Benutzer:As2Wi/Sandkiste:Sternentstehung

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Dies hier ist eine Sandkiste für die Neufassung des Artikels Sternentstehung.

Mit Sternentstehung bezeichnet man allgemein die Entwicklungsstadien, die bei der Bildung eines Hauptreihensterns aus einem kollabierenden Molekülwolkenkern durchlaufen werden. Dazu gehören mehrere Kollapsphasen, die Bildung eines prästellaren Kerns, eines Protosterns und schließlich eines Vor-Hauptreihensterns. Während massearme Sterne auch isoliert entstehen können, findet die Bildung massereicherer Sterne vornehmlich in Sternhaufen statt. Allgemeinere Trends bei der Sternentstehung sind eine Schlüsseleigenschaft von Galaxien und ein zentraler Aspekt der Galaxienentwicklung.

Molekülwolken

→ Hauptartikel: Molekülwolke

Bok-Globule kennzeichnen eine Frühphase der Sternenstehung

Der Snake Nebula, ein Dunkelwolkengebiet 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, kühler Materiewolken, so genannter Molekülwolken. Erste Anzeichen für diese Wolken ergaben sich bereits aus Beobachtungen im 18.-19. Jahrhundert: Caroline Herschel berichtet, ihr Vater 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. Erst zu Beginn des 20. Jahrhunderts konnten großflächige Himmelsdurchmusterungen mittels photographischer Platten nachweisen, dass diese dunklen Regionen durch interstellare Wolken verursacht werden, und somit dahinterliegenden Sterne verdecken. Bok identifizierte schließlich diese Dunkelwolken als Orte der Sternentstehung, wohingegen deren Zusammensetzung weiterhin rein Rätsel blieb.

Heute ist es allgemein bekannt, dass diese Wolken zu rund 70% aus molekularem Wasserstoff (H₂) bestehen (woraus sich auch der Name Molekülwolke ableitet), die von einer Hülle aus neutralem Wasserstoff HI umgeben ist. Neben H₂ finden sich in diesen Wolken noch weitere Moleküle, z.B. Kohlenmonoxid (CO). Desweiteren findet sich rund 1% der Masse in Form von interstellarem Staub (d.h. Silikat- oder Graphitteilchen von der Größe 0.1µm).

In der Milchstraße finden sich Molekülwolken, die mittlere Dichten von n(H₂)≈10² cm^-3 aufweisen, hauptsächlich in den Spiralarmen. Einige große Komplexe können dabei Durchmesser von ≈50 pc und Massen von ≈10^5-6 M_☉ erreichen, und werden deswegen sinngemäß auch als Riesenmolekülwolken bezeichnet (engl.: Giant Molecular Cloud oder GMC). Es gibt jedoch auch kleinere, relativ isolierte Molekülwolken mit Massen von ≤10² M_☉

Beobachtung von Molekülwolken

Da in Molekülwolken mit Temperaturen von nur 10-20 K molekularer Wasserstoff nicht direkt beobachtet werden kann, ist es nur auf indirektem Weg möglich, ihre Struktur zu entschlüsseln. Solche indirekten Beobachtungsmethoden nutzen entweder das Vorhandensein von Stellvertretermolekülen oder von Staub. Die häufigsten Methoden sind:

• Beobachtungen von Kohlenmonoxid (CO): CO stellt nicht nur das zweithäufiste 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 von CO- zu H₂-Molekülen konstant ist, kann ein Umrechnungsfaktor zwischen der H₂-Dichte und der Intensität bestimmter CO-Spektrallinien bestimmt werden; diesen vorausgesetzt, kann man aus Messungen an CO die Gesamtstruktur der Molekülwolke rekonstruieren und ihre Masse bestimmen. Eine weitere empirische Beziehung besteht zwischen der Ausdehnung der Wolke und der Linienbreite der CO-Linien.
• 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 Massenverhältnis von Staub zu molekularem Wasserstoff Rückschlüsse auf dessen Verteilung, und somit auf die Struktur einer Molekülwolke. Diese Methode wird hauptsächlich bei Nahinfrarotwellenlängen angewendet. Hier hat sich für Astronomen der 2MASS (Two Micron All-Sky Survey) mit Beobachtungen bei 1.2µm, 1.6µm und 2.2µm als wahre Goldgrube erwiesen, da er ihnen erlaubt sogenannte Extinktionskarten des gesammten Himmels zu erstellen.
• Ferninfrarotbeobachtungen: Aufgrund der niedrigen Temperatur von nur rund 10 K liegt die thermische Emission der Staubteilchen in den Molekülwolken bei Wellenlängen von rund 250µm. 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, z.B. ISO, möglich. 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.

