I.Physikalisches Institut Prof. Dr. Susanne Pfalzner Universität zu Köln
I.Physikalisches Institut Menschlicher Eindruck: Sterne bestehen ewig Fehleinschätzung! Grund menschliches Leben kurz im Vergleich zu astronomischen Zeitskalen In Wirklichkeit: Sterne entstehen und vergehen Spektakuläres Beispiel für Ende von Sternen: Supernovaexplosion
I.Physikalisches Institut NGC 3576 Sternentstehungsregion Sterne und Staub sichtbar heute In circa 1 Million Jahre In circa 2 Million Jahren
Überblick 1. Kreislauf der Materie 2. Theorie der Entstehung eines Sterns 3. Beobachtungen auf denen Theorie gründet 4. Sternentstehung in Sternhaufen 5. Forschung hier in Köln
1. Kreislauf der Materie Hauptreihenstern Molekulare Wolken enthalten Bausteine aus denen sich Sterne bilden Roter Riese Material wird bei Supernovaexplosion wieder dem Kreislauf zugefügt Weißer Zwerg Schwarzer Zwerg Neutronenstern oder Schwarzes Loch Supernova
Sterne entstehen heute! Je schwerer ein Sterne, um so schneller entwickelt er sich! Massereiche Sterne haben früher das Ende ihres Lebenszyklus erreicht Masse (M sun ) 1 5 Lebenszeit (Jahren) ~10 000 000 000 ~100 000 000 10 ~10 000 000 Beobachtung: massereiche Sterne in Sternhaufen, diese Sternhaufen können erst vor Kurzem entstanden Arches - Cluster nahe dem Zentrum unserer Milchstrasse
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Theorie der Sternentstehung Teil einer molekularen Wolke wird instabil und kollabiert unter eigenem Gewicht Es umgebende Material flacht zu Scheibe ab aus der Planeten entstehen können Das Innere verdichtet sich immer weiter bis ein Protostern entsteht 2. Unser heutiges Bild der Sternentstehung
Theorie der Sternentstehung Von Molekularen Wolken zu Protosternen Molekulare Wolke Wolkenfragmente Wolken ( ( 10 pc ~30 Lichtjahre) ~100 000 Sonnenmassen Klumpen (~1 ( pc ~ 1000 Sonnenmassen Kerne (~0.1 ( pc ~ 50-100 Sonnenmassen 10 Millionen Jahre Protosterne
Theorie der Sternentstehung Von Protosternen zu Sternen Einfallendes Gas führt zu Temperaturerhöhung. Bei einigen 1000 Grad wird die infrarote Quelle sichtbar. Schließlich ist die Dichte im Zentrum hoch genug, dass Kernfusionsprozesse stattfinden können. Die Temperatur muss dazu einige Millionen Grad sein. Bis zu diesem Zeitpunkt hat auch die Planetenentstehung stattgefunden. Protostern anfangs nur 1% der Masse des Sterns Weiterer Einfall aus Hülle Hülle flacht ab zu Scheibe... und was sehen die Beobachter?
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Beobachtungen zur Sternentstehung Molekulare Wolken Wesentlich kälter und dünner als normale Wolken Bestehen überwiegend aus molekularem Wasserstoff Wolken sind turbulent kleine Bereiche höherer Dichte Diese Bereiche fallen in sich zusammen, wenn Masse > Temperatur 3 Dichte Kalt: 10-15 Kelvin Es kommt leicht zu Kollaps 1/2 Jeanskriterium
Beobachtungen zur Sternentstehung Molekulare Wolken Dichte Regionen können nicht von sichtbarem Licht durchdrungen werden dunkle Nebel Beobachtungen mit Infrarot- oder Radioteleskopen Lagoon Nebula (M8) HST ACS Picture of the Cone Nebula
Erfüllt eine Verdichtung das Jeanskriterium, so kontrahiert sie durch eigene Schwerkraft und bildet Dichte Kerne,(auch Globule oder Bok-Globule genannt ). Wenn der Dichte Kern kollabiert, wird er heisser Kontraktion stoppt von alleine Beobachtungen zur Sternentstehung Masse > Temperatur Dichte 3 1/ 2 Reflexionsnebel NGC 1999 in Orion. (NASA /Hubble Heritage Team (STScI) ) Bild eines Bok globules in H II region IC 2944, aufgenommen mit HST
Beobachtungen zur Sternentstehung B68: stabile selbstgravitierende Wolke Dichte Gas undurchlässig für Licht Schwarze Wolke gegen hellen Hintergrund der Milchstrasse Relative isolatiert wenig äußere Störungen
Beobachtungen zur Sternentstehung B68-Beobachtungen Alves, Lada, Lada 2001
Sternentstehungsgebiete Protostern strahlt vornehmlich Infrarotstrahlung ab im sichtbaren Spektrum praktisch nicht nachweisbar Beobachtungen zur Sternentstehung
Hubbleaufnahme im sichtbaren und infraroten Licht einer Sternentstehungsregion 30 Doradus in der großen Magellanschen Wolke NASA Sternentstehungsgebiete Protosterne nur im infraroten sichtbar.
