Materie und der Dunklen Energie ist jedoch immer noch nicht verstanden, weshalb Astrophysiker und Astrophysikerinnen nach Defiziten in der LCDM-Theorie suchen. Fänden sich Ungereimtheiten im Vergleich zu Beobachtungsdaten so könnte dies zu einem besseren Verständnis dieser grundlegenden Rätsel unseres Universums führen. Empfindliche Tests sind erforderlich, die beides brauchen: aussagekräftige neue Beobachtungsdaten und detailliertere Vorhersagen darüber, was das LCDM-Modell tatsächlich impliziert.

Forschenden am Max-Planck-Institut für Astrophysik (MPA) ist es nun zusammen mit einem internationalen Team der Harvard University und der Durham University sowie der York University in Kanada und des Donostia International Physics Center in Spanien gelungen, bei der theoretischen Beschreibung einen entscheidenden Schritt voranzukommen. Aufbauend auf ihren früheren Erfolgen mit den Projekten „Millennium“ und „IllustrisTNG“ entwickelten sie eine neue Reihe von Simulationsmodellen mit dem Namen „MillenniumTNG“, die die Physik der kosmischen Strukturbildung mit wesentlich höherer statistischer Genauigkeit nachzeichnen, als dies mit früheren Berechnungen möglich war.

Große Simulationen mit neuen physikalischen Details
Das Team nutzte den fortschrittlichen kosmologischen Rechen-Code GADGET-4, der speziell für diesen Zweck am MPA entwickelt wurde, um die bisher größten, hochaufgelösten Dunkle-Materie-Simulationen zu berechnen, die eine Region von fast 10 Milliarden Lichtjahren abdecken. Darüber hinaus verwendeten sie den hydrodynamischen Code AREPO, dessen Zellgröße sich dynamisch anpasst, um die Prozesse der Galaxienbildung direkt in so großen Volumina zu verfolgen, dass sie als repräsentativ für das gesamte Universum angesehen werden können. Aus dem Vergleich der beiden Arten an Simulation kann genau bewertet werden, wie sich baryonische Prozesse im Zusammenhang mit Supernova-Explosionen und supermassereichen Schwarzen Löchern auf die Gesamtverteilung der Materie auswirken. Dies wiederum erlaubt kommende Beobachtungen korrekt zu interpretieren, wie z. B. die so genannten schwachen Gravitationslinseneffekte. Diese reagieren auf Materie unabhängig davon, ob sie dunkel oder baryonisch ist.

Außerdem bezog das Team massereiche Neutrinos in seine Simulationen ein – zum ersten Mal in Simulationen, die groß genug sind, um kosmologische Beobachtungen aussagekräftig nachzustellen. In früheren kosmologischen Simulationen wurden Neutrinos meist der Einfachheit halber weggelassen, da sie höchstens 1-2 % der Masse der Dunklen Materie ausmachen und ihre nahezu relativistischen Geschwindigkeiten ein Zusammenklumpen verhindern. Nun aber werden künftige kosmologische Durchmusterungen des Universums (wie mit dem kürzlich gestarteten Euclid-Satelliten der Europäischen Weltraumorganisation) eine Genauigkeit erreichen, die einen Nachweis der damit verbundenen prozentualen Effekte ermöglicht. Dies eröffnet die verlockende Aussicht, die Neutrinomasse selbst zu bestimmen, eine grundlegende, offene Frage in der Teilchenphysik – es steht viel auf dem Spiel.

Für die bahnbrechenden MillenniumTNG-Simulationen nutzten die Forscher zwei extrem leistungsstarke Supercomputer: den SuperMUC-NG am Leibniz-Rechenzentrum in Garching und den Cosma8-Rechner, der von der Durham University im Auftrag der britischen DiRAC-Hochleistungsrechenanlage betrieben wird. Mehr als 120 000 Rechnerkerne arbeiteten am SuperMUC-NG fast zwei Monate lang, wobei die vom deutschen Gauß-Zentrum für Hochleistungsrechnen zur Verfügung gestellte Rechenzeit genutzt wurde, um das bisher umfassendste hydrodynamische Simulationsmodell zu erstellen. MillenniumTNG verfolgt die Entstehung von etwa einhundert Millionen Galaxien in einer Region des Universums mit einem Durchmesser von etwa 2400 Millionen Lichtjahren (siehe Abbildung 1). Diese Berechnung ist etwa 15 Mal größer als die bisher beste in dieser Kategorie, das TNG300-Modell des IllustrisTNG-Projekts.

