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Eigene Forschung

Großskalige Sternentstehung in den Magellanschen Wolken

[📙Forschung & Lehre]

[🎓Eigene Forschung]

[👨‍🏫Lehre]

Inhaltsverzeichnis zu JMB's Seite zur eigenen Forschung

Einstimmung
Photometrie – Bestimmung von Helligkeiten
- Abb. 1: Plot der spektralen Filter-, CCD- und ISM-Kurven
- Abb. 2: Plot des spektralen Flusses von Sternen und schwarzen Körpern
- Abb. 3: FHDs mit Isochronen aus Genf und Padua
- Abb. 4: FHDs mit Spektraltyp gegen Leuchtkraftklasse
- Abb. 5: Schematisches FHD von 5 Sternhaufen unserer Galaxis
- Die Datenreduktion
  - ➥ 📙Professioneller Software‑Einsatz (z.B. GNU/Linux oder T_EX/L^AT_EX) in Wissenschaft und im technischen Bereich
- Abb. 6: Punktverteilungsfunktion und Blooming
- Abb. 7: Photometrischer Vergleich zweier Datensätze
- Gl. 1: Gleichungen zur Extinktion (A) und zum Farbexzesses (E)
- Gl. 2: Rötungsfreier Parameter Q
- Gl. 3: Intrinsische Farbe (B-V)₀
Unsere Galaxis – Die Milchstraße
- Abb. 8: Unsere Galaxis: schematische Anatomie sowie künstlerische Darstellung
- Abb. 9: Beobachtete Michstraße als Gesamtbild vieler Aufnahmen
Die Magellanschen Wolken – Begleiter unserer Galaxis
- Abb. 10: Magellansche Wolken am Südsternhimmel
- Abb. 11: HI-Verteilung des Magellanschen Stroms
- Abb. 12: GMW & KMW im Optischen
Die Supergiant Shells – Gasarme Großregionen der Magellanschen Wolken
- Abb. 13: Hoch aufgelöste HI-Bilder der Magellanschen Wolken
- Abb. 14: GMW & KMW in Hα
- Tab. 1: Die Supergiant Shells (SGSs) der Magellanschen Wolken
- Abb. 15: Verteilung der Emissionsgebiete und OB‑Assoziationen der GMW
- Abb. 16: Statistik des Durchmessers von Shells der GMW: Klare Kategorisierung in GSs bzw. SGSs
LMC 4: Photometrische Studien zur größten der SGSs (im Nordwesten)
- Abb. 17: LMC 4 mit Datensatz-Gebiet: Hα-Bild bzw. Sketch mit den A‑Überriesen und stellaren Bogenstrukturen
- Abb. 18: FHDs von LMC 4 mit Isochronen
- Abb. 19: FHDs von zwei Sternhaufen in der Zentralregion von LMC 4: HS 343 und KMHK 1000 jeweils mit gefitteten Isochronen
LMC 1: Photometrische Studien zur SGS im Nordosten
- Abb. 20: Sternkarte und CCD-Mosaik von der beobachteten Zentralregion innerhalb von LMC 1
- Abb. 21: FHDs von LMC 1 (Felder C und S) mit Isochronen
- Abb. 22: FHDs vom Nordost-Viertel des LMC 1-Feldes C mit Isochronen
- Abb. 23: Statistik des Farbexzesses der Zentralregion von LMC 1
- Abb. 24: Leuchtkraft- und Massenfunktion der Zentralregion von LMC 1
SMC 1: Photometrische Studien der einzigen SGS der KMW
- Abb. 25: Darstellung der Beobachtungsregion im Bereich der SGS SMC1 mit Sternenkarte und CCD-Mosaik
- Abb. 26: FHDs innerhalb von SMC 1 mit Isochronen
- Abb. 27: Statistik des Farbexzesses für die SMC 1-Region
- Abb. 28: Leuchtkraft- und Massenfunktion der gesamten SMC 1-Region
GMW-Ost: Photometrische Studien der Ostseite der GMW
- Abb. 29: Farbkomposit von vier Feldern der GMW-Ostseite: a) N 70 (A₁), b) N 164 in LMC 2 (B₁), c) N 171 im Röntgenschatten (D), d) N 214 (E₁)
Bugschock-Modell: Erklärungsversuch großskaliger Sternentstehung
- Abb. 30: GMW‑Sketche zum Bugschock‑Modell großskaliger Sternentstehung
- Tab. 2: Beobachtete Regionen mit ihren Daten und Parametern für das Bugschock-Modell
- Gl. 4: Erwartetes Alter nach dem Bugschock-Trigger-Szenario
Persönlicher Hintergrund

Einstimmung

Auf dieser Seite soll es um meine Grundlagenforschung gehen, die ich 1994‑2001 betrieben habe.

Diese wurden mit Mitteln

der optischen Astronomie betrieben, genauer gesagt der

Johnson‑Breitband‑Photometrie in den Filtern UBV, wobei U für ultraviolett, B für blau und V für visuell steht – letzteres entspricht ungefähr der Wahrnehmung unseres Auges (siehe Abbildung 1).
Diese Helligkeiten werden in sogenannten

Farb-Helligkeits-Diagrammen (FHDs) dargestellt (ursprünglich wurde das theoretische

Hertzsprung-Russell-Diagramm, HRD, erwogen, bei dem Spektraltyp (d.h. Masse) gegen die Leuchtkraft aufgetragen wird; dies ist dem FHD sehr ähnlich). In diese FHDs kann man zusätzlich künstlich gerechnete Sterne eines bestimmten Alters (Isochronen; siehe Abbildung 3) hineinplotten, um so ein ungefähres Alter zu bestimmen bzw. eine Aussage über die vorhandene Altersverteilung machen zu können.

Solche Studien unternahm ich in Bereichen, die bzgl. des Gases als massearm bezeichnet werden können und in denen junge OB‑Assoziationen (d.h. Gruppen der massereichsten und somit blauesten, hellsten, kurzlebigsten und somit auch jüngsten Sterne, die durch starke Winde und einem Endstadium als

Supernova [Typ II] sehr viel kinetische Energie in ihrer direkten Umgebung deponieren) sichtbar sind.

Das geheimnisvolle in den masseärmeren

Zwerggalaxien wie den Magellanschen Wolken (da der Begriff Zwerggalaxie keine klar abgegrenzte Kategorie darstellt, nehme ich die MWs noch dazu, obwohl diese eher zu den normalen Galaxien gezählt werden, d.h. Morphologietyp GMW – SBm/Irr und 0,01 M_MW = 10¹⁰ M_⊙, KMW – Irr und 0,002 M_MW = 2·10⁹ M_⊙, wohingegen bei Zwerggalaxien ein d: dwarf dies kenntlich macht, also dE: zwerg‑elliptisch, dSph: zwerg‑spheroidal, dIrr: zwerg‑irregulär und recht selten dS: Zwerggalaxie mit Spiralstruktur) ist nicht das Vorhandensein solcher OB‑

Assoziationenen, da zur heutigen Zeit erst die

Sternentstehung richtig entfacht wird (auf Grund des geringeren Gravitationspotentials im Vergleich zu einer normalen Spiralgalaxie verläuft die Sternentstehung quasi verlangsamt), sondern dass diese recht groß sind und somit die Frage des Auslösers dieser Sternentstehung auf großen Skalen aufwerfen, die sonst nicht beobachtet werden kann. Insbesondere riesige Hohlräume bzw. Blasen, so genannte Supergiant Shells (SGSs; siehe Abbildung 14 und Abbildung 15 sowie Tabelle 1) von Durchmessern bis 1,5 kpc (d.h. 4,5 Lichtjahren), machen die Bedeutung nicht nur in der Energiebilanz von

Zwerggalaxien deutlich.

