Stern mit 300 Sonnenmassen entdeckt

<b>Mithilfe von Beobachtungen mit mehreren Instrumenten am Very Large Telescope der ESO haben Astronomen die bislang massereichsten Sterne entdeckt. Einer dieser Sterne muß bei seiner Entstehung mehr als die 300-fache Masse der Sonne gehabt haben. Das entspricht dem Doppelten des bisher angenommenen Maximalwerts von 150 Sonnenmassen, oberhalb dessen Sterne eigentlich instabil sein sollten. Solche Derart massereiche Sternenmonster sind millionenfach heller als die Sonne und verlieren einen Großteil ihrer Masse, indem sie intensive Teilchenwinde in den Kosmos blasen. Ihre Existenz birgt möglicherweise eine Antwort auf die Frage, wie massereich Sterne überhaupt werden können.</b>

Ein Team von Astronomen um Paul Crowther, Professor für Astrophysik an der Universität Sheffield, hat mit dem Very Large Telescope (VLT) der ESO zwei junge Sternhaufen namens NGC 3603 und RMC 136a genauestens untersucht und diese Beobachtungen durch Archivdaten des NASA/ESA-Weltraumteleskops Hubble ergänzt.

Der junge Sternhaufen RMC 136a. Image Credit: ESO/P. Crowther/C.J. Evans

NGC 3603 ist eine Art von kosmischer Fabrik, in deren ausgedehnten Wolken aus Gas und Staub pausenlos neue Sterne entstehen (eso1005). Das Sternentstehungsgebiet liegt etwa 22.000 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild “Kiel des Schiffs”. RMC 136a (oft abgekürzt als R136) ist ebenfalls ein Sternhaufen aus jungen massereichen und heißen Sternen. Er befindet sich innerhalb des Tarantelnebels in der Großen Magellanschen Wolke, einer Galaxie, die mit einer Entfernung von 165.000 Lichtjahren zu unserer näheren kosmischen Nachbarschaft zählt (eso0613).

Die Astronomen stießen bei ihren Beobachtungen auf mehrere Sterne, deren Oberflächentemperatur 40.000°C übersteigt und die damit mehr als sieben mal so heiß sind wie unsere Sonne. Diese Sterne sind außerdem mehrere Dutzend mal größer und millionenfach heller als die Sonne. Ordnet man diese Sterne in Modellreihen zur Sternentwicklung ein, stellt sich heraus, dass sie bei ihrer Entstehung eine Masse gehabt haben müssen, die die theoretische Obergrenze von 150 Sonnenmassen überschreitet. Der Stern R136a1, der sich im R136-Haufen befindet, ist dabei der massereichste bisher bekannte Stern überhaupt. Zur Zeit hat er etwa die 265-fache Masse der Sonne, bei seiner Entstehung dürften es bis zu 320 Sonnenmassen gewesen sein.

In NGC 3603 konnten die Astronomen die Massen von zwei Sternen in einem Doppelsternsystem aus ihrer Umlaufbewegung direkt bestimmen [1] und so die Modelle überprüfen, mit denen sie die Massen der anderen Sterne abgeschätzt hatten. Darüber hinaus hatte NGC 3603 durchaus seine eigenen Schwergewichte zu bieten: Die Astronomen fanden dort die Sterne A1, B und C, deren Massen bei ihrer Entstehung ebenfalls oberhalb oder nahe bei der Grenze von 150 Sonnenmassen lagen.

Sehr massereiche Sterne erzeugen extrem starke Sternwinde, die Materie von der Oberfläche des Sterns nach außen treiben. “Im Gegensatz zu Menschen werden solche Sterne als Schwergewichte geboren. Anstatt zu wachsen, nehmen sie ab, während sie älter werden” erklärt Paul Crowther. “R136a1, der 'beleibteste' von ihnen, ist gerade mal etwas über eine Million Jahre alt. Das ist bei einem Stern seiner Masse ein mittleres Alter. Es ist als wäre er auf einer strengen Diät, bei der er schon ein Fünftel seiner ursprünglichen Masse eingebüßt hat; in seinem Fall sind das mehr als 50 Sonnenmassen!”

Würde sich R136a1 anstelle der Sonne im Zentrum unseres Sonnensystems befinden, wäre er um denselben Faktor heller als die Sonne wie die Sonne heller als der Vollmond ist. “Durch seine gewaltige Schwerkraft würde sich das Jahr – also die Umlaufzeit der Erde – auf drei Wochen verkürzen. Außerdem würde er die Erde mit unglaublich starker UV-Strahlung beleuchten, was das Leben auf der Erde unmöglich machen würde” ergänzt Raphael Hirschi von der Universität Keele, ein Mitglied des Astronomenteams.

So massereiche Sterne wie R136a1 sind extrem selten. Sie bilden sich nur in den allerdichtesten Sternhaufen. Mit den hier vorgestellten Beobachtungen ist es erstmals geglückt, in den Zentren solcher Sternhaufen die einzelnen Sterne zu unterscheiden und getrennt voneinander zu beobachten. Dazu waren freilich Instrumente mit besonders guten Abbildungseigenschaften nötig, nämlich die Intrarotinstrumente am VLT [2].

