Die Entstehung von Sternen durch Kondensation diffuser Materie: 3 Preisschriften

336 Pages·1960·7.54 MB·German-English

by  G. R. Burbidge, F. D. Kahn, R. Ebert, S. v. Hoerner, St. Temesváry (auth.)

DIE ENTSTEHUNG VON STERNEN
DURCH KONDENSATION DIFFUSER MATERIE
VON
G. R. BURBIDGE
F.D.KAHN
~
R. EBERT, S. v. HOERNER, ST. TEMESVARY
MIT 36 ABBILDUNGEN
Springer-Verlag Berlin Heidelberg GmbH
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ISBN 978-3-662-01329-8 ISBN 978-3-662-01328-1 (eBook)
DOI 10.1007/978-3-662-01328-1
© by Springer-Verlag Berlin Heidelberg 1960
UrsprUnglich erschienen bei Springer-Verlag OHG. Berlin· Giittingen· Heidelberg 1960.
Softcover reprint of the hardcover 1s t edition 1960
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in diesem Werk berechtigt auch ohne besondere Kennzeichnung nicht zu der
Annahme, daR solche Namen im Sinn der Warenzeichen- und Markenschutz
Gesetzgebung al. frei zu betrachten wăren und daher von jedermann benutzt
werdendiirfen
Vorwort
Auf der Hamburger Tagung der Gesellschaft Deutscher Naturforscher
und A.rzte im September 1956 wurde folgendes Preisausschreiben bekannt
gegeben:
"Der Vorstand der Gesellschaft Deutscher Naturforscher und Arzte
hat beschlossen, von Zeit zu Zeit ein Preisausschreiben zu veranstalten,
das die Aufmerksamkeit lenken soIl auf bestimmte naturwissenschaft
liche oder medizinische Probleme, die im jeweiligen Zeitpunkt eine be
sondere Behandlung verlangen.
In diesem Jahr ist ein Preis von DM 7000.- ausgesetzt fUr die Be
handlung des Themas ,Die Entstehung von Sternen durch Konden
sa tion diffuser Ma terie' .
Dabei wird eine Darstellung der verschiedenen gegenwartig in der
Literatur vorhandenen Ansatze und Theorien, nicht die einseitige Pro
pagierung einer bestimmten Theorie, gewtinscht.
1m einzelnen ist folgendes zu sagen:
A. Die Preisschrift soIl eine zusammenfassende und kritische Ober
sicht geben tiber
1. die Grtinde flir die Annahme
a) daB bestimmten Sterngruppen ein definiertes Alter zugeschrieben
werden muB,
b) daB gegenwartig Sterne aus interstellarer Materie entstehen;
2. die in der Literatur vorhandenen Ansatze zu einer physikalischen
Theorie der Entstehung von Sterne n und Sterngruppen durch Konden
sation interstellarer Materie,
3. die Versuche
a) das FarbenheIligkeitsdiagramm verschiedener Sterngruppen,
b) die raumliche Verteilung und die Geschwindigkeitsverteilung der
Sterne von verschiedenem Typus und verschiedener ,Population'
theoretisch zu verstehen.
B. Es bleibt den Bewerbern iiberlassen zu entscheiden, wieweit sie
1. die Aufsammlung von Materie durch bestehende Sterne,
2. die Entstehung von Doppelsternen und mehrfachen Sternsystemen
oder andere ihnen notwendig erscheinende Fragenkomplexe in die Dar
stellung hineinziehen wollen.
