[52] Diese Einteilung entspricht einer charakteristischen Farbverteilung der Galaxien mit einer Gruppe von bläulichen (aktive Sternentstehung) und einer Gruppe von rötlichen (kaum Sternentstehung) Galaxien. Bei der Entstehung eines Sterns ballt sich eine Gas- und Staubwolke zusammen und fängt an, sich immer schneller um sich selbst zu drehen. F irgendwann die Brennstoffvorräte aufgebraucht sind, wird er dunkel und fällt in sich zusammen oder explodiert. Sternentstehung ist ein Schlüsselprozess bei der Entstehung und Entwicklung von Galaxien. λ Was ist unser Sonnensystem und wie ist es entstanden? Die Rötung ist direkt proportional zur Menge an interstellarem Staub entlang der Sichtlinie. Neben der thermischen Strahlung zeigen sich in der SED auch spektrale Eigenheiten des Hüllenmaterials. Sie bewirkt, dass sich die Teilchen gegenseitig anziehen. d Dabei haben sie schon früh entdeckt, dass sich einige Sterne bewegen. Aber warum hat die Sonne überhaupt Planeten? Doch nicht alles Material dieser Wolke wurde im Stern „verbaut“ – etwa ein eine Gaswolke, gravitativ instabil wird und kollabiert. Dort entdeckten sie helle Flecken, die sie „Nebel“ nannten. Dabei verdichtet sich die Wolke in einem einzigen Punkt so lange, bis eine Kernfusion einsetzt. [38] Dabei handelt es sich wohl um Material, das der Jet beim Durchströmen der Hülle mit sich reißt. Im optischen und Nahinfrarot-Wellenlängenbereich unterscheiden sich protostellare Kerne kaum von prästellaren Kernen. Der Großteil der Leuchtkraft wird aus diesem Akkretionsprozess gewonnen. Wenn es nachts besonders dunkel und der Himmel klar ist, gegenseitig an, so behält die Galaxie ihre Form: Eine flache Scheibe, bei der die Sterne in Spiralarmen angeordnet sind und um das Zentrum der Galaxie kreisen. Als Sternentstehung bezeichnet man allgemein jene Entwicklungsstadien, die bei der Bildung eines Hauptreihensterns aus dem kollabierenden Kern einer ausgedehnten Molekülwolke durchlaufen werden. Selbst unsere Galaxie ist keineswegs etwas Besonderes, So zieht sich der frisch gezündete Stern nicht weiter zusammen, sondern formt sich zu Dann kommen Venus, Erde und Mars. [36] Diese werden durch ein Zusammenspiel von Rotation, Magnetfeldern und Akkretion erzeugt. Dabei verdichtet sich die zunächst diffus verteilte interstellare Materie um einen Faktor von etwa 1018 bis 1020. Die häufigsten Methoden sind: 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. sterno; astronomisches Symbol: ) versteht man in der Astronomie einen massereichen, selbstleuchtenden Himmelskörper aus sehr heißem Gas und Plasma, wie zum Beispiel die Sonne. Das Auftreffen der Materie auf den hydrostatischen Kern führt dabei zur Ausbildung von Schockwellen,[26] die schließlich den Kern noch zusätzlich aufheizen. B. CO) für eine effiziente Kühlung von Molekülwolkenkernen, was schließlich zur gravitativen Instabilität und somit zum Kollaps führt. Für den Fall, dass die Gravitationsenergie überwiegt, folgt unweigerlich der Kollaps dieses Kerns. Diese ziehen sich gegenseitig an und umkreisen sich. außen Neptun. [21] Der Kollaps breitet sich dabei von innen nach außen mit Schallgeschwindigkeit 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.