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STERN/132: Riesenschmiede - Die Entstehung der massenreichsten Sterne (SuW)


Sterne und Weltraum 1/10 - Januar 2010
Zeitschrift für Astronomie

Riesen-Schmiede
Die Entstehung der massereichsten Sterne

Von Henrik Beuther


Massereiche Sterne sind wahre Energieschleudern. Sie gehören zu den auffallendsten Objekten in unserem Milchstraßensystem, in anderen Galaxien und auch im frühen Universum. Dennoch sind die eigentlichen Entstehungsprozesse dieser Sterngiganten immer noch relativ schlecht verstanden. Erst mit dem Einsatz hochauflösender Submillimeter-Teleskope zeichnet sich allmählich eine Wende ab.


In Kürze
Massereiche Sterne beeinflussen während ihres kurzen Lebens und bei ihrem Tod die Umgebung und reichern das interstellare Medium mit schweren Elementen an. Sterne niedriger Masse wie unsere Sonne tragen wegen ihrer langen Lebensdauer kaum hierzu bei.
Für die Entstehung massereicher Sterne spielen die infraroten Dunkelwolken (englisch: infrared dark clouds, IRDC) eine bedeutende Rolle. Bei sehr vielen IRDCs fanden sich Belege für beginnende Sternentstehungsaktivität.
Massereiche Sterne bilden sich offenbar nie vereinzelt, vielmehr entstehen sie immer in Sternhaufen.

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Massereiche Sterne üben einen großen Einfluss auf das interstellare Medium aus, auf Sternhaufen und auf die sie umgebenden Galaxien als Ganzes. Das beginnt mit ihrer Geburt, setzt sich fort während ihres sehr kurzen Lebens und reicht bis zu ihrem Tod. Während ihrer Entstehungsphase entströmen ihnen energiereiche Jets, Materie, die sich mit hoher Geschwindigkeit vom Stern entfernt. Später geben sie eine große Menge an Energie in Form von ultravioletter Strahlung ab. Zu guter Letzt explodieren sie als gewaltige Supernovae. Auch erzeugen die massereichen Sterne während ihres Daseins alle schweren Elemente bis hin zum Eisen und bei der finalen Supernova-Explosion die noch schwereren Atome. Massereiche Sterne sind zudem die Hauptquellen der intensiven Kontinuumsemission bei Submillimeter- und Millimeter-Wellenlängen in Galaxien im frühen Universum. Kontinuumsstrahlung wird von Körpern einer bestimmten Temperatur abgegeben. Auch Sterne sind solche Körper und emittieren somit Photonen verschiedener Wellenlänge wie ein Schwarzer Körper.

Obwohl die Bedeutung der massereichen Sterne auf allen räumlichen und zeitlichen Skalen unumstritten ist, ist es verwunderlich, dass deren Entstehungsmechanismen bislang nur schlecht verstanden sind.


Konzeptionelle Schwierigkeiten

Eines der Probleme liegt bei der hohen Energieabgabe der Sterne während ihrer Entstehung. Der radial nach außen wirkende Strahlungsdruck des zentralen wachsenden Protosterns ist ab ungefähr zehn Sonnenmassen so hoch, dass der Einfall von Gas und Staub gestoppt werden müsste und somit noch massereichere Sterne schwerlich entstehen könnten. Da aber Sterne mit Massen von bis zu 150 Sonnenmassen bekannt sind, muss es Auswege aus diesem Dilemma geben. Auch bilden sich massereiche Sterne mit Zeitspannen von einigen hunderttausend Jahren um eine Größenordnung schneller als ihre massearmen Geschwister. Wie weiter unten anhand der Beobachtungen diskutiert wird, erlauben sehr hohe Gasansammlungsraten, Akkretionsraten genannt, das Wachsen der Sterne bis zu sehr großen Massen. Die Akkretion verläuft dabei nicht kugelförmig gleichartig von allen Seiten, sondern in abgeflachten Scheiben. Gleichzeitig mit diesen Akkretionsscheiben bilden sich senkrecht zu ihnen energiereiche Jets und Ausströmungen. Sie geben einen Großteil des Drehimpulses der ursprünglichen Gasklumpen wieder an die Umgebung zurück und ermöglichen somit den weiteren Kollaps und das Weiterwachsen der massereichen Sterne.

Derzeit ist immer noch unklar, ob ein turbulentes Medium solch hohe Akkretionsraten verursacht, oder ob das gesamte Gravitationspotenzial des entstehenden Sternhaufens die Akkretionsraten bestimmt. Im Falle des Wachstums in einem turbulenten Medium bilden sich die massereichen Sterne auch inner halb von Sternhaufen noch relativ isoliert durch Akkretionsprozesse in ihren Scheiben (siehe Bild S. 34). Im zweiten Fall spielt das gemeinsame Gravitationspotenzial des gesamten entstehenden Sternhaufens eine zentrale Rolle: Die Sterne »kämpfen« um das umliegende Gas. Dieses Modell nennen wir konkurrierende oder kompetitive Akkretion (siehe Grafik S. 34 Mitte). Dabei sei angemerkt, dass massereiche Sterne anscheinend nur in Sternhaufen entstehen. Bislang sind keine sich in Isolation bildenden massereichen Sterne bekannt.

