Gravitationskollaps: Entstehung und Geburt von Sternen

Sternentstehungsgebiete: riesige Molekülwolken

Sterne werden in kalten, dichten Regionen des sogenannten interstellaren Mediums geborenriesige Molekülwolken(GMC für Giant Molecular Clouds). Diese Strukturen können einen Durchmesser von mehreren hundert Lichtjahren haben und bis zu \(10^6\) Sonnenmassen an Gas enthalten, hauptsächlich molekularen Wasserstoff (\(\text{H}_2\)), Kohlenmonoxid (\(\text{CO}\)) und interstellaren Staub.

Auslöser sind Gravitationsstörungen wie Stoßwellen von Supernovae oder WolkenkollisionenZersplitterungdieser Regionen, was die lokale Kontraktion der Materie begünstigt. Jedes kollabierte Fragment ist der Kern eines zukünftigen Sterns.

Gravitationskontraktion und Bildung des Protosterns

Unter dem Einfluss der Schwerkraft kollabieren dichte Kerne in sich selbst, wodurch ihre Kerntemperatur steigt. Dieser Prozess wird begleitet von aUmwandlung von Gravitationsenergie in Wärmeenergie, nach dem Kelvin-Helmholtz-Mechanismus. Wenn die Kerntemperatur einige tausend Kelvin erreicht, wird der Kern für Infrarotstrahlung undurchlässig und es bildet sich einProtostern.

Zu diesem Zeitpunkt ist der Stern von einer protoplanetaren Scheibe und einem Kokon aus Gas umgeben. Bipolare Jets können senkrecht zur Scheibe emittiert werden, wobei sie überschüssigen Drehimpuls übertragen und eine effizientere Ansammlung von Materie ermöglichen.

Die Zündung thermonuklearer Reaktionen

Wenn die Kerntemperatur etwa \(10^6\ \text{K}\) erreicht, beginnen im Kern Wasserstofffusionsreaktionen über die Proton-Proton-Kette oder den CNO-Zyklus, abhängig von der Masse des Protosterns. Der Strahlungsdruck wirkt dann dem Gravitationskollaps entgegen: Das Objekt erreicht diehydrostatisches Gleichgewicht.

Der Stern tritt dann einHauptsequenzdes Hertzsprung-Russell-Diagramms. Seine Lebensdauer hängt stark von seiner Anfangsmasse ab: Ein massereicher Stern von \(20\ M_\odot\) wird nur einige Millionen Jahre lang leuchten, während ein sonnenähnlicher Stern (\(1\ M_\odot\)) etwa 10 Milliarden Jahre leben wird.

Kettenformationen: offene Sternhaufen und Mehrfachsterne

Sterne werden nicht isoliert geboren. Eine einzelne kollabierte Region kann Hunderte von Sternen hervorbringen, wodurch eine entstehtoffener Cluster. Die Gravitationswechselwirkung zwischen Protosternen in diesen Clustern kann entstehenbinäre oder multiple Systeme. Diese Cluster zerstreuen sich nach einigen hundert Millionen Jahren.

Charakteristische Zeiten und kritische Massen

Die freie Gravitationskollapszeit, genanntJeans-Zeit, steht geschrieben: \( t_J = \sqrt{\frac{3\pi}{32G\rho}} \)
wobei \(G\) die Gravitationskonstante und \(\rho\) die durchschnittliche Kerndichte ist. Für Dichten von \(10^{-19}\ \text{kg/m}^3\) erhalten wir Zeiten in der Größenordnung vonein paar hunderttausend Jahre.

DortMasse an Jeansdefiniert die Massenschwelle, oberhalb derer eine Wolke unter ihrer eigenen Schwerkraft kollabiert: \( M_J \ approx \left( \frac{5kT}{G\mu m_H} \right)^{3/2} \left( \frac{3}{4\pi \rho} \right)^{1/2} \) Dabei ist \(T\) die Temperatur, \(\mu\) die durchschnittliche Molekülmasse und \(m_H\) die Masse des Wasserstoffatoms.

Beispiel: der Nebel, der die Sonne bildete

Es wird geschätzt, dass sich die Sonne vor 4,6 Milliarden Jahren aus einem Kern mit der typischen Dichte \( \rho \ca. 10^{-18}\ \text{kg/m}^3 \), der Temperatur \( T \ca. 10\ \text{K} \) gebildet hat und hauptsächlich aus \( \text{H}_2 \) mit einer durchschnittlichen Molekularmasse besteht \( \mu \ungefähr 2,3 \).

➤ Jeans-Zeit :
\[ t_J \ca. \sqrt{\frac{3\pi}{32 \times 6,674 \times 10^{-11} \times 10^{-18}}} \ca. 1,9 \times 10^{13}\ \text{s} \ca. 600\,000\ \text{Jahre} \]

➤ Masse an Jeans :
\[ M_J \ approx \left( \frac{5kT}{G\mu m_H} \right)^{3/2} \left( \frac{3}{4\pi\rho} \right)^{1/2} \]

Mit \( k = 1,38 \times 10^{-23}\ \text{J/K} \), \( T = 10\ \text{K} \), \( \mu = 2,3 \), \( m_H = 1,67 \times 10^{-27}\ \text{kg} \) erhalten wir:

\[ M_J \ approx \left( \frac{5 \cdot 1,38 \times 10^{-23} \cdot 10}{6,674 \times 10^{-11} \cdot 2,3 \cdot 1,67 \times 10^{-27}} \right)^{3/2} \cdot \left( \frac{3}{4\pi \cdot 10^{-18}} \right)^{1/2} \ungefähr 1,3\ M_\odot \]

Das bedeutet, dass die Mindestmasse des Kerns des Sonnennebels \(1,3\M_\odot\) überschreiten musste, damit der Gravitationskollaps zur Entstehung der Sonne führte. Diese Schwelle wurde wahrscheinlich in einer Region überschritten, die durch eine Schockwelle einer nahegelegenen Supernova komprimiert wurde.

So entstand die Sonne in etwa 600.000 Jahren aus einem instabilen Kern aus kaltem Gas, dessen Masse die durch das Jeans-Kriterium definierte kritische Masse überstieg.

Zusammenfassung: Vom Staub zum Licht

Der Sternentstehungsprozess ist ein Wunderwerk des Gleichgewichts zwischen Gravitationskollaps, Energiedissipation, Akkretion und der Auslösung nuklearer Reaktionen. Jeder Stern ist der Höhepunkt eines Kampfes zwischen der Anziehungskraft der Schwerkraft und den Kräften des Wärme- und Strahlungsdrucks, ein Kampf, der in den kalten, dunklen Tiefen riesiger Molekülwolken beginnt.