Sternentstehungsgebiete
Sternentstehungsgebiete
Die meisten Emissionsnebel - heiße Gasnebel, die selbst Licht ausstrahlen - sind Sternentstehungsgebiete: ausgedehnte, flüchtige Wolken, in denen neue Sterne geboren werden. Oft gehören sie zu einer größeren, dunklen Wolke mit so niedriger Temperatur, dass es außer freien Atomen dort auch Moleküle gibt, wie molekularen Wasserstoff (H2) und Kohlenmonoxid (CO) gibt. Man hat bisher in den Molekülwolken 80 verschiedene Moleküle identifiziert.
Solche Molekülwolken bilden die größten zusammenhängenden Objekte im Milchstraßensystem, die Ausmaße von mehreren 100 LJ erreichen können.
Erst wenn in einem bestimmten Teil einer Molekülwolke neue Sterne entstanden sind, wird das Umfeld eines solchen eben geborenen Sternhaufens durch die energiereiche UV-Strahlung der jungen Sterne erleuchtet. Der Staub in der Wolke wird zum Teil verdampfen und das Gas ionisiert: Die Gasatome verlieren ein Elektron oder mehrere. Der ionisierte Gasnebel beginnt zu leuchten und wird von der Erde aus als auffälliger Emissionsnebel sichtbat, soweit er dem Blick nicht durch einen näher gelegenen Teil der Molekülwolke entzogen wird.
Auf lang belíchteten Aufnahmen von Sternentstehungsgebieten, die mit Teleskopen aufgenommen wurden, sind zahlreiche Einzelheiten zu sehen, wie z.B. zarte Gasschleier und Staubwolken, dunkle "Staubsäulen", die sich langsam unter der Einwirkung von Strahlungsverdampfung, Verdichtungen und Schockwellen auflösen, und oft auch protoplanetare Scheiben um eben geborene Sterne, aus denen neue Planetensysteme entstehen können.
Sternentstehungsgebiete werden als H-II Gebiet bezeichnet:
Ein H-II-Gebiet ist eine interstellare Wolke aus leuchtendem Gas mit einem Durchmesser von manchmal mehreren 100 Lichtjahren, in der die Sternentstehung stattfindet. Junge, heiße, blaue Sterne, die durch die Gasemission entstanden sind, senden große Mengen ultraviolettes Licht aus, das den Nebel um sie ionisiert.
In H-II-Gebieten entstehen tausende neuer Sterne in einer Zeitperiode von einigen Millionen Jahren. Am Ende führen jedoch Supernovaexplosionen und Sternwinde der größten Sterne dazu, dass das Gas des H-II-Gebietes zerstreut wird. Zurück bleibt ein Sternhaufen wie die Pleiaden.
H-II-Gebiete haben ihren Namen durch die große Menge an ionisiertem atomarem Wasserstoff (ein Plasmazustand aus einzelnen Protonen), den sie enthalten, wohingegen H-I-Gebiete neutralen atomaren Wasserstoff und molekularen Wasserstoff (H2) beinhalten. H-II-Gebiete können im Universum noch in sehr großen Entfernungen wahrgenommen werden. Deshalb ist die Untersuchung von extragalaktischen H-II-Gebieten hilfreich, um die Entfernung und chemische Zusammensetzung der anderen Galaxien zu ermitteln
Ursprung und Lebenslauf
Vorboten eines H-II-Gebietes sind Riesen-Molekülwolken (engl. giant molecular clouds, GMC). Sie sind sehr kalt (10-20 K) und bestehen zum Großteil aus molekularem Wasserstoff. Riesen-Molekülwolken können über eine längere Zeit stabil bleiben. Jedoch können Stoßwellen durch Supernovae, Kollisionen zwischen den Nebeln und magnetische Wechselwirkungen der Auslöser für den Kollaps eines Wolkenteils sein. Wenn das passiert, kommt es während des Kollabierungsprozesses und der Zerteilung der Wolke zur Sternenentstehung.
Wenn Sterne in einer Riesen-Molekülwolke entstehen, werden die massereichsten unter ihnen Temperaturen erreichen, die ausreichen, um umliegendes Gas zu ionisieren. Kurz nachdem das ionisierende Strahlungsfeld entstanden ist, erzeugen energiereiche Photonen eine Ionisationsfront, die sich durch das umliegende Gas mit Überschallgeschwindigkeit ausbreitet. Je weiter sich diese Front von ihrem Stern entfernt, desto stärker wird sie abgebremst. Durch den Druck des gerade ionisierten Gases kommt es zur Ausbreitung des ionisierten Volumens. Schließlich erreicht die Ionisationsfront Unterschallgeschwindigkeit und wird durch die Schockfront des ionisierten Nebels eingeholt. Das ist die Geburt eines H-II-Gebietes
Ein H-II-Gebiet bleibt für ein paar Millionen Jahre bestehen. Der Sternenwind der heißen jungen Sterne schiebt das meiste Gas des Nebels weg. Insgesamt scheint der Prozess sehr ineffizient zu sein. Weniger als 10 % des Gases eines H-II-Gebiets werden benutzt, um neue Sterne zu formen, während der Rest weggeblasen wird. Einen weiteren Beitrag zum Gasverlust steuern die Supernovaexplosionen der massereichsten Sterne bei, die bereits nach 1 bis 2 Millionen Jahren auftreten.
