Entstehung der Sterne
Entstehung der Sterne
Die großen Gas- und Staubwolken sind die Geburtsstätte der Sterne. Der Begriff „Wolke“ bezeichnet die Bereiche unserer – und jeder anderen – Galaxie, in denen Sterne entstehen. Allerdings führt er etwas in die Irre, denn er benennt einen völlig anderen als den von uns bekannten Zustand. So finden wir in einem Kubikzentimeter Wolke Abermilliarden von Elementarteilchen, während in einem Kubikzentimeter einer Gas- und Staubwolke nur ca. einige hundert festzustellen sind. Sie bestehen hauptsächlich aus Wasserstoffmolekülen und Staub. Deshalb werden sie »Molekülwolken« genannt. Da Wasserstoffmoleküle vom Erdboden aus nicht beobachtet werden können, behelfen sich die Astronomen, indem sie andere chemische Verbindungen, wie etwa Kohlenmonoxid beobachten, die den Wolken in geringen Spuren beigemischt sind. In den Regionen einer Galaxie, in denen wir Bedingungen extrem niedriger Dichte vorfinden, dominiert Wasserstoff, das leichteste aller Elemente, und verbindet sich zunächst mit Helium und Kohlenstoff.
Neben der Dichte übersteigt auch die Geschwindigkeit des Entstehungsprozesses eines Sterns unsere Wahrnehmungsmöglichkeiten. Man nimmt an, dass die Elementarteilchen sich in den Regionen größter Dichte anzuhäufen beginnen, indem sie sich gegenseitig unter der Einwirkung der Schwerkraft anziehen. Schritt für Schritt bilden sich in der Wolke abgegrenzte Bereiche höherer Dichte heraus. Aus der zunehmenden Verdichtung von Teilchen dieser Wolken werden im Verlauf von Millionen von Jahren die so genannten Globulen. Diese enthalten eine ausreichende Menge von Material in genügender Dichte für die Bildung eines Sterns, möglicherweise eines Sterns mit einem Planetensystem.
In einem solchen Augenblick beginnt die Evolution eines Sterns, der – je nach Typ und Masse – in weiteren Millionen oder Milliarden von Jahren sein Leben in einem expansiven oder explosiven Ereignis aushauchen wird. Dann wird das Material an den Weltraum zurückgegeben, aus dem er sich gebildet und das er in der Zwischenzeit durch Verschmelzung der verschiedenen Elemente umgewandelt hat.
Wie wir gesehen haben, entstehen die Sterne in den „staubigen“ Regionen der Galaxien. Zwar herrscht dort eine geringe Dichte, aber wir haben es mit überaus großen Volumina zu tun. So hatte die Globule, aus der sich unsere Sonne gebildet hat, einen Durchmesser im Lichtjahrbereich. Der zentrale der Globule ist auch der dichteteste, und der Prozess der Materieaggregration erfolgt im Wege einer Kettenreaktion. Denn je größer die Masse eines Körpers ist – das Zentrum der Globule -, desto höher ist die Anziehungskraft auf andere Körper. Das Zentrum zieht also anderes Material an; es neigt dazu, größer und immer schwerer zu werden. In seinem Inneren nimmt die Entfernung zwischen den Elementarteilchen ab – und damit die Dichte zu. Je weiter dieser Prozess fortschreitet, desto häufiger erfolgen die Zusammenstöße der Teilchen, weil sich in dieser Phase bereits sehr viele von ihnen in einem Kubikzentimeter zusammengefunden haben. Als Folge steigt die Temperatur. Diese ist der Maßstab für die Energie, die durch die Zusammenstöße freigesetzt wird. In den inneren Bereichen herrschen mehrere Millionen Grad Hitze und eine Dichte, in der sich Gas wie Plasma verhält. Unter diesen Bedingungen werden unter den verschiedenen Elementen Kernverschmelzungsreaktionen ausgelöst; als Erstes reagiert der reichlich vorhandene Wasserstoff. Die Fusionen setzen große Energiemengen frei, die das Gleichgewicht des Protosterns ernsthaft gefährden. In dieser Phase seiner Entstehung ist der künftige Stern erheblichen Risiken ausgesetzt, da das System der Gase versuchen kann, wieder die Vorherrschaft zu übernehmen. Zu diesem Zweck wird überschüssiges Material in Form von Gasfontänen ausgestoßen, die eine Geschwindigkeit von 150 km/h pro Sekunde erreichen.
