Bildnachweis: ESO
Neue Beobachtungen des japanischen 8-m-Subaru-Teleskops und des Very Large Telescope (VLT) der ESO haben neue Details im 50 Millionen Lichtjahre entfernten Virgo-Galaxienhaufen enthüllt. Eine Erkenntnis ist, dass sich massereiche junge Sterne scheinbar isoliert bilden können, weit weg von den helleren Teilen der Galaxien.
Mit einer Entfernung von etwa 50 Millionen Lichtjahren ist der Virgo-Cluster der nächste Galaxienhaufen. Es befindet sich im gleichnamigen Tierkreis-Konstellation (Die Jungfrau) und ist eine große und dichte Ansammlung von Hunderten von Galaxien.
Der „Intracluster“-Raum zwischen den Virgo-Galaxien ist durchdrungen von heißem, röntgenemittierendem Gas und, wie kürzlich deutlich wurde, von einer spärlichen „Intracluster-Population von Sternen“.
Bisher wurde die Bildung von Sternen in den leuchtenden Teilen von Galaxien beobachtet. Die massereichsten jungen Sterne sind oft indirekt durch die starke Emission von heißem Gas aus den umgebenden Kokons sichtbar, das durch die intensive Strahlung der eingebetteten Sterne erhitzt wird. Diese „HII-Regionen“ (ausgesprochen „Eitch-Two“ und so genannt wegen ihres Gehalts an ionisiertem Wasserstoff) können sehr hell sein und zeichnen oft die schönen Spiralarme nach, die in Scheibengalaxien wie unserer eigenen Milchstraße zu sehen sind.
Neue Beobachtungen des japanischen 8-m-Subaru-Teleskops und des Very Large Telescope (VLT) der ESO haben nun gezeigt, dass sich auch isoliert massereiche Sterne fernab der leuchtenden Teile von Galaxien bilden können. Während einer äußerst produktiven Zusammenarbeit zwischen Astronomen, die an diesen beiden Weltklasse-Teleskopen arbeiten, wurde eine kompakte HII-Region genau an der Grenze zwischen dem äußeren Halo einer Virgo-Cluster-Galaxie und dem Virgo-Intracluster-Raum entdeckt.
Diese Wolke wird von einigen heißen und massereichen jungen Sternen beleuchtet und erwärmt. Die geschätzte Gesamtmasse der Sterne in der Wolke ist nur wenige Hundert Mal so groß wie die der Sonne.
Ein solches Objekt ist in der gegenwärtigen Epoche selten. In der Vergangenheit mag es jedoch mehr gewesen sein, und zu dieser Zeit waren sie vielleicht für die Bildung eines Bruchteils der Intracluster-Sternpopulation in Galaxienhaufen verantwortlich. Massive Sterne in solchen isolierten HII-Regionen werden am Ende ihres kurzen Lebens als Supernovae explodieren und das Intracluster-Medium mit schweren Elementen anreichern.
Beobachtungen von zwei anderen Virgo-Haufengalaxien, Messier 86 und Messier 84, weisen auf das Vorhandensein anderer isolierter HII-Regionen hin, was darauf hindeutet, dass isolierte Sternentstehung allgemein in Galaxien auftreten könnte. Wenn ja, könnte dieser Prozess eine natürliche Erklärung für das aktuelle Rätsel liefern, warum einige junge Sterne hoch oben im Halo unserer eigenen Milchstraße gefunden werden, weit weg von den Sternentstehungswolken in der Hauptebene.
Der Jungfrau-Cluster
Die Galaxien im Universum sind selten isoliert – sie bevorzugen Gesellschaft. Viele befinden sich in dichten Strukturen, die als Galaxienhaufen bezeichnet werden, vgl. B. ESO PR Foto 16a/99.
Der uns am nächsten liegende Galaxienhaufen wird in Richtung des Tierkreissternbildes Jungfrau (Die Jungfrau) in einer Entfernung von etwa 50 Millionen Lichtjahren gesehen. PR Foto 04a/03 (von der Wide Field Imager Kamera des ESO La Silla Observatory) zeigt eine kleine Himmelsregion nahe dem Zentrum dieses Haufens mit einigen der helleren Haufengalaxien. PR Foto 04b/03 zeigt ein Bild eines größeren Feldes (teilweise überlappend Foto 04a/03) im Licht von ionisiertem Wasserstoff – es wurde vom japanischen 8,2-m-Subaru-Teleskop auf dem Mauna Kea (Hawaii, USA) aufgenommen. Das Feld umfasst einige der großen Galaxien in diesem Haufen, zB Messier 86, Messier 84 und NGC 4388. Um die schwächsten wasserstoffemittierenden Objekte zu zeigen, die in den Randgebieten heller Galaxien eingebettet sind, wurden ihre glatten Hüllen während die Bildbearbeitung. Deshalb sehen sie auf den beiden Fotos ganz anders aus.
