KZO Wetzikon Sternentstehung Astronomiefreifach HS 2001/2002 Stefan Leuthold

KZO Wetzikon

Sternentstehung

Astronomiefreifach HS 2001/2002

Stefan Leuthold

Astronomie. Sternentstehung. Folie Nr. 2

Interstellare Materie Vor allem

Wasserstoff Gas (H, H2,

H+, H–) und Staub

Sehr dünn, macht aber meiste Massedes Kosmos aus

Astronomie. Sternentstehung. Folie Nr. 3

Gaswolken Durch UV-Strahlung auf-

geheizte Gaswolken leuchten(haben ein Emissions-spektrum).

Kühle Gaswolken leuchtennicht, da alle Atome im Grundzustand sind (Elektronim H-Atom auf der erstenSchale).

UVUV

Astronomie. Sternentstehung. Folie Nr. 4

Gaswolken |2 Aufheizung durch UV-Strahlung

10-12

10-1010-1210-14 10-8 10-6 10-4 10-2 1 102 104 106 108 1010

10-1610-14 10-18 10-18 10-20 10-22 10-24 10-26 10-28 10-30 10-32 10-34

Sichtbar

Radio

Mikrow

elle

Infrarot

Ultra

violett

Rönten

Gam

ma

Strahle

n

Wellenlänge des Photons/m

Energie eines Photons/J

~ h · v ·

Astronomie. Sternentstehung. Folie Nr. 5

Gaswolken |3Kalte dunkle Gaswolken können trotzdem gefunden und untersucht werden:

Etwa alle 11 Mio. Jahre kehrt ein H-Atom seinen Elektronenspin, wobei es in einen Grundzustand übergeht, der von seinem ursprünglichen Zustand bei -13,6 eV um 6 eV abweicht.

Dabei emittiert das H-Atom ein Energiepaket im Radiowellenbereich mit der Wellenlänge 21cm. Diese Welle wird detektiert und ihre Intensität untersucht.

Astronomie. Sternentstehung. Folie Nr. 6

Interstellarer Staub Staub zwischen den Sternen besteht aus

Silikaten und Eis: H20, CH4, NH3, CO2, und Kombinationen aus den anderen häufigsten Elementen N, C, H, O, S, Si.

Interstellarer Staub ist «feiner» als Erdstaub.

Kern ≈ 0,05 m ø, Silikate, Eisen und/oder Graphit

Mantel ≈ 0,5 mm, CO2, H20, CH4, NH3 (Eis)

Oberfläche zum Teil organische Moleküle

Astronomie. Sternentstehung. Folie Nr. 7

Gas- und Staubformationen

Staub und Gas bilden Wolken wegen Gravitationskräften.

Molekülwolke := Gas- und Staubwolke mit einer Masse zwischen 100 und 1 Mio. Sonnenmassen, einem Durchmesser von 15 bis 60 parsec und einer Temperatur bis zu 10 K. Bis zu 60 verschiedene Moleküle/Atome.

Astronomie. Sternentstehung. Folie Nr. 8

Nebel Eine Gas- und Staubformation nennt man auch

Nebel.

Eine Wolke, welche selber leuchtet, heisst Emissionsnebel.

Eine Wolke, welche nur Licht wiederspiegelt, heisst Reflexionsnebel.

Planetarische Nebel haben gewisse Eigenschaften, so dass einmal ein Planet aus ihnen entstehen könnte.

Reflektiertes Licht erscheint bläulich. (Reflexionsnebel)

Emittiertes Licht erscheint oft rötlich.

An manchen Stellen ist der Nebel so dick, dass er alles Licht absorbiert und schwarz erscheint.

Astronomie. Sternentstehung. Folie Nr. 10

Lichtdurchgang durch Nebel Warum ein Nebel bläulich oder rötlich erscheint:

Das blaue Licht wird an den vorhandenen Atomen/Molekülen stärker gestreut, deshalb kommen mehr Wellenlängen aus dem roten Bereich durch (ähnlich: Himmelsblau).

Transmittiertes Licht

Reflektiertes Licht

Stern, der Nebel leuchten lässt

Reflexionsnebel

Emissionsnebel

Orionnebel (Ausschnitt)

NGC 7293

Betrug durch Photos: Unechte Farben. Trifid Nebel.

Protoplanetarische Nebel in Orion

Astronomie. Sternentstehung. Folie Nr. 16

Rolle von interstellarem Staub Interstellarer Staub «sammelt» verschiedene

Moleküle und Atome, welche hängen bleiben – und dadurch grössere Verbände formen können.

Da UV-Strahlung an der Oberfläche des Staubs absorbiert wird, kommt nur wenig Energie ins Innere des Staubes: Dort können komplexere Moleküle entstehen.

Ist genügend Staub an einem Ort im Universum, kann die Gravitation so stark werden, dass sich aus der Wolke ein Klumpen bildet.

Astronomie. Sternentstehung. Folie Nr. 17

Herkunft der Nebel Atome und Moleküle, welche in Nebeln zu finden

sind, müssen irgendwann in Sternen entstanden sein. Wahrscheinlich stammen sie aus «Explosionen», bei welchen Teile der Sternatmosphären weggeblasen worden sind.

Fortgeschleuderte Sternhülle im «Schwan»

Katzenaugennebel

Astronomie. Sternentstehung. Folie Nr. 20

Sterngeburt Interstellare Materie: T ≈ 10 K, interstellarer

Wasserstoff ≈ 100 K, ≈ 1 bis 100 Atome/cm3

Ab M > 500 MSonne Kontraktion der Wolke

Gravitation

Druck

Astronomie. Sternentstehung. Folie Nr. 21

Sterngeburt |2 Es braucht wesentlich mehr Materie, um eine

Wolke zu kontrahieren, als grosse Sterne nachher enthalten (typischerweise ≈ 100 MSonne).

Grosse Wolken kontrahieren zu ganzen Sternentstehungsgebieten.

Oft helfen erst Schockwellen, welche sich durch Nebel ausbreiten, dass an einem Ort per Zufall genügend Materie ist, um ein Sternentstehungsgebiet zu bilden durch Kontraktion.

NGC 6188 (Molekulare Staubwolke mit heissen jungen OB-Sternen)

Rosettennebel

Adlernebel (Ausschnitt)

Sternentstehungsgebiet

Astronomie. Sternentstehung. Folie Nr. 26

Sterngeburt |3 Eine kollabierende Wolke dreht sich von Anfang

an, und wenn sie zusammenfällt und sich im Innern Sterne und evtl. Planeten bilden, bleibt der Drehimpuls erhalten. Deshalb umkreisen die Planeten die Sonne alle in der gleichen Richtung.

Astronomie. Sternentstehung. Folie Nr. 27

Sterngeburt |4 Wenn genügend potentielle Graviationsenergie

in kinetische Energie (entspricht Temperaturanstieg) im Innern umgewandelt worden ist, sind die Bedingungen geschaffen, dass Kernfusion eintritt: Der Stern beginnt zu brennen.

Temperatur noch zu gering, als dass von Auge sichtbar, aber Infrarot kann gemessen werden.

Sonneninneres: > 15 Mio. K, > Mia. bar

61H+ 4He++ + 2e+ + 2 + 2 + 21H+

Astronomie. Sternentstehung. Folie Nr. 28

Astronomie ist schön.

Credits: Die meisten PowerPoint Graphiken sind zusammengestohlen von der Swinburne University (http://astronomy.swin.edu.au/)Die Fotos sind aus Büchern und dem Internet gestohlen.