Das Astronomenteam hat außerdem die größtmögliche Masse und die Häufigkeit der massereichsten Sterne in den beiden Sternhaufen abgeschätzt. “Sterne müssen mindestens die 80-fache Masse des Jupiters haben. Ansonsten gelingt es ihnen nicht, in ihrem Inneren die Fusion von Wasserstoff zu Helium zu starten, die Sternen als Energiequelle dient – scheitern sie an dieser Hürde, haben wir es mit so genannten Braunen Zwergen zu tun”, erläutert Teammitglied Olivier Schnurr vom Astrophysikalischen Institut in Potsdam. “Unsere Ergebnisse bestätigen die gängige Ansicht, dass es eine Obergrenze für die Masse von Sternen gibt. Allerdings hat sich der Zahlenwert für diese Obergrenze um einen Faktor zwei auf etwa 300 Sonnenmassen nach oben verschoben.”

In R136 gibt es nur vier Sterne, die es bei ihrer Entstehung auf mehr als 150 Sonnenmassen gebracht haben. Doch diese vier Sterne sind für fast die Hälfte der abströmenden Sternwinde und der abgestrahlten Energie des gesamten Sternhaufens verantwortlich, der insgesamt aus etwa 100.000 Sternen besteht. Allein R136a1 regt seine Umgebung mehr als 50 mal so stark zum Leuchten an wie der junge Sternhaufen im Orionnebel, von der Erde aus gesehen das nächste Sternentstehungsgebiet, in dem sich massereiche Sterne bilden.

Aufgrund ihrer kurzen Lebensdauer und der starken Sternwinde ist es nicht einfach, nachzuvollziehen, wie sich massereiche Sterne überhaupt bilden. Extremfälle wie R136a1 machen es den Theoretikern noch schwerer: “Entweder sie sind tatsächlich in dieser Größe entstanden, oder aber sie haben sich aus mehreren kleinen Sternen gebildet”, erklärt Crowther.

Sterne mit dem 8 bis 150-fachen der Masse der Sonne beenden ihr vergleichsweise kurzes Leben mit einer Supernovaexplosion. Übrig bleiben dabei nur Neutronensterne oder Schwarze Löcher. Nachdem nun gezeigt ist, dass es auch Sterne mit 150 bis 300 Sonnenmassen gibt, steigen die Chancen, dass auch so genannte Paarinstabilitäts-Supernovae auftreten können, die extrem hell sind und bei deren Explosion gar kein Restkörper zurückbleibt. Solche Supernovae würden bis zu zehn Sonnenmassen an Eisen an die Umgebung abgeben. Einige Beobachtungen der letzten Jahre sind Kandidaten für diese Art von Supernovaexplosion.

R136a1 ist nicht nur der massereichste Stern, den die Astronomen kennen, sondern auch derjenige mit der größten Leuchtkraft. Sie beträgt fast das zehnmillionenfache der Leuchtkraft der Sonne. “Bedenkt man wie selten solche Sternmonster sind, glaube ich nicht, dass dieser Rekord so schnell gebrochen wird”, schließt Crowther.

Fußnoten
[1] Der Stern A1 in der Sternentstehungsregion NGC 3603 ist ein Doppelsternsystem mit einer Umlaufszeit von 3,77 Tagen. Die beiden Sterne haben zur Zeit jeweils die 120fache und die 92fache Masse der Sonne. Zum Zeitpunkt ihrer Entstehung betrugen ihre Massen das 148fache und das 106fache der Masse der Sonne.
[2] Das Astronomenteam verwendete die Instrumente SINFONI, ISAAC und MAD, die sich alle am Very Large Telescope der ESO auf dem Berg Paranal in Chile befinden.

Mehr Infos, Bilder (auch in höher aufgelösten Versionen), ein Video und Kontaktdaten gibt es auf den deutschen Seiten des ESO Science Outreach Network (ESON) unter:
http://www.eso.org/public/germany/news/eso1030/
Englische Version unter:
http://www.eso.org/public/news/eso1030/

Hallo Yantur,

die WN-Sterne sind sogenannte Wolf-Rayet-Sterne (allgemein oft abgekürzt als WR). Es handelt sich dabei um sehr massereiche blaue Sterne, die sich schon am Ende ihres sehr kurzen Lebens befinden. Sowas gilt dann natürlich auch leicht für die Kandidaten der in der Mitteilung vorgestellten Sternengiganten.

Die Wolf-Rayet-Sterne kann man, je nachdem wie ihre Spektren aussehen, nochmal unterteilen. Es gibt WN (weitaus am häufigsten anzutreffen), WC und auch WO. N, C und O stehen für Sickstoff, Kohlenstoff und Sauerstoff. Diese Elemente entstehen im Zuge der Fusionsprozesse im Inneren der Sterne und machen sich in den Spektren durch breite Emissionslinien bemerkbar. Die Entwicklung geht von WN nach WC, denn schwere Elemente wie Stickstoff und Kohlenstoff müssen erst "freigelegt" werden. Das geschieht durch die starken Sternwinde. Die Stickstoff-Schicht liegt weiter außen als die Kohlenstoff-Schicht.

