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Wie bekommen massereiche Sterne ihre Masse? Astronomen finden Scheibe um jungen, massereichen Stern

29.10.2015

Wie erreichen Sterne Massen von mehr als dem Hundertfachen der Sonnenmasse? Schon länger wird angenommen, dass Gas- und Staubscheiben rund um die jungen Sterne dabei eine wichtige Rolle dabei spielen könnten, Materie auf einige der hernach massereichsten Sterne zu lenken. Jetzt hat ein Team von Astronomen, zu dem auch Forscher des MPIA gehören, erstmals eine stabile Scheibe rund um einen der massereichsten gerade in Entstehung befindlichen Sterne unserer Galaxis entdeckt. Die Ergebnisse sind am 29. Oktober 2015 in der Fachzeitschrift Astrophysical Journal Letters veröffentlicht worden.

Wie erreichen Sterne Massen von mehr als dem Hundertfachen der Sonnenmasse? Schon seit langem wird angenommen, dass Gas- und Staubscheiben rund um die jungen Sterne eine Rolle dabei spielen könnten, Materie auf einige der hernach massereichsten Sterne zu lenken.


Künstlerische Darstellung der Gas- und Staubscheibe um den massereichen jungen Stern AFGL 4176, die Astronomen jetzt nachgewiesen haben.

Bild: K. G. Johnston und ESO (Hintergrundbild)

Jetzt hat ein Team von Astronomen, zu dem auch Forscher des MPIA gehören, erstmals eine stabile Scheibe rund um einen der massereichsten jungen Sterne unserer Galaxie entdeckt. Die Ergebnisse sind am 29. Oktober 2015 in der Fachzeitschrift Astrophysical Journal Letters veröffentlicht worden.

Die Massen von Sternen liegen zwischen rund 10% der Masse unserer Sonne und dem mehr als hundertfachen der Sonnenmasse. Entstehen all diese verschiedenen Sterne auf dieselbe Weise, unabhängig von der beachtlichen Variation ihrer Größe? Auf diese in den letzten Jahrzehnten durchaus umstrittene Forschungsfrage hat jetzt eine Forschergruppe, zu der auch MPIA-Astronomen gehören, neues Licht geworfen.

Die Astronomen unter der Leitung von Katharine Johnston von der Universität Leeds (und ehemalige Postdoktorandin des MPIA), darunter auch die MPIA-Forscher Thomas Robitaille, Henrik Beuther, Hendrik Linz und Roy van Boekel, fanden erstmals klare Hinweise auf eine stabile Gas- und Staubscheibe die einen jungen sehr massereichen Stern umgibt.

Das Beobachtungsobjekt trägt die Katalognummer AFGL 4176 und ist ein sehr massereicher Stern (O-Stern) im südlichen Sternbild Zentaur (Centaurus), direkt neben dem Kreuz des Südens, rund 14.000 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Die inneren Regionen solcher gerade in Entstehung begriffener massereicher Sterne sind hinter einer Hülle aus Gas und Staub verborgen. Mithilfe des ALMA-Observatoriums, das Beobachtungen im Millimeter- und Submillimeterbereich erlaubt, konnten die Astronomen in das Innere der Hülle blicken und dort eine scheibenartige, rotierende Struktur nachweisen. Um diese Beobachtung zu bestätigen, bereiteten die Astronomen eine Art Gegenüberstellung vor: mehr als 10,000 simulierte Modellscheiben mit verschiedenen Eigenschaften. Simulierte Bilder und Spektren dieser "kosmischen Verdächtigen" wurden dann mit den Beobachtungsdaten verglichen.

Die beste Übereinstimmung ergab sich für eine stabile ("Kepler'sche") Scheibe, für die sowohl der Gravitationseinfluss des Zentralsterns als auch jener der Scheibenmaterie selbst eine wichtige Rolle spielt. Der Scheibenradius ist rund 2000 Mal so groß wie der mittlere Abstand der Erde von der Sonne, bei einer Gesamtmasse der Scheibe von 12 Sonnenmassen. Der Stern hat eine Masse von rund 25 Sonnenmassen.

