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Letzte Änderung: 15.06.2003


Sternentstehung

Der Ursprung der Sternentstehung liegt im Dunkeln - bildlich gesprochen. Am Anfang stehen lokale, sich sehr behäbig bewegende Ansammlungen von Gas - im großen und ganzen Wasserstoff (H) und Helium (He). In diesen Gaswolken finden sich pro Kubikzentimeter nur etwa 100 bis 1 Million, an den dichtesten Stellen bis zu 100 Mio. Teilchen. (Zum Vergleich: In einem cm3 Atemluft sind es etwa 27 Trillionen!) Aufgrund dieser sehr geringen Dichte stoßen die Atome und Moleküle nicht sehr häufig miteinander zusammen, der Druck in diesem Gas ist klein, die Temperatur, eine Funktion der mittleren Teilchengeschwindigkeit gering. Deshalb senden diese Wolken kein Licht aus; lediglich Radiostrahlung kann man nachweisen. Trotz der sehr geringen Materiekonzentration ist die Gesamtmasse dieser Wolken immens - einige 100 bis 1000e Sonnenmassen - denn sie sind riesengroß.

Wann und warum die eigentliche Bildung von Sternen beginnt, ist noch nicht genau bekannt. Jedenfalls beginnen diese dunklen Gaswolken zu kollabieren - sie ziehen sich unter der eigenen Gravitation zusammen. Eine verbreitete Theorie geht davon aus, daß Stoßwellen von Supernovaexplosionen und starke Sternwinde benachbarter Riesensterne die Kontraktion initiieren.

Mit beginnender Kontraktion setzen mehrere Effekte ein: Der Druck und damit die Temperatur erhöhen sich (wie bei einer Fahrradluftpumpe), die Rotation der Wolke beschleunigt sich, da der Drehimpuls der Wolke erhalten bleiben muß. Dieses Phänomen kennt jeder von der Eiskunstläuferin, die die Arme an den Körper zieht. Die hier beschriebene Kontraktion vollzieht sich über einen Zeitraum von Millionen Jahren, ist also alles andere als ein dramatischer Effekt.

Auch innerhalb der Gaswolken ist die Materiekonzentration nicht gleichmäßig. An den dichteren Stellen sammelt sich mehr und mehr Gas an, während andere Bereiche der Wolke ausgedünnt werden. Diese dichteren Regionen sind die zukünftigen Entstehungsorte der neuen Sterne. Sie rotieren unabhängig vom Drehimpuls des Gesamtsystems und heizen sich je nach individueller Materiedichte auf.

Nach sehr langer Zeit ist in den dichtesten Regionen - also in den Zentren der lokalen Ansammlungen - der Druck erheblich gestiegen; immer häufiger stoßen die Teilchen miteinander zusammen und wirken so mehr und mehr der Gravitation entgegen. Der Protostern nähert sich dem hydrostatischen Gleichgewicht: Der nach innen wirkende Gravitationsdruck ist nur noch wenig größer als der nach außen gerichtete Gasdruck. Als eine Folge dessen nähert sich das Zentrum der Gasansammlung der Kugelform an, während die nähere Umgebung des Zentrums, die relativ "dünn" ist, durch die Rotation in eine Scheibenform übergeht.

Die Kontraktion und die Druckerhöhung im Kern des Protosterns führen bald zu so hohen Temperaturen, daß die Gasatome ihre Elektronen verlieren; in den Zentralregionen bildet sich ein Plasma. Die Erhöhung der Temperaturen (einige 100 Kelvin) führt zu einer Verkürzung der Wellenlänge der emittierten Strahlung vom Radio- zum Infrarotbereich. Und immer noch komprimiert die Gravitation die Materie.

Protosterne in diesem Stadium sind für uns unsichtbar, da die Wolke, in die die lokalen Massekonzentrationen eingebettet sind, die Emissionen weitgehend absorbiert. Die Masse der Gaskugel im Zentrum ist so groß, daß weitere Materie aus der äußeren Wolke angezogen wird. Diese fällt jedoch nicht einfach auf den Kern zu, sondern wird durch die schnelle Rotation des Zentralteils auf eine spiralförmige Bahn um den Äquator des Protosterns gezwungen. So entstehen die protoplanetaren Scheiben, aus denen später Planetensysteme entstehen können.

Der gestiegene Gasdruck kann die weitere Kontraktion der Gasmassen nicht verhindern, und so steigen Druck und Temperatur immer weiter an. Schließlich erreicht das Plasma im Zentrum Temperaturen von einigen Millionen Grad; dementsprechend hoch ist die Geschwindigkeit der Elektronen und auch der Atomkerne. Diese sind zwar gleich geladen (positiv), stoßen sich also entgegen der Gravitation ab; die "Potentialbarriere" der Wasserstoffkerne wird aber bei 15 Millionen Grad Celsius überwunden - die Protonen können bei so hohen Geschwindigkeiten "nicht mehr ausweichen" und kollidieren. Dies ist der Start einer neuen Epoche des Sternlebens: Die Kernfusion beginnt.

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