Sterne entstehen aus dem Gas und Staub in Molekülwolken durch eine Reihe komplexer Prozesse, die derzeit nur teilweise verstanden sind. Die Entwicklung dieser Wolken steuert die Entwicklung der stellaren Populationen im Universum. Astronomen, die die Entstehung von Sternen untersuchen, haben sich während der letzten Jahrzehnte auf ein paar Regionen mit aktiven Sternbildungsprozessen konzentriert: die Nachbarschaft der Sonne, die Scheibe der Milchstraßen-Galaxie und die benachbarten Magellanschen Wolken.
Dieser Umgebungsbereich ist allerdings beschränkt und nicht repräsentativ für die Bedingungen, unter denen die meisten Sterne im Universum entstanden. Beispielsweise sind die Dichten, die Druckverhältnisse und die Bewegungen des Gases in diesen lokalen Umgebungen wesentlich geringer als jene, wie man sie zur Zeit während der Spitzenaktivität der Sternbildungsprozesse vor rund zehn Milliarden Jahren vermutet. Die ungleichen Bedingungen machen es zudem schwer, Entwicklungseffekte festzustellen.
Kürzliche Beobachtungsprogramme der galaktischen Ebene in einem breiten Wellenlängenbereich mit Einrichtungen wie dem Submillimeter Array und den ALMA-Teleskopen haben es möglich gemacht, die Entwicklung und Entstehung von Wolken und Sternen in der Central Molecular Zone (CMZ) zu untersuchen. Die Central Molecular Zone repräsentiert die zentralen 1.500 Lichtjahre der Milchstraßen-Galaxie, deren extreme physikalischen Bedingungen jenen zur Zeit der Spitzenaktivität der kosmischen Sternentstehungsprozesse näher kommen.
Die Astronomen Eric Keto und Qizhou Zhang vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) und ihre Kollegen führten eine Reihe Computersimulationen von massereichen Molekülwolken in einer CMZ-Umgebung durch. Das Ziel des Vorhabens bestand darin, ihre morphologische und kinematische Entwicklung beim Umkreisen des galaktischen Zentrums in dieser dichten, komplexen Region zu charakterisieren. Diese Berechnungen sind die ersten, die speziell auf die Simulation der Wolken an der CMZ-Schwelle abzielten und wurden entwickelt, um sie mit kürzlichen Beobachtungen vergleichen zu können.
Das Team stellte fest, dass die CMZ-Umgebung eine Komprimierung der Wolken verursacht, wobei Belastungs- und Scherkräfte sie fragmentieren und Merkmale wie Filamente und rotierende, pfannkuchenartige Strukturen entwickeln. Die Simulationen können beobachtete Schlüsselmerkmale wie den “Brick” reproduzieren – eine sehr dichte, abgeflachte Molekülwolke, der es trotz ihres dichten Gases an Sternentstehungsprozessen mangelt. Die Simulationen können ihre allgemeine Morphologie, Inklination und Geschwindigkeitsgradienten nachbilden.
Die Ergebnisse offenbaren, dass die Entwicklung von Molekülwolken nahe galaktischer Zentren eng mit ihren Orbitaldynamiken zusammenhängt. Wenn mit ihnen die Akkretion von Gas einhergeht, können sich diese Wolken entwickeln und die in vielen galaktischen Kernen beobachteten Starbursts produzieren.
Abhandlung: “The Dynamical Evolution of Molecular Clouds near the Galactic Centre – II. Spatial Structure and Kinematics of Simulated Clouds” von J. M. D. Kruijssen, J. E. Dale, S. N. Longmore, D. L. Walker, J. D. Henshaw, S. M. R. Jeffreson, M. A. Petkova, A. Ginsburg, A. T. Barnes, C. D. Battersby, K. Immer, J. M. Jackson, E. R. Keto, N. Krieger, E. A. C. Mills, A. Sanchez-Monge, A. Schmiedeke, S. T. Suri und Q. Zhang, MNRAS 484, 5734 2019.
(THK)
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