Eines der exotischeren Modelle beschreibt die Möglichkeit, dass die massereichsten Objekte nicht durch konventionelle Akkretion, sondern vielmehr durch Verschmelzen mehrerer Protosterne im dichten Inneren eines jungen Sternhaufens entstehen (siehe Grafik S. 34 unten). Letzteres ist nach dem heutigen Stand der Wissenschaft aber immer noch recht spekulativ.


Beobachtungsbefunde

Auf der beobachtenden Seite liegen die Schwierigkeiten unter anderem darin, dass Sternentstehungsregionen mit massereichen Sternen generell weit entfernt sind - im Mittel rund 10.000 Lichtjahre. Des Weiteren bilden sich massereiche Sterne nur in Sternhaufen. Daher ist es schwierig, die einzelnen physikalischen und chemischen Prozesse räumlich voneinander zu trennen. Zudem laufen aufgrund der kurzen Entwicklungszeitskalen der massereichen Sterne alle wichtigen Prozesse tief im Innern der Mutterwolke aus Gas und Staub ab. So lassen sich die werdenden Sterne mit konventionellen optischen und nahinfraroten Wellenlängen nur schwierig beobachten. Die niedrigen Temperaturen von Gas und Staub innerhalb der Mutterwolke erfordern vielmehr Untersuchungen im Millimeter- und Zentimeterbereich. In diesem Wellenlängenbereich strahlen kaltes Gas und kalter Staub stark. Zudem werden bei diesen Wellenlängen die Umgebungswolken wie der durchlässig für die Strahlung und erlauben somit einen Blick in ihr Inneres.

Die räumliche Auflösung Φ eines beliebigen Teleskops ist proportional zur beobachteten Wellenlänge λ und umgekehrt proportional zum Teleskopdurchmesser D:Φ = λ/D. Das Auflösungsvermögen eines Teleskops bei einer gegebenen Wellenlänge steigt demnach mit wachsendem Durchmesser. Die physikalischen Verhältnisse innerhalb massereicher Gasklumpen geben also die Wellenlängen vor, die wir verwenden müssen, um ihr Inneres erkunden zu können. Um bei diesen, im Vergleich zum sichtbaren Licht langen Wellenlängen noch eine ausreichende räumliche Auflösung zu erreichen, benötigen wir enorm große (Sub-)Millimeterteleskope. Am Beispiel der Sonne wollen wir das verdeutlichen: Ihr Strahlungsmaximum liegt im sichtbaren Licht, und zwar bei einer Wellenlänge von rund 500 Nanometern. Möchte man nun bei einer Beobachtungswellenlänge von einem Millimeter die gleiche räumliche Auflösung erreichen, so benötigt man unter perfekten Bedingungen ein (Sub-)Millimeterteleskop mit dem 2000-fachen Durchmesser!

Allerdings ist der Unterschied meist doch nicht ganz so gravierend, da bei optischen Wellenlängen die Luftunruhe eine große Rolle spielt. Somit lässt sich die perfekte optische Auflösung eines Teleskops nicht ohne zusätzliche Hilfsmittel erreichten: Dazu bedarf es einer adaptiven Optik [2]. Dennoch benötigen wir bei Wellenlängen im Bereich von Millimetern immer noch (Sub-)Millimeterteleskope mit Öffnungen von der Größenordnung einiger hundert Meter, um adäquat beobachten zu können. Nun ist es aber aus statischen Gründen nicht möglich, solche Teleskope mit einem Durchmesser größer als etwa hundert Meter zu bauen. Diese Grenze markiert das Radioteleskop bei Effelsberg in der Eifel. Der einzig gangbare Ausweg ist das elektronische Zusammenschalten mehrerer kleiner Radioteleskope über möglichst große Distanzen. Dadurch entsteht ein virtuelles Teleskop, dessen Größe derjenigen des maximalen Abstands zwischen den Teleskopen entspricht. Diese Anordnung heißt Interferometer. Solche Geräte überlagern die elektromagnetischen Wellen und gewinnen daraus die gewünschte hohe Auflösung [3]. Interferometer gehören zu den wichtigsten Instrumenten, mit denen sich die Entstehung massereicher Sterne studieren lässt (siehe Bild oben).

Nun möchten wir einige der wichtigsten Fragen im Feld der Entstehung massereichen Sterne etwas genauer beleuchten [4 und 5]:

• Wie lauten die Anfangsbedingungen, unter denen die Entstehung massereicher Sterne stattfinden kann?
• Welche Eigenschaften besitzen massereiche Akkretionsscheiben, und wie vergleicht sich dies mit den Akkretionscheiben
 um masseärmere, sonnenähnliche Sterne?
• Wie entstehen Sternhaufen, und wie fragmentieren die ursprünglichen Gas- und Staubwolken?
• Welche chemischen Eigenschaften haben junge massereiche Gaswolken?