Molekülwolkenstruktur

Einteilung der Molekülwolken

	Clouds	Clumps	Cores
Masse (M☉)	103-4	50-500	0.5-5
Ausdehnung (pc)	2-15	0.3-3	0.03-0.2
mittlere Dichte n(H2) (cm-3)	50-500	103-4	104-5
Gas Temperatur (K)	≈10	10-20	8-12

Molekülwolken sind keine einfachen Materieklumpen oder gar sphärische Gebilde. Stattdessen besitzen sie eine stark ausgeprägte, filamentäre Struktur. Entlang dieser Filamente befinden sich wie Perlen an einer Kette Verdichtungen, die als die Geburtsstätte von Sternen angesehen werden. 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. Eine weitere Ursache für eine lokale Erhöhung der Gasdichte kann auch 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 wohl keinen physikalischen Hintergrund hat und eine Molekülwolke wohl eher eine fraktale Dimension 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.

Phasen

Kollaps von Molekülwolkenkernen

Der prästellare Kern Barnard 68

Sterne entstehen aus dichten Molekülwolkenkernen, die in eine Molekülwolke eingebettet sind. Innerhalb einer solchen Molekülwolke wirken verschiedenste Kräfte. Hier an dieser Stelle wären vor allem Gravitation zu erwähnen, die durch ihre anziehende Wirkung dafür sorgt, dass sich diese Kerne weiter zusammenziehen. Diesem Kollaps wirkt hauptsächlich die thermische Energie entgegen, d.h. die Eigenbewegung der Moleküle, die diese nur aufgrund ihre Temperatur besitzen. Wichtig zur Stabilität können jedoch auch Magnetfelder und/oder Turbulenz sein.

Stabilität und Kollaps

Ein einfaches Mittel zur Stabilitätsanalyse liefert die sog. Virial-Analyse. Ist ein Molekülwolkenkern im Gleichgewicht, so balancieren sich (unter Vernachlässigung von Magnetfeldern und Turbulenz) die kinetische Energie der Teilchen und deren potentiellen Gravitationsenergie gerade aus. Für den Fall, dass die Gravitationsenergie überwiegt, folgt unweigerlich der Kollaps dieses Kerns. Die Virial-Analyse ist für einen Kern mit homogener Dichte leicht durchzuführen, dient jedoch nur als grobe Abschätzung der Stabilität einer Molekülwolke. Eine reale Wolke benötigt jedoch zur Stabilität einen Druck- und somit einen Dichtegradienten, d.h. der Druck im Inneren muss höher sein als in weiter aussen liegenden Schichten. Wird dies in der Stabilitätsanalyse berücksichtigt, so ist das Kriterium für Stabilität ein Dichteverhältnis zwischen Zentrum und Hülle. Im Grenzfall für kritische Stabilität spricht man dann von einer Bonnor-Ebert-Sphäre, und das Stabilitätskriterium kann umgerechnet werden in eine sogenannte Bonnor-Ebert-Masse, die die Wolke überschreiten muss, damit ein Kollaps einsetzen kann.

Überschreitet ein Molekülwolkenkern seine kritische Masse (d.h. die thermische Bewegung der Teilchen kann der Eigengravitation nichts entgegensetzen), so folgt unweigerlich der Kollaps. Dabei erfolgt die Kontraktion, sobald die Grenze zur Instabilität einmal überschritten ist, quasi im freien Fall, d.h. die nach innen stürzenden Schichten spüren nur das Gravitationspotential und fallen ungebremst (und damit insbesondere schneller als lokale Schallgeschwindigkeit) in Richtung Zentrum. Der Kollaps breitet sich dabei von innen nach außen aus ("Inside-Out Collapse"): Die Region, die kollabiert wird rund um die dichtesten Kernregionen immer größer, und immer mehr des zuvor statischen, dünnen Gases wird in den Kollaps mit einbezogen.

Wie jedoch schon angesprochen, besitzt ein Kern anfänglich eine erhöhte Dichte im Zentrum, weswegen in dieser Region der Kollaps auch schneller abläuft als in der Hülle. Während dieses Kollapses wird Gravitationsenergie in thermische Energie umgewandelt und im mm-Wellenlängenbereich abgestrahlt. Da die äußeren Hüllen jedoch für Strahlung dieser Wellenlängen durchlässig sind, wird die gewonnene Energie durch die Verminderung des Gravitationspotential komplett nach außen abgestrahlt. Deswegen ist diese erste Phase isotherm, d.h. die Temperatur des Kerns ändert sich zunächst nicht.

Spielen Magnetfelder eine wichtige Rolle, so wird die Situation deutlich komplizierter. Plasma kann sich nur entlang der Magnetfeldlinien bewegen, und beeinflusst die Bewegung der umgebenen nichtionisierenden Materie. Damit ergeben sich Richtungen, in die ein Kollaps ungehindert möglich ist (entlang der Feldlinien) und solche, in denen das Magnetfeld dem Kollaps entgegenwirkt (senkrecht zu den Feldlinien) und damit eine weitere Zeitskala ins Spiel bringt: die Rate, mit der Materie quer zu den Feldlinien in dichtere Gebiete diffundieren kann.

