Entstehung massereicher Sterne Massive Star Formation

Jahrbuch 2007/2008 | Beuther, Henrik | Entstehung massereicher Sterne
Entstehung massereicher Sterne
Massive Star Formation
Beuther, Henrik
Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg
Korrespondierender Autor
E-Mail: [email protected]
Zusammenfassung
Die
Früehstadien
massereicher
Sterne
sind
w eitaus
w eniger
erforscht
als
die
von
masseärmeren
sonneähnlichen Objekten. Massereiche Sterne sind w esentlich seltener, haben kuerzere Entw icklungszeiten,
sind im Durchschnitt w eiter entfernt als typische massearme Sternentstehungsregionen, und entstehen fast
immer in Sternhaufen. Sie stellen daher erhebliche Anforderungen an das Auflösungsvermögen und die
Empfindlichkeit der Beobachtungsinstrumente. Die neuen Interferometer im (Sub-)Millimeterbereich erlauben
es heute auch entferntere Sternentstehungsregionen mit hoher räumlicher Auflösung und ausreichender
Empfindlichkeit
zu
untersuchen.
Auf
diese
Weise
gelangen
interessante
Einblicke
in
mehrere
Entstehungsgebiete massereicher Sterne, darunter die berühmte Region Orion KL.
Summary
Massive stars are much rarer and they form much faster than low -mass stars – w hich is w hy it is quite unlikely
to be able to observe their early stages. In addition, all regions w ith massive young stars are at a greater
distance from our solar system, resulting in stringent requirements for the resolution and sensitivity of the
instruments used for observation. How ever, today the new interferometers in the sub-millimeter and millimeter
range enable the investigation of more distant star formation regions at high spatial resolution and sufficient
sensitivity. An international team lead by MPIA managed to gain interesting insights into several massive starforming regions, including the famous Orion KL region.
Für die Dynamik, Physik und Chemie des interstellaren Mediums sind massereiche Sterne trotz ihrer Seltenheit
von großer Bedeutung. W ährend ihrer ungefähr 100.000 Jahre dauernden Entstehungsphase erzeugen sie
intensive Teilchenw inde und Jets, anschließend geben sie im Laufe ihres 4 bis 40 Millionen Jahre w ährenden
Lebens energiereiche, ionisierende UV-Strahlung ab. Und in der Endphase reichern sie durch starke W inde und
Supernova-Explosionen das interstellare Medium mit schw eren Elementen an.
Viele Fragen zur Entstehung massereicher Sterne sind noch offen. Die einfachste Annahme ist, dass der
Prozess ihrer Entstehung lediglich eine hochskalierte Version der Vorgänge bei massearmen Sterne ist. Das
erscheint jedoch aus folgendem Grund problematisch. Sterne mit mehr als etw a acht Sonnenmassen strahlen
schon w ährend ihrer Entstehungsphase so viel Energie ab, dass der Strahlungsdruck auf das umgebende
Material aus Staub und Gas dessen Kollaps abbremsen muss. W ären die Akkretionsraten für Sterne aller
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Massen gleich, dann w ürde dieser Strahlungsdruck die Entstehung massereicher Sterne völlig verhindern.
In den letzten Jahren sind verschiedene Wege zum Umgehen dieses Hindernisses vorgeschlagen w orden. Das
Entstehungsschema massearmer Sterne ließe sich im Wesentlichen beibehalten, w enn die Akkretionsraten
stark mit der Masse des sich bildenden Sterns zunähmen. Dann w ürde der Strahlungsdruck das W achstum des
Sterns nicht bremsen können. Ein alternativer Ansatz folgt aus der Beobachtung, dass massereiche Sterne
immer in kompakten Haufen Hunderter oder Tausender Sterne geringer Masse entstehen. Möglicherw eise sind
in solchen Sternhaufen die Sterne anfänglich so dicht beisammen, dass Sterne mittlerer und kleiner Masse
miteinander kollidieren und zu massereicheren Sternen verschmelzen können. In einem solchen Szenario
könnten sich allerdings keine stabilen Scheiben um die anw achsenden Sterne halten. Die Suche nach
Akkretionsscheiben um junge massereiche Sterne gehört daher zu den vornehmlichen Zielen in diesem
Forschungsbereich.
Frühe Beobachtungen mit geringer räumlicher Auflösung lieferten erste Hinw eise auf bipolare molekulare
Ausflüsse
aus
massereichen
Sternentstehungsregionen. Dies
w urde
als
Indiz
für die
Existenz
von
Akkretionsscheiben gedeutet. Doch obw ohl der Kenntnisstand über massereiche Ausflüsse in den letzten
Jahren stark zugenommen hat, bleiben viele Details ungeklärt. Es gibt bislang noch zu w enige Daten mit hoher
räumlicher Auflösung, um die vorhandenen Ergebnisse besser einzuordnen.
