Gas: Der Bauplan der Sternentstehung

Wir haben Hunderttausende von hypothetischen einzelnen Gaswolken im Universum erforscht, die gravitativ zusammenfallen und neue Sterne knacken. Das ist nur ein Beispiel dafür, wie Sterne gebildet werden. Wie ist die Verteilung von Sternen und Gas in der gesamten Milchstraße?

Wie wir wissen, kann die Milchstraße in ihre Scheibe und ihre zentrale Ausbuchtung unterteilt werden - in die virtuelle und in das Eigelb, wenn Sie möchten. Die Scheibe der Galaxie ist der Ort, an dem sich die meisten der für die Bildung neuer Sterne verantwortlichen dichten Gasreservoirs befinden, und dies sind sogenannte Giant Molecular Clouds (GMCs). Sie werden als "Riese" bezeichnet, weil sie groß sind und einige hundert Parsecs umfassen und genug Brennstoff enthalten, um möglicherweise Millionen von Sternen zu bilden. Sie sind "molekular", weil das Gas in ihrem Inneren hauptsächlich aus molekularem Wasserstoff besteht, dem einfachsten Molekül, nur zwei Protonen, die durch gemeinsame Elektronen aneinander gebunden sind und eine einfache kovalente Bindung bilden. Um sich überhaupt zu bilden, müssen Molekülwolken aus dünnflüssigem Gas "abgekühlt" worden sein, bei dem die Wasserstoffatome noch nicht aneinander gebunden waren. Wir sagen, das Gas hat sich „abgekühlt“, weil die Atome für die Bildung der Moleküle nahe genug zusammenkommen müssen, damit sie durch die elektromagnetische Kraft gebunden werden und nicht einfach nebeneinander zerren. Dies ist die Situation in Wirtsgas; Die Atome haben an Energie verloren, wenn sich Moleküle und anschließend Sterne bilden sollen.

Zunächst ist es etwas verwirrend zu glauben, dass Sterne, die viele sind, aus abgekühltem Gas entstehen, aber wir meinen wirklich, dass die Gaswolke insgesamt gravitativ zusammengebrochen ist und dadurch etwas von ihrer inneren Energie verloren hat - Sternentstehung - kann schließlich in dynamisch kalten Klumpen stattfinden.

Sobald sich Sterne innerhalb einer Wolke bilden, wird das Gas um die Orte der neuen Sternentstehung durch die Strahlung und den Wind, der von diesen neuen Sternen angetrieben wird, gestrahlt. Dieses Spiel ionisiert nicht nur das Umgebungsgas und erzeugt einen leuchtenden Nebel wie Orion, sondern die Kombination aus Strahlung und Wind, die von den Sternen geblasen wird, bläst Blasen und Hohlräume im GMC aus und beeinflusst die Verteilung und Chemie des Gases. Daher ist die Astrophysik an der Schnittstelle zwischen Sternentstehung und interstellarem Medium unglaublich komplex und verdient ein eigenes Forschungsfeld der Astrophysik.

Es gibt viele GMCs, die sich in der gesamten galaktischen Scheibe befinden. Wenn wir die Milchstraße von oben betrachten könnten, würden wir viele Flecken rotfarbenen ionisierten Wasserstoffs und blaue Sternhaufen sehen, die die Spiralarme der Galaxie durchbrechen. Aus offensichtlichen Gründen können wir nicht zu diesem Aussichtspunkt gelangen, aber Bilder von nahe gelegenen Spiralgalaxien, die ihre Gesichter präsentieren, geben uns eine hervorragende Vorstellung davon, wie die Milchstraße von außen aussieht.

Wir messen die Sternentstehungsrate (SFR) einer Galaxie in den günstigen Einheiten der pro Jahr gebildeten äquivalenten Masse in Sonnen. Die Milchstraße hat eine Sternentstehungsrate von nur wenigen Sonnenmassen pro Jahr, und es ist wichtig zu bedenken, dass die Galaxie auch nach Milliarden von Jahren der Evolution noch nicht ihr gesamtes Gas aufgebraucht hat, sie bleibt jedoch ein aktiver Ort verhältnismäßig ruhig im Vergleich zu den extremsten Galaxien im Universum, zu denen ich kommen werde. Wenn wir lange genug gewartet hätten und die Entwicklung der Milchstraße beobachtet hätten, würde so ziemlich alles Gas in der Galaxie in Sterne umgewandelt werden, und die Gaszufuhr aus dem umgebenden intergalaktischen Raum - die allmählich durch die Schwerkraft herunterregnet - würde sich zu einem Luftstrom entwickeln unbedeutendes Rieseln.

