Wie bilden sich Sterne in der Milchstraße ? - Max Camenzind Akademie HD 2019 - LSW Heidelberg

Wie bilden
 sich Sterne
    in der
Milchstraße ?

                 Max Camenzind
                Akademie HD 2019

Prozesse zur Sternbildung
• Molekülwolken zerfallen durch Turbulenz in
  Filamente  Verdichtung durch Schocks.
• Magnetfelder und Jets von Protosternen regen
  weitere Turbulenz an.
• In den Filamenten bilden sich einzelne dichte
  Wolkenkerne (sog. Globule), die zu Protosternen
  kollabieren. Kühlung ist fundamental !!!
• An den Schnittpunkten von Filamenten ent-
  stehen ganze Sternhaufen (Tausende von
  Sternen).
• Die Zeitskala der Sternbildung wird durch die
  Freifallzeit geregelt (typisch einige 100.000 Jahre
  für dichte Wolkenkerne).

Das interstellare Medium  Sterne
Weder Dichte noch Temperatur der interstellaren Materie sind konstant, sie ist
vielmehr sehr ungleichmäßig verteilt zwischen dichten interstellaren Wolken und
dünnen Blasen und Superblasen. Die Dichte schwankt zwischen 10−4 Atomen/cm³
in koronalem Gas und 105 Atomen/cm³ in Molekülwolken, der Temperaturbereich
erstreckt sich von 20 bis 50 Kelvin in Molekülwolken oder Infrarot-Cirrus bis zu
mehreren Millionen Kelvin in koronalem Gas.

Moleküle in Molekülwolken
  CO ist ein Tracer für H2-Moleküle

+ Hunderte von Molekülen

Ein
Kreislauf                                                Fragmentation

 ----------
  Stern-          Molekülwolke

   und
Planeten-     Planetensystem                            Kollaps

 bildung
 Video ISM
                                 Protostern & Scheibe

The Orion
Nebula is an
archetypical
 example of
      star
  formation,
   from the
   massive,
 young stars
    that are
 shaping the
nebula to the
   pillars of
   dense gas

Trapez-Haufen in Orion
   1 – 2 Mio. Jahre alt

K Magnitude Leuchtkraftfunktion

                      Muench et al. 2003

Braune
Log(Häufigkeit)             0,3 MS         Zwerge

                  30   10            0,1        0,01

Massenverteilung im Trapez-Haufen

                        Muench et al. 2003

Orion und Pferdekopfnebel

Magnet-
   Felder
      in
   Orion
--------------
   APOD
27.2.2019
   Staub-
 Polarisa-
    tion
   SOFIA
arXiv:1810.08233

Erst seit etwa 50 Jahren wissen wir, dass solche Wolken in
filamentartige Strukturen eingebettet sind (Filament Orion A).
Magnetfelder halten das Filament zusammen.

Star-forming
    region
Westerhout
 40 and the
  Serpens-
 Aquila Rift-
     cloud
  filaments
 containing
new stars fill
 the region

Wasserstoff-Emission im Gal. Zentrum

Nebel NGC 602
  Bild: HST

Die Taurus Sternbildungsregion

Weitwinkel Sicht auf Taurus
Diese Weitwinkel-Aufnahme zeigt Staub und
 kleine Cores mit Sternbildung in Teilen der
      Taurus Molekülwolke [Bild: ESO]

Herschels Sicht auf Taurus Molekülwolke
Entfernung: 450 LJ; Staub; Netzwerk von Filamenten

Herschels Sicht auf Taurus Molekülwolke
Entfernung: 450 LJ; Staub; Netzwerk von Filamenten

ESA Herschel Sonde in L2 / 2009-2013
He-gekühltes Infrarot-Teleskop – 3,5 m Spiegel

Instrumente auf Herschel - FIR

Molekülwolken werden durch
             turbulenten Druck gestützt

The Serpens South star cluster
is embedded in a filamentary
molecular cloud

Molekülwolken  Filamente 
Dunkelwolken (Cores)  Protosterne

Was ist Turbulenz ?
• Die turbulente Strömung ist die Bewegung
  von Fluiden, bei der Verwirbelungen in einem
  weiten Bereich von Größenskalen auftreten.
  Diese Strömungsform ist gekennzeichnet
  durch ein dreidimensionales Strömungsfeld
  mit einer zeitlich und räumlich scheinbar
  zufällig variierenden Komponente.
• Beispiel: Ein Wirbelsturm ist mehrere
  Kilometer groß, während die kleinsten in ihm
  enthaltenen Wirbel kleiner als einen
  Millimeter sind.

