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ASTRO/234: Sterne zuhauf (Sterne und Weltraum)


Sterne und Weltraum 7/13 - Juli 2013
Zeitschrift für Astronomie

Sterne zuhauf
Wie sich Masse in Sternhaufen verteilt

Von Christian Wolf



Sterne entstehen stets in größeren Ansammlungen. Dabei verteilt sich die zur Verfügung stehende Materie aus Gas und Staub auf nur wenige Riesensterne, aber viele masseärmere Zwergsterne. Wie genau sich diese Anzahlverteilung festlegen lässt, und ob es eine universell gültige Anfangsmassenverteilung gibt oder nicht, ist unter Wissenschaftlern noch bei Weitem nicht geklärt.



In Kürze

• Die »Anfangsmassenfunktion« beschreibt, mit welcher Anzahl Sterne einer bestimmten Masse in Sternhaufen entstehen.

• Nach klassischer Vorstellung gehorcht diese Verteilung einem einfachen Potenzgesetz und ist universell gültig.

• In den meisten Sternhaufen weicht diese Verteilung von dem einfachen Modell ab, doch die Beobachtungen dazu sind nicht trivial.

• Es gibt Hinweise darauf, dass die Anfangsmassenverteilung in einem Sternhaufen von der Metallizität und der Dichte der Ursprungswolke abhängt.


Riesensterne sind selten. Das liegt zum einen daran, dass sie kurzlebig sind. Nach der Geburt verschwinden sie schon rasch wieder von der kosmischen Bühne. Während die Sonne eine Lebenserwartung von zehn Milliarden Jahren hat, kommt ein Riese mit der 20-fachen Masse der Sonne gerade einmal auf zehn Millionen Jahre. Tatsächlich werden solche Sterne aber auch seltener geboren. Das Universum scheint kleine Sterne zu bevorzugen, denn es hat viel mehr von ihnen hervorgebracht. In Sternentstehungsgebieten sehen wir, dass Sterne verschiedener Massen nach einer bestimmten Anzahlverteilung gebildet werden, genannt Anfangsmassenfunktion. Sterne mit 20 Sonnenmassen werden nach dieser Verteilung rund tausendmal seltener geformt als solche mit nur einer Sonnenmasse.

Betrachten wir den Himmel, dann scheint die Seltenheit großer Sterne der Erfahrung jedoch erst einmal zu widersprechen. Die längste Zeit ihres Lebens verbringen Sterne in einem stabilen Zustand. Sortiert man sie nach Leuchtkraft und Temperatur, dann bilden sie in diesem Zustand die so genannte Hauptreihe, wo alle Sterne je nach Masse einen festen Platz einnehmen. Massereiche Sterne leuchten mit heißer Oberfläche weiß oder blau und strahlen mit höherer Leuchtkraft als die massearmen Sterne, deren kühle Oberflächen gelb oder gar rot glimmen. Augenscheinlich sind weiße oder blaue Sterne am Himmel häufiger zu sehen als rote, und wenn wir rote Sterne sehen, dann sind es beileibe nicht die massearmen Roten Zwerge, sondern Rote Riesen, Sterne mittlerer Masse, deren Hülle sich aufgebläht hat und die ein helles, kurzes und spätes Stadium im Sternleben markieren. Wo aber stecken die zahlreichen Roten Zwerge?

Die Erklärung liegt in der Leuchtkraft, die mit zunehmender Masse eines Sterns schneller ansteigt, als die Häufigkeit der Sterne der entsprechenden Masse abnimmt. Wir sehen etwa die blauen Riesen des Orion strahlend hell am Himmel trotz einer Entfernung von mehr als 1000 Lichtjahren. Der lichtschwache Rote Zwerg namens Proxima Centauri ist dagegen ohne Fernglas gar nicht zu erkennen, obwohl er mit gut vier Lichtjahren Entfernung der sonnennächste Stern überhaupt ist.

Schon lange fragen sich Astronomen, ob die Anfangsmassenfunktion wirklich zu jeder Zeit und überall im Universum gleich ist. Dabei stellt sich vor allem auch die Frage nach den Anfangsbedingungen bei der Sternentstehung. Macht es etwa keinen Unterschied, ob die Geburtswolke einer Sternengruppe klein ist und nur in wenige Klumpen zerfällt, die zu einzelnen Sternen werden, oder ob wir einen riesigen Sternentstehungskomplex wie den Tarantelnebel in der Großen Magellanschen Wolke betrachten? Und: Ist es ausschlaggebend, ob Sterne mit viel Platz in einer losen Assoziation entstehen oder auf engem Raum in einem dichten Kugelsternhaufen? (Siehe Bilder S. 32.) Oder hat es einen Einfluss, ob das Gas der Geburtswolke reichhaltig oder arm ist an Staub und schweren Elementen, die bei der Kühlung der Wolke helfen? Denn eine gute Kühlung schafft erst auch für kleinere Wolken die Voraussetzung dafür, dass sie unter dem eigenen Gewicht kontrahieren können. Höhere Temperaturen dagegen haben einen höheren Druck zufolge, welcher sich nur durch größere Schwerkraft in einer massereicheren Wolke überwinden lässt.