Wenn der Protostern den Beginn der nuklearen Kettenreaktionen überstanden hat, schreitet seine Entwicklung fort, die als oberstes und wichtigstes Ziel die Herstellung eines Gleichgewichts hat. An diesem Punkt können wir uns den Stern als gasige Kugel vorstellen, in der Temperatur und Dichte von außen nach innen zunehmen. Im Zentrum des Sterns stoßen wir auf einen Kern, der bis zu 25% des Volumens einnehmen kann und in dem die nukleare Fusion verschiedener Elemente Energie produziert. Diese Energie übt ihrerseits - im Bestreben den Stern zu „verlassen“ – einen hohen Druck auf die Schichten aus, die den Kern umhüllen. Die Hülle wiederum hat wegen der Gravitation die Tendenz, ins Zentrum zurückzufallen. Nur, wenn sich diese beiden gegensätzlichen Kräfte ausgleichen, kann die Entwicklung des Sterns weitergehen, andernfalls vernichtet er sich implodierend oder explodierend selbst. Noch nicht alle Vorgänge sind uns verständlich, denn unsere theoretischen Modelle können einige der beobachteten Phänomene nicht erklären.
Wenn es einem Stern gelingt, die Phase seiner Bildung und die Gleichgewichtsprobleme - zwischen Gravitation und nach außen dringendem Druck -, die zu seiner Desintegration führen können, zu überstehen, setzt er seine Entwicklung fort. In seinem Zentrum läuft der Energie produzierende „Motor“ dank der nuklearen Verschmelzung in gleichmäßigem Rhythmus. Die Millionen von Grad hohen Temperaturen und der Druck von Millionen von Atmosphären ermöglichen die Kernfusion von Wasserstoffatomen zu Heliumatomen. Dabei wird eine kleine Menge der Masse des Wasserstoffs geopfert, um die Festigkeit der Bindung zwischen den Elementarteilchen, aus denen das Helium entsteht, zu gewährleisten. Diese Masse wird in Energie umgewandelt, die nun beginnt, nach außen zu fließen. Es dauert einige Zeit, bis sie die Oberfläche erreicht und in den Weltraum abgestrahlt wird. In unserer Sonne zum Beispiel benötigt die Energie auf ihren Weg zur Sonnenoberfläche mehr als eine Million Jahren um dann als Wärme und Licht in den Weltraum abgestrahlt zu werden. An diesem Punkt der Evolution haben die gegensätzlichen Kräfte – der Druck der Strahlung, die an die Oberfläche steigt, und die äußeren Schichten die durch die Schwerkraft zum Kern hinstreben – ein perfektes Gleichgewicht gefunden. Der Stern tritt in die stabile Phase ein, d.h. er erreicht die Hauptreihe im Hertzsprung-Russel-Diagramm. Es folgt eine lange Phase der Stabilität, die etwa 90% seiner gesamten Lebensspanne ausmacht. Der Stern kann unbeeinträchtigt aus Wasserstoff zunächst Helium und dann daraus Kohlenstoff bis hin zum Eisen herstellen. Schwere Elemente als Eisen entstehen nur bei einer Supernova. Wie lange sich das Gleichgewicht halten kann, hängt von seiner anfänglichen Masse ab. Jahrmilliarden bei einer Masse wie der unserer Sonne, wenige Jahrmillionen bei einer Ausgangsmasse, die zehnmal höher ist als die der Sonne.
Neben der Dichte übersteigt auch die Geschwindigkeit des Entstehungsprozesses eines Sterns unsere Wahrnehmungsmöglichkeiten. Man nimmt an, dass die Elementarteilchen sich in den Regionen größter Dichte anzuhäufen beginnen, indem sie sich gegenseitig unter der Einwirkung der Schwerkraft anziehen. Schritt für Schritt bilden sich in der Wolke abgegrenzte Bereiche höherer Dichte heraus. Aus der zunehmenden Verdichtung von Teilchen dieser Wolken werden im Verlauf von Millionen von Jahren die so genannten Globulen. Diese enthalten eine ausreichende Menge von Material in genügender Dichte für die Bildung eines Sterns, möglicherweise eines Sterns mit einem Planetensystem.
In einem solchen Augenblick beginnt die Evolution eines Sterns, der – je nach Typ und Masse – in weiteren Millionen oder Milliarden von Jahren sein Leben in einem expansiven oder explosiven Ereignis aushauchen wird. Dann wird das Material an den Weltraum zurückgegeben, aus dem er sich gebildet und das er in der Zwischenzeit durch Verschmelzung der verschiedenen Elemente umgewandelt hat.
