Sternbild Kentaur (Centaurus)

Der Mirastern R Centauri: Sternentwicklung in Echtzeit verfolgen

R Centauri ist ein langperiodischer Pulsationsveränderlicher des Mira-Typs im Sternbild Kentaur mit ungewöhnlichen Eigenschaften. Dieser Riesenstern befindet sich in einer Entwicklungsphase, die seinen Zustand und sein Verhalten verändern – und zwar auf einer Zeitskala von wenigen Jahren. R Centauri ist damit einer der seltenen Fälle, in denen sich innerhalb eines Menschenlebens  Veränderungen an einem Stern feststellen lassen – Sternentwicklung in Echtzeit sozusagen.

Ungewöhnliches Erscheinungsbild

Wir finden den Mirastern R Centauri im südöstlichen Bereich des Sternbilds Kentaur, im gleichen Areal wie die hellen Sterne Alpha und Beta Centauri (α und β Cen). Im Fernglas und auf Fotografien erscheint er rötlich. Dieser rote Riesenstern ist 3000 Lichtjahre von uns entfernt und gehört wegen seiner geringen Oberflächentemperatur von rund 3500 Kelvin zur Spektralklasse M.

Im Visuellen schwankt die scheinbare Helligkeit von R Centauri zwischen einem Maximalwert von 5,2 mag und einem Minimalwert von 11,8 mag. Die Periode dieser Schwankung ist jedoch nicht konstant: Seit der Entdeckung des Sterns vor rund 150 Jahren hat die Periode um mehr als zehn Prozent abgenommen – von 568 Tagen Ende des 19. Jahrhunderts auf aktuell nur noch 500 Tage. Auch die Amplitude, also der Betrag der Helligkeitsänderung, hat sich verändert – sie beträgt jetzt nur noch etwa 3,5 Magnituden, und nicht mehr 6,5 Magnituden. Die Leuchtkraft des Sterns schwankt somit nur noch um den Faktor 25, und nicht mehr um den Faktor 400, wie noch vor wenigen Jahrzehnten.

Die Lichtkurve zeigt zudem innerhalb einer Periode zwei Maxima und zwei Minima: Statt nach dem Durchlaufen des Maximalwerts kontinuierlich auf ihren niedrigsten Wert abzusinken, steigt die Helligkeit noch einmal auf ein Zwischenmaximum an. Auf ein hohes Maximum folgt also ein erstes, hohes Minimum, dem wiederum ein zweites, niedriges Maximum und ein zweites, sehr tiefes Minimum folgen. In den letzten Jahren allerdings haben sich die Werte der Minima einander angeglichen. Die scheinbare Helligkeit von R Centauri  fällt nun kaum noch unter 9 mag.

Seine letzten Helligkeitsmaxima erreichte R Centauri Ende August 2020 (6,2 mag), im Mai 2021 (7,1 mag) und im Dezember 2021 (6,6 mag). Wer selbst Veränderliche am Südhimmel beobachten möchte, findet in diesem Mirastern ein lohnendes und vor allem wissenschaftlich äußerst interessantes Objekt. Die folgenden Abschnitte diskutieren die möglichen Ursachen des eigentümlichen Verhaltens.

Warum verhält sich R Centauri so eigentümlich?

Jeder Mirastern zeigt von Zyklus zu Zyklus leichte Schwankungen von Pulsationsperiode und Amplitude der Helligkeitsschwankung. Doch bei R Centauri ist auffällig, dass seine Periode seit 1950 kontinuierlich abnimmt: Pro Jahr verkürzt sich seine Periode um einen Tag. Im gleichen Zeitraum ist die Amplitude der Pulsation deutlich kleiner geworden. Was sind die möglichen Ursachen?