Die Wolf-Rayet-Phase beschreibt eigentlich nur das Stadium kurz vor dem Tod des Sterns in einer Supernova, wo die Massenverlustraten am höchsten sind. Die Begriffe sind da aber etwas schwammig. Auf jeden Fall gilt aber: Für eine gewisse Zeit sind auch so extrem massereiche Sterngiganten ganz normal als Hauptreihensterne zu bezeichnen. Von ihrer Lage im HRD - ganz links oben - sind die WRs und ihre Vorläufer aber nur schwer zu unterscheiden.

Hier noch ein kurzer Lexikon-Eintrag:
http://www.wissenschaft-online…owissen/lexdt_w03.html#wr

Viele Grüße,
Caro

(==&gt;)Kalle: <b>Ein</b> Link? Ich habe inzwischen gut 130 eingesammelt [;)] (Medienecho auf die Pressemitteilungen sammeln gehört auch zu meinem Job)

Hallo Kosmodrom,

ich fürchte ich muß dich enttäuschen was "verläßliche Angaben" zu den Größen der Sterne angeht, zumindest was verläßlich nach dem Verständnis von Otto Normalbürger angeht.

Die Größe solcher Sterne kann man nur grob abschätzen, denn obwohl riesig im Vergleich zur Sonne (siehe als ersten Anhaltspunkt die Grafik dazu auf den ESO-Seiten), läßt sich ihr Durchmesser nicht direkt messen, dazu sind sie viel zu weit weg.

Hinzu kommt noch ein anderes Problem: Im Gegensatz zu unserer Sonne gibt es keine scharf abgegrenzte Photosphäre. Die Sternatmosphäre dünnt über einen großen Raumbereich langsam aus, verursacht eben auch duch den starken Sternwind. Die über die ESO-Seiten einsehbare Veröffentlichung gibt Radien bei der optischen Tiefe &tau;=2/3 an. Das bedeutet sozusagen, daß man sich auf einen bestimmten Dichtewert festgelegt hat, bei dem die Sternatmosphäre teilweise noch durchsichtig ist (Astronomen sprechen bei optischen Tiefen kleiner 1 von optisch dünnem Material, bei Werten darüber ist es optisch dick.), und dies als den Sternradius angibt. Die in dem Paper angegebenen Werte für die betrachteten Sterne liegen zwischen 23 und 35 Sonnenradien - allerdings mit Fehlerbalken bis zu 10 Sonnenradien!

Ich wäre generell auch immernoch recht skeptisch, was die riesigen Massenwerte angeht. Es kann sich in ein paar Jahren nämlich teilweise immernoch herausstellen, daß die Sterngiganten eigentlich Doppelsterne sind, die man einfach noch nicht auflösen konnte. Fakt ist auch. Solche Sterne sollten von der Theorie her tatsächlich nicht existieren. Sie sollten sich nicht nur nicht direkt bilden können, sie sollten auch grundsätzlich instabil sein. Die Frage ist, wer umdenken muß: Der Tehoretiker, der ein besseres Modell suchen muß, oder der Beobachter, der genauer hinschauen muß.

Was die Paarinstabilitätssupernovae angeht: Bislang ist das ein theoretisches Konzept, das passieren könnte, von dem man aber noch nicht weiß, ob es tatsächlich in der Natur funktioniert. Zu 100% stichhaltige Beobachtungen gibt es bislang nicht, nur eine Handvoll ferne Supernovae, auf die das Szenaio passen könnte. Nur so zum im Hinterkopf behalten.

Die Frage ist, wie du deine große Massenansammlung generieren willst und wie sie aussehen soll. Unsere Milchstraße ist ja beispielsweise auch eine riesige Massenansammlung - und fällt trotzdem nicht in sich zusammen. Auch Gaswolken, in denen sich Sterne bilden, fallen ja nicht einfach zu einem einzigen riesigen Etwas zusammen. Stattdessen frgmentieren sich viele, viele kleinere Sterne aus.

Damit aus einem großen Stern ein Schwarzes Loch wird, muß erstmal einiges passieren. Die Gegenkräfte zur Schwerkraft müssen wegfallen. Und nun soll dabei gerade nichts übrig bleiben, kein Schwarzes Loch, kein Neutronenstern, kein garnichts. Das ganze muß sehr schnell vonstatten gehen, die entsprechende Explosion muß gigantisch ausfallen, mit enormen freigesetzten Energiemengen. Damit das klappt müssen jede Menge Faktoren zusammenpassen, insbesondere welche, an die man im ersten Augenblick gar nicht denkt. Der entscheidende Faktor für den Wumms ist nämlich gar nicht so sehr die Masse, sondern die Elementzusammensetzung. Schwere Elemente transportieren die Energie nämlich viel leichter von innen nach außen als Wasserstoff - und das entspannt die Lage. Bei metallarmen Sternen kann es daher zu einer Art Energiestau kommen vor dem großen Knall, und fertig wäre die Paarinstabilitätssupernova.

Viele Grüße,
Caro