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Astrophysik     English Entstehung von Sternen     Hinreichend große interstellare Gaswolken können sich unter der Wirkung der eigenen Gravitationskraft zusammenfallen und neue Sterne bilden. Dieser Vorgang findet seit Milliarden von Jahren im Universum statt. Bei der Temperatur T hat ein Molekül (Masse m) der Gaswolke die mittlere kinetische Energie 1/2 m v2 = 3/2 kT Für die zum Entweichen aus der Gaswolke (Masse M, Radius R) erforderliche Fluchtgeschwindigkeit vF gilt nach dem Energiesatz: 1/2 m vF2 = G m M / R Die Bedingung dafür, dass sich die Gaswolke zusammenzieht, lautet also 3/2 kT < G m M / R Mit der Dichte rho des Gases folgt 3/2 kT < G m / R (4Pi/3 R3 ) rho R > [9 k T /( 8 pi G m rho)]1/2 Interstellare Gaswolken aus Wasserstoff (m=1,7·10-27 kg) haben eine Dichte rho zwischen 10-21 kg/m3 und 10-18 kg/m3 und eine Temperatur T von 100 K bis 20 K. Dann ergibt sich (Boltzmann-Konstante k=1,38·10-23 J/K): rho=10-21 kg/m3, T=100 K rho=10-18 kg/m3, T=20 K R > 2,1·1018 m = 22.000 Lichtjahre R > 3,0·1016 m = 31 Lichtjahre Übersteigt der Radius R einer Gaswolke diesen Wert, so zieht sie sich zusammen. Die zugehörige kritische Mindestmasse (Jeans-Masse) beträgt dann: M = rho·4pi/3 R3 = C [k T/(G m)]3/2 ·rho-1/2 mit einem Zahlenfaktor C=[81/(32 pi)]1/2 ≈ 1 erhält man M = 2,4·1034 kg = 22.000 Sonnenmassen M = 1,2·1032 kg = 62 Sonnenmassen Zum Jeans-Kriterium: kritische Masse in Einheiten der Sonnenmasse in Abhängigkeit von Dichte und Temperatur (aus: Lexikon der Astronomie, Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg 1999) Sternbildungsprozesse beginnen also in interstellaren Gaswolken aus einigen Hundert oder Tausend Sonnenmassen. Die Wolken kontrahieren, wobei die Temperatur zunächst nicht ansteigt, da die freiwerdende Energie durch Strahlung abgeführt wird. Mit steigender Dichte wird die Jeans-Masse kleiner. Dadurch können sich in der Wolke getrennte Kondensationskeime bilden, die unabhängig voneinander kontrahieren. Mit zunehmender Kontraktion und Fragmentation werden die einzelnen Fragmente optisch dicht, die freiwerdende Energie kann nicht mehr entweichen und läßt die Temperatur steigen, wodurch die Kontraktion zum Stillstand kommt. Aus der Gaswolke enteht ein Sternhaufen oder eine Assoziation von einigen hundert Sternen. Junge Sterne werden vor allem in den Spiralarmen der Milchstraße und von Galaxien gebildet. Wie lange dauert der Kollaps einer Gaswolke mit dem Radius R und der Masse M ? Bei konstanter Beschleunigung g folgt aus R = 1/2 g t2 und g = G M / R2 t = [2 R3 / (GM)]1/2 M=2,4·1034 kg, R=2,1·1018 m M=1,2·1032 kg, R=3,0·1016 m t = 3,4·1015 s = 1,1·108 Jahre = 100 Mio Jahre t = 8,2·1013 s = 2,6·106 Jahre = 3 Mio Jahre Der Sternbildungsprozesse aus einer interstellaren Gaswolke dauert also einige Millionen Jahre.   Das Hintergrundbild The Hubble Deep Field - Quelle: Hubble Space Telescope Picture Gallery Web Links Stellar Nurseries The Jeans Mass and Gravitational Stability Stephen Hawking's Universe Letzte Änderung: 13.11.2010