Hier ist, was ich Zwicky 18 über die ersten Sterne im Universum erzählen kann

Eine nur 59 Millionen Lichtjahre entfernte Blaue Zwerggalaxie 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, massiv und bestanden fast ausschließlich aus Wasserstoff und Helium. Population III-Sterne waren wichtig, weil sie das interstellare Medium mit Metallen anreicherten - alle Elemente schwerer als Wasserstoff und Helium - und an der Reionisierung teilnahmen, einem Ereignis einige hundert Millionen Jahre nach dem Urknall, das das Universum transparenter machte.

Das Auffinden von Sternen der Population III könnte wichtige Teile unserer Theorien der Kosmologie und der Sternentwicklung bestätigen. Sie sollten jedoch inzwischen alle aus der Milchstraße verschwunden sein, da sie vor langer Zeit als Supernova explodiert sind. Wir können in das ferne Universum schauen, um sie mit hohen Rotverschiebungen zu suchen - und tatsächlich wird das James Webb-Weltraumteleskop genau das tun -, aber die Erkennung einzelner Sterne in dieser Entfernung liegt außerhalb unserer derzeitigen Möglichkeiten. Bisher haben Teleskope nichts aufgetaucht.

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 Wasserstoffwolken zu enthalten, die nahezu metallfrei sind. Darüber hinaus kommt es zu einer Sternentstehung, die möglicherweise Sterne hervorbringt, die den Sternen der Population III sehr ähnlich sind. Wenn wir mehr über diese Galaxie erfahren könnten, könnten wir Hinweise darauf erhalten, wie die frühesten Sterne und Galaxien im Universum aussehen.

Ist die aktuelle Welle der Sternentstehung die erste?

Die ersten HI-Beobachtungen von I Zwicky 18 verwendeten das Funkinterferometer in Westerbork in den Niederlanden. 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 machte, dass I Zwicky 18 Population III-analoge Sterne bildet, wurde von Lequex & Viallefond 1980 durchgeführt. Sie ergänzten bestehende optische Beobachtungen von HII-Regionen - Wolken aus ionisiertem Gas, die junge, heiße, massive Sterne beherbergen - mit Untersuchungen von HI-Regionen über die 21-cm-Emissionslinie, ein Schlüsselinstrument für die Kartierung von neutralem Wasserstoff. Sie versuchten herauszufinden, ob die derzeitige Runde der massiven Sternentstehung in der Zwerggalaxie die erste ist oder ob andere Ereignisse vorausgegangen waren, die die Wasserstoffwolken mit Metallen verschmutzten.

Ihre Funkbeobachtungen mit dem Westerbork Synthesis Radio Telescope ergaben eine HI-Gesamtmasse von etwa 70 Millionen Sonnenmassen in sechs verschiedenen Regionen, 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 den Faktor zehn viel 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 21-cm-Strahlung emittieren würde - oder es gab eine schwache Population älterer Sterne. Die molekulare Wasserstoffhypothese 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 primordial wären, hätten diese schwachen Sterne sie 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 massereichsten.

Ein Bild entstand. 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. Zuvor hätten sich in kleinerem Maßstab dunkelrote Sterne gebildet, die jedoch nicht ausreichten, um die Galaxie mehr anzureichern, als es die beobachteten geringen Sauerstoffmengen 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?

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

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 am besten erklären kann, ein Indikator für harte Strahlung und ionisierendes Material heißer Sterne in sternbildenden HII-Regionen. Es gab ein paar mögliche Schuldige:

  • Frühe Wolf-Rayet-Sterne, 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 - noch einen Schritt weiter - völlig metallfreie O-Sterne, ähnlich wie Population III-Sterne.

Die Gruppe schloss die Wolf-Rayet-Sterne schnell aus. Die Schlüsselsignaturen von metallarmen Wolf-Rayet-Kohlenstoffsternen waren in den Spektren deutlich zu erkennen, aber die auf der C IV λ1550-Linie basierende abgeleitete Zahl war zu klein, um die gesamte Heliumemission zu erklären. In ähnlicher Weise wurde die Möglichkeit der Röntgenbinärdatei verworfen, da die einzige gefundene Röntgenbinärdatei um den Faktor 100 zu schwach war.

Abbildung 2, Kehrig et al. 2015. Eine Region mit hoher Hα- und He II λ4686-Emission zeigt eine geringe Überlappung mit der [OI] λ6300-Emission und einen niedrigen [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. In der Nähe eines Knotens am nordwestlichen Rand der Galaxie befinden sich Gastaschen, die frei von Metallen sind und eine geeignete Umgebung für die Bildung dieser Sterne bieten würden, 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. Metallfreie Analoga der ersten Sterne im Universum mit niedriger Rotverschiebung sind nah genug, um sie heute zu studieren. Die metallarmste Galaxie im Universum ist ein guter Ausgangspunkt.