Eine Hypothese: In R Centauri überlagern sich zwei verschiedene Moden der Pulsation, und der Stern ist gerade dabei, sein Verhalten zu ändern. Während Mirasterne stets mit der Grundfrequenz pulsieren, könnte in R Centauri bald eine Oberschwingung die dominierende Pulsation sein. Dann wäre der Stern im Begriff, sich von einem Veränderlichen des Mira-Typs zu einem halbregelmäßigen Veränderlichen zu entwickeln. Das beobachtete Doppelmaximum in der Lichtkurve – bei Mirasternen sehr selten – lässt sich immerhin mit zwei unterschiedlichen Pulsationsperioden von rund 500 und 250 Tagen modellieren. Für eine dominierende Periode um 500 Tage spricht allerdings der Umstand, dass jeweils kurz vor dem hohen Maximum der Farbindex B−V  kleinere Werte annimmt als im übrigen Teil des Zyklus – der Stern wechselt also eindeutig zwischen „blauen“ und „roten“ Maxima. Noch scheint also die Grundschwingung die maßgebende Pulsationsdauer zu sein.

R Centauri: Ein AGB-Stern mit Helium-Blitz

In der wissenschaftlichen Literatur wird aber eine andere Ursache als wahrscheinlicher angesehen: R Centauri könnte sich gerade in einer sehr kurzen Entwicklungsphase befinden, in der ein sogenannter Helium-Blitz die Vorgänge im Inneren des Sterns und damit auch sein Schwingungsverhalten verändert.

Als Mirastern gehört R Centauri zu den Roten Riesen mittlerer Masse, die in ihrer Entwicklung weit fortgeschritten sind. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm (kurz: HRD), das Astronomen heranziehen, um Sterne verschiedener Entwicklungsstufen zu vergleichen, liegen Mirasterne auf dem asymptotischen Riesenast (englisch: Asymptotic Giant Branch, AGB). In diesem AGB-Stadium haben die Sterne die höchste Leuchtkraft in ihrem stellaren Dasein erreicht. Die äußere, stark aufgeblähte Gashülle hat eine relativ geringe Dichte und eine niedrige Temperatur. Schwankungen in den Zustandsgrößen dieser Gashülle führen zu den beobachteten Helligkeitsänderungen der Mirasterne.

Im Zentralbereich eines AGB-Sterns ist aller Wasserstoff und fast alles Helium verbraucht; dort haben sich überwiegend Kohlenstoff und Sauerstoff als „Asche“ der Heliumverbrennung angesammelt. Die Energiefreisetzung über die Fusion von leichten Atomkernen hat sich nun in zwei äußere Schalen verlagert – in eine dünne Schale mit Heliumbrennen und eine weitere mit Wasserstoffbrennen (siehe den Infokasten „Kurz erklärt: AGB-Sterne“ weiter unten). Wie dies im Detail abläuft, erklärt letztlich das Verhalten von R Centauri.

Explosionsartige Zündung der Heliumfusion

Die meiste Zeit verbringt ein AGB-Stern in einer Phase, in der er seine Energie überwiegend aus der Fusion von Wasserstoff in der schalenförmigen äußeren Brennzone bezieht. Nur in periodischen Abständen, wenn sich wieder genügend Helium als Produkt der Wasserstofffusion über dem Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern angesammelt hat, zündet das Heliumbrennen wieder neu, und zwar explosionsartig. Den zeitlichen Abstand zwischen solchen Zündungen schätzen die Astronomen auf 10.000 bis 100.000 Jahre.

Das explosionsartige Einsetzen der Heliumfusion – Heliumblitz genannt – erhöht die Temperatur in der dünnen Schale des Heliumbrennens abrupt. Die Folge ist ein thermischer Puls, der durch die oberen Schichten des Sterns läuft. Dieser hat Auswirkungen auf das Ausdehnungsverhalten und die Leuchtkraft des Sterns. So bringt er die Fusion von Wasserstoff in der äußeren Brennzone zum Erliegen, weil durch die Expansion der Hülle die Dichte und die Temperatur unter die kritische Schwelle sinken. Dadurch sinkt die Leuchtkraft des Sterns rapide. Erst wenn die in der Heliumbrennzone erzeugte Energie durch die viel langsameren Diffusionsprozesse an die Oberfläche gelangt, was Jahre dauert, steigt die Leuchtkraft wieder.

