Weekly Science Update – Übersetzt von Harald Horneff
Battersby et al.
Astronomen können annähernd abschätzen, wie lange es dauert, einen neuen Stern zu bilden: es ist die Zeitspanne, die Material in einer Gaswolke benötigt, im freien Fall zusammenzufallen und ist durch die Masse und Ausdehnung der Wolke sowie die Schwerkraft festgelegt. Auch wenn es sich um eine Näherung handelt, ist diese Vorstellung einer schnellen, dynamischen Sternbildung vereinbar mit vielen Beobachtungen, besonders bei Quellen, bei denen frisches Material in die Wolke, vielleicht entlang von Filamenten, strömen kann, um fortlaufende Aktivität aufrecht zu erhalten. Aber dieses einfache Bild könnte sich bei den größten Systemen mit Sternhaufen und Sternen großer Masse nicht anwenden lassen. An Stelle eines schnellen Zusammenfallens könnte dort der Sternentstehungsprozeß durch Druck, Turbulenz oder andere Aktivitäten, welche die Abläufe bremsen, gehemmt sein.
CfA-Astronomin Cara Battersby und zwei Kollegen (J. Bally und B. Svoboda) untersuchten die Entstehung, frühe Entwicklung und Lebensdauer von massereichen Sternentstehungsgebieten sowie ihre frühesten Entwicklungsphasen in Gebieten mit hoher Moleküldichte. Diese Klumpen haben Gasdichten von bis zu zehn Millionen Molekülen pro Kubikzentimeter (zehntausendfach höher als in Gaswolken üblich); der mit diesem Gas einhergehende Staub blockt das von außen kommende Sternlicht ab und dadurch bleibt das Material sehr kalt, nur wenige zehn Grad über dem absoluten Nullpunkt. Gewöhnlich erkennt man diese Klumpen mit Hilfe von Submillimeter-Teleskopen, die Bilder vom Himmel aufnehmen; automatisierte Verfahren können dann die Aufnahmen bearbeiten, kalte Klumpen herausfiltern und charakterisieren. Das Problem liegt darin, daß sogar ein inaktiver Klumpen Gebiete mit Aktivität einschließen kann, die nicht mit der verhältnismäßig schlechten räumlichen Auflösung der Submillimeter-Teleskope auszumachen sind, mit deren Hilfe Kataloge dieser Gebiete zusammengestellt werden.
Statt auf die Submillimeter-Aufnahmen des ganzen Klumpens zu vertrauen, begutachteten die Astronomen jeden der vielen, einzelnen Pixel in jeder Aufnahme eines Klumpens und verglichen die Resultate mit Daten aus dem Infraroten und fernen Infraroten. Diese Infrarotaufnahmen erfassen heißeres Material, einschließlich Material von kleinen, eingebetteten Quellen, die in dem größeren Bild überbelichtet sein können. Infrarotes Licht deutet auf die Anwesenheit von Sternentstehungsaktivität in den Klumpen hin und bestimmt auch die Staubtemperaturen (die geringfügig höher sind, wenn solch Aktivität vorkommt). Die Autoren machen ihren Zeitrahmen an Quellen fest, die man Methanolmaser nennt, die in Sternentstehungsgebieten zu finden sind und für ungefähr 35.000 Jahre strahlen. Solche Maser sind in vielen dichten Klumpen zu sehen und realistische Bewertungen ihrer Eigenschaften beschränken das Alter der Klumpen, in denen sie entdeckt werden. Die Statistik aller Klumpen des Submillimeter- und Infrarotbereichs liefert dann eine Abschätzung für die charakteristischen Werte der Lebensspanne eines Klumpens. Die Astronomen stellten fest, daß Klumpen frei von eingebetteten Sternen zwischen etwa 0.2 und 1.7 Millionen Jahre bestehen bleiben, während solche mit Sternen nur rund die Hälfte dieser Zeit überdauern. Die Zeiten erstrecken sich, im Fall der Sternentstehung, über einen Bereich von ungefähr 0.4 – 2.4 Frei-Fall-Zeiten (dies ist die Zeit, welche die Materiewolke benötigt, um unter ihrer eigenen Schwerkraft und ohne Einfluß anderer Kräfte zusammenzufallen und einen Stern zu bilden) – dies steht in guter Übereinstimmung mit den Modellen. Die Resultate zeigen zudem, daß das meiste Gas hoher Dichte in Klumpen zu finden ist, die keinen Stern mit großer Masse enthalten (allerdings könnten dort kleine Sterne niedriger Masse vorkommen).
Literatur:
„The Lifetimes of Phases in High-mass Star-forming Regions“
Cara Battersby, John Bally, and Brian Svoboda
The Astrophysical Journal, 835:263 (10pp), 2017 February 1
