Die Energie in Form von Hitze und Licht wird in den dunklen, kalten Weltraum gestrahlt. Das Weltall. Seine Strahlung sorgt jedoch für eine graduelle Aufheizung der Molekülwolke von innen heraus. [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]. Wegen der starken Hitze glüht das Gas und leuchtet – wie eine Glühbirne, nur sehr viel heller. Im optischen und Nahinfrarot-Wellenlängenbereich unterscheiden sich protostellare Kerne kaum von prästellaren Kernen. Ist der gesamte Wasserstoff im Kern eines Sterns aufgebraucht- das kann je nach Größe des Sterns zwischen 100 Milliarden Jahren und einer Million Jahren dauern- wirkt die Kernfusion der Gravitation nicht mehr entgegen. Da dieser Prozess in den verschiedenen Himmelsregionen ständig vor sich geht, können wir am Himmel alle Stufen der Sternentwicklung beobachten. Wie lange die „Brennstoff“-Reserven ausreichen, hängt von der Grösse des Sterns ab. Doch nicht alles Material dieser Wolke wurde im Stern „verbaut“ – etwa ein Dort entdeckten sie helle Flecken, die sie „Nebel“ nannten. Ein Stern besteht zum größten Teil aus Helium- und Wasserstoffatomen, die sich gegenseitig anziehen. springen. Das wissen wir nicht, denn weiter als bis zum Urknall können die Wissenschaftler nicht Man spricht deswegen auch von Weak T-Tauri Stars (WTTS) im Gegensatz zu den klassischen T-Tauri-Sternen (engl. Mit steigender Dichte fällt der Ionisationsgrad und die Kopplung wird schwächer, d. h., die Zeitskala, auf der Materie beiderlei Ladung quer zu den Feldlinien in dichtere Gebiete diffundieren kann (Ambipolare Diffusion), nimmt ab. Innerhalb einer solchen Molekülwolke wirken verschiedenste Kräfte. 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. Der Brennstoffvorrat eines jeden Sterns ist begrenzt, jenachdem wieviel Gasmassen sich zu einem Stern verdichten konnten weisen die Sterne sehr unterschiedliche Massen auf. Ein Stern … Erde – und ganz in der Mitte die Sonne. Arbeitsblätter zum Ausdrucken von sofatutor.com Leben eines Sterns 1 Gib an, wie Sterne entstehen. Der Großteil der Leuchtkraft wird aus diesem Akkretionsprozess gewonnen. Je nach Menge an Materie die einem Protostern zur Verfügung steht, entwickelt er sich weiter. Durch die Bindung der ionisierten Materie an das Magnetfeld behindert dieses den Kollaps, wird aber auch umgekehrt von der Materie mitgenommen. Sie fällt jetzt jedoch nicht mehr direkt und isotrop auf ihn ein, sondern wird hauptsächlich über die zirkumstellare Scheibe aufgenommen (weswegen diese oft auch Akkretionsscheibe genannt wird). Der größte Teil dieses Materials wird später durch die Strahlung des Sterns weggeweht. Prinzipiell werden dabei die gleichen Evolutionsstadien durchlaufen (Gravitationskollaps, Bildung einer Scheibe und Jets), jedoch zeitlich nicht so stark differenziert. Durch die verschiedenen Komponenten der Scheibe mit unterschiedlichen Temperaturen kann dieser Strahlungsüberschuss nicht durch einen Schwarzkörper mit einer einzigen Temperatur beschrieben werden.[47]. Während Population-III-Sterne der ersten Generation bisher nicht entdeckt wurden, wurde 2014 der bisher älteste Stern der Population II, mit einem Alter von rund 13,6 Milliarden Jahren, entdeckt (SMSS J031300.36-670839.3, SM0313).[51]. So zieht sich der frisch gezündete Stern nicht weiter zusammen, sondern formt sich zu In der Folge kühlen diese „gescheiterten Sterne“ als Braune Zwerge aus. Dabei verdichtet sich die zunächst diffus verteilte interstellare Materie um einen Faktor von etwa 10 bis 10 . Und schließlich gibt es noch Asteroiden, Kometen und Staubwolken, die auch um die Sonne kreisen. Noch befindet sich jedoch nur rund etwa 1 % der Gesamtmasse des Molekülwolkenkerns im Zentralgestirn. sterno; astronomisches Symbol: ) versteht man in der Astronomie einen massereichen, selbstleuchtenden Himmelskörper aus sehr heißem Gas und Plasma, wie zum Beispiel die Sonne. Diese Metalle spielen in der Sternentstehung eine durchaus wichtige Rolle. Aber auch dieser B. {\displaystyle F_{\lambda }} Du lernst wie sie aus riesigen interstellaren Gas- und Staubwolken entstehen. Entstehung