GLIEDERUNG. Gaswolken Erster Kollaps Protostern Vorhauptreihenstern Sternentstehung in Clustern Population

Transkript

1 STERN ENTSTEHUNG

2 GLIEDERUNG Gaswolken Erster Kollaps Protostern Vorhauptreihenstern Sternentstehung in Clustern Population

3 ABLAUF Prästellarer Kern Protostern Vorhauptreihenstern Verdichtung der Masse um den Faktor

4 1. GASWOLKEN

5 M Masse 100- LJ Größe g/cm 3 Dichte

6 MOLEKÜLWOLKEN dichte, kühle Materiewolke 70% molekularer Wasserstoff 1% interstellarer Staub

7 STRUKTUR Gravitation + Turbulenz Massereiche Sterne Filamentäre Strukutur

8 Einteilung Clouds Clumps Cores Masse [Mo] ,5-5 Ausdehnung [pc] ,3-3 0,03-0,2 Dichte [cm^-3] Temperatur [k]

9 BEOBACHTUNG Molekularer Wasserstoff hat kein Dipolmoment Keine Emissionslinien 1. Kohlenmonoxid 2. Wellenlängenabhängigkeit der Extinktion 3. Ferninfrarotbeobachtungen nur außerhalb der Atmosphäre

10 JEANS KRITERIUM M Jeans = α 1 ρ kt Gμ 3

11 2. ERSTER KOLLAPS

12 ERSTER KOLLAPS Ausgelöst durch Molekülwolkenkerne Gravitation thermische Energie Abkühlung Überschreitung einer kritischen Masse führt zu Kollaps ( Inside-Out Collapse ) Gravitationsenergie thermische Energie Abstrahlung im mm-wellenlängenbereich isoterm

13 ERSTER KOLLAPS Dichte steigt langsam an Hülle wird für Strahlung undurchlässig Hydrostatisches Gleichgewicht Kollaps stoppt Dauert Jahre First Hydrostatic Core Besteht aus Wasserstoff Radius von 10-20AE Äußere Hüllen fallen weiter Aufheizung

14 BEOBACHTUNG Gleichen Methoden, wie Molekülwolken Zentrum des Kerns durch Hülle vor interstellarer Strahlung geschützt andere chemische Reaktionen höhere Anregungen durch höhere Dichte

15 3. PROTOSTERN

16 ZWEITER KOLLAPS Aufheizung so lange, bis Temperatur ausreicht um Wasserstoffmoleküle in Atome zu spalten. Energie fehlt bei Stabilisierung zweiter Kollaps bis hydrostatisches Gleichgewicht ~1.5 Sonnenradien Protostern

17 ZWEITER KOLLAPS Noch erst 1% der Gesamtmasse in Zentralgestirn Hauptakkretionsphase Protostern nimmt durch einfallendes Hüllenmaterial an Masse zu einfach betrachtet radialsymetrisch Molekülwolkenkerne besitzen jedoch Drehimpuls

18 SCHEIBE UND JETS Kollaps erfordert umverteilung des Drehimpulses führt zu Vielfachsternsystemen zirkumstellare Scheibe Austausch von Drehimpuls möglich Partikel wandern zum Zentralgestirn Ausweitung der Scheibe auf 100AE Senkrecht dazu bipolare stark kolimierte Jets Rotation, Magnetfeldern, Akkretion erzeugt Hohlraum in protostellarer Scheibe Protostern akkretiert weiter Materie aus Scheibe

19 EVOLUTIONÄRE KLASSIFIKATION Spektrale Energieverteilung α = d log(λf λ) d log λ λ = Wellenlänge F λ = Flussdichte

20 KLASSIFIKATION Spektralklasse Spektralindex Klasse 0 - Klasse 1 α > 0.3 Flaches Spektrum 0.3 > α > -0.3 Klasse > α > -1.6 Klasse 3 α < -1.6

21 BEOBACHTUNG Bei optischen-, Nahinfrarotwellenlängen kein Unterschied zu prästellaren Kernen Unterschied bei Wellenlängen dazwischen Staub wird durchsichtig Infrarot nicht durch Atmosphäre beobachtbar SED: kalter Schwarzkörper

22 BEOBACHTUNG bipolare Materieausflüsse über CO Übergänge Geschwindigkeit der Ausflüsse Dichte Temperatur Rotationssignatur der Scheibe interferometrische Aufnahmen wegen geringer Ausdehnung

23 4. VOR HAUPTREIHEN STERN

24 VORHAUPTREIHENSTERN Leuchtkraft: Protostern: Akkretion von Material Vorhauptreihenstern: Eigenkontraktion des Zentralgestirns T-Tauri-Sterne - m < 2 Sonnenmassen - T < 1 Million Jahre Herbig-Ae/Be-Sterne - 2 < m < 10 Sonnenmassen - T < 10 Millionen Jahre

25 BEOBACHTUNG selbe Methode wie Protosterne protoplanetare Scheibe durch Streulicht Rückschlüsse auf Material Schwarzkörperstrahlung des Zentralgestirns Überschuss an Strahlung im mittleren/fernen Infrarotbereich

26 5. STERN- ENTSTEHUNG IN CLUSTERN

27 CLUSTER masse arme Sterne können in Isolation entstehen Massereiche Sterne nur in Clustern Abweichungen bei Sternentstehung Konkurrenz Jets, Ausflüsse Gezeitenkräft

28 CLUSTER Massearm: M = 1 Sonnenmasse t = 10 Millionen Jahre zeitlich abgegrenzt Massereich: M = 8 Sonnenmassen t << 10 Millionen Jahre T > K kurze Lebensdauer Prozesse teilweise parallel Hauptsächlich im Infrarotbereich

29 6. POPULATION

30 POPULATION heutige Bedingungen! Metalle kühlen Kollaps wie früher? keine Metalle vorhanden Entstehung in Haufen

31 POPULATION Population III -massereicher -metallarm Population II -Spuren von Metall Population I -heutige Sterne Population II Sterne im Halo der Milchstraße Scheibe aus Population I Sternen

32 GALAXIEN Wie aktiv: Gas Sterne aktive Galaxien bläulich bleibt konstant pro Raumvolumen tote Galaxien rötlich nimmt Stetig zu

33 MILCHSTRAßE Eine Sonnenmasse neuer Sterne pro Jahr ~400 mrd Sonnenmassen 80% H 2 in Molekülwolken > 1 2 der Masse in Molekülwolken

34 Aktuelle Forschung VeLLOs (Very Low Luminosity Objects) Planeten in protoplanetaren Scheiben 2014: ältester Polulation II Stern 13.6 mrd Jahre Prästellarer Kern protostellarer Kern

35 QUELLEN Informationsquellen: Auf dem Weg zur Erklärung der Welt, Meilensteine der Physik und Astrophysik, J. Peter Hosemann Bildquellen: ed_by_a_protoplanetary_disc.jpg _Monsters_in_Space.jpg

36 DANKE! Gibt es noch Fragen?