Quelle: ESA / Science & Exploration, 6. August 2026

Der Nebel erstreckt sich über etwa 260 Lichtjahre und beherbergt eine unglaubliche Vielfalt an Objekten, darunter die „Cosmic Cliffs“, die in der allerersten Bildveröffentlichung des Webb-Teleskops zu sehen waren. Der Carina-Nebel ist zudem die nächstgelegene Region mit hoher Sternentstehungsrate, die es Astronomen ermöglicht, den gesamten Prozess der Sternentstehung zu untersuchen. Dieser Nebel beherbergt einige der massereichsten Sterne unserer Galaxie sowie Zehntausende von Protosternen und bietet damit eine wertvolle Gelegenheit, zu verstehen, wie Sterne ihre Umgebung prägen.

Das auf dem heutigen Bild gezeigte Objekt, das treffend „Schatzkiste“ genannt wird, fügt sich nahtlos in diesen himmlischen Skulpturengarten ein. Bei der „Schatzkiste“ handelt es sich um eine sogenannte Kometenwolke. Eine Kometenwolke ist eine isolierte Gas- und Staubwolke mit einem dichten, dunklen Kopf und einem ausladenden Schweif. Diese Wolken ähneln oft ein wenig Kometen, doch die „Schatzkiste“ sieht eindeutig wie eine hölzerne Truhe aus, deren Deckel weit geöffnet ist.

Allerdings enthält diese Truhe keine Juwelen oder Goldmünzen, sondern einen kompakten Sternhaufen junger Sterne. Diese Sterne sind für das überirdische Leuchten verantwortlich, das aus dem Inneren der „Schatzkiste“ strahlt und von Webbs empfindlicher Nahinfrarotkamera (NIRCam) erfasst wurde. Forscher schätzen, dass der Sternhaufen der „Schatzkiste“ etwa 70 Sterne umfasst, von denen der massereichste ein seltener Stern vom Typ O ist, der etwa 19-mal so massereich ist wie die Sonne.

Der Sternhaufen ist wahrscheinlich etwa 1,3 Millionen Jahre alt, obwohl frühere Schätzungen sein Alter auf lediglich 100.000 Jahre bezifferten. Aufgrund seines jungen Alters ist der Sternhaufen noch tief in den staubigen Wolken der „Schatzkiste“ eingebettet. Auch die einzelnen Sterne des Sternhaufens sind von Staub umhüllt; Astronomen haben Hinweise darauf gefunden, dass viele dieser Sterne von zirkumstellaren Scheiben umgeben sind. Im Laufe der Zeit wird das strahlende Licht dieser jungen Sterne die umgebende Wolke auflösen und den gesamten Sternhaufen freilegen.

Der Schlüssel zur skulpturalen Form der „Schatzkiste“ liegt außerhalb dieses Bildes: Nur 39 Lichtjahre nordwestlich, am Himmel gemessen, befindet sich Eta Carinae, das leuchtstärkste Objekt im gesamten Carina-Nebel. Eta Carinae ist ein Sternsystem, das mindestens zwei Sterne umfasst, von denen einer 100-mal so massereich ist wie die Sonne. Allein dieser Stern strahlt etwa 5 Millionen Mal so hell wie die Sonne. Zu dieser intensiven Strahlung trägt auch der nahegelegene Sternhaufen Trumpler 16 bei, der ebenfalls mehrere extrem heiße, massereiche Sterne enthält.

Mit Webb haben Astronomen ein Beobachtungsprogramm (#5408; PI: Reiter) durchgeführt, das der Untersuchung gewidmet ist, wie junge Sterne im Carina-Nebel Gas aus ihrer Umgebung aufnehmen und es in Form von Ausflüssen wieder ausstoßen.

Veröffentlichung auf esawebb.org

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• JWST – James Webb Space Telescope

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Quelle: ESA / Science & Exploration, 17. Juni 2026

Der Sternhaufen enthält vier verschiedene Sterngenerationen, was ihn als Prototyp eines „fossilen Fragments des Galaxienkerns“ bestätigt. Vor Milliarden von Jahren breiteten sich ähnliche ursprüngliche Klumpen aus und verschmolzen zum Galaxienkern der Milchstraße, doch Terzan 5 blieb bis heute intakt.

Die neue Studie, in der aktuelle Beobachtungen des Webb-Teleskops mit Daten kombiniert wurden, die über einen Zeitraum von 12 Jahren vom Hubble-Teleskop erfasst wurden, hat gezeigt, dass Terzan 5 bis zu vier unterschiedliche Phasen der Sternentstehung durchlaufen hat, was bestätigt, dass es sich nicht um einen echten Kugelsternhaufen handelt.

Ein Kugelsternhaufen weist in der Regel nur eine einzige Population alter Sterne auf. Neue Daten bestätigen nicht nur die Existenz zweier unterschiedlicher Sternpopulationen in Terzan 5, sondern liefern auch Hinweise auf zwei jüngere Sternentstehungsphasen. Obwohl sich Terzan 5 im dicht besiedelten Bulge der Milchstraße befindet – dem zentralen, kugelförmigen Bereich älterer Sterne unserer Galaxie –, war er massereich genug, um seine eigenständige Identität zu bewahren, während sich leichtere Systeme vor Milliarden von Jahren ausbreiteten und vermischten, um den Bulge zu bilden. Es ist wie ein Klumpen in einem ansonsten gut vermischten Kuchenteig.

„Die neuen Nahinfrarot-Beobachtungen des Webb-Teleskops, abgeglichen mit den Archivdaten des Hubble-Teleskops, haben uns ein viel klareres Bild von der Geschichte von Terzan 5 vermittelt“, sagte Giorgia Zullo, die die Forschung leitete und Doktorandin an der Universität Bologna in Italien ist.

Diese Ergebnisse wurden am Dienstag auf einer Pressekonferenz im Rahmen der 248. Tagung der American Astronomical Society vorgestellt und in der Fachzeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ veröffentlicht.

Vier Sterngenerationen

Terzan 5 wurde 1968 vom Astronomen Azop Terzan entdeckt und ähnelt in vielerlei Hinsicht einem Kugelsternhaufen. Im Jahr 2009 stellte sich jedoch heraus, dass dieses System zwei unterschiedliche Sternpopulationen beherbergt. Im Jahr 2016 lieferte das Hubble-Teleskop eine erste Schätzung ihres Alters und zeigte, dass sich die eine vor etwa 12 Milliarden Jahren (als sich die Milchstraße selbst gerade bildete) und die andere vor etwa 5 Milliarden Jahren, kurz bevor sich die Erde zu bilden begann, gebildet hatte. Dies deutete auf eine komplexere Geschichte hin als bei einem typischen Kugelsternhaufen.

Die Untersuchung von Terzan 5 wird durch seine Lage in einem Bereich unserer Galaxie erschwert, der dicht mit Sternen besetzt und stark durch Staub verdeckt ist. Hier kam das Webb-Teleskop ins Spiel. Seine Infrarotaufnahmen ermöglichten es dem Forschungsteam, durch den Staub hindurchzublicken und weitaus mehr Sterne – darunter auch schwächere – zu katalogisieren als bei früheren Untersuchungen. Durch die Messung der Farben und Helligkeiten der Sterne können Astronomen diese in Populationen unterschiedlichen Alters und unterschiedlicher chemischer Zusammensetzung einordnen.

Webb konnte diese Schlüsselmerkmale für jeden Stern im Sichtfeld am Himmel messen – sowohl für Sterne innerhalb von Terzan 5 als auch für unabhängige Vordergrundsterne. Um die Sterne von Terzan 5 zu isolieren, stützte sich das Team auf die Leistungsfähigkeit und die lange Betriebsdauer des Hubble-Teleskops. Der zeitliche Abstand von 12 Jahren zwischen den Hubble-Belichtungen ermöglichte es dem Team, sehr kleine Bewegungen einzelner Sterne – sogenannte Eigenbewegungen – zu messen, um festzustellen, welche Sterne zu Terzan 5 gehören und welche Teil des Galaxienkerns der Milchstraße sind.

Durch die Kombination der Daten von Webb und Hubble fanden die Forscher starke Hinweise auf zwei weitere Sternpopulationen, von denen sich die eine vor 3,8 Milliarden Jahren und die andere erst vor 2,5 Milliarden Jahren gebildet hat. Außerdem konnten sie das Alter der bereits bekannten Sternpopulationen mit beispielloser Präzision bestimmen und stellten fest, dass diese sich vor 12,5 Milliarden bzw. 4,7 Milliarden Jahren gebildet haben.

Angesichts der bisher bekannten zwei Sterngenerationen konnten Astronomen die Möglichkeit nicht ausschließen, dass Terzan 5 mit einem anderen Objekt – etwa einem Kugelsternhaufen oder einer riesigen Molekülwolke – in Wechselwirkung trat und dadurch mit neuem Gas und Staub angereichert wurde, was eine zweite Runde der Sternentstehung auslöste. Mit vier Sterngenerationen sind diese Erklärungen nun ausgeschlossen.

Messungen der Sternzusammensetzung der Terzan-5-Populationen, die am W. M. Keck-Observatorium und am Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte durchgeführt wurden, deuten ebenfalls auf sehr unterschiedliche Populationen hin. „Neben dem Alter dieser Populationen bewahrt der Sternhaufen ein fossiles Zeugnis der fortschreitenden Anreicherung schwerer Elemente durch Supernovae“, sagte Co-Autor R. Michael Rich, Forschungsastronom an der University of California in Los Angeles.

