Das letzte Bild des Monats dieses Jahres des James-Webb-Weltraumteleskops, unter der Regie der ESA, bringt einen Anblick, der wie eine Weihnachtskarte aus den Tiefen der Milchstraße aussieht: der junge Sternhaufen Westerlund 2, eingetaucht in die glühenden Wolken des Nebels Gum 29, füllt den Bildausschnitt mit Tausenden von strahlenden Sternen und komplexen Strukturen aus Gas und Staub. In einer einzigen Aufnahme vereinen sich Ästhetik und Wissenschaft – ein visuell spektakuläres kosmisches „Feuerwerk“ und ein außergewöhnlich reiches Labor zur Erforschung der Entstehung von Sternen, Braunen Zwergen und protoplanetaren Scheiben.

Westerlund 2 befindet sich etwa 20.000 Lichtjahre von der Erde entfernt im südlichen Sternbild Kiel des Schiffs (Carina). Es handelt sich um einen extrem jungen, erst etwa zwei Millionen Jahre alten Haufen, der in einem riesigen Sternentstehungsgebiet liegt, das als Gum 29 bekannt ist. In dieser chaotischen Umgebung, in der massive Sterne mit ihrer Strahlung und ihren Winden den umgebenden Nebel „ausschnitzen“, zeigt Webb nun zum ersten Mal im Infrarotbereich fast die gesamte Population von Sternen und substellaren Objekten, von den massereichsten Riesen bis hin zu den kleinsten Braunen Zwergen, deren Masse nur etwa das Zehnfache der Jupitermasse beträgt.

Das neue Bild entstand durch die Kombination von Daten der Webb-Instrumente NIRCam (Near-Infrared Camera) und MIRI (Mid-Infrared Instrument). NIRCam zeichnet im nahen Infrarotbereich junge Sterne auf, die den Staub durchdringen, während MIRI im mittleren Infrarot das glühende staubige Gas und Schichten warmen Materials enthüllt, in denen Planeten geboren werden. Zusammen ergeben sie ein vielschichtiges, fast dreidimensionales Bild einer stellaren „Wiege“ im vollen Betrieb.

Sternenfeuerwerk im Herzen des Nebels Gum 29

Im oberen Teil von Webbs Bild dominiert ein dichter Haufen junger, extrem massereicher Sterne – das eigentliche Herz von Westerlund 2. Viele von ihnen gehören zu den heißesten und hellsten bekannten Sternen in der Milchstraße, und ein Teil des Systems sind wahrscheinlich auch Sterne vom Typ Wolf-Rayet, die bereits starke Sternwinde und ein reiches Spektrum an Emissionslinien zeigen. Ihre intensive ultraviolette Strahlung und Winde „sandstrahlen“ förmlich das umgebende Gas und drücken es in Wellen, Felsen und Säulen, die den Kern des Haufens umgeben.

Der Haufen Westerlund 2 erstreckt sich über einen Durchmesser von etwa 6 bis 13 Lichtjahren und enthält etwa mehrere tausend Sterne, von gigantischen heißen O-Sternen bis zu einer Vielzahl schwächerer, gerade erst entstandener Sterne geringerer Masse. Da der Haufen sehr jung ist, konnte er sich gravitativ noch nicht in der Galaxie „verstreuen“; alle Sterne sind noch relativ dicht im selben Gebiet zusammengedrängt. Gerade diese Dichte und Jugend machen Westerlund 2 zu einem idealen natürlichen Labor zur Erforschung der Prozesse, durch die sich Sterne und Planeten unter den extremsten Bedingungen bilden.

Der Nebel Gum 29, in dem sich der Haufen befindet, ist eine riesige Blase aus ionisiertem Wasserstoff und Staub. Auf Webbs Bild werden die Wände dieser Blase als wellenförmige, zerbrochene Strukturen in Orange- und Rottönen dargestellt, während dünnere, seltenere Materialschichten in weichere Blau- und Rosatöne übergehen. Die Strahlung der Sterne aus Westerlund 2 durchdringt die gesamte Szene und beleuchtet die Ränder der Wolken wie die untergehende Sonne, die die Ränder von Quellwolken auf der Erde färbt.