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Detail der Geburt von Sternen im Carina-Nebel, konzentriert auf einer Säule aus Gas und Staub, in der sich Sterne bilden. Dies ist nur ein Teil eines größeren Komplexes der Sternentstehung in einer riesigen Gaswolke, ein Szenario, das in Bereichen der gesamten Scheibe unserer Galaxie und anderer sternbildender Galaxien im Universum vorkommt, wo sich kaltes, dichtes Gas befindet und die Bedingungen für die thermonukleare Auslösung der Sternentstehung sind richtig. Die Säule ist selbst für das intensive Licht, das von den neuen Sternen in ihr ausgeht, ziemlich undurchsichtig, aber Jets, die von einigen jungen, massiven Sternen innerhalb des Pilar ausgestrahlt werden, können seitlich aus der Kolonne herausstrahlen, und die gesamte Region leuchtet im Licht von ionisierte Gase und Streulicht. Die Sternentstehung ist ein energetischer Prozess: Strahlung und Wind von den massivsten, jungen Sternen können ihre unmittelbare Umgebung dramatisch verändern und formen und einen Teil der Rückkopplungsenergien bilden, die das Wachstum von Galaxien regulieren.

Einige zehn bis 100 Millionen Jahre später, nach der letzten Generation von Sternformen, würden die massiven Sterne sterben und ihre länger lebenden, aber weniger massiven Cousins ​​zurücklassen. Die Scheibe verblasste schließlich und verwandelte sich von blau nach rot, wenn der blauere Spektraltyp allmählich abklingt. Solche Galaxien existieren und werden als "passive Spiralen" bezeichnet. Man nimmt an, dass es sich um typische Spiralen handelt, in denen die Sternentstehung aufgehört hat, entweder aufgrund eines Einflusses der Umgebung, der die Bildung neuer Sterne durch Gas verhindert, oder weil der Treibstoff ausgeht.

Wenn dagegen die Milchstraße mit einer anderen Galaxie kollidiert, wie es wahrscheinlich in der Zukunft mit M31 der Fall ist, wird es zu einem gewalttätigen Ereignis kommen, das die Sternentstehungsrate erheblich steigern kann. Die starke Gezeitenkraft der Schwerkraft wird die beiden galaktischen Scheiben verzerren und reißen, wodurch in gestörten Wolken eine Sternentstehung ausgelöst wird. Keine Sterne werden physisch kollidieren - sie sind so klein und weit voneinander entfernt, dass die Wahrscheinlichkeit einzelner Sternkollisionen, wenn Galaxien kollidieren, sehr gering ist. Wir sehen diese Starbursts in anderen Galaxien, die kürzlich kollidiert sind; Sternscheiben werden in lange Schwänze gerissen, und es gibt Flecken intensiver ultravioletter und infraroter Strahlung, oft in Richtung des dichten Zentrums des Systems. Wenn sich die Dinge beruhigen, hat sich unsere Galaxie chemisch, dynamisch und strukturell verändert. Neue Sterngenerationen und die damit verbundenen neuen Sonnensysteme werden mit Elementen angereichert, die sich in einer weit entfernten Galaxie vor langer Zeit buchstäblich gebildet haben.

Galaxiekollision sind Ereignisse, die die Dinge aufmischen: Sie liefern neues Material und fördern neues Wachstum. Wie immer ist das dichte Gas der Ort, an dem alle Aktionen stattfinden, aber dieses Gas ist überraschend schwer zu erkennen. Der größte Teil des molekularen Wasserstoffs in Galaxien kann nicht direkt beobachtet werden, da er sich aus physikalischen Gründen auf die Struktur der Wasserstoffmoleküle bezieht, die unter normalen Bedingungen keine Strahlung emittiert, die wir nachweisen können. Und doch ist molekularer Wasserstoff ein grundlegender Bestandteil von Galaxien. Wie können wir also die Eigenschaften des Rohmaterials für die Sternentstehung lernen?