Im weiteren Verlauf des Kollapses steigt die Dichte weiter an, die Hülle wird für die Strahlung optisch dick und bewirkt somit eine Aufheizung. Langsam aber sicher führt diese Aufheizung zur Ausbildung eines hydrostatischen Gleichgewichts im Zentrum, welches den Kollaps verlangsamt und schließlich stoppt.

Dieser sogenannte erste Kern, der zum Großteil aus Wasserstoffmolekülen besteht, hat einen Radius, der etwa dem eineinhalbfachen Durchmessers der Jupiterbahn entspricht. Im Zentrum ist der Kollaps nun zunächst gestoppt, die weiter außen liegenden Bereichen der Hülle stürzen jedoch weiterhin im freien Fall auf diesen ersten Kern. Das Auftreffen des Materials auf den hydrostatischen Kern führt dabei zur Ausbildung von Schockwellen, die schließlich den Kerns noch zusätzlich aufheizen. Diese erste Phase der Sternentstehung vom Kollaps bis hin zur Bildung eines hydrostatischen Kerns dauert rund 10000 Jahre, und ist durch die sogenannte Freifallzeit definiert.

Beobachtung von prästellaren Kernen

Prästellare Kerne sind im Großen und Ganzen mit den gleichen Methoden wie Molekülwolken zu beobachten. Zum einen schluckt der in ihnen enthaltene Staub das Licht von Hintergrundsternen, weswegen sie im optischen und nahen Infrarot als sternfreie Gebiete zu sehen sind. Zum anderen strahlen sie auch durch ihre Temperaturen von rund 10K bei (sub-)mm-Wellenlängen, und könnne dort durch die thermische Emission des Staubs gesehen werden.

Ebenso wie Molekülwolken im Allgemeinen werden auch prästellare Kerne mit Hilfe von Moleküllinien beobachtet und nachgewiesen. Im Gegensatz zur Molekülwolke, die hauptsächlich durch CO nachgewiesen wird, macht man sich bei der Beobachtung von Kernen verschiedenste Effekte zu Nutze. Zum einen ist das Zentrum eines Kerns durch dessen Hülle vom interstellaren Strahlungsfeld geschützt. Dies führt dazu, dass in dieser Region chemische Reaktionen vonstatten gehen, die normalerweise durch diese Strahlung verhindert würden. Somit kommen in prästellaren Kernen Moleküle vor, die sich nicht im interstellaren Medium befinden. Zum anderen sind diese Kerne so dicht, dass durch Kollisionen mit Wasserstoffmolekülen höhere Zustände in den Molekülen angeregt sind, was wiederum zum Abstrahlen charakteristischer Linien führt.

Die Chemie innerhalb eines solchen prästellaren Kerns ist auch heute noch Gegenstand aktuellster Forschung, da neben chemischer Reaktionen in der Gasphase auch noch das sogenannte ausfrieren von Molekülen auf Staubteilchen, und die damit verbundene Chemie der Staubteilchen mit berücksichtigt werden muss.

Ebenso unbekannt, und zur Zeit noch immer nicht beobachtet, ist die Übergangsphase von einem prästellaren in einen protostellaren Kern, d.h. die Beobachtung eines ersten Kerns. Bisher sind einige Kandidaten für ein solches Objekt entdeckt worden, eine bestätigte Beobachtung ist bis heute jedoch ausgeblieben .

Protosterne

Die Frühphase der Sternentstehung spielt sich, wie in dieser künstlerischen Darstellung angezeigt, tief eingebettet und im optischen unsichtbar im Inneren des Molekülwolkenkerns ab. Das einstürzende Hüllenmaterial sammelt sich in einer Scheibe um den jungen Protostern. Aus dieser Scheibe bilden sich starke Jets, die sich senkrecht dazu in die umgebende Hülle bohren.

Zweiter Kollaps

Die Aufheizung des sogenannten ersten Kerns dauert nur solange an, bis die Temperatur ausreicht, um die Wasserstoffmoleküle in ihre Einzelatome zu spalten. Die Energie, die dabei verbraucht wird, steht jedoch nicht mehr zur Stabilisierung des Kerns zur Verfügung. Dies führt zu einem zweiten Kollaps, der erst gestoppt wird, wenn sich erneut ein hydrostatisches Gleichgewicht ausbildet. Der zweite Kern besteht jedoch hauptsächlich aus Wasserstoffatomen, und hat etwa eine Ausdehnung vom eineinhalb Sonnenradien. Aus einem prästellaren Kern ist nun schließlich ein Protostern geworden: Ein Stern, der noch an Masse gewinnt und seine Leuchtkraft vor allem aus der Akkretion von außen auf das Objekt fallender Materie bezieht.