Was ist Turbulenz ?

Experimente
mit
Flüssigkeiten

Unterschied
zwischen
laminar
und turbulent

Experimente mit Flüssigkeiten

                                29

Tinte im Weinglas
    Rayleigh-Taylor Instabil

Experimente mit Kaffeetasse

                              31

Schlieren-
 fotografie
einer Kerze

Turbulente
Staub-
   wolken
------------
Island
Vulkan

               33

Turbulenz

Wirbel in
der Atmo-
sphäre
des
Gasriesen
Jupiter
---------------
Jupiter-
sonde
JunoCam
12.Februar
2019
---------------

Turbulenz

… in der
Atmo-
sphäre
des
Gasriesen
Jupiter
---------------
Jupiter-
sonde
JunoCam
23. Mai
2018
---------------   35

Computational Fluid Dynamics

                 Supercomputer

Instabilitäten erzeugen Turbulenz

                                37

Kolmogorov Kaskade

 Größte
 Skala

Molekülwolke mit Turbulenz
     Simulationen Federrath
  Art der Turbulenz  Effizienz

Effizienz der Sternbildung / Federrath

Fortsetzung folgt
• Was ist die Freifallzeit?
• Wie groß ist die Freifallzeit bei einer
  Wasserstoffdichte von 10.000 H/cm³ ?
• Was ist die Jeans-Masse?
• Wie groß ist die Jeans-Masse für einen kalten
  Wolkenkern?
• Was bedeutet adiabatischer Kollaps ?
• Was ist die Kelvin-Helmholtz-Zeitskala ?

Sternbildung  2 Prozesse
• 1. Phase: Es muss sich aus dem Kollaps der
  Wolkenkerne ein hydrostatisches
  Gleichgewicht herausbilden
•  Phase der Protosternentwicklung
• 2. Phase: Herausbildung eines thermischen
  Gleichgewichts:
•  Entwicklung auf der Hauptreihe.
• Diese Entwicklungen werden durch
  unterschiedliche Zeitskalen bestimmt.

Zeitskalen @ Sternbildung
• Die Freifallzeitskala tff bestimmt die
  Zeitentwicklung im Kollaps von isothermen
  Wolkenkernen.
• Die Jeans-Masse besagt, welche Massen sich
  im Kollaps der Fragmente herausbilden.
• Wolkenkern-Fragmente decken einen breiten
  Massenbereich ab: 0,01 < M < 100 MS.
• Die adiabatische Kontraktion entlang der
  Hayashi-Linie erfolgt auf der Kelvin-
  Helmholtz Zeitskala tKH.

Freifallzeit – Isothermer Kollaps

nH = 10.000/cm³
 tff = 540.000 a
                    1,7 Mio. a für

Jeans-Masse Gravothermer Kollaps

Hayashi-
  Track
im HRD
-----------
vollkonvektiv
 Effektiv-
Temperatur
  nahezu
 konstant
 ~ 4000 K       4000

Der Protostern akkretiert weiter Material und kollabiert.
Seine Effektivtemperatur bleibt dabei aber nahezu konstant.
Die Leuchtkraft sinkt, da die Oberfläche aufgrund der
Kontraktion abnimmt. Dieser Entwicklungsweg im
Hertzsprung-Russel-Diagramm wird auch als Hayashi-Track
bezeichnet, da der Protostern die Hayashi-Linie herabläuft.
Der Protostern ist vollkonvektiv und die Konvektion
dominiert den Energietransport in diesem Zustand nahe dem
hydrostatischen Gleichgewicht. Die Kontraktion erfolgt in der
Kelvin-Helmholtz-Zeitskala. Sterne mit Massen M < 0,5 MS
kontrahieren so lange, bis ihre Dichte hoch genug wird, dass
die Wasserstofffusion einsetzen kann. Hier läuft der Hayashi-
Track direkt in die Hauptreihe.
Für Sterne mit Massen M > 0,5 MS geht der Hayashi-Track in
den sogenannten Henyey-Track über, wenn aufgrund der
gestiegenen Temperatur die Opazität sinkt und der
Strahlungstransport gegenüber der Konvektion zu dominiert.