Die Anfangsbedingungen

Bis vor ungefähr zehn Jahren hatte man aus der Beobachtung kaum Anhaltspunkte für die Ausgangsbedingungen in den dichten Gas- und Staubwolken, in denen die massereichen Sterne liegen. Es standen keine Untersuchungsverfahren zur Verfügung, um derartige Entwicklungsstadien überhaupt zu erkennen.

Kalte Wolkenkerne strahlen bei ferninfraroten sowie Submillimeter- und Millimeter-Wellenlängen. Es gab zwar Durchmusterungen großer Himmelsareale, aber nicht in den fraglichen Wellenlängen. Ende der 1990er Jahre fand man dann auf indirektem Weg Zugang zu einer großen Anzahl solcher Gebiete. Dies gelang überraschenderweise durch Beobachtungen im mittleren Infrarotbereich, in dem man die Identifikationen nicht unbedingt erwartet hätte.

Die beiden Satelliten ISO (Infrared Space Observatory, von 1995-1998 aktiv) und MSX (Midcourse Space Experiment, von 19967 aktiv) beobachteten unsere Galaxis in mehreren Wellenlängenbändern, unter anderem auch zwischen 8 und 25 Mikrometer. Gerade in der galaktischen Ebene sind diese Bänder geprägt von ausgedehnten hellen Emissionsgebieten. Durch die Daten der beiden Satelliten fand man zahlreiche Regionen, die auf modernen Aufnahmen, etwa mit dem Weltraumteleskop Spitzer, vor der stärkeren Infrarotemission bei mittleren Wellenlängen scharfe Konturen als Schatten warfen (siehe Bild S. 36 oben).

Dies lässt sich ein wenig mit jenen »Löchern im Himmel« vergleichen, die William Herschel seinerzeit bei optischen Beobachtungen entdeckte. Die modernen Schatten werden Infrared Dark Clouds (infrarote Dunkelwolken, IRDC) genannt. Nachfolgende Beobachtungen hauptsächtlich bei Wellenlängen im Millimeterbereich zeigten, dass die meisten dieser IRDCs sehr massereich und recht kalt sind. Sie sind somit ideale Kandidaten zum Studium der ursprünglichen Bedingungen bei der Entstehung massereicher Sterne.

Heute ist bekannt, dass diese IRDCs üblicherweise einige hundert bis einige tausend Sonnenmassen an Gas beherbergen. Ihr Gas weist bei Temperaturen unter 20 Kelvin sehr schmale Spektrallinienbreiten auf. Dies ist ein Zeichen für ein geringes Maß an interner Turbulenz. Die chemische Zusammensetzung dieser massereichen kalten Wolkenkerne lässt sich mit derjenigen ihrer masseärmeren Geschwister vergleichen, zum Beispiel in der Taurus-Sternentstehungsregion.

Massearme sternlose Gaskerne können sogar noch kälter sein, und ihre Emissionslinien zeigen dabei lediglich thermische Linienbreiten, also solche, die von der mit der Temperatur verknüpften Bewegung der Teilchen herrühren. Sie besitzen demnach fast keine zusätzliche Turbulenz. Dennoch weisen die Beobachtungen darauf hin, dass die qualitativen Anfangsbedingungen für die Entstehung von massearmen und massereichen Sternen so unterschiedlich nicht sein können.

IRDCs und solche Wolkenkerne, aus denen sich sonnenähnliche Sterne bilden, unterscheiden sich hauptsächlich darin, dass die IRDCs ein Vielfaches an Masse, dichtem Gas und Säulendichte besitzen (die Säulendichte beschreibt die Anzahl der Teilchen entlang des Sehstrahls). IRDCs besitzen dementsprechend auch ein viel größeres Gasreservoir, das zur Bildung massereicher Sterne ebenfalls benötigt wird.

Ein weiterer interessanter Aspekt sind die zugehörigen Zeitskalen. Bei Durchmusterungen unseres Milchstraßensystems ließen sich mehr als 10.000 IRDCs identifizieren. Aus dieser großen Zahl rekrutieren sich bis heute ungefähr 50 detaillierte Fallstudien. Bei kaum einer von ihnen ließ sich bisher eine komplett sternenlose IRDC identifizieren, meist finden sich Belege für eine beginnende Sternentstehungsaktivität. Im Gegensatz dazu sind viele massearme, sternlose Wolkenkerne bekannt, die keinerlei Aktivität zeigen und vielleicht noch für Jahrmillionen in diesem Zustand verharren können.