Obwohl dieser bereits Protostern mit einer Temperatur von einigen 1000 K strahlt, ist er von außen durch die ihn umgebende dichte Hülle verdeckt. Seine Strahlung sorgt jedoch für eine graduelle Aufheizung der Molekülwolke von innen heraus. In den Inneren Regionen steigt die Temperatur bis über 1500 K, so dass alle heißen Staubteilchen verdampfen. Dort bildet sich eine weitgehend strahlungsdurchlässige Region ("opacity gap") im Inneren des Staubmantels.

Steigt die Temperatur in den Zentralbereichen der Molekülwolke über Temperaturen von rund 100K, dann beginnen die Moleküle aus der Eishülle um die Staubteilchen auszudampfen und in die Gasphase überzutreten. In diesem sogenannten Hot Corino finden durch die erhöhten Temperaturen und hohen Häufigkeit von Molekülen in der Gasphase eine Vielzahl von chemischen Reaktionen statt. Die Vorgänge in diesen Regionen stehen somit im Gegensatz zu denen in den kalten Aussenbereichen der protostellaren Wolke, die von ihren Bedingungen her immer noch den prästellaren Kernen ähneln.

Die weiter außen liegenden Hüllenbereiche, die sich immer noch im freien Fall befinden, regnen weiterhin auf Protostern nieder und sorgen so für einen steten Massenzuwachs. Der Großteil der Leuchtkraft wird aus diesem Akkretionsprozess gewonnen. Noch befinden sich jedoch nur rund etwa 1% der Gesamtmasse des Molekülwolkenkerns im Zentralgestirn. Die Phase, in der der Stern durch den Einfall von Hüllenmaterial stetig an Masse zunimmnt, nennt man Hauptakkretionsphase. Im einfachsten Fall findet dieser Kollaps radialsymmetrisch statt. In der Realität jedoch besitzen die Molekülwolkenkerne einen von Null verschiedenen Drehimpuls, so dass Staub und Gas nicht ohne weiteres auf das Zentralgestirn fallen können.

Zirkumstellare Scheibe und Jets

Ein Kollaps erfordert eine Umverteilung des Drehimpulses. Dies führt häufig zur Bildung von Doppel- oder Vielfachsternsystemen, oder senkrecht zur Rotationsachse einer zirkumstellaren Scheibe. Innerhalb dieser Scheibe ist ein effektiver Transport von Drehimpuls möglich, was einerseits dazu führt dass Partikel Richtung Zentralgestirn wandern, andererseits aber auch zu einer Ausweitung der Scheibe führt (da die Teilchen, die Drehimpuls aufnehmen, weiter nach außen driften). Diese Scheibe kann eine Ausdehnung von rund 100 AE haben.

Der eingebettete Protostern (etwas unterhalb der Bildmitte) emittiert senkrecht zur protostellaren Scheibe einen Jet (rot, wobei hier nur die von uns abgewandte Seite des Jets durch die Wolke verdeckt ist) der bei der Wechselwirkung mit Hüllenmaterial an dessen Ende Keulenartige Schocks ausbildet (gelb).

Neben einer zirkumstellaren Scheibe bilden diese Protosterne senkrecht dazu bipolare, stark kollimierte Jets aus. Diese werden durch ein Zusammenspiel von Rotation, Magnetfeldern und Akkretion erzeugt. Es wird bereits angenommen, dass bereits FHSCs schwache Jets bilden können, die im weiteren Evolutionsverlauf an Stärke zunehmen. Gefüttert werden diese durch Material aus der zirkumstellaren Scheibe. Sie bohren sich dabei mit Überschallgeschwindigkeit in das umgebende Hüllenmaterial, was zur Ausbildung von Schocks führt. Diese Schocks heizen sich stark auf, und dies ermöglicht chemische Reaktionen, die zur Bildung neuer Moleküle führen können. Neben den Jets mit Geschwindigkeiten von einigen 100 km/s gibt es auch langsamere, weniger kollimierte Ausflüsse molekularer Materie mit Geschwindigkeiten von bis zu einigen 10 km/s. Dabei handelt es sich wohl um Material, dass der Jet beim Durchströmen der Hülle mit sich reisst. Der Jet frisst somit langsam einen Hohlraum in die protostellare Wolke. Diese ist zunächst noch sehr schmal, mit Öffnungswinkeln von nur einigen Grad, weitet sich jedoch mit fortschreitender Zeit immer weiter aus und sorgt für die Zerstreuung und Ausdünnung der Hülle in Richtung der Ausflüsse.

Der Protostern selbst akkretiert weiter Materie. Dieses fällt nun jedoch nicht mehr direkt auf ihn ein, sondern wird hauptsächlich über die zirkumstellare Scheibe aufgenommen (weswegen diese oft auch Akkretionsscheibe genannt wird). Der Zufluss auf das Zentralgestirn ist dabei jedoch nicht isotrop, sondern über Materieströme von der Scheibe auf die Oberfläche des Protosterns.

