Molekülwolken und Sternentstehungsgebiete

Kalte, dichte Molekülwolken sind die Geburtsstätten von Sternen, wo die Gravitation die Stützkraft überwindet und Gas zu neuen Sternen und Planetensystemen kollabiert.

Definition

Molekülwolken sind kalte, dichte Regionen des interstellaren Mediums, in denen Wasserstoff größtenteils molekular ist und vor Sternenlicht geschützt wird; Sternentstehungsgebiete sind die Teile dieser Wolken, in denen die Eigengravitation die innere Stützkraft überwindet und Gas kollabiert, um Sterne zu bilden.

Scope

Dieses Thema behandelt die Struktur und Eigenschaften von Riesenmolekülwolken, die Skalierungsbeziehungen zwischen ihrer Größe, Linienbreite und Dichte, die Rolle von Gravitation, Turbulenz und Magnetfeldern bei der Regulierung des Kollapses, das Jeans-Kriterium für Instabilität und die Abfolge, in der dichte Kerne Protosterne bilden.

Core questions

• Was sind die physikalischen Eigenschaften und die Struktur von Riesenmolekülwolken?
• Was bestimmt die Bedingungen, unter denen eine Wolke gravitativ instabil wird?
• Wie regulieren Turbulenzen und Magnetfelder die Sternentstehung?
• Wie kollabiert ein dichter Kern, um einen Protostern zu bilden?

Key theories

Larsons Skalierungsbeziehungen

Larson fand, dass Molekülwolken Beziehungen befolgen, die ihre Größe, interne Geschwindigkeitsdispersion und Dichte miteinander verbinden, ein Beweis dafür, dass Überschallturbulenzen und eine nahezu gleichgewichtige Struktur die Wolken steuern.

Gravitative Instabilität und Kollaps

Wenn die Eigengravitation einer Wolke die Unterstützung durch thermischen Druck, Turbulenzen und Magnetfelder übersteigt, festgelegt durch Kriterien wie die Jeans-Masse, kollabiert sie, um Sterne zu bilden.

Inside-out-Protosternkollaps

Shu und Mitarbeiter beschrieben, wie ein dichter Kern von innen nach außen kollabiert und einen zentralen Protostern bildet, der von einer Akkretionsscheibe und einer einfallenden Hülle umgeben ist.

Clinical relevance

Molekülwolken sind die unmittelbaren Orte aller Stern- und Planetenentstehung. Ihr Verständnis verbindet daher das interstellare Medium mit dem Ursprung von Sternen, Planetensystemen und der chemischen Anreicherung von Galaxien.

History

Der Nachweis interstellarer Moleküle, insbesondere von Kohlenmonoxid in den frühen 1970er Jahren, offenbarte Riesenmolekülwolken als das dominante Reservoir dichten Gases. Larsons Skalierungsbeziehungen von 1981 und Shus Kollapstheorie von 1987 prägten das Verständnis, wie diese Wolken Sterne bilden, ein Bild, das später durch Studien über Turbulenzen und magnetische Unterstützung erweitert wurde.

Key figures

• Frank Shu
• Richard Larson
• Christopher McKee
• Eve Ostriker

Seminal works

• larson1981
• shu1987
• mckee2007

Frequently asked questions

Warum bilden sich Sterne in Molekülwolken und nicht anderswo?

Sterne benötigen sehr kaltes, dichtes Gas, um unter der Schwerkraft zu kollabieren. Molekülwolken sind die kältesten und dichtesten Teile des interstellaren Mediums, geschützt vor störendem Sternenlicht, daher sind sie die einzigen Orte, an denen sich Gas sammeln und zu Sternen kollabieren kann.

Wenn Molekülwolken hauptsächlich aus Wasserstoffmolekülen bestehen, warum werden sie dann mit Kohlenmonoxid untersucht?

Molekularer Wasserstoff ist bei den kalten Temperaturen von Wolken schwer direkt nachzuweisen, da er wenig emittiert. Kohlenmonoxid, ein Spurenmolekül, strahlt leicht und verfolgt den Wasserstoff zuverlässig, daher wird es als Proxy verwendet, um molekulares Gas abzubilden.