C. Nicht erwartet wird die Darstellung der Sternentstehung unter
physikalischen Bedingungen, die von den gegenwartigen qualitativ
wesentlich verschieden sind.
lV Vorwort
Der Preis wird fUr die beste Arbeit ausgesetzt. Wenn mehrere gleich
gute Arbeiten eingehen, kann der Preis geteilt werden. Wenn keine
Bewerbungen eingehen oder die eingegangenen Bewerbungen den An
spriichen des Preisrichterkollegiums nicht geniigen, so faUt die aus
gesetzte Summe an die Gesellschaft zuriick. Der Kreis der Bewerber
ist nicht beschrankt. Die Preisschrift solI zur Erleichterung der Arbeit
der Preisrichter in deutscher, englischer oder franzosischer Sprache
abgefaBt sein. Jede Preisschrift ist in drei Exemplaren an die Hamburger
Sternwarte in Bergedorf einzusenden. Sie solI durch ein Deckwort
gekennzeichnet sein; Name und Anschrift des Verfassers sind in einem
verschlossenen Briefumschlag unter dem gleichen Deckwort mitzuteilen.
Der letzte Termin fUr den Eingang der Arbeiten bei der Hamburger
Sternwarte in Hamburg-Bergedorf ist der 30. April 1958, 24.00 Uhr.
Die Teilnehmer unterwerfen sich der Entscheidung des Preisgerichts,
das unter AusschluB des Rechtsweges verbindlich entscheidet.
Als Preisrichter wurden vom Vorstand der Gesellschaft die Herren
BIERMANN (Gottingen), HECKMANN (Hamburg) und UNSOLD (Kiel)
berufen.
Wir hoffen zuversichtlich, daB das Preisausschreiben dazu verhelfen
wird, einen undurchsichtigen Fragenkomplex zu klaren, urn die ktinftige
Forschung in einem Felde zu erleichtern, das immer starkere Arbeit
erfordert. "
Die Entscheidung des Preisgerichtes lautet:
"A. Auf das Preisausschreiben der Gesellschaft Deutscher Natur
forscher und Ante, das im September 1956 bekanntgemacht wurde, sind
12 Bewerbungen eingegangen, von welchen drei von hohem wissenschaft
lichem Wert sind, wahrend neun den gestellten Bedingungen nicht
gentigen.
Die drei genannten Arbeiten tragen (in alphabetischer Reihenfolge)
die Kennworte
1. CANOPUS (in englischer Sprache)
2. Wie Sterne sich bilden, wie Sterne vergehn, das mochten die
FACHLEUTE gerne verstehn (in deutscher Sprache)
3. MONDAY (in englischer Sprache).
B. Das Preisgericht bestand aus den Herren BIERMANN (G6ttingen/
Miinchen), HECKMANN (Hamburg) und UNSOLD (Kiel). AuBerdem wirk
ten noch dankenswerterweise die Herren OORT (Lei den) und SCHWARZ
SCHILD (Princeton) mit.
e.
Jede der drei genannten Arbeiten war von so hohem Gesamt
gewicht, daB man ihr wahrscheinlich - ware sie allein ohne die beiden
anderen eingebracht worden - den vollen Preis zuerkannt hatte. Die
Urteile aller Preisrichter machten deutlich, daB jede der Arbeiten ihre
spezifischen Vorztige hat - bei aller Verschiedenheit der Durchfiihrung
Vorwort v
im einzelnen. Es war daher fUr die Preisrichter schwierig, zu einer
differenzierten Bewertung zu gelangen.
Tatsachlich haben alle Preisrichter Differenzierungen vorgenommen,
die aber nicht libereinstimmten. Sie empfanden stark die Problematik,
Vor- und Nachteile ~ die schwer vergleichbar waren ~ in Zahlen
verhaltnissen auszudrlicken. Sie sind deshalb nach reiflicher Dberlegung
- unter Berlicksichtigung von vielerlei Umstanden - zu dem BeschluB
gekommen, die ausgesetzte Summe den Autoren in gleichen Teilen
zuzusprechen.
D. In Gegenwart des Rechtsanwalts Dr. C. LAMERSDORF (Berge
dorf) wurden am 25. 9. 1958 in einer Sitzung der Preisrichter die ver
schlossenen Umschlage geoffnet, die den Arbeiten beigelegen hatten und
die Namen der Autoren enthielten.
