Massereiche, junge Sterncluster

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Weekly Science Update – Übersetzt von Harald Horneff

Eine Aufnahme des Arches-Sternhaufens. Astronomen verglichen junge, massereiche Gaswolken in der Galaxis sowohl mit dem Arches- als auch anderen, weiter entwickelten Sternhaufen, um nachzustellen, wie sich die Cluster entwickelten.
NASA / Hubble Space Telescope

 

Junge, massereiche Sterncluster sind Sternsysteme mit mehr als zehntausend Sonnenmassen und einem Alter von weniger als hundert Millionen Jahren, die gravitativ aneinander gebunden sind. In diesen Clustern können die stellaren Dichten Werte erreichen und sogar übertreffen, die man in Kugelsternhaufen fand, weiter entwickelte Systeme, die hunderttausende an Sternen in einem Volumen beherbergen, dessen Durchmesser nur einige zehn Lichtjahre beträgt. Beobachtungen deuten an, daß die jungen Cluster in allen Größen vorkommen: ihre Masseverteilung reicht von offenen Sternhaufen mit nur ungefähr 100 bis zu Clustern mit 100 Millionen Sonnenmassen.

Der Grund, weshalb junge, massereiche Cluster solch eine Bandbreite in der Größe zeigen, ist nicht verstanden, hat aber wichtige Konsequenzen. Cluster mit der höchsten Masse könnten mit dem ursprünglichen Zustand der heute ältesten, großen Kugelhaufen vergleichbar sein, die sich im frühen Universum bildeten. Die Vorstellung läuft darauf hinaus, daß im frühen Universum nur die Cluster größter Masse in der Lage wären, zu überleben und sich bis heute zu entwickeln; die Cluster mit geringerer Masse würden schnell zerrissen werden. Wenn dieser Gedanke richtig ist, legt er nahe, daß ein Verständnis junger, massereicher Cluster zu Einsichten in die Bildung von Clustern über dem gesamten Massebereich, einschließlich Kugelhaufen, führen könnte.

Wie sich junge, massereiche Sternhaufen bilden, ist nicht gut verstanden. Die beiden gängigsten Szenarien sind die Bildung in einer begrenzten, im Zentrum verdichteten Geburtswolke, die sich später entwickelt und das übrig gebliebene Gas ausstößt (das „monolithische Modell“) oder die Bildung kleinerer Sterngruppen, die sich zu immer größeren Gruppen zusammenfinden und im Zentrum verdichten (das „hierarchische Modell“). Astronom Daniel Walker vom CfA und seine Kollegen untersuchten eine Verfeinerung dieser beiden Szenarien, bei denen sich der Cluster im „Fließband“-Modus (die Wolke und der Sternhaufen schrumpfen gemeinsam), im „an Ort und Stelle“-Modus (dichtes Gas erfährt wenig oder keine Kontraktion) oder dem „Aufbläh“-Modus (das Gas besitzt eine höhere Dichte als die jungen Sterne, dehnt sich dann aber auf geringere Dichte aus) bildet.

Die Wissenschaftler stellten eine Stichprobe aus zehn jungen, massereichen Gaswolken auf und verglichen sie mit sechs vorhandenen jungen, massereichen Clustern im Zentralbereich unserer Galaxis und begutachteten dann ihre Eigenschaften an Hand der Submillimeter-Strahlung des Staubs, welche die Massen und Temperaturen verrät. Sie stellten fest, daß der „Förderband“-Modus zur Bildung der Sterncluster durchweg wahrscheinlicher war, obwohl in einigen Fällen der „an Ort und Stelle“-Modus überzeugen konnte. (Dem „Aufbläh“-Modus war nie der Vorzug zu geben.) Die Resultate legen nahe, daß sich junge, massereiche Sternhaufen bilden, während sich Wolken allmählich zusammenziehen und in ihren Zentralbereichen mehr Masse ansammeln und dabei gleichzeitig Sternentstehung abläuft.

Literatur:
„Comparing Young Massive Clusters and their Progenitor Clouds in the Milky Way“
D. L. Walker, S. N. Longmore, N. Bastian, J. M. D. Kruijssen, J. M. Rathborne, R. Galván-Madrid, and H. B. Liu
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 457, 4536–4545 (2016)