Darum
w erden
nun
w eitere
Beobachtungen
von
Sternentstehungsregionen
mit
Interferometern
vorgenommen. Im Millimeterbereich steht hierfür die Anlage auf dem Plateau de Bure zur Verfügung, seit
kurzem arbeitet auch das Sub Millimeter Array (SMA) auf Haw aii. Mit diesen hochauflösenden Anlagen lassen
sich Emissionslinien vieler chemischer Verbindungen gleichzeitig beobachten. Sie geben Aufschluss über
w ichtige physikalische Größen w ie Dichte und Temperatur des Gases und erlauben Rückschlüsse auf Kinematik
und Dynamik des Mediums. Schließlich ist es auch interessant, das komplexe chemische Netzw erk in
Sternentstehungsgebieten zu studieren und nach Entw icklungsprozessen zu suchen.
Extrem junge, protostellare Objekte in IRDC 18223-3...
Bei der Entstehung massereicher Sterne lassen sich vier Phasen unterscheiden. Anfangs entsteht durch
Verdichtung im Innern einer Staubw olke ein noch sternloser Kern, dann ein Protostern geringer bis mittlerer
Masse, der Materie aus der Umgebung aufsammelt (akkretiert). Dadurch w ächst in der dritten Phase der
massereiche Protostern (mit mehr als acht Sonnenmassen) heran, der schließlich als Hauptreihenstern auftritt
(vierte Phase) und die Mutterw olke aufzulösen beginnt. Die massereichen Protosterne, die immer noch tief in
ihre molekulare Wolke eingebettet sind (hauptsächlich in Phase drei), bilden heiße molekulare Kerne um sich
herum
aus,
die
vermutlich
mit
kompakten
HII-Regionen
einhergehen.
Beobachtungen
in
jüngerer
Vergangenheit haben hierbei zu einer Unterscheidung zw ischen hyperkompakten (Radius kleiner als 0.01 pc)
und ultrakompakten HII-Regionen (Radius kleiner als 0.1 pc) geführt.
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Aufna hm e de r Dunk e lwolk e IR DC 18223-3 m it de m
W e ltra um te le sk op Spitze r be i 8µm W e lle nlä nge . Die Konture n
ge be n die Inte nsitä t be i 1.2 m m wie de r, wie sie be i
Be oba chtunge n m it e ine m Einze lte le sk op ge wonne n wurde n
[1]
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Diese unterschiedlichen Stadien lassen sich nur schw er identifizieren und charakterisieren, w eil sie im
verborgenen Innern der dichten Staubw olken durchlaufen w erden. Auf der Suche nach Objekten, die sich in
der ersten Phase ihrer Entstehung befinden, w urden die Astronomen auf eine etw a 12.000 Lichtjahre
entfernte Region mit der Bezeichnung IRDC 18223-3 aufmerksam (Abb. 1); IRDC steht für Infrared Dark Cloud.
Sie befindet sich südlich von einer mit dem Satelliten Iras entdeckten Infrarotquelle innerhalb einer länglichen
Staubw olke und w ar dort durch Emission bei 1.2 mm Wellenlänge aufgefallen. Beobachtungen von NH 3 ließen
auf eine Temperatur von 33 K schließen, w ie man es für ein sehr junges Sternentstehungsgebiet erw artet.
Die Astronomen beobachteten IRDC 18223-3 mit dem IRAM Plateau de Bure Interferometer bei 3mm
Wellenlänge, ergänzt w urden die Daten durch Beobachtungen mit dem Weltraumteleskop Spitzer zw ischen
3.6 und 8 µm. W ie Abbildung 2 zeigt, ließ sich im mittleren Infrarot kein protostellarer Kern nachw eisen,
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w ährend sich im Millimeterbereich eine längliche Verdichtung mit einer Ost-West-Ausdehnung von 28 000 AE
abzeichnet, deren visuelle Extinktion bis zu einem Faktor 1000 beträgt. Die hierin enthaltene Masse beträgt
einige hundert Sonnenmassen. Sehr w ahrscheinlich handelt es sich bei IRDC 18223-3 um eine massereiche
Gaskondensation in einem sehr frühen Entw icklungsstadium.
Übe rla ge rung von dre i Spitze r-Aufna hm e n be i de n
W e lle nlä nge n 3.6 µm (bla u), 4.5 µm (grün) und 8 µm (rot).