Spielt vielleicht auch die Sternentstehungsrate eine Rolle? Werden viele Sterne auf einmal gebildet, dann dürften auch schnell viele leuchtstarke Riesen darunter sein, deren harsche Strahlung die Umgebung aufheize und an der Bildung weiterer Sterne hindere, so die gängige Meinung.

Über die Antworten auf diese Fragen streiten die Astrophysiker schon lange. Immer wieder finden Beobachter Hinweise darauf, dass die Verteilung der Sternmassen mancherorts im Universum von der Grundannahme einer universellen Anfangsmassenverteilung abweicht. Aber wie kann man sich dieser Frage überhaupt nähern?


Sterne in Sonnennähe
Zählen wir die Sterne in der Umgebung der Sonne, etwa bei einer Entfernung von maximal 100 Lichtjahren, dann stoßen wir vor allem auf das Problem, dass die Sterne dort nicht alle gleich alt sind. Wegen unterschiedlicher Lebensdauern sind aber Sterne mit zwei oder mehr Sonnenmassen, selbst wenn sie zeitgleich mit der Sonne entstanden, bereits wieder von der Bildfläche verschwunden. Und von allen Sternen mit mehr als 20 Sonnenmassen, die sich jemals in der Milchstraße gebildet haben, sind wegen ihres kurzen Lebens 99,9 Prozent nicht mehr unter (oder über) uns. Solche Effekte lassen sich bei der Interpretation der beobachteten Verteilung jedoch nur dann berücksichtigen, wenn man genau weiß, wie sich die Sternentstehungsrate in der Milchstraße im Lauf ihrer Geschichte verändert hat.

Als Ausweg können wir einzelne Sternentstehungsgebiete betrachten, und zwar solche, deren Lebensdauer durch das Ende der ersten Sterne begrenzt ist. Diese kurzlebigsten Sterne sind auch die massereichsten. Sie vergehen in Supernova-Explosionen, die so gewaltig sind, dass sie den restlichen lokalen Gasvorrat für mögliche weitere Sterne schlicht wegblasen. Unmittelbar bevor dieses Szenario eintritt, sind zwar alle jemals in diesem Gebiet gebildeten Sterne per Definition noch vorhanden. Am Himmel über Europa sind die zwei prächtigsten Beispiele solcher Gebiete der Orionnebel und der Lagunennebel. Bei deren Betrachtung wird aber schnell klar, dass nicht nur Gas, sondern auch darin eingebettete dunkle Staubwolken die Sicht behindern. Die visuelle Absorption reicht oft bis 30 mag; es durchdringt also nur der billionste Teil des von dort ausgesandten Sternenlichts den Staub. - Hier könnten künftig Beobachtungen mit Infrarotteleskopen Aufschluss bringen. Projekte auf diesem Gebiet sind bereits am Laufen; die Arbeit daran ist jedoch noch nicht abgeschlossen und die Ergebnisse stehen noch aus. Große Hoffnungen werden auch auf die nächste Generation von Infrarotobservatorien gesetzt. Doch auch sie sehen immer nur eine Momentaufnahme. Sterne, die erst später entstehen, werden vielleicht einer anderen Verteilung folgen.

Wäre es nun hilfreich, fertige Sternhaufen zu untersuchen, nachdem die ersten Sterne als Supernovae explodiert sind? Dass dann bereits die Sterne am massereichen Ende der Anfangsmassenverteilungsfunktion fehlen, ist immerhin bekannt; vor allem aber entfiele die Sichtbehinderung durch undurchsichtige Staubwolken. Zu derartigen Beobachtungsobjekten, die auch besonders bei Amateurastronomen der nördlichen Hemisphäre sehr beliebt sind, zählen etwa die Plejaden (Messier 34) und Messier 35. In beiden Haufen existieren angesichts ihres Alters von 120 und 170 Millionen Jahren nur noch Sterne unterhalb von fünf Sonnenmassen.

Allerdings lösen sich Sternhaufen im Lauf der Zeit auf. Dieser Prozess beginnt, sobald die ersten Supernovae das restliche Haufengas fortblasen, in welchem noch mehr Masse steckt als in den bereits gebildeten Sternen. So ist anfangs die Gravitation der kollabierenden Gaswolke noch so stark, dass sie den darin eingebetteten Sternhaufen zusammenhält. Sobald jedoch das Gas durch die Stoßwellen der Sternexplosionen fortgetragen wird, reduziert sich die Schwerkraft, und die Fliehkräfte der Sternenbewegung gewinnen überhand, so dass die Haufenmitglieder langsam auseinanderfliegen. Besonders davon betroffen sind die masseärmeren Sterne, die sich tendenziell mit höheren Geschwindigkeiten bewegen als die massereicheren. Je nachdem, wie sich ein Haufen bis zu seiner gravitativen »Entbindung« durch Supernovae entwickelt, fehlen dann einmal mehr oder einmal weniger massearme Sterne.