Terzan 5 brachte mehrere Sterngenerationen hervor, da es in der Lage war, die notwendigen Ausgangsstoffe zu binden. Es gibt Hinweise auf gewaltige Supernova-Explosionen in Terzan 5, bei denen schwerere Elemente entstanden, die von nachfolgenden Sterngenerationen aufgenommen wurden. In Systemen mit geringerer Masse hätte die Wucht der Explosionen selbst die dabei entstandenen Elemente hinausgeschleudert und gleichzeitig übrig gebliebenes Gas und Staub weggefegt. Der Vorläufer von Terzan 5 verfügte über genügend Masse, um diese Auswürfe der Sterne zurückzuhalten, sodass sich über Milliarden von Jahren hinweg neue Sterngenerationen bilden konnten.

„Fossiles Fragment des Galaxienkerns“

Die Ergebnisse zeigen, dass Terzan 5 höchstwahrscheinlich der Überrest eines weitaus massereicheren Sternensystems ist, das sich ursprünglich vor 12,5 Milliarden Jahren gebildet hatte. Terzan 5 ist außergewöhnlich, weil es überlebt hat – und sich nie mit dem Galaxienkern der Milchstraße vereinigt oder vollständig darin „vermischt“ hat. „Aus irgendeinem Grund bildete sich dieser eigentümliche Sternhaufen getrennt vom Bulge und wurde bei dessen Entstehung nicht zerstört“, sagte Francesco R. Ferraro, Professor an der Universität Bologna und Leiter der Webb-Beobachtungen. „Terzan 5 ist das, was wir heute als ‚Fossilfragment des Bulge‘ bezeichnen, da es den ursprünglichen Sternhaufen ähnelt, die zur Entstehung des Bulge beigetragen haben.“

Bislang ist ein weiteres kosmisches Objekt bekannt, das Terzan 5 ähnelt. Liller 1 war das zweite Objekt, das von einem Kugelsternhaufen zu einem Fossilfragment des Galaxienkerns umklassifiziert wurde. Auch es enthält mehrere Sterngenerationen. Möglicherweise gibt es noch weitere Objekte dieser Art. Ferraros Team wird weitere 40 bis 50 Kugelsternhaufen untersuchen, die innerhalb des Bulges umlaufen, um festzustellen, ob ihre Sternpopulationen alle gleich sind, wie bei Kugelsternhaufen, oder ob sie mehrere Generationen umfassen, wie bei fossilen Fragmenten des Bulges.

Mögliche Parallelen bei der Galaxienentstehung in nah und fern

Letztendlich könnte diese Forschung unser Verständnis darüber verbessern, wie sich die zentralen Bulges von Galaxien über Hunderte von Millionen von Jahren hinweg bilden. „Aufgrund von Beobachtungen und detaillierten Simulationen gehen wir davon aus, dass Galaxien im frühen Universum riesige Gasscheiben besaßen, die in Klumpen zerfielen und Sterne bildeten. Diese Klumpen wanderten zum Zentrum der Galaxien und viele verschmolzen zu deren Bulges“, sagte Barbara Lanzoni, Mitautorin und außerordentliche Professorin an der Universität Bologna. So hat Webb beispielsweise mehrere Beispiele für „klumpige“ Galaxien entdeckt, die sich aktiv bildeten, als das Universum erst wenige hundert Millionen Jahre alt war, wie die Klumpen in der Galaxie „Firefly Sparkle“. „Terzan 5 könnte direkte Beweise liefern, die helfen können zu erklären, wie sich Galaxienkerne im gesamten Universum gebildet haben“, sagte Barbara.

Weitere Informationen
Webb ist das größte und leistungsstärkste Teleskop, das jemals ins All gebracht wurde. Im Rahmen einer internationalen Kooperationsvereinbarung stellte die ESA den Startdienst für das Teleskop unter Einsatz der Trägerrakete Ariane 5 bereit. In Zusammenarbeit mit ihren Partnern war die ESA für die Entwicklung und Qualifizierung der Anpassungen der Ariane 5 für die Webb-Mission sowie für die Beschaffung des Startdienstes durch Arianespace verantwortlich. Die ESA stellte außerdem den Hauptspektrografen NIRSpec sowie 50 % des Mittelinfrarot-Instruments MIRI bereit, das von einem Konsortium staatlich finanzierter europäischer Institute (dem MIRI European Consortium) in Zusammenarbeit mit dem JPL und der University of Arizona entwickelt und gebaut wurde.

Webb ist eine internationale Partnerschaft zwischen der NASA, der ESA und der Canadian Space Agency (CSA).

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• Die Milchstraße

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Quelle: Universität zu Köln 18. Juli 2024.

18. Juli 2024 – Ein internationales Team von Forscher*innen unter Leitung von PD Dr. Florian Peißker hat einen Sternenhaufen in direkter Umgebung des supermassiven Schwarzen Lochs SgrA* (Sagittarius A Stern) im Zentrum unserer Galaxie untersucht und Anzeichen für ein weiteres, mittelschweres Schwarzes Loch gefunden. In unserem ganzen Universum sind trotz enormer Anstrengungen der Forschung bisher nur ungefähr zehn dieser mittelschweren Schwarzen Löcher gefunden worden. Wissenschaftler*innen nehmen an, dass sie sich schon kurz nach dem Urknall gebildet haben und durch Verschmelzung als „Samen“ für supermassive Schwarze Löcher fungieren. Die Studie wurde unter dem Titel „The Evaporating Massive Embedded Stellar Cluster IRS 13 Close to Sgr A*. II. Kinematic structure“ im Fachjournal The Astrophysical Journal veröffentlicht.

Der untersuchte Sternenhaufen namens IRS 13 liegt in einer Entfernung von 0,1 Lichtjahren vom Zentrum unserer Galaxie. Für astronomische Verhältnisse ist dies sehr nah, allerdings müsste man unser Sonnensystem dennoch zwanzig Mal von einem Ende zum anderen bereisen, um diese Strecke zurückzulegen. Den Forscher*innen ist aufgefallen, dass die Sterne, die in IRS 13 enthalten sind, sich unerwartet geordnet bewegen. Eigentlich hätten die Forscher*innen eine zufällige Anordnung der Sterne erwartet. Die geordnete Bewegung lässt zwei Schlüsse zu: Zum einen scheint IRS 13 mit SgrA* zu interagieren, was zu der geordneten Bewegung der Sterne führt. Zum anderen muss es etwas innerhalb des Sternenhaufens geben, damit dieser seine beobachtete kompakte Form behalten kann.

Multiwellenlängenbeobachtungen mit dem Very Large Telescope sowie den Teleskopen ALMA und Chandra deuten nun darauf hin, dass der Grund für die kompakte Form von IRS 13 ein mittelschweres Schwarzes Loch sein könnte, welches sich im Zentrum des Sternenhaufens befindet. Dafür würde sprechen, dass die Forscher*innen charakteristische Röntgenstrahlung sowie ionisiertes Gas beobachten konnten, das mit einer Geschwindigkeit von mehreren 100 km/s in Form eines Rings um die vermutete Position des mittelschweren Schwarzen Lochs rotiert.

Ein weiteres Indiz für die Anwesenheit eines mittelschweren Schwarzen Lochs ist die ungewöhnlich hohe Dichte des Sternenhaufens, die höher ist als jede andere bekannte Dichte eines Sternenhaufens in unserer Milchstraße. „Es scheint sich bei IRS 13 möglicherweise um einen essentiellen Baustein für das Wachstum unseres zentralen Schwarzen Lochs SgrA* zu handeln“, so Florian Peißker, Erstautor der Studie. „Dieser faszinierende Sternenhaufen überrascht die wissenschaftliche Community immer wieder, seitdem er vor rund zwanzig Jahren entdeckt wurde. Zunächst dachte man, dass es sich um einen ungewöhnlich schweren Stern handelt. Mit den hochaufgelösten Daten können wir nun aber die bausteinartige Zusammensetzung mit einen mittelschweren Schwarzen Loch im Zentrum belegen.“ Geplante Beobachtungen mit dem James-Webb-Weltraumteleskop sowie dem sich im Bau befindenden Extremely Large Telescope werden weitere Einblicke in die Vorgänge innerhalb des Sternenhaufens liefern.

Originalpublikation:
doi.org/10.3847/1538-4357/ad4098
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ad4098
pdf: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ad4098/pdf

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• Schwarze Löcher

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Quelle: Universität Wien 10. Juni 2024.

Wien, 10. Juni 2024 – Ein internationales Team von Astronom*innen unter der Leitung der Universität Wien hat die Entstehungsgeschichte von jungen Sternhaufen entschlüsselt, die wir teilweise am Nachthimmel mit freiem Auge sehen können. Das Team, geleitet von Cameren Swiggum und João Alves von der Universität Wien und Robert Benjamin von der University of Wisconsin-Whitewater berichtet, dass die meisten nahegelegenen jungen Sternhaufen nur drei Familien angehören, die jeweils aus sehr massereichen Sternentstehungsregionen stammen. Diese Forschung liefert auch neue Erkenntnisse über die Auswirkungen von Supernovae (gewaltige Explosionen am Lebensende von sehr massereichen Sternen) auf die Bildung gigantischer Gasstrukturen in Galaxien wie unserer Milchstraße. Die Ergebnisse dazu wurden in der renommierten Fachzeitschrift Nature veröffentlicht.