Wie wir gesehen haben, entstehen die Sterne in den „staubigen“ Regionen der Galaxien. Zwar herrscht dort eine geringe Dichte, aber wir haben es mit überaus großen Volumina zu tun. So hatte die Globule, aus der sich unsere Sonne gebildet hat, einen Durchmesser im Lichtjahrbereich. Der zentrale der Globule ist auch der dichteteste, und der Prozess der Materieaggregration erfolgt im Wege einer Kettenreaktion. Denn je größer die Masse eines Körpers ist – das Zentrum der Globule -, desto höher ist die Anziehungskraft auf andere Körper. Das Zentrum zieht also anderes Material an; es neigt dazu, größer und immer schwerer zu werden. In seinem Inneren nimmt die Entfernung zwischen den Elementarteilchen ab – und damit die Dichte zu. Je weiter dieser Prozess fortschreitet, desto häufiger erfolgen die Zusammenstöße der Teilchen, weil sich in dieser Phase bereits sehr viele von ihnen in einem Kubikzentimeter zusammengefunden haben. Als Folge steigt die Temperatur. Diese ist der Maßstab für die Energie, die durch die Zusammenstöße freigesetzt wird. In den inneren Bereichen herrschen mehrere Millionen Grad Hitze und eine Dichte, in der sich Gas wie Plasma verhält. Unter diesen Bedingungen werden unter den verschiedenen Elementen Kernverschmelzungsreaktionen ausgelöst; als Erstes reagiert der reichlich vorhandene Wasserstoff. Die Fusionen setzen große Energiemengen frei, die das Gleichgewicht des Protosterns ernsthaft gefährden. In dieser Phase seiner Entstehung ist der künftige Stern erheblichen Risiken ausgesetzt, da das System der Gase versuchen kann, wieder die Vorherrschaft zu übernehmen. Zu diesem Zweck wird überschüssiges Material in Form von Gasfontänen ausgestoßen, die eine Geschwindigkeit von 150 km/h pro Sekunde erreichen.
Wenn der Protostern den Beginn der nuklearen Kettenreaktionen überstanden hat, schreitet seine Entwicklung fort, die als oberstes und wichtigstes Ziel die Herstellung eines Gleichgewichts hat. An diesem Punkt können wir uns den Stern als gasige Kugel vorstellen, in der Temperatur und Dichte von außen nach innen zunehmen. Im Zentrum des Sterns stoßen wir auf einen Kern, der bis zu 25% des Volumens einnehmen kann und in dem die nukleare Fusion verschiedener Elemente Energie produziert. Diese Energie übt ihrerseits - im Bestreben den Stern zu „verlassen“ – einen hohen Druck auf die Schichten aus, die den Kern umhüllen. Die Hülle wiederum hat wegen der Gravitation die Tendenz, ins Zentrum zurückzufallen. Nur, wenn sich diese beiden gegensätzlichen Kräfte ausgleichen, kann die Entwicklung des Sterns weitergehen, andernfalls vernichtet er sich implodierend oder explodierend selbst. Noch nicht alle Vorgänge sind uns verständlich, denn unsere theoretischen Modelle können einige der beobachteten Phänomene nicht erklären.
Wenn es einem Stern gelingt, die Phase seiner Bildung und die Gleichgewichtsprobleme - zwischen Gravitation und nach außen dringendem Druck -, die zu seiner Desintegration führen können, zu überstehen, setzt er seine Entwicklung fort. In seinem Zentrum läuft der Energie produzierende „Motor“ dank der nuklearen Verschmelzung in gleichmäßigem Rhythmus. Die Millionen von Grad hohen Temperaturen und der Druck von Millionen von Atmosphären ermöglichen die Kernfusion von Wasserstoffatomen zu Heliumatomen. Dabei wird eine kleine Menge der Masse des Wasserstoffs geopfert, um die Festigkeit der Bindung zwischen den Elementarteilchen, aus denen das Helium entsteht, zu gewährleisten. Diese Masse wird in Energie umgewandelt, die nun beginnt, nach außen zu fließen. Es dauert einige Zeit, bis sie die Oberfläche erreicht und in den Weltraum abgestrahlt wird. In unserer Sonne zum Beispiel benötigt die Energie auf ihren Weg zur Sonnenoberfläche mehr als eine Million Jahren um dann als Wärme und Licht in den Weltraum abgestrahlt zu werden. An diesem Punkt der Evolution haben die gegensätzlichen Kräfte – der Druck der Strahlung, die an die Oberfläche steigt, und die äußeren Schichten die durch die Schwerkraft zum Kern hinstreben – ein perfektes Gleichgewicht gefunden. Der Stern tritt in die stabile Phase ein, d.h. er erreicht die Hauptreihe im Hertzsprung-Russel-Diagramm. Es folgt eine lange Phase der Stabilität, die etwa 90% seiner gesamten Lebensspanne ausmacht. Der Stern kann unbeeinträchtigt aus Wasserstoff zunächst Helium und dann daraus Kohlenstoff bis hin zum Eisen herstellen. Schwere Elemente als Eisen entstehen nur bei einer Supernova. Wie lange sich das Gleichgewicht halten kann, hängt von seiner anfänglichen Masse ab. Jahrmilliarden bei einer Masse wie der unserer Sonne, wenige Jahrmillionen bei einer Ausgangsmasse, die zehnmal höher ist als die der Sonne.
© Matthias Voß