Im Lauf von wenigen Hundert Jahren ebbt die Energieerzeugung in der Heliumschicht wieder ab, weil einerseits Helium verbraucht, andererseits aber kein Helium aus der ehemaligen Wasserstoffbrennzone nachgeliefert wird. Nun können die Dichte und die Temperatur in der äußeren Gashülle wieder steigen, bis erneut die kritischen Werte für die Wasserstofffusion erreicht werden. Nun schließlich übernimmt wieder die Wasserstoffbrennschicht den Großteil der Energieerzeugung, und der Zyklus beginnt von Neuem.

R Centauri: Periodenverkürzung durch Helium-Blitz?

Die Astronomen können zwar nicht in das Innere von R Centauri hineinschauen. Aber aus Modellrechnungen geht hervor, dass ein von einem Heliumblitz oberhalb des Kohlenstoff-Sauerstoff-Kerns ausgelöster thermischer Puls über einen langen Zeitraum hinweg die Leuchtkraft und die Massenverlustrate eines AGB-Sterns verändert. Beide Veränderungen wirken sich entscheidend auf die Periodendauer der Pulsationen aus.

Demnach könnte sich R Centauri in der Phase unmittelbar nach Zündung eines Helium-Blitzes in einer dünnen Schale um den Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern befinden. Oder wir sehen den Stern in einer Phase wenige Hundert Jahre später, nachdem die beim Helium-Blitz freigesetzte Energie durch Diffusionsprozesse die Oberfläche des Sterns erreicht hat.

Eine genauere Eingrenzung wird wohl erst möglich sein, wenn die Masse von R Centauri genauer bekannt ist. Denn diese geht als wichtige Größe in die Modellrechnungen ein. Unterdessen liefern Beobachtungen der Lichtkurve von R Centauri weitere essenzielle Daten, um auf das physikalische Verhalten dieses eigentümlichen Mirasterns rückschließen zu können.

R Centauri ist damit ein eindrucksvolles Beispiel, wie die von Amateurastronomen über lange Zeiträume hinweg gesammelten Helligkeitsdaten von veränderlichen Sternen zur astrophysikalischen Forschung beitragen.

Omega Centauri im Kentaur, auch unter seiner Katalognummer NGC 5139 bekannt, ist mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit von 5,3 mag der hellste Kugelsternhaufen des Himmels. Bereits mit bloßen Augen ist er als Nebelfleckchen erkennbar. Ohne die nicht-stellare Natur des Objekts zu ahnen, listete Ptolemäus es als Stern in seinem Katalog, dem Almagest. Johann Bayer, der in seiner 1603 erschienenen „Uranometria“ die hellsten Sterne mit griechischen Buchstaben bezeichnete, ordnete ihm den Buchstaben Omega zu. Erst der britische Astronom Edmund Halley (1656 – 1741), der von der Atlantikinsel St. Helena beobachtete, entdeckte dieses Objekt im Jahr 1677 neu für die europäische Wissenschaft und listete es als einen von neu gefundenen „hellen Flecken“ (wörtlich: „luminous spots or patches“).

Es dauerte allerdings noch bis zum Jahr 1826, bis der schottische Astronom James Dunlop (1793 – 1848) Omega Centauri als Kugelsternhaufen erkannte, wobei er allerdings noch die damals übliche allgemeine Bezeichnung „Nebel“ verwendete. In seinem „Catalogue of nebulae and clusters of stars in the southern hemisphere“ beschrieb Dunlop das Objekt als Nummer 440 wie folgt: „ω Centauri ist ein schöner, großer, heller, runder Nebel mit einem Durchmesser von etwa 10′ oder 12′, der bis zum Zentrum leicht auflösbar ist; er ist eine schöne Kugel aus Sternen, die sehr allmählich und mäßig zum Zentrum hin verdichtet sind; die vorangehenden und nachfolgenden Sterne sind eher verstreut, und die größte Verdichtung befindet sich eher nördlich des Zentrums; die Sterne sind von ziemlich einheitlicher Helligkeit und von weißer Farbe. Dies ist der größte helle Nebel auf der südlichen Hemisphäre.“

