Superstars im Tarantel-Nebel

Kürzlich startete ein Team um Venu Kalari vom Gemini-Observatorium und der Universität Santiago de Chile einen weiteren Versuch. Mit einer raffinierten Beobachtungstechnik gelang ihnen mit dem Teleskop Gemini-Süd in den chilenischen Anden die bislang detaillierteste und am weitesten in die Tiefe gehende Aufnahme von R136a1 und seiner Umgebung: Das Zorro-Instrument (spanisch für „Fuchs“) machte insgesamt 40.000 Aufnahmen mit einer Belichtungszeit von jeweils 0,06 Sekunden. Daraus wählte der Computer die schärfsten aus und überlagerte sie zu einem finalen Bild. Auf diese Weise umgeht man die Luftunruhe, die ein Foto bei langen Belichtungen verschmiert. Wegen der extrem kurzen Belichtungszeit erfordert diese Technik einen großen Sammelspiegel. Mit 8,1 Metern war Gemini-Süd deshalb bestens geeignet. Damit erreichten die Himmelsforscher eine Auflösung von etwa 0,03 Bogensekunden – doppelt so gut wie beim Hubble-Weltraumteleskop.

Auf dieser Aufnahme identifizierte Kalaris Team bei den beiden Supersternen R136a3 und R136a6 Begleitsterne, welche die Massenberechnungen bislang verfälscht hatten. Für R136a1 konnten sie die Existenz eines Kompagnons mit einem Minimalabstand von 2000 Astronomischen Einheiten ausschließen (eine Astronomische Einheit AE ist der mittlere Erdbahnradius von 150 Millionen Kilometern). Ein noch näher gelegener Stern wäre theoretisch auch möglich. Erst mit einem der im Bau befindlichen 30-Meter-Teleskope wird sich diese Ungewissheit beseitigen lassen.

Aus den neuen Daten berechneten die Forscher für R136a1 eine Masse von 196 Sonnenmassen und eine Temperatur von 50.000 Grad. Dieser Megastern ist mindestens fünf Millionen Mal so leuchtkräftig wie die Sonne. Auf den Plätzen zwei und drei folgen R136a3 mit 155 und R136a2 mit 151 Sonnenmassen sowie mit einer jeweiligen Leuchtkraft vom 3.600.000-Fachen unserer Sonne. Damit liegt die neu berechnete Masse des Rekordhalters unter den bisherigen Schätzungen, auch wenn die Unsicherheit plus/minus 20 bis 30 Sonnenmassen noch erheblich ist.

„Dies deutet darauf hin, dass die Obergrenze der Sternmassen ebenfalls kleiner sein könnte als bisher angenommen“, vermutet Kalari. Die Frage, wie schwer Sterne überhaupt werden können und auf welche Weise sie ihr verschwenderisches Leben verbringen und beenden, ist also bei weitem nicht geklärt – für die Astrophysik und Kosmologie aber von großer Bedeutung.

Wie Supersterne wachsen

Die Riesensterne entstehen wie ihre kleineren Geschwister, wenn sich eine interstellare Wolke unter dem Einfluss der Schwerkraft zusammenzieht. Anfänglich sind Gas und Staub kalt, mit zunehmender Verdichtung steigt aber die Temperatur. Je massereicher ein Protostern ist, desto stärker erhitzt sich die Materie. Schließlich wird er so heiß, dass zwei Entwicklungen einsetzen: Energiereiche Ultraviolettstrahlung heizt die Umgebung auf, sodass das Gas einen thermischen Druck ausübt – es expandiert. Gleichzeitig stößt die Strahlung mit der Materie zusammen und schiebt sie fort. Beide Auswirkungen der Strahlung, die thermische Ausdehnung und der Impulsübertrag, wirken der Gravitation also entgegen und behindern die weitere Kontraktion der den Protostern umgebenden Wolke und damit dessen Wachstum.

