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Mittwoch, 29.03.2017
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Sternkolosse haben einen Wackelkontakt

Stellare Schwergewichte leuchten nicht gleichmäßig sondern flackernd

Sterne werden geboren, wenn gewaltige Gasmassen kollabieren. Mit der Zeit fängt der neue Himmelskörper an zu leuchten und zerstört die ihn umgebende Gaswolke. Überraschenderweise gilt dies nicht unbedingt für „Schwergewichte“ mit großer Masse: Ihr Leuchten ähnelt eher einer Lampe mit Wackelkontakt, wie jetzt Heidelberger Astrophysiker herausgefunden haben.
Computerberechnete Wasserstoffwolke um einen massereichen Stern

Computerberechnete Wasserstoffwolke um einen massereichen Stern

Mit ihren Simulationsrechnungen konnten sie entscheidend zum Verständnis der Strukturen von Gasgebieten um massereiche Sterne beigetragen und damit ein 20 Jahre altes Rätsel der astronomischen Forschung lösen. Das „Astrophysical Journal“ stellt die Ergebnisse der Wissenschaftler jetzt in seiner aktuellen Ausgabe vor.

Interstellare Gaswolken


Innerhalb der interstellaren Gaswolken - den Geburtsorten neuer Sterne - bilden sich Klumpen, die unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren. Im Zentrum steigen Dichte und Temperatur immer weiter an, bis schließlich die Verbrennung von Wasserstoff zu Helium einsetzen kann. Ein neuer Stern ist entstanden.

Die Astrophysiker der Universität Heidelberg beschäftigen sich mit den Vorgängen rund um die Sternentstehung, insbesondere von Sternen mit der zehn- bis hundertfachen Masse der Sonne, die nach dem Urknall im Kosmos als Erste aufgeflammt sind und ihn erleuchtet haben. Bei einem massereichen Stern setzt die Wasserstoffverbrennung bereits ein, während dieser noch weiteres Gas aus seiner unmittelbaren Umgebung aufsammelt.


HII-Regionen kleiner als erwartet


Die Strahlung des Sterns sollte dieses einfallende Gas eigentlich aufheizen und es „wegblasen“, was das weitere Sternwachstum erheblich erschweren oder sogar vollkommen aufhalten würde. Diese Wechselwirkung des einströmenden Gases mit der Strahlung des Sterns wurde nun mit Hilfe von Computersimulationen am Institut für Theoretische Astrophysik des Zentrums für Astronomie der Universität Heidelberg (ZAH) näher untersucht.

In ihren Modellen haben die Wissenschaftler um Thomas Peters erstmals die Auswirkung der ultravioletten Strahlung eines jungen Himmelskörpers berücksichtigt. Diese führt zur Entstehung von Gebieten ionisierten Wasserstoffgases um den massereichen Stern, so genannter HII-Regionen, die mit Hilfe von Teleskopen direkt beobachtet werden können und den Astronomen seit zwei Jahrzehnten Rätsel aufgeben. Die vermessenen HII-Regionen sind zum Beispiel viel kleiner als erwartet. Welcher Mechanismus sie an ihrem Wachstum hindert, konnte bislang nicht schlüssig geklärt werden.

Fadenförmige Verdichtungen


Die computerbasierten Simulationen von Peters liefern jetzt eine Erklärung. Sie zeigen, dass das interstellare Gas nicht gleichmäßig auf den Stern einfällt, sondern fadenförmige Verdichtungen bildet, die Filamente genannt werden. Sie können das hinter ihnen liegende Gas vor der ultravioletten Strahlung des Sterns sehr effizient abschirmen. Der Schattenwurf sorgt dafür, dass sich die HII-Region nicht symmetrisch um den Stern ausbreiten kann, sondern an den abgeschirmten Stellen schrumpft und dabei quasi wie eine Lampe mit einem Wackelkontakt flackert.

Die aktuellen Untersuchungen erklären nach Angaben der Forscher zudem das unterschiedliche Aussehen von HII-Regionen. Die verschiedenen Formen der ioni­sierten Gasgebiete entstehen zufällig durch das Strömungsfeld des Gases und hängen erheblich von der Blickrichtung ab. So kann ein und dieselbe HII-Region aus einer Richtung wie ein Ring und von einer anderen Seite wie ein Komet aussehen.

Kein direkter Zusammenhang zum Sternalter


Die Ergebnisse von Peters sind auch deshalb von besonderer Bedeutung, weil bislang anhand der gemessenen Ausdehnung einer HII-Region auf das Alter des Sterns geschlossen wurde. Wie die Simulationen zeigen, gibt es hier jedoch keinen direkten Zusammenhang, so lange noch weiteres Gas einströmt und aufgesammelt wird. Das geschieht bei massereichen Sternen fast während ihres gesamten Lebens.
(idw - Universität Heidelberg, 10.03.2010 - DLO)
 
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