Diesen Effekt bezeichnen die Astronomen als dynamische Segregation. Er tritt besonders drastisch in den stärkeren Schwerefeldern dichter Kugelsternhaufen auf. Deren Mitglieder schwirren seit über zehn Milliarden Jahren mit hoher Geschwindigkeit durch diese Sternansammlungen, die in der Frühphase der Milchstraße entstanden sind. Die ständige Wechselwirkung aller Sterne untereinander verteilt die Bewegungsenergie gleichmäßig auf alle Haufenmitglieder. Daher bewegen sich massereiche Sterne langsamer und sinken ins Zentrum, während massearme Sterne in die Außenbereiche des Kugelhaufens geschleudert werden und von dort leicht an den Milchstraßenhalo verloren gehen können.


Blick in die Ferne
Damit bleibt noch der Blick auf ferne Galaxien, wo kein Stern verloren geht und die Summe aller Leuchtbeiträge in ein beobachtbares Spektrum mündet. Die Zerlegung des Spektrums in die Beiträge der einzelnen Sterne ist dann allerdings in der Beobachtung nicht mehr möglich. Daher fehlt wertvolle Information. Doch die Wissenschaftler versuchen, die Geschichte der Sternentstehung und die damit verbundenen Leuchteigenschaften einer fernen Galaxie grob am Computer zu rekonstruieren, indem sie Galaxien simulieren und die Annahmen so lange variieren, bis die Modellrechnung das richtige Spektrum zeigt. Genannt werden diese Arbeiten Populationssynthese, da man die Sternpopulation der Galaxie im Lauf ihrer Entwicklung Schritt für Schritt zusammenbaut.

Die Herausforderung besteht darin, diese Simulationen so realistisch wie möglich zu gestalten, denn das Spektrum einer Galaxie wird von vielen Faktoren beeinflusst. So ist dabei nicht nur die Anzahl leuchtender Sterne von Bedeutung, sondern auch, wie das interstellare Gas, das von den Sternen zum Leuchten angeregt wird, im Raum verteilt ist. Noch wichtiger ist außerdem die Verteilung des interstellaren Staubs, da er das Sternenlicht je nach Kornbeschaffenheit und Wolkendichte unterschiedlich absorbiert und dadurch die Farbe der Galaxie verändert. Zugleich beeinflusst der Anteil an schweren Elementen in den Sternen, also ihre Metallizität, deren Farbe und Leuchtkraft. Damit ergeben sich bei grober Betrachtung aus der Ferne vieldeutige Interpretationsmöglichkeiten. Die Metallizität der Sterne hängt wiederum davon ab, wie viel schwere Elemente frühere Sterngenerationen in den interstellaren Raum abgegeben haben, und welcher Teil davon in genau den Wolken landete, aus denen sich die aktuell leuchtenden Sterne bildeten. Galaxien sind also ungemein komplexe Systeme, und die Feinheiten ihrer Spektren hängen von sehr vielen Details ab, die wir heutzutage nur vereinfachend simulieren können.

So hat die Interpretation der Spektren ferner Galaxien zwar viele Erfolge verbucht, aber auch einige Widersprüche hervorgebracht. Ein Beispiel: In tiefen Durchmusterungen wie dem Hubble Deep Field sehen wir Galaxien in verschiedenen Entfernungen, die wir angesichts ihrer Rückschauzeiten zu verschiedenen kosmischen Epochen beobachten. Aus ihren Farben und Spektren schätzen wir einerseits die Rate der Sternentstehung während jeder der kosmischen Epochen ab und andererseits die Summe der Sterne, die in den Galaxien der jeweiligen Epoche schon vorhanden sind.

Diese beiden Befunde sollten miteinander im Einklang stehen, doch tatsächlich fallen die Ergebnisse der beiden Messungen nicht zusammen. Innerhalb der ersten fünf Milliarden Jahre nach dem Urknall scheinen mehr Sterne entstanden zu sein, als nach Ablauf dieser Zeit noch vorhanden sind. Doch allein durch das frühere Ableben von besonders massereichen Sternen lässt sich diese Differenz nicht erklären. Sollte aber die Sternentstehung im jungen Kosmos einer anderen Anfangsmassenfunktion als im heutigen Universum folgen, dann ließen sich die beiden Beobachtungen wieder in Einklang bringen. Denn wenn etwa auf Kosten der kleinen Sterne mehr Riesensterne entstehen, dann produzieren diese sehr viel mehr Licht, solange die Population noch jung ist, und erwecken den Anschein einer gewaltigen Sternentstehungsrate. Nach ihrem kurzlebigen Dasein bliebe dann aber weniger Masse in langlebigeren kleinen Sternen zurück.