Mit Cosma8 berechnete das Team ein noch größeres Volumen des Universums, das mit mehr als einer Billion Teilchen der Dunklen Materie und mehr als 10 Milliarden Teilchen gefüllt ist, um den massereichen Neutrinos zu folgen (siehe Abbildung 2). Obwohl diese Simulation die baryonische Materie nicht direkt verfolgte, können die Galaxien in MillenniumTNG mit Hilfe eines semi-analytischen Modells, das gegen die baryonische Berechnung des Projekts kalibriert wird, genau vorhergesagt werden. Dieses Verfahren führt zu einer detaillierten Verteilung der Galaxien und der Materie in einem Volumen, das zum ersten Mal groß genug ist, um für das gesamte Universum repräsentativ zu sein, so dass Vergleiche mit bevorstehenden Beobachtungen auf eine solide statistische Grundlage gestellt werden können.

Theoretische Vorhersagen für die Kosmologie
Die ersten Ergebnisse des MillenniumTNG-Projekts zeigen eine Fülle von neuen theoretischen Vorhersagen, die die Bedeutung von Computersimulationen in der modernen Kosmologie unterstreichen. Das Team hat zehn wissenschaftliche Paper für das Projekt verfasst und eingereicht. Acht davon sind soeben in der Fachzeitschrift MNRAS erschienen, die beiden anderen werden in Kürze folgen.

Eine der Studien beschäftigte sich mit der Form von Galaxien. Nahe Galaxien haben die subtile Tendenz, ihre Formen ähnlich auszurichten anstatt in willkürliche Richtungen zu zeigen – ein Effekt, der „intrinsische Galaxienausrichtung“ genannt wird. Dieser kaum erforschte Effekt verzerrt die Ergebnisse, die sich aus dem schwachen Gravitationslinseneffekt ergeben, der ja sein eigenes statistisches Ausrichtungssignal erzeugt. Im Rahmen des MillenniumTNG-Projekts konnten zum ersten Mal intrinsische Ausrichtungen mit einem sehr hohen Signal-Rausch-Verhältnis direkt bei den simulierten Galaxien gemessen werden, und zwar bis zu Entfernungen von mehreren hundert Millionen Lichtjahren. „Unsere Bestimmung der intrinsischen Ausrichtung von Galaxien kann vielleicht dazu beitragen eine Diskrepanz aufzulösen, die derzeit zwischen zwei Methoden herrscht, um die Amplitude zu messen, wie stark Materie klumpt“, sagt die Doktorandin Ana Maria Delgado, Erstautorin dieser Studie im MillenniumTNG-Team. „Die Materie-Anhäufung wird dabei einmal über den schwachen Gravitationslinseneffekt bestimmt und einmal aus dem kosmischen Mikrowellenhintergrund abgeleitet.“ Mit Hilfe der MillenniumTNG-Ergebnisse werden die Astronomen in der Lage sein, diesen wichtigen systematischen Effekt viel besser zu korrigieren.

Ein weiteres aktuelles Ergebnis bezieht sich auf die jüngste Entdeckung einer Population sehr massereicher Galaxien im jungen Universum mit dem James-Webb-Weltraumteleskop (JWST). Kurze Zeit nach dem Urknall sind die Massen dieser Galaxien unerwartet groß, was den theoretischen Erwartungen zu widersprechen scheint. Dr. Rahul Kannan analysierte die Vorhersagen von MillenniumTNG für diese frühe Epoche. Während die Simulationen bis zu einer Rotverschiebung von z=10 (als das Universum weniger als 500 Millionen Jahre alt war) mit den Beobachtungen übereinstimmen, bestätigte er, dass die neuen JWST-Ergebnisse bei einer noch höheren Rotverschiebung im Widerspruch zu den Vorhersagen der Simulationen stehen, falls sie Bestand haben. „Vielleicht ist die Sternentstehung kurz nach dem Urknall viel effizienter als zu späteren Zeiten, oder vielleicht sind damals massereiche Sterne in höheren Anteilen entstanden, was diese Galaxien ungewöhnlich hell macht“, erklärt Dr. Kannan.

Andere Arbeiten des Teams konzentrieren sich auf die Signale der Haufenbildung bei Galaxien. So erstellte die MPA-Doktorandin Monica Barrera extrem große und äußerst realistische Scheinkataloge von Galaxien auf dem rückwärtigen „Lichtkegel“ eines Referenzbeobachters (siehe Abbildung 3). In diesem Fall sind Galaxien, die weiter entfernt sind, automatisch auch jünger, was die Reisezeit des Lichts widerspiegelt, das unsere Teleskope erreicht. Anhand dieser virtuellen Beobachtungen untersuchte sie die so genannte baryonische akustische Oszillation (BAO) – ein kosmologisch wichtiges Standard-„Maßband“ – in der projizierten Zweipunkt-Korrelationsfunktion von Galaxien. Ihre Ergebnisse zeigen, dass die Messung dieser BAOs ein ziemlich kniffliges Unterfangen ist, das durch so-genannte kosmische Varianzeffekte erheblich beeinflusst werden kann – selbst wenn in Beobachtungen extrem große Volumina durchmustert und untersucht werden. Während man in Simulationen das modellierte Universum aus verschiedenen Blickwinkeln beobachten kann, um den korrekten statistischen Ensemble-Mittelwert zu ermitteln, ist dies für das reale Universum nicht ohne weiteres möglich. „Die MillenniumTNG-Simulationen sind so groß und enthalten so viele Galaxien – mehr als eine Milliarde in der größten Berechnung – dass es wirklich schwierig war, sie zu untersuchen“, sagt Monica Barrera. „Skripte, die für die Analyse kleinerer Simulationen gut funktionieren, brauchen für MillenniumTNG ewig.“