Obwohl die statistische Zuverlässigkeit bei 50 von 10.000 Fällen noch sehr gering ist, deuten die Daten doch an, dass massereiche Wolkenkerne von Beginn an sehr instabil sein müssen. Sie können somit auch nicht lange im sternlosen Zustand verharren. Als Arbeitshypothese gilt, dass massereiche Wolkenkerne mehr oder minder unverzüglich zu kollabieren beginnen und Sterne bilden, sobald sie einen Dichtegrenzwert überschreiten. So lassen sich die massereichen Wolkenkerne relativ einfach nachweisen. In einer neueren theoretischen Arbeit vertreten die Autoren die Meinung, dass dieser Schwellenwert bei einer Säulendichte von ungefähr einem Gramm pro Quadratzentimeter liegen könnte. Allerdings ist dies noch in keiner Weise bewiesen und stellt dementsprechend ein sehr aktives Feld der aktuellen Forschung dar.


Massereiche Akkretionsscheiben

Beobachtungen über das letzte Jahrzehnt hinweg zeigten deutlich, dass bipolare Ausströmungen bei jungen massereichen Sternen genauso regelmäßig zu finden sind wie bei masseärmeren Sternen. Anfangs glaubten die Astronomen, dass diese massereichen Ausströmungen eventuell qualitativ unterschiedlich sein könnten. Doch die immer besseren Daten belegen, dass Parameter wie der Grad der Kollimation der Jets, also der Grad der Fokussierung ähnlich wie bei einer Taschenlampe, sich doch vergleichen lassen. Wieder scheinen die Hauptunterschiede nur quantitativer Natur zu sein, denn diese Ausströmungen sind um Größenordnungen massereicher und energiereicher als diejenigen sonnenähnlicher junger Sterne. Dennoch lassen sich solche fokussierte Strukturen nur durch einen Beschleunigungsmechanismus erklären, der eine innere Akkretionsscheibe erfordert. Jene Akkretionsscheiben um junge massereiche Sterne sind aber durch Beobachtungen besonders schwierig zu charakterisieren, denn ihre Scheibenemission wird von der Emission des dichten umgebenden Wolkenkerns überdeckt. In diesem Zusammenhang bieten Interferometer einen weiteren Vorteil: Sie erlauben nämlich das gezielte Herausfiltern größerer Strukturen und lassen nur die kleinen Strukturen übrig. Obwohl dies technisch nicht immer einfach zu bewerkstelligen ist, sehen wir in den letzten Jahren auf diesem Gebiet große Fortschritte.

Vereinfacht ausgedrückt finden wir regelmäßig längliche Strukturen senkrecht zu den Ausströmungen, die Anzeichen von Rotation zeigen, also rot- und blauverschobene Emission oder Absorption (siehe Kasten links). Allerdings sind diese Strukturen sehr groß und erreichen oftmals Durchmesser von einigen tausend bis zehntausend Astronomischen Einheiten. Typische Akkretionsscheiben um massearme Sterne hingegen erstrecken sich eher nur über einige hundert Astronomische Einheiten. Auch besitzen die bekannten massearmen Scheiben üblicherweise nur einen Bruchteil der Masse des Zentralobjekts und befinden sich dementsprechend in keplerscher Rotation. Dabei herrscht ein Gleichgewicht zwischen der Gravitationskraft und der Zentrifugalkraft.


Rotierende massereiche infrarote Dunkelwolke

In dieser mit Hilfe des Submillimeter Array (SMA) erstellten Karte der Emission des Moleküls CH3OH ist die Rotation der massereichen infraroten Dunkelwolke (englisch: infrared dark cloud) IRDC18223-3 dargestellt. Die Farbskala gibt die Geschwindigkeit der rotierenden Struktur an, während die Pfeile die Richtung der Ausströmung andeuten. Die Geschwindigkeit, mit der sich das System von uns wegbewegt, liegt bei rund 45 Kilometer pro Sekunde. Dies bedeutet, dass sich die Strukturen links oben auf uns zu, und diejenigen rechts unten von uns wegbewegen, denn letztere besitzen eine höhere Relativgeschwindigkeit zu uns als die Systemgeschwindigkeit. Die mit dem SMA erzielte räumliche Auflösung ist als graue Kreisfläche dargestellt. Der abgebildete Himmelsauschnitt ist im Bild oben als kleines weißes Quadrat markiert.


Im Gegensatz zu den Leichtgewichten sind die rotierenden Strukturen um massereiche Protosterne meist ähnlich massereich wie die Zentralobjekte selbst. Somit können sie kein keplersches Gleichgewicht erreichen. Diese Beobachtungen verdeutlichen, dass die von uns untersuchten Scheiben wahrscheinlich nicht stabil sind. Vielmehr scheint es sich um »Pseudo«scheiben zu handeln, also größere, rotierende und einfallende Teile des ursprünglichen Gaskerns. Diese erhalten während des Einfalls aufgrund der Erhaltung des Drehmoments eine abgeflachte Struktur, die wir dann beobachten können. Aller Wahrscheinlichkeit nach befinden sich im Inneren dieser abgeflachten und rotierenden Strukturen aber doch keplersche Akkretionsscheiben, ähnlich denjenigen masseärmerer Objekte. Diese Hypothese erfordert allerdings noch genauere Untersuchungen.


