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Sternentstehung ist der Vorgang, bei dem eine Gaswolke unter eigenem Einfluss Schwere bricht zu einem zusammen protostar und schließlich a Star Formen.
Ein Stern entsteht aus Kernen (Kernen) in molekulare Gaswolken mit ausreichend großer Masse und Dichte. Eine Molekülwolke wird hydrostatisches Gleichgewicht bleib so lange wie kinetische Energie des Gasdruck steht im Gleichgewicht mit dem potenzielle Energie des internen Erdanziehungskraft.Matisch ausgedrückt wird dies durch die virales Theorem, was bedeutet, dass die potentielle Gravitationsenergie doppelt so groß sein muss wie die innere thermische Energie, um im Gleichgewicht zu bleiben. Wenn eine Wolke so massiv ist, dass der Gasdruck nicht groß genug ist, um sie zu tragen, kollabiert die Wolke gravitativ. Die Masse, oberhalb der dies geschieht, wird als bezeichnet Jeans-Menge erwähnt. Die Masse der Jeans hängt von der Temperatur und Dichte der Wolke ab.
Ein Teil einer solchen Gaswolke kann sich beispielsweise unter dem Einfluss von a . bilden Stoßwelle, beginnen sich zu kontrahieren, und aus einer solchen kontrahierenden Gaswolke entsteht ein Stern, oft auch ein System von zwei oder mehr Sternen, oder sogar ein offener Sternhaufen.Man unterscheidet zwischen der Entstehung massereicher Sterne und weniger massereicher Sterne. Zuerst gibt es a protostar (die sehr schwer zu erkennen sind), die sich später zu a . entwickelt junges stellares Objekt (junges stellares Objekt, YSO).
Im Hertzsprung-Russell-Diagramm befinden sich Protosterne auf der sogenannten „Geburtslinie“. Dann ziehen sie weiter Hayashi-Tracks (entsprechend ihrer Masse) senkrecht zur Hauptreihe. Hayashi-Spuren sind nach dem japanischen Astronomen benannt Chushiro Hayashi der die Sternentstehung theoretisch studiert hat. Bei einem Protostar auf einer Hayashi-Strecke ist der Energietransport abgeschlossen konvektiv. Bei helleren Sternen wird dies fortgesetzt, bis der Stern die Hauptreihe erreicht. Für Sterne schwerer als 0,5 Sonnenmasse die Innentemperatur wird so hoch, dass die Opazität kleiner wird und der Energietransport durch Strahlung beginnt. Dann wandert der junge Stern im Hertzsprung-Russell-Diagramm nach links entlang a henyy spur (benannt nach Louis G. Heney).
Massive Sterne (mit Spektralklasse O und B) ionisieren, sobald sie gebildet sind, die verbleibende Molekülwolke. Die ionisierte Materie ist sichtbar als a H-II-Bereich. Am Anfang befindet sich der Stern noch in dem dichten Gas, aus dem er entstanden ist, und es gibt eine ultrakompakte HII-Region, die nur in sichtbar ist Funkstrahlung, und im fernen Infrarot. Oft ist ein solcher Bereich verbunden mit interstellare Maser. Später dehnt sich dieser Bereich aus und der HII-Bereich wird auch im optischen Bereich sichtbar (wie der Orionnebel).
Ein Stern wie die Sonne beginnt sein Leben als T Tauri-Stern. In einem Hertzsprung-Russell-Diagramm sind das rechts von Hauptfolge, sie sind relativ heller, größer und kühler als Hauptreihensterne. Diese Sterne leuchten hell im Infrarot, und sind von einer Staubscheibe umgeben, von der a Planetensystem entstehen können. Oft werden T Tauri Sterne mit . in Verbindung gebracht Herbig-Haro-ObjekteDer T-Tauri-Stern wird allmählich kleiner und heißer, bis sein Kern eine Temperatur von 10 Millionen . erreicht Kelvin erreicht, und der Stern auf dem Hauptfolge wird wahr. Die gesamte Flugbahn von der molekularen Gaswolke bis zum beginnenden Hauptreihenstern dauert bei einem Stern wie der Sonne etwa 35 Millionen Jahre.