„Junge Sternhaufen eignen sich hervorragend, um die Geschichte und den Aufbau der Milchstraße zu ergründen. Wenn wir ihre Bewegungen in der Vergangenheit und damit ihre Herkunft erforschen, erhalten wir auch wichtige Einblicke in die Entstehung und Evolution unserer Galaxie“, sagt João Alves von der Universität Wien, Co-Autor der Studie. Mithilfe präziser Daten der Gaia-Mission der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) und spektroskopischen Beobachtungen verfolgte das Team die Ursprünge von 155 jungen Sternhaufen in einem Umkreis von etwa 3.500 Lichtjahren um die Sonne. Ihre Analyse zeigt, dass diese Sternhaufen in drei Familien mit jeweils gemeinsamem Ursprung und Entstehungsbedingungen eingeteilt werden können. „Das weist darauf hin, dass die jungen Sternhaufen von nur drei sehr aktiven und massereichen Sternentstehungsregionen abstammen“, so Alves. Diese drei Sternenfamilien wurden nach ihren jeweils prominentesten Sternhaufen benannt: Collinder 135 (Cr135), Messier 6 (M6) und Alpha Persei (αPer).

„Diese Erkenntnisse liefern ein klareres Bild davon, wie junge Sternhaufen in unserer galaktischen Nachbarschaft wie Verwandte miteinander verbunden sind“, sagt Hauptautor Cameren Swiggum, Doktorand an der Universität Wien. „Indem wir die 3D-Bewegungen und früheren Positionen dieser Sternhaufen untersuchen, können wir ihre gemeinsamen Ursprünge identifizieren und die Orte in unserer Galaxie lokalisieren, in denen vor bis zu 40 Millionen Jahren die ersten Sterne in den dazugehörigen Sternhaufen entstanden sind.“

Diese gewaltigen Explosionen schufen vermutlich auch unsere „Lokale Bubble“
Die Studie ergab, dass sich bisher über 200 Supernova-Explosionen innerhalb dieser drei Sternhaufen-Familien ereignet haben müssen, welche enorme Energiemengen in ihre Umgebung freigesetzt haben. Die Autor*innen schlussfolgerten, dass diese Energie vermutlich die Gasverteilung in der lokalen Milchstraße stark beeinflusst hat. „Das wäre eine Erklärung für die Entstehung einer Superbubble, einer riesigen Blase aus Gas und Staub mit einem Durchmesser von 3.000 Lichtjahren um die Cr-135 Familie“, erklärt Swiggum. Auch unser Sonnensystem ist in einer solchen Blase eingebettet, die sogenannte Lokale Bubble, die mit sehr dünnem und heißem Gas gefüllt ist. „Die Lokale Bubble ist vermutlich auch mit der Geschichte einer der drei Sternhaufenfamilien verknüpft“, ergänzt Swiggum. „Und sie hat wahrscheinlich auch Spuren auf der Erde hinterlassen, worauf Messungen von Eisenisotopen (60Fe) in der Erdkruste hinweisen.“

„Wir können den Himmel praktisch in eine Zeitmaschine verwandeln, die es uns ermöglicht, die Geschichte unserer Heimatgalaxie nachzuverfolgen“, sagt João Alves. „Indem wir die Genealogie von Sternhaufen entschlüsseln, erfahren wir auch mehr über unsere eigene galaktische Abstammung.“ In Zukunft plant das Team um João Alves noch genauer zu erforschen, ob und wie unser Sonnensystem mit interstellarer Materie in unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, interagiert hat.

Diese Forschung wurde vom ERC Advanced Grant ISM-FLOW (Alves), der Österreichischen Forschungsförderungsgesellschaft (FFG), der Deutschen Forschungsgemeinschaft (DFG) und der NASA unterstützt.

Originalpublikation:
Cameren Swiggum, João Alves, Robert Benjamin et al: Most nearby young star clusters formed in three massive complexes. In Nature: 2024.
DOI: 10.1038/s41586-024-07496-9
https://www.nature.com/articles/s41586-024-07496-9

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• Sternhaufen

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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: Universität Wien 23. November 2023.

23. November 2023 – Eine Gruppe von Astrophysiker*innen unter der Leitung von Núria Miret-Roig von der Universität Wien fand heraus, dass zwei Methoden zur Bestimmung des Sternenalters unterschiedliche Dinge messen: Die isochrone Messung bestimmt dabei das Geburtsdatum von Sternen, während die dynamische Verfolgung Aufschluss darüber gibt, wann die Sterne „ihr Nest verlassen“, in den untersuchten Sternenhaufen etwa 5,5 Millionen Jahre später. Die Studie, die eine Bestimmung der frühesten Stadien des Lebens von Sternen ermöglicht, erscheint aktuell im Fachjournal „Nature Astronomy“.

Das Alter von Sternen ist in der Astrophysik ein grundlegender Parameter, aber dennoch relativ schwierig zu messen. Die besten Annäherungen gab es bisher für so genannte Sternenhaufen, also für Gruppen gleichaltriger Sterne mit einem gemeinsamen Ursprung. Sechs relativ nahe und junge Sternenhaufen wurden nun im Rahmen einer Studie am Institut für Astrophysik der Universität Wien hinsichtlich ihres Alters untersucht.

Dabei zeigte sich, dass zwei der verlässlichsten Methoden zur Bestimmung des Sternenalters – die isochrone Messung und die dynamische Rückverfolgung – systematisch und beständig auseinander lagen; konkret waren die Sterne laut der Methode der dynamischen Rückverfolgung jeweils rund 5,5 Millionen Jahre jünger als mit der isochronen Messung.

Wann die Uhr zu ticken beginnt
„Dies deutet darauf hin, dass die beiden Messmethoden unterschiedliche Dinge messen“, erklärt Núria Miret-Roig, Erstautorin der Studie, die aktuell in Nature Astronomy erscheint: Demnach beginnt die isochrone „Uhr“ ab dem Zeitpunkt der Sternenentstehung zu ticken, die „Uhr“ der dynamischen Rückverfolgung jedoch erst dann, wenn ein Sternhaufen nach dem Verlassen seiner Mutterwolke zu expandieren beginnt.

„Diese Erkenntnis hat erhebliche Auswirkungen auf unser Verständnis der Sternentstehung und der stellaren Entwicklung, einschließlich der Planetenbildung und der Entstehung von Galaxien, und eröffnet eine neue Perspektive auf die Chronologie der Sternentstehung. So kann die Länge der so genannten ‚eingebetteten Phase‘, während derer Babysterne innerhalb der elterlichen Gaswolke bleiben, abgeschätzt werden“, erklärt João Alves, Ko-Autor und Professor an der Universität Wien.

Messen, wie lange Babysterne im Nest bleiben
„Dieser Altersunterschied zwischen den beiden Methoden stellt ein neues und dringend benötigtes Werkzeug dar, um die frühesten Stadien im Leben eines Sterns zu quantifizieren“, so Alves. „Konkret können wir damit messen, wie lange die Baby-Sterne brauchen, bevor sie ihr Nest verlassen“.

Möglich wurden die Messungen durch die hochauflösenden Daten der Gaia-Sondenmission in Verbindung mit bodengestützten Radialgeschwindigkeiten (z. B. aus dem APOGEE-Katalog). „Diese Kombination erlaubt es uns, die Positionen der Sterne mit der Genauigkeit der 3D-Geschwindigkeiten bis zu ihrem Geburtsort zurückzuverfolgen,“ erklärt Miret-Roig. Neue und kommende spektroskopische Durchmusterungen wie WEAVE, 4MOST und SDSS-V werden diese Untersuchung für die gesamte Sonnenumgebung ermöglichen.

Rätselhafter Unterschied
„Astronom*innen verwenden isochrone Altersangaben, seit wir wissen, wie Sterne funktionieren, aber diese Altersangaben hängen von dem jeweiligen Sternmodell ab, das wir verwenden“, sagt Miret-Roig. „Die hochwertigen Daten des Gaia-Satelliten haben es uns nun ermöglicht, das Alter dynamisch, also unabhängig von den Sternmodellen, zu messen und wir waren begeistert, die beiden Uhren zu synchronisieren.“ Während der Berechnungen trat jedoch ein beständiger und rätselhafter Unterschied zwischen den beiden Altersbestimmungs-Methoden auf. „Und irgendwann kamen wir an einen Punkt, an dem wir die Diskrepanz nicht mehr auf Beobachtungsfehler schieben konnten – da wurde uns klar, dass die beiden Uhren höchstwahrscheinlich zwei verschiedene Dinge messen,“ so die Astrophysikerin.

Das Forschungsteam analysierte für die Studie sechs nahe gelegene und junge Sternenhaufen (bis zu 490 Lichtjahre entfernt und 50 Millionen Jahre alt). Dabei zeigte sich, dass die Zeitskala der eingebetteten Phase rund 5,5 Millionen Jahre beträgt (plus/minus 1,1 Millionen Jahre) und von der Masse des Sternenhaufens und der Menge der stellaren Rückkopplung abhängen könnte.