„Die Einzelheiten dieser komplexen Wechselwirkungen für die Bestimmung der endgültigen stellaren Masse bleiben unklar“, schrieb Rolf Kuiper von der Universität Duisburg-Essen 2018 in der Fachzeitschrift Astronomy and Astrophysics. Gemeinsam mit seinem Kollegen Takashi Hosokawa von der Universität Kyoto berücksichtigte er in Computersimulationen erstmals Ionisierung und Impulsübertrag bei der Entstehung von supermassereichen Sternen.

Frühere Berechnungen hatten bereits eine Voraussetzung für die Bildung dieser Riesensterne identifiziert: Wenn die Materie aus allen Richtungen gleichmäßig auf ein Zentrum einströmt, kann kein Stern mit mehr als 40 Sonnenmassen entstehen. Astronomen wissen aber schon seit Langem, dass sich kleinere Sterne im Zentrum einer Scheibe aus Gas und Staub formieren. Die Materie strömt aus dem Außenbereich zum Zentrum und sammelt sich in einer rotierenden Scheibe – ähnlich wie Wasser in einem Strudel. Von hier aus nähert sie sich dem Zentralstern und fällt schließlich in ihn hinein.

Ein weiteres Phänomen ist ebenso bedeutend für Sternentstehung: Senkrecht zur Scheibe strömt mit hoher Geschwindigkeit Gas eng gebündelt in zwei entgegengesetzte Richtungen vom Stern fort. Diese Jets zapfen von der Scheibe Drehimpuls ab, wodurch sich deren Rotation verlangsamt. Dies führt zu einem Materienachschub und lässt ihn größer werden, als es ohne Jets der Fall wäre.

Jets wurden bislang zwar nur bei jungen Sternen mit bis zu zwölf Sonnenmassen nachgewiesen, aber auch für die Entstehung der Supersterne scheinen sie unerlässlich zu sein – diese Vermutung unterstützen jedenfalls die Simulationen von Kuipers Arbeitsgruppe. Sie weisen zwei Entwicklungsphasen auf: Wenn der Protostern bis auf zehn Sonnenmassen gewachsen ist, behindert der Impulsübertrag die weitere Materieansammlung erheblich; oberhalb von 30 Sonnenmassen erzeugt die UV-Strahlung ausgedehnte Plasmablasen um sich herum. Beide Phänomene haben zur Folge, dass sich der Protostern nach rund 100.000 Jahren keine Materie mehr einverleiben kann, die weiter als etwa ein Lichtjahr von ihm entfernt ist. Das Reservoir, aus dem sich das Wachstum speist, ist also begrenzt.

„Die Rückkopplung durch die Strahlungskräfte stoppt schließlich den Nachschub für die Akkretionsscheibe, sodass ihr das Material ausgeht und die stellare Akkretion zum Erliegen kommt“, resümieren Kuiper und Hosokawa. Wegen dieser widrigen Umstände entstanden in ihrer Simulation Sterne mit maximal 95 Sonnenmassen.

Dennoch besteht theoretisch die Möglichkeit für weiteres Wachstum. Für ihre Simulationen haben beide Forscher nämlich dem entstehenden Stern nur ein begrenztes Materiereservoir zur Verfügung gestellt. Im günstigsten Fall bestand dieses aus 1000 Sonnenmassen in einer Wolke mit sechs Lichtjahren Durchmesser.

„Wenn aber die Dichte der interstellaren Materie höher ist, kann sie der Stern noch rascher aufsammeln und würde schneller wachsen“, erklärt Kuiper. Dann erreicht er vielleicht schon nach einigen 10.000 Jahren 200 Sonnenmassen, bevor die Akkretion wegen der genannten Effekte stoppt.

In weiteren Simulationen will Kuiper der Frage der erforderlichen Materieansammlung nachgehen. „Klar ist, dass diese Supersterne nur in Regionen mit extrem hoher Materiedichte entstehen können, und die hat der große Tarantel-Nebel offenbar geboten.“ Im lokalen Universum ist kein vergleichbares Sternentstehungsgebiet bekannt.

