Massenobergrenze für Sterne entdeckt

se Emission um die MIPS-Quelle (siehe
Abb.). Die vier Bilder zeigen die Region
im Blauen (BW ), Grünen (G), Roten (R)
und nahen Infrarotlicht (Ir). Das Kreuz
markiert die Position der mit dem Weltraumteleskop SPITZER gefundenen Infrarotquelle. Die ausgedehnte Emission der
Wolke ist am besten im BW-Filter auszumachen, in den anderen Wellenlängenbereichen dominieren die zwei Galaxien
A und B. Durch die Rotverschiebung von
z ~ 2.7 wird die Lyman- a-Linie in den
durch den BW-Filter abgedeckten Bereich
verschoben. Auf dem Bild des Ir-Bandes
sind die Konturen einer Schmalbandaufnahme bei 445 nm überlagert, die ebenfalls die Lyman- a -Linie zeigt.
Atomarer Wasserstoff
Die am K ECK-Teleskop gewonnenen
Spektren ergaben, dass die beobachtete
Strahlung fast ausschließlich von einer
Emissionslinie des atomaren Wasserstoffs herrührt. Diese so genannte Lyman-a-Linie entsteht beim Übergang
des Elektrons im Wasserstoffatom
vom ersten angeregten Zustand in den
Grundzustand. Normalerweise wird Lyman-a-Emission in intergalaktischen
Wolken durch das Licht von im Hintergrund befindlichen Quasaren angeregt.
Das scheint bei SST24 nicht die Ursache
zu sein. Vielmehr kommt der entdeckte
AGN als anregende Quelle in Frage. Dieser befindet sich in der Lyman-a-Wolke,
jedoch nicht exakt in ihrem Zentrum.
Desweiteren gibt es noch eine Galaxie
am nördlichen Rand der Wolke, die mit
dieser offenbar assoziiert ist und gerade eine Phase aktiver Sternentstehung
durchgemacht hat.
Somit scheinen die Forscher eine Region mit verschiedenen Stadien der Galaxienentstehung gefunden zu haben.
Mit einem Durchmesser von ca. 200 Kiloparsec – das entspricht fast 700 000
Lichtjahren – wäre SST 24 groß genug,
um unser Milchstraßensystem und ihre
näheren Begleiter wie etwa die Magellanschen Wolken zu umschließen. Aus
den Spektren der Lyman-a-Linie konnten die Forscher die Geschwindigkeitsverteilung des Gases in der Wolke bestimmen und daraus die Masse des Sys-
Massenobergrenze
für Sterne entdeckt
Aus Beobachtungen des Sternhaufens Arches, die mit dem Weltraumteleskop HUBBLE gelangen, schließt ein Astronom, dass es eine
obere Grenze für die Masse von Sternen gibt.
Seit langem weiß man, dass es für normale Sterne eine untere Massengrenze
gibt, die bei etwa 0.0072 Sonnenmassen
liegt. Bei Objekten mit geringerer Anfangsmasse genügt die im Zentrum erreichte Temperatur nicht, um die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium in
Gang zu setzen, und so bildet sich in
diesem Fall ein sehr leuchtschwacher
Brauner Zwerg.
Die plausible Frage, ob es auch eine
obere Sternmasse gibt, entzieht sich
bis heute unserer Kenntnis. Zum einen
weist die Theorie massereicher Sterne
erhebliche Unsicherheiten auf; andererseits sind Beobachtungen dieser Objekte schwierig, da äußerst massereiche
Sterne sehr selten sind. Donald Figer
vom Space Telescope Science Institute
(STScI) in Baltimore ist es nun mit Hilfe einer detaillierten Untersuchung des
jungen Kugelsternhaufens Arches (siehe
Abb. 1 auf Seite 20) gelungen, eine Antwort auf diese Frage zu finden (Nature
434, 192 [2005]).