Analyse der kosmologischen Daten
Die Serie der ersten Ergebnisse der MillenniumTNG-Simulationen macht deutlich, dass die Berechnungen eine große Hilfe bei der Entwicklung besserer Strategien für die Analyse künftiger kosmologischer Daten sein werden. Der Leiter des Teams, Prof. Volker Springel vom MPA, führt an, dass „MillenniumTNG die jüngsten Fortschritte bei der Simulation der Galaxienentstehung mit dem Bereich der großräumigen kosmischen Struktur verbindet und eine verbesserte theoretische Modellierung ermöglicht, wie sich Galaxien mit dem Rückgrat der Dunklen Materie des Universums verbinden. Dies könnte sich als entscheidend für Fortschritte bei wichtigen Fragen in der Kosmologie erweisen, etwa wie die Masse von Neutrinos am besten mit Daten zur großräumigen Struktur eingeschränkt werden kann.“ Die MillenniumTNG-Simulationen lieferten mehr als 3 Petabyte an Simulationsdaten und bilden damit einen reichen Fundus für die weitere Forschung, die das Wissenschaftlerteam noch viele Jahre lang beschäftigen wird.

Wissenschaftliche Originalpublikationen:

• The MillenniumTNG Project: High-precision predictions for matter clustering and halo statistics
  C. Hernández-Aguayo, V. Springel, R. Pakmor, M. Barrera, F. Ferlito, S. D. M. White, L. Hernquist, B. Hadzhiyska, A. M. Delgado, R. Kannan, S. Bose, C. Frenk
  MNRAS, July 2023 (preprint: https://arxiv.org/abs/2210.10059)
• The MillenniumTNG Project: The hydrodynamical full physics simulation and a first look at its galaxy clusters
  R. Pakmor, V. Springel, J. P. Coles, T. Guillet, C. Pfrommer, S. Bose, M. Barrera, A. M. Delgado, F. Ferlito, C. Frenk, B. Hadzhiyska, C. Hernández-Aguayo, L. Hernquist, R. Kannan, S. D. M. White
  MNRAS, July 2023 (preprint: https://arxiv.org/abs/2210.10060)
• The MillenniumTNG Project: Semi-analytic galaxy formation models on the past lightcone
  M. Barrera, V. Springel, S. White, C. Hernández-Aguayo, L. Hernquist, C. Frenk, R. Pakmor, F. Ferlito, B. Hadzhiyska, A. M. Delgado, R. Kannan, S. Bose
  MNRAS, submitted (preprint: https://arxiv.org/abs/2210.10419)
• The MillenniumTNG Project: The galaxy population at z ≥ 8
  R. Kannan, V. Springel, L. Hernquist, R. Pakmor, A. M. Delgado, B. Hadzhiyska, C. Hernández-Aguayo, M. Barrera, F. Ferlito, S. Bose, S. D. M. White, C. Frenk, A. Smith, E. Garaldi
  MNRAS, July 2023 (preprint: https://arxiv.org/abs/2210.10066)
• The MillenniumTNG Project: Refining the one-halo model of red and blue galaxies at different redshifts
  B. Hadzhiyska, L. Hernquist, D. Eisenstein, A. M. Delgado, S. Bose, R. Kannan, R. Pakmor, V. Springel, S. Contreras, M. Barrera, F. Ferlito, C. Hernández-Aguayo, S. D. M. White, C. Frenk
  MNRAS, July 2023 (preprint: https://arxiv.org/abs/2210.10068)
• The MillenniumTNG Project: An improved two-halo model for the galaxy-halo connection of red and blue galaxies
  B. Hadzhiyska, D. Eisenstein, L. Hernquist, R. Pakmor, S. Bose, A. M. Delgado, S. Contreras, R. Kannan, S. D. M. White, V. Springel, C. Frenk, C. Hernández-Aguayo, F. Ferlito, M. Barrera
  MNRAS, July 2023 (preprint: https://arxiv.org/abs/2210.10072)
• The MillenniumTNG Project: The large-scale clustering of galaxies
  S. Bose, B. Hadzhiyska, M. Barrera, A. M. Delgado, F. Ferlito, C. Frenk, C. Hernández-Aguayo, L. Hernquist, R. Kannan, R. Pakmor, V. Springel, S. D. M. White
  MNRAS, July 2023 (preprint: https://arxiv.org/abs/2210.10065)
• The MillenniumTNG Project: Inferring cosmology from galaxy clustering with accelerated N-body scaling and subhalo abundance matching
  S. Contreras, R. E. Angulo, V. Springel, S. D. M. White, B. Hadzhiyska, L. Hernquist, R. Pakmor, R. Kannan, C. Hernández-Aguayo, M. Barrera, F. Ferlito, A. M. Delgado, S. Bose, C. Frenk
  MNRAS, July 2023 (preprint: https://arxiv.org/abs/2210.10075)
• The MillenniumTNG Project: Intrinsic alignments of galaxies and halos
  A. M. Delgado, B. Hadzhiyska, S. Bose, V. Springel, L. Hernquist, M. Barrera, R. Pakmor, F. Ferlito, R. Kannan, C. Hernández-Aguayo, S. D. M. White, C. Frenk
  MNRAS, July 2023 (preprint: https://arxiv.org/abs/2304.12346)
• The MillenniumTNG Project: The impact of baryons and massive neutrinos on high-resolution weak gravitational lensing convergence maps
  F. Ferlito, V. Springel, C. T. Davies, C. Hernández-Aguayo, R. Pakmor, M. Barrera, S. D. M. White, A. M. Delgado, B. Hadzhiyska, L. Hernquist, R. Kannan, S. Bose, C. Frenk
  MNRAS, submitted (preprint: https://arxiv.org/abs/2304.12338)

