Stellar Evolution

Burbidge, G. R.; Burbidge, E. M.

doi:10.1007/978-3-642-45908-5_3

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“…The Burbidges have pointed out that there is a need to test whether Salpeter's initial mass function fits the statistics of the mass ratios in binary stars. 6 We will show here that it is the initial mass function given in Table I rather than Salpeter's law, equation (1), that is consistent with these statistics.…”

Section: With Values Of ç(M) From Tablesupporting

confidence: 52%

The Initial Mass Function and the Occurrence of Stars of Small Mass

Warner¹

1961

PASP

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Section: With Values Of ç(M) From Tablesupporting

confidence: 52%

The Initial Mass Function and the Occurrence of Stars of Small Mass

Warner¹

1961

PASP

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“…More quantitative ones (considering also the process of fragmentation) were given by Ebert (1955), Bonner (1956), and McCrea (1957), partly in the context of condensing material in an expanding universe. That normal clouds would have too much angular moment to contract easily had been one of the reasons for doubting the reality of current star formation, and the problem of contraction of clouds with both angular momentum and magnetic fields (and whether the combination was better or worse than one by itself) was discussed by Spitzer (1948a), Mestel and Spitzer (1956), Burbidge and Burbidge (1958), and especially by Mestel (1965) and many others since. The first "modern" treatment of the contraction of an isolated cloud is generally credited to Larson (1972).…”

Section: Some Important (And Unimportant) Processes In Star Formationmentioning

confidence: 99%

Fourth day of creation: The search for a history of star formation

Trimble¹

1997

AIP Conference Proceedings

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Alter und Entstehung des Planetensystems

Jager

1962

Geol Rundsch

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In diesem Abschnitt wird zusammengefaBt, was heutzutage bekannt ist fiber das Alter der Himmelsk6rper. a) Ffir die E r d k r u s t e ist das meist wahrscheinliche Alter 4 )< 109 Jahre. b) Ffir die M e t e o r i t e n hat eine rezente Untersuchung von EBEa-I-IARDT ~ HESS (1960) auch 4 X 109 Jahre als das meist wahrscheinliche Alter ergeben. Das abweichende Alter anderer Meteoriten, die jfinger scheinen, kann man einfach erkl~iren, wenn man annimmt, dab flfichtige radioaktive Bestandabf~ille entwichen sind. e) Das Alter der S o n n e ist viel schwieriger zu bestimmen. Grund-s~itzlich geht es folgendermaBen: Man kennt die Leuchtkraft, den Radius und die Masse der Sonne und kennt ebenfalls die chemische Zusammensetzung der Atmosph~ire. Man weft3, dab Kernreaktionen im ~uBeren Teil nicht auftreten, nur im inneren; dab es weiter keine Mischung gibt zwischen dem Kern und der beobachtbaren Photosphere. Man nimmt an, dab die Sonne anf~inglich eine homogene chemische Zusammensetzung gehabt hat und berechnet ffir eine Gasmasse der gegebenen Masse, wie lange die Entwicklung dauern muB,-bevor sie die beobadltete Leuchtkraft und Radius bekommen hat. Die Schwierigkeiten einer derartigen Berechnung sind in der UngewiBheit der Absorptionskoeffizienten der stellaren Materie gelegen. Verschiedene Annahmen ffihren zu versehiedenen Resultaten. Ein Alter von 8 Milliarden Jahre, das von SEARS berechnet worden ist (1960), ist vielleieht zu groB. Frfihere Absch~itzungen gaben Zeiten von 4 oder 5 X 109 Jahren. Zusammenfassend dfirften wir auf ein Alter der Sonne zwisdaen 4 und 8 X 109 Jahren schliel3en.Aul3erhalb der Erdkruste, der Meteoriten und der Sonne gibt es keine Daten fiber das Alter unseres Planetensystems. d) Das Alter der M i 1 c h s t r a 13 e l~il3t sich haupts~ichlich aus dem Alter der einzelnen Sterne und Sternhaufen bestimmen. Die jiingsten Sterne haben ein Alter yon 100000 Jahren oder weniger; die ~iltesten Sternsammlungen, die Kugelhaufen, haben ein Alter yon etwa 6 Milliarden Jahren; ]edoch hat neuerdings SALZ'ETER eine Sternversammlung mit einem wahrscheinlichen Alter yon 23 Milliarden Jahren gefunden. Ob dieses tmhe Alter best~itigt wird, steht noch in Frage.

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