Es ist leicht, das glühende, ionisierte Gas in den Sternentstehungsgebieten zu sehen, aber dies ist wie ein Feuerstoß in einer teuren Savanne. Die Mehrheit des Gases in einem beliebigen GMC bildet nicht aktiv Sterne. Wie messen und kartieren wir das molekulare Gas? Die Antwort kommt von der Verunreinigung dieses Gases durch frühere Generationen von Sternen. Eines der häufigsten Moleküle in Galaxien nach Wasserstoff ist Kohlenmonoxid. Dies ist dasselbe Zeug, das von den schlecht brennenden Gasfeuern abgegeben wird und das Sie in Ihrem Zuhause entdecken können.

Kohlenmonoxid neigt dazu, mit dem Wasserstoffgas gemischt zu werden, was äußerst nützlich ist, da es im Gegensatz zu den Wasserstoffmolekülen beim Anregen in einen energetischen Zustand Strahlung emittiert. In diesem Fall liegt diese Energie in Form der einfachen Rotation der Kohlenmonoxidmoleküle (die einzelne Kohlenstoff- und Sauerstoffatome sind zusammengebunden). Diese Rotation kann vorkommen, wenn Kohlenmonoxidmoleküle mit Wasserstoffmolekülen kollidieren. Änderungen in der Energie von Quantensystemen (wie Molekülen) führen zur Emission von genau gedrehter Strahlung. Auf molekularer Ebene wird sogar die Rotation eines Moleküls wie Kohlenmonoxid durch die Quantenmechanik reguliert: Nur bestimmte Arten von Rotation sind erlaubt. Dies bedeutet, dass Kohlenmonoxid bei Rotationsanregung in regelmäßigen Frequenzabständen Strahlung emittiert. Verschiedene Emissionsfrequenzen korrespondieren mit unterschiedlichen Energiezuständen, die höchsten Frequenzen werden von Kohlenmonoxidmolekülen in den energetischsten Zuständen abgegeben und umgekehrt. Diese Energiezustände hängen von der Dichte und Temperatur des Gases ab.

Es sind Gasdichten von einigen hundert Teilchen pro Kubikzentimeter und Temperaturen von einigen zehn Grad über dem absoluten Nullpunkt erforderlich, um die Emission der Kohlenmonoxidleitungen mit der niedrigsten Energie zu beginnen. Das Gas, das diese Emission erzeugt, ist repräsentativ für das molekulare Gasreservoir. Im Gegensatz zu den Emissionslinien von ionisiertem Gas im sichtbaren Lichtteil des Spektrums hat die Kohlenmonoxidemission Wellenlängen in der Größenordnung von Millimetern zwischen dem Ferninfrarot- und dem Funkteil des Spektrums, so dass sie mit einer normalen Optik nicht beobachtet werden kann Fernrohr. Stattdessen können wir ein Radioteleskop verwenden, das mit geeigneten Empfängern ausgestattet ist, die Photonen dieser Wellenlänge detektieren können. Sobald wir die Kohlenmonoxidemission erfasst haben, können wir die Gesamtmenge an Licht messen und diese in Kohlenmonoxidluminosität umwandeln, vorausgesetzt, wir haben eine Schätzung, wie weit das emittierende Gas entfernt ist. Da das Kohlenmonoxid emittierende Gas mit dem molekularen Wasserstoff so gemischt wird, dass je mehr Wasserstoff vorhanden ist, je mehr Kohlenmonoxid vorhanden ist, können wir die beobachtete Kohlenmonoxid-Leuchtkraft in eine molekulare Wasserstoffmasse umwandeln. So können wir sagen, wie viel Gas in einem GMC oder sogar in der gesamten Galaxie für die Sternentstehung zur Verfügung steht.

