DunkelwolkenFrostige Kinderstuben der Sterne

Markus NielbockMax-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg

Die Milchstraße

optische Aufnahme

Gebiete aktueller SternentstehungM 17 – OmeganebelEntfernung: 2.1 kpc (7000 Lj)Sternbild: Schütze

Infrarot-AufnahmeESO/VLT (Hoffmeister et al. 2008)

Isolierte Dunkelwolken (Globulen)

B68

B71

B69B70

B73

B74

B72

Barnard 68 - Dichteverteilung• sternloser Wolkenkern

• Entfernung: 150 pc (500 Lj)

• Masse: 3 M

• Größe: 0.2 pc (40 000 AE)

• gravitativer Kollaps?

Alves et al. (2001)

Nah-Infrarot-Extinktion

Dichte in der AstrophysikGewöhnlich beschreibt die Dichte ρ, wie viel Masse pro Raumelement vorhanden ist.Wasser hat eine Dichte von ca. 1 kg pro Liter (Kubikdezimeter).Umgerechnet in eine Teilchendichte n sind das 3,3∙1025 Wassermoleküle pro Liter oder3,3∙1022 Wassermoleküle pro Kubikzentimeter (cm3).

Säulendichte = TeilchenanzahlFlächenelement

Will man die Menge von Teilchen entlang einer Sichtlinie beschreiben (z. B. durch eineNebelbank), kann man das mittels der Säulendichte N. Sie ist mit der Volumendichteüber die Geometrie des Objekts verknüpft.

ρ,n bleiben unverändert, N verdoppelt sich.

Die Säulendichte N ist leicht aus der Extinktion zu bestimmen.Da die Form des untersuchten Objekts zunächst unbekannt ist,erfordert die Bestimmung von n Annahmen.

So zeigt eine Kugel miteinheitlichem n eine radialeVariation von N.

Kollaps einer GlobuleÜberwiegt die Gravitation gegenüber dem inneren Druck, kollabiert die Globule.Damit beginnt die Entwicklung zu einem Stern.

James H. Jeans*1877 Ormskirk1946 Dorking

Jeans-Kriterium: 𝑀 𝐽 √𝑇 3

𝜌𝑐𝑆3

√𝑛Ist die Masse des Fragments größer als MJ, so kollabiert es, und zwarin einem Maßstab, der Freifallzeit genannt wird (einige 100000 Jahre).

Fragment kollabiert heizt sich auf dehnt sich aus

Eine komprimierte Gaskugel (höhere Dichte ρ) heizt sich auf (Luftpumpeneffekt).Dadurch erhöht sich der Gasdruck.Ist die Dichte zu gering, stoppt der Kollaps und kehrt sich um.

Þ Aufheizung muss verhindert werden: Kühlung

Kollaps eines Wolkenfragments

James H. Jeans*1877 Ormskirk1946 Dorking

Jeans-Kriterium: 𝑀 𝐽 √𝑇 3

𝜌𝑐𝑆3

√𝑛Ist die Masse des Fragments größer als MJ, so kollabiert es, und zwarin einem Maßstab, der Freifallzeit genannt wird (einige 100000 Jahre).

Fragment kollabiert

Kühlungsprozesse (Energie wird dem System entzogen):• Infrarotstrahlung• Linienstrahlung des Gases nach Stoßanregung C O

Überwiegt die Gravitation gegenüber dem inneren Druck, kollabiert die Globule.Damit beginnt die Entwicklung zu einem Stern.

EPoS – The Earliest Phases of Star formation• Herschel Garantiezeitprogramm (Leitung: O. Krause, MPIA)

• Bestimmung der Verteilung von Staubtemperatur und -dichte von 12 nahen und isolierten Wolkenkernen (Launhardt et al. 2013)

• Vergleich mit theoretischen Modellen war bislang nicht möglich

• Beobachtungen mit Herschel bei 100, 160, 250, 350, und 500 µm

• Zusätzliche Daten von bodengebundenen Teleskopen

• Vortrag konzentriert sich auf Barnard 68 (Nielbock et al. 2012)

Messdaten

Nielbock et al. (2012)

