Sternentstehung

mini|Der Orionnebel, ein nahegelegenes Sternentstehungsgebiet, aufgenommen mithilfe des Hubble-Weltraumteleskops

Als Sternentstehung bezeichnet man allgemein jene Entwicklungsstadien, die bei der Bildung eines Hauptreihensterns aus dem kollabierenden Kern einer ausgedehnten Molekülwolke durchlaufen werden. Dabei verdichtet sich die zunächst diffus verteilte interstellare Materie um einen Faktor von etwa 1018 bis 1020. Zuletzt unterscheidet man mehrere Kollapsphasen, nämlich die Bildung eines prästellaren Kerns, eines Protosterns, und schließlich eines Vorhauptreihensterns. Während massearme Sterne auch isoliert entstehen können, findet die Bildung massereicherer Sterne vornehmlich in Sternhaufen statt. Diese unterschiedlichen Arten der Sternentstehung bestimmen wesentlich die Eigenschaften und die Entwicklung von Galaxien.

Molekülwolken

mini|links|Bok-Globulen kennzeichnen eine Frühphase der Sternentstehung mini|Der Snake Nebula, ein Gebiet mit Dunkelwolken im Sternbild Ophiuchus. Die dichte Gas- und Staubwolke verschluckt das Licht der dahinterliegenden Sterne.

Voraussetzung für die Entstehung von Sternen ist das Vorhandensein vergleichsweise dichter, kalter Materiewolken, sogenannter Molekülwolken. Erste Anzeichen für diese Wolken ergaben sich bereits aus Beobachtungen im 18. und 19. Jahrhundert: Caroline Herschel berichtet, ihr Bruder Wilhelm Herschel habe eine scheinbar sternlose Region, die aus heutiger Perspektive einer solchen Molekülwolke entspricht, im Sternbild Skorpion gefunden und mit den Worten „Hier ist wahrhaftig ein Loch im Himmel“ kommentiert.H. E. Houghton: Sir William Herschel’s ‚Hole in the Sky‘. In: Monthly Notes of the Astronomical Society of South Africa. Bd. 1, S. 107–108. Erst zu Beginn des 20. Jahrhunderts konnten großflächige Himmelsdurchmusterungen mittels fotografischer Platten nachweisen, dass diese dunklen Regionen durch interstellare Wolken verursacht werden, die dahinterliegende Sterne verdecken.E. E. Barnard: Catalogue of 349 Dark Objects in the Sky. University of Chicago Press, Chicago 1927, (). Bart Bok identifizierte schließlich diese Dunkelwolken als Orte der Sternentstehung, wohingegen deren Zusammensetzung weiterhin ein Rätsel blieb.B. J. Bok, E. F. Reilly: Small Dark Nebulae. In: Astrophysical Journal. Bd. 105, 1947, S. 255–257 ().

Heute ist es allgemein bekannt, dass diese Wolken zu rund 70 % aus molekularem Wasserstoff (H2) bestehen (woraus sich der Name „Molekülwolke“ ableitet), der von einer Hülle aus neutralen Wasserstoffatomen (H-I) umgeben ist. Neben H2 finden sich in diesen Wolken noch weitere Moleküle, beispielsweise Kohlenmonoxid (CO). Des Weiteren findet sich rund 1 % der Masse in Form von interstellarem Staub (Silikat- oder Graphitteilchen von der Größe 0,1 µm).J. S. Mathis, W. Rumpl, K. H. Nordsieck: The size distribution of interstellar grains. In: Astrophysical Journal. Bd. 217, 1977, S. 425–433 ().

In der Milchstraße finden sich Molekülwolken mit mittlerer Dichte von etwa 100 H2-Molekülen je cm³ hauptsächlich in den Spiralarmen. Einige große Komplexe können dabei Durchmesser von etwa 150 Lichtjahren und Massen von 105 bis 106 Sonnenmassen (M☉) erreichen und werden deswegen auch als Riesenmolekülwolken bezeichnet (engl.: Giant Molecular Cloud oder GMC).J. P. Williams, L. Blitz, C. F. McKee: The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF. In: V. Mannings, A. P. Boss, S. S. Russell (Hrsg.): Protostars and Planets IV. University of Arizona Press, Tucson 2000, S. 97–120.(, ). Es gibt jedoch auch kleinere, relativ isolierte Molekülwolken mit Massen von weniger als hundert Sonnenmassen.Z. B. Dan P. Clemens, Richard Barvainis: A catalog of small, optically selected molecular clouds – Optical, infrared, and millimeter properties. In: Astrophysical Journal Supplement Series. Band 68, 1988, S. 257–286 ().

