Wie bilden interstellare Wasserstoffatome Sterne?

Carroll und Ostlie und Shu sind beide ausgezeichnete Einführungstexte, die gute Erörterungen der Sternentstehung enthalten. Ersteres ist etwas quantitativer, letzteres qualitativ. Auch die Online-Notizen von Mark Krumholz sind fantastisch, wenn Sie etwas Hintergrundwissen in Physik haben. Die Wikipedia-Seite ist auch nicht schlecht für Konzepte.

Sternentstehung

Die grundlegendste Behandlung der Sternentstehung ist im Allgemeinen „Jeanskollaps“ (oder „Instabilität“) . Sie beginnen mit einer großen Gasmenge und schätzen ab, bei welcher Masse und welchem ​​Radius (der „Jeans-Masse“ und dem „Jeans-Radius“) die „Wolke“ zusammenbrechen und beginnen wird, Sterne zu bilden. Das Ausgangsmaterial muss eine Temperatur ungleich Null haben, denn 1) das Erreichen von 0 Kelvin ist unmöglich, 2) die thermische Bewegung und der Druck verhindern, dass das Gas bereits kollabiert ist.

Wie Sie vorschlagen, können alle anfänglichen Dichtestörungen (von denen es immer viele gibt) Keime für einen anfänglichen Zusammenbruch sein. Wenn Sie sich eine perfekt gleichmäßige Verteilung kalter Materie vorstellen, ist jede Zunahme der Dichte instabil – und wird einen Gravitationskollaps auslösen. Der Kollaps wird allgemein als "hierarchisch" angesehen - eine große Wolke oder ein "Klumpen" (1.000 - 10.000 Sonnenmassen) beginnt zu kollabieren, dann werden kleinere "Kerne" (100 Sonnenmassen) darin kollabieren. dann schließlich Protosterne in Kernen.

Wenn Gas heiß ist, kollabiert es nicht, weil der thermische Druck der Schwerkraft widersteht. Daher erfordert die Sternentstehung Kühlung (deren Details ein sehr aktives Forschungsgebiet sind). Um Sterne zu bilden, muss Gas etwa 10 Kelvin erreichen (sehr kalt!). Bei solch niedrigen Temperaturen ist Wasserstoff neutral (bei höheren Temperaturen existieren Ionen) und wird schließlich zu „molekularem Wasserstoff“ kombiniert ($H_2$).

Staub (Moleküle schwerer als$H_2$im Astrojargon) hilft bei der Kühlung und wird daher mit einer verbesserten Sternentstehung in Verbindung gebracht. Staub und molekulares Gas sind die Hauptdinge, die Sie in aktiven Sternentstehungsgebieten wie dem Carina-Nebel sehen

Wenn Sie das, was Sie beschrieben haben, wörtlich genommen haben, so unendlich groß (also keine Nettokraft an jedem Punkt) und sich bei 0K nicht jedes Partikel bewegt und andere Unordnung von 0K vernachlässigt, dann haben Sie möglicherweise nur eine statische Staubwolke , aber da dies nicht physikalisch ist, schauen Sie stattdessen auf eine endliche Wolke bei einer Temperatur nahe 0K. Dann würden Sie, wie oben beschrieben, am Ende Sterne haben, zunächst als Ergebnis einer Nettokraft in Richtung eines Zentrums und auch lokaler Regionen mit größerer Dichte, die schließlich auch Materie ansammeln würden. Eine Erhöhung der Temperatur bedeutet, dass jedes Teilchen höher im Gravitationspotential des Systems sitzen kann, was wahrscheinlich die Entstehung des gesamten Sterns etwas verlangsamen würde. Wenn sich Sterne zu bilden beginnen, Die Partikel würden natürlich mehr kinetische Energie gewinnen und die Temperatur würde steigen, so dass ein gewisser Außendruck dem Kollaps widerstehen würde, aber die Schwerkraft würde insgesamt gewinnen, wenn wir von einer beträchtlichen Staubwolke sprechen. Wenn wir von nahe am absoluten Nullpunkt sprechen, würde es keine Ionisation geben, es sei denn, die Dichte ist sehr, sehr gering und die Wahrscheinlichkeit, dass ein positives und ein negatives Ion zusammenkommen, ist sehr gering. Betrachtet man Moleküle und größer, würde alles, was die Inhomogenität erhöht, zu einem schnelleren Zusammenbruch führen, denke ich.

Ich bin mir nicht sicher, wie wunderbar das ist und wie genau einige Bits richtig sind, aber ich bin sicher, dass andere bei Bedarf korrigieren werden. Versuchen Sie, die Newtonsche Schwerkraft zu untersuchen, insbesondere das Potenzial innerhalb eines kugelsymmetrischen Körpers mit konstanter Dichte. Ich denke, das wäre ziemlich lehrreich.