Solche Scheiben könnten eine Schlüsselrolle für das Wachstum massereicher Sterne spielen und insbesondere erklären, wie sich trotz des beträchtlichen Strahlungsdruck des jungen Sterns noch hinreichend viel zusätzliche Materie ansammeln kann, wie es für die Entstehung der massereichsten bekannten Sterne notwendig wäre. Aber bislang hatten stabile Scheiben um die massereichsten Stern-Embryonen (Sterne vom Typ O) nicht sicher nachgewiesen werden können - ob solche Scheiben als Erklärungsmöglichkeiten überhaupt infrage kamen, war daher unklar.

Die Beobachtungen von Johnston und ihren Kollegen zeigen deutlich, dass zumindest eine der massereichsten Sterne überhaupt in gleicher Weise entstehen können wie ihre masseärmeren Verwandten: mit Mechanismen, die trotz der Unterschiede in Skalen und Zeitverlauf dieselben sind wie bei masseärmeren Sternen, und mit Materie, die von einer Keplerscheibe auf den wachsenden jungen Stern geleitet wird.

Die hohe Qualität der ALMA-Beobachtungen weckt Erwartungen, dass sich auch weitere wichtige offene Fragen zur Entstehung massereicher Sterne mit dieser Art von Beobachtung klären lassen sollten. Allgemein sind direkte Vergleiche zwischen Beobachtungsdaten und den Vorhersagen von Simulationen der Sternentstehung von Interesse. Speziell für eine Besonderheit sehr massereicher Sterne hoffen die Astronomen, mithilfe derartiger Beobachtungen eine direkte Erklärung zu finden: Solche Sterne sind fast immer Teil von Doppel- oder allgemeiner Mehrfachsternsystemen. Hochaufgelöste Abbildungen der innersten Bereiche in den Frühphasen der Sternentstehung könnten direkt zeigen, wie sich die Vorläufer der verschiedenen Komponenten eines solchen massereichen Mehrfachsystems bilden.

Kontaktinformationen

Henrik Beuther (Koautor)
Max-Planck-Institut für Astronomie
Telefon: (+49|0) 6221 528-447
E-Mail: beuther@mpia.de

Thomas Robitaille (Koautor)
Max-Planck-Institut für Astronomie
Telefon: (+49|0) 6221 528-395
E-Mail: robitaille@mpia.de

Markus Pössel (Öffentlichkeitsarbeit)
Max-Planck-Institut für Astronomie
Telefon: (+49|0) 6221 528-261
E-Mail: pr@mpia.de

Hintergrundinformationen

Die hier vorgestellten Ergebnisse wurden veröffentlicht als Johston et al., “A Keplerian-like disk around the forming O-type star AFGL 4176” in der Fachzeitschrift Astrophysical Journal Letters.

Die Koautoren sind Katharine G. Johnston (University of Leeds), Thomas P. Robitaille, Henrik Beuther, Hendrik Linz (alle Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg [MPIA]), Paul Boley (Ural Federal University), Rolf Kuiper (Eberhardt-Karls-Universität Tübingen und MPIA), Eric Keto (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), Melvin G. Hoare (University of Leeds) und Roy van Boekel (MPIA).

Fragen und Antworten

Was ist an den hier vorgestellten Ergebnissen neu bzw. wichtig?

Damit massereiche Sterne überhaupt entstehen können, muss es möglich sein, in den Geburtswolken solcher Sterne umgebende Materie auf den Protostern zu lenken. Die Bedingungen dafür sind ungünstig, denn Kernfusion setzt bei massereichen Sternen sehr früh ein und erzeugt dann Strahlungsdruck, welcher weiteren Materieeinfall behindert. Akkretionsscheiben können eine Lösung für dieses Problem anbieten - aber bislang waren nur indirekte Hinweise auf die Existenz solcher Scheiben rund um die massereichsten Sterne bekannt, plus einer kleinen Zahl möglicher Kandidaten für den direkten Nachweis. Dies ist der erste gesicherte Nachweis einer solchen Scheibe rund um einen Stern des massereichsten Typs, und damit ein wichtiges Puzzlestück für das Verständnis der Sternentstehung.

Der Nachweis beantwortet die Frage danach, auf welche Weise massereiche Sterne entstehen, zwar noch nicht abschließend. Aber er zeigt, dass Akkretionsscheiben für diese Art von Stern zumindest möglich sind. Und er bereitet den Weg für umfassendere, systematischere Untersuchungen, die dann auch eine statistische Auswertung erlauben und mit deren Hilfe die Frage beantwortbar sein müsste, welche Rolle stabile Scheiben ganz allgemein für die Entstehung massereicher Sterne spielen.