Traditionell waren dies für Galaxien weit über das örtliche Volumen herausfordernde Beobachtungen - die Technologie war bisher nicht verfügbar, um die schwache Kohlenmonoxidemission von weit entfernten Galaxien zu erfassen, abgesehen von extrem extremen, leuchtenden Galaxien wie Quasaren. All dies ändert sich gerade mit der Entwicklung eines neuen Teleskops - oder besser eines Arrays von Teleskopen - namens Atacama Large Millimeter Array (ALMA).

ALMA ist eine Sammlung von etwa 50 Radiogeräten mit einem Durchmesser von jeweils 12 Metern, die sich über ein großes Landgebiet im hohen chilenischen Atacama auf dem Chajnantor-Plateau in einer Höhe von etwa 5 km erstrecken. ALMA ist ein internationales Projekt mit den wichtigsten Beiträgen aus den USA, Europa und Japan. Das Magische an einer Reihe von Teleskopen wie ALMA ist, dass sie elektronisch miteinander verbunden werden können, um wie ein sehr großes Teleskop zu wirken, den Lichtsammelbereich aller Schüsseln zu nutzen und sehr hohe räumliche Auflösungen zu erreichen. Diese Technik wird Interferometrie genannt. ALMA ist in den Sub-Millimeter- und Millimeter-Bändern unglaublich empfindlich und wird nach Erreichen der vollen Betriebskraft das molekulare Gas in Galaxien erkennen können, die sich nicht von der Milchstraße unterscheiden, aber in der Nähe des Beginns der kosmischen Zeit. Dies ist ein erstaunlicher Fortschritt in diesem Bereich der Astronomie und läutet eine neue Ära der Erforschung von Galaxien ein, die in den nächsten Jahrzehnten faszinierende Entdeckungen bringen wird.

In diesem Bild ist das Atacama Large Milimeter Array mit den Magellanschen Wolken zu sehen, wie die vielen unscharfen Lichtwolken oben zwischen den vorausgegangenen Sternen innerhalb der Hauptscheibe der Milchstraße selbst zu sehen sind. Die Wolken sind zwei große Zwergengefährten oder Satellitengalaxien der Milchstraße. Die meisten großen Galaxien haben ein Gefolge von Satellitengalaxien, aber die Vorhersage und Anzahl dieser Satelliten ist ein aktuelles Thema in detaillierten Modellen der Galaxienbildung.

Sie haben vielleicht von dem molekularen Gas - den Bausteinen der Sterne - gehört, aber es ist wichtig, auch die anderen gasförmigen Hauptbestandteile der Galaxien zu berücksichtigen: den neutralen atomaren Wasserstoff H1, der der molekularen Phase vorausgeht. Dieses H1-Gas besteht aus einzelnen Wasserstoffatomen und nicht aus Wasserstoffmolekülen. Im Gegensatz zu molekularem Wasserstoff ist die Atomkomponente diffuser und nicht auf dichte, kompakte Wolken beschränkt, die in der Scheibe eingeschlossen sind. Der atomare Wasserstoff ist unglaublich nützlich als Marker für den äußeren Rand von Scheibengalaxien. Der atomare Wasserstoff ist leicht zu erkennen, da er starke Funkwellen aussendet. Wohl keine alte Radiowelle, wohlgemerkt - im Ruhezustand emittiert das Gas Licht mit einer Frequenz von genau 1,4 Gigahertz oder einer Wellenlänge von 21 Zentimetern. Wie die zuvor diskutierte genaue Kohlenmonoxidemission von GMCs und die Emissionslinie ionisierter Gase in der Umgebung von Sternentstehungsgebieten, über die wir gesprochen haben, ist auch die 21-cm-Emission von atomarem Wasserstoff eine Emissionslinie. Dieses Mal ist die Physik der Emission wieder etwas anders. Ich werde es erklären, weil es zwei wichtige Dinge veranschaulicht: erstens die lächerlichen Zahlen, die in der Astrophysik involviert sind, und zweitens eine weitere schöne Verbindung zwischen Quantenmechanik und Astrophysik.