Photometrie – Bestimmung von Helligkeiten

Die

Photometrie, das Messen und damit Vergleichen der Helligkeit, gehört (mit der

Astrometrie, der Bestimmung von Sternpositionen und damit auch ihrer Veränderung, wohl der älteste Bereich, und der

Spektroskopie, der Untersuchung der spektralen Zusammensetzung des empfangenen Lichtes) zu den Säulen der

optischen Astronomie (vgl. Unterteiltung der Astronomie sowie Die 88 Sternbilder meiner Seite zur 🔭Astronomie). Bei der Photometrie kann der Photonenstrom aus dem gesamten optischen (und ggf. daran anschließenden) Bereich kommen, oder aber mehr oder weniger enge Teile des

Spektrums beinhalten. Hierfür sorgt das Zusammenspiel von Filtern (Durchlasscharakteristik; siehe Abbildung 1), Detektoren (Effizienzkurve/QE), wie auch der Erd-Atmosphäre (siehe

Atmosphärische Fenster: im Optischen wie für Radiowellen – daneben Bedeutung von Satelliten-Beobachtungen; ebenfalls

Seeing/Luftunruhe), des Interstellaren Mediums (ISM/ISR) und dem Intergalaktischen Medium (IGM) (jeweils Absorptionsverhalten, ggf. auch z.B. Rötung). Mathematisch spricht man von einer

Faltung dieser Funktionen, so dass man eine spektrale Wahrnehmungsempfindlichkeit bestimmen könnte.

Abbildung 1: Plot der spektralen Sensitivität von Breitband- (d.h. Johnson-Cousins-System UBVRI: ESO #632, #450, #451, #452 [alle 4 Bessel-Filter], #425 [Gunn i]) und Schmalband-Filtern (d.h. Strömgren-System ubvy: ESO #715, #713, #716, #714) und spezieller Linien (NeV, OII, Ca II, He I, Hb, OIII, Ha, Ha-r, SII, und SIII: ESO #647, #788, #515, #510, #748, #690, #693, #697, #701, #657; die meisten sind u.a. am 1,54 m Dänischen Teleskop auf

La Silla der

Europäischen Südsternwarte verfügbar), Quantenausbeute eines typischen CCDs (hier vom 3,58 m NTT EMMI-R CCD {ESO #36; TK2048 EB, 24 μm, 2048 × 2047 pix²}) sowie die Absorptionskurve A_λ/E_B-V des interstellaren Mediums, die für die interstellare Rötung verantwortlich ist.

Abbildung 2: Plot des spektralen Flusses [in W/(m³·sr); normalisiert, indem das Maximum bei 1 liegt] von Sternen [durchgezogene Linien; für

O5, B2, A0, G0, und M5 Zwergsterne, d.h. Hauptsequenz mit Kernbrennen bzw. Leuchtkraftklasse V, mit solarer Elementhäufigkeit] und

schwarzen Körpern [gepunktete Linien; für T_eff ∈ {45000; 22000; 9500; 6000; 3200} K].

[FHDs mit Isochronen von Genf und Padua]

Abbildung 3:

FHDs mit Isochronen der Gruppe aus Genf (durchgezogene Linien; siehe Schaerer et al. 1993, A&AS 98, 523 - 527) und eine von der Gruppe aus Padua (gestrichelte Linie in rot zum Vergleich; siehe Alongi et al. 1993, A&AS 97, 851 - 871) jeweils für GMW-Metallizität (Z = 0,008, d.h. [Fe/H] = -0,34 dex) und unterschiedliche Alter (log(t/[a]) ∈ {6,7; 6,8; 7,0; 7,2; 7,5; 7,8; 8,0; 8,25; 8,5; 8,75; 9,0; 9,25; 9,5; 10,0; 10,4}). Die Skalierung entspricht der des

Spektralklassen-

FHDs (vgl. Abbildung 4).

Abbildung 4:

FHDs mit Kombinationen von Werten von

Spektraltypen (O5, B0, B5, A0, A5, F0, F5, G0, G5, K0, K5, M0, M5) und

Leuchtkraftklassen (V: +, III: *, II: ·, Iab: ×) für Population I‑Sterne (d.h. Z = 0,020, [Fe/H] = +0,06 dex) gemäß Lang (1992, Astrophysical Data, ISBN 3-540-97109-2, S. 144 - 153). Die Skalierung entspricht der des Isochronen-

FHDs (vgl. Abbildung 3).

Abbildung 5: Zusammengesetztes schematisches

FHD von drei Kugelsternhaufen (Pop. II: M 92, M 3, und 47 Tuc) und zwei offenen Sternhaufen (Pop. I: NGC 188 sowie die Nullalterhauptreihe, ZAMS, representierende NGC 2362), die zu unserer Galaxis gehören (siehe Sandage 1986, ARA&A 24, 421 - 458, Fig. 5). Für M 3 wurden die Entwicklungsstufen ausgewiesen (MS:

Hauptreihe, d.h. H-Kernbrennen, TOP: Abknickpunkt zur anschließenden schnelleren Entwicklung und Endpunkt der oberen Hauptreihe, die für den Isochronenfit besonders wichtig ist, SGB: Ast der Unterriesen, RGB: Roter-Riesenast, AGB: asymptotischer Riesenast, RHB: Roter Horizontalast, HB: Horizontalast, BHB: Blauer Horizontalast; siehe Renzini & Fusi Pecci 1988, ARA&A 26, 199 - 244).

Digitale Datenreduktion

Die Datenreduktion wurde auf 🐧GNU/Linux-Workstations (i386) mit MIDAS (Munich Image Data Analysis System; siehe z.B. Banse et al. 1983, MIDAS – ESO's New Image Processing System, ESOMe 31, 26-28) der Europäischen Südsternwarte (ESO), IRAF (Image Reduction and Analysis Facility; einige Teile der Bildmanipulation; siehe z.B. Tody 1986, The IRAF Data Reduction and Analysis System, in Instrumentation in Astronomy VI, SPIE Conf. 627, 733, ISBN 0-89252-662-9) der NOAO, sowie mit DAOPHOT II (Stetson 1987, DAOPHOT: a computer program for crowded‑field stellar photometry, PASP 99, 191-222; siehe

Anwendungs Handbuch) vorgenommen.

➥ 📙Professioneller Software‑Einsatz (z.B. GNU/Linux oder T_EX/L^AT_EX) in Wissenschaft und im technischen Bereich

Das Vorgehen der Bild-Aufbereitung, der digitalen Photometrie, der Kalibration und dem Fitten von Isochronen entspricht dabei dem üblichen Verfahren.

Abbildung 6: Eine Punktverteilungsfunktion (PSF, point-spread-function) ist ein mittleres stellares Profil, mit dem dann durch Fitten sinnvolle Helligkeiten und auch Positionen sich überlagernder Sternprofile – durch Abzug multipler-PSF-Fits – herausgerechnet werden können. Um einen Eindruck zu gewähren, sind V-Aufnahmen innerhalb von SMC 1 gezeigt, die eine perspektivische Sicht auf Zählraten von Regionen auf dem CCD-Chip zeigen. Von der NW-Ecke von SMC 1 C inkl. S 183 ist a) eine kurzbelichtete, b) eine langbelichtete V-Aufnahme, was u.a. durch das Rauschen sichtbar ist. Dagegen zeigen c) und d) Blooming, d.h. Signalüberlauf von sehr hellen, überbelichteten Sternen, bei denen die PSF-Konstruktion natürlich versagt. Plot c) zeigt den ausgewählten Stern #9 in SMC 1 S, d) ist HD 9210 in SMC 1 C.

[Photometrischer Vergleich von Region J und C innerhlab LMC 4]

Abbildung 7: Photometrischer Vergleich zweier Datensätze innerhalb LMC 4: der Überlappbereich von Feld C3 mit dem J-Datensatz (beide vom Autor). Der Mittelwert, die Standardabweichung sowie Minimum und Maximum der Differenz Δm sind angegeben.

Gleichung 1:	A_V / E_B-V =: R_V ≅ 3,1,
	E_U-B / E_B-V =: X ≅ 0,72 + 0,05 1/mag · E_B-V,
	E_U-B / E_B-V ≅ 0,57.

Dieser Satz von Gleichungen (siehe z.B. Hiltner & Johnson 1956, ApJ 124, 367 - 378, bzgl. einer Analyse im UBV-System oder Crawford & Mandwewala 1976, PASP 88, 917 - 929) dient der Bestimmung der (inter-stellaren / galaktischen) Extinktion (A) und des Farbexzesses (E), die im Prozess des Isochronenfits angewandt werden können.

Gleichung 2: Q := (U-B) - 0,72 · (B-V).
Rötungsfreier Parameter Q nach Massey und Kollegen zur Umwandlung von UBV-Daten in intrinsische Parameter wie Effektivtemperatur T_eff und Leuchtkraft L.

Gleichung 3:	(B-V)₀ ≅ -0,013 mag + 0,325 · Q	(für LC III und V).
	(B-V)₀ ≅ -0,016 mag + 0,342 · Q	(für LC I).