Die Anwendung dieser neuen Technik auf andere junge und nahe der Sonne gelegenen Sternenhaufen verspricht neue Einblicke in die Sternentstehung und das Auseinanderdriften der Sterne, hofft Miret-Roig: „Unsere Arbeit ebnet den Weg für die zukünftige Forschung im Bereich der Sternentstehung und bietet ein klareres Bild davon, wie sich Sterne und Sternhaufen entwickeln. Das ist ein wichtiger Schritt in unserem Bestreben, die Entstehung der Milchstraße und anderer Galaxien zu verstehen.“

Originalpublikation:
Núria Miret-Roig, João Alves, David Barrado, Andreas Burkert, Sebastian Ratzenböck & Ralf Konietzka: Insights into star formation and dispersal from the synchronisation of stellar clocks. In: Nature Astronomy
DOI: 10.1038/s41550-023-02132-4
https://www.nature.com/articles/s41550-023-02132-4

Die Publikation wurde von der Europäischen Union (ERC, ISM-FLOW, 101055318, PI: J. Alves) mitfinanziert. Die geäußerten Ansichten und Meinungen sind jedoch ausschließlich die der Autor*innen und spiegeln nicht unbedingt die der Europäischen Union oder des Europäischen Forschungsrats wider. Weder die Europäische Union noch die Bewilligungsbehörde können für sie verantwortlich gemacht werden.

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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: Max-Planck-Institut für Astronomie 27. September 2023.

27. September 2023 – Der Erfolg ist das Ergebnis des DRAGON-II-Simulationsprojekts unter der Leitung des Gran Sasso Science Institute. Es beruht auf Berechnungen der komplexen Wechselwirkungen zwischen Sternen, stellaren schwarzen Löchern und physikalischen Prozessen in dichten Sternhaufen und zeigten, dass schwarze Löcher von bis zu einigen hundert Sonnenmassen in diesen Umgebungen entstehen können.

Die Suche nach dem Ursprung von schwarzen Löchern mittlerer Masse (engl. intermediate-mass black holes, IMBHs) ist nach wie vor ein Rätsel. Sollten sie existieren, könnten sie das Bindeglied zwischen den beiden Extremen der schwarzen Löcher sein. Am massearmen Ende beobachten wir stellare schwarze Löcher, Überbleibsel von Supernova-Explosionen massereicher Sterne am Ende ihrer Lebenszeit. Auf der anderen Seite finden wir schwarze Löcher in den Zentren von Galaxien, die millionen- oder sogar milliardenfach massereicher sind als unsere Sonne. Die Entstehung und das Wachstum dieser Objekte stellen für die moderne Astronomie immer noch ein faszinierendes Rätsel dar, vor allem, weil es keinen eindeutigen Beweis für die Existenz von IMBHs gibt. Astronomen vermuten, dass sie in dichten und eng gedrängten Sternhaufen zu finden sind.

„Schwarze Löcher mittlerer Masse sind schwer zu beobachten“, erklärt Manuel Arca Sedda vom Gran Sasso Science Institute (GSSI) in L’Aquila, Italien, und Hauptautor des zugrunde liegenden Forschungsartikels, der in den Monthly Notices of the Royal Astronomical Society veröffentlicht wurde. „Die derzeitigen Grenzen der Beobachtungsmethoden erlauben es uns nicht, die Gruppe dieser schwarzen Löcher mit Massen zwischen 1.000 und 10.000 Sonnenmassen auf diese Weise zu erforschen. Außerdem bereiten sie den Forschenden hinsichtlich der möglichen Mechanismen, die zu ihrer Entstehung führen, Kopfzerbrechen.“

Um diesen Nachteil zu überwinden, hat ein internationales Team unter der Leitung von Arca Sedda und Albrecht Kamlah vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg (MPIA) eine einzigartige Serie von hochauflösenden numerischen Simulationen von Sternhaufen durchgeführt, die als DRAGON-II Cluster-Datenbank bekannt ist. Dabei entdeckten die Astronominnen und Astronomen einen möglichen Mechanismus zur Bildung von mittelschweren schwarzen Löchern in jungen, dicht besiedelten und massereichen Sternhaufen.

Diese bahnbrechenden Simulationen mussten eine Abfolge komplexer Wechselwirkungen zwischen typischen Einzel- und Doppelsternen berechnen, die zu Kollisionen führen und immer massereichere Sterne bilden, die sich schließlich zu schwarzen Löchern entwickeln. In diesem Stadium können sie weitere massereiche Sterne und schwarze Löcher in sich aufnehmen, was zu schwarzen Löchern von mehreren hundert Sonnenmassen führt. Wie sich herausstellt, führt kein einzelner Weg zu solch einem Objekt. Stattdessen finden die Astronomen eine komplexe Palette von Wechselwirkungen und Verschmelzungsereignissen.

Bis zu einer Million Sterne bevölkerten die simulierten Sternhaufen, die einen Anteil an Doppelsternhaufen zwischen 10 % und 30 % aufweisen. „Die simulierten Sternhaufen spiegeln die realen Exemplare, die in der Milchstraße, den Magellanschen Wolken und verschiedenen Galaxien in unserem lokalen Universum beobachtet wurden, sehr gut wider“, erklärt Kamlah.

Indem sie das weitere Schicksal eines solchen schwarzen Lochs in diesen Simulationen nachzeichneten, identifizierten die Astronomen eine turbulente Periode, die durch heftige Austauschprozesse mit anderen Sternen und stellaren schwarzen Löchern gekennzeichnet ist und zu seinem schnellen Ausstoß aus dem elterlichen Sternhaufen innerhalb von ein paar hundert Millionen Jahren führen kann. Dieses Ereignis begrenzt effektiv sein weiteres Wachstum. Die Berechnungsmodelle zeigen, dass kleinere schwarze Löcher mittlerer Masse auf natürliche Weise aus energiereichen Wechselwirkungen zwischen Sternen innerhalb von Sternhaufen entstehen. Ihre Tendenz, größere Massen als einige hundert Sonnenmassen zu erreichen, hängt jedoch von der Dichte oder dem Massereichtum der Umgebung ab.

Dennoch bleibt ein zentrales wissenschaftliches Rätsel ungelöst: ob diese mittelschweren schwarzen Löcher als Bindeglied zwischen ihren kleineren stellaren Verwandten und den kolossalen supermassereichen schwarzen Löchern dienen. Diese Frage bleibt vorerst unbeantwortet, aber die Studie eröffnet einen Raum für konkrete Vermutungen.

„Wir brauchen zwei Zutaten für eine genauere Ergebnisse“, erklärt Arca Sedda. „Einerseits einen oder mehrere Prozesse, die in der Lage sind, schwarze Löcher im mittleren Massenbereich zu bilden und andererseits die Fähigkeit, sie in der ursprünglichen Umgebung zu halten.“ Die Studie stellt strenge Anforderungen an die erste Komponente und gibt einen klaren Überblick darüber, welche Prozesse zur Bildung von schwarzen Löchern beitragen können. Die Berücksichtigung massereicherer Sternhaufen, die mehr Doppelsterne enthalten, könnte in Zukunft helfen, die zweite Zutat zu erhalten, was wiederum hohe Anforderungen an die zukünftigen Simulationen stellt.

Interessanterweise könnten Sternhaufen, die in der Frühzeit des Universums entstanden sind, die geeigneten Eigenschaften besitzen, um das Wachstum von schwarzen Löchern über mittlere Massen hinaus aufrechtzuerhalten. Zukünftige Beobachtungen solch alter Sternhaufen, zum Beispiel mit Hilfe des James Webb Space Telescope (JWST) und der Entwicklung neuer theoretischer Modelle, könnten dabei helfen, die Beziehung zwischen mittelschweren und supermassereichen schwarzen Löchern zu entschlüsseln.

Hintergrundinformationen
Der an dieser Forschung beteiligte MPIA-Wissenschaftler ist Albrecht Kamlah (ebenfalls Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg).
Die Publikation über die DRAGON-II-Simulationen ist Teil einer Serie von drei Veröffentlichungen (die beiden verbleibenden befinden sich in der Begutachtung), die wiederum zum langfristigen DRAGON-Simulationsprojekt gehören, das von Rainer Spurzem (Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, und Kavli-Institut für Astronomie und Astrophysik, Universität Peking; Nationale Astronomische Observatorien, Chinesische Akademie der Wissenschaften, Peking) und Teams hauptsächlich in Deutschland, China, Polen und Italien geleitet wird. Ziel dieses Projekts ist es, die dynamische Entwicklung massereicher Sternhaufen über kosmische Zeiträume hinweg mit den genauesten verfügbaren Methoden zu erforschen.

Die erfolgreiche Durchführung des Projekts erfordert den umfassenden Einsatz von GPU-beschleunigten massiv-parallelen Rechensystemen, wie dem High-Performance Computing (HPC) System Raven und dem JUWELS-Booster-System des Jülich Supercomputing Center (JSC). Die Simulationen des DRAGON-II-Projekts, die in den Veröffentlichungen vorgestellt werden, wurden alle auf dem JUWELS-Booster durchgeführt. Die umfassende Nutzung der Rechenressourcen von Raven, die in der Max Planck Computing and Data Facility (MPCDF) zur Verfügung stehen, war ebenfalls von entscheidender Bedeutung für die gründliche Evaluierung und das Benchmarking der Millionen-Körper-Simulationen, die in dieser Reihe vorgestellt werden, und bot gleichzeitig eine Testumgebung für viele der notwendigen Code-Aktualisierungen.