Für Sternhaufen wird allgemein angenommen, dass alle Mitglieder zur gleichen Zeit entstanden sind und zunächst
dieselbe chemische Zusammensetzung
aufweisen. Allerdings unterscheiden sie
sich in ihrer Anfangsmasse. Dominant
sind schwach leuchtende und kühle
Rote Zwergsterne. Je größer die Masse,
desto seltener sind jedoch entsprechende Sterne. Auf jeweils tausend Zwergsterne kommt lediglich ein Stern mit einer Anfangsmasse von 20 Sonnenmassen, Sterne mit größeren Massen sind
noch seltener.
Um für eine Studie dieser Objekte
genügend Sterne großer Masse erwarten zu können, werden sehr masse- und
sternreiche Haufen als Studienobjekte
benötigt. Im Gegensatz etwa zu unserer
Sonne, der Astronomen eine Lebenserwartung von etwa zehn Milliarden Jahren zuschreiben, weisen massereiche
Sterne nur eine kurze Lebensspanne auf.
Ein Stern mit zehn Sonnenmassen wird
nur mehrere Millionen Jahre alt. Den-
tems ableiten. Diese beträgt etwa 6 
1012 Sonnenmassen und ist damit mehr
als fünf Mal so groß wie diejenige unseres Milchstraßensystems.
Bislang ist die Ursache für die Anregung der Lyman-a-Emission der Wolke
nicht vollständig geklärt. Den Berechnungen der Gruppe um Dey zufolge
kann die mit dem AGN assozierte Infrarotquelle nur knapp ein Fünftel der dazu
benötigten Energie aufbringen. Auch die
im Feld befindlichen Galaxien scheiden
als anregende Quellen aus, da Galaxie A
keine Emission im UV-Bereich zeigt und
Galaxie B viel zu weit hinter der Wolke
liegt. Eine weitere Möglichkeit wäre die
Anregung durch viele, über die gesamte Wolke verteilte Quellen, die aufgrund
der begrenzten Empfindlichkeit und
Auflösung der Aufnahmen nicht nachgewiesen werden können. Die wahrscheinlichste Ursache ist nach Angabe
der Forscher aber der Kollaps der Wolke.
Dabei sollen Schockwellen im sich zusammen ziehenden Gas entstehen, die
dann die Emission der Lyman-a-Linie
anregen.
STEPHAN BIRKMANN
noch sind diese Sterne besonders interessant.
Zum einen reichern sie das Interstellare Medium einer Galaxie mit schweren chemischen Elementen an, die der
Stoff für Planeten und eine nachfolgende Sterngeneration sind. Zum anderen
prägen die energiereiche Strahlung massereicher Sterne und die Explosionsenergie bei ihrem dramatischen Ende
als Supernovae die Dynamik des Interstellaren Mediums. Außerdem ist die
Leuchtkraft der Galaxien im Wesentlichen durch massereiche Sterne gegeben.
Das erklärt die Notwendigkeit der Bestimmung der potentiellen Grenzmasse
von Sternen.
Geeigneter Kandidat
Der von Figer ausgewählte Sternhaufen
Arches ist aufgrund seines Alters und seiner großen Masse für die Untersuchung
bestens geeignet (siehe auch SuW 4/2003,
S. 17). Die Sterne des Haufens sind mit
etwa zwei Millionen Jahren so jung, dass
selbst solche mit Massen von bis zu 500
Sonnenmassen noch darin vorhanden
sein müssten. Andererseits ist der Haufen
alt genug, so dass er nicht durch Reste der
ursprünglichen Molekülwolke verdeckt
ist. Der Haufen Arches ist auch aufgrund
seiner Entfernung ein gutes Studienobjekt.