Gewaltiger Massenverlust

Riesensterne mit mehr als 100 Sonnenmassen sind äußerst kurzlebig. Sie verpulvern ihren Brennstoff in wenigen Millionen Jahren und explodieren dann als Supernova, während der Zentralbereich in einem Schwarze Loch verschwindet. Solche Sterne entfachen wegen ihrer hohen Temperaturen heftige Teilchenwinde und verlieren dadurch sehr viel Masse. Unsere Sonne hat im Lauf ihres Lebens nur etwa ein Zehntausendstel ihrer Masse eingebüßt. R136a1 hingegen büßt derzeit innerhalb von 40.000 Jahren eine ganze Sonnenmasse ein – früher war der Verlust noch größer.

„Um die heute bekannten Eigenschaften von R136a1, R136a2 und R136a3 erklären zu können, müssen sie in der Vergangenheit einen deutlich höheren Massenverlust erlitten haben“, sagt Joachim Bestenlehner von der University of Sheffield. Er war an mehreren Beobachtungskampagnen beteiligt, wie dem VLT-FLAMES Tarantula Survey, bei dem mit dem Fibre Large Array Multi Element Spectrograph am Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte ESO in R136 insgesamt 62 Sterne unterschiedlicher Größe detailliert untersucht wurden. Jüngst leitete Bestenlehner ein Team, das 55 Sterne in R136 spektroskopisch mit dem Hubble-Weltraumteleskop beobachtet hat.

Doch die Sache ist kompliziert: „In Zukunft wird der Massenverlust wieder zunehmen und in eine Phase mit exzessivem Verlust übergehen“, sagt er. „Solche Episoden beobachten wir in einem Sterntyp namens Luminous Blue Variables.“ Diese Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen sind massereich und weisen extreme Helligkeitsvariationen auf. In dieser nur wenige 10.000 Jahre dauernden Entwicklungsphase entfachen sie einen heftigen Teilchenwind und verlieren dadurch erheblich an Masse. Der Prototyp dieses Sterntyps, S Doradus, befindet sich ebenfalls in der Großen Magellanschen Wolke.

R136a1 ist etwa eine Million Jahre alt. Er könnte seit seiner Geburt bereits 50 Sonnenmassen eingebüßt haben, schätzt Bestenlehner. Der Gigant wird wohl nur etwas mehr als zwei Millionen Jahre alt. „Wie viel Masse er von der Entstehung bis zum Ende verliert, wissen wir nicht genau. Je nach Sternentwicklungsmodell liegt der Wert zwischen 150 und 250 Sonnenmassen.“

Allerdings sind diese Werte sehr ungenau, denn heutige Sternentwicklungsmodelle können nicht alle physikalischen Sterngrößen gleichzeitig und in sich widerspruchsfrei abbilden. Eine weitere Schwierigkeit sind die wenigen Beobachtungsdaten. Es gibt keinen mit R136 vergleichbaren Sternhaufen in der Nähe.

Kosmische Bomben

Unbestritten ist indes, dass der rasante Massenverlust auch das Ende der Riesensterne prägt. Sterne mit mindestens acht Sonnenmassen werden zu einer Kernkollaps-Supernova. Dabei wird die äußere Hülle abgesprengt; sie leuchtet hell auf. Der zentrale Kern bricht zu einem Schwarzen Loch zusammen, sofern er mindestens etwa drei Sonnenmassen wiegt. Je mehr Masse der Stern am Ende hat, desto energiereicher ist die Explosion.

Theoretiker sagen jedoch voraus, dass in einem Bereich zwischen 140 und 260 Sonnenmassen etwas Überraschendes geschieht: Am Ende des Kernbrennens wandeln sich bei etwa zehn Milliarden Grad Photonen in Elektron-Positron-Paare um. Das löst eine gravitative Instabilität aus, die entweder zur Entstehung eines massereichen Schwarzen Lochs oder zur vollständigen Explosion des Sterns ohne Überrest führt.