Originalpublikation:
Manuel Arca Sedda, Albrecht W H Kamlah, Rainer Spurzem, Francesco Paolo Rizzuto, Thorsten Naab, Mirek Giersz, Peter Berczik: „The DRAGON-II simulations – II. Formation mechanisms, mass, and spin of intermediate-mass black holes in star clusters with up to 1 million stars„, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 526, Issue 1, November 2023, Pages 429–442,
doi: dx.doi.org/10.1093/mnras/stad2292,
https://academic.oup.com/mnras/article/526/1/429/7281010

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• Schwarze Löcher

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Quelle: AIP 20. Juli 2023.

20. Juli 2023 – Die Ergebnisse zeigen, dass die Methode der Gyrochronologie nicht nur auf Sternhaufen, sondern auch auf Feldsterne angewandt werden kann, so dass es nun möglich ist, das Alter vieler weiterer Sterne zu bestimmen.

Wie alt ist ein Stern? Dies ist eine schwierige Frage, die für einen Stern in einem Sternhaufen leichter zu beantworten ist. Das liegt daran, dass alle Sterne in einem Sternhaufen – unabhängig von ihrer Größe – den gleichen Ursprung und damit das gleiche Alter haben. Durch die Untersuchung der Eigenschaften der Sterne in einem Haufen und ihrer aktuellen Entwicklungsstadien kann man das Alter des Sternhaufens und damit das Alter seiner Sterne gut abschätzen. Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler erkunden nun das neue Gebiet der Gyrochronologie, mit der sich das Alter einzelner Sterne bestimmen lässt. Diese Methode stellt einen Zusammenhang zwischen der Rotation eines Sterns und seiner Farbe sowie seinem Alter her. Die Rotationsperiode, mit der sich ein Stern um seine Achse dreht, lässt sich aus der Beobachtung seiner Helligkeit bestimmen: Viele Sterne haben auf ihrer Oberfläche dunkle Flecken, ähnlich wie die Sonnenflecken der Sonne. Wenn ein Stern rotiert und ein Sternfleck ins Sichtfeld einer Beobachterin gerät, dann nimmt die Helligkeit des Sterns um einen kleinen Bruchteil ab. Durch Messung dieser kleinen Einbrüche in der Lichtintensität des Sterns und wann sich diese wiederholen, z. B. mit Daten des Kepler-Satelliten, wie sie hier verwendet wurden, kann die Rotationsperiode eines Sterns gemessen werden.

Studien an massearmen Zwergsternen in Sternhaufen haben gezeigt, dass Sterne mit zunehmendem Alter immer langsamer rotieren. Trägt man die Rotationsperioden von Sternen gegen ihre Farben in einem Diagramm auf, ergibt sich ein charakteristisches Muster: Die Haufensterne bilden geschwungene Linien, die zusammen ein Skelett der Rotationsentwicklung definieren. Dabei entspricht jede Rippe des Skeletts einem Haufen eines bestimmten Alters. Ältere Haufen definieren nacheinander die höheren Rippen. Jede Rippe entspricht also einer Kurve gleichen Alters. Zeichnet man nun einen Stern aus einem Sternhaufen in das Diagramm ein, lässt sich anhand dieser Linien sein Alter ablesen. Diese Methode wurde auf der Grundlage von Sternhaufen entwickelt; daher war es bisher nicht klar, ob diese Art der Altersbestimmung auch für Sterne außerhalb von Sternhaufen, die die überwältigende Mehrheit der Sterne unserer Galaxis ausmachen, funktioniert.

Hier setzt die jüngste Arbeit an. Die Autoren untersuchten mehr als 300 weit auseinander liegende Doppelsterne. Dabei handelt es sich um Systeme aus jeweils zwei einander umkreisenden Sternen, die weit genug voneinander entfernt sind, um sich in ihrer normalen Rotationsentwicklung nicht gegenseitig zu stören. Solche Doppelsterne sind Feldsterne, aber aufgrund ihres gemeinsamen Ursprungs kann man wie bei Sternhaufen davon ausgehen, dass sie dasselbe Alter haben. Wenn sich nun Feldsterne tatsächlich auf die gleiche Weise entwickeln wie Haufensterne, dann sollten die beiden Sterne eines Doppelsterns ein konsistentes Bild ergeben, wenn sie im Diagramm eingetragen werden. Mit anderen Worten: Wenn ein Stern eines weiten Doppelsternsystems auf der Rotationsrippe eines bestimmten Sternhaufens liegt, würde dann der andere auch auf der gleichen Rippe liegen? Gelten also die von Sternhaufen abgeleiteten Alterslinien auch für weite Doppelsterne? Die Autoren der Studie fanden heraus, dass dies eindeutig der Fall ist.

Tatsächlich konnten die Autoren die von ihnen untersuchten Doppelsterne in eine Reihe von Untergruppen aufteilen, die jeweils mit einem Sternhaufen eines bestimmten Alters verknüpft sind. David Gruner, Hauptautor der Studie und Doktorand am AIP in der Gruppe Stellare Aktivität, sagt dazu: „Es war überraschend zu sehen, wie gut alle unsere weiten Doppelsternsysteme zusammenpassten, als wir begannen, sie mit dem Haufenskelett zu vergleichen. Sogar Systeme mit Sternen sehr unterschiedlicher Massen zeigten eine bemerkenswerte Übereinstimmung in ihren Positionen im Diagramm, bis zu dem Punkt, dass sie praktisch nicht von den Sternhaufen zu unterscheiden sind.“

Die wenigen Sterne, die oberhalb der Ansammlung von Haufenrippen liegen, sind vermutlich älter als die bisher gemessenen Sternhaufen. Darüber hinaus zeigten die Autoren, dass bei der großen Mehrheit der untersuchten Systeme das aus der Rotation bestimmte Alter eines Sterns mit dem Rotationsalter des zweiten Sterns im Doppelsternsystem übereinstimmt. Da die Stichprobe an Sternen sehr vielfältig war, sowohl in ihrer Verteilung über den Himmel als auch in ihren anderen stellaren Eigenschaften, z. B. Metallizität, impliziert das Ergebnis, dass die Gyrochronologie wahrscheinlich auch für Feldsterne zuverlässig eingesetzt werden kann.

Dr. Sydney Barnes, Leiter der Gruppe Stellare Aktivität am AIP, fügt hinzu: „Diese Arbeit bietet ein gewisses Maß an Sicherheit, dass in Zukunft zuverlässige Altersangaben für eine viel größere Anzahl von Feldsternen anhand ihrer Rotationsraten ermittelt werden können.“ Dieses Ergebnis wird für die PLATO-Satellitenmission von Bedeutung sein, deren Ziel es ist, nicht nur eine große Anzahl von Sternen zu entdecken, die Planeten beherbergen, sondern auch deren Alter zu bestimmen, was erste Einblicke in die Entwicklungsgeschichte von Exoplaneten ermöglicht.

Originalveröffentlichung
Wide binaries demonstrate the consistency of rotational evolution between open cluster and field stars. D. Gruner, S. A. Barnes and K. A. Janes. A&A, 675 (2023) A180
doi.org/10.1051/0004-6361/202346590
https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2023/07/aa46590-23/aa46590-23.html
pdf: https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2023/07/aa46590-23.pdf

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• Doppelsterne

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Quelle: AIP.

16. Dezember 2021 – Mit der in der Studie beschriebenen Methode können die Rotationsperioden von Sternen aus einer einzigen Beobachtung der Sternaktivität abgeleitet werden, statt aus wiederholten Be­obachtungen über mehrere Wochen, die zur direkten Messung der Rotationsperiode erforderlich sind. Dies hat möglicherweise Auswirkungen auf die Bestimmung des Alters von Sternen.

Offene Sternhaufen setzen sich aus Sternen zusammen, die zur gleichen Zeit entstanden sind und daher das gleiche Alter haben. Bekannte Beispiele sind die Plejaden und die Hyaden, die etwa 100 bzw. 600 Millionen Jahre alt sind. Von den nahegelegenen Sternhaufen sind sie zudem am reichsten an unter­schiedlichen Sternen. Ihre Nähe und ihre Reichhaltigkeit machen sie daher zu wichtigen Kalibrierungs­objekten für das Verständnis der Entwicklung von Sternen, insbesondere von solchen mit geringer Masse.

Der mit ca. 2.000 an Sternen reichste, und gut beobachtbare, offene Sternhaufen mittleren Alters ist NGC 3532. Dieser deckt einen Himmelsbereich auf der Südhalbkugel ab, der fast doppelt so groß wie der Vollmond und mit bloßem Auge sichtbar ist. Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler des AIP haben vor kurzem eine umfassende Untersuchung der Rotationsaktivität dieses 300 Millionen Jahre alten Sternhaufens abgeschlossen, die detaillierte Einblicke in die Entwicklung massearmer Sterne zwischen dem Alter der Plejaden und der Hyaden ermöglicht. Die erste Veröffentlichung legte die Sterne fest, die tatsächlich Mitglieder des Haufens sind – die Voraussetzung für jede detaillierte Arbeit. Die zweite Arbeit unter­suchte die Rotation der Sterne in diesem Haufen gründlich und zeigte eine signifikante Entwicklung weg von einer Plejaden-ähnlichen Verteilung, was neben anderen Erkenntnissen zur Rotation das mitt­lere Alter des Haufens bestätigte.

