Folgendes kann ich Zwicky 18 über die ersten Sterne im Universum erzählen

Eine blaue Zwerggalaxie, die nur 59 Millionen Lichtjahre entfernt ist, kann Cousins ​​der mysteriösen Population III-Sterne beherbergen.

Die ersten Sterne im Universum waren anders als alle, die wir heute sehen können. Den Astronomen als Population III-Sterne bekannt, waren sie groß, massereich und bestanden fast ausschließlich aus Wasserstoff und Helium. Die Sterne der Population III waren wichtig, weil sie das interstellare Medium mit Metallen anreicherten - alle Elemente schwerer als Wasserstoff und Helium - und an der Reionisierung teilnahmen, einem Ereignis, das einige hundert Millionen Jahre nach dem Urknall das Universum transparenter machte.

Die Entdeckung von Population III-Sternen könnte wichtige Teile unserer Theorien zur Kosmologie und Sternentwicklung bestätigen. Sie sollten jedoch inzwischen alle von der Milchstraße verschwunden sein, da sie längst als Supernova explodiert sind. Wir können in das ferne Universum schauen, um nach ihnen bei hohen Rotverschiebungen zu suchen - und tatsächlich wird das James Webb-Weltraumteleskop genau das tun -, aber die Detektion einzelner Sterne in dieser Entfernung liegt außerhalb unserer derzeitigen Möglichkeiten. Bisher haben Teleskope nichts aufgedreht.

Ein Hubble-Weltraumteleskopbild von I Zwicky 18 zeigt Gas, das von jungen blauen Sternen beleuchtet wird. Bildnachweis: NASA / ESA / A. Aloisi.

Jüngste Beobachtungen einer nahe gelegenen Zwerggalaxie namens I Zwicky 18 haben uns jedoch Hoffnung gegeben. Nur 59 Millionen Lichtjahre entfernt scheint die Galaxie nahezu metallfreie Wasserstoffwolken zu enthalten. Darüber hinaus durchläuft es eine Sternexplosion, die möglicherweise Sterne hervorbringt, die Population III-Sternen sehr ähnlich sind. Wenn wir mehr über diese Galaxie erfahren könnten, könnten wir Hinweise darauf erhalten, wie die frühesten Sterne und Galaxien im Universum aussahen.

Ist die derzeitige Welle der Sternentstehung die erste?

Bei den ersten HI-Beobachtungen von I Zwicky 18 wurde das Radiointerferometer im niederländischen Westerbork verwendet. Bildnachweis: Wikipedia-Benutzer Onderwijsgek, unter der Creative Commons Namensnennung-Weitergabe unter gleichen Bedingungen 2.5 Niederlande-Lizenz.

Eine der ersten Studien, die auf die Möglichkeit aufmerksam machten, dass I Zwicky 18 Population-III-analoge Sterne bildet, stammte von Lequex & Viallefond 1980. Sie ergänzten bestehende optische Beobachtungen von HII-Regionen - ionisierte Gaswolken, die junge, heiße, massive Sterne beherbergen - mit Studien der HI-Regionen über die 21-cm-Emissionslinie, ein Schlüsselinstrument für die Kartierung von neutralem Wasserstoff. Sie versuchten herauszufinden, ob es sich bei der gegenwärtigen Runde der massiven Sternentstehung in der Zwerggalaxie um die erste handelt oder ob andere Ereignisse vorausgegangen waren, die die Wasserstoffwolken mit Metallen verschmutzten.

Ihre Funkbeobachtungen mit dem Westerbork Synthesis Radio Telescope ergaben in sechs getrennten Regionen eine HI-Gesamtmasse von etwa 70 Millionen Sonnenmassen, von denen drei ungelöst blieben. Sie waren nicht in der Lage, einzelne Komponenten mit den Karten der HII-Regionen zu verbinden, aber Radialgeschwindigkeitsmessungen der Wolken ergaben, dass die Gesamtmasse der Galaxie um etwa den Faktor zehn größer war, was darauf hindeutet, dass eine andere Art von Masse vorhanden war.

Es gab zwei Möglichkeiten: Entweder war die unsichtbare Masse molekularer Wasserstoff - der keine Strahlung von 21 cm emittierte - oder es gab eine schwache Population älterer Sterne. Die Hypothese von molekularem Wasserstoff konnte nicht ausgeschlossen werden, aber die Idee einer noch nicht sichtbaren Gruppe von Sternen war attraktiv. Zum einen schienen die HI-Wolken den für die Galaxienbildung benötigten Urwolken ziemlich ähnlich zu sein. Wenn diese HI-Regionen tatsächlich ursprünglich waren, dann hätten diese dunklen Sterne sie für Milliarden von Jahren gegen den Gravitationskollaps unterstützen können.