An denselben Anblick erinnerte vor etwa zehn Jahren auch das berühmte Hubble-Bild, das anlässlich des 25. Jubiläums jenes Teleskops veröffentlicht wurde. Hubble zeigte damals im sichtbaren und nahen Infrarotbereich ein Feuerwerk von etwa dreitausend jungen Sternen und chaotischen Gaswolken. Webbs Instrumente können jedoch noch tiefer durch den Staub blicken und auch jene viel schwächeren Lichtquellen enthüllen, die Hubble nicht klar auflösen konnte – insbesondere kühlere, massearme Sterne und Braune Zwerge, die sich in den Schatten der Wolken verbergen.

Sechsstrahlige Sternfunken und glühende Gaswände

Der visuelle Eindruck von Webbs Bild von Westerlund 2 kann auf den ersten Blick täuschen: Am Himmel scheint es, als ob alle Sterne Teil desselben Haufens wären. Doch viele der strahlendsten Sterne mit spektakulären sechsstrahligen Beugungs-„Schneeflocken“ befinden sich tatsächlich viel näher an der Erde. Das sind Sterne aus unserem Spiralarm der Milchstraße, deren Licht sich besonders stark an der Geometrie von Webbs Spiegeln und Halterungen bricht und das erkennbare Spitzenmuster erzeugt.

Die wahren Mitglieder von Westerlund 2 sind größtenteils viel schwächer, aber in Webbs Infrarotansicht gibt es überraschend viele von ihnen. Im mittleren Teil des Bildes sehen wir einen dichten Haufen winziger, spitzer Punkte – junge Sterne auf der Hauptreihe und Pre-Main-Sequence-Objekte, die gerade ihre Entstehungsphase abschließen. Einige von ihnen sind noch in kleine Kokons aus Gas und Staub eingehüllt, sichtbar als zerknitterte, dichte „Knoten“ in ansonsten transparenteren Wolken.

Unterhalb und um den Haupthaufen herum heben sich große, fast bildhauerisch geformte Wände und Säulen aus Gas ab. Das sind Zonen, in denen die Wolken bereits durch die Strahlung der massereichsten Sterne erodiert wurden; die Ränder dieser Strukturen sind beleuchtet wie der Saum von Wolken bei Sonnenuntergang, aber im Infrarot, sodass die Farben von Dunkelrot bis Hellorange übergehen. In diesen Grenzschichten befinden sich auch dichte Säulen und „Finger“ aus Material, die die inneren, noch kühleren Nester von Sternen vor der stärksten Strahlung schützen.

In den dünneren Teilen des Nebels, zwischen dichteren Wolken, zeigt die Infrarotstrahlung weiche bläuliche und rosa Nuancen – Spuren von seltenerem Gas und Staub, die zwischen den zwei Hauptzonen der Sternentstehung schweben. Das gesamte Bild funktioniert so als Karte von Dichte und Temperatur: Wärmere und dichtere Teile leuchten in rötlicheren Tönen, während kühleres und selteneres Material in mildere, transparentere Farben übergeht.

Wie Webb durch Staub „sieht“: NIRCam und MIRI im Tandem

Der Schlüssel zu einem so detaillierten Bild liegt in der Kombination der zwei Hauptkameras von Webb. NIRCam, die Kamera für den nahen Infrarotbereich, ist empfindlich für Wellenlängen von etwa 0,6 bis 5 Mikrometern. Sie ist das Haupt-„Arbeitspferd“ von Webb für scharfe Bilder junger Sterne und Protosterne, aber auch das Werkzeug, mit dem das Teleskop ursprünglich kalibriert und scharfgestellt wurde. Dank hoher räumlicher Auflösung und Empfindlichkeit kann NIRCam einzelne Sterne sogar in extrem dichten Haufen wie Westerlund 2 unterscheiden, wo sich Tausende von Lichtquellen fast „Schulter an Schulter“ befinden.

