Obwohl sich unsere Milchstraße aus einer einzigen riesigen Gas- und Staubwolke gebildet hat, haben neue Untersuchungen ergeben, dass sich die Sterne in der Scheibe von denen in der Ausbuchtung unterscheiden. In einer neuen Umfrage wurde die Sauerstoffmenge in 50 Sternen in der Milchstraße mithilfe des Very Large Telescope der ESO gemessen, um festzustellen, wann und wie sich die Sterne gebildet haben. Die Umfrage ergab, dass sich Sterne in der Ausbuchtung wahrscheinlich in weniger als einer Milliarde Jahren nach dem Urknall gebildet haben, als das Universum noch jung war. Die Sterne in der Scheibe kamen später.
Mit detaillierter Betrachtung der Zusammensetzung von Sternen mit ESOs VLT geben Astronomen einen neuen Einblick in die Geschichte unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße. Sie zeigen, dass sich der zentrale Teil unserer Galaxie nicht nur sehr schnell, sondern auch unabhängig von den anderen gebildet hat.
"Zum ersten Mal haben wir eindeutig einen" genetischen Unterschied "zwischen Sternen in der Scheibe und der Ausbuchtung unserer Galaxie festgestellt", sagte Manuela Zoccali, Hauptautorin des Papiers, das die Ergebnisse in der Zeitschrift Astronomy and Astrophysics [1] vorstellte. "Wir schließen daraus, dass sich die Ausbuchtung schneller gebildet haben muss als die Scheibe, wahrscheinlich in weniger als einer Milliarde Jahren und als das Universum noch sehr jung war."
Die Milchstraße ist eine Spiralgalaxie mit windradförmigen Armen aus Gas, Staub und Sternen, die in einer abgeflachten Scheibe liegen und sich direkt aus einem kugelförmigen Sternenkern im zentralen Bereich heraus erstrecken. Der kugelförmige Kern wird als Ausbuchtung bezeichnet, weil er sich aus der Scheibe herauswölbt. Während die Scheibe unserer Galaxie aus Sternen jeden Alters besteht, enthält die Ausbuchtung alte Sterne aus der Zeit der Entstehung der Galaxie vor mehr als 10 Milliarden Jahren. Durch das Studium der Ausbuchtung können Astronomen mehr über die Entstehung unserer Galaxie erfahren.
Zu diesem Zweck analysierte ein internationales Team von Astronomen [2] detailliert die chemische Zusammensetzung von 50 Riesensternen in vier verschiedenen Bereichen des Himmels in Richtung der galaktischen Ausbuchtung. Sie verwendeten den FLAMES / UVES-Spektrographen am Very Large Telescope von ESO, um hochauflösende Spektren zu erhalten.
Die chemische Zusammensetzung der Sterne trägt die Signatur der Anreicherungsprozesse, die die interstellare Materie bis zu ihrem Zeitpunkt durchläuft. Es hängt von der Vorgeschichte der Sternentstehung ab und kann daher verwendet werden, um zu schließen, ob zwischen verschiedenen Sterngruppen eine „genetische Verbindung“ besteht. Insbesondere der Vergleich zwischen der Häufigkeit von Sauerstoff und Eisen in Sternen ist sehr anschaulich. Sauerstoff entsteht vorwiegend bei der Explosion massereicher, kurzlebiger Sterne (sogenannte Typ-II-Supernovae), während Eisen hauptsächlich aus Typ-Ia-Supernovae stammt [3], deren Entwicklung viel länger dauern kann. Der Vergleich von Sauerstoff mit Eisenhäufigkeiten gibt daher Aufschluss über die Geburtenrate von Sternen in der Vergangenheit der Milchstraße.
"Die größere Größe und der Eisengehalt unserer Probe ermöglichen es uns, wesentlich aussagekräftigere Schlussfolgerungen zu ziehen als bisher", sagte Aurelie Lecureur vom Paris-Meudon-Observatorium (Frankreich) und Mitautorin des Papiers.
Die Astronomen stellten eindeutig fest, dass Sterne in der Ausbuchtung bei einem bestimmten Eisengehalt mehr Sauerstoff besitzen als ihre Scheibengegenstücke. Dies unterstreicht einen systematischen, erblichen Unterschied zwischen Ausbuchtungs- und Scheibensternen.
"Mit anderen Worten, Ausbuchtungssterne haben ihren Ursprung nicht in der Scheibe und wandern dann nach innen, um die Ausbuchtung aufzubauen, sondern bilden sich unabhängig von der Scheibe", sagte Zoccali. "Darüber hinaus war die chemische Anreicherung der Ausbuchtung und damit ihre Entstehungszeit schneller als die der Scheibe."
Vergleiche mit theoretischen Modellen zeigen, dass sich die galaktische Ausbuchtung in weniger als einer Milliarde Jahren gebildet haben muss, höchstwahrscheinlich durch eine Reihe von Starbursts, als das Universum noch sehr jung war.
Anmerkungen
[1]: "Sauerstoffhäufigkeit in der galaktischen Ausbuchtung: Hinweise auf eine schnelle chemische Anreicherung" von Zoccali et al. Es ist auf der Website des Herausgebers als PDF-Datei frei verfügbar.
[2]: Das Team besteht aus Manuela Zoccali und Dante Minniti (Universidad Catolica de Chile, Santiago), Aurelie Lecureur, Vanessa Hill und Ana Gomez (Observatoire de Paris-Meudon, Frankreich), Beatriz Barbuy (Universidade de Sao Paulo, Brasilien) ), Alvio Renzini (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Italien) sowie Yazan Momany und Sergio Ortolani (Universita di Padova, Italien).
[3]: Supernovae vom Typ Ia sind eine Unterklasse von Supernovae, die historisch so klassifiziert wurden, dass sie in ihren Spektren nicht die Signatur von Wasserstoff aufweisen. Sie werden derzeit als Störung kleiner, kompakter Sterne interpretiert, die als weiße Zwerge bezeichnet werden und Materie von einem Begleitstern erwerben. Ein weißer Zwerg repräsentiert das vorletzte Stadium eines Sterns vom Solartyp. Der Kernreaktor in seinem Kern hat vor langer Zeit keinen Brennstoff mehr und ist jetzt inaktiv. Irgendwann hat jedoch das Montagegewicht des sich ansammelnden Materials den Druck im Inneren des Weißen Zwergs so stark erhöht, dass sich die dortige Kernasche entzündet und in noch schwerere Elemente brennt. Dieser Prozess wird sehr schnell unkontrolliert und der gesamte Stern wird in einem dramatischen Ereignis in Stücke gerissen. Man sieht einen extrem heißen Feuerball, der die Wirtsgalaxie oft überstrahlt.
Originalquelle: ESO-Pressemitteilung
