Erste riesige Molekülwolken-Simulation zur Sternentstehung, die Jets, Strahlung, Winde und Supernovae umfasst

Die Sternentstehung ist wohl der wichtigste Prozess im Universum. Während ihres Lebens und dann mit ihrem Tod produzieren Sterne alle chemischen Elemente mit Ausnahme von Wasserstoff und Helium (die beim Urknall produziert wurden). In ihrer Jugend fördern Sterne die Geburt von Planeten und kleineren Körpern, und ihr Untergang führt zu Supernovae, superdichten Körpern wie Schwarzen Löchern, Neutronensternen oder Weißen Zwergen und Nebeln.

Sterne strahlen ihre reichliche Energie in den Kosmos bei Wellenlängen über das gesamte Spektrum, erwärmen die Oberflächen von Planeten, erleichtern die interstellare Chemie und erhellen Galaxien in allen kosmischen Epochen. Die Sternentstehung reguliert die Palette des Himmels und seinen Regenbogen an Attributen, indem er die Orte, Häufigkeiten und relativen Massen von Sternen bestimmt.

Sterne im Universum entstehen, zumindest in unserer heutigen Epoche, wenn massive Wolken mit molekularem Gas durch die Schwerkraft zusammenbrechen. Aber in der Milchstraße ist dieser Prozess sehr ineffizient; nur etwa 1 % des verfügbaren Materials landet in einem Stern. Astronomen glauben, dass ein Grund dafür ist, dass sternbildende Kerne durch den nach außen gerichteten Druck von turbulenten Überschallgasbewegungen (d. h. Gas, das sich schneller als Schallgeschwindigkeit bewegt) und durch Ausflüsse von Supernovae, Winden oder Jets, die von einer früheren Generation erzeugt wurden, an der Entwicklung gehindert werden von Sternen. Zumindest ist dies das Bild für massearme Sterne.

Beobachtungen junger massereicher Sterne legen jedoch manchmal die gegenteilige Schlussfolgerung nahe, dass massereiche Sterne genau dort entstehen, wo Gasturbulenzen die Entwicklung von massearmen Sternen hemmen, bis sich genügend Masse angesammelt hat, um massereiche Sterne zu gebären. Die vielen komplexen, miteinander verwobenen physikalischen Prozesse, die daran beteiligt sind, hinterlassen viele Rätsel, darunter, warum sich Sterne mit geringer Effizienz bilden, warum sie die besondere Masse haben, warum und wie sie sich in Clustern bilden und warum einige in mehreren Systemen sind und andere nicht .

Computersimulationen können grundlegende Erkenntnisse zu diesen Fragen liefern. Astronomen arbeiten seit Jahrzehnten daran, ihre Codes zu verfeinern und mit Beobachtungen zu vergleichen. Die Aufgabe ist entmutigend: Es sind nicht nur viele verschiedene physikalische Prozesse am Werk, sie beeinflussen sich gegenseitig, während kritische Schritte über räumliche Skalen von Hunderten von Lichtjahren bis zur unmittelbaren Umgebung des embryonalen Sterns und Zeitskalen von Millionen von Jahren bis hin erfolgen Tage. Eine realistische Simulation der Sternentstehung muss all dies irgendwie genau berücksichtigen.

CfA-Astronomin Anna Rosen und ihre Kollegen haben die erste riesige Molekülwolken-Simulation entwickelt, die die Entstehung einzelner Sterne und ihre Rückkopplung von Jets, Strahlung, Wind und Supernovae verfolgt. Es baut auf ihren früheren Codes auf, die Schwerkraft, Magnetfelder und Turbulenzen beinhalteten, aber unrealistisch hohe Sternentstehungseffizienzen ergaben und einen Überschuss an massereichen Sternen produzierten.

Die neue numerische Simulation verfolgt die Sternentstehung in einer Wolke für etwa 8 Millionen Jahre mit etwa 160 Millionen Schritten, von denen einige durch Zeiten von nur einem Tag getrennt sind. Es vermeidet die Mängel früherer Codes, behält jedoch die allgemeine Konsistenz mit ihren genaueren Ergebnissen bei. Es gelangt auch zu bedeutenden Schlussfolgerungen, darunter, dass protostellare Jets eine dominante Quelle von Rückkopplungen sind, die die Sterngeburt hemmen – Supernova-Rückkopplungen treten zu spät im Geburtszyklus auf, um die Entwicklung anderer Sterne in der Kinderstube ernsthaft zu stören.

Veröffentlicht in Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Societyist diese bahnbrechende Errungenschaft die erste numerische Simulation jeglicher Art, die die Entstehung eines Sternhaufens modelliert und gleichzeitig die Entstehung, Akkretion, Bewegung, Entwicklung und Rückkopplung einzelner Sterne und Protosterne verfolgt, mit Rückkopplung aus allen wichtigen Kanälen: protostellare Jets, stellar Winde, Sternstrahlung und Kernkollaps-Supernovae.