Viele Forscher zweifeln aber daran, dass das die richtige Lösung sei, und vermuten, dass wir ferne Galaxien angesichts ihrer Komplexität falsch einschätzen. Möglicherweise war der Staub, der das Sternenlicht auf dem Weg zu uns verfälscht, im jungen Universum anders beschaffen als heute oder ein neuer Effekt pfuscht in unsere Betrachtung. Variiert da also wirklich die Anfangsmassenfunktion? Resignierend sagte einmal jemand, dass sich wohl jedes aktuelle Problem der extragalaktischen Forschung lösen ließe, indem man nur eine geeignete Anfangsmassenfunktion wählte. Dahinter mag sich jedoch schlicht und ergreifend unsere Unkenntnis subtilerer Effekte verbergen.


Trickreiche Lösung
Sollten wir die Anfangsmassenfunktion also doch besser im nahen Universum untersuchen? Dort fanden Forscher im Lauf der letzten Jahrzehnte immer wieder Hinweise dafür, dass die Anfangsmassenfunktion am Ort der Betrachtung vom kosmischen Mittelwert abweicht. Doch jedes Mal stellten andere Forscher die Analyse wieder in Frage und zeigten auf, dass die Schlüsse nicht eindeutig gezogen worden waren. Erst jüngst sammelten sich Hinweise speziell aus zwei Forschungsansätzen, die bislang ein widerspruchfreies Bild ergeben. In beiden Fällen muss man allerdings etwas um die Ecke zu denken, bis die Lösung steht.

Der erste Ansatz ergibt sich aus Kugelsternhaufen, die auf Grund ihres hohen Alters von über zehn Milliarden Jahren eine starke dynamische Segregation zeigen. Dieser Prozess erhöhte die Konzentration des Haufens: Im Inneren verdichtete er sich, während sich die ausgedünnten Außenbezirke noch weiter ausdehnten. Dort draußen spürten die Sterne die Schwerkraft des Haufens weniger, womit sie leichter von den Gezeitenkräften der Milchstraße aus dem Haufen gezerrt wurden. Dagegen blieb der kompakte Kern des Haufens mit den massereicheren Sternen nun sogar länger vor äußeren Kräften geschützt. Insgesamt könnte man also vermuten, dass Kugelhaufen umso mehr massearme Sterne verloren haben, je stärker konzentriert sie heute sind.

Diesen Trend untersuchten Guido de Marchi vom Space Telescope Science Institute in Baltimore und seine Kollegen. Bei Beobachtungen mit dem Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) und dem Weltraumteleskop Hubble fanden sie im Jahr 2007 aber genau das Gegenteil: Losen Kugelhaufen fehlen massearme Sterne besonders stark, und zwar nicht nur im Außenbezirk. Wie ist das zu erklären? Nun lassen sich physikalische Grundlagen wie die dynamische Wechselwirkung nicht leugnen. Es müssen also noch weitere Prozesse im Spiel sein. Tatsächlich kennen wir weder die Entstehungsprozesse der Kugelhaufen noch das Schwerefeld der Milchstraße und ihre Gezeitenkräfte besonders gut.

Noch geheimnisvoller wird die Lage durch die Beobachtung einer Forschergruppe um Michael Marks und Pavel Kroupa von der Universität Bonn. Sie fanden noch einen weiteren Zusammenhang, welcher der physikalischen Intuition widerspricht: Es fehlen umso mehr massearme Sterne, je metallreicher die Haufensterne sind.

Auch das sollte eigentlich nicht sein. Denn erstens sollte die ständige Wechselwirkung zwischen den Haufensternen, welche die massearmen Sterne an den Rand des Sternhaufens und schließlich darüber hinaus befördert, sich nicht um den Metallgehalt scheren. Und zweitens kann auch die Anfangsmassenfunktion dies nicht erklären, da diese sich, wenn sie überhaupt von der stellaren Metallizität abhinge, grundsätzlich umgekehrt verhalten sollte: Die Geburt von massearmen Sternen wird in metallarmem(!) Gas behindert, weil es nur wenige Staubkörner enthält, die für die Kühlung des Gases wichtig sind. Warmes Gas jedoch kollabiert nur in großen Wolken, aus denen dann massereiche Sterne hervorgehen. Denn die innere thermische Energie einer Gaswolke wirkt ihrer Eigengravitation entgegen und ist umso größer, je höher ihre Temperatur ist. Daher benötigt eine wärmere Gaswolke ein größere Anfangsmasse, um unter ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren zu können, als eine kühlere. Ist das Gas aber kalt, entstehen auch kleine, masseärmere Sterne aus kleinen Wolken. Metallreiches Gas behindert dagegen die Bildung massereicher(!) Sterne. Denn die intensive Strahlung, die bereits von massereichen Protosternen ausgeht, stemmt sich gegen das nachfließende Gas aus der Geburtswolke und bremst so das weitere Wachstum des Sterns. Je metallreicher nämlich das Gas ist, umso mehr absorbiert es die Strahlung und wird vom Strahlungsdruck fortgeblasen.