Was ist eine Akkretionsscheibe?

Sterne entstehen, wenn das Gas in kalten, interstellaren Wolken unter seinem eigenen Gewicht kollabiert. Dabei sind solche Wolken nie perfekt in Ruhe: ihr Gas bewegt sich, und das bedeutet im allgemeinen, dass sich auch die Wolke als Ganzes etwas um ihren Schwerpunkt drehen wird. Kollabiert die Gaswolke, dann wird die Rotation schneller, analog zu einem Eiskunstläufer, der eine Pirouette einleitet, indem er seine Arme nahe an den Körper heranzieht.

Die Rotation der Gaswolke kann Materie daran hindern, direkt auf den neu enstehenden Stern zu fallen – in genau der gleichen Weise wie die Bahnbewegung die Planeten im Sonnensystem davon abhält, direkt auf die Sonne zu fallen. Stattdessen ziehen die Planeten fast kreisförmig auf ihren Umlaufbahnen um die Sonne. Aber die Rotation kann auch dabei helfen, dass immer mehr und mehr Materie auf den jungen Protostern gelangt: Unter dem Einfluss der Zentrifugalkräfte aufgrund der Rotation und des Kollapses aufgrund der Schwerkraft bildet sich aus einem Teil des Gases eine dünne Scheibe, die den Stern umgibt. Über diese sogenannte Akkretionsscheibe kann zusätzliche Materie auf den Protostern fließen.

Die Scheibenmaterie ist hinreichend dicht, dass die Gasteilchen in der Scheibe miteinander wechselwirken können. Dabei tauschen sie Energie und Impuls aus, und infolgedessen wird immer ein bestimmter Anteil der Teilchen zum inneren Scheibenrand driften und von dort auf den Protostern im Zentrum fallen. Sobald der Protostern in dieser Weise genügend Materie auf sich gezogen („akkretiert“) hat, ist sein Gas hinreichend dicht und heiß, dass die Kernfusion einsetzen kann: ein neuer Stern ist geboren.

Was ist eine stabile Akkretionsscheibe?

Eine solche Akkretionsscheibe kann allerdings nur dann eine wichtige Rolle bei der Entwicklung des neugeborenen Sterns spielen, wenn sie hinreichend langlebig ist, mit anderen Worten: wenn sie hinreichend stabil und nicht nur ein vorübergehendes Phänomen sind. Stabile Scheiben bewegen sich in ähnlicher Weise wie die Planeten unseres Sonnensystems. Die Bewegung ihres Gases wird vor allem durch die Gravitation bestimmt, und das Gas in den inneren Regionen der Scheibe bewegt sich dementsprechend schneller als das in den äußeren Regionen – analog zum Sonnensystem, wo sich die inneren Planeten auch schneller bewegen als die äußeren. Scheiben, die dieses charakteristische Bewegungsmuster zeigen, heißen Kepler'sche Scheiben. Johannes Kepler hatte für die Planeten unseres Sonnensystems erstmals den systematischen Zusammenhang zwischen Abstand von der Sonne und Umlaufzeit formuliert.

Akkretionscheiben massearmer Sterne sind schon oft nachgewiesen worden. Die markantesten Beispiele sind sogenannte T-Tauri-Sterne, massearme Protosterne, die das sie umgebende Gas weggeblasen haben, so dass Stern und Scheibe direkt beobachtbar sind. Unklar war dagegen, ob Sterne mit großer Masse in derselben Weise entstehen und von Kepler'schen Scheiben umgeben sind, die Materie auf die Oberfläche des Protosterns lenken.

Was sind die Schwierigkeiten bei der Entstehung massereicher Sterne?

Massereiche Sterne sind ungleich heller als ihre massearmen Verwandten, und entstehen auf deutlich kürzeren Zeitskalen. Kernfusion setzt bei ihnen bereits nach einigen hunderttausend Jahren ein, während gleichzeitig noch Materie aus der Gaswolke auf den Stern fällt. Man vergleiche das mit Sternen geringerer Masse, bei denen die Kernfusion – das Wasserstoffbrennen – erst nach einigen Millionen Jahren einsetzt.