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• Die großräumige Struktur des Universums

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Quelle: Universität Stuttgart 17. Februar 2023.

17. Februar 2023 – Cygnus X ist eine ausgedehnte Region in etwa 5.000 Lichtjahren Entfernung von der Erde, in der aus Gas und Staub ständig neue Sterne entstehen. Wie genau dieser Prozess abläuft, war bisher nicht bekannt. Ein internationales Team um Nicola Schneider von der Universität zu Köln konnte nun anhand von Beobachtungen mit der fliegende Sternwarte SOFIA zeigen, dass sich in Cygnus X die Gaswolken, aus denen letztlich die neuen Sterne entstehen, in nur einigen Millionen Jahren bilden. Das ist für astronomische Zeitskalen schnell und steht im Widerspruch zur bisherigen Lehrmeinung, nach der dieser Prozess quasi-statisch abläuft und dann typischerweise mehrere hundert Millionen Jahre dauern sollte.

Diese neuen SOFIA-Daten zeigen weiter, dass diese Hochgeschwindigkeits-Gaswolken in Cygnus X im Innern einen dichten Kern aus molekularem Wasserstoff (H₂) aufweisen, der von einer Hülle aus atomarem Wasserstoff (H) umgeben ist. Diese beiden Regionen stehen in einer hochdynamischen Wechselwirkung zueinander, so dass ihre Hüllen mit bis zu zwanzig Kilometern pro Sekunde miteinander kollidieren. „Durch diese hohe Geschwindigkeit wird das Gas zu dichteren, molekularen Gebieten komprimiert, in denen sich neue, hauptsächlich massereiche Sterne bilden“, so Nicola Schneider.

Die Beobachtungen von Cygnus X wurden im Rahmen von SOFIAs internationalem Langzeitprogramm FEEDBACK unter der Leitung von Nicola Schneider und Alexander Tielens (University of Maryland) durchgeführt. Es widmet sich der Frage, welche Prozesse die Sternentstehung hauptsächlich antreiben und wie sich diese zwischen verschiedenen Sternentstehungsgebieten unterscheiden.

Da atomarer Wasserstoff in Sternentstehungsgebieten schwer zu detektieren ist, beobachten Forschende üblicherweise die Spektrallinien des ionisierten Kohlenstoffs (CII) bei 158 Mikrometern, der im interstellaren Gas ein verlässlicher Indikator für das Vorhandensein von atomarem Wasserstoff ist. „Wir brauchen die CII-Beobachtungen, um dieses ansonsten ‚dunkle‘ Gas nachzuweisen“, sagt Dr. Schneider. „Nur mit SOFIA und seinen empfindlichen Instrumenten konnten wir nun zum ersten Mal diese schwache CII-Strahlung aus den Randgebieten einer solchen Wolke messen.“

Nachdem SOFIA seinen Beobachtungsbetrieb zum Ende September 2022 eingestellt hat, sind die bisher gemessenen Daten von großer Bedeutung für die astronomische Grundlagenforschung, denn es gibt kein anderes Observatorium, das in dem Wellenlängenbereich zwischen 30 und 300 Mikrometern beobachten und ausgedehnte Kartierungen anfertigen kann. Das jetzt aktive James Webb-Weltraumteleskop beobachtet im Infrarotbereich bei kürzeren Wellenlängen bis 28 Mikrometer und konzentriert sich auf räumlich kleine Gebiete. „In der Liste der bislang beobachteten FEEDBACK Quellen befinden sich weitere Gaswolken in unterschiedlichen Entwicklungsstadien, in denen wir jetzt die schwache CII-Strahlung in den Randgebieten der Wolken suchen, um ähnliche Wechselwirkungen wie in der Cygnus X Region aufzuspüren“, so Schneider.

