Protostellare Scheiben in ihrer natürlichen Umgebung
Sonnenähnliche Sterne entstehen in turbulenten molekularen Wolken und sind von protostellaren Scheiben aus Gas und Staub umgeben – den Geburtsstätten der Planeten. Während die frühesten Phasen der Scheibenbildung durch das umgebende dichte Gas verborgen bleiben, kann ALMA protostellare Scheiben kurz nach ihrer Entstehung beobachten. In einem vom Exzellenzcluster ORIGINS geförderten Projekt führten Forschende von MPA, MPE, Harvard und der Universität zu Köln hochauflösende, nicht-ideale magnetohydrodynamische Simulationen durch, die die Bildung protostellarer Scheiben selbstkonsistent von ihren turbulenten molekularen Ursprungswolken bis hinunter zu stellaren Skalen über mehr als zehn Größenordnungen hinweg verfolgen. Die Studie legt die komplexen Wege offen, auf denen sich protostellare Scheiben bilden, und zeigt, dass Magnetfelder eine zentrale Rolle bei ihrer Entstehung und frühen Entwicklung spielen.
Das interstellare Medium (ISM), der Ort der Sternentstehung in Galaxien, ist eine sehr komplexe Umgebung. Diffuse, heiße Regionen (mit Temperaturen von mehreren Millionen Kelvin) existieren oft in unmittelbarer Nähe zu kalten, dichten Molekülwolken (mit Temperaturen unter einigen hundert Kelvin). ‚Stellare Rückkopplung‘, z. B. die Explosion massereicher Sterne als Supernovae, erzeugt das heiße Gas und treibt turbulente Gasbewegung im ISM an. Diese Turbulenz führt auch zur Abkühlung und kann in bestimmten Regionen zum gravitativen Kollaps führen - Molekülwolken entstehen. In dichten Kernregionen der Wolken entstehen Sterne und ihre protostellaren Scheiben.
Dieser Prozess umfasst eine große Bandbreite räumlicher Skalen: Verwendet man den Abstand zwischen Erde und Sonne, eine Astronomische Einheit (AU), als Maßstab, reichen die Skalen von mehreren zehn Millionen AU für die Größe von Molekülwolken, über etwa eine Million AU große ‚Blasen‘, die durch Supernovae erzeugt werden, bis hin zu Bereichen kleiner als ein Hundertstel einer AU, in denen ein neuer Protostern entsteht. Für die Simulation eines solchen Systems sind spezielle numerische Techniken erforderlich, da eine überall gleich hohe Auflösung selbst Supercomputer überfordern würde. Die meisten früheren Studien zur Scheibenbildung vereinfachen das Problem und konzentrieren sich auf die letzte Phase der Scheibenentstehung nach dem Kollaps dichter Wolkenkerne, wobei homogene Dichten und turbulente Geschwindigkeiten per Hand vorgegeben werden. Dies lässt jedoch die selbstkonsistente Entstehung der Wolkenkernstruktur, der Kinematik und der Magnetfelder aus der großskaligen Umgebung außer Acht.
Wie wichtig sind Magnetfelder in diesem Szenario? Beobachtungen belegen eindeutig, dass Wolkenkerne stark magnetisiert sind, was ihre Entwicklung beeinflusst. „Ideale“ magnetohydrodynamische (MHD) Modelle nehmen an, dass Magnetfelder mit dem Gas mitgeführt werden. Sie wirken über die Lorentzkraft auf das Gas zurück und stützen es gegen den gravitativen Kollaps. Die Lorentzkraft wirkt außerdem der rotationsbedingten Verdrehung der Magnetfeldlinien entgegen – eine Situation, die auftritt, wenn eine rotierende Scheibe einen jungen Stern umgibt. Dieser Widerstand bremst das Gas so stark ab, dass es auf den Stern fällt, während schnell rotierendes Material das System in einem protostellaren Wind verlässt – es bleiben keine Scheiben zurück. Um junge Sterne werden jedoch regelmäßig ausgedehnte protostellare Scheiben beobachtet (Abbildung 1) – im Widerspruch zu „idealen“ MHD-Modellen.
Dieses Problem lässt sich mit realistischeren, „nicht-idealen“ MHD-Modellen lösen, in denen sich neutrale und ionisierte Teilchen unterschiedlich bewegen (ambipolare Diffusion). Durch diesen Prozess werden die Magnetfelder in kollabierenden Kernen abgeschwächt, und protostellare Scheiben können sich bilden. Numerische Simulationen dieses Prozesses sind aufwändig, aber unerlässlich, um die Bildung protostellarer Scheiben zu verstehen.
In einem vom DFG-Exzellenzcluster ‚ORIGINS‘ unterstützten Projekt führten Forschende vom Max-Planck-Institut für Astrophysik (MPA), dem Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE), der Harvard University und der Universität zu Köln hochauflösende, nichtideale MHD-‚Zoom‘-Simulationen durch, um die Bildung protostellarer Scheiben selbstkonsistent von ihren turbulenten, mehrphasigen Molekülwolken bis hinunter zu stellaren Sub-AU-Skalen zu verfolgen. Die beispiellosen nichtidealen MHD-Simulationen erstrecken sich über mehr als zehn Größenordnungen auf räumlichen Skalen.
Mit einer realistischen großskaligen turbulenten Umgebung (Abbildung 2) können sich mit ‚idealer‘ MHD keine ausgedehnten protostellaren Scheiben bilden, während ‚nichtideale‘ MHD die frühe Bildung einer Scheibe ermöglicht – ähnlich wie im ‚Hydro‘-Modell ohne Magnetfeld (Abbildung 3). Die Unterstrukturen der in diesen unterschiedlichen Modellen entstandenen Scheiben unterscheiden sich jedoch deutlich voneinander. Die Studie deutet darauf hin, dass Magnetfelder zusammen mit nichtidealen MHD-Effekten sowie die großskalige, mehrphasige und turbulente Umgebung eine zentrale Rolle bei der Bildung protostellarer Scheiben spielen.
Zukünftige Arbeiten auf Grundlage dieser Studie werden sich auf die längerfristige Entwicklung dieser in realistischen Umgebungen gebildeten Scheiben konzentrieren. Dies wird es den Forschenden auch ermöglichen, zu untersuchen, wie frühe stellare Begleiter entstehen.