Erscheinungsbild und Eigenschaften

Omega Centauri ist nicht nur der hellste Kugelsternhaufen an unserem Himmel, sondern auch der größte und massereichste in unserer Galaxis. Er enthält schätzungsweise 10 Millionen Sterne. Gemäß der Angaben in einer an der University of Queensland geführten Datenbank von Kugelsternhaufen konzentriert sich die Hälfte der Gesamtmasse auf einen Winkeldurchmesser von 13 Bogenminuten. was bei einer Entfernung von 17 300 Lichtjahren einem Raumbereich von 65 Lichtjahren Durchmesser entspricht. In diesem Volumen befindet sich die Masse von 1,8 Millionen Sonnen.

Mit einem Fernglas erscheint der Kugelsternhaufen als diffuser, runder Fleck. Einzelsterne lassen sich erst mit einem Teleskop erkennen. Der wahrnehmbare Durchmesser des Kugelsternhaufens hängt von der Öffnung des Teleskops ab. In kleineren Teleskopen wird man visuell nur den hellen Kernbereich von etwa 13 Bogenminuten Durchmesser erkennen können. Erst auf Fotografien, die mit Teleskopen langer Brennweite gewonnen wurden, sind auch einzelne Sterne im lockeren Außenbereich des Kugelsternhaufens sichtbar. Insgesamt nimmt Omega Centauri etwa die gleiche Fläche am Himmel ein wie unser Mond.

Nicht nur wegen seiner Größe und Masse nimmt Omega Centauri eine Sonderrolle unter den etwa 100 bekannten Kugelsternhaufen unseres Milchstraßensystems ein. Die Entdeckung von verschiedenen Sternpopulationen lässt auf eine komplexe Entstehungsgeschichte dieses Objekts schließen. Während in gewöhnlichen Kugelsternhaufen die Sterne ungefähr gleiches Alter haben und wenig schwere Elemente enthalten, also eine homogene Population bilden, gibt es in Omega Centauri deutliche Unterschiede im Alter und der chemischen Zusammensetzung. Über einen Zeitraum von sechs bis acht Milliarden Jahren müssen fast kontinuierlich Sterne entstanden sein, wobei es einen eindeutigen Zusammenhang zwischen Alter und chemischer Zusammensetzung gibt: Je jünger die Sterne, desto mehr schwere Elemente enthalten sie.

Ein solcher Zusammenhang ist eigentlich in Galaxien zu erwarten, in denen neue Sterngenerationen aus dem Gas entstehen, das von früheren Generationen bereits mit schweren Elementen wie Eisen angereichert wurde. Dadurch kam die Vermutung auf, dass Omega Centauri gar kein „echter“ Kugelsternhaufen ist, sondern der Rest einer Zwerggalaxie, die vor langer Zeit mit dem Milchstraßensystem verschmolzen ist und einen großen Teil ihres Sterneninventars an dieses abgegeben hat.

Dazu passt die Entdeckung eines langen Gezeitenschweifs, der sich bis in einen Winkelabstand von 28° vom Sternhaufen erstreckt. Möglich geworden war diese Entdeckung durch den Datensatz des Astrometrie-Satelliten Gaia, der präzise Entfernungen und Bewegungen von mehr als einer Milliarde Sternen in unserer Galaxis geliefert hat. Der Auflösungsprozess von Omega Centauri ist wohl schon seit mindestens fünf Milliarden Jahren in Gang.

Die elliptische Galaxie mit der Katalogbezeichnung NGC 5128 ist besser unter dem Namen Centaurus A bekannt. Dieser zweite Name wurde ihr verliehen, weil sie im Radiobereich das hellste Objekt im Sternbild Kentaur (Centaurus) ist. Hätten wir Augen, die Radiostrahlung sehen könnten, würde Centaurus A alle Sterne und anderen Objekte im Kentaur überstrahlen. Und nicht nur das: Centaurus A ist eine der hellsten astronomischen Radioquellen überhaupt.