Es wird angenommen, dass sich Galaxienhaufen aufgrund der starken Anziehungskraft dunkler und leuchtender Materie gebildet haben. Der Virgo-Haufen gilt als relativ junger Haufen, da Untersuchungen der Verteilung seiner Mitgliedsgalaxien und Röntgenuntersuchungen von heißem Haufengas kleine „Untergalaxienhaufen“ um die großen Galaxien Messier 87, Messier 86 und Messier 49 ergeben haben Diese Unterhaufen müssen noch zu einem dichten und glatten Galaxienhaufen verschmelzen.
Der Jungfrau-Cluster ist anscheinend zigarrenförmig, mit seiner längsten Ausdehnung von etwa 10 Millionen Lichtjahren nahe der Sichtlinienrichtung – wir sehen ihn „vom Ende“.
Sterne im Intracluster-Raum
Galaxienhaufen werden von dunkler Materie dominiert. Der größte Anteil der leuchtenden (d. h. „sichtbaren“) Haufenmasse besteht aus dem heißen Gas, das den gesamten Haufen durchdringt. Jüngste Beobachtungen von „Intracluster“-Sternen haben bestätigt, dass der Virgo-Haufen neben den einzelnen Galaxien auch eine sogenannte „diffuse stellare Komponente“ enthält, die sich im Raum zwischen den Haufengalaxien befindet.
Der erste Hinweis darauf stammt aus dem Jahr 1951, als der Schweizer Astronom Fritz Zwicky (1898-1974), der am 5-m-Teleskop am Mount Palomar in Kalifornien (USA) arbeitete, die Entdeckung von diffusem Licht aus dem Raum zwischen den Galaxien in behauptete ein weiterer großer Galaxienhaufen, der Coma-Haufen. Die Helligkeit dieses Intracluster-Lichts ist 100-mal schwächer als die durchschnittliche Helligkeit des Nachthimmels am Boden (hauptsächlich verursacht durch das Leuchten von Atomen in der oberen Erdatmosphäre) und seine Messung ist selbst mit der heutigen Technologie schwierig. Wir wissen jetzt, dass dieses Intracluster-Glühen von einzelnen Sternen in dieser Region stammt.
Planetarische Nebel
In jüngerer Zeit haben Astronomen einen neuen und anderen Ansatz verfolgt, um die schwer fassbaren Intracluster-Sterne zu entdecken. Sie suchen nun nach sonnenähnlichen Sternen in ihrer letzten Sterbephase, in der sie ihre äußeren Schichten in den umgebenden Weltraum ausstoßen. Gleichzeitig enthüllen sie ihren kleinen und heißen Sternkern, der als „weißer Zwergstern“ erscheint.
Solche Objekte werden als „planetare Nebel“ bezeichnet, weil einige von ihnen in der Nähe, z. der „Hantelnebel“ (vgl. ESO PR Foto 38a/98) ähnelt in kleinen Teleskopen den Scheiben der Planeten des äußeren Sonnensystems.
Die ausgeworfene Hülle wird von dem sehr heißen Stern in seinem Zentrum beleuchtet und erhitzt. Dieser Nebel emittiert stark in den charakteristischen Emissionslinien von Sauerstoff (grün; bei den Wellenlängen 495,9 und 500,7 nm) und Wasserstoff (rot; die H-alpha-Linie bei 656,2 nm). Planetarische Nebel können von anderen Emissionsnebeln dadurch unterschieden werden, dass ihre grüne Hauptsauerstofflinie bei 500,7 nm normalerweise etwa 3 bis 5 mal heller ist als die rote H-Alpha-Linie.
Suche nach planetaren Nebeln innerhalb des Clusters
Ein internationales Astronomenteam [2] führt nun ein sehr anspruchsvolles Forschungsprogramm durch, das darauf abzielt, planetarische Nebel innerhalb des Clusters zu finden. Dazu beobachten sie die Regionen zwischen Haufengalaxien mit speziell entwickelten, schmalbandigen optischen Filtern, die auf die Wellenlänge der grünen Sauerstofflinien abgestimmt sind.