„Nicht nur mit seinen verschiedenen Langzeitstudien stellt das SOFIA-Team kommenden Generationen von Astronominnen und Astronomen möglichst umfangreiche und vollständige Datensätze im Ferninfraroten zur Verfügung, die auch weit über SOFIAs eigentliche Betriebszeit hinaus unter verschiedensten Blickwinkeln analysiert werden können“, so Bernhard Schulz, SOFIA Science Mission Operations Deputy Director vom Deutschen SOFIA Institut, das an der Universität Stuttgart SOFIAs Betrieb auf deutscher Seite koordiniert. „Das SOFIA-Datenarchiv wird noch viele spektakuläre Erkenntnisse im Bereich der Sternentstehung und anderen astronomische Forschungsgebieten möglich machen.“

Originalveröffentlichung:
“Ionized carbon as a tracer for the assembly of interstellar clouds”, Nicola Schneider et al. 16. Februar 2023, Nature Astronomy
https://www.nature.com/articles/s41550-023-01901-5

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• Stratosphären-Observatorium SOFIA

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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• Sternentstehung

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Quelle: ESON 10. November 2022.

10. November 2022 – Am 5. Oktober 1962 unterzeichneten fünf Länder die Konvention zur Gründung der ESO. Heute, sechs Jahrzehnte später, bringt die ESO mit Unterstützung von 16 Mitgliedstaaten und strategischen Partnern Wissenschaftler und Ingenieure aus der ganzen Welt zusammen, um in Chile moderne bodengestützte Observatorien zu entwickeln und zu betreiben, die bahnbrechende astronomische Entdeckungen ermöglichen.

Anlässlich des 60-jährigen Jubiläums der ESO veröffentlichen wir dieses bemerkenswerte neue Bild des Konusnebels, das Anfang dieses Jahres mit einem der ESO-Teleskope aufgenommen und von ESO-Mitarbeitern ausgewählt wurde. Es gehört zu einer größeren Kampagne zum sechzigjährigen Bestehen der ESO, die Ende 2022 sowohl unter dem Hashtag #ESO60years in den sozialen Medien als auch mit lokalen Veranstaltungen in den ESO-Mitgliedsländern und anderen Ländern stattfindet.

Auf diesem neuen Bild steht die sieben Lichtjahre lange Säule des Konusnebels im Mittelpunkt, die Teil der größeren Sternentstehungsregion NGC 2264 ist und im späten 18. Jahrhundert von dem Astronomen William Herschel [1] entdeckt wurde. Am Himmel finden wir diesen hornförmigen Nebel im Sternbild Monoceros (Das Einhorn), ein überraschenderweise passender Name.

Mit einer Entfernung von weniger als 2500 Lichtjahren ist der Konusnebel relativ nah an der Erde, was ihn zu einem gut untersuchten Objekt macht. Aber dieser Anblick ist dramatischer als alle bisherigen, denn er zeigt die dunkle und undurchdringliche Wolkendecke des Nebels auf eine Art und Weise, die an ein mythologisches Wesen erinnert.

Der Konusnebel ist ein perfektes Beispiel für die säulenartigen Formen, die in den riesigen Wolken aus kaltem molekularem Gas und Staub entstehen und für die Entstehung neuer Sterne bekannt sind. Diese Art von Säulen entsteht, wenn massereiche, neu entstandene helle blaue Sterne Sternwinde und intensive ultraviolette Strahlung abgeben, die das Material aus ihrer Umgebung wegblasen. Während dieses Material weggeschleudert wird, wird das weiter von den jungen Sternen entfernte Gas und der Staub zu dichten, dunklen und hohen säulenartigen Formen komprimiert. Dieser Prozess trägt zur Entstehung des dunklen Konusnebels bei, der von den leuchtenden Sternen in NGC 2264 weg zeigt.

Auf diesem Bild, das mit dem FOcal Reducer and Low Dispersion Spectrograph 2 (FORS2) am VLT der ESO in Chile aufgenommen wurde, ist Wasserstoffgas in Blau und Schwefelgas in Rot dargestellt. Die Verwendung dieser Filter lässt die ansonsten hellen blauen Sterne, die auf die jüngste Sternentstehung hinweisen, fast golden erscheinen und kontrastiert mit dem dunklen Kegel wie Wunderkerzen.