Intrinsische Farbe (B-V)₀ ermittelt aus dem rötungsfreien Parameter Q für UBV-Photometrie bei nicht-degenerierten Sternen (früher als B5), d.h. bei Q < -0,4 mag.
Wegen E_B-V := (B-V) - (B-V)₀ kann man somit auch Farbxzess-Werte für heiße Sterne vom Typ B5 oder früher (d.h. bis O) ableiten.

Unsere Galaxis – Die Milchstraße

Unsere Erde läuft mit v_Uml.,E ≅ 30 km/s um die Sonne (besser gesagt um den Schwerpunkt des

Sonnensystems, der aber in der Sonne liegt, wenn auch nicht im Sonnenzentrum), wobei die

Sonne (Symbol: ⊙, Masse: M_⊙ = 1,9884 · 10³⁰ kg) wiederum mit v_Uml.,S ≅ 240 km/s um das Galaktische Zentrum (GC in Abbildung 8 oben links) läuft (neben dieser Bewegung in der Scheibe gibt es auch eine kleine Schwingungsbewegung senkrecht zur Scheibe, d.h. mal darüber, mal darunter). Die

Milchstraße (🌌MW, Typ: Balkenspirale, Masse: M_MW = 10¹² M_⊙) dominiert gemeinsam mit der

Andromedagalaxie (M31, Typ: SA(s)b, Masse: M_M31 = 8 · 10¹¹ M_⊙) die sogenannte

Lokale Gruppe, zu der u.a. auch ca. 60

Zwerggalaxien zählen.

[Schema der Milchstraße von oben: Spiralarme]

[Schema der seitlichen Milchstraße: Halo, Bulge und Scheibe]

[Künstlerische Darstellung der Milchstraße von oben gesehen

[Künstlerische Darstellung der Milchstraße von der Seite]

Abbildung 8:
Anatomie und künstlerische Darstellung der

Milchstraße, unserer Galaxis, von außen betrachtet
(links jeweils face‑on, also von oben auf die Spiralarmstruktur; rechts jeweils edge‑on, d.h. von der Seite mit Halo und Kugelsternhaufen)
Oben: Anatomie / Schema der

Milchstraße (MW; unsere Galaxis) mit jeweils markierter Position unserer Sonne (links: Spiralstruktur und vom dichten Bereich des Bulges abgeschatteter Bereich, d.h. u.a. für optische Wellenlängen nicht zu beobachten; Abbildung gemäß

Wikipedia, 2009; rechts: Schema der ESA, ESA/ATG medialab 2016, mit Labeln des Autors)
Unten: Künstlerische Darstellung in Anlehnung an aktuelle Beobachtungsdaten
(links: Spiralstruktur nach NASA/JPL-Caltech/ESO/R. Hurt, 2013; rechts: Darstellung von außen, d.h. nicht von der Erde aus, wobei der zentrale Bulge als erdnussförmiger, glühender Ball aus Sternen und die Spiralarme als schmale Scheibe erscheinen; ESO/NASA/JPL-Caltech/M. Kornmesser/R. Hurt, 2013)

Abbildung 9:
Bild des gesamten Himmels mit zentraler Milchstraße
Oben: 360°-Panoramabild der

Milchstraße aus vielen Einzelaufnahmen, es zeigt die gesamte Scheibe (d.h. Nord- und Südhimmel) unserer Heimatgalaxie von der Erde aus
(eines von drei Bildern mit extrem hoher Auflösung, die Teil des Projekts GigaGalaxy Zoom Project sind, eines Beitrags der ESO zum Internationalen Jahr der Astronomie 2009 [IYA2009]; ESO/S. Brunier, 09/2009)
Mitte [2×]: Gesamthimmel unserer Milchstraße von GAIA
(Gaia Data Processing and Analysis Consortium (DPAC); A. Moitinho / A. F. Silva / M. Barros / C. Barata, University of Lisbon, Portugal; H. Savietto, Fork Research, Portugal, April 2018; Mitte-oben in winkeltreuer Projektion auf ein Rechteck, Mitte-unten in der flächentreuen Projektion auf eine Ellipse, siehe ESA-Website)
Unten: Aitoff-Projektion des gesamten Himmels aus einer Zusammenstellung der Infrarot-Filter JHK_S (Skrutskie M.F./Carpenter J.M./Hurt R., siehe IPAC/Caltech-Website)

Die Magellanschen Wolken – Begleiter unserer Galaxis

Die Magellanschen Wolken sind zwei Begleitgalaxien unserer Milchstraße und somit Mitglieder der Lokalen Gruppe. Beide haben einen so geringen Abstand zu uns (GMW: 160000 Lichtjahre; KMW: 210000 Lichtjahre), dass beide sich quasi im Halo unserer Galaxis befinden.
Die Große Magellansche Wolke (GMW/LMC, ESO 56-115, Typ: SBm/Irr, Masse: M_GMW = 10¹⁰ M_⊙) lässt noch eine Spiralstruktur erkennen, wohingegen die Kleine Magellansche Wolke (KMW/SMC, NGC 292, Typ: Irr, Masse: M_KMW = 2 · 10⁹ M_⊙) wegen des Zerpflückens durch die Gezeitenkräfte eine rein irreguläre Struktur erkennen lässt.
[Links unten in Abbildung 11 erkennt man den sogenannten vorauseilenden Arm, leading arm, der durch seine Elementhäufigkeit mittlerweile klar der KMW zugeordnet werden kann (ApJ-Artikel, 21.02.2018, auf Grund von HST-Daten), die also wegen gravitativer Kräfte ihr Gas verliert.]

[Optische Aufnahme des Bandes
der Milchstraße mit MWs]

Abbildung 10:
Links: Die

Magellanschen Wolken (MWs; KMW rechts, GMW rechts oben) mit Band der Milchstraße (d.h. einem Teil unserer Galaxis; erkennbar durch die roten Emissionsnebel wie auch durch die abschattenden Dunkelnebel aus Staub)
(© European Southern Observatory, H. Stockebrand, 2013; siehe ESO-Website zum MWs‑Bild)
Rechts: Die beiden

Magellanschen Wolken (MWs, d.h rechts oben GMW, links KMW [mit

47 Tucanae, dem zweithellsten Kugelsternhaufen, d.h. zu unserer Galaxie gehörend]; auch Magellanic Clouds, MCs), zwei irreguläre Zwerggalaxien in der unmittelbaren Nähe unserer Galaxis am Südsternhimmel mit bloßem Auge zu beobachten
(© European Southern Observatory,

S. Brunier, 2009; siehe

Wikipedia‑Bildinformation)

[HI-Verteilung des Magellanschen Stroms]

Abbildung 11: Globale Verteilung des neutralen Wasserstoffs (HI) im Magellanschen Strom
Links-oben: Gas-Wolke, die Sternbildungs-Material auf unsere Galaxis hinabregnet.
Der geringe Anteil schwerer Elemente in der Wolke hilft bei der Erklärung der geringen Metallizität der Sterne in der Sonnenumgebung.
[Bild-Zusammensetzung von Ingrid Kallick von Possible Designs, Madison Wisconsin; die Milchstraße im Hintergrund ist eine Zeichnung, die an der Sternwarte Lund entstand; die Hochgeschwindigkeits-Wolken stammen von der Durchmusterung, die am Dwingeloo-Observatorium (Hulsbosch & Wakker, 1988) durchgeführt wurde; siehe HST-Website]
Links-Mitte: Der Magellansche Strom (rosa) in galaktischen Koordinaten über eine Hammer-Aito-Projektion des ganzen Himmels zentriert auf das galaktische Zentrum dargestellt (Nidever et al. 2010, NRAO/AUI/NSF, Mellinger 2009, Leiden-Argentine-Bonn Survey, Parkes Observatory, Westerbork Observatory, Arecibo Observatory). Die Magellansche Brücke zwischen GMW und KMW sind wie der führende Arm (ein Beweis von Gezeitenkräften, da er durch Staudruck nicht zu erwarten ist) deutlich sichtbar, genauso wie die Fragmentierung entlang des Stroms (Fig. 1 aus D'Onghia E. & Fox A.J., Nov. 2015,