Die jetzt veröffentlichte letzte Studie, die mit dem Anglo-Australian Telescope in New South Wales durchgeführt wurde, konzentriert sich auf die magnetische Aktivität von mehr als 450 Sternen des Hau­fens. Magnetische Aktivität umfasst Verhalten von Sternen wie z.B. Ausbrüche, Sternflecken und koro­nale Auswürfe. Forschende untersuchen hierbei routinemäßig das Sternspektrum und suchen nach zu­sätzlicher Emission in Teilen des Spektrums. Anschließend messen sie die Emission, klassifizieren die Sterne als magnetisch aktiv und definieren das Aktivitätsniveau des jeweiligen Sterns. Die Reichhaltig­keit des Haufens in Verbindung mit der Ableitung der stellaren Rotationsperioden ermöglicht neue und detaillierte Einblicke in die magnetische Aktivität spezifischer stellarer Populationen innerhalb des Hau­fens. Dies ermöglichte es insbesondere, eine sehr gut definierte Beziehung zwischen Rotation und Akti­vität zu konstruieren.

Diese Beziehung war sogar präzise genug, um die Rotationsperioden für eine große Anzahl von Sternen vorherzusagen. Es war daraufhin möglich, die tatsächlichen Rotationsperioden der Sterne anhand der photometrischen Daten zu ermitteln und zu bestätigen. Dabei wurden wiederholt Bilder von denselben Sternen aufgenommen und die winzigen Helligkeitsveränderungen jedes Sterns gemessen, wenn sich Flecken auf dem Stern ins Bild hinein- und wieder herausbewegen – dies ist das erste Mal, dass dies in einem derartigen Maßstab durchgeführt wurde. Die Studie zeigt, dass die Konstruktion solcher Bezie­hungen eine Vorhersage der Perioden ermöglicht, aus denen sich dann die Alter der relevanten Sterne ableiten lassen. Dr. Dario Fritzewski, Erstautor der jetzt veröffentlichten Studie, betont: „Entscheidend ist, dass die Aktivität mit nur einer einzigen Beobachtung am Teleskop gemessen werden kann, anstatt der wiederholten Messungen, die über Wochen und Monate erforderlich sind, um Rotationsperioden ab­zuleiten.“

Dr. Sydney Barnes, Leiter der Gruppe Sternaktivität am AIP, fügt hinzu: „In Zukunft wird es möglich sein, das Alter vieler Sterne zu bestimmen, auch außerhalb von Sternhaufen – so genannte Feldsterne. Dies könnte für die Erstellung astronomischer Chronologien sehr nützlich sein und erlaubt es, astronomische Ereignisse zeitlich einzuordnen.“

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
A detailed understanding of the rotation-activity relationship using the 300 Myr old open cluster NGC 3532. D. J. Fritzewski, S. A. Barnes, D. J. James, S. P. Järvinen and K. G. Strassmeier. A&A, 656 (2021) A103

Die ersten beiden Paper
Rotation periods for cool stars in the open cluster NGC 3532
Spectroscopic membership for the populous 300 Myr-old open cluster NGC 3532

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• Sternhaufen

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Quelle: ESA.

Wenn dies zutrifft, könnte dies ein Beweis für eine vermutete Ansammlung von „Subhalos der dunklen Materie“ sein. Man nimmt an, dass diese unsichtbaren Teilchenwolken Relikte aus der Entstehungszeit unserer Milchstraße sind. Sie könnten nun über die gesamte Galaxie verteilt sein und eine unsichtbare Substruktur bilden, die einen spürbaren Gravitationseinfluss auf alles ausüben würde, was ihnen zu nahe kommt.

Die ESA-Wissenschaftlerin Tereza Jerabkova, ihre Kollegen*innen von der ESA und der europäischen Südsternwarte entdeckten dies, als sie untersuchten, wie ein naher Sternhaufen in dem allgemeinen Sternenhintergrund in unserer Galaxie verschwindet. Diese Entdeckung basierte auf Daten des Gaia Early third Data Release (EDR3) und Daten aus dem zweiten Release.

Das Team hatte die Hyaden ausgewählt, da dies der nächstgelegene Sternhaufen zur Sonne ist. Er befindet sich in einer Entfernung von etwas mehr als 153 Lichtjahren von der Erde und ist für Himmelsbeobachter*innen in der nördlichen und südlichen Hemisphäre leicht in einer auffälligen „V“-Formation aus hellen Sternen zu erkennen, die den Kopf des Stiers im Sternbild Taurus darstellt. Neben den leicht sichtbaren hellen Sternen lassen sich mit Teleskopen etwa hundert lichtschwächere Sterne entdecken, die in einer kugelförmigen Zone im Weltraum mit einem Abstand von etwa 60 Lichtjahren beieinander liegen.

Ein Sternhaufen wird aber auf natürliche Weise Sterne verlieren, da sich die Sterne innerhalb des Haufens bewegen und sich aufgrund der Gravitation gegenseitig anziehen. Durch diese konstanten Anziehungskräfte verändern sich die Geschwindigkeiten der Sterne etwas, so dass einige an den Rand des Haufens geraten. Von dort werden die Sterne durch die Anziehungskraft der Galaxie hinausgezogen, sodass sich zwei lange Schweife bilden.

Ein Schweif zieht hinter dem Sternhaufen her, der andere zieht diesem voraus. Sie sind als Gezeitenschweife bekannt und wurden in kollidierenden Galaxien ausgiebig untersucht, aber bis vor Kurzem wurden sie noch von niemandem als Teile eines nahen offenen Sternhaufens erkannt.

(Ortung der Gezeitenschweife der Hyaden. Quelle: ESA/Gaia/DPAC, CC BY-SA 3.0 IGO; acknowledgement: S. Jordan/T. Sagrista)

Entscheidend für das Aufspüren von Gezeitenschweifen ist es, zu erkennen, welche Sterne am Himmel sich in ähnlicher Weise wie der Sternhaufen bewegen. Mit Gaia ist das nun leicht möglich, denn das Telskop misst präzise die Entfernung und Bewegung von mehr als einer Milliarde Sternen in unserer Galaxie. „Das sind die beiden wichtigsten Größen, die wir für die Suche nach Gezeitenschweifen von Sternhaufen in der Milchstraße benötigen“, sagt Tereza Jerabkova.

Frühere Versuche anderer Teams waren nur bedingt erfolgreich, weil die Forscherinnen und Forscher nur nach Sternen suchten, deren Bewegung genau mit der Bewegung des Sternhaufens übereinstimmte. Dadurch wurden diejenigen unter ihnen nicht entdeckt, die während ihrer 600-700 Millionen Jahre alten Geschichte bereits früher ausgetreten waren und sich jetzt in anderen Umlaufbahnen befinden.

Um die Vielfalt der zu suchenden Umlaufbahnen zu erfassen, konstruierte Tereza Jerabkova ein Computermodell, das die verschiedenen Störeinflüsse simulierte, die auf die austretenden Sterne des Haufens während der Hunderte von Millionen Jahren im All eingewirkt haben könnten. Erst nach der Ausführung dieses Programms und dem anschließenden Vergleich der Simulationen mit den realen Daten zeigte sich die wahre Ausdehnung der Hyaden-Gezeitenschweife. Jerabkova und ihre Kollegen fanden Tausende von ehemaligen Sternen in den Gaia-Daten. Diese Sterne verteilen sich nun in zwei riesigen Gezeitenschweifen, die sich über Tausende von Lichtjahren über die Galaxie erstrecken.

Aber die eigentliche Überraschung war, dass dem nachziehenden Gezeitenschweif Sterne zu fehlen schienen. Dies deutet darauf hin, dass etwas viel Gewaltigeres stattfindet, und sich der Sternhaufen nicht einfach sanft „auflöst“.

(Entwicklung des Hyaden-Sternhaufens von vor etwa 650 Millionen Jahren bis heute. Quelle: Jerabkova et al., A&A, 2021)

Bei erneuter Durchführung der Simulationen zeigte Jerabkova, dass die Daten reproduziert werden könnten, wenn dieser Schweif mit einer Materiewolke kollidiert wäre, die etwa 10 Millionen Sonnenmassen enthält. „Es muss eine enge Wechselwirkung mit diesem wirklich massiven Klumpen gegeben haben, wobei die Hyaden einfach zertrümmert wurden“, erklärt sie.

Aber was könnte dieser Klumpen gewesen sein? Es gibt keine Beobachtungen einer so massiven Gaswolke oder eines Sternhaufens in der Nähe. Sollte auch bei zukünftigen gezielten Suchen keine sichtbare Struktur entdeckt werden, könnte es sich laut Jerabkova um einen Subhalo aus dunkler Materie handeln. Dies sind natürlich vorkommende Klumpen dunkler Materie, von denen man annimmt, dass sie die Galaxie während ihrer Entstehung mitgestaltet haben. Diese neue Arbeit zeigt, wie Gaia die astronomische Forschung dabei unterstützt, dieses unsichtbare Gefüge aus dunkler Materie in der Galaxie abzubilden.

„Mit Gaia hat sich die Art und Weise, wie wir die Milchstraße sehen, völlig verändert. Und mit diesen Entdeckungen werden wir in der Lage sein, die Substrukturen der Milchstraße viel besser darzustellen als je zuvor“, sagt Jerabkova. Und nachdem sie und ihre Kollegen die Anwendung der Technik bei den Hyaden unter Beweis gestellt haben, weiten sie ihre Arbeit nun aus und suchen nach Gezeitenschweifen in anderen, weiter entfernt liegenden Sternhaufen.

