Beispiele für Bok-Globuli. Bildnachweis: SAAO. Klicken um zu vergrößern.
Unsere Sonne gibt es seit fast fünf Milliarden Jahren. Während des größten Teils ihrer Geschichte hat sich die Sonne fast so gezeigt, wie sie es heute tut – eine riesige Kugel aus strahlendem Gas und Staub, die durch die Hitze, die durch Wasserstofffusion in der Nähe ihres Kerns freigesetzt wird, zum Glühen gebracht wird. Aber bevor unsere Sonne Gestalt annahm, musste Materie aus dem interstellaren Medium (ISM) zusammengezogen und in einem Raum verdichtet werden, der klein genug war, um ein kritisches Gleichgewicht zwischen weiterer Kondensation und Stabilität zu bestehen. Dazu musste ein empfindliches Gleichgewicht zwischen nach außen ausgeübtem Innendruck und nach innen gerichteter Gravitationswirkung überwunden werden.
Im Jahr 1947 gab der Beobachtungsastronom Bart Jan Bok aus Harvard das Ergebnis jahrelanger Studien über eine wichtige Untergruppe von kalten Gasen und Staub bekannt, die oft mit ausgedehnter Nebelbildung in Verbindung gebracht werden. Bok schlug vor, dass bestimmte isolierte und unterschiedliche Kügelchen, die das Hintergrundlicht im Weltraum verdecken, tatsächlich ein Beweis für eine wichtige Vorstufe bei der Bildung protostellarer Scheiben waren, die zur Geburt von Sternen wie unserer Sonne führten.
Nach Boks Ankündigung tauchten viele physikalische Modelle auf, um zu erklären, wie Bok-Kügelchen zu Sternen werden könnten. Typischerweise beginnen solche Modelle mit der Vorstellung, dass Materie in Regionen des Weltraums zusammenkommt, in denen das interstellare Medium besonders dicht (in Form von Nebel), kalt ist und dem Strahlungsdruck benachbarter Sterne ausgesetzt ist. Irgendwann kann genug Materie in einem Bereich kondensieren, der klein genug ist, dass die Gravitation den Gasdruck überwindet und die Waage zugunsten der Sternentstehung kippt.
Laut dem am 10. Juni 2005 veröffentlichten Papier „Near Infrared Imaging Survey of Bok Globules: Density Structure“ legen Ryo Kandori und ein Team von vierzehn weiteren Forschern „an, dass eine fast kritische Bonner-Ebert-Kugel die kritische Dichte sternloser Kügelchen charakterisiert“.
Das Konzept einer Bonner-Ebert-Kugel geht auf die Idee zurück, dass innerhalb einer idealisierten Gas- und Staubwolke ein Kräftegleichgewicht bestehen kann. Es wird angenommen, dass eine solche Kugel eine konstante innere Dichte aufweist, während das Gleichgewicht zwischen dem durch Gase einer bestimmten Temperatur und Dichte verursachten Expansionsdruck und dem gravitativen Einfluss ihrer Gesamtmasse, unterstützt durch jeden Gas- oder Strahlungsdruck benachbarter Sterne, aufrechterhalten wird. Dieser kritische Zustand bezieht sich auf den Durchmesser der Kugel, ihre Gesamtmasse und die Druckmenge, die durch die latente Wärme in ihr erzeugt wird.
Die meisten Astronomen haben angenommen, dass sich das Bonner-Ebert-Modell – oder eine Variation davon – letztendlich als zutreffend erweisen würde, wenn es darum ging, den Punkt zu beschreiben, an dem eine bestimmte Bok-Kugel die Grenze überquert und zu einer protostellaren Scheibe wird. Heute haben Ryo Kandori et al. genügend Beweise aus einer Vielzahl von Bok-Globuli gesammelt, um stark darauf hinzuweisen, dass diese Vorstellung richtig ist.
Das Team begann mit der Auswahl von zehn Bok-Globuli für die Beobachtung basierend auf der kleinen scheinbaren Größe, der nahezu kreisförmigen Form, der Entfernung zum benachbarten Nebel, der Nähe zur Erde (weniger als 1700 LYs entfernt) und der Zugänglichkeit zu nahe gelegenen Infrarot- und Radiowellen-Sammelinstrumenten sowohl auf der Nord- als auch auf der Südhalbkugel. Aus einer Liste von fast 250 solcher Globuli wurden nur diejenigen aufgenommen, die die oben genannten Kriterien erfüllten. Unter den Ausgewählten wies nur einer auf eine protostellare Scheibe hin. Diese eine Scheibe hatte die Form einer Punktquelle von Infrarotlicht, die während einer von IRAS (Infrared Astronomy Satellite – einem Gemeinschaftsprojekt der USA, Großbritanniens und der Niederlande) durchgeführten Himmelsdurchmusterung entdeckt wurde. Alle zehn Kügelchen befanden sich in stern- und nebulosreichen Regionen der Milchstraße.
