Alte junge Sterne

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Weekly Science Update – Übersetzt von Harald Horneff

Ein zusammengesetztes infrarot/optisches Bild des Adler-Nebels (Messier 16). Die sogenannten „Säulen der Schöpfung“ sind in der Bildmitte zu sehen. Astronomen haben entdeckt, daß der Haufen heißer Sterne oben rechts viele „alte junge“ Sterne enthält – Sterne, die sich noch immer in ihrem Vor-Hauptreihen-Stadium befinden und zirkumstellare Scheiben aus Material besitzen, aber dennoch ungefähr 16 Millionen Jahre alt sind und somit viele Millionen Jahre älter als die meisten anderen jungen Sterne in dieser ersten Phase ihres Daseins. ESO

 

Die Anfangsphasen im Dasein eines Sterns sind für den Stern selbst und für jeden zukünftigen Planeten, der sich um ihn entwickeln könnte, kritisch. Der Ablauf der Sternentstehung, einst nur als das einfache Verdichten von Material unter dem Einfluß der Schwerkraft verstanden, zieht in Wahrheit eine komplexe Abfolge von Stadien nach sich, bei der die jüngsten Sterne zirkumstellare Scheiben aus Material ansammeln, womöglich von präplanetarer Natur. In den heutigen Modellen führt die Erhaltung des Drehimpulses während des Zusammenziehens der Wolkenkerne zur Bildung dieser Scheiben. Das Vorhandensein und die Entwicklung dieser Scheiben sind für die Planeten, die sich daraus bilden, und für den Stern selbst wichtig.

Sterne beginnen ihre Existenz durch das Verbrennen von Deuterium, ein Kraftstoff, der leichter als Wasserstoff zu zünden ist (obgleich Deuterium seltener vorkommt). Sterne, die Wasserstoff verbrennen, werden Hauptreihensterne genannt (die Sonne ist einer) und sie können in diesem Zustand, abhängig von ihrer Masse, für zehn Milliarden Jahre oder länger verweilen (dies gilt zumindest für Sterne mit Sonnenmasse oder weniger). Sterne, die so jung sind, daß sie noch vornehmlich Deuterium verbrennen, werden Vor-Hauptreihensterne genannt und dieses Stadium in ihrem Dasein hält normalerweise Hunderttausende Jahre oder weniger an (dies hängt ebenfalls empfindlich von der Ausgangsmasse des Sterns ab). Die Bedeutung der zirkumstellaren Scheibe für junge Sterne (und nicht nur für ihre Planeten) liegt darin, daß der Stern während der Vor-Hauptreihenphase weiter an Masse gewinnt und dieses Wachstum kommt von dem akkretierten Gas aus dieser Scheibe. Aus diesem Grund legt die Zeitspanne, in der die Scheibe zerstört wird, den Modellen für die Entwicklung sowohl des Sterns als auch der Planeten entscheidende Einschränkungen auf.

Diese frühen Abschnitte zu verstehen, ist für Astronomen schwierig gewesen, zum Teil, da sie in Kinderkrippen ablaufen, die durch Staub in hohem Maße verborgen werden; aber sie sind von entscheidender Bedeutung für das Verständnis der Entstehung und Entwicklung unseres jungen Sonnensystems und seiner Planeten. Mario Guarcello am CfA untersuchte mit drei Kollegen 110 Sterne im Adler-Nebel (der in Verbindung steht mit den sogenannten „Säulen der Schöpfung“, eine Sternentstehungsregion, die durch eine spektakuläre Hubble-Aufnahme berühmt wurde). Diese Sterne waren, wie für Vor-Hauptreihensterne üblich, rot und wie junge Sterne zeigten sie auch Hinweise auf Akkretion, aber sie waren eigenartigerweise viel weniger rot als erwartet. Das Team untersuchte die Röntgenstrahlung der Sterne, ihre rote Farbe, die Gesamtleuchtkraft und die Häufigkeit von bestimmten Elementen. Die Gruppe konnte auf überzeugende Weise zeigen, daß diese Vor-Hauptreihensterne alt sind – genau genommen etwa sechzehn Millionen Jahre, möglicherweise auch dreißig Millionen Jahre; dies macht sie zum größten Beispiel solcher „alten jungen“ Sterne, das man kennt. Zusätzlich zum Fortschritt in unserem Wissen, wie sich Sterne entwickeln, bestimmte das Team auch die charakteristische Lebensspanne für die präplanetaren Scheiben in diesen Systemen: sie kann etwa sechs Millionen Jahre betragen; dies gibt Planeten um solche Sterne einen längeren Zeitraum als man es sich vorgestellt hatte, um sich zu bilden.

Literatur:
“Pre-main-sequence Stars Older Than 8 Myr in the Eagle nebula”
Guido De Marchi, Nino Panagia, M. G. Guarcello, and Rosaria Bonito
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 435, 3058, 2013