Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

408 KAPITEL 8. DIE SONNE ALS STERN
1. Staub: Eevap = 0.1 eV
2. H2 : Edis = 4.5 eV
3. H : Edis = 13.6 eV
4. He : Edis = 24.6 + 54.4 = 79 eV
Leuchtkraft von Staub, L, optisch dünner Fall:
1. D : Efus = 0.1 KeV
2. C : Efus = 0.5 KeV
3. pp : Efus = 1 KeV
4. CNO: Efus = 2 KeV
LStaub = (nHV YStaub)(σT 4 Staub) (8.138)
8.3.1 Vorbemerkungen
Heute werden (in unserer Galaxie) Sterne hauptsächlich in dichten Wolken geboren, welche aus Material
bestehen, welches selbst wieder in Sternen gekocht wurde. Wie wir aus Beobachtungen von
Molekülwolken wissen, ist das Hauptausgangsmaterial heute in unserer Galaxie Wasserstoff, H, und
Helium, He, mit einer Beimischung von schwereren Elementen, wie C, N, O mit etwa jeweils 10 −3
Massenanteil und mit bis zu 1% Staub. Die numerische kosmische Häufigkeit von Fe und Si beträgt
etwa 3·10 −5 , was einer Massenhäufigkeit von ebenfalls etwa 1:1000 entspricht.
Typische Werte (in den Wolken unserer Galaxie) sind:
XH = 0.63, XHe = 0.35, XMetalle = 0.01 und XStaub = 0.01.
Insgesamt beläuft sich damit der Anteil der Metalle (nach Verdampfen des Staubs bei Bildung des
Sterns) also auf 2%, was in etwa auf das Ausgangsmaterial der Sonne (Kometen und Photosphäre)
zutrifft. Auf die Masse bezogen enthält der Staub ebenso viel Materie wie alle Moleküle mit Metallen
(also bis auf H2).
Der Wasserstoff in Molekülwolken ist praktisch vollständig im molekularen Zustand, wie man aus dem
Fehlen der 21-cm Linie schließen kann. CO ist mit Edis = 11.1 eV (und Eel = 11.3 eV) Bindungsenergie
das stabilste (und wahrscheinlich deshalb nach H2 das häufigste Molekül. Der numerische Anteil
beträgt [CO]/[H2] ≈ 8 · 10 −5 . Moleküle (mit permanentem Dipolmoment wie CO und H2O) sind wichtig
zum Kühlen, wenn der Staub verdampft ist und bei niedrigen Temperaturen (da Staub proportional
zu T 4 kühlt).
• BEISPIEL (ORION)
Eine genauere Analyse an der Orion Molekülwolke (C. Kramer 1992, 2001) hat folgendes Bild ergeben. Das Wolkenmaterial
ist stark geklumpt (und damit ist sogar C 13 O optisch dick). In der Sternentstehungsregion NGC 2024 in Orion B ist
ungefähr ein Drittel molekularer Kohlenstoff (in Form vom Hauptisotopomer 12 C 16 O), ein Drittel ist C und C + und ein
Drittel Staub.
Zur Untersuchung von Molekülwolken benutzt man (das dann noch optisch dünne, 67mal seltenere) 13 CO, in dichten
Wolkenkernen benutzt man die seltenen C 18 O, CS oder NH3. Es gilt etwa
[ 13 CO]/[C 18 O] ≈ 10 ; [ 12 C 16 O]/[C 18 O] ≈ 500
und für Ammoniak ist das numerische Verhältnis zu CO etwa 10 3 . Bei massiven Wolken wie Orion erhält man für die
selteneren Moleküle etwa eine Jupitermasse.
Für Orion gilt die empirische Relation
N(H2) = 4.7 · 10 5 N( 13 CO)
für die Säulendichte N (vom optisch dünnen Isotopomer 13 CO).
Die Lebensdauer auch der massivsten Wolken beträgt nur wenige zig Millionen Jahre, es handelt sich
also um astronomisch junge Gebilde. Wie die kalten Gaswolken (T = 10 o K) mit Dichten von einigen
10 2 bis 10 7 cm −3 selbst entstehen und in so kurzer Zeit kühlen ist nicht klar. Da in ihnen Wasserstoff
hauptsächlich in Form von Molekülen vorkommt, trägt die Hauptmasse der Wolke nicht zur Kühlung