Fragmentation und die Entstehung von Sternhaufen

Da es keinerlei Hinweise auf massereiche Sterne gibt, die sich isoliert gebildet haben, müssen wir ihre Entstehung auch immer im Kontext der Sternhaufenentstehung betrachten. Eine der verblüffendsten Eigenschaften von Sternhaufen ist, dass ihre Massenverteilung, also die Verteilung der Sternzahl pro Massenintervall, stets die gleiche ist: Von sehr großen Massen bis zu etwa einer Sonnenmasse steigt die Sternzahl pro Intervall an. Die Massenverteilung folgt dabei einem Potenzgesetz. Darunter flacht sie bis ungefähr 0,5 Sonnenmassen ab, um zu noch geringeren Massen weiter abzufallen. Im Falle dieser neu entstehenden Sterne sprechen die Astronomen von der ursprünglichen Massenfunktion (englisch: initial mass function, IMF).

Diese Universalität der Massenverteilung von Sternhaufen erfordert eine Erklärung, und in der Literatur werden verschiedene Modelle diskutiert. Unter anderem gibt es Theorien, welche die IMF entweder durch gravitative Fragmentation, durch turbulente Ströme, über thermische Kühl- und Heizprozesse des Gases, oder aber auch über die oben diskutierte kompetitive Akkretion erklären können. Gerade am oberen Massenende scheiden sich aber die Geister. Insbesondere stellt sich die Frage, ob die ursprünglichen Gasklumpen mit Massen größer als 1000 Sonnenmassen in sehr viele massearme Gaskerne mit rund einer Sonnenmasse zerfallen und dann die finale Sternmasse wettkampfartig - kompetitiv - vom Umgebungsgas akkretieren. Oder spiegelt die anfängliche Fragmentation in Gaskerne schon die Form der IMF wider, und die Sterne bilden sich aus sozusagen vorfragmentierten Wolkenteilen ohne starke Wechselwirkung mit anderen Wolkenkernen?

Eine Unterscheidungsmöglichkeit dieser Prozesse ist die Bestimmung der so genannten Wolkenkern-Massenfunktionen (englisch: core mass function, CMF). Hier werden die Gas- und Staubkerne in den frühesten Entwicklungsstadien beobachtet und deren Massenverteilung bestimmt. Ähnelt die Form der CMF dabei derjenigen der ursprünglichen Massenfunktion IMF, dann sollte die Fragmentation der ursprünglichen Gaswolke der dominante Prozess sein. Eine CMF ohne massereiche Gaskerne spräche hingegen eher für kompetitive Akkretion.

Die Beobachtungen massereicher CMFs stellten sich allerdings als extrem schwierig heraus. Zum einen sind die dichten Haufenzentren sehr verwirrend, und zum anderen ist die Empfindlichkeit der verfügbaren Interferometer für Punktquellen bei sehr hoher räumlicher Auflösung nicht gut. Somit ließen sich bisher kaum junge Regionen identifizieren, in denen die Anzahl der nachgewiesenen Gaskerne ausreicht, um eine statistisch signifikante CMF abzuleiten. Eine Ausnahme ist die Quelle IRAS 19410+2336, in der 24 Kerne identifiziert werden konnten (siehe Bild S. 37).

Die Wolkenkern-Massenfunktion dieser Region ist mit der ursprünglichen Massenfunktion verträglich. Dies spricht für die Interpretation, dass die anfängliche Fragmentation der entscheidende Prozess ist. Allerdings muss man hier noch vorsichtig sein, da die Analyse einige Unsicherheiten beinhaltet. Zum Beispiel sind die meisten Kerne nicht wirklich sternlos, sondern beinhalten bereits Protosterne, was für eine fortgeschrittene Entwicklung spricht. Solange solche Unsicherheiten nicht beseitigt sind und man nicht weitere Quellen untersucht hat, die dieses Ergebnis bestätigen, lässt sich eine verlässliche Schlussfolgerung leider noch nicht ziehen. Diese Problemstellung ist allerdings ein sehr aktives Feld der aktuellen Forschung. Daher dürften die nächsten Jahre spannend werden, insbesondere hinsichtlich des Verständnisses der grundlegenden Prozesse.

Ein weiterer interessanter Parameter ist die protostellare Dichte, also wie viele protostellare Objekte pro Raumeinheit anzutreffen sind. Obwohl die protostellaren Verschmelzungsprozesse immer noch sehr spekulativ sind, ist es wichtig zu wissen, ob die notwendigen Bedingungen überhaupt existieren. Eine solch notwendige Bedingung ist, dass man (proto-)stellare Dichten von mindestens einer Million Protosterne je Kubikparsec (etwa 30.000 pro Kubiklichtjahr) benötigt, damit überhaupt Verschmelzungsprozesse stattfinden können. Bisher fanden die Astronomen in den dichtesten Sternhaufen bei optischen und nahinfraroten Wellenlängen allerdings nie höhere Dichten als etwa 10.000 Protosterne je Kubikparsec. Andererseits sind Sternhaufen, die man im sichtbaren Licht und im Nahinfraroten sehen kann, schon weiter entwickelt. Sie spiegeln daher nicht mehr die Anfangsbedingungen wider. Deshalb verlagerte man die Suche nach solchen Regionen auf jüngere Entwicklungsstadien und somit in den Millimeter-Wellenlängenbereich.