Der frühe Beginn der Kernfusion könnte sich als Problem erweisen. Um Sterne wie jene mit den höchsten beobachteten Massenwerten zu bilden, muss der entstehende Stern auch nach Einsetzen der Kernfusion noch Materie auf sich ziehen. Aber Kernfusion führt zur Freisetzung beachtlicher Mengen an elektromagnetischer Strahlun, und solche Strahlung übt einen beträchtlichen Druck aus (wie es auch ein Strahlungsfluss von Materieteilchen täte – denken Sie an den Effekt des Wasserstrahls, wenn Sie Ihren Gartenschlauch auf einen Eimer oder ein anderes bewegliches Objekt richten). Strahlungsdruck behindert den Materiefluss auf den Stern – und kann die umgebende Materie ab einer bestimmten Intensität sogar ganz aus der Umgebung vertreiben! Wie können Sterne mit sehr hohen Massen unter solchen ungünstigen Bedingungen überhaupt entstehen?

Hier könnte das Vorhandensein oder Nichtvorhandensein von stabilen (Kepler-)Scheiben einen wichtigen Unterschied bedeuten. Solche Scheiben können beträchtliche Materiemengen auf einen im Entstehen befindlichen Stern lenken und bieten andererseits dem Strahlungsdruck ein sehr schmales Profil und damit ungleich weniger Angriffsfläche als Gas, welches den Stern in einer Art Kugelschale umgibt.

Zuvor hatten Astronomen allerdings nur kurzlebige, instabile Strukturen rund um junge massereiche Sterne beobachtet. Diese Strukturen sind torusförmig – ähneln also einem Donut oder Rettungsring – und weisen zum Teil in der Tat beachtliche Flussraten von bis zu einer hundertstel Sonnenmasse pro Jahr auf. Auch diese Strukturen rotieren, fallen aber in deutlich kürzerer Zeit auf die Sternoberfläche, als sie für eine volle Umdrehung benötigen würden. Spielen solche Übergangsstrukturen die Hauptrolle bei der Entstehung massereicher Sterne? Oder sind doch stabile Keplerscheiben im Spiel, die im Inneren der Donuts liegen? Johnston und ihr Team fanden ein Beispiel in dem dies tatsächlich der Fall war, und zeigten damit: Kepler'sche Scheiben sind um massereiche, gerade im Entstehen befindliche junge Sterne möglich. Als nächstes sind weitere Beobachtungen mit ALMA nötig um beurteilen zu können, ob solche Scheiben die Regel oder die Ausnahme sind.

Was war bislang über die Möglichkeit stabiler Kepler-Scheiben um junge, massereiche Sternen bekannt?

Die Antwort auf die Frage, ob junge, massereiche Sterne stabile Kepler'sche Scheiben besitzen können, war alles andere als einfach. Lange war nicht einmal bekannt, ob der hohe Strahlungsdruck und die hohen Einfallraten von Materie überhaupt die Bildung einer hinreichen stabilen Keplerscheibe zulassen würden. Für einige Sterne vom Typ „frühe B-Sterne“, mit Massen von weniger als dem 18fachen der Sonnenmasse, waren solche Scheiben beobachtet worden, und das mit Geschwindigkeitsprofilen (Änderung der Rotationsraten von innen nach außen), die eindeutig einer Keplerbewegung entsprachen. Aber für die massereichsten Sterne, Sterne vom Typ O mit mehr als 18 Sonnenmassen, war die Situation alles andere als offensichtlich.

Einige Hinweise darauf, dass selbst O-Sterne Scheiben besitzen könnten, hatte es zwar gegeben. Bei Sternen geringerer Masse führt ein typisches Wechselspiel von Scheibe und Magnetfeldern zur Ausbildung sogenannter Jets: Zwei hochenergetischen und eng fokussierten Strömen von Teilchen, die aus den innersten Regionen des Stern-Scheiben-Systems nach außen schießen, und das immer senkrecht zur Scheibenebene. Solche Jets sind auch bei O-Sternen gefunden worden, und es liegt nahe, dass sie durch ähnliche magneto-hydrodynamische Effekte entstehen. Auch ausgedehntere Ausströmungen mit längen von bis zu ein paar Lichtjahren wurden bei O-Sternen beobachtet.

Wann immer größere rotierende Strukturen wie die erwähnten Donuts nachweisbar sind, liegen die Jets senkrecht zu ihnen. Dieser Zusammenhang zwischen dem allgemeinen Drehsinn des Systems und der Orientierung von Jets bzw. Ausströmungen ist ein weiteres Indiz dafür, dass die Entstehung der Jets mit rotierenden Scheiben tief im Inneren der größeren Donut-Strukturen zusammenhängen könnte.