Beobachtung von Molekülwolken Da molekularer Wasserstoff aufgrund seiner Symmetrie kein elektrisches Dipolmoment hat, hat er bei Temperaturen von 10–20 K, wie sie in Molekülwolken üblich sind, keine beobachtbaren Absorptions- oder Emissionslinien und kann somit nicht beobachtet werden. Stattdessen müssen indirekte Beobachtungsmethoden (engl. Tracer), wie entweder das Vorhandensein von Stellvertretermolekülen oder von Staub genutzt werden. Die häufigsten Methoden sind: Beobachtungen von Kohlenmonoxid Kohlenmonoxid (CO) stellt nicht nur das zweithäufigste Molekül in solchen Wolken dar, sondern hat die Eigenschaft, dass seine Rotationsübergänge – Übergänge von einem Rotationszustand in einen anderen, bei denen Infrarotlicht ausgesandt wird – selbst bei niedrigen Teilchendichten beobachtet werden können. Aus solchen Beobachtungen folgt die Verteilung auf großen Skalen sowie die Menge der CO-Moleküle. Unter der Annahme, dass das Zahlenverhältnis von CO- zu H2-Molekülen konstant ist, kann ein Umrechnungsfaktor zwischen der H2-Dichte und der Intensität bestimmter CO-Spektrallinien bestimmt werden; diesen Umrechnungsfaktor vorausgesetzt, kann aus Messungen an CO die Gesamtstruktur der Molekülwolke rekonstruiert und ihre Masse bestimmt werden. Eine weitere empirische Beziehung besteht zwischen der Ausdehnung der Wolke und der Linienbreite der CO-Linien.Abschnitt 2.1.2. in Bergin & Tafalla 2007; Umrechnungsfaktor A. W. Strong, J. R. Mattox: Gradient model analysis of EGRET diffuse Galactic γ-ray emission. In: Astronomy and Astrophysics. Band 308, S. L21–L24 ().P. M. Solomon, A. R. Rivolo, J. Barrett, A. Yahil: Mass, luminosity, and line width relations of Galactic molecular clouds. In: Astrophysical Journal. Bd. 319 (1987), S. 730–741 (). Beobachtungen der Wellenlängenabhängigkeit der Extinktion Blaues Licht wird stärker an den interstellaren Staubteilchen gestreut als rotes. Dieser Umstand kann genutzt werden, um Extinktionskarten zu erstellen: Hintergrundsterne, die durch eine Molekülwolke scheinen, erscheinen systematisch röter als deren intrinsische Farbe, wenn sich entlang der Sichtlinie mehr Staub befindet, und weniger rot bei geringerem Staubaufkommen. Die Rötung ist direkt proportional zur Menge an interstellarem Staub entlang der Sichtlinie. Dies erlaubt, unter der Annahme eines konstanten Massenverhältnisses von Staub zu molekularem Wasserstoff, Rückschlüsse auf dessen Verteilung und somit auf die Struktur einer Molekülwolke.C. J. Lada, E. A. Lada, D. P. Clemens, J. Bally: Mapping Dust Extinction With IR Cameras. In: Ian S. McLean (Hrsg.): Infrared Astronomy with Arrays: The Next Generation. Astrophysics and Space Science Library, Bd. 190, 1994, ISBN 0-7923-2778-0, S. 17 ff. ().M. Lombardi, J. Alves: Mapping the interstellar dust with near-infrared observations: An optimized multi-band technique. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 377, 2001, S. 1023–1034 (, ). Diese Methode wird hauptsächlich bei Nahinfrarotwellenlängen angewendet. Hier hat sich für Astronomen der 2MASS (Two Micron All Sky Survey) mit Beobachtungen bei 1,2 µm, 1,6 µm und 2,2 µm als wahre Fundgrube erwiesen, da er ihnen erlaubt, sogenannte Extinktionskarten des gesamten Himmels zu erstellen.Dirk Froebrich, Jonathan Rowles: The structure of molecular clouds – II. Column density and mass distributions. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Bd. 406 (2010), S. 1350–1357 (, ). Ferninfrarotbeobachtungen Aufgrund der niedrigen Temperatur von nur rund 10 K liegt die thermische Emission der Staubteilchen in den Molekülwolken bei Wellenlängen von rund 250 µm. In diesem Wellenlängenbereich sind Molekülwolken größtenteils optisch dünn, was einen direkten Rückschluss auf die Menge an Staub entlang der Sichtlinie zulässt. Da dieser Wellenlängenbereich jedoch nicht in einem Atmosphärenfenster liegt, sind Beobachtungen nur über Satelliten, wie z. B. ISO, möglich.Z. B. E. F. van Dishoeck 2004. Das im Jahr 2009 gestartete Satellitenteleskop Herschel bietet den Astronomen bisher unerreichte Auflösung und Sensitivität und hat seither die Art und Weise, wie Astronomen Sternentstehung sehen, revolutioniert.Ph. André u. a.: From filamentary clouds to prestellar cores to the stellar IMF: Initial highlights from the Herschel Gould Belt Survey. In: Astronomy and Astrophysics. Vol. 518, id. L102 (, ).