Nun konnten wir in den letzten Jahren mit den neuen und weiterentwickelten Interferometern SMA (Submillimeter Array, siehe Bild S. 33) und PdBI (Plateau-de-Bure-Interferometer) zwei dichte Haufenzentren mit einer Winkelauflösung von etwa 0,3 Bogensekunden beobachten. In Anlehnung an den Trapezsternhaufen im Orionnebel werden solche Haufenzentren Proto-Trapez-Systeme genannt. Dabei stellen wir in zwei Fällen erstmals Dichten von mehr als 100.000 und mehr als einer Million Protosterne je Kubikparsec fest. Obwohl dies noch keine hinreichenden Kriterien für die Existenz von Verschmelzungsprozessen sind, ist es doch wichtig festzuhalten, dass zumindest die Möglichkeit hierfür in der Natur tatsächlich gegeben ist.


Die Chemie der massereichen Sternentstehungsregionen

Im interstellaren Medium wurden bislang mehr als 140 unterschiedliche Molekültypen entdeckt. Das Spektrum reicht von simplen zweiatomigen Molekülen wie Kohlenmonoxid CO, bis hin zu komplexen 13-atomigen Ketten wie HC11N (siehe Weblinks). Ein Großteil dieser Moleküle wiesen die Astronomen in massereichen Sternentstehungsregionen, und speziell in so genannten hot cores, in heißen Kernen, nach. Dieses Entwicklungsstadium ist eine sehr aktive Phase im chemischen Kreislauf der interstellaren Materie.

Während die Chemie schon als solche interessant ist, sind die verschiedenen Molekülsorten auch wichtige Indikatoren zum Studium unterschiedlicher astrophysikalischer Prozesse. So eignen sich zum Beispiel CO und SiO als Indikatoren für Ausströmungen, NH3 und H2CO für Temperaturbestimmungen, CS und CH3OH für Dichteanalysen. Komplexere Moleküle wie CH3CN oder HCOOCH3 gestatten die Analyse der Scheiben und ihrer Rotation. Allerdings lassen sich nicht alle Moleküle prinzipiell immer für diese oder jene Analyse nutzen, oftmals finden sich manche Molekülsorten auch nur in bestimmten Entwicklungsstadien. Zum Beispiel beobachtet man die meisten komplexeren stickstoffhaltigen Moleküle wie CH3CN oder CH3CH2CN erst bei der Entstehung heißer Kerne, in früheren Stadien sind diese Moleküle noch nicht entstanden. Auch verändern sich die molekularen Häufigkeiten mit der Zeit. So lassen etwa Stoßwellen, die bei der Interaktion von Ausströmungen mit dem umgebenen Gas auftreten, die Häufigkeiten von sauerstoffhaltigen Molekülen wie CH3OH, SiO oder SO um Größenordungen ansteigen.

Interferometrische Beobachtungen können die Strukturen der unterschiedlichen Molekülverteilungen räumlich auflösen. Bei Einzelteleskopstudien erlangt man wegen der geringeren Auflösung hingegen nur ein über ein größeres Gebiet gemitteltes Spektrum. Das Bild links zeigt beispielhaft, wie sich die Chemie innerhalb einer massereichen Sternentstehungsregion von Ort zu Ort unterscheidet. Die unterschiedlichen Moleküle ermöglichen es uns dabei, verschiedene physikalische Prozesse zu studieren. Unter anderem ist eines der Forschungsziele die Entwicklung einer »chemischen Uhr«. Dies bedeutet, dass man eine bestimmte Region einfach in einigen molekularen Spektrallinien beobachten möchte, um daraus dann auf ihr Alter und das Entwicklungsstadium zu schließen.


Offene Fragen und zukünftige Forschungsschwerpunkte

Die dargestellten Befunde zeigen deutlich, dass wir im letzten Jahrzehnt große Fortschritte erzielt haben. Allerdings sind noch ebenso viele Fragen offen und unbeantwortet. So sind alle vier Hauptthemen dieses Artikels, nämlich die Anfangsbedingungen, die Akkretionsscheiben, die Fragmentation und die Chemie der Wolken äußerst aktive Felder der aktuellen Forschung, und sie werden es mit Sicherheit auch in den nächsten Jahren bleiben.

