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Large interstellar clouds may collapse by their own gravitational forces and form new stars. This is happening in the universe since billions of years. At the temperature T a molecule (mass m) of the cloud has the mean kinetic energy The velocity vF to escape from the cloud (mass M, radius R) can be obtained by the conservation of energy: The condition for contraction is With the density rho of the cloud we get R > [9 k T /( 8 pi G m rho)]1/2 For interstellar hydrogen clouds (m=1,7·10-27 kg) the density rho is from 10-21 kg/m3 to 10-18 kg/m3 and the Temperature T from 100 K to 20 K. We obtain (Boltzmann constant k=1,38·10-23 J/K):
In case the radius exceeds this value the cloud will contract. The responding critical mass (Jeans' Mass) is: with a numerical factor C=[81/(32 pi)]1/2 ≈ 1 we get
Jeans
Criterion:
critical
mass
in
units of sun mass Sternbildungsprozesse beginnen also in interstellaren Gaswolken aus einigen 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 denen anderer Galaxien.
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2010
Nov
13 |