Stellare Geburtsstätten
Die Geburt eines Sternes in einer H-II-Region wird durch dichte Wolken und Staub um entstehende Sterne verdeckt. Nur wenn der Sternenwind seinen „Kokon“ wegweht, wird der Stern sichtbar. Die dichten Nebelregionen, die die Sterne enthalten, sind oft als Schatten vor dem Rest des ionisierten Nebels zu sehen. Diese Dunklen Flecke nennt man Globule (engl. Bok globules), nach dem Astronom Bart Bok, welcher in den 1940ern vorschlug, dass sie Geburtstätten von Sternen sind. Boks Hypothese wurde 1990 bestätigt, als Infrarotbeobachtungen den dicken Staub durchdrangen und junge Sterne offenbarten. Heute nimmt man an, dass ein Bok Globule etwa die zehnfache Masse der Sonne besitzt, welche sich auf einen Durchmesser von ungefähr einem Lichtjahr verteilt. Meistens entsteht aus ihm eine Formation aus einem Doppel- oder Mehrfachsternensystem. H-II-Gebiete sind sowohl eine Geburtsstätte für junge Sterne, zeigen jedoch auch Beweise für Planetensysteme. Das Hubble-Weltraumteleskop hat hunderte protoplanetarer Scheiben im Orionnebel entdeckt. Mindestens die Hälfte der Sterne im Orionnebel haben Scheiben aus Gas und Staub, und zwar wesentlich mehr, als sie für die Entstehung eines Planetensystems wie des unseren bräuchten.
Solche Molekülwolken bilden die größten zusammenhängenden Objekte im Milchstraßensystem, die Ausmaße von mehreren 100 LJ erreichen können.
Erst wenn in einem bestimmten Teil einer Molekülwolke neue Sterne entstanden sind, wird das Umfeld eines solchen eben geborenen Sternhaufens durch die energiereiche UV-Strahlung der jungen Sterne erleuchtet. Der Staub in der Wolke wird zum Teil verdampfen und das Gas ionisiert: Die Gasatome verlieren ein Elektron oder mehrere. Der ionisierte Gasnebel beginnt zu leuchten und wird von der Erde aus als auffälliger Emissionsnebel sichtbat, soweit er dem Blick nicht durch einen näher gelegenen Teil der Molekülwolke entzogen wird.
Auf lang belíchteten Aufnahmen von Sternentstehungsgebieten, die mit Teleskopen aufgenommen wurden, sind zahlreiche Einzelheiten zu sehen, wie z.B. zarte Gasschleier und Staubwolken, dunkle "Staubsäulen", die sich langsam unter der Einwirkung von Strahlungsverdampfung, Verdichtungen und Schockwellen auflösen, und oft auch protoplanetare Scheiben um eben geborene Sterne, aus denen neue Planetensysteme entstehen können.
Sternentstehungsgebiete werden als H-II Gebiet bezeichnet:
Ein H-II-Gebiet ist eine interstellare Wolke aus leuchtendem Gas mit einem Durchmesser von manchmal mehreren 100 Lichtjahren, in der die Sternentstehung stattfindet. Junge, heiße, blaue Sterne, die durch die Gasemission entstanden sind, senden große Mengen ultraviolettes Licht aus, das den Nebel um sie ionisiert.
In H-II-Gebieten entstehen tausende neuer Sterne in einer Zeitperiode von einigen Millionen Jahren. Am Ende führen jedoch Supernovaexplosionen und Sternwinde der größten Sterne dazu, dass das Gas des H-II-Gebietes zerstreut wird. Zurück bleibt ein Sternhaufen wie die Pleiaden.
H-II-Gebiete haben ihren Namen durch die große Menge an ionisiertem atomarem Wasserstoff (ein Plasmazustand aus einzelnen Protonen), den sie enthalten, wohingegen H-I-Gebiete neutralen atomaren Wasserstoff und molekularen Wasserstoff (H2) beinhalten. H-II-Gebiete können im Universum noch in sehr großen Entfernungen wahrgenommen werden. Deshalb ist die Untersuchung von extragalaktischen H-II-Gebieten hilfreich, um die Entfernung und chemische Zusammensetzung der anderen Galaxien zu ermitteln
Ursprung und Lebenslauf
Vorboten eines H-II-Gebietes sind Riesen-Molekülwolken (engl. giant molecular clouds, GMC). Sie sind sehr kalt (10-20 K) und bestehen zum Großteil aus molekularem Wasserstoff. Riesen-Molekülwolken können über eine längere Zeit stabil bleiben. Jedoch können Stoßwellen durch Supernovae, Kollisionen zwischen den Nebeln und magnetische Wechselwirkungen der Auslöser für den Kollaps eines Wolkenteils sein. Wenn das passiert, kommt es während des Kollabierungsprozesses und der Zerteilung der Wolke zur Sternenentstehung.
