Sternentstehung und Klassifikation junger stellarer Objekte
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Sternentstehung und Klassifikation junger stellarer Objekte Entstehung massearmer Sterne Ausgangspunkt: Molekülwolken (Wasserstoff kommt in molekularer Form vor) Giant Molecular Clouds GMC • • • • Masse zwischen 10000 und 10 Millionen Sonnenmassen Ausdehnung zwischen 50 und einigen 100 pc Befinden sich häufig in den Spiralarmen Enthalten ~80% des molekularen Wasserstoffs der Milchstraße hoch turbulent / supersonic (gekoppelt an Magnetfelder) Auskühlung führt zu Fragmentation Sternentstehung Beispiel: Orionnebel-Komplex Bok Globulen • 2 bis 50 Sonnenmassen • hohe Staubkonzentration (ca. 1% Silikate) • Durchmesser ~ 1 Lj • Im Zustand des Gravitationskollaps bilden sich Protosterne Entdeckt um 1940 durch Bart Bok Enthalten manchmal „wärmere Regionen“ Herbig-Haro-Objekte Im Zentrum: Protostern „Nest“ von Bok-Globulen vor dem Hintergrund einer HII-Region Kollaps der Gaswolke – Entstehung eines Protosterns Hydrostatisches Gleichgewicht • Wolke kollabiert im freien Fall • Ausbildung einer zentralen Massekonzentration (Protostern) • Wegen Drehimpulserhaltung plattet sich Zentralbereich immer mehr ab • Bildung einer protoplanetaren Scheibe Young Stellar Object Wie findet man „Junge stellare Objekte“? • „Junge stellare Objekte“ finden sich in Sternentstehungsgebieten wie dem Orion-Taurus-Komplex oder im Bereich der Ophiuchus-MonocerosMolekülwolke • Sie sind oftmals nur im IR zu beobachten, da sie von einem Kokon aus Gas und Staub umgeben sind • Spätere Stadien können sich auch als (veränderliche) – VorHauptreihensterne bemerkbar machen -> T-Tauri-Sterne Beste Beobachtungsbedingungen: IR sowie Millimeter- und Submillimeterbereich Suche nach typischen Spektralsignaturen (Protostern – Hülle) In günstigen Fällen (z.B. Orion-Nebel) auch räumliche Auflösung der Staubscheibe möglich Spektralsignaturen junger stellarer Objekte Spektrale Energieverteilung eines T-Tauri-Sterns Überlagerung der thermischen Strahlung des Protosterns und der thermischen Strahlung der Staubhülle / Staubscheibe Klassifikation nach SED Beobachtung mit Millimeter-, SubMillimeter und IRTeleskopen YSO – Klasse 0 L 1527: Nur im IR sichtbar - Hülle YSO – Klasse 1 YSO – Klasse 2 T-Tauri Stern mit bipolaren Jets Entstehung der bipolaren Jets • Mit dem Kollaps der Gas- und Staubwolke erhöht sich aufgrund des Erhaltungssatzes für den magnetischen Fluß auch das Magnetfeld B • Im zentralen Bereich der Scheibe erhöht sich die Temperatur aufgrund der Kontraktion des Protosterns und der Masseakkretion das Gas so stark, daß es ionisiert wird • Die geladenen Teilchen werden entlang des axialen Magnetfeldes beschleunigt und verlassen als Jet den Kernbereich der Scheibe Magnetfeldstruktur eines Protosterns Herbig-Haro-Objekte YSO – Klasse 3 Hind‘s Nebel mit T-Tauri Unregelmäßiger Lichtwechsel – „Sternflecke“ Wenn der Protostern die Hauptreihe erreicht, verflüchtigt sich die protoplanetare Scheibe Nächstes Mal: Entstehung und grundlegende Physik protoplanetarer Scheiben (Proplyds)