Beobachtung von Protosternen

Beobachtet man protostellare Kerne im optischen und Nahinfrarot-Wellenlängenbereich, so unterscheiden sich diese kaum von prästellaren Kernen. Die dichte Hülle verschluckt das Licht dahinterliegender Sterne, weswegen sie am Himmel ebenfalls als dunkle Regionen erkennbar sind. Bei (sub-)mm Wellenlängen sieht man ebenfalls die thermische Strahlung des Staubs in der Hülle.

Unterschiede zeigen sich bei Beobachtungen in den dazwischen liegenden Wellenlängen, da die Hülle bei diesen Wellenlängen durchsichtig wird. Da diese Beobachtungen im mittleren und fernen Infrarot aufgrund der Atmosphäre nicht von der Erdoberfläche aus möglich waren, konnte erst mit Hilfe von Satellitenmissionen und voranschreitender Detektor-Technologie diese Lücke geschlossen werden.

Wichtigstes Instrument zur Beobachtung dieser Frühphasen der Sternentstehung war die Satellitenmission IRAS, die den ganzen Himmel systematisch mit Breitbandfiltern mit zentralen Wellenlängen 12µm, 25µm, 60µm und 100µm untersuchte. Klasse 0 Protosterne konnten dabei meist, abhängig von der Entfernung des Objekts, nur in den längeren Wellenlängen detektiert werden, da diese noch zu kalt sind um stark bei Wellenlängen von nur einigen 10µm zu strahlen. Mit dem Start des Spitzer-Weltraumteleskops im Jahre 2003 konnten durch dessen höhere Sensitivität jedoch auch bei kürzeren Wellenlängen (z.B. 24μm) eine Reihe von Klasse 0 Protosternen in Molekülwolken entdeckt werden, die man bisher für sternenlos gehalten hatte. Diese Objekte bilden die neue Klasse der sogenannten VeLLOs (engl. Very Low Luminosity Objects) und sind Thema aktueller Forschung.

Neben der Wärmestrahlung der protostellaren Wolke ist es auch möglich, die bipolaren Materie-Ausflüsse zu beobachten. Hierzu beobachtet man häufig Moleküllinienübergänge von CO (und dessen Isotope). Diese erlauben Rückschlüsse über Geschwindigkeiten in den Ausflüssen, oder aber auch über Anregungsbedingungen (Dichte, Temperatur, ...). Andere Moleküle, die z.B. nur in den extremen Umweltbedingungen von Jets gebildet werden können, werden auch häufig verwendet um die Natur von Jets zu erforschen. Auch die Rotationssignatur der Scheibe kann mit Hilfe diverser Moleküllinienübergänge gesehen werden. Die geringe Ausdehnung dieser Scheiben erschwert jedoch eine räumliche Auflösung, weswegen oft interferometrsiche Aufnahmen nötig sind.

Spektrale Klassifikation

Sterne werden während ihrer Entstehungsphase über die spektrale Energieverteilung charakerisiert und klassifiziert. Die SED von Klasse 0-Protosternen ähnelt in ihrer Form der eines kalten Schwarzkörpers mit einer Temperatur von nur rund 20-30K. Im Zentrum hat sich zwar bereits ein Protostern gebildet, dessen Strahlung wird jedoch durch die dichte Hülle komplett absorbiert und sorgt für dessen Aufheizung.

Die SED von Klasse I Protosternen wird immer noch durch die thermische Strahlung der kalten Staubhülle dominiert. Es zeigt sich jedoch bei kürzeren Wellenlängen die Schwarzkörperstrahlung des Protosterns im Zentrum, der bereits eine Temperatur von einigen 1000 K besitzt. Neben der thermischen Strahlung zeigen sich in der SED auch spektrale Eigenheiten des Hüllenmaterials. Das Strahlungsmaximum bei 10µm ist auf Staub in Form von Silikaten zurückzuführen.

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  SED eines Protosterns der Klasse 0.
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  SED eines Protosterns der Klasse I.

Vorhauptreihensterne

Protoplanetare Scheiben um junge Sterne in M42

Künstlerische Darstellung einer protoplanetaren Scheibe um einen jungen Stern.

In der Frühphase der Sternentstehung bezieht der Protostern einen Großteil der Leuchtkraft aus der Akkretion von Material aus der Hülle. Im weiteren Verlauf der Evolution nimmt diese jedoch immer weiter ab, und die Leuchtkraft wird hauptsächlich durch die Eigenkontraktion des Zentralgestirns geliefert. In diesem Stadium spricht man nun nicht mehr von einem Protostern, sondern bezeichnet ein solches Objekt nun als Vorhauptreihenstern.

T-Tauri-Sterne und Herbig Ae/Be-Sterne

Die astronomische Nomenklatur für Sterne in diesem Stadium richtet sich nach der Masse: Bei einer Masse von weniger als 2 Sonnenmassen spricht man von T-Tauri-Sternen, bei massereicheren Sterne mit bis zu 8 Sonnenmassen von Herbig Ae/Be-Sternen.