Wenn Sterne in einer Riesen-Molekülwolke entstehen, werden die massereichsten unter ihnen Temperaturen erreichen, die ausreichen, um umliegendes Gas zu ionisieren. Kurz nachdem das ionisierende Strahlungsfeld entstanden ist, erzeugen energiereiche Photonen eine Ionisationsfront, die sich durch das umliegende Gas mit Überschallgeschwindigkeit ausbreitet. Je weiter sich diese Front von ihrem Stern entfernt, desto stärker wird sie abgebremst. Durch den Druck des gerade ionisierten Gases kommt es zur Ausbreitung des ionisierten Volumens. Schließlich erreicht die Ionisationsfront Unterschallgeschwindigkeit und wird durch die Schockfront des ionisierten Nebels eingeholt. Das ist die Geburt eines H-II-Gebietes
Ein H-II-Gebiet bleibt für ein paar Millionen Jahre bestehen. Der Sternenwind der heißen jungen Sterne schiebt das meiste Gas des Nebels weg. Insgesamt scheint der Prozess sehr ineffizient zu sein. Weniger als 10 % des Gases eines H-II-Gebiets werden benutzt, um neue Sterne zu formen, während der Rest weggeblasen wird. Einen weiteren Beitrag zum Gasverlust steuern die Supernovaexplosionen der massereichsten Sterne bei, die bereits nach 1 bis 2 Millionen Jahren auftreten.
Stellare Geburtsstätten
Die Geburt eines Sternes in einer H-II-Region wird durch dichte Wolken und Staub um entstehende Sterne verdeckt. Nur wenn der Sternenwind seinen „Kokon“ wegweht, wird der Stern sichtbar. Die dichten Nebelregionen, die die Sterne enthalten, sind oft als Schatten vor dem Rest des ionisierten Nebels zu sehen. Diese Dunklen Flecke nennt man Globule (engl. Bok globules), nach dem Astronom Bart Bok, welcher in den 1940ern vorschlug, dass sie Geburtstätten von Sternen sind. Boks Hypothese wurde 1990 bestätigt, als Infrarotbeobachtungen den dicken Staub durchdrangen und junge Sterne offenbarten. Heute nimmt man an, dass ein Bok Globule etwa die zehnfache Masse der Sonne besitzt, welche sich auf einen Durchmesser von ungefähr einem Lichtjahr verteilt. Meistens entsteht aus ihm eine Formation aus einem Doppel- oder Mehrfachsternensystem. H-II-Gebiete sind sowohl eine Geburtsstätte für junge Sterne, zeigen jedoch auch Beweise für Planetensysteme. Das Hubble-Weltraumteleskop hat hunderte protoplanetarer Scheiben im Orionnebel entdeckt. Mindestens die Hälfte der Sterne im Orionnebel haben Scheiben aus Gas und Staub, und zwar wesentlich mehr, als sie für die Entstehung eines Planetensystems wie des unseren bräuchten.
Bekannte H-II Gebiete
In unserer Galaxie ist das bekannteste H-II-Gebiet der Orionnebel.
In unserer Galaxie ist das bekannteste H-II-Gebiet der Orionnebel.
Er hat eine Entfernung von ungefähr 1.500 Lichtjahren. Er ist ein Teil einer Riesenmolekülwolke, die, wäre sie sichtbar, den größten Teil des Orions ausfüllen würde. Der Pferdekopfnebel und Barnard’s Loop sind zwei weitere leuchtende Teile dieser Gaswolke.
Die Große Magellansche Wolke ist eine Satellitengalaxie der Milchstraße. Sie enthält ein gigantisches H-II-Gebiet mit dem Namen Tarantelnebel (30 Dor). Dieser Nebel ist viel größer als der Orionnebel und bildet tausende von Sternen. Einige von ihnen haben die 100-fache Sonnenmasse. Wäre der Tarantelnebel so dicht an der Erde wie der Orionnebel, dann schiene er so hell wie der Vollmond am Nachthimmel. Die Supernova SN 1987A ereignete sich in einem Außenbezirk des Tarantelnebels.
NGC 604 ist noch größer als der Tarantelnebel und hat einen Durchmesser von rund ungefähr 1300 Lichtjahren, obwohl sie kaum Sterne enthält. Sie ist eine der größten H-II-Gebiete der Lokalen Gruppe.
Quelle u.a. Wikipedia
© Matthias Voß