Verborgene Zusammenhänge
Ein gefundenes Fressen für Astronomen, denn hinter Situationen, die so grundverkehrt erscheinen, verbergen sich oft äußerst interessante Zusammenhänge. Betrachten wir noch einmal die Entstehung der Kugelhaufen im Licht ihres Metallreichtums: Kugelhaufen sollten zunächst mit höherer Massendichte entstehen, als wir sie heute sehen. Wenn die ersten Sterne anfangen zu strahlen, liegt der größte Teil der Haufenmasse noch als Gas vor und spürt den Strahlungsdruck. Je metallreicher das Haufengas, umso mehr absorbiert es den Impuls der Strahlung, und umso früher wird es aus dem Haufen geblasen.

Schließlich wird das noch verbleibende Gas restlos aus dem Haufen gedrängt, sobald die massereichen Sterne als Supernovae explodieren. Spätestens dann endet die Sternentstehung und hinterlässt einen fertigen Sternhaufen, der aber nur einen Bruchteil der Masse der ursprünglichen Gaswolke besitzt. Deshalb ist in diesem Zustand auch seine Eigengravitation reduziert und er dehnt sich aus.

Je metallreicher aber der Sternhaufen ist, umso schneller verliert er seine Gasmasse. Seine Schwerkraft verringert sich, schon bevor die ersten Supernovae explodieren, so dass die Gezeitenkräfte der Milchstraße leichteres Spiel haben. Dadurch dehnt er sich rascher aus und verliert schnelle, äußere Sterne, die tendenziell masseärmer sind. Die dynamische Wechselwirkung der Sterne kommt kaum noch damit hinterher, den Haufenkern doch wieder zu konzentrieren. Der Effekt scheint also der Richtung nach zu stimmen. Aber ist er auch stark genug, um damit die Beobachtungen erklären zu können? Und was hat das Ganze mit der Anfangsmassenfunktion zu tun?

Betrachten wir dazu die massereichen Sterne noch einmal etwas genauer, deren Strahlungsdruck den Gasverlust verursacht. In alten Kugelhaufen sind diese kurzlebigen Sterne allerdings schon verschwunden. Richtig junge Kugelsternhaufen, in denen sie noch vorhanden wären, kennen wir in der Milchstraße nicht, obwohl einige wenige besonders eindrucksvolle junge Haufen der Masse und Dichte nach den Kugelhaufen nahekommen. Hierzu zählen die hinter Staubwolken verborgenen Haufen Arches und Westerlund 1 sowie der R136-Haufen im Tarantelnebel der Großen Magellanschen Wolke.

Wie gewöhnlich erschweren aber Gas und Staub die Beobachtung der Haufen in der Entstehungsphase. Also stehen die Astronomen zunächst vor einem Dilemma. Aber: Könnten wir vielleicht den Umkehrschluss wagen? Können wir aus dem Verlust der massearmen Sterne und aus einer geringen Kernkonzentration bei entwickelten Haufen schließen, wie hoch der Strahlungsdruck war, und damit, wie viele leuchtkräftige und massereiche Sterne es im jungen Kugelhaufen früher einmal gab?

Um herauszufinden, welche Bedingungen bei der Entstehung zum heutigen Erscheinungsbild führten, simulierte die Bonner Forschergruppe die Entwicklung von 20 gut beobachteten Kugelhaufen im Computer. Dabei stellte sie allerdings fest, dass - mit wenigen Ausnahmen - mehr massereiche Sterne notwendig waren, als von der allgemein gebräuchlichen Anfangsmassenfunktion vorhergesagt werden. Skeptiker mögen an dieser Stelle erneut das zu Grunde liegende Modell anzweifeln. Allerdings fanden die Bonner Astrophysiker keine willkürliche Abweichung vom Standard, sondern einen sehr strikten quantitativen Zusammenhang zwischen Dichte sowie Metallgehalt des Gases und der resultierenden Form der Anfangsmassenfunktion, die die weitere Entwicklung eines Haufens bestimmt. Es scheint, dass massereiche Sterne umso eher entstehen, je dichter und metallärmer die Gaswolke ist. Der Trend mit der Dichte ist zwar neu, aber plausibel, wenn man bedenkt, dass in dichten Wolken Protosterne einfacher miteinander verschmelzen können und somit an Masse zulegen.

Den Bonner Ergebnissen zufolge wirken sich Unterschiede im Metallgehalt weniger stark auf die Anfangsmassenverteilungsfunktion aus als die ursprüngliche Dichte der Gaswolke. Bei solarem Metallgehalt, wie er in der Milchstraße typisch ist, entsteht je ein Stern mit 20 Sonnenmassen pro 1000 Sterne mit einer Sonnenmasse. Wird der Metallgehalt auf ein Zehntel gesenkt, wie es für Zwerggalaxien typisch ist, dann werden die Sterne mit 20 Sonnenmassen rund zehn Prozent häufiger, es entsteht also je einer pro 900 sonnenähnliche Sterne.