Die Arbei t CAN 0 PU S ist verfaBt von Dr. FRANZ D. KAHN (Manchester).
Die ArbeitFACHLEUTEhat die Herren Dr. ROLF EBERT (Hamburg),
Dr. SEBASTIAN VON HOERNER (Heidelberg), Dr. STEPHAN TEMESV ARY
(Mlinchen) zu Verfassern, und
die Arbeit MONDAY stammt von Dr. GEOFFREY R. BURBIDGE (Willi
amsbay, Wisc.).
E. Unsere Gesellschaft ist gllicklich, mitteilen zu konnen, daB die
ursprlinglich ausgesetzte Summe von DM 7000.~ durch eine Zuwendung
der Hamburgischen Wissenschaftlichen Stiftung auf DM 9000.~ erhOht
werden konnte, so daB auf jede der drei Arbeiten DM 3000.~ entfallen.
F. Als unser Preisausschreiben bekanntgemacht wurde, hatten wir
die Hoffnung, es moge die Forschung in einem Bereich anregen, der noch
in voller Entwicklung begriffen ist. Wir dlirfen uns heute freuen, daB
unsere Erwartungen libertroffen wurden.
Die Preisrichter mochten mit Nachdruck dafUr eintreten, daB die
Arbeiten so schnell wie moglich veroffentlicht werden."
Die Gesellschaft Deutscher Naturforscher und Arzte hat zu danken
dem Kuratorium der Hamburgischen Wissenschaftlichen Stiftung fUr
die Erhohung des ausgesetzten Preises, dem Springer -Verlag, der
seine Verbundenheit mit der Gesellschaft erneut bekundet hat durch
die bereitwillige Dbernahme des Druckes, den Herren ]. HARDORP,
K. ROHLFS, E. SCHUCKING, H. H. VOIGT und P. WELLMANN, die sich
am Lesen der Korrekturen beteiligten. AuBerdem fertigte Herr VOIGT
ein Sachwortverzeichnis an, das den Wert des Buches fUr den Leser
erhoht. Wir hielten es fUr ausreichend, das Verzeichnis nur in englischer
Sprache zu geben, obwohl es sich auch auf den deutschen Anteil bezieht.
1m Namen des Vorstandes der
Gesellschaft Deutscher Naturforscher und Arzte
Hamburg-Bergedorf, im Dezember 1959 O. HECKMANN
Inhaltsverzeichnis
The Formation of Stars by the Condensation of diffuse Matter.
By Dr. G. R. BURBIDGE (Williamsbay, Wisc.) . . . . . . .. 1
The Formation of Stars by the Condensation of diffuse Matter.
By Dr. F. D. KAHN (Manchester) .... . . . . . .... 104
Die Entstehung von Stemen durch Kondensation diffuser Materie.
Von Dr. R. EBERT (Hamburg), Dr. S. v. HOERNER (Heidelberg)
und Dr. ST. TEMES\' ARY (Mtinchen) . 184
Su bj ect index . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 325
The Formation of Stars by the Condensation
of diffuse Matter
by
G. R. BURBIDGE
with 8 Figures
Contents
Introduction. . . . . . . . . 2
I. The formation of stars out of gas and dust 3
1. Protostar formation through the concentration of dust 4
2. Proto star formation through the direct influence of other stars 8
3. Star formation through the concentration of pre-stellar nuclei 12
4. The influence of turbulence on protostar formation 13
5. The mass-distribution function in star formation 13
6. Evidence for stars in the process of formation 14
7. The removal of angular momentum. . . . . . 16
8. The formation of binary systems . . . . . . . 17
9. Protostar formation in the presence of a magnetic field 19
10. Accretion of matter .............. 22
11. Proto star formation in the absence of stars and dust 27
II. Theoretical evolutionary tracks . . . . . . . . . . . 32
12. Gravitational contraction of proto stars on to the main sequence 32
13. Mixing in main-sequence stars . . . . . . . . . . . . . . 36
14. Evolution of stars down the main sequence . . . . . . . . 37
15. Stellar models with inhomogeneities in chemical composition 40
16. Evolutionary tracks of HOYLE and SCHWARZSCHILD . 44
17. Evolution of massive stars off the main sequence 49
III. Associations and clusters . . . . . . . 51
18. Definitions of 0- and T -Associations 51
19. Properties of T Tauri stars 52
20. Expansion of O-Associations. . . . 53
21. Expansion of T-Associations 55