Im sichtbaren Licht sehen wir die etwa 12,4 Millionen Lichtjahre von uns entfernte Galaxie mit einer scheinbaren Helligkeit von 6,8 mag. Mit bloßen Augen ist sie also gerade nicht zu erkennen; mit einem Fernglas hingegen ist sie problemlos aufzuspüren. Damit ist Centaurus A gemeinsam mit M 81 im Sternbild Großer Bär (Ursa Major) im Optischen die hellste Galaxie außerhalb der Lokalen Gruppe an unserem Himmel. Nur vier Galaxien erscheinen uns noch heller: die beiden Magellanschen Wolken sowie die Andromedagalaxie M 31 und die Dreiecksgalaxie M 33, die gemeinsam mit unserem Milchstraßensystem zur Lokalen Gruppe gehören.

Ihre Helligkeit und ihre große Ausdehnung von etwa 25′ × 17′ machen Centaurus A zu einem leichten und beliebten Beobachtungsobjekt für Amateurastronomen. In Teleskopen ab etwa 10 cm Öffnung ist neben dem hellen Zentralbereich der elliptischen Galaxie auch das charakteristische dunkle Staubband zu sehen. Auch fotografische Aufnahmen mit einer gewöhnlichen Spiegelreflexkamera zeigen bereits die flächenhafte Ausdehnung und das zentrale Staubband. Aufnahmen mit größeren Amateurteleskopen enthüllen eine Vielzahl weiterer Details.

Wir finden Centaurus A etwa 4,5° nördlich des Kugelsternhaufens Omega Centauri, der bereits mit bloßen Augen gut zu erkennen ist.

Hochwertige Fotos von NGC 5128 / Centaurus A präsentieren zahlreiche Amateurastronomen im Internet. Beispiele sind Daniel Verschatse, Shawn Nielsen, Alejandro Tombolini und Siegfried Hold.

Galaktischer Kannibalismus: Die Großen fressen die Kleinen

Das optische Erscheinungsbild von Centaurus A ist durch eine diffuse, ovale Lichtverteilung ihrer Sterne und ein breites Staubband in ihrem Innenbereich geprägt. Dieses zentrale Band aus Staubwolken absorbiert das sichtbare Licht der dahinter stehenden Sterne und verhindert den direkten Blick in den Zentralbereich der Galaxie. Die starke Radiostrahlung von Centaurus A wurde schon früh mit diesem Staubband in Verbindung gebracht. Und bereits 1954 vermuteten Walter Baade und Rudolph Minkowski, dass das ungewöhnliche Gebilde aus der Verschmelzung einer großen elliptischen Galaxie und einer kleineren Spiralgalaxie hervorgegangen ist. Diese Interpretation hat sich durch nachfolgende Beobachtungen und auch Computersimulationen bestätigt.

Die Begegnung und Verschmelzung beider Galaxien hat sich in astronomisch junger Zeit ereignet. In einem Prozess, der vor einigen Hundert Millionen Jahren begann, hat die kleine Spiralgalaxie die große elliptische Galaxie mehrmals umlaufen beziehungsweise durchdrungen. Dabei wurden im starken Gravitationsfeld die äußeren Sterne der Spiralgalaxie abgestreift, die sich in der Folge mit den Sternen der elliptischen Galaxie vermischt haben. Die dunklen Wolken im breiten Staubband sind die heute noch sichtbaren Zeugen dieses Verschmelzungsprozesses.

Gigantische Teilchenschleuder

Die Verschmelzung zweier Galaxien blieb nicht ohne Folgen: Neben den Sternen wurden auch Gasschwaden durcheinandergewirbelt, die teilweise in den Einflussbereich des extrem massereichen Schwarzen Lochs im Herzen von Centaurus A gerieten. Dadurch wurde eine heftige Phase gesteigerter Sternentstehung ausgelöst, und das Schwarze Loch erhielt neue Nahrung. Deshalb beherbergt Centaurus A einen aktiven galaktischen Kern (AGN nach Englisch: Active Galactic Nucleus), aus dem zwei riesige Gasströme in gegenüberliegenden Richtungen aus dem System herausschießen.

