Sternentstehung in Wolkenfilamenten Markus Nielbock Seminar AIRUB 14.06.2005

Übersicht Strukturen im ISM Beispiele für Filamente Wolken sphärisch/ellipsoid Wolken filamentartig Beispiele für Filamente Orion A (OMC 1-3) Taurus Sandqvist 187/188 (Norma-Wolke) Theoretische Modelle Turbulenz Gravitation Vergleich mit Resultaten (Sa 187/188) Zusammenfassung

Strukturen im ISM diffuses ISM verdichtet zu (G)MC fragmentiert und verdichtet zu Klumpen fragmentiert und verdichtet zu Wolkenkernen verdichtet zu Protosternen

Strukturen im ISM Entstehungsprozeß? Häufigkeit? Filamentwolken Entstehungsprozeß? Häufigkeit? eingebettete Klumpen (prolat) Sternentstehungseffizienz? Sternentstehung

Orion Bally et al. 1987 13CO 1.3 mm Kontinuum Megeath 2005 Spitzer MIR Chini et al. 1997 Nielbock et al. 2003 Bally et al. 1987 13CO Megeath 2005 Spitzer MIR 1.3 mm Kontinuum

Orion Scheibe? 43 MIR-Detektionen davon 6 doppelt (450 – 1400 AE) 1.3 mm MAMBO 10.4 µm TIMMI 2 KS NACO Scheibe? 1,4“ = 630 AE 43 MIR-Detektionen davon 6 doppelt (450 – 1400 AE) 15% Doppelsternhäufigkeit (typisch für Orion, Lupus, Hyaden sowohl Vor-HR als auch HR: Duchêne 1999)

Taurus Filamente in 12CO Vor-HR-Sterne liegen entlang dieser Filamente Hartmann 2002 Vor-HR-Sterne liegen entlang dieser Filamente mittlere Abstände entsprechen Jeanslänge Protostellare Kerne prolat ausgerichtet erhöhte Sternentstehungs- effizienz in Filamenten 57% Doppelsternhäufigkeit unter Vor-HR-Sternen (34% für HR) (Duchêne 1999)

Sandqvist 187/188 (Norma-Wolke) Nielbock & Chini 2005 DSS2 red 1.2 mm SIMBA AV  145 mag NH  3·1024 cm-2 Mgas  2.7 M

Strukturbildung im ISM Turbulenzen haben Überschallgeschwindigkeit. sind anisotrop. werden großskalig getrieben. (Mikroturbulenz ist irrelevant!) dissipieren rasch.  Antrieb: galaktische Rotation? können nicht analytisch beschrieben werden. Wechselwirkung zwischen Turbulenz und Gravitation Auf großen Skalen: verhindert Kollaps Auf kleinen Skalen: induziert Störungen  begünstigt Verdichtungen „Gravoturbulente Fragmentation“ „Kollaps kann nur durch Turbulenzen auf Skalen kleiner als die Jeanslänge verhindert werden. Das ist unrealistisch.“ (Klessen 2005) Sternentstehung läßt sich kaum verhindern!

Strukturbildung im ISM: Filamente Filamente aus homogener Verteilung von ISM Filamente sind Orte der Sternentstehung Megeath 2005 Spitzer MIR

Strukturbildung im ISM: Filamente Klessen 2005

Strukturbildung im ISM: Filamente gravitativer Ansatz für endliche Schichten aus ISM: Hartmann 2002, Burkert & Hartmann 2004 rotierende Schicht Charakteristische Größen: Abstand der Fragmente (Jeanslänge) Dicke des Filaments (Jeanslänge) „Fokuspunkte“ kritische Masse der Fragmente (Jeansmasse) Zeitskala für Materiekollaps

Test: Sandqvist 187/188 (Norma-Wolke) Mgas  2.7 M Alter: ~ 104a V346 Nor Alter: ~ 106-107a M= 3M Nielbock & Chini 2005

Zusammenfassung Turbulenz fördert Stabilität auf großen Skalen. Turbulenz und Gravitation begünstigen Filamentbildung. Turbulenz und Gravitation fördern Klumpungen auf kleinen Skalen.  Fragmentation Gravitativer Kollaps sorgt für Sternentstehung. Sternentstehung ist in Filamenten besonders effizient.

Noch mehr Filamente ... Filamentstruktur Sternentstehung

„Gravoturbulente Fragmentation“ Gibt empirischen Zusammenhang zwischen Sternentstehungsrate und Flächendichte wieder. „Schmidt law“ Li et al. 2005

Zusammenfassung Turbulenz fördert Stabilität auf großen Skalen. Turbulenz und Gravitation begünstigen Filamentbildung. Turbulenz und Gravitation fördern Klumpungen auf kleinen Skalen. Gravitativer Kollaps sorgt für Sternentstehung. Sternentstehung ist in Filamenten besonders effizient.