Von der Molekülwolke zum Stern

Transkript

1 Von der Molekülwolke zum Stern Vortrag von Martin Miller Universität zu Köln, KOSMA-Observatorium Gornergrat/Schweiz, CCOSMA-Observatorium Yangbajing/Tibet Die größte BOK-Globule in IC 2944, dem running chicken nebula

2 1) Dunkelwolken Was sind interstellare Dunkelwolken? Wo finden die Astronomen die Dunkelwolken? Was macht die Wolken dunkel? Woraus bestehen die Dunkelwolken?

3 Der fantastische Sternenhimmel mit dem Band der südlichen Milchstraße und den ALMA Radioteleskopen auf dem Chajnantor-Platau der Atacamawüste in Chile in 5000m Höhe. Der Kohlensack, eine markante Dunkelwolke im Sternbild Crux (Kreus des Südens)

4 Die 3-teilige Höhle im Adler Dunkelwolken und Globulen im Schlangenträger Barnard 33, der Pferdekopfnebel im Orion LDN 1551 im Stier

5 Extragalaktische Dunkelwolken, hier in der Galaxie NGC 891 in der Andromeda

6 Zentralteil von NGC 891 Aufnahme des Hubble-Weltraum- Teleskops

7 Die Dunkelwolke Barnard 68 im sichtbaren Licht und im Infraroten.

8 Reflexionsnebel um die Plejadensterne Das Sternentstehungsgebiet Lupus 3 im Sternbild Wolf mit Dunkelnebeln und Reflexionsnebeln um einer Gruppe junger heller Sterne.

9 Überall in der Milchstraße finden wir Dunkelwolken Viele Galaxien, vor allem Spiralgalaxien, enthalten ebenfalls Dunkelwolken. Sie sind so wie in unserer Milchstraße in der galaktischen Ebene konzentriert. Dunkelwolken enthalten Staub. Der Staub absorbiert Licht der dahinter stehenden Sterne oder leuchtenden Nebelmassen. Im Infraroten wird die Absorption geringer, die Wolken werden durchsichtig. Aber das Licht die Sterne dahinter wird gerötet. (roter Sonnenuntergang) In der Nähe heißer blauer Sterne wird das Licht an den Staubteilchen gestreut. Das gestreute Licht ist blau (Rayleigh Streuung Himmelsblau) Es ist auch oft polarisiert. Daraus kann man die Größe der Staubteilchen bestimmen: ~ 0.3 Mikrometer Bestandteile sind wahrscheinlich Silikate, Kohlenstoffketten und Graphite, Fullerene, Wasser- und CO2-Eis

10 2) Dunkelwolken= Molekülwolken Im Mikrowellenbereich sind die Dunkelwolken nicht dunkel, sondern leuchten mit der Strahlung von Molekülen Die Entdeckung von Molekülen im interstellaren Medium (ISM) Welche Moleküle und Atome findet man in den Wolken? Wie können Moleküle in der ISM gebildet werden?

11 Erste Entdeckung von Radikalen und Molekülen im Weltall 1937 CH UV und visuelle Spektrallinien 1940 CN 1941 CH OH bei 1667 MHz, 18cm, erstes Molekül (Radikal) im Radiobereich 1968 NH3(Ammoniak), erstes richtiges Molekül, von Carles H. Townes, im gal. Zentrum gefunden

12

13 C 60 Fulleren

14 Zusammensetzung der ISM und Bildung von Molekülen Gasförmige Komponente 99% Staub 1 % Atome/Moleküle pro cm3 1 Teilchen pro km3 Gaskomponente: 90% Wasserstoff, 10% Helium, alles andere in Spuren Hauptanteil Wasserstoff: 90% atomar, 10% als H2-Moleküle Die häufigsten Molekül nach H2: CO Moleküle entstehen durch Sublimation auf Staubkörnern oder durch Reaktionen von Ionen mit Atomen/Molekülen Staub entsteht in den Hüllen alter Riesensterne, die durch Fusion schwere Elemente wie C, O, Si erzeugt haben und über Sternenwinde abblasen (z.b. IRC 10216)