arxiv:1511.05853: The Magellanic Stream: Circumnavigating the Galaxy)
Links-unten: Überblick des Magellanschen Systems (Hammer et al. 2015), der HI-Daten der GASS-Durchmusterung (McClure-Griths et al. 2009) zeigt, geplottet in das Magellansche Koordinatensystem von Nidever et al. (2010). Die Hauptkomponenten des Systen sind ausgewiesen. Die rote und grüne gepunktete Linie erlauben die Zugehörigkeit zur GMW bzw. der KMW, die blauen Sterne zeigen Richtungen, für die Metallhäufigkeiten aus UV-Messungen verfügbar sind (Fox et al. 2013). Darunter sind 21-cm- und UV-Spektren des Stroms für zwei Richtungen gezeigt, eine durch die SMC-Spur (RBS 144) und eine durch die LMC-Spur (Fairall 9). Die relative Stärke der HI-Emission und SII-Absorption liefern eine direkte Messung der Metallizität. Die beiden Spuren weisen Unterschiede in den Schwefelhäufigkeiten vom Faktor 5 auf (Fox et al. 2013; Richter et al. 2013), die die unterschiedlichen Quellen (d.h. den Ursprung aus GMW bzw. KMW) bestätigen (Fig. 2 aus D'Onghia E. & Fox A.J., Nov. 2015,

arxiv:1511.05853: The Magellanic Stream: Circumnavigating the Galaxy)
Rechts:
Magellanscher Strom in galaktischen Koordinaten. Die äußere Kontour entspricht der 10¹⁹ Atome/cm²-Isophote, die inneren Kontour-Werte wurden gewählt, um die Struktur der Magellanschen Wolken (GMW/LMC und KMW/SMC) sowie des Magellanschen Stroms (mit 6 Konzentrationen MS I bis MS VI) zu zeigen. Zudem wurde der Himmelssüdpol (SP) markiert (siehe Mathewson D.S., Ford V.L., 1984, in Structure and evolution of the Magellanic Clouds, van den Bergh S., de Boer K.S. (eds.), IAUS 108, 125, H I surveys of the Magellanic System).
[Dies sind

radioastronomische Daten, HI bezeichnet die

21 cm-Linie des neutralen Wasserstoffs (der 90% der interstellaren Materie,

ISM, ausmacht).]

Abbildung 12:
Links: Die große Magellansche Wolke (GMW; auch Large Magellanic Cloud, LMC), eine irreguläre Zwerggalaxie in der unmittelbaren Nähe unserer Galaxis, aufgenommen mit dem ESO Schmidt-Teleskop, ∅: 1 m, auf

La Silla im Jahre 1986
(© European Southern Observatory, 2010; siehe ESO-Website zum GMW‑Bild)
Der helle Emissionsnebel links der Bildmitte ist 30 Doradus (auch

Tarantelnebel oder

NGC 2070 genannt), eines der größten bekannten

Sternentstehungsgebiete in der

Lokalen Gruppe mit einer scheinbaren

Helligkeit von 8,0 mag. In seinem Zentrum ist der junge

Sternhaufen

R 136 eingebettet.
Rechts: Die Kleine Magellansche Wolke (KMW; auch Small Magellanic Cloud, SMC), eine irreguläre Zwerggalaxie in der unmittelbaren Nähe unserer Galaxis, die mit der LMC ein gebundenes System bildet (ebenso im Bild rechts der helle Kugelsternhaufen 47 Tucanae), aufgenommen mit

VISTA (Visible & Infrared Survey Telescope for Astronomy, ∅: 4 m,

Paranal) im Infraroten
(© European Southern Observatory, 2017; siehe ESO-Website zum KMW‑Bild)

Die Supergiant Shells – Gasarme Großregionen der Magellanschen Wolken

Hayward (1964; PASP 76, 35 - 39) erkannte kreisförmige Ringstrukturen von 100 pc = 0,1 kpc bis 5000 pc = 5 kpc in Der Hubble-Atlas der Galaxien (Sandage 1961; Carnegie Institution of Washington). Heiles (1979; ApJ 229, 533 - 544) erstellte einen Katalog von 63 Shells auf Grund von HI‑Studien in unserer Galaxis. Die meisten von ihnen zeigen nur eine halbe Sphäre, und 11 sogenannte Supershells benötigen eine ausgesandte Energie von 3 · 10⁵² erg.
In der Zwischenzeit sind großskalige HI‑ und Hα‑Strukturen im interstellaren Medium wie auch in Zwerggalaxien sehr wohl bekannt und erscheinen häufig als komplette Ringe. Diese werden als kosmisches Schaumbad (Cosmic Bubble Bath; Brand & Zealey 1974; A&A 38, 363 - 371) bzw. gewalttätiges interstellares Medium (Violent Interstellar Medium; McCray & Snow 1979; ARA&A 17, 213 - 240) bezeichnet, aber der energetisierende Mechanismus wird immer noch kontrovers diskutiert (vgl. Abschnitt über das Bugschock-Szenario).
Wie zuvor beschrieben findet man in kleineren Galaxien häufiger Räume mit sehr wenig Gas innen (siehe Abbildung 13), aber zumeist recht viel Gas am Rand, der zumeist durch ionisiertes Gas erkennbar ist (somit insbesondere mit Hα-Filter, vgl. Abbildung 1, Strukturen erkennen lässt, vgl. Abbildung 14). In der GMW ist eine klare zweiteilige Verteilung dieser Hohlräume auszumachen: die kleineren Giant Shells (GSs) und die größeren Supergiant Shells (SGSs): die Durchmesser ersterer liegen deutlich unter 350 pc, die der zweiten Sorte deutlich über 350 pc (vgl. Abbildung 16 und Tabelle 1).
Für die SGSs der Magellanschen Wolken verwende ich die international üblichen Bezeichnungen: LMC xx (Goudis & Meaburn 1978, A&A 68, 189 - 192), wobei ich für die Wolken die früher auch geläufigen Abkürzungen^🇩🇪 MWs, GMW und KMW verwende.

Abbildung 13: Umfang der Strukturen auf unterschiedlichen Skalen auf HI-Bidern der Magellanschen Wolken von kombinierten Radiobeobachtungen mit ATCA-Apertursynthese‑ (liefert Auflösung und damit Struktur) und Parkes Einzelteleskop‑Daten (liefert Substanz, also quasi die HI-Masse im Filament).
Links: 10° × 12°-Region der GMW in Spitzenoberflächenhelligkeit bei eine Auflösung von 1' und heliozentrischen Geschwindigkeiten von 190 km/s bis 387 km/s (aus Kim et al. 2001, ASP Conf. Ser. 240, 435, ISBN 1-58381-077-3 [arXiv:astro-ph/0009299], Fig. 1).
Rechts: 4,5° × 4,5°-Region der KMW bei heliozentrischer Geschwindigkeit von 169 km/s mit Graustufen-Intensitäten von -11 K bis 126 K und eine FWHM-Strahlgröße (d.h. Auflösung) von 98" (aus Stanimirović et al. 1999, MNRAS 302, 417 - 436, Fig. 1b).

[Hα-Bild der GMW]

Abbildung 14:

Hα‑Bild der Großen Magellanschen Wolke (GMW bzw. Large Magellanic Cloud, LMC, links) sowie der Kleinen Magellanschen Wolke (KMW bzw. Small Magellanic Cloud, SMC, rechts; siehe R.D. Davies, K.H. Elliott, J. Meaburn, 1976, MmRAS 81, 89-128, The nebular complexes of the Large and Small Magellanic Clouds; vom Autor ergänzt um die Bezeichnungen der SGSs: LMC 1‑9, LMC ? und SMC 1; vgl. Tabelle 1)
[

Hα ist eine rote Emissionslinie des ionisierten Wasserstoffs, vgl. Abbildung 1, die man auch in der roten Farbe der Emissionsnebel sieht und die hochionisierte Strahlung heißer Frühtypsterne ausweist und somit gleichsam Regionen jüngster Sternentstehung].

Tabelle 1: Die Supergiant Shells der Magellanschen Wolken (siehe Meaburn 1980, MNRAS 192, 365 - 375, und Kim et al. 1997, PASA 14, 119 - 121; vgl. Abbildung 14, Abbildung 15 und Abbildung 16).