Elektromagnetische Strahlung

1900 Theoretische Beschreibung mit Hilfe der Quantenphysik Þ Nobelpreis 1918Max Planck

*1858 Kiel1947 Göttingen

Infrarot

sichtbaresLicht

Konstruktion von Temperaturkarten• Über das Planck-Gesetz: Temperatur pro Bildpunkt• räumliche Verteilung der Temperatur des strahlenden Mediums (Staub)

• gilt nur für idealisierte Bedingungen• Eigenschaften des Staubs (z.B. Form, Korngröße) spielen eine Rolle• Temperatur nicht unabhängig von der Dichte

• Voraussetzung: nur eine Temperatur entlang Beobachtungsrichtung• unrealistisch, gilt nur am Rand

• Die ermittelten Größen sind daher die Mittelwerte entlang der Beobachtungsrichtung.

Nielbock et al. (2012)

Modellierung mittels Ray-Tracing• Berechnung für Punkte entlang „Strahlen“ durch das Objekt

• Temperatur und Dichte werden für jeden Punkt gleichzeitig berechnet

• Iterativ mit vorgegebenen Anfangsbedingungen für Dichteverteilung und Randwerte

• Annahme: radiale Verteilung entlang Himmelsebene = entlang Beobachtungsrichtung

ΔTd

ΔnH

nout = constTout = const

𝑺𝒊 =𝐒

𝐢−𝟏 𝒆 −𝝉𝒊 (𝝂 )+𝛀 (𝟏−𝒆 −𝝉

𝒊 (𝝂 ))𝑩𝝂 (𝝂 ,𝑻 )

3D-Datenkubus:• 100 Zellen entlang Sichtlinie• (10”)3 pro Zelle• entspricht (1500 AE)3

Modellierung mittels Ray-Tracing

Ergebnisse:

• kalter, dichter Kern

• Staubtemperatur nimmt zum Rand hin zu, Dichte nimmt ab (erstmals gemessen)

• zentrale Temperatur: 8 K, extern geheizt

• Theoretische Berechnungen qualitativ bestätigt

• Jeans-Kriterium für Kollaps nicht erfüllt

Nielbock et al. (2012)

• radiale Verteilung der Temperatur und der Dichte

• relativ flache Verteilung im Zentrum

• starker Abfall weiter Außen

• Theorie postuliert: nH ~ r -2

• Befund: nH ~ r -3.5

Þ deutet auf Herkunft aus einemWolkenfilament hin (Ostriker 1964)

Modellierung mittels Ray-Tracing

Nielbock et al. (2012)

Sterne entstehen in Wolkenfilamenten

B68

Sterne entstehen in Wolkenfilamenten

ESA/Herschel/Hobys-KonsortiumHennemann et al. (2012)

André et al. (2010)

• galaktisches Strahlungsfeld heizt Globule

• Infrarotstrahlung der Milchstraße

• Emission der erwärmten Globule asymmetrisch

• ungleichförmige Beleuchtung durch gal. Ebene

• Temperatur dort am höchsten

• naher Stern könnte ebenfalls zur Beleuchtung beitragen

• weitere Beobachtungen nötig

Externe Beleuchtung

40 pc

Zusammenfassung• Sternentstehung beginnt in Dunkelwolken.

• Sterne entwickeln sich aus Wolkenkernen (Globulen), die kalt und dicht genug sind.

• Herschel ermöglichte zum ersten mal die zuverlässige Bestimmung der Temperatur und der Dichte des Staubs einer Globule, Barnard 68.

• Zum ersten mal wurde der Temperaturverlauf experimentell bestimmt.

• Sie reicht von 8 K im Zentrum bis zu 20 K am Rand.

• Theoretische Vorhersagen wurden zumindest qualitativ bestätigt.

• Die Dichte nimmt jedoch nach außen schneller ab als erwartet.

• Dichteverlauf deutet auf eine Herkunft aus einem Wolkenfilament hin.

• B68 wird von Außen durch das umgebende Strahlungsfeld geheizt.

• Heizung scheint nicht von allen Seiten gleich stark zu sein: Anisotropie

• Die Hauptheizquelle muss noch durch geeignete Messungen ermittelt werden.

Kollisionsszenario

Burkert & Alves (2009)

B68

B71

B69

Alves et al. (2001)