[22]. Entlang dieser Filamente befinden sich wie Perlen an einer Kette Verdichtungen, die als die Geburtsstätte von Sternen angesehen werden. In seinem Inneren verschmelzen jeweils zwei Wasserstoffteilchen miteinander – man nennt das Kernfusion. Für O-Sterne kann diese sogenannte H-II-Region einen Durchmesser von rund 100 Lichtjahren haben. Die Lebenserwartung eines Sterns sowie seine Position auf der Hauptreihe haengen von seiner Ma,sse ab. Neben der Wärmestrahlung der protostellaren Wolke ist es auch möglich, die bipolaren Materie-Ausflüsse zu beobachten. Kurz gesagt: Das Universum ist unvorstellbar groß und voller Sterne. Obwohl diese Unterteilung vermutlich keinen physikalischen Hintergrund hat und eine Molekülwolke eher eine fraktale Struktur besitzt, ist die Einteilung in Wolke (engl. Abschnitt 2.1.2. in Bergin & Tafalla 2007; Umrechnungsfaktor A. W. Strong, J. R. Mattox: P. M. Solomon, A. R. Rivolo, J. Barrett, A. Yahil: C. J. Lada, E. A. Lada, D. P. Clemens, J. Bally: Abschnitt 2.6., insbes. Zwei Protosterne, die Material aus demselben Molekülwolkenkern akkretieren, treten zueinander in Konkurrenz und können den Massenzufluss auf den jeweils anderen Protostern stoppen; Jets und Ausflüsse können in andere protostellare Systeme vordringen, und Gezeitenkräfte können als zusätzlicher Störfaktor auftreten. Entwicklung von Sternen (zu denen auch unsere Sonne zählt) befassen. Neben einer zirkumstellaren Scheibe bilden diese Protosterne senkrecht dazu bipolare, stark kollimierte Jets aus. Aber weil Sterne so groß sind, reicht der Brennstoff für lange Zeit. Zuerst Richard B. Larson, Beatrice M. Tinsley: Thomas P. Robitaille, Barbara A. Whitney: https://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Sternentstehung&oldid=207901170, „Creative Commons Attribution/Share Alike“, Dieser Artikel wurde am 27. Für realistische Computersimulationen der Sternentstehung muss jedoch berücksichtigt werden, dass Molekülwolken eine stark ausgeprägte, filamentäre Struktur haben. nächsten Abschnitt „Was ist die Milchstraße?“ springen, Den Abschnitt „Was ist die Milchstraße?“ wiederholen, Zum nächsten Abschnitt „Wie ist das Universum entstanden?“ springen, Den Abschnitt „Wie ist das Universum entstanden?“ wiederholen, Zurück zur Seiteninhaltsnavigation Weil es so milchig-hell aussieht, nennt man es die Milchstraße. Diese sehen im Fernrohr neblig verschwommen aus – und werden deshalb auch „Nebel“ genannt. Zum anderen sind die Kerne so dicht, dass diese Moleküle durch Kollisionen mit Wasserstoffmolekülen zu höheren Zuständen angeregt werden und charakteristische Spektrallinien abstrahlen. Den Moment, in dem die Kernfusion einsetzt, bezeichnet die Entstehung eines neuen Sterns. Ein Beispiel ist der Orionnebel in unserer eigenen Galaxie. Ein Stern mit dreifacher Sonnenmasse leuchtet demnach fast 27-mal (drei mal drei mal drei) so hell wie Sonne. In diesem Kapitel wollen wir uns mit der Entstehung bzw. den Himmel zieht. In der Folge kühlen diese „gescheiterten Sterne“ als Braune Zwerge aus. Wie aber wird aus einer Gaswolke ein Stern? Sterne im frühen Universum konnten sich jedoch nur aus den leichten Elementen formen, die sich kurz nach dem Urknall bildeten. Am Nachthimmel können Diese Grenzmasse legt fest, bei welchen Dichten, Temperaturen und astrochemischen Voraussetzungen eine Ausgangsmasse, z.B. 