Ursache dieser Jets sind die Prozesse in der unmittelbaren Umgebung des Schwarzen Lochs: Das durch die Gravitationswirkung in Richtung des Schwarzen Lochs strömende interstellare Gas – oder das Gas von durch Gezeitenkräften zerrissenen Sternen – kann nicht radial in das Schwerkraftzentrum fallen, sondern sammelt sich aufgrund der Drehimpulserhaltung in einer wirbelnden Scheibe um das Schwarze Loch an. Reibungsprozesse heizen diese Akkretionsscheibe auf Temperaturen bis zu 100 000 Kelvin auf, die deswegen in allen Wellenlängenbereichen des elektromagnetischen Spektrums intensiv strahlt. Zudem ist bei diesen Temperaturen das gesamte Material ionisiert, liegt also als Plasma aus negativen Elektronen und positiven Atomkernen vor. Magnetfelder, die in der Scheibe durch die Rotation mitgerissen und verstärkt werden, entfalten auf diese geladenen Teilchen die Wirkung einer gigantischen Schleuder: Mit hoher Geschwindigkeit schießt das ionisierte Gas senkrecht zur Ebene der Akkretionsscheibe davon.

Die Wechselwirkung dieser Jets – insbesondere der darin enthaltenen schnellen Elektronen – mit dem Gas entlang ihrer Ausbreitungsrichtung sorgt für die starke Emission von Radiostrahlung, für die Centaurus A bekannt ist. Zugleich entsteht durch das Abbremsen der hochenergetischen Elektronen auch intensive Röntgenstrahlung.

Auch als Gammastrahlenquelle ist Centaurus A seit einigen Jahren bekannt. Wegen dieser Eigenschaften und ihrer Nähe – Centaurus A ist die uns nächstgelegene aktive Galaxie – ist dieses Sternsystem vermutlich für einen Teil der kosmischen Strahlung verantwortlich, die beständig auf unser Sonnensystem einprasselt.

Wie das Schwarze Loch „gewogen“ wurde

Das sichtbare Licht aus dem Kernbereich von Centaurus A wird durch das Staubband um mehrere Größenordnungen geschwächt. Deshalb müssen Astronomen auf infrarotes Licht ausweichen, das weniger durch den Staub absorbiert wird, um in den innersten Bereich der Galaxie blicken zu können. Zudem müssen die Bewegungen der Sterne und des Gases in der Umgebung des zentralen Schwarzen Lochs mit ausreichend hoher Auflösung erfasst werden, um daraus dessen Masse zu bestimmen. Theoretische Überlegungen ergaben, dass die Beobachtungsdaten besser als 0,3 Bogensekunden aufgelöst sein müssen, um dieses Ziel zu erreichen. Ein Winkeldurchmesser von 0,3 Bogensekunden entspricht der scheinbaren Größe einer Ein-Euro-Münze in einer Entfernung von zwölf Kilometern.

Die weltweit ersten Instrumente, die im infraroten Licht eine derart hohe Auflösung erreichten, waren Systeme mit adaptiver Optik am Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte ESO in Chile. die Bilder und Spektren aufnehmen können. Damit gelang es, die Kinematik der Sterne im Kernbereich von Centaurus A zu untersuchen. Daraus konnte für die Masse des zentralen Schwarzen Lochs ein Wert von ungefähr 55 Millionen Sonnenmassen ermittelt werden.

NGC 4945 im Sternbild Kentaur (Centaurus) ist eine Spiralgalaxie, die wir fast genau von der Kante sehen. Deshalb nehmen wir sie als spindelförmiges Objekt am Himmel wahr. Wie unser eigenes Milchstraßensystem ist die Scheibe von dunklen Wolken aus Gas und Staub durchzogen, während Sternentstehungsgebiete im rötlichen Licht leuchten. Und so wie unsere Galaxis gibt es im Kernbereich von NGC 4945 einen zentralen Balken und in dessen Zentrum ein extrem massereiches Schwarzes Loch, das ungefähr das 1,4 Millionen-Fache der Sonnenmasse in einem kleinen Volumen vereint. Damit ähnelt NGC 4945 in ihrem gesamten Erscheinungsbild unserer eigenen Galaxie.