Die Gasdichte in der Geburtswolke hat dagegen einen stärkeren Effekt: Die untersuchten Kugelhaufen entstanden aus Gasdichten, deren Bandbreite von der minimalen zur maximalen Dichte einen Faktor 10.000 umfasste. Damit unterschied sich ihre Ausdehnung bei gleicher Anfangsgasmasse entsprechend um das 20-Fache. Im Fall der dichtesten Gaswolken bildete sich je ein Stern mit 20 Sonnenmassen pro zehn sonnenähnliche Sterne!

Von nahezu jeglicher Sternentstehung, die wir aus Beobachtungen kennen, wissen wir, dass die meiste Sternmasse in massearmen und langlebigen Sternen steckt. In den extremsten Sternhaufen sollte nun aber nach dem Modell der Bonner Arbeitsgruppe der Großteil der Sternmasse in massereichen Sternen landen, die nach kurzer Existenz wieder zerbersten. Je stärker dieser Effekt, umso weniger hält sich der Kugelhaufen anschließend durch seine eigene Schwerkraft zusammen. Denn ihm geht nicht nur das Gas aus der Geburtswolke verloren, sondern obendrein noch der Großteil der Sternmasse. Interessanterweise überdecken die 20 beobachteten Haufen den Berechnungen zufolge gerade jenen Bereich an Dichtewerten des Anfangsgases, bei welchen die Haufen überleben. Simuliert man noch dichtere Haufen und extrapoliert dabei den Trend der Anfangsmassenfunktion, dann hinterlassen die Supernovae einen jungen und gravitativ ungebundenen Haufen, der sich rasch in seine Umgebung hinein auflöst.

Gerne würden Astronomen diesen Vorgang direkt beobachten, doch in der Milchstraße liegt die Entstehung solch dichter Haufen schon zu lange zurück. Besonders dichte Kugelsternhaufen bilden sich vermutlich nur im Zusammenhang mit wilden Sternentstehungsausbrüchen (englisch: Starbursts), die heute selten und allesamt zu weit entfernt sind, als dass wir sie genau untersuchen könnten. Die erdnächste Starburst-Galaxie ist Messier 82 in knapp zwölf Millionen Lichtjahren Entfernung: Zwar hat das Weltraumteleskop Hubble dort bereits einen jungen Supersternhaufen untersucht, doch übersteigt eine genaue Analyse der Massenverteilung derzeit die Grenze des Möglichen.

Spielen solche Extremsternhaufen nun eine Rolle für die Entwicklung einer Galaxie als Ganzes? Oder sind sie so selten, dass ihre ungewöhnlich hohe Anzahl an Riesensternen trotzdem in der Sternenstatistik einer ganzen Galaxie untergehen? Die Bonner Gruppe nahm hierzu speziell die Kategorie der ultrakompakten Zwerggalaxien (UCDs, aus dem Englischen: ultra-compact dwarf galaxies) unter die Lupe. Dazu modellierten sie diese nach demselben Schema wie Kugelsternhaufen und fanden eine Überraschung: UCDs scheinen exakt derselben Relation für Dichte und Metallgehalt ihrer Geburtswolke zu folgen wie die Kugelhaufen. Sehen wir hier vielleicht ein universell gültiges Gesetz der Sternentstehung?


Spektren alter Galaxien
Zum Schluss sei noch ein zweiter Ansatz erwähnt, der ebenfalls sehr stark auf Variationen in der Anfangsmassenfunktion hindeutet. In einem Projekt namens ATLAS-3D untersuchte ein internationales Team von Forschern 260 elliptische (E) und lentikuläre (S0) Galaxien mit einem Integralfeldspektrografen, der für jede Galaxie ein Bild von Spektren erstellt; das bedeutet, dass jeder Bildpunkt der Galaxie nicht nur durch eine Helligkeit oder Farbe dargestellt wird, sondern durch ein ganzes Spektrum, das Informationen zur Sternpopulation und deren orbitale Bewegungen am Ort des Bildpunkts enthält. Die gewählten Galaxien sind durchwegs massereicher als die Milchstraße und zeichnen sich dadurch aus, dass ihre Sterne durchwegs alt sind, ähnlich wie in Kugelhaufen. Außerdem enthalten die Galaxien kaum Staub, so dass die Beobachtungen unverfälscht sind.

Hauptsächlich dient das Projekt dazu, die Entstehungsgeschichte dieser Galaxien zu rekonstruieren und aus der Beobachtung der Geschwindigkeitsverteilungen den Gehalt und die Verteilung von Dunkler Materie zu messen. Michele Cappellari von der University of Oxford in Großbritannien führte jedoch eine spezielle Analyse an, die aufzeigt, dass sich die Anfangsmassenfunktion von Galaxie zu Galaxie wesentlich unterscheidet.