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 w… Aus einem prästellaren Kern ist 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. Mit dem Start des Spitzer-Weltraumteleskops im Jahre 2003 konnten durch dessen höhere Sensitivität jedoch auch bei kürzeren Wellenlängen (z. Im weiteren Verlauf der Evolution nimmt diese jedoch immer weiter ab, und die Leuchtkraft wird hauptsächlich durch die Eigenkontraktion des Zentralgestirns geliefert. Ein schwacher roter Zwerg entwickelt sich so langsam, dass er 2 00 Milliar- den Jahre braucht, bis er die Hauptreihe ver- laesst; die Sonne wird sie nach etwa 20 Milliar- … Auch die Rotationssignatur der Scheibe kann mit Hilfe diverser Moleküllinienübergänge gesehen werden. Aber auch dieser Die Anziehungskraft der Sonne hält alle diese Himmelskörper zusammen und zwingt sie, wie an einer langen [16], Ein einfaches Mittel zur Stabilitätsanalyse liefert die sogenannte Virial-Analyse. Jahrhunderts konnten großflächige Himmelsdurchmusterungen mittels fotografischer Platten nachweisen, dass diese dunklen Regionen durch interstellare Wolken verursacht werden, die dahinterliegende Sterne verdecken. Sie brauchen dazu mehrere Millionen Jahre. Dort bildet sich eine weitgehend strahlungsdurchlässige Region („opacity gap“) im Inneren des Staubmantels.[32]. Dies sind nur einige Beispiele, wie sich die Sternentstehung in Isolation von Entstehungsprozessen in Clustern unterscheiden kann. M. Nielbock, R. Launhardt, J. Steinacker, A. M. Stutz, Z. Balog: R. Launhardt, A. M. Stutz, A. Schmiedeke, Th. Um dieses Rätsel zu lösen, mussten die 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. wiederholen, Zum nächsten Abschnitt „Was ist ein Stern?“ springen, Zurück zur Seiteninhaltsnavigation springen, Den Abschnitt „Was ist ein Stern?“ wiederholen, Zum nächsten Abschnitt „Was ist unser Sonnensystem und wie ist es entstanden?“ springen, Den Abschnitt „Was ist unser Sonnensystem und wie ist es entstanden?“ wiederholen, Zum Im Zentrum nimmt dabei die Temperatur zu, sie reicht jedoch zunächst nur für die energetisch unerhebliche Fusion primordialen Deuteriums und Lithiums. [54], Bereits in den 1970er Jahren wurde erkannt, dass verformte Galaxien – nach heutigem Verständnis die Ergebnisse der Wechselwirkung mehrerer Galaxien miteinander – eine bläulichere Farbe haben als herkömmliche Galaxien des jeweils gleichen Typs. Vorhauptreihensterne sind mit denselben Methoden beobachtbar wie Protosterne. wir mit dem bloßen Auge viele tausende Sterne sehen. Die zentrale Frage ist dabei, wo und wie effizient in Galaxien Gas in Sterne umgesetzt wird. Die Sterne, Bewohner des Alls ... Unsere Milchstraße ist ihrerseits Mitglied eines Haufens aus Galaxien, der so genannten lokalen Gruppe. Diese Scheibe kann eine Ausdehnung von rund 100 AE haben. Irgendwann wird es so heiß, dass sich im Inneren des Klumpens Wasserstoff in Helium verwandelt. Der Jet frisst somit langsam einen Hohlraum in die protostellare Wolke. Irgendwann ist es ganz innen so heiß, dass die Wasserstoff-Atome anfangen, miteinander zu verschmelzen. Damals war das gesamte Universum mit allem, was wir heute darin sehen, nicht größer als ein Stecknadelkopf – ungeheuer dicht zusammengepresst und sehr heiß. S. 59 f. in McKee & Ostriker 2007; Abschnitt 11.1.2 in Stahler & Palla 2004. Des Weiteren findet sich rund 1 % der Masse in Form von interstellarem Staub (Silikat- oder Graphitteilchen von der Größe 0,1 µm). 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. Das physikalische Kriterium für die Entstehung eines Sterns ist die Jeans-Masse. . Am wichtigsten ist die Gravitation, die durch ihre anziehende Wirkung dafür sorgt, dass sich diese Kerne weiter zusammenziehen. Wie stark dieser Zusammenhang ist, hängt wiederum von der Sternmasse ab. Bei (sub-) mm-Wellenlängen sieht man ebenfalls die thermische Strahlung des Staubs in der Hülle. Henning, O. Krause: M. L. Enoch, J.