Benutzer:Srbauer/Test3

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Als Entstehung der Sterne beschreibt die Sternentwicklung ausgehend von einer interstellaren Wolke bis hin zu einem Stern der Hauptreihe.

[Bearbeiten] Verdichtung einer Wolke

In einer kühlen Molekülwolke bilden sich durch Turbulenz oder Dichtewellen, die z.B. durch Supernovae ausgelöst werden, Gebiete erhöhter Dichte (cores). Die meisten dieser Verdichtungen lösen sich wieder auf, da ihre Dichte zu gering ist.

[Bearbeiten] Dense Core

Erfüllt eine Verdichtung das Jeanskriterium, so kontrahiert sie durch ihre eigene Schwerkraft weiter und bildet einen Dense Core, der auch Globule oder Bok-Globule (nach Bart Bok, der sie 1947 als ein Frühstadium der Sternentstehung vorgeschlagen hat) genannt wird. Diese Kontraktionsphase dauert an, bis ein Gleichgewicht zwischen Strahlungsdruck und Gravitationskraft erreicht wird.

[Bearbeiten] Bonnor-Ebert-Sphäre

Eine sehr einfache Beschreibung dieses Endstadiums ist durch das Modell der Bonnor-Ebert-Sphäre möglich: eine isotherme kugelsymmetrische Wolke, in der ein Gleichgewicht zwischen Strahlungsdruck und Gravitationskraft vorliegt – die äußere Begrenzung wird durch einen konstanten Druck der umgebenden Wolke aufrecht erhalten.

Dieses Modell stellt eine grobe Vereinfachung der physikalischen Verhältnisse eines Dense Core dar:

1. das durchschnittliche Achsenverhältnis eines Dense Core beträgt etwa 2:1, wobei allerdings noch unklar ist, ob die tatsächliche Geometrie prolaten, oblaten oder triaxialen Modellen entspricht
2. die gemessene Temperatur in Dense Cores ist nicht konstant
3. es werden weder Turbulenz noch Magnetfelder berücksichtigt.

Dennoch gibt das Modell der Bonnor-Ebert-Sphäre die Beobachtungsdaten sehr gut wieder.

[Bearbeiten] Protostern

Beginnt ein Dense Core erneut zu kontahieren – die genauen Ursachen sind noch nicht gut verstanden –, so beginnt die Dichte im Kerngebiet anzusteigen. Hierdurch erhöht sich zunächst die Temperatur bis durch vergleichbare Gas- und Staubdichten eine Kopplung zwischen Gas und Staub wirksam wird. Diese Kopplung bewirkt eine sehr effektive Kühlung des Gasanteils, da die Energieabgabe des Staubs im infraroten Spektralbereich in innerhalb des Cores nur sehr schwach gestreut oder absorbiert wird. Hierdurch kühlt sich der Zentralbereich wieder ab, was zu einer Verringerung des Strahlungsdrucks und damit zu einer beschleunigten Kontraktion führt. Am Ende dieser Kontraktion steht ein kompaktes Objekt im Zentralgebiet, das als Protostern bezeichnet wird. Protosterne befinden sich im Hertzsprung-Russell-Diagramm rechts von der Hayashi-Linie: Sie stellen also keinen stabilen Zustand dar. Sie kontrahieren solange, bis die Temperatur im Inneren 3 Mio Kelvin übersteigt, Wasserstoffbrennen zündet und der Strahlungsdruck den Stern stabilisiert.

[Bearbeiten] Class 0

Als Class 0 bezeichnet man die erste Entwicklungsstufe eines Protosterns, die etwa 10.000 Jahre andauert. In dieser Phase ist der Protostern noch komplett durch den ursprünglichen Core eingehüllt, der für sonnenenähnliche Sterne ein Raumgebiet von etwa 20.000 bis 25.000 AU einnimmt. Er ist jedoch bereits in diesem Stadium eine bipolare Jetstruktur sichtbar – zwei molekulare Massenströme, die in entgegengesetzter Richtung vom Protostern wegströmen. Die Masse des Protosterns beträgt in diesem Stadium nur einen Bruchteil der Masse des Cores.