Bei T-Tauri-Sternen ist die Hülle bereits soweit ausgedünnt, dass sie jetzt einen direkten Blick auf das Zentralgestirn und die umgebende Scheibe erlaubt. Es zeigt sich, dass diese jungen Sterne infolge starker Magnetfelder zu einem Großteil von "Sternflecken" bedeckt sind. Desweiteren besitzen T-Tauri-Sterne starke Winde.

Die Scheibe um T-Tauri-Sterne wird häufig auch, da sich aus ihr Planeten entwickeln werden, als protoplanetare Scheibe bezeichnet. Diese Scheibe hat radial eine nach außen hin aufgeweitete Struktur. Im inneren Bereich ist die Temperatur hoch genug, um Staubteilchen zu sublimieren. In den Außenbereichen kann man die Scheibe vertikal in mehrere Schichten unterteilen. Die äußerste davon ist die Photonen-dominierte Schicht, wo Strahlung des Zentralgestirns und interstellares Strahlungsfeld direkt auftreffen. Da die Scheibe jedoch optisch dick ist, sind weiter tiefer liegende Schichten gut abgeschirmt. Die Temperatur sinkt somit graduell zur Mittelebene hin ab, wo schließlich die Bedingungen für das Ausfrieren von Molekülen erreicht werden. Staubteilchen sinken Aufgrund ihrer Masse auch zu dieser Mitteleben hin ab und können dort zu größeren Komplexen koagulieren, die schließlich in die Enstehung von Planeten münden.

Die genauen Umstände die zur Bildung von Planeten führen, sind noch immer nicht vollständig verstanden. Simulationen zeigen dass interstellare Staubteilchen zwar koagulieren können, es jedoch auch verschiedenste Prozesse gibt (Abprallen, Zersplitterung) die ein Anwachsen auf Millimeter-Größe verhindern. Die aktuelle Forschung versucht, diese Barriere mit immer genaueren Simulationen zu durchbrechen. Haben sich erst einmal Klumpen mit einigen Metern Durchmesser gebildet, so führt schließlich gravitativer Kollaps zur Bildung von Planeten in der Scheibe. Dieser sorgt dabei für eine Lücke in der protoplanetaren Scheibe, da er wie ein Staubsauger die Staubteilchen entlang seiner Umlaufbahn aufsammelt.

Anfangs haben T-Tauri Sterne eine Scheibe, die rund 0.5% der Masse des Zentralgestirns besitzt. Durch diese Scheibe werden pro Jahr nur noch etwa 10^-7-10^-9 Sonnenmassen akkretiert. Untersuchungen haben gezeigt, dass im Laufe von nur rund 2 Millionen Jahren verschiedenste Prozesse (Akkretion, Jets, Photoevaporation, ...) für eine Auflösung der Gas-Scheibe sorgen. Haben T-Tauri Sterne anfangs noch starke Emissionslinien, so nimmt deren Intensität im Zuge der langsamen Auflösung der protoplanetaren Scheibe kontinuierlich ab. Man spricht deswegen auch von Weak T-Tauri Stars (WTTS) im Gegensatz zu den klassischen T-Tauri-Sternen (engl. classical T-Tauri Star CTTS). Mit abnehmender Gasmasse in der Scheibe sinkt auch die Jet-Aktivität.

Durch die optisch dünne Hülle scheinen T-Tauri-Sterne nun so hell, dass sie nun auch erstmals im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) auftauchen. Dort sind sie über der Hauptreihe zu finden, und wandern zunächst fast senkrecht nach unten (d.h. bei gleichbleibender Oberflächentemperatur verringert sich durch die Kontraktion das Volumen und somit auch die Leuchtkraft). Im Zentrum der Sterne hingegen nimmt die Temperatur stetig zu, ist jedoch noch nicht hoch genug um für Kernfusionsprozesse die nötige Aktivierungsenergie zu liefern. Zunächst ist der Stern optisch dick, so dass die im inneren freigesetzte Gravitationsenergie nur durch Konvektion nach außen gelangen kann. Sterne mit einer Masse von mehr als 0.5 Sonnenmassen bilden früher oder später im Kern eine Zone, in der Energie am effektivsten über Strahlungsprozesse transportiert werden kann, und nur noch die Hülle ist konvektiv. Damit einher geht eine Aufheizung der Hülle, und der Vorhauptreihenstern schwenkt im HRD auf einen fast waagrechten Evolutionspfad. Ist schließlich die Kerntemperatur hoch genug für die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium, so hat ein Stern schließlich die Hauptreihe erreicht. Sterne mit einer Masse von weniger als 0.5 Sonnenmassen bleiben bis zum Erreichen der Hauptreihe vollkonvektiv. In Sternen mit weniger als 0.08 Sonnenmassen (in etwa 80 Jupitermassen) hingegen erreichen nie Kerntemperaturen um in großem Maße Energie aus Fusionsprozessen zu beziehen. Man bezeichnet diese Objekte als braune Zwerge, oder auch als gescheiterte Sterne.