Wasserstoffatome bestehen aus einem Proton und einem Elektron. In der Quantenmechanik haben diese Teilchen die Eigenschaft "Spin", was in der klassischen Physik nicht wirklich ein Analogon ist, aber ein bisschen wie ein Quanten-Drehimpuls ist. Der Spin des Protons und des Elektrons kann auf jeden Fall als nach oben oder unten ausgerichtet betrachtet werden, so dass man leicht an ein Bündel von Wasserstoffatomen denken kann. Irgendwo haben sowohl die Protonen als auch die Elektronen ihre Spins in dieselbe Richtung (parallel) und einige, bei denen sich die Spins in entgegengesetzten Richtungen befinden, was antiparallel ist. Es zeigt sich, dass der Quantenzustand, in dem die Spins parallel sind, etwas mehr Energie hat als der Zustand, in dem sie antiparallel sind. Ein Quantensystem ist faul - es mag sich im niedrigsten möglichen Energiezustand befinden - daher gibt es einen Mechanismus, durch den Atome mit parallelen Spins das Elektron umdrehen können, sodass Spinpunkte in entgegengesetzter Richtung zum Spin des Protons stehen. Dies wird als Hyperfeinaufspaltung bezeichnet, da der Energieunterschied zwischen den parallelen und den antiparallelen Zuständen im Vergleich zur Gesamtenergie eines Wasserstoffatoms im Grundzustand gering ist.

Die Energie, die das System bei diesem Übergang verliert, muss irgendwo hingehen, so dass jeder Spinflip ein Photon mit einer sehr spezifischen Energie freisetzt, die der exakten Energiedifferenz zwischen den parallelen und antiparallelen Zuständen entspricht, was zufällig der elektromagnetischen Strahlung entspricht. ein Photon - mit einer Wellenlänge von genau 21 Zentimetern. Die Folge ist, dass neutraler atomarer Wasserstoff auch Strahlung mit einer Wellenlänge von 21 Zentimetern absorbieren kann, wobei Energie vom Atom absorbiert und gespeichert wird, indem die Spins des Elektrons und des Protons ausgerichtet werden.

Die Hyperfeinaufspaltung wird als "verbotene" Überleitung bezeichnet, da die Wahrscheinlichkeit, dass ein Atom unter normalen Bedingungen auftritt, sehr gering ist. Tatsächlich ist die Chance so gering, dass Sie, wenn Sie ein einzelnes Wasserstoffatom im Parallelzustand beobachten und darauf warten würden, dass es den Hyperfeinübergang durchmacht, im Durchschnitt 10 Millionen Jahre warten würden, bis es passiert. Wenn Sie 10 Millionen Atome beobachteten, würden Sie erwarten, dass nur ein Photon pro Jahr freigesetzt wird. Das ist immer noch kein großes Signal. In astrophysikalischen Szenarien können wir jedoch atomares Crowdsourcing nutzen, da sich in einer astrophysikalischen Gaswolke so viele neutrale Wasserstoffatome befinden, dass die Radioemission wirklich sehr hell ist - da zu jeder Zeit eine große Anzahl von 21-cm-Photonen vorliegt über den Hyperfein-Übergang emittiert. Ich finde das erstaunlich - dies ist eine probabilistische quantenmechanische Freisetzung eines Photons aus einem einzelnen Atom, das einfach nicht auf der Erde vorkommt, aber wenn es in einem astrophysikalischen Theater platziert wird, führt dies zu einer der wichtigsten Beobachtungen, die wir haben unsere eigenen und in der Tat andere Galaxien.

Dieses Bild der Spiralgalaxie M83 kombiniert Beobachtungen von ultraviolettem Licht des Galex-Satelliten und hebt das Licht junger, massereicher Sterne im Zentrum mit Radiobetrachtungen der Emission von neutralem Wasserstoffgas hervor. Man beachte, wie der neutrale Wasserstoff sich weit über die Sternstruktur hinaus erstreckt und zum Teil von blauen Sternhaufen verfolgt wird - Signatur der Sternentstehung in den gestreckten Gasarmen. Neutraler atomarer Wasserstoff ist das Baumaterial von Galaxien und kann verwendet werden, um die äußere galaktische Umgebung mit wenigen Sternen zu verfolgen.