Aber es gibt auch wichtige Themen, die in diesem Artikel überhaupt nicht berührt wurden, zum Beispiel die Magnetfelder. Es ist ein stetig wiederkehrendes Thema in der Gemeinde der Sternentstehungsforscher, ob Magnetfelder für die Entstehung der Sterne wirklich wichtig sind, oder ob sie zwar existieren, die Dynamik des Geschehens aber nur unwesentlich beeinflussen. Magnetfelder lassen sich auf verschiedene Arten beobachten, etwa durch den Zeeman-Effekt oder auch über die Polarisation der von Staub herrührenden Strahlung. Allerdings hatten die meisten dieser Techniken bisher das Problem, nur eine geringe räumliche Auflösung zu erreichen. Somit erlauben sie nur bedingt Schlüsse auf die Magnetfeldstärken und -konfigurationen in den dichten Wolkenkernen. Dies ändert sich nun, denn seit Kurzem lässt sich mit Interferometern die Polarisation der Staubstrahlung auch auf kleinsten räumlichen Skalen beobachten. Ähnliche Fortschritte erwarten wir auch bei den Beobachtungen des Zeeman-Effekts. Dies ist ein sehr vielversprechendes Forschungsfeld in den nächsten Jahren.

Im Jahr 2009 eröffnete sich mit dem Start des Weltraumteleskops Herschel ein gänzlich neuer Bereich für die Erforschung der Entstehung massereicher Sterne. Das Infrarotobservatorium Herschel wird mit seinem 3,5 Meter großen Teleskopspiegel ein vollkommen neues Bild kalter Gaskerne im ferninfraroten Wellenlängenbereich liefern. Dieser Bereich des elektromagnetischen Spektrums ist wichtig, weil die kalten Mutterwolken massereicher Sterne dort ihre stärkste Emission zeigen. Beobachtungen der Kontinuumsemission des Staubs und spektraler Moleküllinien bei diesen Wellenlängen werden zum Beispiel einen tiefen Einblick in die Kühlmechanismen der Wolken erlauben, deren Staubeigenschaften offenlegen und physikalische Parameter wie Temperaturen und Dichten zugänglich machen.

Abschließen möchte ich diesen Artikel mit einem kurzen Ausblick auf ALMA (Atacama Large Millimeter Array), das (Sub-)Millimeter-Interferometer der nächsten Jahrzehnte [6, 7]. Seine mehr als 50 Zwölf-Meter-Antennen werden auf der 5000 Meter hohen Chajnantor-Hochebene in Chile installiert (siehe Bild S. 39). Dieses Interferometer ist eine Art von Quantensprung hinsichtlich Empfindlichkeit, räumlicher Auflösung und Bildqualität im (Sub-)Millimeterbereich. Dementsprechend wird ALMA für alle erdenklichen Forschungsrichtungen in den nächsten Dekaden von unschätzbarer Bedeutung sein. Dies reicht von unserem Sonnensystem, über Planeten- und Sternentstehung, über Galaxienentwicklung bis hin zur Kosmologie. Im Rahmen der Entstehung massereicher Sterne illustriert das Bild oben die Möglichkeiten, die ALMA uns bieten wird. Die Modellrechnung simuliert das Bild einer massereichen Akkretionsscheibe. Es zeigt Spiralstrukturen, und mit der Auflösung und Empfindlichkeit ALMAs werden wir in der Lage sein, solche Strukturen zum ersten Male im Detail zu verstehen.


Henrik Beuther erforscht am Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg, wie massereiche Sterne entstehen. Nach der Promotion in Bonn ging er als Postdoc zum Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (USA). Im Jahr 2007 erhielt er den Ludwig-Biermann-Förderpreis der Astronomischen Gesellschaft.


Literaturhinweise

[1] Beuther, H., Linz, H., Henning, Th. (Hrsg.): Massive Star Formation: Observations confront theory. In: ASP Conference Series 387, 2008.

[2] Hippler, S., Kasper, M.: Dem Seeing ein Schnippchen schlagen - Adaptive Optik in der Astronomie, Teil 1. In: Sterne und Weltraum 10/2004, S. 32

[3] Davies, R., Hippler, S., Ragazzoni, R.: Künstliche Sterne und große Gesichtsfelder - Adaptive Optik in der Astronomie, Teil 2. In: Sterne und Weltraum 4/2005, S. 34

[4] Leinert, Chr., Graser, U.: Interferometrie an Großteleskopen im mittleren Infraroten, Teil 1. In: Sterne und Weltraum 11/2004, S. 32

[5] Leinert, Chr., Graser, U.: Interferometrie an Großteleskopen, Teil 2: Inbetriebnahme von MIDI und erste Ergebnisse. In: Sterne und Weltraum 2/2005, S. 34

[6] Menten, K. M., Wyrowski, F.: Blick ins staubige Universum, In: Sterne und Weltraum 5/2009, S. 28.

[7] Neumann, M.: Interferometrie mit ALMA. In: Sterne und Weltraum Dossier 1/2010 - Sieben Blicke in den Kosmos. S. 44

[8] Beuther, H.: Ein massereicher Sternhaufen bei seiner Entstehung. In: Sterne und Weltraum 7/2004, S. 16


Weitere Literatur siehe Weblinks.

Weblinks zum Thema: www.astronomie-heute.de/artikel/1015185


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Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

- Der Lagunennebel Messier 8 ist eine große Sternenschmiede. Ein junger Sternhaufen entstand bereits in seiner Mitte. In den vorgelagerten Dunkelwolken könnten sich massereiche Sterne bilden.