MIRI, das Instrument für den mittleren Infrarotbereich, arbeitet bei noch größeren Wellenlängen, etwa von 5 bis 28 Mikrometern. In diesem Bereich strahlt das warme staubige Gas und durch Sternstrahlung erhitzte Staubteilchen, ebenso wie Schichten molekularen Gases in der Umgebung junger Sterne und protoplanetarer Scheiben. MIRI liefert so eine Karte, aus welchen Teilen des Nebels Wärme kommt und wo sich dichte, noch immer aktive Taschen aus Material befinden, aus denen Sterne und Planeten weiterhin entstehen.

In der Darstellung von Westerlund 2 wurden die Daten von NIRCam und MIRI sorgfältig zu einem einzigen Kompositbild zusammengefügt. Es wurden spezifische Infrarotfarben ausgewählt, um die Unterschiede zwischen heißen, massereichen Sternen, kühleren, gerade entstandenen Sternen geringer Masse und Wolken aus Gas und Staub hervorzuheben. Hinter dem ästhetisch ansprechenden Ergebnis steht eine präzise wissenschaftliche „Codierung“ der Farben, die es Astronomen ermöglicht, aus einem Bild eine Vielzahl verschiedener physikalischer Informationen herauszulesen – von Temperatur und Dichte bis zu Struktur und Tiefe der Wolken.

Jagd auf Braune Zwerge: eine vollständige Bestandsaufnahme substellarer Nachbarn

Eines der wichtigsten wissenschaftlichen Ergebnisse, das sich hinter diesem Bild verbirgt, ist die erste fast vollständige Bestandsaufnahme von Braunen Zwergen in Westerlund 2. Braune Zwerge sind Objekte „zwischen“ Sternen und Planeten: Sie sind massereich genug, um in ihren Kernen die Deuteriumfusion zu starten, haben aber nicht genug Masse, um eine stabile Wasserstofffusion wie echte Sterne aufrechtzuerhalten. Deswegen sind sie im optischen Bereich sehr dunkel und kalt, weshalb sie auf große Entfernungen extrem schwer zu entdecken sind – besonders wenn sie hinter Staubwolken verborgen sind.

Genau hier kommt Webbs Empfindlichkeit im Infrarotspektrum zum Tragen. In Westerlund 2 enthüllen Webbs Daten zum ersten Mal eine ganze Reihe von Braunen Zwergen in einem extrem massereichen jungen Haufen, einschließlich Objekten, deren Masse nur etwa zehn Jupitermassen beträgt. Solche Objekte liegen außerhalb der Reichweite der meisten früheren Instrumente, sodass sie auf diese Entfernungen bisher praktisch unsichtbar waren.

Die Bestandsaufnahme dieser substellaren Haufenmitglieder ist besonders wichtig für das Verständnis der sogenannten ursprünglichen Massenfunktion – der Massenverteilung, mit der die Natur Sterne und substellare Objekte in verschiedenen Umgebungen „gebiert“. In ruhigeren, weniger dichten Sternkinderstuben konnten Astronomen bereits untersuchen, wie sich die Anzahl kleiner Sterne und Brauner Zwerge im Vergleich zur Anzahl massereicher Sterne verhält. Aber in extremen, supermassiven Haufen wie Westerlund 2, wo sehr massive Sterne und starke Strahlung dominieren, waren solche detaillierten Studien bisher unmöglich.

