Die Entstehung von (sehr) langsam rotierenden Sternen

1. Oktober 2018

Bei einigen Sternen wird eine extrem lange Rotationsperiode beobachtet, was zum "Problem der langsamen Rotation" führt. Eine am MPA entwickelte Theorie zeigt nun, wie das Magnetfeld der "Geburtswolke" eines Sterns dazu führen kann, dass einige Sterne Masse ansammeln ohne eine signifikante Rotation zu erreichen.

Die bekannte Sternentstehungsregion in der Molekularen Wolke im Sternbild Stier enthält das Filament B211, hier beobachtet mit dem Herschel-Satellitenteleskop. Ober- und unterhalb des Filaments erkennt man schwach dünne "Schlieren", die dem Magnetfeld der Wolke folgen. Mit Radioteleskopen sieht man, wie Gas entlang dieser Streifen zum Filament strömt, geleitet durch das Magnetfeld. In dem dichten Gas das sich dadurch im Filament ansammelt bilden sich Sterne; einige sind bereits als helle Punkte sichtbar.

Manche Sterne rotieren viel schneller als die Sonne. So hat zum Beispiel der Stern CU Virginis, ein einzelner Stern im Sternbild Jungfrau, eine Rotationsperiode von nur einem halben Tag. Auf der anderen Seite gibt es Sterne wie Gamma Equulei (die Nase des kleinen Pferdes), der mit einer Periode von mindestens 70 Jahren rotiert. Das ist mehr als 50 000-mal langsamer. Beide Sterne sind Mitglieder einer Sonderklasse, sie gehören zu den sogenannten "magnetischen Ap-Sternen". (Beide sind gerade noch mit bloßem Auge sichtbar.) Die Rotationsperiode der Ap-Sterne kann durch Veränderungen der beobachteten Stärke des Magnetfeldes auf ihrer Oberfläche bestimmt werden, wenn sich die Feldpolen in Sicht drehen und wieder hinter dem Stern verschwinden.

Aber auch "normale" Sterne wie die Sonne zeigen etwas Ähnliches: Schon in sehr jungen Jahren rotieren sie mit Perioden die von einem halben Tag bis zu etwa 100 Tagen reichen können. Dabei lassen sich die schnell rotierenden Sterne leicht erklären: kleine zufällige Bewegungen in einer Sternentstehungswolke werden durch die "Drehimpulserhaltung" verstärkt, in Bereichen der Wolke die zu Protosternen zusammenziehen. Wäre dies der einzige Effekt, würden sich nur sehr schnell rotierenden Sterne bilden.

Diese schematische Darstellung zeigt die erwartete Form der Magnetfeldlinien um einen Protostern in Objekten wie dem B211-Filament in Abb. 1. Die Feldlinien, in großem Abstand noch mit der Sternentstehungswolke verbunden, haben in der Mittelebene einen Knick. Diese Verzerrung ist auf das Gewicht des Gases (grün) unter der Schwerkraft des Protosterns (gelb) zurückzuführen. In den Knicks kann das Gas quer zu den Feldlinien diffundieren, so dass es sich auf dem Protostern ansammeln kann (Pfeile).

Allerdings enthält das kontrahierende Gas auch ein Magnetfeld, das durch dieselbe Kontraktion verstärkt wird. Bei einem gewissen Stadium des Sternbildungsprozesses (wie insbesondere in dem Herschel-Filament von Abb.1) bekommt dieses Feld einen 'Knick', durch die Wirkung der Schwerkraft des Protosterns auf das gesammelte Gas(siehe Skizze in Abb.2). Dieser Effekt kann auch mehrmals im Laufe der Sternentstehung auftreten. Man bezeichnet diese magnetisch dominierte Form der Akkretion manchmal als 'Pseudoscheibe', da sie sich von dem Standardbild unterscheidet, in dem Sterne ihre Masse über eine Akkretionsscheibe aufbauen. Im Standardbild geht man davon aus dass das Magnetfeld die Akkretionsscheibe bereits größtenteils in einem frühen Stadium verlassen hat. Die gravitative Anziehung des Sterns wird in so einer Akkretionsscheibe durch die Orbitaldrehung des Gases ausgeglichen (wie bei Planeten, die ihren Stern umkreisen).

In einer Pseudoscheibe aber versucht die magnetische Spannung zwischen dem sich zusammenziehenden Gas und der Wolke mit der es verbunden ist, die sehr langsame Rotation der Wolke aufrechtzuerhalten. Das Zusammenspiel von Drehimpulserhaltung und magnetischer Spannung bestimmt nun, ob der sich bildende Stern langsam oder schnell rotiert. Die Beobachtungen scheinen zu zeigen, dass beides möglich ist. Die hier vorgestellte Arbeit erklärt, wie dieser Ausgleich funktioniert und wie es dabei zu extrem langen Rotationsperioden kommen kann.

Rotationsfrequenz des Gases das in Richtung des Protosterns driftet, in Einheiten der Frequenz einer lokalen Keplerbahn, als Funktion der Entfernung r von seinem Zentrum. Angefangen bei der rechten Grenze (r=1), mit einer Frequenz knapp unter der einer Keplerbahn, zeigen die Rechnungen wie sich die Rotation des Gases ändert, wenn es sich dem Protostern nähert (bei r=0). Geringe Unterschiede in der Anfangsrotation führen zu zwei möglichen Ergebnissen: Entweder es gewinnt die Tendenz zur Erhaltung des Drehimpulses und das Gas landet auf einer Kepler-Umlaufbahn (obere Kurve), oder das magnetische Moment gewinnt und das Gas verliert seine Rotation fast vollständig (untere zwei Kurven).

Geringfügige Unterschiede in den zufälligen Geschwindigkeiten im Anfangszustand des Gases in der Sternentstehungswolke können zu gegenläufigen Ergebnissen führen: entweder sehr schnell oder sehr langsam rotierende Sterne (siehe Abb. 3). Die sehr langsam rotierenden Sterne haben dabei ihre Masse aus Gas gesammelt das ihr Drehimpuls schon an die Entstehungswolke abgegeben hat. Ein Schlüssel zur Erklärung dieses Ergebnisses ist die Beobachtung dass nur eine kleine magnetische Verbindung ausreicht um den Drehimpuls eines bereits langsam rotierenden Gases noch weiter abzugeben. Je langsamer sich das Gas dreht, desto effektiver ist die Verbindung zur Wolke. Ist dieser Prozess einmal im Gange, rotiert das Gas letztendlich mit den typischen Zeitskalen der umgebenden Wolke, lange bevor es auf dem Protostern landet. Eine magnetische Verbindung die sich beispielsweise bis zu einer Entfernung wie der Umlaufbahn von Pluto erstrecken würde, wäre ausreichend um Rotationsperioden von Jahrhunderten zu erklären. Ob dies auch geschieht oder nicht, hängt entscheidend von der anfänglichen Rotation des Gases ab: sie muss etwas langsamer sein als eine Keplerbahn (siehe oben am rechten Rand von Abb.3).

Beobachtungen von Protosternen deuten darauf hin, dass sie sich wahrscheinlich in Episoden bilden, eher stoßweise als in einem kontinuierlichen Prozess. Dies könnte auch die Bandbreite der Rotationsperioden erklären die in jungen Sternhaufen beobachtet werden, wenn das Gleichgewicht einige Male zufällig zwischen Akkretion mit entgegengesetztem Ausgang kippt. Dieses Erklärungsmodell kann wahrscheinlich mit den großen neuen Datensätzen getestet werden, die von Observatorien wie dem Kepler-Satelliten oder ALMA verfügbar werden.

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