Insgesamt gibt es also einige indirekte Anzeichen dafür, dass in Entstehung befindliche O-Sterne von Scheiben umgeben sind. Aber indirekte Anzeichen sind das eine; ein direkter Nachweis ist ein ganz anders Paar Schuhe.

Was macht einen direkten Nachweis so schwierig, und welche Instrumente benötigt man dafür?

Allerdings sind direktere Beobachtungen sehr schwierig. Das liegt insbesondere an den Skalen, um die es geht. Für Sterne geringerer Masse sind Zeitskalen und Strahlungsintensität dergestallt, dass das umhüllende Gas von der Strahlung bei Einsetzen der Kernfusion weggetrieben wird (Photoevaporation), so dass nur ein junger Stern mit umgebender Staubscheibe übrig bleibt (T-Tauri-Stern). Für Sterne höherer Masse, mit ihrer intensiveren Strahlung, gibt es wenn überhaupt dann nur eine sehr kurze Zeit, während derer zwar das äußere Gas weggetrieben wurde, die Scheibe aber noch vorhanden ist. Wer eine Scheibe um solch einen massereichen Stern beobachten möchte, wird dies daher tun müssen, während Stern und Scheibe noch tief in einer Hülle von Gas und Staub verborgen sind.

Das macht Beobachtungen bei längeren Wellenlängen notwendig, etwa im Bereich der Submillimeter-/Millimeterwellen. Solche Wellen können eine Gas- und Staubhülle fast ungestört durchqueren und darin verborgene Strukturen nachweisbar machen. Die dazu nötigen Beobachtungen erfordern allerdings nicht nur ein hohes räumliches Auflösungsvermögen – also die Möglichkeit, kleine Details abzubilden – sondern auch eine hohe Bildqualität und eine hohe Empfindlichkeit der Teleskope. Submillimeter-/Millimeterwellen haben vergleichsweise lange Wellenlängen, bei denen das nötige Auflösungsvermögen nur mit sogenannten Interferometern erreichbar ist: Teleskopverbünden aus mehreren Radioteleskopen die so zusammengeschaltet sind, dass sie wie ein einziges, deutlich größeres Teleskop agieren. Doch selbst die Interferometer sind an den Grenzen ihrer Leistungsfähigkeit wenn es um die Beobachtung von Scheiben um massereiche Sterne geht. Das änderte sich erst mit der Eröffnung des ALMA-Observatoriums im Jahre 2011, das eine bis dahin nicht zugängliche Kombination von hoher Auflösung, hoher Empfindlichkeit und hoher Bildqualität zugänglich machte. Es verwundert daher nicht, dass in ALMA-Veröffentlichungen der letzten Jahre einige Kandidaten für den Nachweis solcher Scheiben präsentiert wurden (Sanchez-Monge et al. 2014, Zapata 2015).

Was beobachteten die Astronomen (und warum)?

Das Beobachtungsobjekt trägt die Katalognummer AFGL 4176 und ist ein O-Stern im südlichen Sternbild Zentaur (Centaurus), direkt neben dem Kreuz des Südens. Die Entfernung des Sterns von der Erde lässt sich zu rund 14.000 Lichtjahren abschätzen. AFGL 4176 liegt in einer extrem hellen Sternentstehungsregion, deren Objekte zusammengenommen rund 100.000 Mal so hell leuchten wie die Sonne. Als Katharine Johnston im Jahre 2012, damals noch als MPIA-Postdoktorandin, Beobachtungszeit mit ALMA für dieses Objekt beantragte, hatte sie es vor allem auf die Materie abgesehen, welche die Sterne in dieser Region umgibt. Die Sternentstehungsregion war vorher bereits mit dem MIDI-Instrument am VLT-Interferometer des ESO-Observatoriums Paranal beobachtet worden, und ALMA-Daten würden die verfügbaren MIDI-Daten ideal ergänzen: Während MIDI die innersten Bereiche warmen Staubs nachweist, erlauben ALMA-Beobachtungen Untersuchungen des kühleren Staubs und Gases; der Vergleich sollte interessante Rückschlüsse auf die Strukturen des interstellaren Materials in der betreffenden Region zulassen. ALMA-Beobachtungen sind allerdings aber auch das Mittel der Wahl, um die Bewegungen von Gas rund um einen entstehenden Stern nachzuweisen.