Beobachtung von Vor-Hauptreihensternen

Vor-Hauptreihensterne sind mit denselben Methoden beobachtbar wie Protosterne. Desweiteren besteht aber auch die Möglichkeit, die protoplanetare Scheibe durch Streulicht zu beobachten. Die Physik der Streuprozesse erlaubt dabei Rückschlüsse auf die Art der streuenden Staubteilchen.

Mit neuen Teleskopen (z.B. ALMA) wird es in Zukunft auch möglich sein, durch Planeten verursachte Lücken in protoplanetaren Scheiben direkt zu beobachten. Indirekte Hinweise darauf werden bisher bereits in Spektren bei Infrarotwellenlängen gefunden. In jungen Hauptreihensternen und Vor-Hauptreihensternen der Klasse III, in denen sich das Gas in der Scheibe quasi komplett verflüchtigt hat und sogenannte Debris-Disks übrig sind, ist es möglich, Planeten direkt zu beobachten.

Spektrale Klassifikation

Die spektrale Energieverteilung von T-Tauri Sternen ist dominiert durch die Schwarzkörperstrahlung des Zentralgestirns. Die protoplanetare Scheibe sorgt jedoch für einen Überschuss an Strahlung im mittleren und fernen Infrarot. Durch die verschiedenen Komponenten der Scheibe mit unterschiedlichen Temperaturen kann dieser Strahlungsüberschuss nicht durch einen Schwarzkörper mit einer einzigen Temperatur beschrieben werden.

Mit dem langsamen Ausdünnen der protoplanetaren Scheibe verschwindet auch deren Strahlungsanteil fast vollständig, und es bleibt die Strahlung des Vor-Hauptreihensterns. In manchen Systemen findet man jedoch noch einen kleinen Strahlungsexzess, der üblicherweise auf Debris-Disks hindeutet.

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  SED eines Protosterns der Klasse II
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  SED eines Protosterns der Klasse III

Sternentstehung in Clustern

Sternentstehung im Carinanebel

Während Sterne mit niedriger Masse auch in Isolation enstehen können, so formen sich massereichere Sterne nur in sogenannten Clustern, die aus größeren Molekülwolken enststehen. In solchen Sternhaufen können verschiedenen Prozesse zu Abwandlungen vom klassischen Paradigma der Sternenstehung führen. Zwei Protosterne, die Material aus dem selben Molekülwolkenkern akkretieren, treten zueinander in Konkurrenz und können den Massenzufluss auf den jeweilig anderen Protostern stoppen; Jets und Ausflüsse können in andere protostellare Systeme vordringen, und Gezeitenkräfte können als zusätzlicher Störfaktor auftreten. Dies sind nur einige Beispiele, wie sich die Sternentstehung in Isolation von Entstehungsprozessen in Clustern unterscheiden kann.

Ein weiterer Faktor, der diese beiden Schemata der Sternentstehung (Isolation vs. Cluster) voneinander unterscheidet, ist das Auftreten von massereicheren Sternen in Clustern. Im Gegensatz zur Entstehung von Sternen wie unserer Sonne, die nach rund 10 Millionen Jahren abgeschlossen ist, bilden sich massereiche Sterne mit Massen von mehr als 8 Sonnenmassen in wesentlich kürzerer Zeit. Prinzipiell werden dabei die gleichen Evolutionsstadien durchlaufen (Gravitationskollaps, Bildung einer Scheibe und Jets), jedoch zeitlich nicht so stark differenziert. Während im Zentrum bereits die Kernfusionsprozesse beginnen, ist der Stern immer noch von einer dichten Staubhülle verdeckt. Dies wirkt sich vor allem auf die Beobachtbarkeit massereicher Vor-Hauptreihensterne aus, die somit hauptsächlich bei Infrarot- und längerene Wellenlängen beobachtet werden können.

Da massereichere Sterne höhere Oberflächentemperaturen von mehreren 10000 K haben, besteht ihre thermische Strahlung zum Großteil aus UV- und weicher Röntgenstrahlung. Der Strahlungsdruck kann dabei so groß werden, dass er eine weitere Akkretion verhindert. Weiterhin ist diese Strahlung in der Lage, neutrale Wasserstoffatome in der Hülle zu ionisieren. Für O-Sterne kann diese sogenannte H-II-Region einen Durchmesser von rund 100 Lichtjahren haben. Die Ionisation und darauffolgende Rekombination führen zur Emission der Wasserstoffserien, wobei die dominierende Linie die Hα-Linie der Balmerserie mit 656,3nm ist.