Webbs Daten ermöglichen es nun, für Westerlund 2 zu bestimmen, in welchem Maße diese „extreme Nachbarschaft“ die Entstehung Brauner Zwerge fördert oder unterdrückt. Wenn sich zeigt, dass ihre Anzahl ähnlich jener in ruhigeren Gebieten ist, würde das darauf hindeuten, dass die Natur substellare Objekte in ähnlichem Tempo unabhängig von der Umgebung erschafft. Aber wenn es deutlich weniger oder mehr sind, würde das bedeuten, dass die Umgebung – Gasdichte, Turbulenz, Strahlung – direkt die Art und Weise verändert, wie das Gas fragmentiert und in neue Objekte kollabiert.

Scheiben in einer gefährlichen Gegend: Wo Planeten geboren werden und verschwinden

Neben Braunen Zwergen knüpfen Webbs Daten auch an das mehrjährige Hubble-Monitoring von protoplanetaren Scheiben in Westerlund 2 an. Scheiben sind flache, rotierende Strukturen aus Gas und Staub, die junge Sterne umgeben; genau in diesen Scheiben entstehen Planetensysteme. Jedoch sind Scheiben in der Mitte von Westerlund 2, wo massive Sterne die Umgebung ständig mit ultravioletter Strahlung und starken Winden bombardieren, einer Umgebung ausgesetzt, die ihnen mit Zerstreuung und Verdampfung droht.

Hubble hat in einem dreijährigen Programm gezeigt, dass Scheiben von Sternen, die näher am Haufenzentrum liegen, Material viel schneller verlieren als Scheiben in peripheren Zonen. Webb setzt diese Geschichte nun im Infrarotbereich fort: Dank der Empfindlichkeit für warmen Staub und molekulares Gas können Astronomen mehrere hundert Sterne mit Scheiben in verschiedenen Entwicklungsstadien im gesamten Haufen identifizieren, von dichten, noch immer massiven Scheiben bis zu bereits ziemlich entblößten Strukturen am Rande des Überlebens.

Ein solcher Vergleich bietet die seltene Gelegenheit, direkt zu beobachten, wie die Umgebung die Zukunft potenzieller Planetensysteme beeinflusst. Im Zentrum von Westerlund 2 sind Planeten – falls sie überhaupt entstehen – wahrscheinlich starker Strahlung und häufigen nahen Begegnungen mit Nachbarsternen ausgesetzt. Das Ergebnis können destabilisierte Umlaufbahnen, herausgeschleuderte Planeten oder sehr exotische Systeme sein, die unserem Sonnensystem kaum ähneln. An den Rändern des Haufens, wo die Umgebung ruhiger ist, haben Scheiben mehr Zeit abzukühlen, Staub zu sammeln und Planeten zu bauen, bevor die umgebenden Riesen sie zerstören.

Westerlund 2 dient daher als extremes Testgelände: Es zeigt, wie die Planetenentstehung in einer „schlechten Gegend“ der Galaxie abläuft, unter Bedingungen, die wahrscheinlich Umgebungen ähneln, in denen in der frühen Geschichte des Universums die ersten Generationen von Sternen und Planeten geboren wurden. Durch den Vergleich mit ruhigeren, kleineren Haufen können Astronomen rekonstruieren, wie „geschützt“ unser Sonnensystem im Verhältnis zu solch gewalttätigen Regionen war.

EWOCS: Ein großes Projekt zur Kartierung supermassiver Sternhaufen

Das neue Webb-Bild von Westerlund 2 ist Teil breiterer Beobachtungen, die im Rahmen des Projekts Extended Westerlund 1 and 2 Open Clusters Survey (EWOCS) durchgeführt wurden. Es handelt sich um ein großes internationales Programm, das Daten des James-Webb-Weltraumteleskops, des Röntgenobservatoriums Chandra und anderer Instrumente kombiniert, um die massereichsten jungen Haufen in unserer Galaxie – Westerlund 1 und Westerlund 2 – bis ins Detail zu untersuchen.