Die Astronomen hatten allerdings auch von Anfang an gehofft, zusätzlich zum interstellaren Material auch eine Scheibenstruktur nachweisen zu können – und dann womöglich klären zu können, wie die Scheibe durch das ionisierte Gas in ihrer Nachbarschaft beeinflusst wird. Die Beobachtungen nutzten bestimmte Frequenzen des Lichts (Spektrallinien), die für Methylzyanid typisch sind (ein organisches Lösungsmittel, das auch Acetonitril genannt wird, chemische Formel CH3CN). Licht bei diesen Frequenzen wird nur in dichten Gasregionen ausgesendet, deren Temperaturen zwischen einigen Dutzend und einigen hunderten Kelvin liegen; es kann daher genutzt werden, um dichtere Strukturen im Inneren von Gaswolken nachzuweisen.

In den ALMA-Beobachtungen befand sich das meiste auf diese Weise nachgewiesene dichtere Gas am gleichen Ort wie eine auffällige Infrarotquelle in der betreffenden Region. Bereits das war ein vielversprechender Hinweis darauf, dass es sich um eine Gasscheibe handeln könnte, die einen jungen Stern (die Infrarotquelle) umkreist. Um Klarheit zu gewinnen, war allerdings noch eine andere Art von Untersuchung nötig.

ALMA-Beobachtungen liefern in der Regel auch Spektralinformationen, also Informationen darüber, wie sich die Strahlungsenergie auf die verschiedenen Frequenzbereiche des empfangenen Lichts verteilt. Bewegt sich eine Quelle, führt dies zu systematischen Frequenzverschiebungen: aufgrund des Dopplereffekts sehen wir Licht von einer Quelle, die sich auf uns zu bewegt, bei etwas höheren Frequenzen (Blauverschiebung) und von einer Quelle, die sich von uns weg bewegt bei niedrigeren Frequenzen (Rotverschiebung).

Für das charakteristische Licht des Methylzyanids kann die Wellenlänge einer ruhenden Quelle im Labor bestimmt werden. Zeigen astronomische Beobachtungen etwas höhere oder niedrigere Frequenzen, dann bewegt sich das Gas, welches das Licht aussendet, auf den Beobachter zu oder von ihm weg.

Mithilfe der ALMA-Beobachtungen konnten die Astronomen Geschwindigkeitskarten erstellen, auf denen mittels des Dopplereffekts für jeden Bildpixel bestimmt wurde, ob und wie schnell sich das Gas, was sich dort bemerkbar macht, im Mittel von uns weg oder auf uns zu bewegt. Für AFGL 4176 zeigten die Karten das charakteristische Muster einer Scheibe, die wir leicht von der Seite sehen (um rund 30 Grad gekippt relativ zum Blick von oben auf die Scheibe) und bei der daher Gas in der einen Scheibenhälfte auf uns zu rotiert, in der anderen von uns weg.

Wie konnten die Astronomen nachweisen, dass es sich tatsächlich um eine stabile Kepler-Scheibe handelt?

Für den Nachweis, dass sie es tatsächlich mit einer Keplerscheibe zu tun hatten, mit der für solche Scheiben typischen raschen Zunahme der Rotationsgeschwindigkeit in den inneren Scheibengebieten, berechneten Johnston und ihre Kollegen Modelle für die Scheibe, bei denen sie die Scheibeneigenschaften variierten: Ihre Modelle wiesen sämtlich leicht unterschiedliche Scheibenmassen, -radien, Verteilung der Masse innerhalb der Scheibe, Blickwinkel und Gashüllen rund um die Scheibe auf. Diese Modelle berücksichtigten die physikalischen Prozesse in und um die Scheibe: Der Spektraltyp des Sterns bestimmt, wieviel Strahlung der Stern emittiert; die Strahlung heizt die Scheibe auf und bestimmt deren Temperatur; die Form der Scheibe ergibt sich aus dem Druck (der seinerseits aus der Temperatur folgt) und der Gravitationsanziehung sowohl des Sterns als auch der verschiedenen Gebiete der Scheibe selbst.