Kelvin-Helmholtz-Kontraktion
     längs Hayashi-Linie

Kelvin-Helmholtz-Zeit

Virialsatz:

Energieerhaltung:

 Die Protosonne verbringt ~30 Mio. a auf HL!

Zustandsänderung von Gasen

Adiabatische Zustandsänderung

Temperatur-Dichte-Entwicklung

        Freifall-Zeit                            Protostern
                                                 HL-Track

                              + H-Ionisation

     100.000 AE ------------------------------ 0,1 AE

MHD Kollaps-Simulation

                           Protostern
                           HL-Track

                Tomida et al. 2013

• Erste quasistatische Phase: Stern wird optisch dicht
  im Infraroten, die Kontraktion erfolgt adiabatisch
  (ohne Energieabgabe nach außen), in dieser Phase
  hat sich der ‘Protostern’ gebildet.
• Zweiter dynamischer Kollaps: Kühlung durch
  Dissoziation von H2-Molekülen (bei 2000 K) und
  Ionisation von Wasserstoff bis 10.000 K.
• Zweite quasistatische Phase: hydrostatisches
  Gleichgewicht im ionisierten Gas: Kontraktion
  führt zu Anwachsen des Gas- & Strahlungsdruckes.
• Bei genügend Masse kann sich der Protostern weiter
  aufheizen bis zur Kernfusion (D) und hat sich damit
  zu einem Stern entwickelt  Henyey-Track.

0,27 AE
          Tomida et al. 2013

Sonne - in 7 Schritten
von der Globule zur Hauptreihe

             Freifall
             H2-Dissoz

             HL-
             Kontrakt
             D-Fusion
             H-Fusion

13
 HL-Track
der Sonne
--------------
   Sonne
    wird
kompakter
 KH-Zeit
 30 Mio. a

3:
Deuterium
   Fusion
  beendet
  HL-Track
 -------------
    Core
Temperatur
 10 Mio. K

4:
 pp-Ketten
   Fusion
   startet
 auf ZAMS
 -------------
    Core
Temperatur
 15 Mio. K

Protosterne im HR-Diagramm
               Hotter

Post-Main-Sequence

    Protostern

Protosterne bilden sich in kalten
 Wolkenkernen von Filamenten

Surveys of Nearby Clouds and
                  Clusters
20 nearby molecular
clouds (blue circles)
35 young stellar clusters
(red circles)
90% of known stellar
groups and clusters
within 1 kpc
(complete to ~ 0.1 MSun)

+ Several massive sf
complexes at 2-3 kpc
(complete to ~1.0 MSun)

                                      64

Sterne bilden sich in Filamenten

    H2 Moleküle
                     Cores
                     Protostellare

Massen protostellare Cores Taurus

                                  Literatur

                       Herschel

                  Grafik: Herschel Consortium

Sternmassen in Sternhaufen - IMF

Salpeter
  Mass-                 Massereiche
                        Sterne
Function    Massearme
            Sterne
  (1955)
 a = 2,35
    
Abflachen   dn/dm ~ m-a
    für     für m > 1 MS
m < 1 MS

Massenverteilung RHD Simulationen

                      M. Bate, arXiv:1901.03713

Kumulative Massenverteilung

                 arXiv:1901.03713

Bruchteil an Mehrfach-Sternen
 Multiplizität nimmt mit der Masse zu

                                 arXiv:1901.03713

 Der typische Stern hat 0,1

Die KH-Kontraktions-Zeitskala
hängt stark von der Masse ab!
 Blaue Sterne bilden sich zuerst!

Warum dominieren blaue Sterne?
• Gravitationskollaps erfolgt sehr schnell für
  massereiche Protosterne
•  Ein Protostern mit 30 MS kollabiert in
  weniger als 10.000 Jahren.
•  Temperatur erreicht 10 Mio. Kelvin
•  pp-Ketten starten, gefolgt von CNO-Zyklus
•  Stern erzeugt UV-Photononen und ionisiert
  die Umgebung
•  ein Blase in der Molekülwolke, HII-Region
•  triggert wieder Sternbildung
• ….

