Warum wird nicht der gesamte Staub in einem Nebel zur Bildung eines Sterns verwendet?

Meiner Meinung nach ist dieses Bild des "kollabierenden Nebels" etwas irreführend, da die Flugbahn von Staub- / Gaspartikeln (ohne Berücksichtigung des Magnetfelds) eine Umlaufbahn und kein Kollaps im freien Fall wäre. Kollisionen führen jedoch dazu, dass Partikel die Umlaufbahn ändern, und die Partikel, deren neue Umlaufbahnen näher an der zukünftigen Sonne liegen, erfahren mehr Kollisionen (aufgrund der dort höheren Dichte) und landen schließlich in der Sonne.

Aber nach der Kollision, wenn eines der Teilchen auf die Sonne zugeht, entfernt sich das andere; Dadurch wird sichergestellt, dass ein Teil der Masse niemals die Sonne erreicht.

Dieser Prozess ermöglicht auch anderen Regionen mit "höherer Dichte", Masse zu sammeln, und diese werden schließlich zu Planeten (oder tatsächlich zu anderen Sternen, wenn die verfügbare Masse hoch genug ist).

Wenn sich jedoch ein Stern bildet, bläst der von ihm erzeugte Wind den größten Teil des Überbleibsels aus dem Sonnensystem. Nur der Rest, der eine ausreichend hohe Größe und Dichte erreicht hat, bleibt in der Umlaufbahn um die Sonne.

Es gibt verschiedene Gründe. Einer davon ist, dass eine Gas- und Staubwolke, wenn sie in eine Sternentstehungsregion kollabiert, gegenüber gravitativer Fragmentierung instabil wird und normalerweise fadenförmige Strukturen bildet. Das Gas, das außerhalb der dichtesten Regionen liegt, ist oft nicht dicht genug, um selbst dann gravitativ instabil zu sein. Dieses Verhalten zeigt sich deutlich in modernen Simulationen des Sternentstehungsprozesses.

Zum Beispiel: Siehe die Simulationen von Mathew Bate unter http://www.astro.ex.ac.uk/people/mbate/Cluster/cluster500RT.html

Der zweite Grund ist das Feedback der gebildeten Sterne. Ein neu gebildeter Stern erwärmt das umgebende Gas, wodurch es weniger wahrscheinlich wird, dass er neue Sterne bildet und möglicherweise sogar dazu führt, dass er aus dem Gravitationspotential der Sternentstehungsregion entweicht. Dies gilt insbesondere für massereiche Sterne, die eine große Leuchtkraft haben, aber durch ihre starken Winde auch Schwung in das Gas bringen können. Aber auch massearme Protosterne können durch Ausflüsse, die durch ihre Akkretionsprozesse angetrieben werden, Energie in das Gas zurückführen. Beispiele dafür sind deutlich in den Objekten von Herbig Haro zu sehen .

Drittens ist es möglich, dass Gas aus dem Potenzial der Sternentstehungsregion entweichen kann, indem es einfach durch Gezeitenkräfte in der Galaxie oder durch Begegnungen mit einer anderen riesigen Molekülwolke abgestreift wird.

Die Sternentstehung ist kein besonders effizienter Prozess. Während Schätzungen schwierig sind, scheint es am wahrscheinlichsten, dass Wirkungsgrade von 10 % oder weniger üblich sind (wobei dies bedeutet, dass nur 10 % des ursprünglichen Gases in Sterne umgewandelt werden). Der Rest wird durch Erwärmungs- und Rückkopplungsprozesse ausgetrieben, so dass es im Alter von 10 Millionen Jahren im Wesentlichen keine Sternentstehungsregionen (oder besser gesagt Regionen, in denen kürzlich Sterne entstanden sind) gibt, die signifikante Mengen an Gas enthalten.

BEARBEITEN: Mir ist klar, dass ich die Frage leicht falsch gelesen und in Bezug auf die Gesamteffizienz der Sternentstehung beantwortet habe. Sobald sich ein protostellarer "Kern" gebildet hat, wird ein Teil seiner Masse einen Protostern bilden, ein Teil der Masse wird in Abflüssen ausgestoßen und ein sehr kleiner Bruchteil der Masse, vielleicht 10% oder weniger, wird in einer Akkretionsscheibe um ihn herum enden Protostern. Der Grund für die Scheibe ist der Drehimpuls – er muss vor der Akkretion abgegeben werden, kann also nicht direkt auf den Protostern fallen. Wenn die Akkretionszeitskala lang genug ist (und das scheint so zu sein), kann die Planetenbildung stattfinden, bevor das Gas auf dem Stern akkretiert oder durch Ausströmungen und Winde aus der Scheibe ausgestoßen wurde.

Es ist also nur eine zeitliche Sache. Wenn sich Planeten nicht schnell genug bilden, wird die Scheibe entweder zerstreut oder akkretiert. Glücklicherweise (für uns!) scheint es schnell genug zu sein - die neuen ALMA-Sub-mm-Bilder von HL Tau (siehe unten, Kredit: ALMA (NRAO/ESO/NAOJ); C. Brogan, B. Saxton (NRAO/AUI /NSF)) deuten darauf hin, dass es innerhalb der ersten Million Jahre bereits weit fortgeschritten ist, während die Dissipation der Scheibe einige Millionen Jahre oder länger dauert.