Abbildung 5, Lequex & Viallefond 1980. Eine Karte der HI-Regionen in der Galaxie zeigt, dass drei (mit 1, 2 und 5 bezeichnet) groß genug sind, um aufgelöst zu werden, während die anderen Punktquellen sind. Die Regionen 1, 4 und 5 sind die massivsten.

Ein Bild tauchte auf. Ein Vergleich der Lyman-Kontinuumsemission mit der Fern-Ultraviolett-Emission ergab, dass der Ausbruch der Sternentstehung vor einigen Millionen Jahren begonnen haben muss, wahrscheinlich aufgrund der Kollision mehrerer Wasserstoffwolken. Vorher hätte es in kleinerem Maßstab dunkle rote Sterne gegeben, aber nicht genug, um die Galaxie mehr anzureichern, als es die geringen beobachteten Sauerstoffhäufigkeiten vermuten ließen. Daher sollten die Sterne, die sich in I Zwicky 18 bilden, tatsächlich sehr nahe an den Sternen der Population III liegen.

Mit welcher Art von Sternen haben wir es zu tun?

1, Kehrig et al. 2015. Ein zusammengesetztes Bild (Wasserstoff-Alpha + UV + R-Band) von leuchtenden Knoten in der Zwerggalaxie, die eine intensive Heliumemission aufweisen.

Die Idee setzte sich in den nächsten Jahrzehnten durch und Astronomen interessierten sich für die Bestimmung der Natur dieser jungen Sterne. Eine Gruppe (Kehrig et al. 2015) war besonders daran interessiert zu bestimmen, welche Art von massereichen Sternen die He II λ4686-Linie, einen Indikator für harte Strahlung und heißes Sternionisationsmaterial in HII-Sternbildungsregionen, am besten erklären kann. Es gab ein paar mögliche Schuldige:

  • Wolf-Rayet-Sterne vom frühen Typ, von denen angenommen wird, dass sie für einen Großteil der He II λ4686-Emission in sternbildenden Galaxien verantwortlich sind.
  • Schocks und Röntgenbinärdateien, die auch in extragalaktischen HII-Regionen gefunden wurden.
  • Extrem metallarme O-Sterne oder - einen Schritt weitergehend - völlig metallfreie O-Sterne, ähnlich wie Population III-Sterne.

Die Gruppe schloss die Wolf-Rayet-Stars schnell aus. In den Spektren waren wichtige Signaturen von metallarmen Wolf-Rayet-Kohlenstoffsternen deutlich zu erkennen, aber die auf der C IV λ1550 -Linie basierende gefolgerte Zahl war zu gering, um die gesamte Heliumemission zu erklären. In ähnlicher Weise wurde die Möglichkeit der binären Röntgenstrahlung verworfen, da die einzige gefundene binäre Röntgenstrahlung um den Faktor 100 zu schwach war.

2, Kehrig et al. 2015. Eine Region mit hoher Hα- und He II λ4686-Emission zeigt eine geringe Überlappung mit [OI] λ6300-Emission und geringem [S II] -Kontrast, was die Möglichkeit von Röntgenschocks ausschließt.

Eine Gruppe von etwa einem Dutzend metallfreien Sternen mit hundert oder mehr Sonnenmassen könnte jedoch die beobachtete He II λ4686-Linie erfolgreich reproduzieren. Nahe eines Knotens am nordwestlichen Rand der Galaxie befinden sich Gasblasen, die keine Metalle enthalten und eine geeignete Umgebung für die Bildung dieser Sterne bieten, obwohl es dort wahrscheinlich auch chemisch angereicherte Sterne gibt. Bestimmte Modelle mit extrem hoher Masse (~ 300 Sonnenmassen) bieten eine Alternative zu diesen metallfreien Sternen, aber angesichts der vorherigen Beobachtungen bleiben die metallfreien Modelle verlockend.

Derzeit können unsere Teleskope keine Population-III-Sterne erkennen. Bis dahin können wir noch viel über das frühe Universum lernen, indem wir blaue kompakte Zwerggalaxien wie I Zwicky 18 untersuchen. Niedrig rotverschobene, metallfreie Analoga der ersten Sterne im Universum sind nah genug, um heute untersucht zu werden. Die metallarmste Galaxie im Universum ist ein guter Ausgangspunkt.