EWOCS wurde mit mehreren Schlüsselzielen konzipiert. Erstens will es die vollständige Massenverteilung von Sternen und substellaren Objekten in diesen Haufen bestimmen, von den massereichsten Sternen bis zu Braunen Zwergen. Zweitens ist die Absicht, protoplanetare Scheiben in einer so extremen Umgebung zu identifizieren und zu charakterisieren, in der starke Strahlung und Winde massiver Sterne ständig das lokale „Klima“ verändern. Drittens strebt das Projekt danach zu verfolgen, wie sich Interaktionen zwischen Sternen und der Umwelt – Strahlung, Schocks, gravitative nahe Vorbeigänge – auf die Evolution der Sterne selbst und ihrer Systeme auswirken.

Für Westerlund 1 hat EWOCS bereits einen detaillierten Katalog von Röntgenquellen und ein spektakuläres Webb-Bild geliefert, das den Kern des supermassiven Haufens mit Tausenden von Sternen unterschiedlicher Massen zeigt. Derselbe Ansatz wird nun auf Westerlund 2 angewendet, wobei Webbs Infrarotbeobachtungen (einschließlich eines dedizierten JWST-Programms zu Westerlund 2) so konzipiert sind, dass sie auch die dunkelsten, massearmen Mitglieder des Haufens erreichen, aber auch Scheiben und Gasstrukturen hervorheben.

Außer dass es beeindruckende Bilder für die Öffentlichkeit produziert, generiert EWOCS auch umfangreiche Katalogdaten – Positionen, Helligkeiten, Spektren und andere Parameter tausender Quellen. Diese Daten ermöglichen statistische Studien, die in den nächsten Jahren eine Reihe von Fragen beantworten werden: Wie viele Braune Zwerge werden in solchen supermassiven Haufen geboren, wie lange überleben Scheiben in der Nähe massiver Sterne, wie ist die interne Dynamik des Haufens und wie beeinflusst all das die Aussichten für die Planetenentstehung.

Verbindung mit Hubble, Chandra und zukünftigen Missionen

Westerlund 2 ist kein neues Objekt für Astronomen – aber Webb gibt ihm eine ganz neue Dimension. Hubble veröffentlichte bereits im Jahr 2015 ein berühmtes Bild von Westerlund 2 und dem Nebel Gum 29 anlässlich seines eigenen 25. Jubiläums, das ein „Sternenfeuerwerk“ im sichtbaren und nahen Infrarotbereich zeigte. Das Röntgenobservatorium Chandra vervollständigte das Bild im hochenergetischen Bereich und enthüllte, wie viele junge und massive Sterne auch im Röntgenlicht strahlen, zusammen mit diffuser Emission von heißem Gas zwischen ihnen.

Nun verbindet und erweitert Webb all diese Informationen im Infrarot, dem Bereich, in dem Sterne mit Scheiben, Braune Zwerge und warmes staubiges Gas am leichtesten wahrnehmbar sind. In Kombination mit Hubbles und Chandras Daten können Astronomen eine fast „vielschichtige“ Karte von Westerlund 2 erstellen: Sichtbares Licht zeigt beleuchtete Wolkenoberflächen, Infrarotstrahlung enthüllt verborgene junge Sterne und Scheiben, und Röntgenstrahlung spricht von den energiereichsten Prozessen und Schocks.

Solche Mehrfachvergleiche werden weitreichende Folgen auch für zukünftige Missionen haben. Westerlund 2 dient als Referenzprobe für das Verständnis von Sternhaufen in anderen Galaxien, die Webb bereits im Infrarot beobachtet, aber als winzige, kaum auflösbare Pünktchen. Indem sie im Detail wissen, wie ein lokaler, aber extremer Haufen „von innen“ aussieht, werden Astronomen Signale von viel ferneren Objekten im frühen Universum besser interpretieren können.

Westerlund 2 als Fenster in die Vergangenheit der Milchstraße

Westerlund 2 und seine „Zwillinge“ wie Westerlund 1 stellen einen Umgebungstyp dar, von dem man annimmt, dass er in der frühen Geschichte der Milchstraße üblich war. In jener Zeit erlebte die Galaxie Perioden intensiver Sternentstehung, wobei supermassive Haufen geschaffen wurden, in denen die Sterndichte und das Strahlungsniveau viel höher waren als in den meisten heutigen offenen Haufen.

