Sternentstehung

Sterne entstehen in dichten, kalten (<30 K) Molekühlwolken in der Milchstrassenscheibe. Diese Molekühlwolken sind oft massereich (>100 Sonnenmassen) und gravitativ gebunden. Es ist nicht klar, unter welchen Bedingungen Teile von Ihnen beginnen zu kollabieren.

Gaswolken

Ein sphärische, protostellare Wolke ist im Gleichgewicht zwischen Gravitationsdruck $P_{G r}$ und Gasdruck $P_{g a s}$

P_{G (r)} = - \frac{G M (r) ρ (r)}{r} = P_{g a s} (r) = n (r) k T (r)

Wird der Gasdruck kleiner als der Gravitationsdruck, dann kollabiert die Wolke. Effektiv ist das Ganze komplizierter, weil folgende Prozesse einen wichtigen Einfluss haben:

Kühlung durch Abstrahlung (verringert $P_{g a s}$ )
Heizung des Gases durch Strahlung von (Proto-)Sternen oder Turbulenzen durch stellaren Massenverlust (erhöhung $P_{g a s}$ )
Magnetfelder ( $P = P_{g a s} + P_{m a g}$ )
Drehimpuls (verringert $P_{G r}$ durch Zentrifugalkräfte)
Druckwellen (Aussendruck, Kompression)

Virialtheorem: Stabilität einer Gaswolke

2 \cdot ⟨ E_{k i n} ⟩ + ⟨ E_{p o t} ⟩ = 0

Das Virialtheorem gilt für den zeitlich gemittelten (relaxierten) Zustand eines Systems in einem Gravitationsgleichgewicht, z. B.: selbstgravitierende Gaswolke, Sterne, Planetensysteme, Sternen oder Galaxien Haufen.

Jeans-Masse

Für gegebene $T$ und $ρ$ des Gases definiert das Virialtheorem eine stabile Wolkenmasse (homogene Gaskugel), die sogenannte Jeans-Masse:

E_{kin} = \frac{3}{2} n k T und E_{pot} = - \frac{3}{5} \frac{G M^{2}}{R} ⟹ M_{Jeans} \sim T^{3 / 2} \sim ρ^{- 1 / 2}

Kontraktion einer Gaswolke

Die Energieerhaltung gilt hier:

E_{k i n} + E_{p o t} = c o n s t .

dies steht allerdings im Widerspruch zum Virialtheorem. Das bedeutet, wenn sich der Zustand ändert, der neue Zustand kein Gleichgewichtszustand mehr ist. Die totale Energie des Systems muss verkleinert werden -> Energieabstrahlung.

Es gibt zwei Kontraktionsphasen:

Kollaps

Quasi freier Fall zum Zentrum.
Die Wolke muss optisch dünn sein, damit das ganze Gasvolumen Energie abstrahlen kann.

Langsame (quasi-hydrostatische) Kontraktion

Die Wolke ist optisch dick und die Überschussenergie kann nur von der Oberfläche abgestrahlt werden -> Protostern.
Die Dauer der quasi-statischen Kontraktionsphase entspricht in erster Näherung der Kelvin-Helmholz-Zeit: $t_{K H} = \frac{E_{p o t}}{L} \approx \frac{G M^{2}}{R L}$ für eine Sonnenmasse ca. 30 Mio. Jahre.

Anfängliche Massefunktion (Initial Mass Function - IMF)

Die IMF beschreibt wie die Massen in einer neu entstandenen Sternpopulation verteilt sind.

Sternentstehung Entwicklung im HR-Diagramm

Entwicklungsweg eines Protosterns mit der Masse einer Sonne:

A
- Ende des "freien Falls"
A-E
- schneller komplizierter Übergang mit:
  - Dissoziation von Staub, H2
  - Ionisation von H
  - He und schwere Elemente (teilweise) Schockwellen
E
- Beginn der quasi-hydrostatischen Phase
E-F
- beginn ist voll konvektiv
F-G
- im Zentrum bildet sich ein wachsender radiativer Kern
G
- Im Zentrum wird die H-Fusion gezündet. Der Stern ist auf der ZAMS (Zero Age Main Sequence) angelangt.

Nach der Sternentstehung

Nachdem der Stern entstanden ist, beginnt die Planetenentstehung und der Stern geht bewegt sich zum Beispiel auf die Hauptreihe. Nach einiger Zeit geht er dann Über in die Nachhauptreihenentwicklung.