SGS	Koordinaten des Zentrums		Ausdehnung
	α₂₀₀₀	δ₂₀₀₀	[pc]
LMC 1	5^h 00^m	-65°35'	700
LMC 2	5^h 42^m	-69°30'	900
LMC 3	5^h 30^m	-69°20'	1000
LMC 4	5^h 31^m	-66°50'	1400 × 1000
LMC 5	5^h 22^m	-66°10'	800
LMC 6	4^h 58^m	-68°40'	604
LMC 7	4^h 54^m	-69°30'	800
LMC 8	5^h 02^m	-70°25'	900
LMC 9	5^h 25^m	-71°00'	890
LMC ?	5^h 12^m	-65°20'	1400
SMC 1	1^h 29^m	-73°20'	600

Abbildung 15: Verteilung der Supergiant Shells (links) bzw. Emissionsgebiete (rechts) (nach Davies et al. 1976, MmRAS 81, 89 - 128, Fig. 1) und Nummern der OB‑Assoziationen (nach Hodge & Lucke 1970, AJ 75, 933 - 937) der GMW (Abb. angepasst von Fig. 1 von Braunsfurth & Feitzinger 1983, A&A 127, 113 - 131).

[Statistik SGSs und GSs gegen Durchmesser]

Abbildung 16: Statistik des Durchmessers (in 20 pc-Intervalle eingeteilt) von Shells der Großen Magellanschen Wolke, die deutlich zwei Verteilungen erkennen lässt, d.h. GSs und SGSs sind zwei klar abgegrenzte Kategorien dieser Hohlraumstrukturen.

^🇩🇪 ) Anmerkung: Der Autor hatte quasi 10 Jahre wissenschaftlich nichts mit der deutschen Sprache zu tun – somit auch nichts mit der Reformitis – da es in der Astronomie keine deutschen Fachpublikationen mehr gibt. Man spricht Englisch, so wie es für eine internationale Forschung auch sinnvoll ist. Dennoch sind die lokalen Sprachen noch von Bedeutung – und aktuell kümmere ich mich fast ausschließlich um die deutsche Fassung dieser Website, so wie ich aktuell auch nur auf Deutsch unterrichte.

LMC 4: Photometrische Studien zur größten der SGSs (im Nordwesten)

LMC4 ist die größte Supergiant Shell (SGS), die in lange belichteten Hα-Aufnahmen (vgl. Abbildung 14) der Magellanschen Wolken mit einem Durchmesser von ca. 1400 pc gefunden wurde. Eine entsprechende Aufnahme des LMC 4‑Gebiets im Lichte der ersten Balmer‑Linie zeigt Abbildung 17. Als eine der bekanntesten Merkmale der Großen Magellanschen Wolke (GMW) war sie Objekt vieler Beobachtungen sowie vieler theoretischer Modelle.
Die Form und Größe von LMC 4 sind derart, dass stochastische, selbst-fortschreitende Sternentstehung (stochastic, self-propagating star formation, SSPSF) der zentralen Assoziation Shapley Constellation III (Sh III bzw. LH 77, unter Eingeweihten auch die Banane genannt 🤓 ) als wahrscheinlichste Erklärung ihres Ursprungs angesehen wurde (siehe Dopita et al. 1985; ApJ 297, 599 - 606). Allerdings lieferten Beobachtungen der Sterngruppen entlang des Randes von LMC 4 Altersangaben in der selben Größenordnung, die gemäß SSPSF für die Formung dieser SGS benötigt würde (vgl. Bugschock-Szenario).
Efremov & Elmegreen (1998, Section 2; MNRAS 299, 643-652 [arXiv:astro‑ph/9805092]) haben darauf aufmerksam gemacht, dass die Bezeichnung Sh III wohl für das falsche Objekt verwendet wurde. McKibben Nail & Shapley (1953; PNAS 39, 358 - 362) definierten es als Dreifach‑Sternkonzentration eines Gebiets von 26' × 26', das auch NGC 1974 enthält. Dies bedeutet, dieser Name wäre nicht angemessen für die LH 77‑Region, d.h. des Quadrant von Efremov & Elmegreen, sondern eher für die N 51‑Region, d.h. Sextant, der LH 63, LH 60 sowie LH 54 enthält (vgl. Abbildung 17, rechts). Da aber Sh III fortwährend für die Sternpopulation in der Südhälfte und teilweise auch für die gesamte Region der SGS LMC 4 verwendet wurde, sollte man diese Bezeichnung besser nicht mehr verwenden und statt dessen klarer definierte und verwendete Bezeichnungen, z.B LH xx (Lucke & Hodge 1970, AJ 75, 171 - 175; Lucke 1972, Ph.D. Thesis, University of Washington, S. 1 - 301), N xx (Henize 1956, ApJS 2, 315 - 344) oder LMC 4 (Goudis & Meaburn 1978, A&A 68, 189 - 192).

[LMC 4 mit drei stellaren Bogenstrukturen]

Abbildung 17: Region der Supergiant Shell LMC 4 mit Datensatz‑Feld
Links: Hα-Bild der Supergiant Shell LMC 4, das vom Scan einer 5° × 5°-Photoplatte von 1981 vom Curtis Schmidt Teleskops des Cerro Tololo erstellt wurde (siehe Kennicutt & Hodge 1986, ApJ 306, 130 - 141).
Rechts: A‑Typ Überriesen in der Umgebung der LMC 4 aus dem Katalog von Rousseau et al. (1978). Der kleine Kreis bezeichnet den Cepheiden-veränderlichen Stern HV 2667 (= LMC V3228; ursprünglich fälschlich als HV 5924 angegeben), die Quadrate zeigen Orte von Sternhaufen, in grau sind photometrische Beobachtungsdaten des Autors kenntlich gemacht und die drei Bögen sind Sternenanhäufungen, auf die im Text eingegangen wird (die Abbildung ist eine Abwandlung von Fig. 2 aus Efremov & Elmegreen 1998; MNRAS 299, 643-652 [arXiv:astro‑ph/9805092]).

[FHD von Region C und J innerhalb von LMC 4]

Abbildung 18: FHDs von LMC 4 mit Isochronen der Genfer Gruppe für GMW-Metallizität (Z = 0,008) und Altern log(t/[a]) ∈ {7,05; 7,5; 8,0} (≅ {11 Ma; 32 Ma; 100 Ma}) mit einer angewendeten V-Extinktion von 0,31 mag.
a) links: FHD mit 46749 Datenpunkten der Felder C₁, C₂ und C₃.
Die Kreuze nahe M_V ≅ -6,5 mag sind 6 A-Überriesen.
b) rechts: FHD mit 15787 Datenpunkten des J-Datensatzes.

[FHD von HS 343 und KMHK 1000 innerhalb von LMC 4]

Abbildung 19: FHDs von zwei Sternhaufen in der Zentralregion von LMC 4 mit Isochronen der Genfer Gruppe mit 0,1 Ga (a) und 0,3 Ga (b).
a) links: FHD mit 237 Datenpunkten in einer Kreisregion mit Radius von 34" ≅ 8,3 pc um HS 343.
b) rechts: FHD mit 175 Datenpunkten in einer Kreisregion mit Radius von 30" ≅ 7,3 pc um KMHK 1000.

LMC 1: Photometrische Studien zur SGS im Nordosten

Um LMC 1 richtig einschätzen zu können, ist es von Vorteil, zunächst LMC 7 zu betrachten und die Erkenntnisse über LMC 4 mit einzubeziehen.
Der nördliche Teil von LMC 7 ähnelt LMC 4, mit einem halben Ring aus HΑ‑Filamenten sowie den HII‑Regionen N 77, N 78, N 79, N 81, N 82, N 83, N 89, N 90 und N 94, wohingegen der gedachte südliche Rand im Lichte der Hα‑Linie nicht in Erscheinung tritt. Somit ist LMC 7 den anderen unterbrochenen Strukturen, namentlich LMC 6, LMC 8 und LMC 9, ähnlich.
Die hier betrachtete SGS LMC 1 könnte in diesem Bild als Zwischenstadium zwischen zwei Gruppen von Supergiant Shells bezeichnet werden: sie trennt die jüngeren, vollständigen und besser untersuchten SGSs (LMC 2 - LMC 5) von den möglicherweise älteren und unterbrochenen ringförmigen Strukturen (LMC 6 - LMC 9).
Sollte es keinen anderen physikalischen Grund für diese Klassifizierung als das Alter geben, so sollte man für die Sterne innerhalb LMC 1 ein mittleres Alter finden: älter als das für LMC 4 und jünger als das von LMC 7. Dies würde im Einklang mit dem Rotations-Szenario der GMW stehen, nach der zunächst die West-, dann die Nord- und aktuell die Ostseite die Front bzgl. der GMW-Bewegung durch den Halo unserer Galaxie darstellt. Nach diesem Szenario sollte man ein stellares Alter von 50 Ma innerhalb von LMC7 und von 30 Ma innerhalb von LMC1 erwarten (vgl. Bugschock-Szenario).