Es gibt jedoch einen bedeutenden Unterschied: Während das Schwarze Loch im Zentrum unserer Galaxis zurzeit wenig aktiv ist, zeigt jenes in NGC 4945 eine deutlich höhere Aktivität. Beobachtungen im Röntgenbereich offenbaren einen zentralen Starburst, also eine stark erhöhte Rate der Sternentstehung, und der Galaxienkern wird als aktiver galaktischer Kern des Typs Seyfert 2 eingestuft.

Mit einer Entfernung von etwa 13 Millionen Lichtjahren ist NGC 4945 etwa sechsmal so weit von uns entfernt wie die Andromedagalaxie Messier 31. (Manche Fachveröffentlichungen nennen allerdings Entfernungen bis 22 Millionen Lichtjahren.) Das und ihre aktiven Eigenschaften machen NGC 4945 zu einer der nächsten aktiven Galaxien und zu einer der hellsten Infrarotquellen außerhalb der Lokalen Gruppe. Und ähnlich wie die Starburst-Galaxien M 82 im Sternbild Großer Bär (Ursa Major) und NGC 253 im Sternbild Bildhauer (Sculptor) ist NGC 4945 eine der wenigen Galaxien, deren erhöhte Sternentstehungsrate im Gammastrahlenbereich durch das Weltraumteleskop Fermi nachgewiesen werden kann.

Starbursts blasen Gas aus der Galaxie heraus

Untersuchungen der Extinktion zeigen, dass der südwestliche Rand der Galaxie uns etwas näher liegt als der nordöstliche. Diese Orientierung behindert im Optischen den Einblick in die Zentralregion und in die Geschehnisse auf der „Unterseite“ der Galaxie. Beobachtungen bei kürzeren oder längeren Wellenlängen liefern jedoch deutliche Hinweise auf junge, massereiche Sternhaufen im Kernbereich, auf die ein erheblicher Teil der erhöhten Sternentstehungsrate zurückgeht.

Zudem wurde ein konischer Ausfluss an ionisiertem Gas nachgewiesen, der mit mehreren Hundert Kilometern pro Sekunde in nordwestlicher Richtung aus dem Kernbereich der Galaxie ausströmt. Durch diesen Sternwind wird pro Jahr eine Masse von ungefähr zehn Sonnenmassen aus der Galaxie herausgeblasen. Ein Teil dieses Gases fällt wie bei einem riesigen Brunnen wieder in den Kernbereich der Galaxie zurück, ein anderer Teil sammelt sich nach dem Abkühlen als neutrales Gas in einem Halo um die Galaxie, ein weiterer Teil kann schließlich aufgrund seiner hohen Geschwindigkeit den Gravitationsbereich der Galaxie endgültig verlassen und verbreitet sich im intergalaktischen Raum.

Hervorzuheben ist, dass NGC 4945 gemeinsam mit der gleich weit entfernten Galaxie Centaurus A und einigen weiteren, aber kleineren Galaxien im Kentaur zur so genannten Centaurus-A-Untergruppe gehört. Diese ist wiederum ein Teil der größeren Centaurus-A/M83-Galaxiengruppe, die sich auch über die im Norden benachbarten Sternbilder Wasserschlange (Hydra) und Jungfrau (Virgo) erstreckt.

Auf den Websites vieler Sternfreunde finden sich Fotos von NGC 4945. Als Beispiele seien hier aufgeführt die Fotos von Mike O. Day, Daniel Verschatse, Ezequiel Bellocchio, Sergio Eguivar und von Josef Pöpsel und Beate Behle.

Quellen:

• Alberto D, Bolatto et al.: ALMA Imaging of a Galactic Molecular Outflow in NGC 4945. In: The Astrophysical Journal 923, 83 (doi.org/10.3847/1538-4357/ac2c08)
• Roger Ianjamasimanana et al.: The extended HI halo of NGC 4945 as seen by MeerKAT. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 513, S. 2019-2038 (2022) (doi.org/10.1093/mnras/stac936)