Der Ansatz besteht darin, einerseits die Masse der Sterne aus ihrem sichtbaren Licht zu bestimmen. Da die staubfreien Spektren das Alter der Population verraten, lässt sich leicht abschätzen, wie viel Masse nicht mehr sichtbar ist, weil massereiche Sterne mit kürzerer Lebensdauer bereits zu Weißen Zwergen und Neutronensternen wurden. Die unsichtbare Masse in Sternleichen lässt sich also auf diese Weise berücksichtigen. Andererseits ergibt sich die Masse der Galaxie auch aus den Geschwindigkeiten der Sternenorbits, die ebenfalls im Spektrum gemessen werden. Da all diese Informationen räumlich aufgelöst vorliegen, können die Forscher für jede Galaxie zwei Karten der Massendichte erstellen. Der Unterschied zwischen beiden Karten wird gewöhnlich der Dunklen Materie zugeschrieben, die nach bisherigen Untersuchungen einen strukturlosen Halo um die Galaxien bildet.

Aber selbst nachdem Cappellari und seine Kollegen passende Halos aus Dunkler Materie subtrahierten, fanden sie Diskrepanzen, die räumlich derart auf die Sterne eingeschränkt waren, dass sie sich nicht mit der Verteilung Dunkler Materie erklären lassen, es sei denn, diese verteilte sich exakt so wie die Sterne. Das wäre aber etwas völlig Neues, denn jegliche Spurensuche nach Dunkler Materie zeigte bislang, dass sie viel weiter ins All hinausreicht als die sichtbare Sternenverteilung.

Gewiss aber besitzen die in dieser Stichprobe untersuchten Galaxien nicht zwei Komponenten an Dunkler Materie, den üblichen Halo und eine zusätzliche große Komponente, die exakt der räumlichen Verteilung der Sterne folgt! Außerdem handelt es sich bei der Massendiskrepanz in der Sternpopulation nicht etwa um eine willkürliche Abweichung, sondern sie korreliert mit einigen Eigenschaften der Sternpopulation, insbesondere mit ihrer Entstehungsepoche im frühen Universum und mit der Masse und Dichte der heutigen Galaxie. Noch ist jedoch unklar, welche dieser Relationen grundlegend sind und tatsächlich einen Zusammenhang zwischen Ursache und Wirkung aufzeigen, und welche nur vorgetäuscht sind und lediglich Folgen gemeinsamer Ursachen sind. Weitere Untersuchungen sollten das aber hoffentlich klären. Hinter der Massendiskrepanz verbirgt sich aber wohl tatsächlich eine Eigenschaft der Sternpopulation, während die noch immer unbekannte nichtbaryonische Dunkle Materie nach wie vor den erwarteten Galaxienhalo bildet.

Die Variation der Anfangsmassenfunktion ist dabei so stark, dass sich in extremen Fällen die Entstehungsrate von Sternen mit 20 Sonnenmassen und diejenige von sonnenähnlichen Sternen von Galaxie zu Galaxie um einen Faktor zehn unterscheiden. Die Entstehung elliptischer Galaxien liegt selbst immer noch im Dunkeln. Obwohl: Einige Mosaiksteinchen im Bild existieren bereits, auch wenn ihre Rolle schon lange hitzig diskutiert wird. Vielleicht hilft diese neue Beobachtung der galaxienweit variierenden Anfangsmassenfunktion, die Entstehungsgeschichte dieser Galaxien besser zu verstehen.

Vielleicht hilft die neue Beobachtung der galaxienweit variierenden Anfangsmassenfunktion, die Entstehungsgeschichte von Galaxien besser zu verstehen.

Diese Ergebnisse werfen nur ein erstes Licht auf uns noch unbekannte Gesetze bei der Entstehung von Sternen. Realitätsgetreue Computersimulationen der Sternentstehung sind bislang leider völlig unmöglich, da die Vielzahl der physikalischen Effekte viel zu komplex ist und Rechnungen in drei Dimensionen mit hoher räumlicher Auflösung erforderlich sind, die zugleich einen großen Raumbereich abdecken müssen. Es handelt sich um einen Prozess, der kaum vereinfacht werden kann, ohne dass die Ergebnisse verfälscht würden. Damit ist der schnellste »Computer«, der den Vorgang simulieren kann, das Universum selbst, und der ist nicht nur von uns nicht programmierbar, sondern er rechnet auch erstaunlich langsam: Die Entstehung großer Sternhaufen erstreckt sich über Jahrmillionen. Vielleicht können wir aber mit der kommenden Generation von Großteleskopen besser in M 82 blicken und Sternentstehungsausbrüche untersuchen. Dann sollten wir mehr über die Anfangsmassenfunktion lernen.


Christian Wolf promovierte am Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg. Zwölf Jahre forschte er in Oxford über Galaxien sowie über Supernovae und Gammastrahlenblitze. Seit 2013 koordiniert er den SkyMapper Southern Survey an der Australian National University.