Das Hauptziel besteht darin, die Gesamteigenschaften der diffusen stellaren Komponente im nahegelegenen Virgo-Haufen zu untersuchen. Wie viel diffuses Licht kommt aus dem Intracluster-Raum, wie verteilt es sich im Cluster und woher kommt es?
Da die Sterne in dieser Region anscheinend überwiegend alt sind, ist die wahrscheinlichste Erklärung für ihre Anwesenheit in dieser Region, dass sie sich in einzelnen Galaxien gebildet haben, denen anschließend viele ihrer Sterne bei engen Begegnungen mit anderen Galaxien während der Anfangsstadien des Haufens entzogen wurden Formation. Diese „verlorenen“ Sterne wurden dann in den Intracluster-Raum verstreut, wo wir sie jetzt finden.
Die Subaru-Beobachtungen
Japanische und europäische Astronomen verwendeten die Weitfeld-Mosaikkamera Suprime-Cam am 8-m-Subaru-Teleskop (Mauna Kea, Hawaii, USA), um in einer der dichtesten Regionen des Virgo-Haufens nach intraclusteren planetarischen Nebeln zu suchen, vgl. PR-Foto 04b/03. Sie brauchten ein Teleskop dieser Größe, um solche Objekte auszuwählen und sie sicher von den Tausenden von Vordergrundsternen in der Milchstraße und Hintergrundgalaxien zu unterscheiden.
Insbesondere durch Beobachtung in zwei sauerstoff- bzw grünes und rotes Band. Die Beobachtung der schwachen H-Alpha-Emission ist sehr zeitaufwendig und kann nur mit einem großen Teleskop erfolgen.
In diesem Feld wurden etwa 40 Intracluster-Kandidaten für planetarische Nebel gefunden, die die erwarteten Intensitätsverhältnisse von Sauerstoff/H-Alpha-Linie von 3 – 5 aufwiesen, wie sie in PR Foto 04d/03 abgebildet sind. Unerwarteterweise zeigten die Daten jedoch auch eine kleine Anzahl sternförmiger Emissionsobjekte mit Sauerstoff/H-Alpha-Linien-Verhältnissen von etwa 1. Dies ist eher typisch für eine Wolke aus ionisiertem Gas um junge, massereiche Sterne – wie die sogenannten HII-Regionen in unserer eigenen Galaxie, der Milchstraße.
Es wäre jedoch sehr ungewöhnlich, solche Sternentstehungsregionen in der Intracluster-Region zu finden, sodass zur Bestätigung eindeutig spektroskopische Nachbeobachtungen erforderlich waren.
Die VLT-Messungen
Der einzige Weg, um sicherzustellen, dass diese ungewöhnlichen Objekte tatsächlich von jungen Sternen angetrieben werden, ist eine detaillierte spektroskopische Untersuchung, bei der das emittierte Licht über einen weiten Wellenlängenbereich analysiert wird. Eines der Objekte wurde auf diese Weise im April 2002 mit dem FORS2-Multimode-Instrument am 8,2-m-VLT-YEPUN-Teleskop am Paranal-Observatorium der ESO (Chile) beobachtet.
Dies war selbst für diese sehr leistungsstarke Anlage eine äußerst herausfordernde Beobachtung, die mehrere Stunden Belichtungszeit erforderte. Die Helligkeit des schwachen Objekts (der Fluss der Sauerstoff [OIII 500.7]-Linie) war vergleichbar mit der einer 60-Watt-Glühbirne in einer Entfernung von etwa 6,6 Millionen km, also etwa 17-mal weiter als der Mond.
Das aufgezeichnete (Langspalt-)Spektrum (PR Foto 04e/03) ist tatsächlich das einer HII-Region mit charakteristischen Emissionslinien von Wasserstoff, Sauerstoff und Schwefel und einer darunter liegenden blauen „Kontinuums“-Emission von heißen, jungen Sternen. Dies ist der erste konkrete Beweis dafür, dass ein Teil des ionisierten Wasserstoffgases im Intracluster-Medium in der Nähe von NGC 4388 von massereichen Sternen erwärmt wird und nicht von der Strahlung des Kerns der Galaxie.