- Erstes Szenario: Die Entstehung der Sterne spielt sich in Akkretionsscheiben ab, entlang deren Pole Materie ausströmt und dabei Drehimpuls und Energie aus der Scheibe an die Umgebung zurückführt.

- Zweites Szenario: Sterne entstehen in Sternhaufen. Ihr gemeinsames Gravitationspotenzial könnte die Entstehung massereicher Sterne begünstigen, während sie konkurrierende Akkretion betreiben, also um das umliegende Gas »kämpfen«.

- Drittes Szenario: Wolkenkerne, Protosterne mit Akkretionsscheibe, oder auch Sterne im dichten Inneren eines jungen Sternhaufens verschmelzen zu einem massereichen Stern.

- Das Submillimeter Array (SMA) auf dem Mauna Kea, Hawaii, besteht aus acht Antennen mit jeweils sechs Metern Durchmesser. Das Array beobachtet bei Frequenzen von 180 bis 700 Gigahertz, entsprechend Wellenlängen von 0,43 bis 1,66 Millimetern. Die maximale Basislänge der mobilen Teleskope, nach der sich die Auflösung des Teleskoparrays bemisst, beträgt 509 Meter.

- Die mit dem Satelliten Spitzer im Zuge der GLIMPSE-Durchmusterung (Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire) bei acht Mikrometer gewonnene Karte enthält einige IRDCs (Infrared Dark Clouds), die mit der zentralen leuchtkräftigen Quelle IRAS 18223-1243 assoziiert sind. Die Region IRDC 18233-3 in der Grafik im Kasten unten stellt nur den winzigen, mit einem weißen Rechteck markierten Bruchteil dieser Karte im dunklen südlichen Filament dar.

- Im Licht der Kontinuumsemission des Staubs bei Millimeterwellenlängen offenbaren sich zahlreiche einzelne Quellen im Umfeld der massereichen Sternentstehungsregion IRAS 19410+2336. Die Teilbilder zeigen die Region und Ausschnitte davon bei von links nach rechts zunehmend besserer räumlicher Auflösung. Der linke Himmelsausschnitt besitzt eine Auflösung von elf Bogensekunden, der mittlere rund vier Bogensekunden und die beiden rechten rund zwei Bogensekunden, jeweils dargestellt durch den grauen Fleck.

- Das Kleinman-Low-Objekt im Orionnebel, Orion-KL, ist der Prototyp einer massereichen Sternentstehungsregion. Die drei Teilbilder zeigen die Emission unterschiedlicher Moleküle und ihre mögliche Interpretation: heißes Gas, ausströmende Materie und Stoßwelle (schwarz umrandet, von links nach rechts).

- Das Weltraumobservatorium Herschel wurde am 14. Mai 2009 gestartet und zu seinem Standort im Lagrangepunkt L2 des Erde-Sonne-Systems geschickt. Er soll mit seinem 3,5-Meter-Teleskop mehr als drei Jahre lang das kalte Universum bei Wellenlängen im Bereich vom fernen Infrarot ab 57 Mikrometer bis zum Submillimeterbereich bei 0,67 Millimeter beobachten.

- Die europäischen Astronomen errichten derzeit in der Atacama-Wüste in Chile ein großes Interferometer zur Beobachtung von Wellenlängen im mittleren Infrarot bei 30 Mikrometer bis zu Millimeterstrahlung bei einem Zentimeter: ALMA (Atacama Large Millimeter Array). Die Anlage soll bis zu 80 Antennen erhalten, davon 68 mit zwölf Metern Spiegeldurchmesser und weitere zwölf mit sieben Metern.

- Diese Modellrechnung liefert ein Bild der CH3CN-Emission einer massereichen Akkretionsscheibe, basierend auf neuesten hydrodynamischen Simulationen der Entstehung massereicher Sterne. Die erwartete räumliche Auflösung von ALMA wird durch den kleinen Kreis rechts unten verdeutlicht. Man wird mit Hilfe von ALMA diese Strukturen somit sehr gut auflösen können.


© 2010 Henrik Beuther, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg


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Quelle:
Sterne und Weltraum 1/10 - Januar 2010, Seite 32 - 40
Zeitschrift für Astronomie
Herausgeber:
Prof. Dr. Matthias Bartelmann (ZAH, Univ. Heidelberg),
Prof. Dr. Thomas Henning (MPI für Astronomie),
Dr. Jakob Staude
Redaktion Sterne und Weltraum:
Max-Planck-Institut für Astronomie
Königstuhl 17, 69117 Heidelberg
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Verlag: Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
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Tel.: 06221/912 66 00, Fax: 06221/912 67 51
Internet: www.astronomie-heute.de

Sterne und Weltraum erscheint monatlich (12 Hefte pro Jahr).
Das Einzelheft kostet 7,90 Euro, das Abonnement 85,20 Euro pro Jahr.


veröffentlicht im Schattenblick zum 26. Februar 2010