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By Matthias Heyssler

Das crucial beschreibt die Entwicklung der Sterne aus den interstellaren Wolken. Nach einer Zusammenfassung der wichtigsten Zustandsgrößen und ihrer physikalischen Zusammenhänge präsentiert der Autor die Grundlage der Dynamik interstellarer Wolken. Er formuliert Bedingungen, die zur Bildung der Vorstufen unserer Sterne, der sogenannten Protosterne, führen. Darüber hinaus wird die Standardtheorie zur Entstehung der Protosterne erläutert und mit aktuellen Ergebnissen der modernen astrophysikalischen Forschung verprobt. Abschließend werden wichtige Erweiterungen der Standardtheorie diskutiert, die das Gesamtbild abrunden.

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Die Ergebnisse würden auf ein Nachlassen des thermischen Drucks hinweisen, wie es die Modelle vorhersagen und auf einen Beginn des Wolkenkollapses vor nicht allzu langer Zeit. 1 zeigt eine Infrarot- 4 Aktuelle Ergebnisse und Rückblick 51 Abb. 2 Protosternbildung in der W5-Region. (Aufnahme: NASA/JPL-Caltech/HarvardSmithsonian CfA) Aufnahme, die dem Spitzer-Weltraumteleskop gelang. Protosterne reihen sich wie auf einer Perlenschnur im Reflexionsnebel Messier 78 im Sternbild Orion auf. Bei den hellen, punktförmigen Objekten handelt es sich um Protosterne.

2 Von der interstellaren Wolke zum Protostern 35 selbst eine entscheidende Rolle spielen, nämlich bei der Beantwortung der Frage nach ihrem Tod. In einer interstellaren Wolke, welche sich in einem thermisch stabilen Gleichgewicht befindet, trägt der Gasdruck in jedem Abstand rW von ihrem Mittelpunkt die Lasten der äußeren Schichten. Im Gleichgewicht formuliert das Virialtheorem der klassischen Mechanik diesen Zustand, wenn die (negative) potenzielle Energie der doppelten thermischen Energie in der interstellaren Wolke entspricht (Scheffler und Elsässer 1984) pot th 2EW = −EW .

Beträgt der Unterschied in der Leuchtkraft mehr als etwa die zehntausendfache Sonnenleuchtkraft, spricht man von Überriesen. Bei gleichem Radius entscheidet die Oberflächentemperatur bzw. die Spektralklasse, ob es sich wie bei Aldebaran (R = 27 R , Teff = 3 500 K) um einen Riesen oder wie bei α Cyg (R = 25 R , Teff = 11 000 K) um einen Überriesen handelt. Auf der Hauptreihe erreichen die Radien der Sterne maximal den dreifachen Sonnenradius. Sehr heiße Sterne der Hauptreihe haben einen größeren, kühlere Sterne einen kleineren Radius.

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