The initial conditions and initial mass functions of Alpha Persei, Pleiades and Praesepe

Stellen Sie sich das Universum als eine riesige, geschäftige Baustelle vor, auf der Sterne die Ziegelsteine sind, die gesetzt werden. Seit Jahrzehnten fragen sich Astronomen, ob die „Baupläne“ für diese Ziegel überall dieselben sind. Produzieren Sternenfabriken in dichten, überfüllten Nachbarschaften dieselbe Mischung aus riesigen, schweren Sternen und winzigen, leichten Sternen wie Fabriken in ruhigen, offenen Feldern? Diese Frage steht im Zentrum der Initialen Massenfunktion (IMF). Betrachten Sie die IMF als ein Rezeptblatt, das uns sagt, wie viele Sterne welcher Größe in einem Cluster geboren werden. Wenn das Rezept universell ist, sollte jeder Sternhaufen das gleiche Verhältnis von massiven, leuchtenden Giganten zu kleinen, lichtschwachen Zwergen aufweisen. Aber wenn sich das Rezept je nach Umgebung ändert – so wie ein Bäcker in einer feuchten Küche vielleicht mehr Mehl verwendet als in einer trockenen – dann ist das Universum weita viel vielfältiger, als wir dachten. Das Verständnis dessen ist wichtig, weil die Anzahl der massereichen Sterne bestimmt, wie Galaxien leuchten, welche schweren Elemente geschmiedet werden und welche Art von „stellaren Leichen“ (wie Schwarze Löcher) zurückbleibt.

In dieser neuen Studie beschloss ein Team von Astronomen der University of Queensland, dieses Rezept zu untersuchen, indem sie drei berühmte „Sternenkinderstuben“ in unserer eigenen kosmischen Nachbarschaft untersuchten: Alpha Persei, die Plejaden und Praesepe. Dies sind offene Sternhaufen, die wie lose Gruppen von Sternen sind, die gemeinsam aus derselben Gaswolke entstanden sind. Die Forscher agierten wie kosmische Detektive und nutzten die unglaubliche Präzision des Gaia-Weltraumteleskops (das Positionen und Bewegungen von Sternen kartiert), um die Sterne zu zählen und herauszufinden, wie schwer sie sind. Sie mussten jedoch sehr vorsichtig sein. Genau wie ein Fotograf versehentlich zwei nah beieinander stehende Personen zu einem einzigen großen Klumpen verschwimmen lassen könnte, sehen Teleskope oft zwei Sterne, die einander umkreisen, als einen einzigen, helleren Stern. Dies kann Astronomen in den Irrtum führen, einen Stern für schwerer zu halten, als er tatsächlich ist. Das Team nutzte kluge Computersimulationen, um diese Paare „entzerren“ und eine wahre Zählung zu erhalten.

Sobald sie die sauberen Daten hatten, hörten sie nicht einfach auf, wie die Cluster heute aussehen. Sie wussten, dass die Gravitation über Millionen von Jahren wie eine chaotische Tanzfläche wirkt. Schwerere Sterne neigen dazu, in das Zentrum zu sinken, während leichtere nach außen geschleudert werden oder sogar ganz aus dem Cluster hinausgeworfen werden. Um das ursprüngliche Rezept zu sehen, lieferte das Team tausende N-Körper-Simulationen – im Wesentlichen Hochgeschwindigkeitsfilme darüber, wie sich diese Cluster im Laufe der Zeit entwickeln würden. Sie nutzten maschinelles Lernen, um diese Filme zu beschleunigen und von dem aktuellen Zustand der Cluster rückwärts zu arbeiten, um zu erraten, wie sie als Babys aussahnen.

Was sie fanden, deutet darauf an, dass das Rezept der Sternentstehung im Universum vielleicht nicht so standardisiert ist, wie wir es hofften. Das Team entdeckte, dass diese drei Cluster eine „top-leichte“ IMF zu haben scheinen. In Alltagssprache ausgedrückt bedeutet dies, dass ihnen einige der Schwergewichte fehlen. Im Vergleich zum Standard-„Salpeter“-Rezept (das eine bestimmte Anzahl massereicher Sterne vorhersagt) haben diese Cluster weniger Sterne, die schwerer als 1 Sonnenmasse ($1 M_{\odot}$) sind, als erwartet. Die Daten zeigen eine am besten passende initiale Massenfunktion, die einer Drei-Stufen-gebrochenen Potenzgesetzverteilung folgt. Die „Brüche“ im Rezept – wo sich die Steigung ändert – liegen bei Massen zwischen 0,24–0,50 $M_{\odot}$ und 0,91–1,20 $M_{\odot}$.