Auf diese Weise erhielten die Forscher mehr als 10.000 einzelne Modelle (1512 Modelle, betrachtet unter 7 verschiedenen Blickwinkeln), die eine Vielzahl möglicher Situationen abdeckten: eine Scheibe, die man unter einem Winkel von 10, 20, 30, 40, 50, 60 oder 70 Grad betrachtet; ein Spektrum mehr oder weniger massereicher Scheiben, mit verschiedenen Gashüllen und auch sonst einer Vielfalt von Eigenschaften.

Um zu simulieren, wie sich jede der Scheiben einem Beobachter zeigt, verwendeten die Astronomen Modelle für den Strahlungstransport. Solche Modelle zeigen, wie Licht sich durch ein gegebenes Gebilde aus Gas und Staub ausbreitet, dabei absorbiert und gestreut wird, und wie es je nach Energiemenge zur Aufheizung der verschiedenen Materieregionen beiträgt (und damit auch zur Erzeugung von Wärmestrahlung). Anschließend simulierten die Astronomen dann, wie sich solche Scheiben konkret in ALMA-Beobachtungen zeigen würden – als simulierte ALMA-Bilder ebenso wie über simulierte Messungen der Spektrallinien mit unterschiedlichen Positionen, Breiten und Helligkeiten.

Im letzten Schritt wurden die simulierten mit den tatsächlichen Beobachtungen verglichen. Dasjenige Modell, das am besten zu den Beobachtungsdaten passt – so das Argument – dürfte die wirklichen Scheibeneigenschaften wie Masse, Radius, Blickwinkel und Eigenschaften des umgebenden Gases am besten beschreiben. Dieser Schlussweise nach handelt es sich in der Tat um eine Keplerscheibe, für die sowohl der Gravitationseinfluss des Zentralsterns als auch jener der Scheibenmaterie selbst eine wichtige Rolle spielt. Die Scheibe hat einen Radius von rund 2000 AU (also dem 2000fachen des mittleren Abstands Erde-Sonne), eine Gesamtmasse von 12 Sonnenmassen und eine Flächendichte, die in bestimmter Weise vom Radius abhängt (1/r1,5). Für den Stern ergab sich eine Masse von rund 25 Sonnenmassen.

Welche weiteren Schritte der Forschung ergeben sich aus der hier vorgestellten Arbeit?
Die hohe Qualität der ALMA-Beobachtungen weist bereits die Richtung für die nächsten Schritte: Hin zu direkten Vergleichen zwischen Simulationen der Sternentstehung (bei denen Gleichungen zum Einsatz kommen, welche den Einfluss von Schwerkraft, Hydrodynamik und Magnetfeldern in solchen Scheiben beschreiben) und den Beobachtungen junger, massereicher Sterne und deren Scheiben. Diskrepanzen bei solchen Vergleichen könnten zeigen, wo das derzeitige Verständnis der Entstehung massereicher Sterne noch unvollständig oder sogar fehlgeleitet ist.

Das hervorragende Auflösungsvermögen von ALMA, das es erlaubt, die innersten Regionen des neu entstehenden Sterns im Detail abzubilden, ist auch für eine weitere derzeit noch ausstehende Schlüsselbeobachtung betreffend die Entstehung massereicher Sterne nötig: 96% aller O-Sterne sind Teil von Doppel- oder sogar noch größeren Mehrfachsternsystemen. Ähnlich, wie sich menschliche Zwillinge oder Mehrlinge schon sehr früh in der Gebärmutter bilden, gehen die vorherrschenden Modelle davon aus, dass Mehrfachsterne bereits in frühen Stadien der Sternentstehung angelegt werden, solange noch Materie auf den Protostern fällt. Hochaufgelöste Beobachtungen der Scheiben massereicher Protosterne könnten für die Fragmentierung günstige Strukturen offenbaren – etwa Spiralarme in der Scheibe – oder sogar direkt die Fragmentierung zeigen, durch die Begleitersterne (oder vielleicht auch massereiche Planeten eines massereichen Sterns) entstehen. Eine direkte Beobachtung solcher Fragmentierungsprozesse wäre ein kaum zu überschätzender Schritt im Verständnis der Entstehung massereicher Sterne.

Weitere Informationen:

http://www.mpia.de/aktuelles/wissenschaft/2015-08-massereiche-scheibe - Online-Version der Pressemitteilung mit weiterem Bildmaterial
http://arxiv.org/abs/1509.08469 - Vorabdruck des Fachartikels

Dr. Markus Pössel | Max-Planck-Institut für Astronomie

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