Dieses Bild ist nur ein Beispiel für die vielen faszinierenden und beeindruckenden Beobachtungen, die die ESO-Teleskope in den letzten 60 Jahren gemacht haben. Während dieses Bild für die Öffentlichkeitsarbeit aufgenommen wurde, widmet die ESO die überwältigende Mehrheit ihrer Teleskope wissenschaftlichen Beobachtungen, die es uns ermöglicht haben, das erste Bild eines Exoplaneten einzufangen, das schwarze Loch im Zentrum unserer Heimatgalaxie zu untersuchen und Beweise dafür zu finden, dass sich die Expansion unseres Universums beschleunigt.

Aufbauend auf unserer 60-jährigen Erfahrung in der Entwicklung, Entdeckung und Zusammenarbeit in der Astronomie wird die ESO weiterhin neue Wege in Astronomie, Technologie und internationaler Zusammenarbeit beschreiten. Mit unseren aktuellen Einrichtungen und dem kommenden Extremely Large Telescope (ELT) der ESO werden wir uns weiterhin mit den größten Fragen der Menschheit über das Universum beschäftigen und ermöglichen somit ungeahnte Entdeckungen.

Endnoten
[1] William (Wilhelm) Herschel verstarb im Jahre 1822, also vor genau 200 Jahren.

Weitere Informationen
Dieses Bild entstand im Zuge des Cosmic-Gems-Programms der ESO (wörtlich „kosmische Edelsteine“), einer Initiative zur Erstellung von astronomischen Aufnahmen von wissenschaftlich interessanten und optisch ansprechenden Objekten mit ESO-Teleskopen für Bildungs- und Öffentlichkeitsarbeit. Das Programm nutzt Teleskopzeit, die für wissenschaftliche Beobachtungen nicht geeignet wäre. Die gesammelten Daten können auch für wissenschaftliche Zwecke genutzt werden und werden Astronom*innen daher auch über das wissenschaftlichen Archiv der ESO zur Verfügung gestellt.

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

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

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• ESO

Der Beitrag Die ESO feiert 60 Jahre internationaler Zusammenarbeit mit der Aufnahme einer wundersamen Sternenfabrik erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: ESA 28. Oktober 2022.

28. Oktober 2022 – Warum erzeugt das Licht im mittleren Infrarotbereich auf dem Bild des Mittelinfrarot-Instruments (MIRI) von Webb eine so düstere, unheimliche Stimmung? Interstellarer Staub hüllt die Szene ein. Und während das Licht im mittleren Infrarot besonders gut erkennen lässt, wo sich Staub befindet, sind die Sterne bei diesen Wellenlängen nicht hell genug, um sichtbar zu werden.

In dieser Region haben sich Tausende und Abertausende von Sternen gebildet. Das zeigt sich deutlich, wenn man das jüngste Bild der Nahinfrarotkamera (NIRCam) von Webb von diesem Objekt betrachtet. In der Ansicht von MIRI scheinen die meisten Sterne zu fehlen. Viele neu entstandene Sterne sind nicht mehr von ausreichend Staub umgeben, um im mittleren Infrarotlicht erkannt zu werden. Stattdessen beobachtet MIRI junge Sterne, die ihren staubigen „Umhang“ noch nicht abgelegt haben.

Das Licht im mittleren Infrarot eignet sich hervorragend zur Beobachtung von Gas und Staub bis ins kleinste Detail. Auch im Hintergrund ist dies unverkennbar. Die dichtesten Staubbereiche sind die dunkelsten Grautöne. Der rote Bereich an der Spitze, der ein unheimliches V bildet, wie eine Eule mit ausgebreiteten Flügeln, ist der Bereich, in dem der Staub diffus und kühler ist. Bemerkenswert ist, dass keine Hintergrundgalaxien zu sehen sind – das interstellare Medium im dichtesten Teil der Milchstraßenscheibe ist zu sehr mit Gas und Staub aufgebläht, als dass ihr entferntes Licht durchdringen könnte.

Wie groß ist diese Landschaft? Folgen Sie der obersten Säule und gehen Sie auf den leuchtend roten Stern, der wie ein Besenstiel aus der unteren Kante herausragt. Dieser Stern und sein staubiger Mantel sind größer als unser ganzes Sonnensystem.

Diese Szene wurde erstmals 1995 vom Hubble-Weltraumteleskop der NASA/ESA und 2014 erneut aufgenommen. Allerdings haben auch viele andere Observatorien von Weltrang, wie das Herschel-Teleskop der ESA, diese Region genau unter die Lupe genommen. Jedes moderne Instrument bietet den Forscher*innen verlockende neue Details über diese Region, die praktisch von Sternen nur so strotzt. Die Astronom*innen gewinnen mit jeder Beobachtung neue Informationen und gewinnen durch ihre laufenden Forschungen ein tieferes Verständnis für diese sternbildende Region. Jede Wellenlänge des Lichts und jedes moderne Instrument liefert weitaus präzisere Zählungen von Gas, Staub und Sternen, die den Forscher*innen Aufschluss über die Entstehung von Sternen geben. Dank der neuen MIRI-Aufnahme stehen den Astronom*innen nun höher aufgelöste Daten im mittleren Infrarot als je zuvor zur Verfügung. Sie werden die weitaus präziseren Staubmessungen analysieren, um ein vollständigeres dreidimensionales Bild dieser fernen Region zu erstellen.

