Entstehende Sterne


Schauen wir in den nächtlichen Himmel, funkeln uns die Sterne entgegen. Das Licht, das uns von ihnen erreicht, kann einige Hundert oder auch tausende von Jahren alt sein, so lange braucht es selbst mit Lichtgeschwindigkeit, um unser Auge zu erreichen.

Einige der Sonnen, die wir über uns sehen, sind vielleicht schon lange verloschen und andere, die wir noch nicht sehen, sind dabei sich zu formen und werden die Augen zukünftiger Beobachter erfreuen.

Um einen Stern zu bauen, braucht man jede Menge Wasserstoff, das einfachste Molekül, das wir kennen, es besteht lediglich aus einem positiv geladenen Proton im Atomkern und einem Elektron, das sich irgendwo darum herum aufhält. Und man braucht schweren Wasserstoff, der im Kern zusätzlich noch ein Neutron, einen ungeladenen Kernbaustein, enthält.

Wasserstoff war eines der ersten Moleküle, die sich nach dem Urknall gebildet haben, nach dem die Materie in Form von Protonen, Neutronen und Elektronen auskondensiert war. Nachdem die Temperatur des frühen Universums so weit abgekühlt war, dass sich Elektronen und Protonen zusammentun konnten, bildete es sich in großen Mengen.

Diese Phase dauerte vielleicht 15 Minuten nach dem Big Bang, während die Temperatur von einer Milliarde Grad Celsius auf nur noch 100 Millionen Grad Celsius abkühlte. Danach war es dann schon zu kalt, um schwere Elemente zu bilden, denn die Energie der herumflitzenden Teilchen reichte nicht mehr aus, um die abstoßenden Kräfte zwischen zwei positiv geladenen Protonen zu überwinden. Das frühe Universum bestand nahezu ausschließlich aus Wasserstoff sowie ein wenig Helium, Lithium und Spuren von Beryllium (und ein wenig Antimaterie, aber das ist eine andere Geschichte).

Um einen Stern zu bilden, braucht man aber nicht nur das Baumaterial, sondern der Wasserstoff muss auch in so großer Dichte vorliegen, dass er unter seiner eigenen Schwerkraft kollabieren kann.

Wären die ersten Momente nach dem Urknall ganz gleichmäßig gewesen, hätte sich auch der Wasserstoff gleichmäßig verteilt und wir würden in einem sehr langweiligen Universum leben – einer einzigen großen Wasserstoffwolke, deren Dichte geringer wäre, als die besten Vakua, die man heute auf der Erde erzeugen kann. Zu unserem Glück gab es Schwankungen in der Dichte des Gases; man geht davon aus, dass es quantenmechanische Fluktuationen waren, die dafür verantwortlich waren, diese Schwankungen so weit aufzublasen, dass sich Strukturen in der Gasverteilung bilden konnten.

Diese Strukturen sehen wir noch heute in der kosmischen Hintergrundstrahlung und ihre Auswirkungen in der Verteilung von Galaxienhaufen und Nebeln im Universum. Ein Nebel ist dabei nichts anderes, als ein großer Haufen Wasserstoff, und wenn dieser unter seiner eigenen Schwerkraft zusammenfällt, bilden sich Sterne, oft mehr als einer, weil auch der Nebel nicht ganz homogen ist in seiner Dichte.

Wenn der Nebel, oder Teile davon, zusammenfallen, heizt sich das Gas auf und es fängt an zu rotieren, zunächst nur ganz langsam. Je mehr sich die Gaswolke verdichtet, desto schneller wird die Rotation und durch die Reibung (aneinanderstoßende Wasserstoffmoleküle) entsteht schon Infrarotstrahlung. Diese Phase kann zwischen 10.000 und 1 Million Jahre dauern.

Durch die Rotation, die mit dem weiteren Zusammenfallen der Gasmassen zunimmt, treten auch Zentrifugalkräfte auf, die versuchen, Materie wieder nach außen zu drücken. Es entsteht eine sog. protoplanetarische Scheibe, in der sich Planeten bilden können (vornehmlich Gasriesen, so ähnlich wie Jupiter, denn für Gesteinsplaneten fehlen ja noch die schweren Elemente).

 Nach etwa 50 Millionen Jahren haben wir dann einen Protostern. Hier wird das Wasserstoffgas, bei dem jedes Molekül aus zwei Wasserstoffatomen besteht, durch die Hitze in einzelne Wasserstoffatome zerlegt. Die Temperatur steigt und der Kollaps nimmt ab oder stoppt.

Manchmal bleibt es dabei, weil die Masse des Sterns nicht ausreicht, um den Stern entgegen dem Strahlungsdruck weiter zusammenzudrücken. Es bleibt ein brauner Zwerg (etwa 1–10 % der Sonnenmasse).

Ist die Masse größer, kann der Protostern weiter zusammenfallen. Die Temperatur im Inneren steigt weiter an und erreicht irgendwann den Punkt, an der die Energie der Wasserstoffatome so groß wird, dass die Kerne zusammenstoßen und sich verbinden. Die Kernfusion setzt ein und stellte eine neue Energiequelle da, welche Strahlung produziert und dem Gravitationskollaps wieder Paroli bietet. Unser Stern ist fertig.

Durch die Fusion wird Wasserstoff in Helium umgewandelt. Ist der Wasserstoff nach einigen Milliarden Jahren aufgebraucht, geht der Kollaps wieder los, bis das Helium fusioniert und so fort und immer schneller, sodass auch schwere Elemente, bis hin zum Eisen entstehen.

Und dann ist die Lebenszeit unseres Sterns an ihrem Ende. Wenn er groß genug ist (1,44 bis 2-fache Sonnenmasse), kann es zu einer Supernova kommen, die so heftig abläuft, dass sogar Elemente entstehen, die schwerer sind als Eisen. Und die Supernova verteilt die Materie des Sterns im Weltall.

Die Druckwelle kann wieder Nebel in der Umgebung anstoßen und einen Gravitationskollaps auslösen (aber auch die Strahlung eines neuen Sterns kann dafür ausreichen, sodass quasi eine Kettenreaktion einsetzt, bei der immer neue Sterne in unserem Nebel entstehen). Es entstehen Sterne der zweiten Generation, jetzt mit einem Schuss schwerer Elemente aus der Supernova, wie es sie für Gesteinsplaneten und all die Moleküle des Lebens braucht.

Wie lange ein Stern lebt, hängt von seiner Masse ab, je massereicher der Stern ist, desto kürzer ist die Zeit, die er zur Verfügung hat.
 


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