Massearme Protosterne
• Gravitationskollaps ist langsamer für massearme
  Protosterne
•  etwa 30 Mio. Jahre für 1 Sonnenmasse
•  etwa 1 Mrd. Jahre für 0,2 Sonnenmassen
• Wenn die Zentraltemperatur 10 Mio. K
  übersteigt:
•  pp-Fusionsketten zünden
•  Sternenwinde blasen den Cocoon und das
  Gas in der Scheibe weg
•  Der Stern setzt sich auf die Hauptreihe.

Die minimale Sternmasse
• Unter 0,08 Sonnenmassen erreichen die Sterne
  zu geringe Zentraltemperatur, um die Fusion in
  Gang zu bringen.
•  Die Objekte werden dann zu Braunen
  Zwergen,
•  Objekte ähnlich wie heiße Jupiter
•  gewinnen ihre Energie aus der Kelvin-
  Helmholtz-Kontraktion
•  bilden die T-Klasse in der Harvard-
  Klassifikation, d.h. sichtbar nur im IR.

Von M-Zwergen zu Braunen Zwergen

Maximale Sternmassen: M < 100 MS
• Sterne mit Massen über 100 – 150 Sonnen-
  massen werden so heiß, dass
•  Leuchtkraft wird durch die Eddington
  Leuchtkraft begrenzt: LEdd ~ Masse
•  Strahlungsdruck die Gravitation übertrifft
•  der Stern wird instabil und wirft die Hülle
  ab
•  es gibt nur sehr wenige in der Milchstraße

 Welche Sterne sehen wir ?
• In der Milchstraße sehen wir Sterne in allen
  möglichen Phasen der Entwicklung:
•  wenn die Phase lange dauert, sehen wir sehr
  viele Sterne in dieser Phase
•  wenn die Phase nur kurz dauert, sehen wir
  nur wenige Sterne in dieser Phase:
•  einige massearme Protosterne
•  jedoch fast keine massereichen Protosterne
•  die meisten Sterne befinden sich in der
  Hauptreihenphase (längste Phase).

Lebenszyklus der Sterne

100

30

10

1,0

0,1

Sonnenartige
und
massearme
Protosterne
sind von
einer
Gas- und
Staubscheibe
umgeben
 Daraus
bilden sich
in einigen
Mio. Jahren
Planeten

Baby Sterne im Triffid Nebel

Effekte der Baby Sterne  Jets

Protostern ist von Gasscheibe umgeben

            200 AE

Innerhalb Barnard 68 ?

Standard Evolutionary Scenario
                               Single isolated low-mass star
                                                                         outflow
                                                                               n~105-108 cm-3
                                     n~104-105   cm-3                          T~10-300 K
                                     T~10 K
     Stages

                                                                                   infall
                                         Factor 1000
                                         smaller

               Core collapse       t=0                  Protostar with disk    t=105 yr (?)

                    Class 0                                    Class I
Classes

              Formation planets      t=106-107 yr         Solar system             t>108 yr
                                                                                   89
                                         Note axis change!

Stages     Scenario for star- and planet formation
                                                                    outflow

          Formation planets         t=106-107 yr       Solar system        t>108 yr (?)

           Cloud collapse         t=0                Protostar with disk        t=105 yr
Classes

                               Disk

                  Class II         Star                     Class III
          Formation planets         t=106-107 yr       Solar system           t>108 yr
                                                                               90
             Spitzer probes dust at temperatures between 100 and 1500 K.

Standard Evolutionary Scenario
                               Single isolated low-mass star
                                                                         outflow
                                                                               n~105-108 cm-3
                                     n~104-105   cm-3                          T~10-300 K
                                     T~10 K
     Stages

                                                                                   infall
                                         Factor 1000
                                         smaller

               Core collapse       t=0                  Protostar with disk    t=105 yr (?)

                    Class 0                                    Class I
Classes

              Formation planets      t=106-107 yr         Solar system             t>108 yr
                                                                                   91
                                         Note axis change!