Er ist so nah gelegen, dass seine Sterne mit Hilfe von Bilddaten der Nah-IRKamera NICMOS des Weltraumteleskops
STERNE UND WELTRAUM
August 2005
19
STERNE UND WELTRAUM
August 2005

20

Abb. 2: Häufigkeitsverteilung
der Sterne im Kugelsternhaufen
Arches, aufgetragen gegen ihre
Masse. Die beiden Linien stellen Anpassungen an die Daten
der größten vier Massenbereiche dar. Die eine hat eine Steigung entsprechend den Daten
(blaue Linie), die andere ist die
Salpeter-Anfangsmassenfunktion (rote Linie). In beiden Fällen
ist ein klares Defizit an Sternen
mit Anfangsmassen größer als
150 Sonnenmassen zu erkennen,
dargestellt durch die schraffierten Flächen. (Bild: D. Figer)
2.0
lg [Sternhäufigkeit pro Massenbereich]
HUBBLE aufgelöst werden können. Ein
Nachteil ist lediglich die Nähe des Haufens zum Galaktischen Zentrum, denn es
ist eine von dichten Staubwolken verhüllte Region. Daher muss auf den längerwelligen Bereich zurückgegriffen werden, da
dieser weniger anfällig für Absorption
durch Staub in der Galaktischen Ebene
ist. Berücksichtigt man dies, so lassen
sich Helligkeiten der einzelnen Sterne bestimmen.
Unter Zuhilfenahme von Sternentwicklungsrechnungen kann nun auf deren ursprüngliche Masse rückgerechnet
werden. Trotz gewisser Schwierigkeiten
der Modellierung der Lebenswege der
Mitgliedssterne von Arches stellen diese vermutlich eine gute Näherung dar.
Durch Auftragen der Häufigkeiten gegenüber den Anfangsmassen der Sterne
gelang es Figer, die so genannte Anfangsmassenfunktion zu ermitteln (Abb. 2).
Die blaue Gerade durch die vier Messpunkte mit den höchsten Anfangsmassen ist eine statistische Anpassung an die
Daten. Die rote Linie ist die in den fünfziger Jahren von Edwin Salpeter von der
Cornell University in Ithaca (New York)
bestimmte Anfangsmassenfunktion, die
bis heute einen Standard darstellt. Diesen Anpassungen Figers zufolge sollten
zwischen 18 und 33 Sterne mit Massen
oberhalb von 150 Sonnenmassen vorhanden sein, die sich jedoch nicht auffinden lassen. Außerdem lassen sie erwarten, dass Sterne mit Massen bis hinauf zu 500 oder gar 1100 Sonnenmassen
Abb. 1: Der Sternhaufen Arches
aufgenommen im nahen Infrarot
mit den Instrumenten NAOS/CONICA am Very Large Telescope (VLT)
der Europäischen Südsternwarte
(ESO). Die Auflösung beträgt 86
Millibogensekunden. (Bild: Andrea Stolte et al.)
1.5
1.0
0.5
0
1.0
1.5
2.0
lg [Masse in Sonnenmassen]
existieren sollten. Tatsächlich scheint
es jedoch eine Grenze zu geben, die Figer anhand der Daten auf etwa 150 Sonnenmassen schätzt. Aus Simulationen
schließt er, dass die Wahrscheinlichkeit,
dass es keine obere Massengrenze gibt,
hingegen nur ein Millionstel Prozent beträgt.
Verborgene Mehrfachsterne?
Doch wie sind die bereits existierenden
Beobachtungen von Sternen mit Massen von mehr als 150 Sonnenmassen mit
dieser Entdeckung vereinbar? Figer argumentiert hier mit den großen Fehlern der
2.5
3.0
Massenbestimmung. Bei einigen der Kandidaten könnte es sich um verborgene
Mehrfachsysteme handeln. Möglich wäre
auch, dass derartige Sterne durch eine
kürzlich stattgefundene Verschmelzung
mit anderen Sternen quasi verjüngt wurden. Unterstützt wird seine Entdeckung
durch eine Studie des Sternhaufens R 136
in der Großen Magellanschen Wolke, die
jedoch auf einer geringeren Anzahl von
Sternen beruht. Nun stehen die Theoretiker vor der Herausforderung, Figers Resultat mit Hilfe von Modellrechnungen
genauer unter die Lupe zu nehmen.
MARC SCHARTMANN