Sterne, Galaxien und das Universum
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Sterne, Galaxien und das Universum Teil 3: Nebel + Sternentstehung Peter Hauschildt [email protected] Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg 20. März 2017 1 / 40 Übersicht I I I Interstellare Materie Sternentstehungsgebiete Protosterne I I I Enwicklung Massengewinn & -verlust Sternhaufen 2 / 40 Einleitung I I I I I I Sterne leben sehr lange Sonne: 10Gyr! → wir können einen einzelnen Stern nicht verfolgen aber wir sehen viele verschiedene Sterne in verschieden Entwicklungsphasen! → verwende Modelle um die Daten zu verstehen 3 / 40 Einleitung I I I I I Sterne befinden sind (fast immer) im hydrostatischem Gleichgewicht Druckkräfte (nach aussen) = Gravitation Änderungen im Stern → Stern schrumpft oder dehnt sich aus 4 / 40 ISM I I I Sterne bestehen aus Gas → können sich nur da bilden wo genügend Gas (etc) ist gibt es solche Stellen? 5 / 40 ISM 6 / 40 ISM I I I I I I I Ja: z.B. Gasnebel im Orion Emissionsnebel 450 pc 300 M Anregung durch 4 heisse Sterne rote Farbe → Hα 7 / 40 ISM I I I I I I auch: H II Regionen T ≈ 10000 K 100–10000 M aber niedrige Dichte (ly gross!) 1000 Teilchen/cm3 (Luft: 1019 ) interstellare Linien 8 / 40 ISM I I I I Dunkelnebel bestehen aus ‘dichtem’ Staub 10–100 K 104 –109 Teilchen/cm3 9 / 40 ISM I I I Reflexionsnebel geringe Konzentration feiner Staubteilchen reflektieren blaues Licht naher Sterne 10 / 40 interstellare Rötung I I I I I I ISM macht Fraben ‘röter’ blaues Licht weg-gestreut (s.o.) rotes Licht bleibt → Sterne etc. erscheinen röter und dunkler! sehr wichtiger Effekt! 11 / 40 interstellare Rötung 12 / 40 interstellare Rötung 13 / 40 Staubverteilung I I I I Staub ist kuehl → strahlt im IR! das kann man beobachten: z.B. mit IRAS bei 60 µm 14 / 40 Staubverteilung I I I I → meistens Milchstrasse genauer (s.u.): in der Scheibe der Milchstrasse → dort werden sich Sterne bilden 15 / 40 Beispiel 16 / 40 Wo bilden sich Sterne? I I I I I I I Sternbildung: Gravitation > Druck ’hohe’ Dichte geringer Druck → niedrige Temperatur beste Kandidaten: Dunkelwolken! 17 / 40 Bok-Globulen 18 / 40 Wo bilden sich Sterne? I I I I typisch: 1000’s M → viele Sterne bilden sich simultan! Jeans Masse: kleinste Masse einer Wolke mit geg. Dichte die kollabieren kann 3/2 s 3 5kT MJ = 6µmH 4πρ 19 / 40 Jeans Masse I diffuse Wolke: I I I I I T = 50 K, n = 500 cm−3 → ρ = 8.4 × 10−22 g MJ ≈ 1500 M 10× grösser als max. Sternmasse Riesen-Molekül-Wolke: I I T = 150 K, n = 108 cm−3 MJ ≈ 17 M 20 / 40 GMCs I I I I giant molecular clouds werden durch CO Linien nachgewiesen im mm Bereich, z.B. 2.6 mm können 500000 M erreichen 21 / 40 GMCs I I I I GMCs liegen in den Spiralarmen normalerweise sind GMCs stabil → keine globale Sternbildung aber ’Kettenreaktion’ möglich: 22 / 40 Kettenreaktion 23 / 40 Orion Nebel I I I sichtbares Licht 4 heisse Sterne regen den Nebel zum Leuchten an 24 / 40 Orion Nebel I I I I IR Licht gelb-orange: junge Sterne, ISM blau: H2 Schockwellen erzeugt durch Sternwinde 25 / 40 Protostern-Entwicklung I I I folge dem Kollaps der Wolke mit Computer Simulationen diese lassen sich am Besten im HRD darstellen ’evolutionary tracks’ 26 / 40 Protostern-Entwicklung I I I I I Wolke kollabiert → Dichte erhöht sich Gravitationsenergie → Temperatur steigt an erreicht schnell 2000–3000 C 27 / 40 Protostern-Entwicklung I I I I I Leuchtkraft sehr hoch! nach ca. 1000 yr: 20 R bei 100 L alles aus Gravitation! trotzdem nicht leicht zu sehen 28 / 40 Protosterne 29 / 40 Protosterne I I I I I I I umgeben vom Rest der Wolke → cocoon Protostern nur im IR sichtbar Kerntemperatur steigt schneller/mehr an als Teff sobald Wasserstoffbrennen zündet Stern ist geboren landet auf der HR 30 / 40 Protosterne I HR Struktur hängt von M ab! 31 / 40 Massenverlust I I I I I I I Protosterne verlieren Masse wenn sie nahe an der HR sind Beispiel: T Tauri Sterne < 3 M , 106 yr alt verlieren 10−8 –10−7 M /yr Sonne: 10−14 M /yr Phase dauert ca. 107 yr 32 / 40 Bipolare Jets I I I I scheint in allen Protosternen aufzutreten Jets werden ausgestossen und enden in Herbig-Haro Objekten 460 pc von der Erde, 0.34 pc voneinander 33 / 40 Akkretionsscheiben I I I I I sehr oft zusammen mit bipolaren Jets zusammenfallender Nebel bildet Scheibe Materie strömt durch die Scheibe auf den (Proto)Stern dadurch wird die Rotation des Sterns gebremst später können sich Planeten aus der Scheibe bilden 34 / 40 Akkretionsscheiben 35 / 40 Sternhaufen I I I I I Masse einer kollabieren Wolke gross → es bilden sich Haufen von Sternen massive Sterne entwickeln sich schneller sind früher auf der HR und heisser! 36 / 40 Sternhaufen I I I I → beeinflussen den Rest des Nebel Beispiel: Eagle Nebel cocoons werden ’weggeblasen’ weniger massereiche Sterne 37 / 40 Sternhaufen I I I I massereiche Sterne erreichen HR früher HRD eines jungen clusters ca. 2 Myr alt ca. 800 pc entfernt 38 / 40 Sternhaufen I I I I Beispiel Pleiaden Entfernung ca. 117 pc etwa 500 Sterne umgeben von Reflexionsnebeln 39 / 40 Sternhaufen I I I I HR Diagramm: auch massearme Sterne haben HR erreicht massereiche schon wieder weg! ca. 50 Myr alt 40 / 40