Die Konturda rste llung ze igt die Em ission be i 3 m m
W e lle nlä nge [1]
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In Abbildung 2 sind w estlich und östlich der Millimeterquelle auf der Spitzer-Aufnahme bei 4.5 µm Wellenlänge
helle, grün kodierte Gebiete erkennbar. Wahrscheinlich handelt es sich hierbei um Linienemission von H 2 und
CO, angeregt von einem bipolaren Ausfluss. Eventuell gibt es in dieser Region sogar mehrere Ausströmungen,
w ie andere Emissionsgebiete in dieser Aufnahme andeuten.
Spektroskopische Untersuchungen der Linienemission von
N2 H+ mit Iram lieferten zudem Hinw eise auf eine Zunahme der Geschw indigkeitsdispersion im Zentralgebiet
der Millimeterquelle. Ob es sich hierbei um Turbulenz, Rotation, Ein- oder Ausflüsse handelt, ließ sich noch nicht
feststellen und erfordert w eitere Beobachtungen. Aber diese Kinematik lässt ebenfalls auf das Einsetzen von
Sternentstehung schließen. Auch ein Vergleich der bei 3 mm ermittelten Masse mit der Virialmasse spricht für
eine kontrahierende Gasw olke.
Damit sprechen mehrere Indizien dafür, dass es sich bei der Millimeterquelle IRDC 18223-3 um ein extrem
junges, protostellares Objekt handelt. Es ist vermutlich noch recht massearm, sitzt aber tief in einem
Molekülw olkenkern, aus dem es sehr viel Masse ansammelt, w obei es sich zu einem massereichen Stern
entw ickeln w ird.
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a ) Die Ste rne ntste hungsre gion BN/KL im O rion lie gt in de r
Nä he de r Tra pe zste rne ; b) e in k le ine re r Be re ich im infra rote n
Licht de r Em ission von H 2; c) die im R a hm e n de r hie r
be schrie be ne n Arbe it e rha lte ne Ka rte von O rion KL im
Subm illim e te rk ontinuum , a ufge nom m e n m it de m SMA [2]
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... und in Orion KL
Ganz oben auf der Liste bekannter Entstehungsgebiete massereicher Sterne steht Orion KL im Orionnebel. Mit
einer Entfernung von 1.360 Lichtjahren ist es auch das nächst gelegene Entstehungsgebiet massereicher
Sterne (Abb. 3).
Die Region Orion KL besitzt einen „heißen Kern“ mit Temperaturen von einigen hundert Kelvin, der reich an
teils sehr komplexen organischen Molekülen ist. Er lässt sich im Millimeter- und Submillimeterbereich
nachw eisen und besteht aus einer Reihe von Verdichtungen in etw a einer Bogensekunde Entfernung von der
Radioquelle I. Daneben gibt es in dieser Region einen Haufen mit mehreren Infrarotquellen, und mindestens
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zw ei Ausflüsse ließen sich dort bislang nachw eisen. Deren Quellen konnten noch nicht eindeutig identifiziert
w erden, als Kandidaten gelten das genannte Objekt I, eine neue submm Quelle SMA1, sow ie eine
Infrarotquelle mit der Bezeichnung n, die auch im Radiobereich nachw eisbar ist und dort die Bezeichnung 1
trägt.
Die ne ue Ka rte de r Kontinuum se m ission be i 440 µm (re chts)
im Ve rgle ich zu frühe re n Be oba chtunge n m it de m SMA be i 850
µm (link s) [2]. Ein we se ntliche r Unte rschie d be ste ht in de r
stä rk e re n Em ission um die Q ue lle I im Ve rgle ich zu de m
he iße n Ke rn be i de r größe re n W e lle nlä nge . Be i de n jüngste n
Be oba chtunge n lie ß sich die Linie ne m ission um 440 µm
zwische n de r Kontinuum e m ission be i de r Q ue lle I und SMA1
rä um lich tre nne n [3].
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Diese interessante Region w urde mit dem Sub-Millimeter-Array (SMA) auf Haw aii erstmals bei einer
Wellenlänge von 440 µm mit hoher Auflösung studiert (Abb. 4). Für diese Messung w urden zum ersten Mal
sechs Teleskope bei dieser Wellenlänge mit Basislinien zw ischen 16 und 68 Metern interferometrisch
zusammengeschaltet.
Spe k tra le Ene rgie ve rte ilung de r Q ue lle 1, die sich a m be ste n
a ls Fre i-fre i-Stra hlung plus Sta ube m ission be schre ibe n lä sst
[3].
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Die spektrale Energieverteilung der Quelle sollte nun Aufschluss über deren Entw icklungsstand geben. Hierbei
kam den mit dem SMA gemessenen Flüssen bei 345 und 690 GHz eine besondere Bedeutung zu, w ie
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Abbildung 5 demonstriert. Sie erlaubten es, zw ischen mehreren Modellen für die Quelle 1 zu unterscheiden.