Die Säulen der Schöpfung befinden sich innerhalb des riesigen Adlernebels, der 6.500 Lichtjahre entfernt ist.

Weitere Informationen
Das Webb-Teleskop ist das größte und leistungsstärkste Teleskop, das jemals ins All geschossen wurde. Im Rahmen eines internationalen Kooperationsabkommens war die ESA für den Start des Teleskops mit der Trägerrakete Ariane 5 zuständig. In Zusammenarbeit mit ihren Partnern war die ESA für die Entwicklung und Qualifizierung der Ariane-5-Anpassungen für die Webb-Mission sowie für die Beschaffung des Startdienstes durch Arianespace verantwortlich.

Die ESA stellte auch das Arbeitstier, den Spektrografen NIRSpec, und 50 % des Mittelinfrarot-Instruments MIRI zur Verfügung, das von einem Konsortium aus national finanzierten europäischen Einrichtungen (dem europäischen MIRI-Konsortium) in Zusammenarbeit mit JPL und der Universität von Arizona entwickelt und gebaut wurde.

Das Webb-Teleskop ist ein internationales Joint Venture zwischen der NASA, der ESA und der Canadian Space Agency (der kanadischen Raumfahrtbehörde CSA).

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• JWST – James Webb Space Telescope

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Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie 25. Oktober 2022.

25. Oktober 2022 – Untersuchungen des Zusammenspiels zwischen Sternentstehung und dem interstellaren Medium sind wichtig, um die Entwicklung von Galaxien zu verstehen. Ein internationales Forscherteam unter der Leitung von Fatemeh Tabatabaei unter Mitarbeit von mehreren Wissenschaftlern des Bonner Max-Planck-Instituts für Radioastronomie hat mit dem Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) in New Mexico hochaufgelöste Radiobeobachtungen der Nachbargalaxie Messier 33 in der lokalen Gruppe durchgeführt. Die Ergebnisse zeigen, dass in M33 ein direkter Zusammenhang zwischen molekularem Gas und Sternentstehung besteht. Die Entstehung von massereichen Sternen verstärkt das Magnetfeld und erhöht die Zahl der hochenergetischen Elektronen der kosmischen Strahlung, die wiederum die Entstehung von galaktischen Winden und Ausströmungen begünstigen können.

Die Studie wird in der Fachzeitschrift „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society“ (MNRAS) veröffentlicht.

Galaxien sind Systeme aus Sternen und interstellarem Gas in Wechselwirkung. Beobachtungen zeigen, dass Galaxien heute weniger Sterne bilden als in der Vergangenheit. Da für die Entstehung von Sternen kaltes Gas benötigt wird, bringen Modellrechnungen die Verlangsamung dieses Prozesses und die beobachtete Entwicklung von Galaxien mit galaktischen Winden in Verbindung, durch die kaltes Gas abtransportiert wird.

Galaktische Winde entstehen in den Scheiben von Galaxien und erstrecken sich auf den Halo und das intergalaktische Medium; ihr Ursprung ist jedoch noch umstritten. Supernova-Explosionen und aktive galaktische Kerne (AGN) können starke Winde antreiben. Ihrer Rolle bei der Behinderung von Sternentstehung steht die Tatsache entgegen, dass das Gas ihrer Winde in die Galaxienscheibe zurückfallen und die Entstehung von neuen Sternen auslösen kann. Dank neuer hochaufgelöster Radiobeobachtungen mit dem „Karl G. Jansky Very Large Array“ fand ein internationales Forscherteam Hinweise für kosmische Strahlung als alternative Ursache für galaktische Winde, und zwar in unserer Nachbargalaxie M33 im Sternbild Dreieck (Triangulum) in einer Entfernung von 2,7 Millionen Lichtjahren von der Erde. Diese Galaxie enthält rund 23-mal weniger Masse als die Milchstraße.

Kosmische Strahlungen bestehen aus hochenergetischen Teilchen, die sich nahezu mit Lichtgeschwindigkeit bewegen. Sie können den Druck im interstellaren Medium erhöhen, Ausströmungen (outflows) verursachen und die Strukturen über eine gesamte Galaxie hinweg verändern. Frühere Studien hatten bereits auf die Bedeutung der von kosmischer Strahlung angetriebenen Winde für die Entstehung von Blasen in der Milchstraße und in der Andromeda-Galaxie hingewiesen, die eine Größe von einigen Tausend Lichtjahren haben.