22. Rate of star formation in 0- and T-Associations 55
23. Early observational work and interpretations of galactic clusters 57
24. Modern observational work and interpretations; Dating of clusters 58
25. The very young Orion Nebula cluster. . . . . . . . . . . .. 61
26. The very young clusters NGC 2264 and NGC 6530 . . . . . .. 62
27. Possible explanations of the H-R Diagrams of the Orion Nebula
cluster, NCG 2264 and NCG 6530. . . . 63
28. Young clusters (h and X Persei, Pleiades) 66
29. Clusters of intermediate age . . . . 68
30. The old clusters NGC 752 and M 67 68
Die Entstehung von Stemen
2 Introduction
31. General conclusions from H-R Diagrams of galactic clusters 69
32. Empirical deductions about evolution of field stars in the solar
neighborhood . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70
33. Color-Magnitude diagrams of globular clusters; early observations,
difference from solar-neighborhood stars . . . . . . . . . . . . . 72
34. Modern observations and interpretation: Dating of globular clusters 73
35. Effect of chemical composition; fitting of main sequences of globular
and galactic clusters . . . . . . 73
36. Horizontal branch stars in clusters . . . . . . . . . . . . . . . 75
37. Luminosity functions of clusters . . . . . . . . . . . . . . . . 77
IV. Properties of stellar populations; problems of star formation and evolution
on the galactic scale . . . . . . . . . . . . . . . . . 78
38. Stellar populations . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78
39. Spatial and velocity distribution of different kinds of stars. 79
40. Spiral structure in the Galaxy . . . . . . . . . . . 83
41. Stellar evolution in external galaxies: General remarks 84
42. M 31 . . . . . . . . 84
43. M 33 ............. . 86
44. The Magellanic Clouds. . . . . . . 86
45 . Elliptical galaxies in the local group 88
46. Intergalactic star clusters in the local group 90
47. More distant galaxies . . . . . . . . . . 91
48. Are there evolutionary sequences of galaxies? 92
V. Conclusion 95
References. . . 97
Introduction
This paper is concerned
(1) with the processes of formation of stars out of the interstellar
gas and dust,
(2) with the properties of clusters and associations of stars,
(3) with the evolution which can take place in these clusters and the
theoretical attempts which have been made to explain this evolution, and
(4) with the spatial and velocity distributions of different types of
stars, as indicators of the ages and past histories of stars.
The order in which these topics will be discussed is as follows. First
we shall describe the arguments which have been put forward concerning
the formation of stars out of the interstellar gas and dust. In this section
also, observational evidence for star formation will be summarized. In
the second chapter we shall describe the attempts which have been made
to understand the evolutionary track of a single star. This is necessary
at this point in order that we can discuss the evolution of groups of stars.
In chapter three we shall describe the properties of clusters and
associations of stars, discussing both their evolutionary history as far
as it can be deduced from present theories, and also the semi-empirical
approach which has been adopted by some workers.
The formation of stars out of gas and dust 3
In chapter four we shall discuss the spatial distribution and velocity
distribution of different populations of stars in our Galaxy, and the
bearing of these parameters on the evolutionary history and age of
various types of stars. We shall also briefly discuss the extrapolation
of these ideas to external galaxies.
In chapter five we outline some of the many problems which remain
unsolved.