Die Daten lassen sich am besten mit der Annahme erklären, dass die gemessene Strahlung eine Mischung aus
Frei-frei-Strahlung von Elektronen und Protonen bei niedrigen Frequenzen und von thermischer Staubemission
bei hohen Frequenzen ist. Das ist typisch für einen tief in einer Staubw olke eingebetteten protostellaren Kern.
Anders sieht die Situation bei einer w eiteren entdeckten Quelle, SMA 1, aus. Sie ist keine Fortsetzung des
heißen Kerns, w ie mehrfach vermutet w urde, sondern eine separate Einzelquelle. Da dieses Objekt w eder im
Infraroten noch bei Zentimeterw ellenlängen nachgew iesen w erden konnte, handelt es sich vermutlich um
eines der jüngsten Objekte in diesem Haufen.
Em issione n e inige r Mole k üle in O rion KL [4].
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Neben der Kontinuumsemission konnten bei 865 und 440 µm zudem w eit über 100 Emissionslinien
nachgew iesen w erden, deren Identifikation teilw eise noch aussteht. Abbildung 6 zeigt die Emissionen einiger
Moleküle in Orion KL. Ein Ergebnis ist: Höher angeregte Linien um 440 µm erscheinen intensiv bei Quelle 1,
w as auf eine hohe Temperatur hindeutet. Insbesondere w ar es möglich, aus der Emission von CH 3 CN (37 K–
36 K) die Temperatur sow ohl in Quelle 1 als auch in SMA 1 und dem heißen Kern genauer abzuleiten. Es ergab
sich ein Wert von 600 K mit einer Unsicherheit von 200 K. Dieser Temperaturw ert liegt einige hundert Kelvin
höher als nach früheren Abschätzungen. Das lässt sich damit erklären, dass die beobachteten, sehr
hochfrequenten Spektrallinien von w ärmerem Gas stammen als die niederfrequenten Linien früherer
Beobachtungen.
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Be ispie le für m ögliche Ak k re tionssche ibe n, die junge ,
m a sse re iche Ste rne um ge be n: a ) Em ission de s Mole k üls
HC O O C H 3 in Ira s 18089-1732, b) C H 3O H in Ira s 23151+5912,
c) O bje k t G29.96 in HN3C ; d) C 34S in Ira s 20126+4104
(C e sa roni e t a l.), e ) Em ission von H 218O in AFGL 2591 (va n
de r Ta k e t a l. 2006). Die Me ssunge n zu a ), b) und c)
e ntsta m m e n Arbe ite n a us de m MP IA. In a lle n Ka rte n sind die
bla u- und rotve rschobe ne n Em issionsa nte ile fa rblich
ge k e nnze ichne t [5 -9].
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Eine der w ichtigsten Motivationen für die hoch aufgelöste Beobachtung von Molekülemission ist der Nachw eis
von Akkretionsscheiben um massereiche (Proto-)Sterne. In jüngster Zeit ließen sich bei einigen w enigen
Objekten Hinw eise dafür finden. Einige Beispiele zeigt Abbildung 7; zum Beispiel fanden italienische
Astronomen eine Scheibe um die Infrarotquelle Iras 20126+4104, in der sie Kepler Rotation nachw eisen
konnten (Abb. 7d). Das Problem besteht darin, die Emission der Scheibe von der anderer Komponenten, z.B.
Ausströmungen und dem umgebenden Wolkenkern, zu trennen. Die Chemie des Protosterns verändert sich
außerdem mit dessen Alter, d.h. dass sich eine und dieselbe Molekülsorte nicht für alle Scheiben als Indikator
eignet. .
Die
ersten
Versuche
belegen
das
große
Potenzial
interferometrischer
Beobachtungen
von
Entstehungsgebieten massereicher Sterne im Submillimeter- und Millimeterbereich. Die große Bandbreite
moderner Empfänger ermöglicht viele Moleküle, die als Indikator für unterschiedliche räumliche Gebiete dienen,
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gleichzeitig zu beobachten.
Alle hier beschriebenen Projekte stellen erste Schritte dar, da die frühesten Stadien massereicher Sterne zu
den am w enigsten erforschten Entw icklungsstadienzählen, die erst kürzlich durch die Infrarotsatelliten ISO,
MSX und Spitzer in signifikanter Anzahl der Beobachtung zugänglich w urden. Das Studium der Chemie der
heißen molekularen Kerne ist ein w ichtiges Fundament der Astronomie. Es bildet die Basis für zukünftige
Studien der Astrobiologie, also der Suche nach komplexen Molekülen im Weltraum, die für das Leben
notw endig sind. Die Tatsache, dass das MPIA im September 2007 eine große internationale Konferenz zu
diesem Thema in Heidelberg organisierte, spiegelt die zunehmende Bedeutung der Erforschung der
Entstehung massereicher Sterne w ider.
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