[Sternkarten des LMC 1-Gebiets mit Beobadhtungsfeldern]

Abbildung 20: Darstellung der Beobachtungsregion innerhalb der SGS LMC 1
Links: Teil der V-Karte (28) vom Hodge & Wright (1967; LMC, Smithsonian Press) – Atlas, der die Region um SGS LMC 1 zeigt (siehe Abbildung 14 und Abbildung 15 sowie Tabelle 1). Die 8 Felder des Datensatzes in dieser Supergiant Shell sind ausgewiesen, mit Hα-Rand der LMC 1 grob angedeutet durch die rote gestrichelte Linie und die gepunktete Linie als Begrenzung um LH15 gemäß Lucke (1972, Doktorarbeit der Universität Washington, S. 218 - 220). Die Felder, deren Datenreduktion vom Autor gemacht wurde (C und S), sind durch die grüne Umrandung kenntlich gemacht.
[Ich möchte noch anmerken, dass die Position von NGC 1787 in dieser Karte nicht mit dem elektronischen NGC-Katalog (CDS, VII/118) übereinstimmt, der (α,δ)_{2000, NGC 1787} ≅ (4^h59,1^m, -65° 44') ausweist und als sehr großen Sternhaufen beschreibt, so dass hiermit eher die Hauptpopulation von LMC 1, also LH 15, gemeint sein dürfte.]
Rechts: Mosaik von zwei lang belichteten (t_E = 30 min) CCD-Bildern (C und S, vgl. links) der Zentralregion von LMC 1 im U-Filter.

[FHD von Region C und S innerhalb von LMC 1]

Abbildung 21: FHDs von LMC 1 (Felder C und S) mit Isochronen der Genfer Gruppe für GMW-Metallizität und Altern log(t/[a]) ∈ {7,3; 8,25} (≅ {20 Ma; 180 Ma}) mit einem angewendeten Farbexzess E_B-V von 0,05 mag.
a) links: FHD mit 17184 Datenpunkten mit BV-Photometrie
b) rechts: FHD mit 8130 Datenpunkten mit UBV-Photometrie (d.h. ebenso eine U-Helligkeit, die nicht so tief geht und einen höheren Fehler aufweist auf Grund der schlechteren CCD-Sensitivität im ultravioletten Bereich)

[FHD vom Nordost-Viertel von Region C innerhalb von LMC 1]

Abbildung 22: FHDs vom nordöstlichen Viertel des LMC 1-Feldes C mit Isochronen der Genfer Gruppe für GMW-Metallizität und Alter log(t/[a]) = 8,75 (≅ 560 Ma) mit einem angewendeten Farbexzess E_B-V von 0,05 mag.
a) links: FHD mit 1725 Datenpunkten mit BV-Photometrie
b) rechts: FHD mit 770 Datenpunkten mit UBV-Photometrie (d.h. ebenso eine U-Helligkeit)

Abbildung 23: Statistik des Farbexzesses abgeleitet von der intrinsischen Farbe (B-V)₀, die nur vom rötungsfreien Parameter Q abhängt, für Sterne in der Zentralregion von LMC 1 mit UBV-Photometrie und den Kriterien M_V ≤ 1 mag sowie Q ≤ -0,4 mag (siehe Gleichung 2+3, Massey et al. 1995, ApJ 438, 188 - 217). Die Verteilung des südlichen Feldes (S) ist die schraffierte Fläche. Der Farbexzess E_B-V = 0,05 mag, der beim Isochronenfit abgeleitet wurde (vgl. vorige FHDs), wurde markiert.

[LF von Population der Felder C+S innerhalb LMC 1]

Abbildung 24: Leuchtkraft- (a) und Massenfunktion (b; abgeleitet aus der 9 Ma-Isochrone) der Zentralregion von LMC 1 mit gefitteter Steigung γ = 0,43 bzw. Γ = -2,29.

SMC 1: Photometrische Studien der einzigen SGS der KMW

Die KMW hat eine deutlich kompliziertere Struktur als die GMW. Durch das geringeres Gewicht der KMW ist sie stärker der Zerreibung durch Differenzen der gravischen Kräfte ausgeliefert, zudem sieht man nicht direkt auf die Hauptebene (face‑on), so dass die Länge des Sehstrahls (line‑of‑sight) durch die KMW länger ausfällt und somit im Hauptbereich selbst die riesigen Strukturen der SGSs schwer zu erkennen wären. Somit nimmt es nicht Wunder, dass in

Hα nur eine SGS im Außenbereich, dem sogenannten Flügel (wing), sichtbar ist.
Die Analyse deren zentraler Sternpopulation wird in diesem Abschnitt vorgestellt.

[Sternkarten des SMC 1-Gebiets mit Beobadhtungsfeldern]

Abbildung 25: Darstellung der Beobachtungsregion innerhalb der SGS SMC 1
Links: Mosaik der zentralen KMW-Flügel-Region zusammengesetzt aus vier V-Karten (41, 42, 49, 50) vom Hodge & Wright (1977; ISBN 0-295-95387-X) – Atlas, der die Region um SGS SMC 1 zeigt (siehe Abbildung 14 sowie Tabelle 1). Die 4 Felder des Datensatzes in dieser Supergiant Shell sind ausgewiesen, mit Hα-Rand der SMC 1 grob angedeutet durch die rote gestrichelte Linie.
Rechts: Mosaik aus den vier lang belichteten CCD-Bildern (N, C S und W, vgl. links) der SMC 1-Region im B-Filter.

Abbildung 26: FHDs von SMC 1 mit Isochronen der Genfer Gruppe für KMW-Metallizität (Z = 0,004) und Altern log(t/[a]) ∈ {7,0; 7,4; 7,8} (≅ {10 Ma; 25 Ma; 63 Ma}) mit einem angewendeten Farbexzess E_B-V von (0,09 - 0,19) mag.
a) links: FHD mit 8705 Datenpunkten mit BV-Photometrie aus den Feldern N, C, S und W
b) rechts: FHD mit 2166 Datenpunkten mit UBV-Photometrie (Felder C und S, da für N und W keine U-Aufnahmen gemacht wurden)

Abbildung 27: Statistik des Farbexzesses abgeleitet von der intrinsischen Farbe (B-V)₀, die nur vom rötungsfreien Parameter Q abhängt, für Sterne in der Region von SMC 1 mit UBV-Photometrie (d.h. Felder C und S) und den Kriterien M_V ≤ 1 mag sowie Q ≤ -0,4 mag (siehe Gleichung 2+3, Massey et al. 1995, ApJ 438, 188 - 217). Die Verteilung des zentralen Feldes (C) ist die schraffierte Fläche. Der Farbexzess E_B-V = 0,095 mag, der beim Isochronenfit abgeleitet wurde (vgl. vorige FHDs), wurde markiert.

[LF der Population des gesamten SMC 1-Gebiets]

Abbildung 28: Leuchtkraft- (a) und Massenfunktion (b; abgeleitet aus der 10 Ma-Isochrone) der gesamten SMC 1-Region mit gefitteter Steigung γ = 0,28 bzw. Γ = -1,49.

Photometrische Studien der Ostseite der GMW

Hintergrund:
Diesen Forschungsteil hatte ich bis Ende November 2019 hier ausgelassen und dann lediglich die Kompositaufnahmen ergänzt, die ich mit den Ergebnissen zu N 171 im neuen Vortrag über die Magellanschen Wolken anstelle des hier enthaltenen Teils zu LMC 1 einbaute.
Es hat keine hohe Priorität, aber die Resultate der Photometrie aller Felder der GMW-Ostseite:
A_1-2: N 70, B_1-4: LMC 2-Streifen, C: Außenfeld von LMC 2, D: N 171, E_1-2: N 214,
die am 05. bis 11. Dez. 1996 von mir mit DFOSC am 1,54 m Dänischen Teleskop auf La Silla aufgenommen wurden, und ebenso die Ergebnisse zu LMC 7 werde ich bei Zeiten hier nachtragen und ggf. auch den Vortrag zu den Magellanschen Wolken entsprechend erweitern, so dass beide irgendwann den Inhalt meiner Dissertation wiederspiegeln. Für einen ersten Einblick in mein Forschungen ist dies allerdings völlig ausreichen, zumal dies keine wissenschaftliche Arbeit darstellen soll.