Zu verstehen, wie sich Sterne und Planeten unter solchen Bedingungen bilden und überleben, hilft Fragen zu beantworten wie: Wie üblich ist es überhaupt, dass Planetensysteme ähnlich unserem Sonnensystem in der Galaxie entstehen und bestehen? Wenn die meisten Sterne in Haufen ähnlich Westerlund 2 entstehen, dann ist ein bedeutender Teil potenzieller Planeten von Anfang an gewalttätigen Bedingungen ausgesetzt, die ihre Langlebigkeit und Stabilität einschränken können.

Westerlund 2 ermöglicht auch das Testen von Theorien darüber, wie massive Sterne geboren werden und sterben. In so dichten Umgebungen sind nahe Interaktionen und Verschmelzungen von Sternen möglich, was zur Schaffung extrem massereicher Objekte und schließlich sehr starker Supernovae oder sogar Schwarzer Löcher größerer Massen als in durchschnittlichen Fällen führen kann. Webbs detaillierte Infrarotdaten werden helfen, die massereichsten und am weitesten entwickelten Sterne im Haufen sowie ihre Interaktionen mit dem umgebenden Gas zu identifizieren.

Für Astronomen, die sich mit der Evolution von Galaxien auf kosmischen Skalen befassen, stellt Westerlund 2 ein lokales „Modell“ einer Starburst-Umgebung dar – eines Gebiets extrem intensiver Sternentstehung. Durch den Vergleich mit entfernten Starburst-Galaxien ermöglicht Webb, dass das makroskopische Bild (globale Sternentstehungsraten und Infrarotschimmern der ganzen Galaxie) mit dem mikroskopischen Bild (einzelne Haufen, Scheiben und Braune Zwerge) verglichen wird.

Kosmischer Anblick für die Öffentlichkeit, Datenschatz für die Wissenschaft

Obwohl dieses „strahlende Feuerwerk der Zwergsterne“ vielen vor allem ein visueller Genuss bleiben wird, steht dahinter eine riesige Menge an Daten und im Voraus geplanter wissenschaftlicher Ziele. Jedes Pixel des Bildes entstand aus einer Reihe von Beobachtungen in verschiedenen Filtern, komplexen Kalibrierungen und sorgfältiger Verarbeitung. Die Daten werden dann in Kataloge mit Positionen, Helligkeiten und Farben tausender Sterne sowie in Spektren und zusätzliche Produkte umgewandelt, die detaillierte Analysen ermöglichen.

Für Wissenschaftler ist dieses Bild nur der Anfang – eine Art Titelseite umfangreicher Kataloge und Arbeiten, die folgen. In den nächsten Jahren werden detaillierte Studien der Massenfunktion in Westerlund 2, Arbeiten über die Entwicklung von Scheiben unter extremen Bedingungen, Analysen der Struktur des Nebels Gum 29, aber auch Vergleiche mit anderen Haufen in der Milchstraße und außerhalb davon erwartet. Westerlund 2, das bereits Hubbles 25. Jubiläum markierte, wird nun auch eines der visuell eindrucksvollsten Symbole von Webbs Fähigkeit, die verborgenen Schichten unseres Kosmos zu enthüllen.

Für die breitere Öffentlichkeit bietet Webbs letztes Bild des Monats im Jahr 2025 auch eine etwas tiefere Erinnerung: Hinter jedem leuchtenden Stern in der Nacht verbirgt sich eine ganze Geschichte von Entstehung und Evolution, größtenteils geformt durch die Umgebung, in der dieser Stern geboren wurde. Westerlund 2 zeigt, wie dramatisch diese Umgebung sein kann – und wie viel Wissen nötig ist, damit wir sie wirklich verstehen.