Literaturhinweise

Bastian, N. et al.: A Universal Stellar Initial Mass Function? A Critical Look at Variations. In: Annual Review of Astronomy and Astrophysics 48, S. 339-389 (review), 2010

de Marchi, G., et al.: Why haven't Loose Globular Clusters Collapsed yet? In: Astrophysical Journal 656, S. L65-L68, 2007

Marks, M. et al.: Evidence for Top-Heavy Stellar Initial Mass Functions with Increasing Density and Decreasing Metallicity. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 422, S. 2246-2254, 2012

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Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 31:
Riesensterne sind extrem selten. Der Pistolenstern in der Nähe des galaktischen Zentrums ist mit 120 Sonnenmassen der massereichste Stern in unserer Galaxis und damit einzigartig. Die Infrarotaufnahme erfolgte mit dem Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NIC MOS) des Weltraumteleskops Hubble. Das sichtbare Licht des Sterns wird von einer Staubwolke abgeschirmt.

Abb. S. 32:
Sterne entstehen aus Gas- und Staubwolken unterschiedlicher Größe und mit verschiedenen Anfangsdichten und -temperaturen. So sind auch die Sterne in den jungen Sternentstehungsgebieten einmal dichter gepackt wie der R136-Komplex im Tarantelnebel (oben) und einmal loser verteilt, wie in diesem Teils des Taurus-Komplexes (unten). Die Frage ist, wie sich diese Anfangsbedingung auf die Massenverteilung der Sterne auswirkt.

Abb. S. 33:
Einfluss massereicher Sterne auf ihre Umgebung
Ein junger Sternhaufen ist noch in Staub- und Gasmaterie eingebettet. Daher ist es schwierig, die darin enthaltenen Sterne zu zählen und ihre Anfangsmassenverteilung zu bestimmen. Vor allem die massereichen Sternen tragen dazu bei, den Astronomen freie Sicht zu verschaffen: Zunächst verdrängt der Strahlungsdruck junger massereicher Sterne das Gas aus ihrer Umgebung. Recht bald explodieren aber schon die massereichsten Sterne als Supernovae und befreien den Sternhaufen von restlichem Gas. Nun lässt sich die Massenverteilung bestimmen, allerdings sind die massereichsten Sterne bereits verschwunden.

Abb. S. 34 oben:
Sternhaufen wie Messier 35 (M 35) sind zwar vom Restgas befreit, so dass die Sicht auf alle Sterne frei liegt. Allerdings sind die massereichsten Sterne darin schon wieder erloschen, so dass die aktuell beobachtbare Massenverteilungsfunktion nicht der Anfangsmassenverteilung entspricht. Der im Bild ebenfalls sichtbare Haufen NGC?2158 besitzt viel mehr Sterne als M 35 und sieht fast wie ein Kugelsternhaufen aus. Er ist wesentlich älter und weiter entfernt als M 35.

Abb. S. 34 unten:
In dem logarithmischen Diagramm sind aktuell gemessene Massenverteilungsfunktionen der Sterne in verschiedenen Sternhaufen und Sternassoziationen in unserer Galaxis zu sehen. Zu höheren Massen hin verhält sich die Anzahl der Sterne pro Masse annähernd wie ein Potenzgesetz (siehe angepasste Kurven). Bei Sternmassen unterhalb einer Sonnenmasse bricht dieses Potenzgesetz jedoch ab. Die an die Messwerte angepassten Kurven weichen vom einfachen Modell nach Salpeter (gestrichelte Linie) ab.

Abb. S. 36:
Der Kugelsternhaufen Palomar 5 verliert im Schwerefeld der Milchstraße durch Gezeitenkräfte seine äußeren, masseärmeren Sterne, die massereicheren sind in seinem Kern umso konzentrierter. Die Grafik links zeigt die räumliche Verteilung (in Koordinaten) der Sterne auf dem Orbit im galaktischen Halo. In der Grafik rechts zeigt die rote Linie den Lauf des Sternhaufens um das galaktische Zentrum.

Abb. S. 37:
Die erdnächste Starburst-Galaxie ist M 82 in knapp zwölf Millionen Lichtjahren Entfernung. Zwar lässt sich in Aufnahmen des Hubble Space Telescope ein junger Supersternhaufen ausmachen. Für eine detaillierte Analyse sind die Aufnahmen jedoch noch nicht genau genug.


© 2013 Christian Wolf, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg

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Quelle:
Sterne und Weltraum 7/13 - Juli 2013, Seite 30 - 38
Zeitschrift für Astronomie
Herausgeber:
Prof. Dr. Matthias Bartelmann (ZAH, Univ. Heidelberg),
Prof. Dr. Thomas Henning (MPI für Astronomie),
Redaktion Sterne und Weltraum:
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Verlag: Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
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veröffentlicht im Schattenblick zum 10. Oktober 2013