Ein Vergleich des Spektrums mit einfachen Starburst-Modellen zeigte, dass diese HII-Region von einem oder zwei heißen und massereichen Sternen (O-Typ) „angetrieben“ wird. Das am besten passende Starburst-Modell impliziert eine geschätzte Gesamtmasse junger Sterne von etwa 400 Sonnenmassen mit einem Alter von etwa 3 Millionen Jahren. Das Objekt ist offensichtlich sehr kompakt – es ist tatsächlich in allen Bildern unaufgelöst. Der abgeleitete Radius der HII-Region beträgt etwa 11 Lichtjahre.
Junge Sterne bilden sich fernab von Galaxien
Diese kompakte Sternentstehungsregion befindet sich etwa 3,4 Bogenminuten nördlich und 0,9 Bogenminuten westlich der Galaxie NGC 4388, was einer Entfernung von etwa 82.000 Lichtjahren (projiziert) von den wichtigsten Sternentstehungsregionen dieser Galaxie entspricht. Die kleine Wolke entfernt sich mit einer beobachteten Geschwindigkeit von 2670 km/s von uns. Dies ist erheblich schneller als die mittlere Geschwindigkeit des Virgo-Clusters (ca. 1200 km/s), aber ähnlich der von NGC 4388 (2520 km/s), was darauf hindeutet, dass er wahrscheinlich zusammen mit NGC 4388 durch den Virgo-Cluster-Kern fällt, aber es kann sich während der vergleichsweise kurzen Lebensdauer seiner massereichen Sterne nicht weit bewegt haben.
Es ist nicht bekannt, ob es einst an NGC 4388 gebunden war oder noch ist, oder ob es nur zu der Umgebung gehörte, die mit dieser Galaxie in den Virgo-Haufen fiel. Auf jeden Fall ist die Existenz dieser HII-Region ein klarer Beweis dafür, dass sich Sterne in den „diffusen“ Randgebieten von Galaxien bilden können, wenn nicht sogar im Intracluster-Raum.
Aufgrund interner dynamischer Prozesse können die Sterne in diesem Objekt nicht für immer in einem dichten Haufen bleiben. Innerhalb weniger hundert Millionen Jahre werden sie sich zerstreuen und sich mit der diffusen Sternenpopulation in der Nähe vermischen. Diese isolierte Sternentstehung trägt daher wahrscheinlich zur Intracluster-Sternpopulation bei, entweder direkt oder nachdem sie sich vom Halo von NGC 4388 entfernt hat.
Diese Art der isolierten Sternentstehung trägt nicht viel zur gesamten Intracluster-Lichtemission bei – sie kann bei der derzeitigen Geschwindigkeit nur einen kleinen Bruchteil des heute in dieser Region beobachteten diffusen Lichts erklären. Möglicherweise war es jedoch in der Vergangenheit bedeutsamer, als Protogalaxien und Protogalaxiengruppen, reich an neutralem Gas und mit Gaswolken in großen Entfernungen von ihren Zentren, zum ersten Mal in den sich bildenden Virgo-Cluster fielen.
Perspektiven
Die Existenz isolierter kompakter HII-Regionen wie dieser ist wichtig als ein ganz anderer Ort der Sternentstehung als die normalerweise in Galaxien beobachteten. Die massereichen Sterne, die in solchen isolierten Wolken geboren werden, werden als Supernovae explodieren und das Virgo-Intracluster-Medium mit Metallen anreichern.
Andere mögliche – aber noch nicht spektroskopisch verifizierte – kompakte HII-Regionen in den Halos von Messier 86 und Messier 84 wurden während dieser Arbeit entdeckt. Dieser Befund stellt somit auch die derzeitige Verwendung der Leuchtkraft von planetaren Nebeln auf Emissionslinien als Entfernungsindikator in Frage; Um die bestmögliche Genauigkeit zu erzielen, müssen künftig mögliche HII-Regionen in den Proben ausgesondert werden.
Wenn kompakte HII-Regionen im Allgemeinen in Galaxien existieren, könnten sie möglicherweise die Geburtsstätten einiger der jungen Sterne sein, die heute im Halo unserer Milchstraße hoch über der Hauptebene beobachtet werden. Es sind nun Beobachtungsprogramme sowohl mit dem Subaru- als auch mit dem VLT-Teleskop geplant, um weitere dieser interessanten Objekte zu entdecken und ihre Eigenschaften zu erforschen.
Originalquelle: ESO-Pressemitteilung