I. The formation of stars out of gas and dust
The presence in the solar neighborhood of 0-and B-type stars of high
luminosity is the strongest indication that star formation is currently
taking place in the disk of our Galaxy. For, as will become clear from
our later discussion, these luminous stars are using up their nuclear fuel
so rapidly that their total lives can be measured only in millions or tens
of millions of years. Thus they must have condensed in times which are
recent as compared with the total age of our Galaxy, which we shall
take to be of the order of 1010 years. On the other hand, the oldest
clusters of stars in our Galaxy were probably formed at an epoch close
to that at which the galaxy itself first condensed out of the intergalactic
medium. Thus it is reasonable to suppose that star formation has been
going on continuously ever since the galaxy first formed, though its
rate has probably not remained constant.
A successful theory of star formation which starts from assuming
a diffuse distribution of gas and dust, must begin by showing that the
condition for gravitational instability for a mass of the right order of
magnitude, i. e. 102-104 M 0' since some fragmentation will probably
occur thereafter, is fulfilled. Thus the well-known Jeans criterion must
be satisfied. We may use the virial relation to express this condition,
which is that
where U is the total internal energy of the mass and Q is its gravitational
potential energy. This is the simplest form of the condition for gravita
tional instability. Here we have supposed that the gas pressure is zero
at the boundary of the configuration. In the case in which the magnetic
energy is taken into account, a further term must be added to the left
hand side of the inequality. A fourth term must be added if Coriolis
forces are to be taken into account. A fifth term must be added in the
case in which it is supposed that a pressure is applied at the boundary
of the configuration.
From the condition stated above, we see that in this, the simplest
case, very abnormal conditions in the interstellar gas are required for
contraction to occur. Thus if we suggest that the temperature of the
medium is 100oK, and the critical mass in the initial contraction IS
1*
4 The formation of stars out of gas and dust
100 M 0' then the density of the gas must be ~ 10-19 g/cm3, or about 105
times the normal value of the gas density in the disk of the galaxy and
about 104 times the normal values in the interstellar clouds. On the other
hand, contraction will occur at the same critical mass, and with a density
of 10-23 g/cm3, if the temperature is reduced to about 2° K. This simple
example illustrates the problem associated with star formation. The
normal conditions in the interstellar gas are such that the formation of
groups of stars will never occur. For star formation to take place we
need regions of high density and/or low temperature. Also a pressure
applied at the boundary of the mass involved, due to external influences,
may make the condition for gravitational instability easier to fulfil.
However, both the presence of a magnetic field and Coriolis forces will
make it harder for contraction to take place, though rotation may give
rise to some fragmentation of the original contracting masses, and this
is required to produce protos tars out of masses which are much greater
than normal stellar masses.
Approaches to the problem of star formation, in which all of these
different factors have been considered, will be described in the remainder
of this chapter. We shall also describe ideas concerning the existence
of pre-stellar nuclei and accretion which may take place.
1. Protostar formation through the concentration of dust
Here we shall discuss attempts that have been made to describe the
effects of the dust and the stars on the dynamical and temperature
conditions in the interstellar gas, which may lead to the formation of
new stars, or the rejuvenation of older stars.
Dust is a widespread constituent of the interstellar medium in the
spiral arms in our own and other galaxies. It has been shown by LIND
BLAD (1), TER HAAR (2) and KRAMERS and TER HAAR (3) that in a gaseous
medium most of the atoms other than hydrogen and helium will tend
to stick together, forming first molecules and then more complicated
assemblies, i. e., dust grains will form. The only condition, therefore,
for the formation of dust is that the galaxy has evolved sufficiently so
that heavy elements, particularly the metals, are present. When dust is
present the inelastic collisions between neutral hydrogen atoms and the
grains are powerful cooling agents for the interstellar medium. The
equilibrium temperature in the spiral arms where the dust is plentiful
is ~ 100 degrees. In regions where the temperature is below average
and the density is greater, dust grains form and the temperature is
reduced even further. Since the gas pressure tends to remain constant
as the temperature decreases, the density will be further increased, and
the rate of formation of dust grains will become even greater. These