Wie bei den Kohlenmonoxidmessungen ist der Nachweis von atomarem Wasserstoff weit über das lokale Volumen hinaus schwierig. Wie die gesamte elektromagnetische Strahlung, die von einer sich relativ zur Verwendung bewegenden Quelle emittiert wird, unterliegt die 21-cm-Linie einer Rotverschiebung, wodurch die Wellenlänge länger gedehnt wird und die Frequenzen entsprechend niedriger werden. Die Pausenfrequenz von 1,4 GHz ist bereits recht niedrig. Machen Sie das noch niedriger und es bewegt sich in einen Teil des Funkfrequenzbereichs, der ziemlich schwer zu erkennen ist. Zum einen kommen wir unterhalb von 1 GHz in die für TV und Radio kommerziell genutzten Frequenzbänder und für die Kommunikation. Diese künstlichen Radiofrequenzzwerge zwingen astronomische Signale, wodurch astronomische Beobachtungen bei Frequenzen, die mit diesen Bereichen übereinstimmen, nahezu unmöglich sind. Radioteleskope, die nahe an den für die Kommunikation verwendeten Frequenzen arbeiten möchten, müssen an einem Ort entfernt von einer terrestrischen Funkquelle aufgestellt werden, um RFI zu minimieren.

Die Ionosphäre der Erde wirkt sich auch auf die Durchquerung von Radiofrequenzen unter 1 GHz aus, ähnlich wie das optische Licht von einem Glas Wasser gebogen und gebrochen wird, und dies zu korrigieren ist schwierig. Es gibt zahlreiche andere technische Gründe, warum die niederfrequente Radioastronomie eine Herausforderung darstellt, aber viele dieser Hürden werden jetzt durch die Entwicklung eines großen Antennenarrays überwunden, das mit extrem leistungsstarken Computern gekoppelt ist, die das verrückte Niveau der einzelnen Verarbeitung, die ausgeführt werden muss, beherrschen um astronomische Signale im Funkbereich des Spektrums zu destillieren.

Ein aktuelles Beispiel ist LOFAR: das LOw-Frequency ARay für Radioastronomie. LOFAR besteht aus Tausenden von sehr günstigen Antennen, die eigentlich nur schwarzen Platten ähneln (und nicht den Parabolschüsseln, die Sie normalerweise mit einem Radioteleskop in Verbindung bringen), die sich über eine 100-Kilometer-Region in den Niederlanden und Stationen bis zu 1.500 erstrecken Km entfernt in verschiedenen Teilen Europas. Das Teleskop ist für die Erkennung von Radiofrequenzen von 10 bis 250 MHz konzipiert - geeignet für die Erkundung dessen, was als „niederfrequentes Universum“ bezeichnet wurde. Was LOFAR von herkömmlichen Teleskopen unterscheidet, ist die Tatsache, dass die Antennen omnidirektional sind und den gesamten Himmel gleichzeitig aufnehmen können. Um einen bestimmten Punkt am Himmel zu beobachten, werden die Signale von der gesamten Antenne erfasst und die Apertur in der Software definiert, wobei ein Supercomputer verwendet wird, der das von jeder Antenne empfangene Signal geschickt verarbeitet. Obwohl es immer noch Antennen für den Empfang benötigt, ist LOFAR im Grunde ein digitales Teleskop, das nur durch modernes Computing möglich wurde - dessen Leistungsfähigkeit und Leistungsfähigkeit sich im Laufe der Zeit nur verbessern.

Wie ALMA ist LOFAR ein fantastisch leistungsstarkes und innovatives Teleskop, das die Astronomie des 21. Jahrhunderts revolutionieren wird. Eines der Ziele von LOFAR ist es, die 21-cm-Linie von neutralem atomarem Wasserstoff nahe der Epoche zu erfassen, als sich die ersten Sterne und Galaxien gebildet haben, bei denen die H1-Emission auf sehr niedrige Frequenzen verschoben wurde . LOFAR hat auch eine praktischere Anwendung: Es wird auch als Sensornetzwerk verwendet, das in der geophysikalischen Forschung und in landwirtschaftlichen Studien eingesetzt werden kann.