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Zur Bildung von Sternen der
Superschwergewichtsklasse
Massereiche Sterne mit Massen über ca. 10 Sonnenmassen spielen eine fundamentale Rolle in der Astrophysik
(z.B. als Vorläufer von Supernova-Explosionen). Aber die
Prozesse, die zur Entstehung dieser Sterne führen, sind
noch nicht ausreichend verstanden. Das liegt daran, dass
diese Objekte nur schwer beobachtbar sind, da sie sich
in relativ großer Entfernung befinden, stark in Staubwolken eingebettet und verdunkelt sind, und außerdem ihre
Entwicklungszeiten astronomisch kurz sind (wenige Millionen Jahre). Diese Schwierigkeiten in der Beobachtung
bringen es mit sich, dass theoretische Szenarien nicht
leicht zu testen sind. Es gibt drei verschiedene Modelle
zur Bildung massereicher Sterne:
(1) gravitativer Kollaps eines einzelnen dichten und massereichen Wolkenkerns zu einem massereichen Stern
(ohne Fragmentation)
(2) Gasakkretion auf besonders bevorzugte, zentrale
Protosterne, die im Wettbwerb mit anderen Protosternen in einem Haufen stehen
(3) Zusammenstöße von Sternen niedrigerer Massen und
deren Verschmelzung zu Sternen höherer Massen (in
besonders dichten Haufen)
Wir haben die Vorhersagen dieser Theorien mit relevanten
Beobachtungen verglichen (u.a. Ausflusseigenschaften,
Eigenschaften von Mehrfachsystemen, Ballungseigen-
of intermediate and high mass open clusters follows a
schaften der Sterne sowie Massenverteilungsfunktion
power law with an exponent of about -1.7.
und obere Massengrenze) und kommen zu dem Schluss,
dass alle drei obigen Modelle in der Natur vorkommen,
On the formation of high-mass stars
allerdings bevorzugt das Modell (2), d. h. Akkretion im
High-mass stars, with masses above some 10 so-
Wettbewerb in einem Protosternhaufen; Modell (1) und
lar masses, are fundamental for astrophysics (e.g.,
(3) sind hingegen eher die Ausnahme als die Regel.
as progenitors of supernovae explosions), yet the
Wir schlussfolgern außerdem, dass massereiche
processes that produce such massive stars are not
Sternentstehung keine einfach skalierbare Variante von
well understood. Large distances, high extinction,
massearmer Sternentstehung darstellt, sondern neue Ei-
and short time scales of critical evolutionary phas-
genschaften aufweist, wie z.B. Strahlungsdruck (Strah-
es (a few million years) make observations of these
lungsbeschleunigung) auf Gas und Staub, was einerseits
processes challenging. Lacking good observational
zu einer negativen Rückwirkung (Behinderung des ei-
guidance, theoretical models have remained contro-
genen Kollapsprozesses) aber anderseits zu einer posi-
versial. There are three competing concepts of high-
tiven Rückwirkung (druckinduzierter Kollaps von anderen
mass star formation:
benachbarten Protosternen in der HII-Region im Protosternhaufen) führt.
(1) monolithic gravitational collapse in isolated cores
(2) competitive accretion in a protocluster environment
(3) stellar collisions and mergers in very dense clusters
We also reviewed the observed outflows, multiplicity, and clustering properties of massive stars, the
upper initial mass function and the upper mass limit
– in an attempt to confront theory with observations.
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