15 CW Leonis = IRC+10216, Aufnahme mit einem Amateurteleskop

16 Aufnahme im nahen Infraroten mit einem 8m Teleskop (VLT )

17 3) Etwas Molekülphysik und Quantenmechanik 2 und mehratomige Moleküle können rotieren. Die Quantenmechanik erlaubt nur ganz bestimmte Rotationszustände, gekennzeichnet mit der Quantenzahl J (J=0,1,2,3, ) Anschaulich heißt das: J=0 keine Rotation, J=1 kleinste Rotationsgeschwindigkeit, J=2 doppelte, J=3 dreifache Die Rotationsquantenzahl kann sich nur um +-1 ändern. Dazu braucht man entweder Energie oder Energie wird in Form von Strahlung abgegeben. Im Spektrum sieht man dann Linien mit gleichbleibendem Frequenzabstand. z.b. bei CO J=1 -> GHz, J = 2 -> GHz, J= 3 -> GHz Die Gastemperatur beeinflusst die Rotationsgeschwindigkeit. Bei niedrigen Temp. werden die kleinen J bevorzugt, bei hohen die größeren J. Wenn sich das Gas im thermischen Gleichgewicht befindet, beschreibt dieses Verhalten die Boltzmann-Statistik. Mit deren Hilfe kann man die Temperatur des interstellaren Gases messen.

18 4) Radioastronomische Messungen in Molekülwolken typische Mikrowellenspektren Kalibration der Spektren Erstellung von Karten Interpretation der Daten

19 Spektrum von Kohlenstoffmonoxid (CO) im Sternentstehungsgebiet DR21

20 Spektrallinien der Moleküle CO und CS aus dem Zentrum des Flammennebels (Orion B)

21 Kalibrationsschritte: 1.) Korrektur wegen der Dämpfung der Strahlung in der Erdatmosphäre Abhängig von der Höhe des Wasserdampfs und der Frequenz 2) Korrektur wegen der Verluste im Teleskop (Vorwärtseffizienz, geometrische Verluste Subreflektor, Reflektivität der Oberfläche 3) Beam-Filling-Faktor, abhängig vom Auflösungsvermögen des Teleskops (Beam-Größe) und der Größe der Quelle. Ist unterschiedlich für verschiedene Beobachtungfrequenzen.

22 Durchlässigkeit der Atmosphäre für ein hoch gelegenes Observatorium

23 Beispiel KOSMA Teleskop: Effizienz Hauptkeule 70% Vorwärtiger Halbraum 92% Rückwärtiger 8% Auflösungsvermögen 230 GHz 120 arcsec, 345 Ghz 80 arcsec

24 Kartierung einer Radioquelle Um ein Radiobild einer Quelle zu bekommen, muss das Teleskop das Objekt in vielen Einzelpositionen vermessen. Eine solche Karte mit 263 Positionen ist hier abgebildet. Die Linienintensitäten können in einem weiteren Verarbeitungsschritt in Form von Konturen dargestellt werden. Oft wird auch eine Pseudofarbskala für das Radiobild benutzt.

25 13 CO(2-1) in Orion

26 Molekülwolken (Dunkelwolken) in der Milchstraße Die radioastronomische Karte, die dem optischen Bild überlagert ist, zeigt die Verteilung des CO- Gases im selben Milchstraßenausschnitt. Im Prinzip ist dies der Himmel, den das KOSMA-Teleskop sieht.

27 12 CO- und 13 CO-Messungen in der Quelle IRAS In dieser Wolke ist ein warmes Objekt eingebettet, ein Infrarotobjekt, das vom IRAS-Satelliten entdeckt wurde. Die doppelte Linienform der 12 CO-Messungen kann zweifach interpretiert werden: Es können dort zwei Wolkenkomponenten mit verschiedenen Geschwindigkeiten vorhanden sein, die Einsenkung nahe der Linienmitte kann aber auch durch Selbstabsorption kommen. Die 13 CO-Messung zeigt deutlich, dass es sich hierbei um Selbstabsorption handelt, weil die 13 CO-Spektren nur eine Linienkomponente haben, die exakt an der Position der 12 CO-Einsenkung liegt. Die 12 CO-Photonen des warmen molekularen Gases im Inneren der Wolke werden durch CO-Moleküle aus kühleren äußeren Bereichen der Wolke zum Teil absorbiert.

28 6) Entstehung massearmer Sterne Im Sternentstehungsgebiet in der Dunkelwolke Lynds 1551 finden wir Protosterne, sehr junge und extrem aktive Sterne und einen bipolaren Ausfluss von molekularem Gas

29 Die Infrarotquelle IRS5 ist Ursprung von Jets und einem bipolaren molekularen Ausfluss. Der Protostern ist etwa Jahre alt. Das Objekt ist 450 Lichtjahre von uns entfernt.

