Wie entstehen unsichtbare, massereiche Babysterne?

Produziert von: Science Popularization China

Autor: Ma Yingxiu und Jiang Chenfeng (Astronomisches Observatorium Xinjiang, Chinesische Akademie der Wissenschaften)

Hersteller: China Science Expo

Ich höre oft, dass das Universum und die Astronomen so romantisch sind. Tatsächlich suchen wir jedes Mal, wenn wir in den Sternenhimmel blicken, auch nach unseren eigenen Ursprüngen. Unsere Geschichte ist die Geschichte des Universums. Lassen Sie uns heute über Sterne sprechen.

Sterne sind nicht von Dauer – auch sie haben einen Lebenszyklus

Schauen Sie in den Sternenhimmel. Diese funkelnden und blinkenden Sterne sind allesamt Sterne. Sie werden Sterne genannt, weil sie für Menschen konstant erscheinen. Sie scheinen nicht zu verschwinden, größer oder kleiner zu werden oder heller oder dunkler. Tatsächlich haben auch Sterne ihren eigenen Lebenszyklus, der das Embryonalstadium, die Kindheit, die Jugend, das mittlere Alter und das Alter umfasst. Natürlich können sie dem Tod letztendlich nicht entkommen.

Wenn Sterne einen Lebenszyklus haben, warum können wir diese Veränderungen bei Sternen nicht mit unseren Augen sehen? Dies liegt daran, dass die durchschnittliche Lebensdauer eines Sterns zwischen Millionen und mehreren zehn Milliarden Jahren liegt. Verglichen mit der Lebensspanne eines Menschen (Hunderte von Jahren) ist das, was wir sehen, nur ein Augenblick im Leben eines Sterns.

Abbildung 1 Sternenhimmel

(Fotoquelle: Veer Gallery)

Die vielbeachtete „Geburt“: Wie entstehen Sterne?

Der tiefe Nachthimmel ist immer geheimnisvoll. Gibt es außer den mit bloßem Auge sichtbaren Sternen noch andere verborgene Dinge, die wir nicht sehen können? Die Antwort ist ja. Viele wunderschöne Nebel und Sterne sind im Embryonal- und Säuglingsstadium für das menschliche Auge nicht erkennbar. Da das von frühen Sternen ausgesandte Licht relativ schwach ist und in dichte Molekülwolken gehüllt ist, können wir sie mit unseren Augen nicht direkt sehen.

Dennoch sind diese frühen, mit bloßem Auge nicht erkennbaren Sterne für die Astronomen sehr interessant, da sie nicht nur mit der Entstehung von Sternen, sondern auch mit der Entstehung von Planeten und Leben in Zusammenhang stehen.

Durch Infrarotteleskope können wir frühe Sterne sehen, die in Molekülwolken eingehüllt sind. Abbildung 2 zeigt eine Molekülwolke, die vom Spitzer-Weltraumteleskop im Infrarotbereich fotografiert wurde. Viele der leuchtenden blauen und weißen Punkte sind bereits geborene Sterne. Sicher ist, dass Sterne in Molekülwolken entstehen. Doch auf die Frage, wie aus Molekülwolken frühe Sterne „hervorgehen“, gibt es bislang keine einheitliche Antwort.

Dies liegt daran, dass die frühe Entstehungsphase im Leben eines Sterns sehr kurz ist und die Entwicklung in dieser Phase insbesondere bei massereichen Sternen sehr schnell verläuft. Hinzu kommt, dass massereiche Sterne im dichten Kern großer Molekülwolken entstehen, sodass die sie umgebende Molekülhülle relativ dick ist und ihre Beobachtung selbst mit Infrarotteleskopen schwierig ist.

Aus verschiedenen Gründen wissen wir noch immer nicht genug über die frühen Entstehungsprozesse massereicher Sterne. Daher war die Erforschung der Theorie der Entstehung massereicher Sterne schon immer ein heißes Thema unter Wissenschaftlern.

Abbildung 2: Molekülwolke, fotografiert vom Spitzer-Weltraumteleskop im Infrarotbereich

(Bildnachweis: NASA)

Zwei unterschiedliche theoretische Modelle

Zur Entstehung massereicher Sterne gibt es derzeit zwei gängige Theorien: die Theorie der kompetitiven Akkretion und die Theorie des Einzelkernkollapses.

Die Theorie der konkurrierenden Akkretion betont die Ansammlung von Sternen, ähnlich wie eine Gruppe gleichzeitig geborener Kinder, die um Nahrung ringen, und wer mehr isst, wächst schneller und größer. Der Nachteil der Theorie der kompetitiven Akkretion besteht jedoch darin, dass sie die Entstehung isolierter massereicher Sterne nicht gut erklären kann, während einzelne, unabhängige massereiche Sterne in Galaxien sehr häufig sind.

Das Single-Core-Collapse-Modell betont die Unabhängigkeit der Sterne, d. h., Sterne sind relativ unabhängig voneinander. Diese Theorie basiert jedoch auf einer Prämisse: Massereiche Sterne haben einen massereichen und dichten Vorläufer, einen Haufen molekularer Wolken (Kern), aber es ist unklar, wie dieser dichte Haufen molekularer Wolken (Kern) entsteht. Eine schnelle externe Kompression bietet jedoch einen Mechanismus für die schnelle Bildung massiver, hochdichter Molekülklumpen (Molekülkerne).