[Komposit aus drei CCD-Frames:
Farbbild der Giant Shell N 70]

[Komposit aus drei CCD-Frames:
Farbbild von N 164 in LMC 2]

[Komposit aus drei CCD-Frames:
Farbbild der N 171-Region]

[Komposit aus drei CCD-Frames:
Farbbild der N 214-Region]

Abbildung 29: Farbkomposit aus drei CCD-Frames (U: Rotkanal {da hier die Ionisationsnebel im Hα dominieren, die ebenso in U auf Grund der O II‑Linie deutlich sind (vgl. Abbildung 1)}, V: Grünkanal, B: Blaukanal), je von vier Feldern der GMW-Ostseite (vgl. Abb. 15):
a) N 70 (A₁), eine der schönen Giant Shells (vgl. Abb. 16) der GMW, die zur Sternassoziation LH 114 gehört;
b) N 164 (B₁), zur Sternassoziation LH 113 gehörig, im Norden in LMC 2 gelegen,
c) N 171 (D) im Röntgenschatten der großen Dunkelwolke (DC in Abb. 15), südlich von 30 Dor und LMC 2;
d) N 214 (E₁), zur Sternassoziation LH 110 und somit auch zur umgebenden LH 107 gehörig.

Bugschock-Modell: Erklärungsversuch großskaliger Sternentstehung

Sternentstehung kann starten, wenn eine Wolke Gas, die genug Masse besitzt, auf Grund geringer innerer Energie [diese wirken stützend und setzen sich dem Kollaps, der durch die gravische Anziehung des Wolken-Schwerpunkts getrieben wird, entgegen; diese sind insbesondere Temperatur (nur kalte Wolken kollabieren, Drehimpuls (ein Zusammenfallen ist nur in Richtung parallel zur Drehimpulsachse möglich; dies führt zur Scheibenbildung, wie man sie z.B. bei unserem Sonnensystem oder unserer Milchstraße beobachten kann), sowie Magnetfelder].
Kommt es zur Sternbildung vieler Sterne (z.B. LH 77, der bananenförmigen Struktur im Zentrum von LMC 4), so gilt es, den zu Grunde liegenden Auslösemechanismus (trigger) zu verstehen.
So wird eine durch eine Staub-/Gas-Wolke laufende Schockfront die Sternentstehung anfänglich begünstigen; stürzt die Wolke aber nicht unmittelbar zusammen (und wird zur Geburtswolke neuer Sterne, die anfänglich wegen der hohen Dichte nur im Infrarotbereich durchlässig genug für Beobachtungen ist), sorgt die durch die Schockfront zusätzlich deponierte Energie für eine Stabilisierung der Wolke. Zudem wird die Schockfront immer langsamer, bis sie bzgl. der Sternentstehungs-Auslösung unwirksam wird. Somit kann eine einzelne Schockfront nicht als Auslöser auf SGS-Skalen angesehen werden.
Ein Modell, das ursprünglich die Spiralstruktur größerer Scheibengalaxien erklären sollte, sich dafür jedoch als nicht geeignet erwies, ist die Selbstfortschreitende Sternentstehung, die ähnlich eines Flächenbrandes von einer Stelle der Sternentstehung eine Schockfront auslöst, diese triggert ihrerseite neue Regionen der Sternentstehung, die ihrerseits neue Schockfronten (durch Winde, Strahlungsdruck und schließlich Supernova-Explosionen der hellsten und schnell-lebigen Sterne) hervorbringen, so dass sich prinzipiell die Sternentstehung allmählich über ein größeres Gebiet ausdehnen könnte. [Voraussetzngen sind aber recht hohe Anforderungen an Bedingungen einer großen Wolke, die typisch deutlich homogener sein müssten (bzgl. wesentlicher Parameter wie Dichte, Temperatur, Magnetfelder etc.) als man es bei entsprechenden Wolken bisher beobachten konnte.]
Dieser Mechanismus hinterlässt zwangsläufig einen Altersgradienten der Sternpopulation, da die Propagation auf solchen Skalen erheblich Zeit in Anspruch nimmt. Eine Möglichkeit, das Modell durch Beobachtungen zu verifizieren (es wäre dann verträglich mit den Beobachtungen und somit eine valide Beschreibung – nicht aber bewiesen) oder zu falsifizieren (es könnte nicht zur Beschreibung des Objekts herangezogen werden, könnte aber dennoch, wenn auch mit verminderter Wahrscheinlichkeit, bei anderen Objekten valide sein).
Eben diesen Gradienten konnten wir für die größte der SGS, LMC 4, nicht finden. Somit kann es in LMC 4 nicht gewirkt haben und wird daher kaum für andere SGSs in Betracht kommen, was die Populationen der anderen SGSs dann auch klar zeigten.
Auf Grund voriger Studien von Hochgeschwindigkeitwolken kam in unserer Forschungsgruppe ein Modell für die GMW auf, das mit einigen vorhandenen Altersbestimmungen, der Bewegungsrichtung durch den Halo der Milchstraße sowie der Taumelbewegung der LMC (sozusagen eine etwas gestörte Rotation) gut verträglich schien: das Bugschock-Szenario.

[Skizze des Skizze des Orbit der GMW im Vergleich zur Galaxis (UG) mit Magellanschem Strom]

[SGS-Verteilung der LMC bzgl. des Bugschock-Modells]

Abbildung 30: Sketche der Bewegung der Großen Magellanschen Wolke (GMW), die zum Bugschock-Modell der großskaligen Sternentstehungsgebiete führte
Links: Sketch der GMW bei ihrem Umlauf um die Milchstraße (d.h. unsere Galaxis, UG) mit angedeuteter allgemeiner Position des Magellanschen Stroms (MS) sowie der früheren Position der GMW vor 200 Millionen Jahren (angepasst von de Boer 1998, Fig. 1, Workshop Proceedings des Bonn/Bochum-Graduiertenkollegs, Shaker Verlag, Aachen, ISBN 3-8265-4457-9).
Rechts: Sketch der GMW (LMC), der alle 14 beobachteten Regionen ausweist ( Symbol einer beobachteten Region

; vgl. Tabelle 2), in denen Altersbestimmungen vorliegen. Dabei sind für das Bugschock-Modell die aktuelle Bewegungsrichtung des Schwerpunkts der LMC durch den Pfeil nach links unten gekennzeichnet, ebenso das Rotationszentrum ( Symbol des Ortes vom Rotationszentrums

, RC) des Hauptkörpers der GMW. Zudem wurden die groben Umrisse der neun bekannten Supergiant Shells (SGSs) wie auch der 30 Doradus-Region eingezeichnet. Ebenso wurde der Winkel φ für LMC 4 eingezeichnet wie auch Kreise in 1kpc-Abständen (1,15°) um das Rotationszentrum (Skizze des Autors, Doktorarbeit).

Tabelle 2: Beobachtete Regionen und ihre Daten in Bezug zu Alter und Ort am Außenrand der GMW (siehe Abbildung 30). Die Tabelle führt den Namen der Region an, ihren Winkel (φ) und ihren Abstand (r) vom Rotationszentrum, das erwartete Alter nach dem Bugschock-Trigger-Szenario (t_Bugschock, vgl. Gleichung 4) sowie die durch Beobachtung abgeleiteten Alter (t_obs; hierbei bedeutet w: schwach besetztes

FHD, d.h. unwahrscheinlich durch großskaligen Trigger ausgelöst, d: dominante Sternpopulation, c: komplexe Situation).

Region	φ [°]	r [kpc]	t_Bugschock [Ma]	t_obs [Ma]
DC / N 171 (D)	-3,9	1,6	-0,5	18 (w), 80-125 (d)
N 159	11,5	1,6	1,5	< 3
LMC 2 o. field (C)	21,9	2,3	2,9	50
LMC 2 strip (B_1-4)	26,1	1,6	3,4	8-32, ? (c)
30 Doradus / R 136	34,2	1,3	4,5	3-5
N 70 / LH 114 (A₁)	60,4	2,1	7,9	5-8 (w), 60 (d)
LMC 4 / LH 77 (J_a-b)	91,8	2,1	12	12 (d)
NGC 1818 and field	151,0	2,8	20	30
LMC 1 / LH 15 (C+S)	153,0	3,5	20	20 (d), 550 (d)
Field near NGC 1783	156,1	3,4	20	20-50
LMC 6 (prop.)	198,1	1,9	26	-
LMC 7 (C+S)	222,9	2,1	29	9 (w), 20 (d), ? (c)
LMC 9 (prop.)	310,8	1,5	41	-
N 214 / LH 107 (E_1-2)	338,4	2,4	44	8 (w), 15 (w), 180 (d)

Gleichung 4: t_Bugschock := φ · (t_{obs, LMC 1} - t_{obs, LMC 4}) / (φ_LMC 1 - φ_LMC 4) ≅ φ / (7,65° · Ma^-1).
Diese Gleichung gibt auf Grund zweier Altersbestimmungen aus meiner Arbeit (d.h. der Sternenpopulationen der beiden Supergiant Shells LMC 1 und LMC 4) eine grobe Alterszuordnung (vgl. t_Bugschock-Angaben in Tabelle 2), die alleine schon wegen der komplexeren Taumelbewegung der GMW so viele systematische Unwägbarkeiten aufweist, dass eine Fehlerangabe wenig sinnvoll wäre.