Ebenso schnell wie diese massereichen Sterne entstanden sind, ist ihr nuklearer Brennstoff aufgebraucht; die Sterne enden schließlich als Supernovae. Dabei werden explosionsartig durch Kernfusion entstandenen Elemente an das interstellare Medium abgegeben. Von ihnen ausgehende Druckwellen können für lokale Verdichtungen der umgebenden Molekülwolke führen, die dadurch gravitativ instabil werden und ihrerseits wiederum neue Sterne bilden.

Sternpopulationen

Die vorangehenden Abschnitte schildern die am besten verstandenen Sternentstehungsvorgänge: die Sternentstehung im heutigen Universum. In der Frühzeit der kosmischen Geschichte lagen allerdings deutlich andere Bedingungen vor, und dies erfordert andere Modelle der Sternentstehung: Sterne beziehen beim Erreichen der Hauptreihe ihre Energie quasi ausschließlich aus Kernfusionsprozessen. Dies führt schließlich zur Entstehung von Helium, Kohlenstoff und weiterer schwererer Elemente bis hin zu Eisen. Über Sternenwinde oder durch gewaltige Supernova-Explosionen gelangen diese Elemente schließlich in das interstellare Medium, und reichern dieses mit Metallen an (wobei in der Astronomie gemeinhin alle Elemente außer Wasserstoff und Helium als Metalle bezeichnet werden). Diese Metalle spielen in der Sternentstehung eine durchaus wichtige Rolle. Staubpartikel sorgen ebenso wie einige Moleküle (z.B. CO) für eine effiziente Kühlung von Molekülwolkenkernen, was schließlich zur gravitativen Instabilität und somit zum Kollaps führt.

Sterne im frühen Universum konnten sich jedoch nur aus den leichten Elementen formen, die sich kurz nach dem Urknall bildeten. Die Sternentstehungsprozesse müssen sich deswegen fundamental von unserem Verständnis von Sternentstehung in der heutigen Zeit unterscheiden. Ein möglicher Mechanismus ist die massenweise Entstehung von hunderten bis Millionen von Sternen in Haufen, in denen Gezeitenkräfte und komplexe Wechselwirkungen zwischen den Haufenmitgliedern eine wichtige Rolle spielen. Die metallarmen Sterne, die sich dabei bilden, sogenannt Population III-Sterne, dürften wesentlich schwerer und somit auch heißer geworden sein als Sterne heutzutage.

Die Nachfolgegeneration von Sternen, die sogenannte Sternpopulation II, hatte schon eine Anreicherung an Metallen im astronomischen Sinne – Elementen schwerer als Helium –, die zwar nicht die Häufigkeitsverhältnisse bei Sternen wie unserer Sonne erreichte (die zur sogenannten Population I gehört), aber bereits ein deutlich schnelleres Abkühlen der betreffenden Molekühlwolken ermöglichte, so dass sich bevorzugt Sterne mit niedrigerer Masse als unsere Sonne bilden konnten. Während Sterne der Population III bis heute noch nicht beobachtet wurden, befinden sich im Halo unserer Milchstraße, einer Gegend mit relativ niedriger Sternentstehungsrate, metallarme Population II-Sterne. In der Scheibe der Milchstraße selbst befinden sich hingegen hauptsächlich Population I-Sterne.

Sternentstehung in Galaxien

Sternentstehung ist ein Schlüsselprozess bei der Entstehung und Entwicklung von Galaxien. Die zentrale Frage ist dabei, wo und wie effizient Gas in Galaxien in Sterne umgesetzt wird.

Galaxien lassen sich einteilen in solche, die noch in größerem Umfang neue Sterne bilden und solche, in denen die Sternentstehungsaktivität weitgehend zum Erliegen gekommen ist. Diese Einteilung entspricht eine charakteristische Farbverteilung der Galaxien mit einer Gruppe von bläulichen (aktive Sternentstehung) und einer Gruppe von rötlichen (kaum Sternentstehung) Galaxien. Die Entwicklungstrends dieser beiden Galaxientypen sind eine Schlüsselbeobachtung der Galaxienentwicklung: Die Anzahl der sternbildenden Galaxien bleibt dabei pro betrachtetem (expandierenden) kosmischen Volumen weitgehend gleich, während die Anzahl der "toten" Galaxien im Laufe der letzten rund 10 Milliarden Jahre stetig zugenommen hat.

Bereits in den 1970er Jahren wurde deutlich, dass verformte Galaxien – nach heutigem Verständnis die Ergebnisse der Wechselwirkung mehrerer Galaxien miteinander – eine bläulichere Farbe haben als herkömmliche Galaxien des jeweils gleichen Typs. Der Vergleich mit Modellen zeigte, dass die Eigenschaften solcher Galaxien auf vergleichsweise kurze, nämlich nur einige zehn Millionen Jahre andauernde Phasen intensiver Sternentstehung hinweisen. Solche Galaxien heißen (auch im deutschen) Starburst-Galaxien.

In unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, entsteht rund eine Sonnenmasse an neuen Sternen pro Jahr.

Literatur

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