Die Steigungen dieses Rezepts sind recht spezifisch. Für die mittelschweren Sterne beträgt die Steigung $\alpha_{med} = 1,72 \pm 0,09$, und für die massereichen Sterne ist sie $\alpha_{high} = 2,98 \pm 0,22$. Die Steigung der massereichen Sterne ist bemerkenswert steiler als der klassische Salpeter-Wert von 2,35, was die Idee verstärkt, dass diese Cluster „top-leicht“ sind (also an den schwersten Sternen mangeln). Das Team fand jedoch auch, dass das Rezept nicht perfekt identisch in allen drei Clustern ist. Es gibt eine gewisse „Streuung“ oder Variation in der Steigung der massereichen Sterne zwischen ihnen, gemessen als $\sigma_{high} = 0,29 \pm 0,16$, während die Steigung der mittelschweren Sterne viel konsistenter erscheint, mit einer Variation von $\sigma_{med} = 0,00 \pm 0,14$.

Die Studie musste auch die „versteckte“ Population von Doppelsternen (Sternpaare, die einander umkreisen) berücksichtigen. Durch die Verwendung von Photometrie und Monte-Carlo-Simulationen in einem Bayes-Rahmen berechneten sie, dass die aktuellen unaufgelösten Doppelsternanteile in diesen Clustern zwischen (20,0 ± 0,8)% und (23,8 ± 1,2)% liegen. Als sie diese Paare korrigierten, wurde das Bild der Sternmassen noch klarer.

Die Forscher untersuchten auch, wie sich die Cluster seit ihrer Geburt verändert haben. Sie fanden heraus, dass die ursprüngliche Anzahl der Sterne in diesen Clustern wahrscheinlich zwischen 1.100 und 2.100 Systemen lag, wobei die ursprünglichen Doppelsternanteile zwischen 24 % und 35 % lagen. Die Cluster wurden mit 3D-Halbmasse-Radien zwischen 4 und 6 pc geboren. Im Laufe der Zeit hat der ältere Cluster, Praesepe, einen signifikanten Anteil seiner massearmen Sterne (unter 0,6 $M_{\odot}$) aufgrund der dynamischen Entwicklung verloren, während die jüngeren Alpha Persei und die Plejaden einen größeren Teil ihrer ursprünglichen Population behalten haben.

Was bedeutet das alles? Die Arbeit legt nahe, dass die Initiale Massenfunktion in diesen offenen Clustern tatsächlich anders ist als das „universelle“ Rezept, das oft in Lehrbüchern gelehrt wird. Es scheint an den massereichsten Sternen im Vergleich zu dem, was in der weiteren Galaxie oder in dichteren Kugelhaufen zu sehen ist, mangelhaft zu sein. Die Autoren sind jedoch vorsichtig darauf hinzuweisen, dass dies kein eindeutiger Beweis für eine Änderung einer universellen Regel ist. Der massearme Teil des Rezepts ist immer noch etwas vage, da er stark von den theoretischen Modellen abhängt, die verwendet werden, um die Sternhelligkeit in Masse umzuwandeln. Darüber hinaus bedeutet die geringe Anzahl der untersuchten Cluster und die chaotische Natur der Sternentstehung, dass einige dieser Unterschiede auch einfach auf zufälligem Glück (stochastischer Streuung) beruhen könnten, statt auf einer grundlegenden Umweltregel.

Kurz gesagt: Das Universum könnte eher ein „Maßschneider“ als eine „Fließbandfabrik“ sein. Während die Mitte des Sternentstehungs-Rezepts konsistent scheint, könnte das obere Ende (die schweren Sterne) davon abhängen, wo die Sterne geboren werden. Um absolut sicher zu sein, müssen wir viele mehr Cluster betrachten, aber diese Studie hat einen großen, spielerischen Schritt getan, um zu verstehen, warum manche Sternenkinderstuben mehr Giganten produzieren als andere.