Nachdem die Kandidaten für die Bok-Globuli ausgewählt waren, unterzog das Team jeden von ihnen einer Reihe von Beobachtungen, um ihre Masse, Dichte, Temperatur, Größe und, wenn möglich, den Druck zu bestimmen, den das ISM und das benachbarte Sternenlicht auf sie ausübten. Eine wichtige Überlegung war, ein Gefühl dafür zu bekommen, ob es irgendwelche Dichteunterschiede in der gesamten Globuli gab. Das Vorhandensein eines einheitlichen Drucks ist besonders wichtig, wenn es darum geht, zu bestimmen, welches von einer Vielzahl von theoretischen Modellen am besten auf die Zusammensetzung der Module selbst abgebildet wird.
Mit einem bodengestützten Instrument (dem 1,4-Meter-IRSF am South African Astronomical Observatory) in den Jahren 2002 und 2003 wurde Nahinfrarotlicht in drei verschiedenen Bändern (J, H und K) von jedem Kügelchen bis zur Stärke 17 plus gesammelt. Die Bilder wurden dann integriert und mit Licht verglichen, das aus der Hintergrundsternregion stammte. Diese Daten wurden mehreren Analysemethoden unterzogen, um es dem Team zu ermöglichen, die Dichte von Gas und Staub in jedem Kügelchen bis auf das Auflösungsniveau abzuleiten, das durch die Sichtbedingungen unterstützt wird (ungefähr eine Bogensekunde). Diese Arbeit stellte im Wesentlichen fest, dass jedes Globuli basierend auf seiner projizierten dreidimensionalen Verteilung einen einheitlichen Dichtegradienten aufwies. Das Bonner-Ebert-Kugelmodell sah sehr gut aus.
Das Team beobachtete auch jede Globuli mit dem 45-Meter-Radioteleskop des Nobeyama-Radioobservatoriums in Minamisaku, Nagano, Japan. Die Idee hier war, spezifische Radiofrequenzen zu sammeln, die mit angeregtem N2H+ und C18O verbunden sind. Durch die Betrachtung der Unschärfe in diesen Frequenzen konnte das Team die Innentemperatur jedes Kügelchens bestimmen, die zusammen mit der Dichte des Gases verwendet werden kann, um den Gasdruck im Inneren jedes Kügelchens anzunähern.
Nach dem Sammeln der Daten, der Analyse und der Quantifizierung der Ergebnisse stellte das Team fest, dass sich mehr als die Hälfte der sternlosen Kügelchen (7 von 11 Quellen) in der Nähe des kritischen Zustands (Bonner-Ebert) befinden. Daher vermuten wir, dass eine nahezu kritische Bonner-Ebert-Kugel die typische Dichtestruktur sternloser Kügelchen charakterisiert.“ Darüber hinaus stellte das Team fest, dass drei Bok-Globuli (Coalsack II, CB87 & Lynds 498) stabil sind und sich eindeutig nicht in der Sternentstehung befinden, vier (Barnard 66, Lynds 495, CB 161 & CB 184) befinden sich in der Nähe des stabilen Bonner- Ebert-Staat, tendiert jedoch nach diesem Modell zur Sternentstehung. Schließlich bewegen sich die verbleibenden sechs (FeSt 1-457, Barnard 335, CB 188, CB 131, CB 134) eindeutig auf den Gravitationskollaps zu. Zu diesen sechs „Sternen im Entstehen“ gehören die Kügelchen CB 188 und Barnard 335, von denen bereits bekannt ist, dass sie protostellare Scheiben besitzen.
An einem relativ wolkenlosen Tag braucht es nicht viel Instrumentierung, um zu beweisen, dass ein sehr einzigartiger und wichtiger 'Bok-Globulus', der vor etwa 5 Milliarden Jahren existierte, es geschafft hat, den Ausschlag zu geben und ein Star im Werden zu werden. Unsere Sonne ist ein feuerfester Beweis dafür, dass Materie – einmal ausreichend verdichtet – einen Prozess in Gang setzen kann, der zu einigen außergewöhnlichen neuen Möglichkeiten führt.