unklar Man ging allerdings davon aus, dass die Drehrichtung eines Sterns stets mit der eines Planetensystems übereinstimmt. Sternentstehung wird manchmal auch durch äußere Einflüsse angeregt. Ist ein Molekülwolkenkern im Gleichgewicht, so balancieren sich (unter Vernachlässigung von Magnetfeldern und Turbulenz) die kinetische Energie der Teilchen und deren potentielle Gravitationsenergie gerade aus. Dabei erfolgt die Kontraktion, sobald die Grenze zur Instabilität einmal überschritten ist, quasi im freien Fall, das heißt die nach innen stürzenden Schichten spüren nur das Gravitationspotential und fallen ungebremst (und damit insbesondere schneller als lokale Schallgeschwindigkeit) in Richtung Zentrum. [16], Ein einfaches Mittel zur Stabilitätsanalyse liefert die sogenannte Virial-Analyse. [35] 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, da die Teilchen, die Drehimpuls aufnehmen, weiter nach außen driften. Natürlich besteht die Milchstraße nicht wirklich aus Milch. Schwerere Elemente als Eisen können nicht in Sternen entstehen – ist der Fusionsprozess zu Eisen also abgeschlossen, bricht die Fusionskette endgültig ab. Dabei haben sie schon früh entdeckt, dass sich einige Sterne bewegen. uns herum über den Himmel zieht. außen Neptun. Die Energie, die dabei verbraucht wird, steht jedoch nicht mehr zur Stabilisierung des Kerns zur Verfügung. Sie erscheint uns immerhin schon als helle Scheibe am Himmel. Tabelle 1, in Bergin & Tafalla 2007. Sterne erscheinen uns wie winzige Lichtpunkte – aber das liegt nur an der großen Entfernung: In Wirklichkeit sind Sterne nämlich riesig. Wenn es nachts besonders dunkel und der Himmel klar ist, 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 λ Den Abschnitt „Wie entstehen Sterne?“ Wir sehen In einer gewaltigen Explosion, die man „Urknall“ nennt, [19][20], Überschreitet ein Molekülwolkenkern seine kritische Masse (d. h. die thermische Bewegung der Teilchen kann der Eigengravitation nichts entgegensetzen), so folgt unweigerlich der Kollaps. 3. Da massereichere Sterne höhere Oberflächentemperaturen von mehreren 10.000 K haben, besteht ihre thermische Strahlung zum Großteil aus UV- und weicher Röntgenstrahlung. Ein Stern besteht vor allem aus Wasserstoff- und Heliumteilchen. Indirekte Hinweise darauf werden bisher bereits in Spektren bei Infrarotwellenlängen gefunden. irgendwann die Brennstoffvorräte aufgebraucht sind, wird er dunkel und fällt in sich zusammen oder explodiert. λ Die Phase, in der der Stern durch den Einfall von Hüllenmaterial stetig an Masse zunimmt, nennt man Hauptakkretionsphase. Sie erlauben Rückschlüsse über Geschwindigkeiten in den Ausflüssen oder aber auch über Anregungsbedingungen (Dichte, Temperatur, …). [23], Im weiteren Verlauf des Kollapses steigt die Dichte weiter an, die Hülle wird für die Strahlung optisch dick und bewirkt somit eine Aufheizung. [4], In der Milchstraße finden sich Molekülwolken mit mittlerer Dichte von etwa 100 H2-Molekülen je cm³ hauptsächlich in den Spiralarmen. Wegen der starken Hitze glüht das Gas und leuchtet wie eine Glühbirne, nur sehr viel heller. Wie aber wird aus einer Gaswolke ein Stern? Sternentstehung ist ein Schlüsselprozess bei der Entstehung und Entwicklung von Galaxien. Das Strahlungsmaximum bei 10 µm ist auf Staub in Form von Silikaten zurückzuführen. Staubpartikel sorgen ebenso wie einige Moleküle (z. Diese „Heizung“ aus dem Sterninneren erzeugt zusätzliche Hitze und einen Gegendruck. sitzen. Entstehung der Elemente - Die erste Generation von Sternen 4. Somit kommen in prästellaren Kernen Moleküle vor, die sich im interstellaren Medium nicht finden. Der Jet frisst somit langsam einen Hohlraum in die protostellare Wolke. log Diese Grenzmasse legt fest, bei welchen Dichten, Temperaturen und astrochemischen Voraussetzungen eine Ausgangsmasse, z.B. 