[Bearbeiten] Class I

Sobald die umgebende Hülle des Protosterns soweit ausgedünnt ist, dass er im nahinfraroten Spektralbereich sichtbar wird, spricht man von einem Class I-Protostern. Diese Phase dauert für sonnenähnliche Sterne mehrere 100.000 Jahre an und die Größe der Hülle beträgt etwa 3.000 bis 10.000 AU. Die bipolaren Jets sind in dieser Phase stärker und sind von größeren Hohlräumen in der Hülle umgeben. Die Ursache dieser Hohlräume ist noch unklar.

[Bearbeiten] Class II

Von einem Class-II-Protostern (oder T-Tauri-Stern) spricht man, sobald eine Akkretionsscheibe sichtbar wird. Diese Phase dauert etwa 1 bis 10 Millionen Jahre, die umgebende Hülle ist auf weniger als 500 AU geschrumpft. Dieses Stadium wird derzeit sehr intensiv untersucht, da in dieser Phase die Anfänge der Planetenentstehung vermutet werden.

[Bearbeiten] Class III

Als Class III bezeichnet man das Stadium, in dem die Akkretion des Protosterns zum Stillstand kommt und er innerhalb von etwas 10 Millionen Jahren auf der Hauptreihe angelangt ist (ZAMS, Zero Age Main Sequence-Stern).

[Bearbeiten] Abschnitte aus bestehenden Artikeln

[Bearbeiten] Entstehung

Ein großer Anteil der Sterne ist im Frühstadium des Universums vor über 10 Milliarden Jahren entstanden. Aber auch heute bilden sich noch Sterne. Die typische Sternentstehung verläuft nach folgendem Schema:

Aufnahmen eines entstehenden Sterns: oben ein leuchtender Jet von 12 Lichtjahren Länge in einer optischen Aufnahme, in der unteren Infrarotaufnahme die Staubscheibe, deren Rand wir als Balken in der Mitte eines dunklen Doppelkegels erkennen.

1. Ausgangspunkt für die Sternentstehung ist eine Gaswolke, die überwiegend aus Wasserstoff besteht, und die aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft kollabiert. Das geschieht, wenn die Schwerkraft den Gasdruck dominiert, und damit das Jeans-Kriterium erfüllt ist. Auslöser kann beispielsweise die Druckwelle einer nahen Supernova, Dichtewellen in der interstellaren Materie oder der Strahlungsdruck bereits entstandener Jungsterne sein.
2. Durch die weitere Verdichtung der Gaswolke entstehen einzelne Globulen, aus denen anschließend die Sterne hervorgehen: Dabei entstehen die Sterne selten isoliert, sondern eher in Gruppen.
3. Bei der weiteren Kontraktion der Globulen steigt die Dichte und wegen der freiwerdenden Gravitationsenergie die Temperatur weiter an (Virialsatz; die kinetische Energie der Teilchen entspricht der Temperatur). Der freie Kollaps kommt zum Stillstand, wenn die Wolke im Farben-Helligkeits-Diagramm die so genannte Hayashi-Linie erreicht, die das Gebiet abgrenzt, innerhalb dessen überhaupt stabile Sterne möglich sind. Danach bewegt sich der Stern im Farben-Helligkeits-Diagramm zunächst entlang dieser Hayashi-Linie, bevor er sich auf die Hauptreihe zubewegt, wo das Wasserstoffbrennen einsetzt, das heißt die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium durch den Bethe-Weizsäcker-Zyklus oder die Proton-Proton-Reaktion. Als Folge des Drehimpulses der Globule bildet sich eine Scheibe aus, die den jungen Stern umkreist, und aus der er weiter Masse akkretiert. Aus dieser Akkretionsscheibe kann entweder ein Planetensystem mit Exoplaneten entstehen oder die beiden Komponenten eines Doppelsternensystems, diese Phase der Sternentwicklung ist jedoch bisher noch nicht gut verstanden. Aus der Ebene der Scheibe wird die Ekliptik. Bei der Akkretion aus der Scheibe bilden sich auch in beide Richtungen der Polachsen Materie-Jets (siehe Bild), die eine Länge von über 10 Lichtjahren erreichen können.