„Cloud-to-Cloud-Kollision“ – ein typischer Mechanismus schneller externer Kompression

Molekülwolken, die aus großen Mengen molekularen Gases bestehen, sind in Galaxien weit verbreitet. In den 1970er Jahren vermuteten Astronomen, dass Kollisionen zwischen Molekülwolken schnell zu massiven, dichten Klumpen führen könnten, aus denen wiederum Sterne entstehen. Dies ist die Theorie der „Wolke-Wolke-Kollision“. Durch Simulation wurde festgestellt, dass bei der Kollision zweier Molekülwolken mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten schnell eine dichte Kompressionsschicht mit großer Masse und hoher Dichte entsteht (Abbildung 3). Aufgrund der Gravitationsinstabilität können sich in dieser Kompressionsschicht leichter große Masseklumpen (Kerne) bilden.

Abbildung 3: Astronomen simulierten die Morphologie zweier Molekülwolken in verschiedenen Stadien nach der Kollision.

Bildquelle: Takahira et al. (2014)

G323.18+0.15 – Ein perfektes Beispiel für eine „Wolke-Wolke-Kollision“

Obwohl die Theorie der Wolke-Wolke-Kollision schon sehr früh vorgeschlagen wurde, gibt es nur sehr wenige diesbezügliche Beobachtungsstudien. Glücklicherweise haben wir mithilfe von Infrarot-Kontinuumsdaten und Daten zu den Molekülspektrallinien von 12CO und 13CO einen Kandidaten für eine „Wolke-zu-Wolke-Kollision“ G323.18+0.15 entdeckt. G323.18+0.15 befindet sich auf der galaktischen Ebene, etwa 11.508 Lichtjahre entfernt.

Wir haben festgestellt, dass „Wolke-Wolke-Kollisionen“ massive, hochdichte Molekülwolkenhaufen (Kerne) bilden können, die wiederum massive Sterne in den Molekülwolkenhaufen/Kernen bilden können. Berechnungen zufolge könnte die „Wolke-zu-Wolke-Kollision“ in G323.18+0.15 vor 1,59 Billionen Jahren stattgefunden haben. Obwohl wir den Zusammenstoß nicht mit eigenen Augen beobachten konnten, können wir nach Spuren suchen, die der Zusammenstoß hinterlassen hat.

Spur 1: Die „gebogene“ Form, auch U-förmige oder gewölbte Struktur genannt, wie durch die weißen Konturlinien in (Abbildung 4) dargestellt, mit einer „gebogenen“ Lücke in der Mitte.

Spur 2: Zwei Molekülwolken nach der Kollision. Sie haben unterschiedliche Geschwindigkeiten, sind aber wie ein Schlüssel und ein Schlüsselloch gut ineinander „eingelegt“, wie beispielsweise die blauen und weißen Konturlinien in (Abbildung 4). Natürlich ist es auch möglich, dass sich die beiden kollidierenden Molekülwolken nach einigen Billionen Jahren wieder trennen.

Abbildung 4: Molekülwolkenkomplex G323.18+0.15. Die Konturlinien in drei verschiedenen Farben stellen die drei Tochtermolekülwolken dar. Der Hintergrund ist das RGB-Dreifarbenbild mit 24 Mikrometern, 8 Mikrometern und 4,5 Mikrometern.

(Fotoquelle: Astronomisches Observatorium Xinjiang)

Spur 3: Der Kollisionsbereich weist eine große Masse und hohe Dichte auf und hat dichte, massive Molekülwolkenhaufen (Kerne) gebildet, die die Bedingungen für die Bildung massereicher Sterne erfüllen (Abbildung 5).

Abbildung 5 Säulendichteverteilung des Molekülwolkenkomplexes G323.18+0.15

(Fotoquelle: Astronomisches Observatorium Xinjiang)

Spur 4: Basierend auf den Informationen zur molekularen Gasdynamik, die uns die Daten der 12CO- und 13CO-Molekülspektrallinien liefern, haben wir festgestellt, dass die Gase der beiden Molekülwolken im Kollisionsbereich miteinander vermischt waren, was mit den Kollisionseigenschaften übereinstimmt (Abbildung 6).

Abbildung 6 Die Morphologie und spektralen Eigenschaften der Kollisionsmolekülwolke

(Fotoquelle: Astronomisches Observatorium Xinjiang)

Spur 5: In der Molekülwolke G323.18+0.15 bilden sich Sterne. Durch die Analyse des Gravitationsgleichgewichtszustands der Molekülwolke reicht die Masse von G323.18+0.15 nicht aus, um Sterne zu bilden, aber bei Beobachtungen wurden junge Sterne gesehen, was zeigt, dass es die zufällige Kollision war, die zur Entstehung der Sterne führte.

Abschluss

Derzeit gibt es nur mehr als 50 durch Beobachtung gefundene Beispiele für „Wolke-zu-Wolke-Kollisionen“. Den vorliegenden Forschungsergebnissen zufolge können „Wolke-Wolke-Kollisionen“ die Entstehung massereicher Sterne auslösen und auch erklären, warum in Galaxien einzelne, unabhängige massereiche Sterne existieren. Allerdings bedarf es weiterer Forschung, um die Wahrscheinlichkeit von Wolke-zu-Wolke-Kollisionen im Universum, den Prozess, durch den Kollisionen entstehen, und die Effizienz, mit der sie die Entstehung massereicher Sterne auslösen, zu verstehen.

Ich bin überzeugt, dass wir in Zukunft mehr Beispiele für „Wolke-zu-Wolke-Kollisionen“ finden und den Prozess der „Wolke-zu-Wolke-Kollision“ durch Beobachtungen und Studien in verschiedenen Bändern und Auflösungen klar aufzeigen können.

Abbildung 7 Vereinfachtes schematisches Diagramm der Wolke-Wolke-Kollision im Molekülwolkenkomplex G323.18+0.15

(Fotoquelle: Astronomisches Observatorium Xinjiang)

Herausgeber: Ying Yike

[Hinweis: Dieses Forschungsergebnis wurde offiziell in der internationalen astronomischen Fachzeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ (2022, A&A, 663, A97) veröffentlicht. 】