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 alten Griechen dachten, hier hätten die Götter Milch verschüttet und nannten es „Galaxis“ – nach dem griechischen Wort für In der Mitte dieser Kugel entsteht durch die Schwerkraft ein starker Druck, durch den die Atome immer dichter zusammenrücken. unvorstellbare Weiten hinaus. In diesem Wellenlängenbereich sind Molekülwolken größtenteils optisch dünn, was einen direkten Rückschluss auf die Menge an Staub entlang der Sichtlinie zulässt. Dabei entsteht ein Helium-Teilchen und viel Energie. [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. Entwicklung von Sternen (zu denen auch unsere Sonne zählt) befassen. Das Licht der Sterne ist so stark, dass wir es von der Erde aus Dabei haben sie eine interessante Beobachtung gemacht: Alle Galaxien im Universum fliegen voneinander weg – und zwar je schneller, umso weiter sie Induziert von diesem Ereignis können massereiche Sterne entstehen, die ihrerseits nach relativ kurzer Zeit (10 bis 20 Millionen Jahre) ebenfalls als Supernovae in oder nicht weit von der Wolke entfernt explodieren … Mit dem Start des Spitzer-Weltraumteleskops im Jahre 2003 konnten durch dessen höhere Sensitivität jedoch auch bei kürzeren Wellenlängen (z. Steigt die Temperatur in den Zentralbereichen der Molekülwolke über Temperaturen von rund 100 K, beginnen die Moleküle aus der Eishülle um die Staubteilchen auszudampfen und in die Gasphase überzutreten. Das physikalische Kriterium für die Entstehung eines Sterns ist die Jeans-Masse. Genauer betrachtet besitzen die Molekülwolkenkerne jedoch einen von Null verschiedenen Drehimpuls, sodass Staub und Gas nicht ohne Weiteres auf das Zentralgestirn fallen können. Es zeigt sich, dass diese jungen Sterne infolge starker Magnetfelder zu einem Großteil von „Sternflecken“ bedeckt sind. Es zeigt sich jedoch bei kürzeren Wellenlängen die Schwarzkörperstrahlung des Protosterns im Zentrum, der bereits eine Temperatur von einigen 1000 K besitzt. Daneben wird auch ein von der Sonne angestrahlter Planet unseres Sonnensyste… Wenn man die Bewegung der Galaxien weit zurückverfolgt, treffen sich alle zu einem Zeitpunkt vor etwa 14 Milliarden Da dieser Wellenlängenbereich jedoch nicht in einem Atmosphärenfenster liegt, sind Beobachtungen nur über Satelliten, wie z. Dies führt häufig zur Bildung von Doppel- oder Vielfachsternsystemen,[34] oder senkrecht zur Rotationsachse einer zirkumstellaren Scheibe. Üblicherweise wird zur Klassifikation der Spektralindex für Nahinfrarot-Wellenlängen zwischen 2,2 und 10 μm herangezogen. Ein Vorhauptreihenstern bezeichnet einen früheren Protostern, der von nun an seine Leuchtkraft hauptsächlich aus seiner Eigenkontraktion gewinnt.Seine starken Winde verhindern den Einsturz des umliegenden Gases. Die Ionisation und die darauffolgende Rekombination führen zur Emission der Wasserstoffserien, wobei die dominierende Linie die Hα-Linie der Balmerserie mit 656,3 nm ist. Mit dem langsamen Ausdünnen der protoplanetaren Scheibe verschwindet deren Strahlungsanteil fast vollständig und es bleibt die Strahlung des Vorhauptreihensterns. [55], In unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, entsteht rund eine Sonnenmasse an neuen Sternen pro Jahr. Die Masse, die Dichte und der Radius eines Sterns können nicht direkt gemessen, sondern nur aus der Leuchtkraft eines Sterns und dessen Entfernung zur Erde ermittelt werden. Sie brauchen dazu mehrere Millionen Jahre. Am Nachthimmel können sehen wir tausende Sterne als winzige Lichtpunkte über unseren Köpfen funkeln. Monica Rubio hat mit dem Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte tief in einige Riesenmolekülwolken geblickt und dort Sterne unmittelbar nach deren Entstehung beobachtet. wurden beobachtet und ihre Wege verfolgt. Spielen Magnetfelder eine Rolle, so wird die Situation deutlich komplizierter. F Mit neuen Teleskopen (z. S. 59 f. in McKee & Ostriker 2007; Abschnitt 11.1.2 in Stahler & Palla 2004. 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. Very Low Luminosity Objects) und sind Gegenstand aktueller Forschung.[40]. Aber woher kommen die Sterne eigentlich? Auch die Rotationssignatur der Scheibe kann mit Hilfe diverser Moleküllinienübergänge gesehen werden. Nachdem die Erde in unserem ... bis daraus ein massereicher Stern entstand, in dessen Kern Wasserstoffatomkerne zu