Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

410 KAPITEL 8. DIE SONNE ALS STERN
Wenn die Temperatur im Innern etwa 5 · 10 5 K erreicht hat zündet der Protostern erstmals: alles, was an
1. Deuterium (ab 0.5 · 10 6 K)
D (p, γ) 3 He
2. Kohlenstoff (ab 1 · 10 6 K)
12 C (p, γ) 13 N (e + ν) 13 C (p, γ) 14 N
3. Lithium (ab 3 · 10 6 K)
Li (p, γ) 4 He + 4 He
im Ausgangsmaterial vorhanden ist, wird verbrannt. Der Stern ist voll konvektiv, evtl. sogar explosiv.
Kohlenstoff kann später im C-N-O Zyklus wiederhergestellt werden (auf Kosten von N und O), Lithium
nicht.
Realistische Rechnungen hierzu wurden erstmals von Hayashi durchgeführt. In seinem Modell geht das
ganze mit Schockwellen einher: die Schockwelle läuft nach außen und heizt dabei die äußeren Bereiche
des Sterns auf, sodaß der Wasserstoff dissoziiert und ionisiert wird (erreichte Temperatur T > 10 5 K).
Dies wird als ’core bouncing’ bezeichnet. Im Zentrum sitzt jetzt ein akkretierender Protostern. Dieser
ist konvektiv.
Wenn die Temperatur im Innern etwa 10 7 K erreicht hat, zündet der Protostern das Wasserstoffbrennen
und wird zu einem sog. Embryostern. Fällt auf den Stern von außen keine Materie mehr herunter, so
wird er zu einem Hauptreihenstern, einem Stern, der H zu He verbrennt.
• ANMERKUNG (T TAURI STERNE)
Zwischen Embryostern und voll ausgebildetem Hauptreihenstern liegt die Phase der T Tauri Sterne. Dies sind eruptive
Veränderliche (Zeitskala für einen Ausbruch etwa 50 Tage), die nur in Molekülwolken und dorts stets in Assoziationen
(also mit vielen ähnlichen Objekten) vorkommen. Das Alter beträgt etwa 1 Myr. Im HR Diagramm liegen die T Tauri
Sterne etwa 3 m oberhalb der Hauptreihe (im HR- Diagramm).
Auf der Hauptreihe verbleibt der Stern bis etwa 12% seines Wasserstoffvorrats aufgebraucht sind. Für
die Sonne sind das etwa 9 Gyr, wovon die Hälfte um sind.
8.3.2 Protosterne
Von der Fragmentierung einer Wolke bis zum Zünden des Wasserstoffbrennens im Innern des Sterns,
werden verschiedene Phasen durchlaufen. Neben der Masse spielen dabei Drehimpuls und Magnetfeld
eine zentrale Rolle, die wir hier zunächst ignorieren.
• ANMERKUNG (STABILITÄTSÜBERLEGUNGEN)
Eine Gaswolke wird instabil, falls die Gravitationsenergie Egrav ≈ −GM 2 R −1 die thermische Energie Ekin ≈ NkT
übersteigt.
|Egrav| ≈
2 GM
> NkT ≈ Ekin
R
Für eine Wolke mit vorgegebener Masse und mit Dichte ρ = mn gibt es damit stets einen Radius, RJ, unterhalb dessen
das Gas instabil bezüglich Klumpung wird. Je nachdem, ob der Druck Pext = P (R) an der Oberfläche verschwindet oder
nicht, erhält man leicht unterschiedliche Kriterien.
Das Jeans–Kriterium
Aus dem Virialsatz Egrav + 2Ekin = 0, oder
−GM 2
+ NkT = 0 (8.142)
R