30 Karte der CO-Emission in der Wolke L1551. Die Karte ist 22 x22 groß

31 Die folgende Animation wird zeigen, wie sich die Linienprofile längs der Ausflussachse von L1551 (rote Linie) in Abhängigkeit ihrer Position ändern.

32 12CO-Linienprofile entlang der Ausflussachse von L1551

33

34

35 L CO(J=2->1) Die Konturkarten der integrierten Linienintensitäten der rot- und blauverschobenen Linienflügel sind einem 30 x30 großen Bild des DSS überlagert.

36 Modell der CO-Jets

37 Weitere junge Sterne mit Ausflüssen, Jets und zirkumstellaren Scheiben in L1551.

38 XZ Tauri, HL Tauri mit HH150 und V1213 Tauri mit HH30

39 Ausbruch einer heißen Gasblase von XZ Tau (Sequenz über 5 Jahre)

40 HH30, Jets von V1213

41 Protoplanetare Scheibe um HL Tauri, Messung mit dem ALMA Radiointerferometer, Bildgröße ca. 2

42

43 Protoplanetare Scheiben (Proplyds - Protoplanetary disks) im Orionnebel

44 HST- Aufnahmen von Proplyds im Orionnebel

45 Der kosmische Materiekreislauf

46 7) Entstehung massereicher Sterne Das Sternentstehungsgebiet im Orion mit dem BN Ori-Objekt Die Sharpless 106-Region Der Eta-Carina-Nebel mit dem massereichsten Stern der Milchstrasse

47 Der große Orionnebel, Aufnahme mit einem Amateurteleskop

48 Zentralteil des Orionnebels mit dem Orion-Kleinmann-Low- Nebel und dem Becklin-Neugebauer-Objekt.

49 Infrarotbild und KOSMA-Messungen Die maximale Emission des 13 CO-Überganges ist exakt an der Position des Kleinmann-Low-Nebels (Orion- KL) zu finden. Das zentrale Objekt dieser Sternentstehungsregion wird als Becklin-Neugebauer Objekt bezeichnet.

50 12CO(J=3-2) in Orion KL Die (J=3->2) Linie des 12 CO an der Position des Becklin- Neugebauer Objekts zeigt riesige Ausflußgeschwindigkeiten.

51 Die Sternentstehungsregion S106 Der Zentralstern von Sharpless 106 ist hinter dichten Staubwolken verborgen und nur auf Infrarot- Aufnahmen sichtbar. Er hat Sonnenmassen und ist erst Jahre alt.

52 KOSMA-Messungen des hochangeregten heißen molekularen Gases in S106

53 Der Eta-Carinae-Nebel, ein Sternentstehungsgebiet im Sternbild Carina (Schiffskiel) am Südhimmel. Aufnahme mit dem dänischen ESO 1.5m Teleskop des La Silla-Observatoriums/Chile

54 Panoramaaufnahme des inneren Teils des Carina-Nebels mit dem HST

55 Eta Carinae mit dem Homunkulusnebel. Eta ist ein Doppelstern mit Sonnenmassen für die Hauptkomponente und Sonnenmassen für den Begleiter. Folgen des Ausbruchs von

56 Bipolare Jets im Carinanebel

57 Bipolare Jets im Carinanebel

58 Entwicklung von Eta Carinae bis zum Ende als Hypernova und einem schwarzen Loch

59 Wir haben in diesem Jahr noch 4 weitere Vorträge zum Thema Entstehung von Sternen und Planeten, Suche nach außerirdischen Lebensformen, Entwicklung von Galaxien und Entwicklung des Universums: 1) Am 8. März erklärt Prof. Dr. Harald Lesch Die Entstehung des Sonnensystems (19 Uhr, Forum Daun) 2) Am 19. April 2017 um 19:00 geht es weiter hier im Observatorium mit dem Thema: Astrobiologie - mehr als Science Fiction! Referent: Dr. Norbert Junkes - Max Planck Institut für Radioastronomie, Bonn 3) Dann gibt es noch einen Vortrag am 17. Mai 2017 um 19:00, auch hier im Observatorium mit demthema: Die Entwicklung von Scheibengalaxien Referent: Prof. Dr. Ralf-Jürgen Dettmar - Ruhr-Universität Bochum 4) Zum Schluss noch etwas über das Universum: ein Vortrag am 16. August 2017 um 19:00, Vom statischen Einstein-Kosmos zum beschleunigten Universum von Prof. Dr. HaJo Blome - FH Aachen