Sterne, Galaxien und das UniversumTeil 3: Nebel + Sternentstehung

Peter Hauschildtyeti@hs.uni-hamburg.de

Hamburger SternwarteGojenbergsweg 112

21029 Hamburg

5. Juli 2019

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Übersicht

I Interstellare MaterieI SternentstehungsgebieteI Protosterne

I EnwicklungI Massengewinn & -verlust

I Sternhaufen

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Einleitung

I Sterne leben sehr langeI Sonne: 10Gyr!I → wir können einen einzelnen Stern nicht verfolgenI aber wir sehen viele verschiedene SterneI in verschieden Entwicklungsphasen!I → verwende Modelle um die Daten zu verstehen

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Einleitung

I Sterne befinden sind (fast immer) imI hydrostatischem GleichgewichtI Druckkräfte (nach aussen) = GravitationI Änderungen im SternI → Stern schrumpft oder dehnt sich aus

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ISM

I Sterne bestehen aus GasI → können sich nur da

bilden wo genügend Gas(etc) ist

I gibt es solche Stellen?

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ISM

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ISM

I Ja:I z.B. Gasnebel im OrionI EmissionsnebelI 450 pcI 300M�

I Anregung durch 4 heisse SterneI rote Farbe → Hα

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ISM

I auch: H II RegionenI T ≈ 10000KI 100–10000M�

I aber niedrige Dichte (lygross!)

I 1000 Teilchen/cm3 (Luft:1019)

I interstellare Linien

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ISM

I DunkelnebelI bestehen aus ‘dichtem’

StaubI 10–100KI 104–109 Teilchen/cm3

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ISM

I ReflexionsnebelI geringe Konzentration

feiner StaubteilchenI reflektieren blaues Licht

naher Sterne

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interstellare Rötung

I ISM macht Fraben ‘röter’I blaues Licht weg-gestreut (s.o.)I rotes Licht bleibtI → Sterne etc. erscheinen röterI und dunkler!I sehr wichtiger Effekt!

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interstellare Rötung

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interstellare Rötung

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Staubverteilung

I Staub ist kuehlI → strahlt im IR!I das kann man beobachten:I z.B. mit IRAS bei 60µm

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Staubverteilung

I → meistens MilchstrasseI genauer (s.u.):I in der Scheibe der

MilchstrasseI → dort werden sich

Sterne bilden

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Beispiel

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Wo bilden sich Sterne?

I Sternbildung:I Gravitation > DruckI ’hohe’ DichteI geringer DruckI → niedrige TemperaturI beste Kandidaten:I Dunkelwolken!

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Bok-Globulen

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Wo bilden sich Sterne?

I typisch: 1000’s M�

I → viele Sterne bilden sich simultan!I Jeans Masse:I kleinste Masse einer Wolke mit geg. Dichte die kollabieren

kann

MJ =

(5kT6µmH

)3/2√

34πρ

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Jeans Masse

I diffuse Wolke:I T = 50 K, n = 500 cm−3

I → ρ = 8.4× 10−22 gI MJ ≈ 1500 M�I 10× grösser als max. Sternmasse

I Riesen-Molekül-Wolke:I T = 150 K, n = 108 cm−3

I MJ ≈ 17 M�

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GMCs

I giant molecular cloudsI werden durch CO Linien

nachgewiesenI im mm Bereich, z.B.

2.6mmI können 500000M�

erreichen

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GMCs

I GMCs liegen in denSpiralarmen

I normalerweise sind GMCsstabil

I → keine globaleSternbildung

I aber ’Kettenreaktion’möglich:

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Kettenreaktion

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Orion Nebel

I sichtbares LichtI 4 heisse SterneI regen den Nebel zum

Leuchten an

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Orion Nebel

I IR LichtI gelb-orange: junge Sterne,

ISMI blau: H2

I Schockwellen erzeugtdurch Sternwinde

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Protostern-Entwicklung

I folge dem Kollaps derWolke mit ComputerSimulationen

I diese lassen sich amBesten im HRD darstellen

I ’evolutionary tracks’

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Protostern-Entwicklung

I Wolke kollabiert →I Dichte erhöht sichI Gravitationsenergie →I Temperatur steigt anI erreicht schnell

2000–3000C

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Protostern-Entwicklung

I Leuchtkraft sehr hoch!I nach ca. 1000 yr:I 20R� bei 100 L�I alles aus Gravitation!I trotzdem nicht leicht zu

sehen

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Protosterne

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Protosterne

I umgeben vom Rest der WolkeI → cocoonI Protostern nur im IR sichtbarI Kerntemperatur steigt schneller/mehr an als Teff

I sobald Wasserstoffbrennen zündetI Stern ist geborenI landet auf der HR

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Protosterne

I HR Struktur hängt von M ab!

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Massenverlust

I Protosterne verlierenMasse

I wenn sie nahe an der HRsind

I Beispiel: T Tauri SterneI < 3M�, 106 yr altI verlieren

10−8–10−7 M�/yrI Sonne: 10−14 M�/yrI Phase dauert ca. 107 yr

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Bipolare Jets

I scheint in allen Protosternen aufzutretenI Jets werden ausgestossen und enden inI Herbig-Haro ObjektenI 460 pc von der Erde, 0.34 pc voneinander

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Akkretionsscheiben

I sehr oft zusammen mit bipolaren JetsI zusammenfallender Nebel bildet ScheibeI Materie strömt durch die Scheibe auf den (Proto)SternI dadurch wird die Rotation des Sterns gebremstI später können sich Planeten aus der Scheibe bilden

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Akkretionsscheiben

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Sternhaufen

I Masse einer kollabierenWolke gross

I → es bilden sich Haufenvon Sternen

I massive Sterne entwickelnsich schneller

I sind früher auf der HRI und heisser!

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Sternhaufen

I → beeinflussen den Restdes Nebel

I Beispiel: Eagle NebelI cocoons werden

’weggeblasen’I weniger massereiche

Sterne

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Sternhaufen

I massereiche Sterneerreichen HR früher

I HRD eines jungen clustersI ca. 2Myr altI ca. 800 pc entfernt

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Sternhaufen

I Beispiel PleiadenI Entfernung ca. 117 pcI etwa 500 SterneI umgeben von

Reflexionsnebeln

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Sternhaufen

I HR Diagramm:I auch massearme Sterne

haben HR erreichtI massereiche schon wieder

weg!I ca. 50Myr alt

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