-E. Lee, P. Harvey, M. M. Dunham und S. Schnee: Abschnitt 11.1.2 in Stahler & Palla 2004. Die Gasteilchen im Inneren der Wolke stehen dadurch unter immer höherem Ein Stern besteht zum größten Teil aus Helium- und Wasserstoffatomen, die sich gegenseitig anziehen. zurückrechnen. Das Licht der Sterne ist so stark, dass wir es von der Erde aus sehen können, obwohl die Sterne viele Billionen Kilometer entfernt sind. 5.2 Entwicklung eines Sterns mit weniger Masse als die Sonne 5.3 Entwicklung unserer Sonne 5.4 Entwicklung eines Sterns mittlerer Masse 5.5 Entwicklung eines supermassereichen Sterns 6. „Mein Vater erklärt mir jeden Sonntag unseren Nachthimmel.“ – oder kurz: M-V-E-M-J-S-U-N. Merkur ist der Planet, der am nächsten an der Sonne [16] Eine weitere Ursache für eine lokale Erhöhung der Gasdichte kann der Einfluss massereicher Sterne sein, die durch Sternenwinde das Material zusammenschieben und verdichten. Sterne mit einer Masse von mehr als 0,5 Sonnenmassen bilden früher oder später eine kompakte Kernzone, deren hohe Fallbeschleunigung Konvektion unterbindet. frei, so dass der Stern zu leuchten beginnt. Das wissen wir nicht, denn weiter als bis zum Urknall können die Wissenschaftler nicht sitzen. In jungen Hauptreihensternen und Vorhauptreihensternen 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. Aber wie ist es entstanden? Während massearme Sterne auch isoliert entstehen können, findet die Bildung massereicherer Sterne vornehmlich in Sternhaufen statt. Danach lebt er so lange weiter, wie er Brennmaterial für diese Kernfusion hat. Während dieses Kollapses wird Gravitationsenergie in thermische Energie umgewandelt und im mm-Wellenlängenbereich abgestrahlt. In der Frühphase mit Temperaturen von einigen 10 K ist das Strahlungsmaximum weit im fernen Infrarot und die Strahlungsintensität steigt somit mit steigender Wellenlänge an (α > 0). Und weil wir mitten in dieser Scheibe leben, sieht sie für uns aus wie ein Streifen, der sich um Üblicherweise definiert man in einer Molekülwolke eine hierarchische Struktur. Erde – und ganz in der Mitte die Sonne. Die Entstehung eines Sterns. Erste Anzeichen für diese Wolken ergaben sich bereits aus Beobachtungen im 18. und 19. [11], Aufgrund der niedrigen Temperatur von nur rund 10 K liegt die thermische Emission der Staubteilchen in den Molekülwolken bei Wellenlängen von rund 250 µm. So führt ein einfacher Blick in den Himmel ganz schnell in Wenn Aber in ihrem Inneren ist es unvorstellbar heiß, viele Millionen Grad Celsius. [46], Die spektrale Energieverteilung von T-Tauri Sternen ist dominiert durch die Schwarzkörperstrahlung des Zentralgestirns. Dabei haben sie eine interessante Beobachtung gemacht: Alle Galaxien im Universum fliegen voneinander weg – und zwar je schneller, umso weiter sie Dadurch wird ein letztes mal sehr viel Energie freigesetzt, so dass die äußeren Schichten des Sterns weggeschleudert werden. In diesem Stadium spricht man nicht mehr von einem Protostern, sondern von einem Vorhauptreihenstern. ALMA) wird es in Zukunft auch möglich sein, durch Planeten verursachte Lücken in protoplanetaren Scheiben direkt zu beobachten. Bisher sind einige Kandidaten für ein solches Objekt entdeckt worden, eine bestätigte Beobachtung ist bis heute jedoch ausgeblieben. In den meisten Fällen entstehen aus einer Wolke gleich mehrere Sterne auf einmal.
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