Beobachtungen zur Sternentstehung Sternentstehungsregion N11B in großen Magellanschen Wolke
Beobachtungen zur Sternentstehung Beobachtung von Scheiben ( 2007 ) al. Dullemond et Oft werden Scheiben nicht direkt beobachtet, sondern indirekt: Beobachtungen in breitem Wellenlängenbereich: von nahe-ir bis mm erfassen unterschiedliche Bereiche der protoplanetaren Scheibe
Stern und Scheibe entstehen gleichzeitig Beobachtung von Scheiben schwierig Weil Stern leuchtet viel stärker als Scheibe Erste Scheibe 1995 direkt beobachtet: Abdeckung vor Stern Beobachtungen zur Sternentstehung
Beobachtungen zur Sternentstehung aufgelöste Scheiben
Beobachtungen zur Sternentstehung Entstehung von Planetesimalen Preplanetarer Staub Planetesimale Planeten Agglomeration Akkretion WW mit Gas dominiert Keine WW mit Gas keine Gravitation Gravitation dominiert ~1 μm ~1 km ~10000 km ~ 10 4-10 6 Jahre? ~ 10 7-10 8 Jahre?
Stern- und Planetenentstehung Sterne entstehen aus Staubscheibe protoplanetare Scheibe protoplanetare Scheiben Ausgangspunkt für Planetenentstehung Scheibe existiert ~10 Myr Letztendlich verschwinden die Scheiben durch eine Reihe von Prozessen komplett Planeten Coronograph Ori 114-426 ( 1997 ) O Dell & Beckwith HR 8799 ( 2008 ) al. Marois et
Daraus resultierendes Bild der Stern-und Planetenentstehung: Für isolierten Stern nicht zu hoher Masse Phasen der Planetenentstehung: Factor 1000 smaller outflow infall 1. Kollaps und Sternentstehung 2. Bildung eines Protostern und einer Scheibe 3. Entstehung von Planetesimalen Formation of planets t=10 6-10 7 yr Solar system t>10 8 yr 4. Zerstörung der Staubscheibe und Vollendung des Planetensystems Entstehung von Planetensystemen notwendige Konsequenz oder glücklicher Zufall?
Überblick 1. Kreislauf der Materie 2. Theorie der Entstehung eines Sterns 3. Beobachtungen auf denen Theorie gründet 4. Sternentstehung in Sternhaufen 5. Forschung hier in Köln
Sternentstehung in Clustern Stern entstehen nicht allein sondern in Gruppen Clustern Arches Trapezium in ONC σ Ori cluster Hohe Dichte viele massereiche O-Sterne HST image ( 662(2007 Hernandez et al, ApJ
Sternentstehung in Clustern Details of simulation of star cluster formation.
Sternentstehung in Clustern Erkenntnisse von Simulation Die Computersimulationen bestätigen das Grundbild von Kollaps und Fragmentation. Sie geben folgende Hinweise: Beim Kollaps einer einzigen Staubwolke entstehen viele Sterne. Der Prozess des Kollaps ist komplex wegen seiner fragmentalen Gestalt. Nach ihrer Entstehung wechselwirken die Sterne häufig miteinander auf Grund ihrer gravitativen Anziehung. Die Anwesenheit von Sternen kann die Entstehung neuer Sterne hervorrufen. Aber einige Sterne werden auch durch diese Wechselwirkungen aus der Gaswolke herausgeschleudert.
Welchen Einfluß hat die gravitative Wechselwirkung auf ein Stern-Scheibe-System? Forschung in Köln
Sternentstehung in Clustern Welchen Einfluß hat die gravitative Wechselwirkung auf ein Stern-Scheibe-System? Entsprechende Spiralstrukturen werden auch beobachtet
Konstellation von Orion und das Orionnebelcluster (ONC) Sternentstehung in Clustern
Seen here is a comparison of the constellation Orion viewed in visible and infrared light (IRAS).
Sternentstehung in Clustern Clusterdynamik Simulation des Orionnebelclusters Man folgt der Bewegung Der etwa 4000 Sterne
Forschung in Köln Erkenntnisse aus Simulation Die Sterne im Zentrum des Clusters verlieren ihre Scheiben am schnellsten Die massereichen Sterne sind am meisten vom Masseverlust betroffen Es gibt wahrscheinlich keine Planetensysteme um schwere Sterne
Zusammenfassung Wir haben ein detailiertes Bild wie ein Stern entsteht Aber, viele Sterne entstehen als Doppelsterne Wechselwirkung in Clustern nur teilweise verstanden