Je nach Masse ergeben sich verschiedene Szenarien der Sternentstehung:

• Sterne mit mehr als etwa 60 Sonnenmassen können durch den Akkretionsprozess vermutlich gar nicht entstehen, da diese Sterne bereits im Akkretionsstadium einen dermaßen starken Sternwind produzieren würden, dass der Massenverlust die Akkretionsrate übersteigen würde. Sterne dieser Größe, wie beispielsweise die blauen Nachzügler (engl. blue stragglers), entstehen vermutlich durch Sternkollisionen.
• Massereiche und damit heiße Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen kontrahieren vergleichsweise schnell. Nach der Zündung der Kernfusion treibt die UV-reiche Strahlung die umgebende Globule schnell auseinander und der Stern akkretiert keine weitere Masse. Sie gelangen deshalb sehr schnell auf die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm.
• Sterne zwischen etwa 3 und 8 Sonnenmassen durchlaufen eine Phase, in der sie Herbig-Ae/Be-Sterne genannt werden. In dieser Phase befindet sich der Stern schon auf der Hauptreihe, akkretiert aber noch einige Zeit Masse.
• Masseärmere Sterne wie die Sonne bleiben nach der Zündung der Kernfusion noch einige Zeit in die Globule eingebettet und akkretieren weiter Masse. In dieser Zeit sind sie nur im infraroten Spektralbereich erkennbar. Während sie sich der Hauptreihe annähern, durchlaufen sie das Stadium der T-Tauri-Sterne.
• Objekte unter 0,07 Sonnenmassen, d. h. etwa 75 Jupitermassen, erreichen nicht die nötige Temperatur, um eine Kernfusion zu zünden. Lediglich die braunen Zwerge, die hinsichtlich ihrer Masse zwischen den großen Gasplaneten und den Sternen angesiedelt sind, können kurzzeitig geringe Energiemengen aus der Fusion von Deuterium gewinnen, bevor sie auskühlen. Man zählt sie jedoch nicht zu den Sternen.

Aktives Sternentstehungsgebiet NGC604 mit einem Durchmesser von 1.300 Lichtjahren in der Triangelgalaxie M33.

Aus einer Globule kann sowohl ein Doppel- oder Mehrfachsternsystem als auch ein einzelner Stern entstehen. Wenn sich Sterne in Gruppen bilden, können aber auch unabhängig voneinander entstandene Sterne durch gegenseitigen Einfang Doppel- oder Mehrfachsternsysteme bilden. Man schätzt, dass etwa zwei Drittel aller Sterne Bestandteil eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems sind.

Im Frühstadium des Universums standen für die Sternentstehung nur Wasserstoff und Helium zur Verfügung. Diese Sterne zählt man zur so genannten Population III, diese Sterne waren zu massereich und somit kurzlebig, um bis heute zu existieren. Die nächste Generation, Population II Sterne genannt, existieren noch heute, man findet sie vor allem im Halo der Milchstraße, aber auch in Sonnennähe wurden sie nachgewiesen. Sterne die später entstanden sind, enthalten von Anfang an einen gewissen Anteil an schweren Elementen, die in früheren Sterngenerationen durch Kernreaktionen erzeugt wurden und beispielsweise über Supernova-Explosionen die interstellaren Materie mit schweren Elementen anreicherten. Die meisten Sterne in der Scheibe der Milchstraße gehören dazu. Man bezeichnet sie als Sterne der Population I.

Ein Beispiel für eine aktive Sternentstehungsregion ist NGC3603 im Sternbild Schiffskiel in einer Entfernung von 20.000 Lichtjahren. Sternentstehungsprozesse werden im Infraroten und im Röntgenbereich beobachtet, da diese Spektralbereiche durch die umgebenden Staubwolken kaum absorbiert werden, anders als das sichtbare Licht. Dazu werden Satelliten eingesetzt wie beispielsweise das Röntgenteleskop Chandra.

[Bearbeiten] Weitere Quellen

• http://www.gsfc.nasa.gov/scienceques2004/20050311.htm - "kindgerechte" Beschreibung