Von Steve Nerlich in Universe Today – Übersetzt von Harald Horneff
Der Rho Ophiuchi Wolkenkomplex –die Wolke L1688 ist darin der Ort aktivster Sternbildung. Obwohl durch Staub verborgen, ist es möglich, die Sternbildung mit Hilfe der Submillimeter-Astronomie zu untersuchen. Quelle: NASA
Molekülwolken werden so genannt, da sie eine ausreichende Dichte besitzen, um die Molekülbildung, zumeist H2-Moleküle, zu unterstützen. Ihre Dichte macht sie zudem zu bestens geeigneten Orten für die Bildung neuer Sterne – und wenn die Sternentstehung in einer Molekülwolke weit verbreitet ist, sprechen wir sogar weniger formal von einer Sternenwiege.
Auf herkömmliche Art und Weise ist die Sternentstehung nur schwer zu untersuchen gewesen, da sie innerhalb dichter Staubwolken abläuft. Doch Beobachtung der aus den Molekülwolken kommenden fernen Infrarot- und Submillimeter-Strahlung erlaubt es, Daten über prästellare Objekte zusammenzutragen, auch wenn diese selbst nicht sichtbar gemacht werden können. Solche Daten werden mittels spektroskopischer Untersuchungen gewonnen – wobei Spektrallinien des Kohlenmonoxids besonders hilfreich sind, um Temperatur, Dichte und Dynamik der prästellaren Objekte zu bestimmen.
Strahlung im fernen Infrarot und im Submillimeterbereich wird durch den Wasserdampf in der Erd-atmosphäre absorbiert und macht Astronomie bei diesen Wellenlängen auf Meereshöhe schwierig – doch relativ leicht in großen Höhen, wo die Luftfeuchtigkeit niedriger ist, wie zum Beispiel im Mauna Kea Observatorium auf Hawaii.
Simpson et al. führten eine Untersuchung der in Ophiuchus gelegenen Molekülwolke L1688 mittels Submillimeterstrahlung durch – dabei waren sie besonders auf der Suche nach protostellaren Kernen mit „Blauen Asymmetrischen Doppelpeaks“ (BAD). Das Signal zeigt, daß ein solcher Kern die ersten Schritte eines Gravitationskollapses durchläuft, um einen Protostern zu bilden. Ein BAD-Signal wird auf der dopplerbasierten Abschätzung des Gasgeschwindigkeitsgefälles quer über ein Objekt hinweg erkannt. Die Durchführung dieser Suche erfolgte mit Hilfe des James Clerk Maxwell Teleskops auf Mauna Kea unter Verwendung von ACSIS und HARP – dem Auto-Correlation Spectral Imaging System und dem Heterodyne Array Receiver Program.
Eine Stichprobe protostellarer Kerne in der Wolke L1688 in Ophiuchus. Kerne mit einem BAD-Signal, das den Einfall von Gas auf Grund des Gravitationskollapses anzeigt, liegen alle rechts von der Jeans-Instabilitätslinie. Dieses Diagramm ermöglicht es, den wahrscheinlichen Entwicklungsweg protostellarer Kerne abzuschätzen. Quelle: Simpson et al.
Die Physik der Sternbildung ist nicht völlig verstanden. Vermutlich auf Grund einer Kombination aus elektrostatischen Kräften und Turbulenzen beginnen in einer Molekülwolke die Moleküle, sich in Verdichtungen zu sammeln, die möglicherweise mit benachbarten Verdichtungen verschmelzen, bis sich genügend Material angesammelt hat, daß die Eigengravitation einer solchen Verdichtung zu wirken beginnt.
Von diesem Moment an stellt sich in dem prästellaren Objekt ein hydrostatisches Gleichgewicht zwischen der Schwerkraft und dem Gasdruck ein – und je mehr Materie angesammelt wird, umso mehr wächst die Eigenanziehung. Objekte können sich lange im Bonnor-Ebert-Massebereich aufhalten – wo massereichere Objekte kleiner und dichter sind (hoher Druck im Diagramm). Wenn aber die Masse kontinuierlich wächst, wird die Jeans-Instabilitätslinie erreicht, von wo ab der Gasdruck dem Gravitationskollaps nicht länger Widerstand leisten kann und Materie nach innen fällt, um einen dichten, heißen protostellaren Kern zu bilden.
Wenn die Temperatur im Kern 2000 Kelvin erreicht, zerfallen H2 sowie die anderen Moleküle und bilden ein heißes Plasma. Der Kern ist jedoch nicht heiß genug, um Kernfusion zu ermöglichen. Aber er strahlt seine Wärme ab – was ein neues hydrostatisches Gleichgewicht zwischen der nach außen gerichteten thermischen Strahlung und der nach innen gerichteten Gravitation begründet. Ab diesem Punkt ist das Objekt offiziell ein Protostern.
Jetzt ein beachtliches Massezentrum, ist der Protostern vermutlich in der Lage, eine zirkumstellare Akkretionsscheibe um sich herum aufzubauen. Wenn er weiteres Material ansammelt und die Dichte im Kern weiter anwächst, beginnt zuerst die Deuteriumfusion – gefolgt von der Wasserstofffusion. Ab diesem Moment ist ein neuer Hauptreihenstern geboren.
Weiterführende Literatur (im Internet zu finden):
arXiv:1106.1885v1
R.J. Simpson, D. Johnstone, D. Nutter, D. Ward-Thompson, A.P. Whitworth
The initial conditions of isolated star formation – X. A suggested evolutionary diagram for prestellar cores (2011)