➩ Siehe auch: JMB's 🔭Astronomie‑Seite ❗
➮ Vgl. auch:   JMB's 📢Vortrag: Astronomie – Einstimmung ❗
➬ Vgl. auch:   JMB's 📢Vortrag: Wo ist unser Platz im Universum? ❗
➫ Vgl. auch:   JMB's 📢Vortrag: Die Magellan'schen Wolken: GMW / LMC & KMW / SMC ❗

Persönlicher Hintergrund

Ich habe mich an der Universität 5 Jahre bis zum Diplom in Physik mit Mathematik (inkl. aller Mathematiker-Vorlesungen bis zum Vordiplom), Chemie (bis zum Vordiplom), Teilchenphysik, Synchrotronstrahlung (angewandte Physik), Kosmologie (d.h. Allgemeiner Relativitätstheorie) und Astronomie beschäftigt, danach noch intensiver mit astrophysikalischer Grundlagenforschung als DFG-Stipendiat im Rahmen eines interuniversitären Graduiertenkollegs, die hier angedeutet wird.
Ich war 10 Jahre mit Feuereifer dabei (Vorträge, Veröffentlichungen, Poster, Computermanagement, Webmanagement, Beobachtungsaufenthalte),

aus Begeisterung für die Forschung als Suche nach der Wahrheit;
zum Austesten der eigenen Erfahrungsgrenzen;
wegen der Wissens‑Weitergabe auf höchstem Niveau.

Bezug zur Lehre:
Ich war schon vor dem Diplom auch mit dem Beobachtungspraktikum wie auch astrometrischer Datenreduktion befasst. Zudem nahm bei mir schon vor dem Vordiplom die Idee zu einer eigenen Vorlesung zum Einstieg in die Astronomie mit gezielter Anbindung an die Forschung immer mehr Gestalt an – kurz, knackig, stimmig. Das Konzept, das inkl. des Ortes am Physikalischen Institut quasi komplett war, hätte ich auch gerne umgesetzt. In der 2. Hälfte meiner Dissertation sprach ich darauf zwei Dozenten an:

Ich könnte es machen – es würde mir aber nichts bringen!
So etwas stehe mir nicht zu!

waren dazu die Aussagen. Die Vorstellung, ein begeisterter Student würde mit Verweis auf meine Vorlesung um ein Diplomthema ersuchen und entsprechend negativ behandelt werden, hat mich vom Vorhaben abgebracht.
Stattdessen kümmerte ich mich alleine um einen Diplomanden – und konnte so alles austesten, was mir an der Vorlesung auch für mich noch als Fragezeichen blieb. Ich betreute ihn bis zu seinem erfolgreichen Abschluss, so dass ich nach meiner Dissertation noch ein paar Monate am Institut verweilte.

Grund des Verlassens der Forschung:
Gegen Ende meiner Dissertation erhielt ich mündlich ein Angebot, zu einem Professor in die USA zu kommen, um dort eine Professur zu erlangen.
Meine Gedanken werden am besten durch das wiedergegeben, was meinen Entschluss festigte:
Ich stellte einem wesentlichen Dozenten in meinem Umfeld die Frage nach Ethik in der Wissenschaft, im Hinblick auf:

sich gegenseitig widersprechende Veröffentlichungen vom Erstautor, ohne auf diesen Widerspruch einzugehen;
Zitieren von Veröffentlichungen^😒 , die man nie wirklich zu Gesicht bekommen hat (allgemein werden Publikationen im wissenschaftlichen Umfeld als Paper bezeichnet);
Gewünschte Publikationslisten^🤔 , die möglichst viele Einzelwerke aufführen sollen und dabei keine Lücke aufweisen dürfen – aber ohne dass wesentliche Beiträge zur Forschung besonderes Gewicht erhielten.

Es gab zu den Punkten zahlreiche internationale wie auch unser Institut selbst betreffende Beispiele^😠 .
Seine Antwort auf meine Frage war, dass ich zu extrem für die Forschung sei.
Dies akzeptierte ich wortlos mit einem Nicken.

Diesen Entschluss habe ich nie bereut, denn die Begeisterung und Leidenschaft ist in mir ungebrochen. Dies für eine Karriere aufzugeben wäre für mich ein zu hoher Preis. Ich bleibe lieber dem wahren Geist der Grundlagenforschung verbunden, für die ich genug Beispiele bekam, auch wenn es heute vorrangig anders läuft.

^😒 ) Angesichts der gehäuften Probleme (vgl. auch Wikipedia-Beitrag zu

Betrug und Fälschung in der Wissenschaft) mit nicht berechtigten Doktortiteln mag dieses Problem als gering angesehen werden, aber es ist sozusagen die Einstiegsdroge zur unwissenschaftlichen Arbeitsweise.

^🤔 ) Mehr als 10 Jahre später machte Prof. Peter Higgs in einem Interview anlässlich seines Nobelpreises die Bemerkung, dass er in der heutigen Umgebung wohl nie die Ruhe zu seiner bahnbrechenden Entdeckung gefunden hätte. Zudem wäre er im heutigen akademischen System nicht mehr beschäftigt worden, weil er nicht als produktiv genug eingeschätzt würde [vgl. The Guardian, 06.12.2013 und

Wikipedia-Artikel].
Was ebenso daraus folgt ist die Frage, wie sehr Forschung durch solche Randbedingungen gehemmt wird. Mich wundert bereits, dass in quasi 20 Jahren zwar schöne Bilder und ein paar noch ausstehende Beweise kamen, aber nicht wirklich Neues – trotz vieler vermeindlich bahnbrechender Satelliten, Detektoren und auch Theorien (die im Fall von

String- und

SuSy-Theorie von Anfang an von Experten dieser Gebiete eher belächelt wurden). Ich schließe mich inhaltlich nicht den beiden folgenden Artikeln an, aber sie legen ebenso den Finger in diese Wunde: Die Mär vom rasenden Fortschritt (Heise-Online vom 30.05.2017) sowie Missing Link: Nichts Neues am LHC – Physiker in der Sackgasse? (Heise-Online vom 18.11.2018). Es ist symptomatisch, dass weder für 📙Bildung & Forschung noch für Sozialstrukturen weltweit Gelder bereitgestellt werden. Man könnte das Gefühl bekommen, dass alle Regierungen nur für den Moment leben und den Glauben an eine Zukunft verloren haben ...

^😠 ) Auch wenn dies die wirklichen Gründe sind, so war eine immer weiter um sich greifende soziale Kälte wie auch ein sinkendes Niveau im Bereich der Forschung (im Bereich 👨‍🏫Gymnasium eine Realität gegen Mitte der 80-er Jahre, also nur konsequent) unterschwellig ebenso mit zu meiner Entscheidung beitragend: Die

Juniorprofessur wurde eingeführt und als positiv verkauft – ebenso zeichnete sich der Kahlschlag

Bologna-Prozess mit Einführung der Bachelor- / Master- Abschlüsse, die natürlich nicht mit dem Diplom konkurrieren konnten, so dass Vordiplom / Diplom gewaltsam abgeschafft wurden; mit der Folge, dass man nach diesem vereinheitlichten Abschluss sehr weit von einer qualifizierten akademischen Arbeit (was eine 5-jährige Doktorarbeit damals noch darstellte) steht. Die Universitäten haben sich juristisch gegen diesen Unsinn zur Wehr gesetzt, natürlich ohne Erfolg.

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Erste Fassung:	11.	November	2018
Letzte Änderung:	01.	Januar	2024