Molekülwolkenstruktur

+ Einteilung der MolekülwolkenE. A. Bergin, M. Tafalla: Cold Dark Clouds: The Initial Conditions for Star Formation. In: Annual Review of Astronomy & Astrophysics. Bd. 45 (2007), S. 339–396 (, ). Clouds Clumps Cores Masse (M☉) 103–104 50–500 0,5–5 Ausdehnung (pc) 2–15 0,3–3 0,03–0,2 mittlere Dichte n(H2) (cm−3) 50–500 103–104 104–105 Gas Temperatur (K) ≈10 10–20 8–12

Einfache, analytisch lösbare Sternentstehungsmodelle gehen von kugelsymmetrischen Molekülwolken aus. Dies führte zur Vorhersage von deutlich zu hohen Sternentstehungsraten. Für realitätsnähere Computersimulationen der Sternentstehung muss jedoch berücksichtigt werden, dass Molekülwolken eine stark ausgeprägte, filamentäre Struktur haben. Entlang dieser Filamente befinden sich wie Perlen an einer Kette Verdichtungen, die als die Geburtsstätte von Sternen angesehen werden.A. Men'shchikov u. a.: Filamentary structures and compact objects in the Aquila and Polaris clouds observed by Herschel. In: Astronomy and Astrophysics. Vol. 518, id L103 (, ). Der physikalische Hintergrund dieser Struktur ist bis heute nicht vollständig verstanden. Man geht jedoch davon aus, dass ein Zusammenspiel von Gravitation und Turbulenz die Ursache ist. Die Turbulenz sorgt dabei für die lokalen Verdichtungen, aus denen sich im weiteren Verlauf Sterne bilden.Mordecai-Mark Mac Low, Ralf S. Klessen: Control of star formation by supersonic turbulence. In: Reviews of Modern Physics. Bd. 76(1) (2004), S. 125–194 (, ). Eine weitere Ursache für eine lokale Erhöhung der Gasdichte kann der Einfluss massereicher Sterne sein, die durch Sternenwinde das Material zusammenschieben und verdichten.

Üblicherweise definiert man in einer Molekülwolke eine hierarchische Struktur. Obwohl diese Unterteilung vermutlich keinen physikalischen Hintergrund hat und eine Molekülwolke eher eine fraktale Struktur besitzt, ist die Einteilung in Wolke (engl. Cloud), Klumpen (engl. Clump) und Kern (engl. Core) üblich und weit verbreitet. Als Cloud wird dabei die gesamte Struktur bezeichnet, ein Clump ist eine physikalisch zusammenhängende Untergruppe und ein Core ist eine gravitativ gebundene Einheit, die üblicherweise als der direkte Vorgänger eines Protosterns gesehen wird.Abschnitt 2.6., insbes. Tabelle 1, in Bergin & Tafalla 2007.

Erster Kollaps Kollaps von Molekülwolkenkernen mini|Der prästellare Kern Barnard 68

Sterne entstehen aus dichten Molekülwolkenkernen, die in eine Molekülwolke eingebettet sind. Innerhalb einer solchen Molekülwolke wirken verschiedenste Kräfte. Am wichtigsten ist die Gravitation, die durch ihre anziehende Wirkung dafür sorgt, dass sich diese Kerne weiter zusammenziehen. Diesem Kollaps wirkt hauptsächlich die thermische Energie, also die Eigenbewegung der Moleküle, entgegen, die diese nur aufgrund ihrer Temperatur besitzen. Wichtig zur Stabilität können jedoch auch Magnetfelder und/oder Turbulenz sein.

Stabilität und Kollaps