Originalpublikation:
Tereza Jerabkova et al.: “The 800 pc long tidal tails of the Hyades star cluster: Possible discovery of candidate epicyclic over-densities from an open star cluster” in Astronomy and Astrophysics.

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• GAIA
• Sternhaufen

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Quelle: FAU.

Die Ergebnisse, an denen ein Astrophysiker der Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg (FAU) beteiligt ist, sind nun im renommierten Fachmagazin Nature Astronomy veröffentlicht worden.

Das Observatorium HAWC in Mexiko hat kosmische Gammastrahlung mit Energien bis zu mindestens 200 Teraelektronenvolt aus der Richtung des so genannten „Cygnus-Kokons“ nachgewiesen. Das ist eine Superblase, die den Geburtsort massereicher Sterne umgibt.

Die Analyse zeigt, dass diese Gammastrahlen von kosmischer Strahlung im Bereich von Petaelektronenvolt erzeugt werden könnten. Die Teilchen der kosmischen Strahlung werden in der im Kokon befindlichen Sternentstehungsregion auf Petaelektronenvolt-Energien beschleunigt. Diese kosmische Strahlung wechselwirkt mit dem Gas in der Region und erzeugt so die beobachtete Gammastrahlung. Die Energieverteilung und der Ort der Gammastrahlen im Kokon sind bei Giga- und Teraelektronenvolt-Energien unterschiedlich, was darauf hindeutet, dass die Teilchen im Kokon bei verschiedenen Energien unterschiedlich transportiert wurden.

Diese Beobachtungen liefern neue Hinweise zur Entstehung und Entwicklung der kosmischen Strahlung und über die frühere Aktivität in der Superblase. Sie zeigen auch zum ersten Mal, dass kosmische Strahlung im Petaelektronenvolt-Bereich in der Umgebung massereicher Sterne erzeugt wird.

Link zur ausführlichen Pressemeldung der Michigan Techological University:
Not So Fast, Supernova: Highest-energy Cosmic Rays Detected in Star Clusters

Link zum Original-Paper:
HAWC observations of the acceleration of very-high-energy cosmic rays in the Cygnus Cocoon

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• Sternhaufen

Der Beitrag Können Sternhaufen Teilchen stärker beschleunigen? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Universität Wien.

Sternhaufen prägen seit mehreren tausend Jahren die Vorstellung der Menschen. Die nächstgelegensten und hellsten Sternhaufen wie etwa die bekannten Pleiaden sind nachts deutlich als dicht konzentrierte Regionen von Sternen mit freiem Auge beobachtbar. Eine entscheidende Eigenschaft dieser Sternhaufen blieb jedoch bis vor Kurzem verborgen: Sie besitzen massereiche so genannte Halos, die auch als Corona bezeichnet werden. Die erstmalige Entdeckung der Existenz dieser stellaren Hüllen der dichten Haufenzentren gelang nun einem Team von Astronom*innen um Stefan Meingast an der Universität Wien. Messungen zeigen erstmals die gewaltige Zahl an Sterngeschwistern, die die Zentren der Sternhaufen umgeben. Die Ergebnisse wurden in der Fachzeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ veröffentlicht.

„Sternhaufen sind große Sternfamilien, welche oft über einen großen Teil ihrer Lebenszeit zusammenbleiben. Nach aktuellem Wissensstand kennen wir zwar bereits einige tausend Sternhaufen in der Milchstraße, jedoch können wir sie zurzeit nur als solche identifizieren, da sie als sternreiche und helle Objekte am Nachthimmel erkennbar sind. Über lange Zeitspannen neigen Sterne aber auch dazu, ihre Krippe zu verlassen und in Nachbarschaften voller fremder Sterne zu wandern, wodurch sie praktisch nicht von ihren Nachbarn unterschieden werden können und ihre Identifikation eine wahre Herausforderung wird“, erklärt Stefan Meingast, Erstautor der aktuellen Studie über die Neuentdeckung der Coronas. „Es wird vermutet, dass auch unsere Sonne innerhalb eines Sternhaufens entstand und im Laufe der Zeit ihre Geschwister weit hinter sich gelassen hat“, fügt er hinzu.

Ermöglicht hat diese Entdeckung das ESA-Weltraumteleskop Gaia. Sternhaufen bilden also nur die sprichwörtliche Spitze des Eisbergs einer viel größeren Sternpopulation.

„Unsere Messungen zeigen erstmals die gewaltige Zahl an Sterngeschwistern, welche die bekannten Zentren der Sternhaufen umgeben. Es sieht so aus, als ob Sternhaufen von reich besiedelten Halos oder Coronas umhüllt sind, welche vielfach größer sein können als der ursprünglich bekannte Haufen und somit unsere bisherigen Vorstellungen bei Weitem übertreffen. Die dichten, am Nachthimmel sichtbaren Sterngruppen bilden demnach einfach einen Teil einer viel größeren Einheit“, so Alena Rottensteiner, Koautorin und Masterstudentin an der Universität Wien. Sie fügt hinzu: „Eine große Aufgabe wird vor allem sein, unsere bisherigen Vorstellungen und Konzepte der elementaren Eigenschaften von Sternhaufen zu überarbeiten und zu versuchen, den Ursprung der neu entdeckten Coronas zu verstehen.“

Um die verschollenen Sterngeschwister zu finden, entwickelte das Team eine neue Methode, welche mit Hilfe von maschinellem Lernen Sterngruppen analysiert und nachverfolgt, wie Sterne gemeinsam über den Himmel ziehen. Das Team untersuchte zehn Sternhaufen und identifizierte dabei tausende bisher unerkannte Sterngeschwister, die sich oft hunderte Lichtjahre entfernt vom kompakten Haufenzentrum befinden, jedoch trotzdem eindeutig derselben Sternfamilie angehören. Eine Erklärung für den Ursprung der Coronas gibt es noch nicht, dennoch sind die Forscher*innen zuversichtlich, dass ihre Ergebnisse Sternhaufen neu definieren und nachhaltig zum Verständnis ihrer Entstehungsgeschichte und Entwicklung beitragen werden.

„Die von uns betrachteten Sternhaufen galten aufgrund ihrer jahrhundertelangen Erforschung bereits als weitgehend bekannte Prototypen. Nun sieht es jedoch so aus, als müssten Astronom*innen in größeren Maßstäben zu denken beginnen“, so João Alves, Professor für stellare Astrophysik an der Universität Wien und Koautor der Publikation. „Unsere Entdeckung kann uns auch viel über die Entstehung der Milchstraße sagen“, ergänzt Alves. „Wir sehen, dass Sternhaufen und ihre Coronas günstige Orte für die Entwicklung junger Planeten sind.“

Das Forscher*innenteam konzentriert seine Bemühungen nun darauf, weitere Mysterien um die neu entdeckten Coronas zu entschlüsseln. Interessierte Studierende sind dazu eingeladen, sich dem Rennen um neue Entdeckungen über das Projekt From Coronae to Streams: The true Birthplaces of Stars als Teil der Vienna International School of Earth and Space Sciences (https://visess.univie.ac.at) anzuschließen. Unter https://visess.univie.ac.at/how-to-apply/ kann man sich für die Doktoratsschule VISESS bewerben.

Eine interaktive Visualisierung der neu entdeckten Populationen ist unter https://homepage.univie.ac.at/stefan.meingast/coronae.html verfügbar.

Publikation in „Astronomy & Astrophysics“:
DOI: Extended stellar systems in the solar neighborhood – V. Discovery of coronae of nearby star clusters, Stefan Meingast, João Alves, Alena Rottensteiner, Vol., 2020.
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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO.

Einige der in unserer Heimatgalaxie angesiedelten Sterne sind mit einem Alter von mehr als 13 Milliarden Jahren nur wenige hundert Millionen Jahre jünger als das Universum, dessen Alter von den Astronomen mit einem Wert von etwa 13,8 Milliarden Jahren angegeben wird. Mit einem Alter von ‚lediglich‘ rund 4,6 Milliarden Jahren handelt es sich bei dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems somit um einen noch verhältnismäßig jungen Stern, welcher gerade einmal seine mittlere ‚Lebensphase‘ erreicht hat. Andere Sterne der Milchstraße verfügen jedoch über ein noch deutlich geringeres Alter.

Diese Sterne haben sich – in astronomischen Zeiträumen betrachtet – erst vor relativ kurzer Zeit in sogenannten Sternentstehungsgebieten entwickelt. Aus so einer H-II-Region geht in der Regel jedoch nicht nur ein einzelner, isolierter Stern hervor. Vielmehr reicht die Anzahl der sich zeitgleich in einem H-II-Gebiet bildenden Sterne von einigen Dutzend bis hin zu mehreren tausend Sternen, welche nach dem Abschluss der Sternentstehungsphase in dieser Region des Weltalls zunächst einen offenen Sternhaufen bilden. Im Laufe der Jahrmillionen driften die ursprünglich alle zur selben Zeit und in der gleichen Region entstandenen Sterne dann langsam auseinander, bis sie nicht mehr als einstmals zusammenhängender Sternhaufen erkennbar sind. Bereits nach ein paar Hundert Millionen Jahren haben sich diese Haufen typischerweise komplett aufgelöst.