Bei einem solchen Ereignis entstehen ungewöhnlich große Mengen an schweren Elementen. Norbert Langer vom Argelander-Institut für Astronomie in Bonn hat schon 2012 ausgerechnet, dass in einem abgeschlossenen Sternhaufen eine Paarinstabilität-Supernova mehr schwere Elemente ins interstellare Medium blasen würde als alle masseärmeren Sterne dieses Haufens zusammen. Bislang wurde jedoch im lokalen Universum keine einzige solche Paarinstabilität-Supernova nachgewiesen. Vielleicht gibt es sie gar nicht, weil die massereichsten bekannten Sterne wie R136a1 von der Geburt bis zum Tod zu stark abnehmen.

Allerdings hänge die Stärke des Sternwinds und damit des Massenverlusts von der chemischen Zusammensetzung der Sternmaterie ab, „insbesondere von Eisen und Eisengruppen-Elementen“, sagt Bestenlehner. „Für eine Paarinstabilität-Supernova ist die Große Magellansche Wolke zu reich an schweren Elementen.“

Turbulente Vergangenheit

Ganz anders sah es hingegen im jungen Universum aus. Als sich wenige 100 Millionen Jahre nach dem Urknall die ersten Sterne bildeten, herrschten im Vergleich zur Gegenwart ganz andere Bedingungen: Das Gas bestand fast ausschließlich aus Wasserstoff und Helium, und es war heißer. Das führte vermutlich dazu, dass sich Sterne mit wesentlich höheren Massen als heute bildeten – vielleicht mit bis zu 1000 Sonnenmassen. Ohne schwere Elemente waren zudem die Sternwinde so schwach, dass diese Giganten kaum abnahmen. Zusammen genommen sind dies die besten Voraussetzungen für sehr heftige Sternexplosionen und die gewaltigen Paarinstabilität-Supernovae.

Die Suche nach solchen gigantischen Explosionen hat bislang kein eindeutiges Ergebnis gebracht. Erster Kandidat war die 2006 entdeckte, extrem helle Supernova SN 2006gy in der 238 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie NGC 1260. Sie war rund hundert Mal so leuchtkräftig wie eine durchschnittliche Sternexplosion, was einige Astronomen als Hinweis auf eine Paarinstabilität-Supernova deuteten. Es gibt jedoch auch andere Erklärungsmöglichkeiten. Als einer der überzeugendsten Kandidaten gilt die 2007 entdeckte, 1,7 Milliarden Lichtjahre entfernte Supernova SN 2007bi. Ihre enorme Leuchtkraft sowie die großen ausgestoßenen Mengen an Silizium und radioaktivem Nickel gelten als Hinweis auf eine Paarinstabilität-Supernova.

Letztes Jahr analysierte ein Team um Yuzuru Yoshii von der Universität Tokio das Spektrum eines sehr weit entfernten Quasars mit der Bezeichnung ULAS J1342+0928. Wir sehen ihn heute zu einer Zeit, als das Universum 700 Millionen Jahre alt war. Im Gas dieser frühen Galaxie stießen die Forscher auf eine ungewöhnliche Häufigkeit chemischer Elemente. So ist Eisen 20-mal häufiger als in der Sonne, aber Magnesium seltener. Yoshii interpretiert dies als Fingerabdruck von Paarinstabilität-Supernovae.

Eindeutig ist aber auch dies nicht, weil selbst die besten Computermodelle weder das chemische Häufigkeitsverhältnis von Paarinstabilität-Supernovae noch den Beitrag der massereichen Sterne genau vorhersagen können. Deutlich ist jedoch, dass die Riesen das Urgas relativ rasch mit schweren Elementen angereichert haben, ohne die anschließend kein Staub und keine Planeten hätten entstehen können.