Entstehung von Kugelsternhaufen entschlüsselt

1. Oktober 2019

Kugelsternhaufen sind die dichtesten gravitativ gebundenen Sternsysteme im Universum. Man findet sie in allen Galaxien, auch in den kleinsten Zwerggalaxien, und sie können fast so alt sein wie das Universum selbst. Die Entstehung dieser mysteriösen Systeme war bisher allerdings weitgehend unverstanden. Wissenschaftler am MPA, der Universität von Helsinki und internationale Kollegen, haben jetzt eine aufwändige hydrodynamische Simulation präsentiert, die die gesamte Entstehung von Kugelsternhaufen in verschmelzenden Zwerggalaxien auflöst. Die Simulation liefert damit ein allgemeines Model zur Entstehung von Kugelsternhaufen in chemisch unentwickelten und dichten Regionen kleiner Galaxien im frühen Universum.     

Fig. 1: Verteilung der Sterne (links), des Gases (Mitte), und des Drucks (rechts) einer dichten Region der Zwerggalaxie, in der überdurchschnittlich viele Sterne entstehen, zu zwei Zeitpunkten der Simulation (oben: 5 Mio Jahre, unten: 3 Mio Jahre bevor die Bildung des Sternhaufens abgeschlossen ist). In den Regionen höchster Dichte und höchsten Drucks (weiße Ellipsen) bildet sich stellare Proto-Haufen die sehr schnell einen massiven Sternhaufen bilden, der die Eigenschaften von Kugelsternhaufen hat (siehe Fig. 2).  

Die Milchstraße wird von mehreren hundert Kugelsternhaufen umkreist, die sich im frühen Universum in einem bisher unbekannten aber häufigen Sternentstehungsprozess gebildet haben müssen. Massive elliptische Galaxien wie M87 haben zehntausende Kugelsternhaufen mit ähnlichen Eigenschaften. Im heutigen Universum wird dieser Prozess nur sehr selten beobachtet. Kugelsternhaufen haben typische Massen von mehreren Hunderttausend Sonnenmassen und Radien von einigen Parsec. Man glaubt, dass die ältesten und metallärmsten Kugelsternhaufen in den frühen Tagen des Universums auf Zeitskalen von nur wenigen Millionen Jahren in verschmelzenden kleinen Galaxien geboren wurden.

Motiviert von diesem Scenario hat das Team die bisher höchstaufgelöste Simulation einer Verschmelzung von Zwerggalaxien durchgeführt. Die Simulation löst sieben Größenordnungen in Zeit, Dichte und Druck auf und berechnet Gaskühlung auch bei niedrigen Temperaturen, Sternentstehung wie auch Ionisation und Supernova Explosionen individueller massiver Sterne. Zusätzlich wird die chemische Entwicklung des dichten interstellaren Mediums berechnet, das einem orts- und zeitabhängigen interstellaren Strahlungsfeld ausgesetzt ist.

Fig. 2: Links: Stellare Dichteverteilung der drei schwersten simulierten Sternhaufen (farbig) im Vergleich zu beobachteten Dichteprofilen massiver Sternhaufen und Kugelsternhaufen (graue gestrichelte Linien) im lokalen Universum.  Rechts: Dichteverteilung des schwersten simulierten Sternhaufens.

Die Simulation hat eine maximale räumliche Auflösung von von 0.1 Parsec und eine Massenauflösung von 4 Sonnenmassen; physikalische Prozesse werden bis auf eine Zeitskala von 10 Jahren aufgelöst. Es ist die realistischste und höchstaufgelöste Simulation eines solchen Systems mit einer baryonischen  Masse (Gas und Sterne) von 100 Millionen Sonnenmassen. Während der Verschmelzung wird das Gas um vier Größenordnungen in seiner Dichte komprimiert und das System kommt in eine Phase extremer Sternentstehung (Fig. 1).

In dieser Phase bilden sich Sternhaufen mit Massen von wenigen Hundert bis einigen Zehntausend Sonnenmassen und einer Massenverteilung, wie sie auch in Zwerggalaxien und anderen sternbildenden Galaxien beobachtet wird. In den dichtesten Regionen der Verschmelzung erreichen einige Sternhaufen Massen von nahezu einer Millionen Sonnenmassen, die sich innerhalb nur weniger Millionen Jahre bilden (Fig. 1). Ihre interne Massenverteilung ähnelt der von Kugelsternhaufen (Fig. 2). Die Geschwindigkeiten der Sterne, ihre Halbmassenradien und die zentralen Flächendichten der drei schwersten Sternhaufen entscheiden sich nicht von beobachteten massiven Sternhaufen und Kugelsternhaufen in den Zwerggalaxien Fornax, kleine und große Magellansche Wolken und der Milchstraße (Fig. 3). Die mittleren stellaren Metallizitäten sind nahe dem Anfangswert von einem Zehntel des solaren Wertes. Das bedeutet, dass die Kugelsternhaufen während ihrer kurzen Entstehungsphase nicht mit Elementen der Sternentwicklung anreichert werden. Auch diese Eigenschaft stimmt mit den Beobachtungen überein.

Fig. 3: Zentrale stellare Geschwindigkeitsdispersionen (oben), stellare Halbmassenradien (Mitte) und zentrale stellare Flächendichten (unten) der drei massereichsten simulierten Sternhaufen (rote Symbole). Ihre Eigenschaften sind nicht von beobachteten massiven Sternhaufen (farbig) zu unterscheiden.  

Diese Studie liefert damit ein allgemeingültiges Modell zur Entstehung metallarmer Kugelsternhaufen in chemisch wenig angereicherten kleinen Galaxien im frühen Universum. Das Entstehungsmodell ist auch im Einklang mit Beobachtungen junger Sternhaufen im lokalen Universum. Diese sind die seltenen Gegenstücke alter, kompakter Kugelsternhaufen, die sich im frühen Universum gebildet haben.  

 

Thorsten Naab

für die Autoren Nathalia Lahen, Thorsten Naab, Peter Johansson, Bruce Elmegreen, Chia-Yu Hu und Stefanie Walch

 

 

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