Offene Sternhaufen stellen aufgrund der Art und Weise ihrer Entstehung – alle Sterne bildeten sich ursprünglich aus der gleichen Materiewolke – perfekte Beobachtungsziele für Astronomen dar, um die verschiedenen Theorien zur Entstehung und Entwicklung von Sternen zu überprüfen. Aufgrund ihres vergleichbaren chemischen Aufbaus und des in etwa gleichen Alters können sie untereinander leichter verglichen werden.

Derartige Sternformationen sind typischerweise in den ‚Armen‘ von Spiralgalaxien wie unserer Heimatgalaxie – der Milchstraße – oder in den sternreichen Regionen von irregulären Galaxien zu beobachten. Somit ist es möglich, durch gezielte Analysen der in solchen offenen Sternhaufen konzentrierten Sterne die Entfernungen der unterschiedlichen Teilbereiche der Spiralarme der Milchstraßen-Galaxie genauer zu bestimmen und so mehr über die Struktur und den Aufbau unserer Heimatgalaxie zu erfahren.

Der offene Sternhaufen NGC 2367
Bei einem der mehr als 1.000 offenen Sternhaufen, welche den Astronomen derzeit in unserer Heimatgalaxie bekannt sind, handelt es sich um den im Sternbild Canis Major (zu deutsch „Großer Hund“) gelegenen Haufen NGC 2367. Bei einer Entfernung von etwa 7.000 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem verfügt dieser Sternhaufen am Nachthimmel über einen Durchmesser von knapp 3,5 Bogenminuten. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 7,9 mag kann NGC 2367 bereits mit einem kleineren Teleskop beobachtet werden. Entdeckt wurde dieser Sternhaufen am 20. November 1784 von dem in Hannover geborenen englischen Astronomen Sir William Herschel.

Die meisten Sterne des Sternhaufens NGC 2367, welcher sich vor gerade einmal etwa fünf Millionen Jahren gebildet hat, sind noch sehr ‚heiß‘ und leuchten deshalb in einem intensiven blauen Licht. Wie auch viele weitere offene Sternhaufen ist auch NGC 2367 in einen Emissionsnebel eingebettet. Die Überreste dieses Nebels erscheinen als Wolken aus Wasserstoffgas, welches von einer durch die heißesten Sterne des Sternhaufens freigesetzten ultravioletten Strahlung ionisiert wurde. Dieses Gas macht sich durch ein rötliches Leuchten bemerkbar.

Im Fall von NGC 2367 ist jedoch ungewöhnlich, dass – wenn man aus dem Sternhaufen und dem Nebel herauszoomt – eine zusätzliche und um einiges ausgedehntere Struktur erkennbar wird. Die Astronomen gehen davon aus, dass der Sternhaufen NGC 2367 und der umgebende Emissionsnebel den Kern eines größeren Nebels namens Brand 16 darstellen, welcher wiederum lediglich ein Teil einer riesigen ‚Superblase‘ mit der Bezeichnung GS234-02 ist.

Die Superblase GS234-02
Hierbei handelt es sich um eine Struktur, welche über eine Ausdehnung von mehreren hundert Lichtjahren verfügt und die sich in den Außenbereichen unserer Heimatgalaxie befindet. Ihre Existenz begann, als eine Gruppe massereicher Sterne, welche starke Sternwinde freisetzten, einzelne expandierende Blasen aus heißem Gas erzeugten. Diese benachbarten Blasen verschmolzen letztendlich miteinander und bildeten eine einzige größere Blase. Die Sterne im Zentrum dieser Blase explodierten aufgrund ihrer kurzen Lebensspanne alle zu einer ähnlichen Zeit als Supernovae, wodurch sich diese Blase noch weiter ausdehnen konnte.

In der Folgezeit verschmolz diese Struktur mit weiteren, auf die gleiche Weise entstandenen Blasen aus der ‚kosmischen Nachbarschaft‘ und bildete schließlich mit diesen die jetzt zu beobachtende Superblase GS234-02. Derartige konzentrisch expandierende Gebilde zählen zu den größtmöglichen Strukturen innerhalb einer Galaxie und stellen ein eindrucksvolles Beispiel für die verworrenen und doch zusammenhängenden Strukturen dar, welche im Bereich einer Galaxie durch das ‚Leben und Sterben‘ von Sternen entstehen können.

Die hier gezeigte Aufnahme des offenen Sternhaufens NGC 2367 wurde mit dem Wide Field Imager (WFI) des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La Silla-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den chilenischen Anden angefertigt und zeigt sowohl den Sternhaufen als auch die interstellaren Wolken aus Gas und Staub, welche ihn unmittelbar umgeben.

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

Einige der in unserer Heimatgalaxie angesiedelten Sterne sind mit einem Alter von mehr als 13 Milliarden Jahren nur wenige hundert Millionen Jahre jünger als das Universum, dessen Alter von den Astronomen mit einem Wert von etwa 13,8 Milliarden Jahren angegeben wird. Mit einem Alter von ‚lediglich‘ rund 4,6 Milliarden Jahren handelt es sich bei dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems somit um einen noch verhältnismäßig jungen Stern, welcher gerade einmal die mittlere Phase seines Lebens erreicht hat. Andere Sterne der Milchstraße verfügen jedoch über ein noch deutlich geringeres Alter.

Diese Sterne haben sich – in astronomischen Zeiträumen betrachtet – erst vor relativ kurzer Zeit in sogenannten Sternentstehungsgebieten entwickelt. Aus so einer H-II-Region geht in der Regel jedoch nicht nur ein einzelner, isolierter Stern hervor. Vielmehr reicht die Anzahl der sich zeitgleich in einem H-II-Gebiet bildenden Sterne von einigen Dutzend bis hin zu mehreren tausend Sternen, welche nach dem Abschluss der Sternentstehungsphase in dieser Region des Weltalls zunächst einen offenen Sternhaufen bilden.

Derartige Sternformationen sind typischerweise in den ‚Armen‘ von Spiralgalaxien oder in sternreichen Regionen von irregulären Galaxien zu beobachten.

Der offene Sternhaufen NGC 3532
Bei einem der mehr als 1.000 offenen Sternhaufen, welche den Astronomen derzeit in unserer Heimatgalaxie bekannt sind, handelt es sich um den im Sternbild Carina (zu deutsch „Kiel des Schiffs“) gelegenen Haufen NGC 3532. Bei einer Entfernung von etwa 1.300 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem verfügt dieser Sternhaufen am Nachthimmel über einen Durchmesser von knapp einem Grad. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 3,0 mag kann NGC 3532 von einem auf der südlichen Hemisphäre gelegenen Beobachtungsstandort aus bereits mit dem bloßen Auge beobachtet werden.

Entdeckt wurde der offene Sternhaufen NGC 3532 im Jahr 1752 von dem französischen Astronomen Nicolas Louis de Lacaille während einer von Südafrika aus erfolgenden Beobachtungskampagne des südlichen Sternhimmels. Eine erste Katalogisierung erfolgte im Jahr 1755. Anschließend wurde der Sternhaufen auch in den New General Catalogue des dänischen Astronomen Johan Ludvig Emil Dreyer aufgenommen. NGC 3532 gilt als einer der eindrucksvollsten offenen Sternhaufen am gesamten Himmel. Aufgrund der Anordnung der dort befindlichen Sterne, welche entfernt an verstreute Silbermünzen am Boden eines Wunschbrunnens erinnern, wird er inoffiziell auch als „Wunschbrunnen-Sternhaufen“ bezeichnet.

Der Astronom John Herschel beschrieb NGC 3532 basierend auf seiner in den 1830er Jahren ebenfalls von Südafrika aus erfolgenden Beobachtungen als einen an Doppelsternen reichen Sternhaufen. In der jüngeren Vergangenheit erreichte NGC 3532 dann noch einmal eine deutlich wissenschaftlichere Relevanz. Im Jahr 1990 stellte dieser Sternhaufen das erste Beobachtungsziel für das kurz zuvor in Betrieb genommene Weltraumteleskop Hubble dar.

NGC 3532, so die Auswertungen der bisherigen Beobachtungsdaten, verfügt über ein Alter von etwa 300 Millionen Jahren und besteht aus insgesamt etwa 400 Sternen. Somit handelt es sich hierbei um einen durchschnittlichen Sternhaufen mittleren Alters, dessen Sterne mittlerweile allerdings unterschiedliche Stadien der Sternentwicklung erreicht haben.

Die dort befindlichen Sterne, welche ihre Existenz mit eher moderaten Massen begonnen haben, leuchten immer noch hell in blau-weißen Farben. Die massereicheren Sterne haben dagegen ihren für die Kernfusion notwendigen Vorrat an Wasserstoff mittlerweile aufgebraucht und sind in das Stadium von Roten Riesen übergegangen.

Die hier gezeigte Aufnahme des Sternhaufens NGC 3532 wurde im Februar 2013 mit dem Wide Field Imager (WFI) des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La Silla-Observatorium der ESO in den nordchilenischen Anden angefertigt. Der hierbei erkennbare Himmelshintergrund beinhaltet einen dichten Bereich des Bandes der Milchstraße und ist dementsprechend mit einer Vielzahl an Sternen übersät. Konzentrationen aus rötlich leuchtenden Wasserstoffwolken und Staubpartikeln verdecken den Blick auf noch weiter entfernt gelegene Sterne.

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