„Das ist das erste Mal, dass wir Beweise für solche Winde in einer massearmen, sternbildenden Spiralgalaxie wie M33 finden“, sagt Fatemeh Tabatabaei, die leitende Forscherin der vorliegenden Untersuchung. „Dieser Nachweis ergab sich aus einem Widerspruch, als wir feststellten, dass die Elektronen der kosmischen Strahlung in Regionen energiereicher sind, in denen auch das Magnetfeld stärker ist. In einem starken Magnetfeld erwartet man, dass die Elektronen der kosmischen Strahlung Energie an eine stärkere Synchrotronstrahlung verlieren.“ Tabatabaei forschte schon im Rahmen ihrer im Jahr 2008 abgeschlossenen Promotion am Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR) unter der Leitung von Rainer Beck, einem Mitautor der Studie.

Dieses Paradoxon kann aufgelöst werden, wenn man die Struktur des Magnetfeldes in der Galaxie berücksichtigt. In Sternentstehungsgebieten wird das Magnetfeld aufgrund von turbulenten Gasbewegungen durch die Wirkung eines Dynamomechanismus verstärkt, der kinetische Energie in magnetische Energie umwandelt. Die resultierenden Feldlinien sind stark ineinander verknäuelt. „Der Dynamoeffekt ist ein wirkungsvoller Mechanismus, der überall im Universum arbeitet: in Sternen, Planeten, Galaxien und sogar in riesigen intergalaktischen Gaswolken“, sagt Rainer Beck.

„Diese verwirbelte Struktur des Magnetfeldes hilft der kosmischen Strahlung, sich über größere Bereiche zu verteilen, bevor sie ihre Energie durch die Synchrotronkühlung im Magnetfeld verliert. Die hochenergetische kosmische Strahlung kann sich dann leicht mit dem Hintergrundgas und -plasma verbinden und so Gebiete hohen Drucks in der Scheibe erzeugen. Das daraus resultierende Druckungleichgewicht zwischen der Scheibe und den äußeren Schichten im Halo verursacht die Entstehung von Winden“, fügt Fatemeh Tabatabaei hinzu.

Die aktuelle Untersuchung zeigt, dass von der kosmischen Strahlung angetriebene Winde in den meisten Galaxien eine Rolle spielen können, insbesondere in solchen mit relativ geringer Masse, aber aktiver Sternentstehung wie M33. Das sind Systeme, die viel häufiger im Kosmos auftreten als massereiche Galaxien. Daher können die von der kosmischen Strahlung angetriebenen Winde prinzipiell auch in früheren Epochen eine wichtige Rolle beim Abtransport von Gas gespielt haben, da sie aufgrund der höheren Sternentstehungsaktivität damals noch stärker waren.

„Um diese Ergebnisse zu bestätigen und die Untersuchung auf frühere Epochen im Universum auszudehnen, sind detaillierte Radiobeobachtungen von weiter entfernten Galaxien erforderlich, die mit zukünftigen empfindlichen Radioteleskopen wie dem “Next Generation Very Large Telescope” und dem SKA-Observatorium möglich werden“, schließt Karl Menten, Direktor am MPIfR und Leiter der Forschungsabteilung Millimeter- und Submillimeter-Astronomie, ebenfalls Mitautor der Studie.

Hintergrundinformation:
Das „Karl G. Jansky Very Large Array“ (JVLA) setzt sich als Radioteleskop aus 27 einzelnen Parabolspiegeln zusammen, die in einer Y-förmigen Konfiguration auf der Ebene von San Agustin fünfzig Meilen westlich von Socorro, New Mexico, stehen. Jede Antenne hat einen Durchmesser von 25 Metern. Die Daten der einzelnen Antennen werden elektronisch miteinander kombiniert, um so die Auflösung einer Antenne mit einem Durchmesser von 36 km und die Empfindlichkeit eines Einzelteleskops von 130 Metern Durchmesser zu erreichen. Das VLA wird vom „National Radio Astronomy Observatory“ (NRAO) betrieben, einer Einrichtung der „National Science Foundation“ (NSF), die im Rahmen einer Kooperationsvereinbarung von „Associated Universities, Inc.“ (AUI) betrieben wird.

Das Forschungsteam umfasst F. S. Tabatabaei, W. Cotton, E. Schinnerer, R. Beck, A. Brunthaler, K. M. Menten, J. Braine, E. Corbelli, C. Kramer, J. E. Beckman, J. H. Knapen, R. Paladino, E. Koch, und A. Camps Fariña. Fatemeh Tabatabaei, die Erstautorin, und ebenso Rainer Beck, Andreas Brunthaler und Karl Menten haben alle eine MPIfR-Affiliation.

Originalveröffentlichung
Cloud-scale Radio Surveys of Star Formation and Feedback in Triangulum Galaxy M33: VLA Observations
F. Tabatabaei et al., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, MNRASJ-517-2, p. 2997-3007, 25. Oktober 2022 (DOI: 10.1093/mnras/stac2514), https://academic.oup.com/mnras/article/517/2/2990/6764519.

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