Weekly Science Update – Übersetzt von Harald Horneff
Interstellare Molekülwolken sind oft langgestreckt, in ihrer Form “filamentartig” und kommen in vielfältigen Größen vor. In Molekülwolken, wo sich Sterne bilden, spielt vermutlich der fadenartige Aufbau bei der Sternentstehung eine wichtige Rolle, während die Materie zusammenfällt und Protosterne bildet. Filamentartige Wolken sind zu entdecken, da der in ihnen vorkommend Staub das optische Licht der Hintergrundsterne blockiert, während sie selbst bei infraroten und Submillimeter-Wellenlängen strahlen. Beobachtungen an einigen Filamenten lassen vermuten, daß sie selbst wiederum aus Bündel dicht gepackter Fasern mit unterschiedlichen physikalischen Eigenschaften bestehen. Computersimulationen können einige dieser fadenförmigen Strukturen nachbilden und Astronomen stimmen weitgehend darin überein, daß Turbulenzen im Gas in Verbindung mit gravitativem Kollaps zu Filamenten und darin zu Protosternen führen können, aber wie sich Filamente genau bilden, Sterne entstehen lassen und sich letztendlich auflösen, ist nicht verstanden. Die Zahl der sich neu entwickelnden Sterne beispielsweise ändert sich über einen großen Bereich von Filament zu Filament aus Gründen, die unbekannt sind.
Das herkömmliche Modell für ein sternbildendes Filament bildet ein Zylinder, dessen Dichte zur Zylinderachse hin nach Maßgabe individueller Profile zunimmt, aber andererseits entlang seiner Längsachse in seiner Dichte gleichförmig ist. CfA-Astronom Phil Myers hat eine Variante dieses Modells entwickelt, bei dem das Filament entlang seiner Längsachse eine sternbildende Zone besitzt, in deren Bereich die Dichte und der Durchmesser größer sind und mit drei auswählbaren Profilen, um die Form der sternbildenden Zone zu beschreiben. Damit erhält man nicht nur eine realistischere Wiedergabe der Struktur eines Filaments, auch führen die verschiedenen Dichten zu unterschiedlich tiefen Senken im Gravitationsfeld, die auf natürliche Weise zu abweichenden Zahlen der darin entstehenden Sterne führt.
Myers vergleicht die Eigenschaften der Sternbildung dieser drei Zonen mit den Eigenschaften von beobachteten Filamenten mit Sternentstehung – die Ergebnisse sind exzellent. Das Filament in der Molekülwolke im Sternbild Fliege zeigt relativ geringe Sternentstehung, kann ziemlich gut mit einem der drei Profile erklärt werden und weist auf ein frühes Stadium der Entwicklung hin. Ein kleiner Haufen junger Sterne im Sternbild Südliche Krone passt auf ein zweites Modell mit einer längeren Entwicklungszeit, während im Schlangenträger ein Filament beheimatet ist, das nah am Ende seines sternbildenden Daseins stehen könnte und dem dritten Profiltyp gleicht. Die drei Profile scheinen insofern die ganze Bandbreite der Bedingungen erklären zu können. Die neuen Ergebnisse sind ein wichtiger Schritt, um in die Theorie der sternbildenden Filamente mehr Perfektion und Realismus zu bringen. Die zukünftige Arbeit wird die besonderen Prozesse untersuchen, welche die verschiedenen sternbildenden Zonen in ihre Sterne fragmentiert.
* Image Map oder verweissensitive Graphik = bietet eine Möglichkeit, elektronische Verweise innerhalb einer Graphik einzubetten
Literatur:
„Star-forming Filament Models“
Philip C. Myers
The Astrophysical Journal, 838:10 (13pp), 2017 March 20
