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Astronomie-AG

Die Entstehung der Sterne

Als das Universum vor etwa 15 Milliarden Jahren im Urknall entstand, war es noch von einem gleichförmigen Gasgemisch aus Wasserstoff und Helium erfüllt, den beiden leichtesten und einfachsten Elementen. Im Laufe der Jahrmillionen bildeten sich durch bisher noch weit-gehend unbekannte Prozesse gewaltige Gaswolken von vielen Milliarden Sonnenmassen, aus denen die heutigen Galaxien wie unsere Milchstraße entstanden. Dabei zerfielen die Riesen-Gaswolken, die Protogalaxien, in Millionen kleinere Gaswolken, aus denen sich Sterne wie unsere Sonne entwickelten. 
Heute besteht unsere Milchstraße nur noch zu 5 bis 10 % aus Gas, der Rest hat sich längst in Sterne verwandelt. Dennoch entstehen immer noch ständig neue Sterne statistisch ein paar pro Jahr , während andere ihre Materie durch gewaltige Explosionen (z.B. Supernovae) wieder an das interstellare Medium zurückgeben.

Das interstellare Medium

Die Zusammensetzung dieser Materie zwischen den Sternen hat sich seit dem Urknall durchaus verändert: Zwar besteht sie immer noch zu etwa 70 % aus Wasserstoff und zu knapp 30 % aus Helium. Hinzugekommen sind aber auch eine Reihe schwererer Elemente wie Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff, die durch Supernova-Explosionen ins All gelangten. Ein  Teil dieser schweren Elemente liegt in Form winziger Staubpartikel vor, die etwa 1 % des interstellaren Mediums ausmachen. 

Das interstellare Medium tritt in der Milchstraßengalaxie in verschiedenen Erscheinungsformen auf. 
Etwa die Hälfte der Gasmassen zwischen den Sternen bleibt auf den ersten Blick unsichtbar, weil Gase die Eigenschaft besitzen, für fast alle Wellenlängen des Lichts durchlässig zu sein. Sie verraten sich erst durch ihren charakteristischen "Fingerabdruck" im Spektrum dahinter liegender Sterne: Erst wenn man das Sternenlicht in sein Spektrum, also die Farben des Regenbogens, zerlegt, stellt man fest, dass einige dieser Farben fehlen und stattdessen dünne schwarze Linien auftreten. Einige dieser Spektrallinien lassen sich nur dadurch erklären, dass das Licht auf seinem Weg durch eine Gaswolke teilweise von den Atomen und Molekülen des Gases absorbiert wurde. Diese unsichtbaren Gaswolken besitzen meist eine sehr geringe Dichte und bestehen vorwiegend aus atomarem Wasserstoff. Insgesamt haben Gas und Staub in unserer Milchstraße eine Dichte von nur einem Atom pro Kubikzentimeter.

Die andere Hälfte des interstellaren Gases bildet wesentlich auffälligere Gebilde am Sternenhimmel: die Molekülwolken. Sie besitzen eine wesentlich höhere Dichte als der atomare Wasserstoff und bestehen hauptsächlich aus molekularem Wasserstoff (H2). Daneben liegen auch die schwereren Elemente in zumeist einfachen Molekülen wie Kohlenmonoxid (CO) vor, es wurden aber auch komplexere Stoffe wie Ethanol (CH3CH2OH) nachgewiesen. 
"Sichtbar" werden die Molekülwolken aber erst durch den in ihnen enthaltenen Staub. Nur dieser kann das Licht dahinter liegender Sterne auf dem gesamten Spektralbereich abschwächen und sogar ganz verschlucken. Die meisten Molekülwolken erkennt man also daran, dass man sie nicht sieht: sie heben sich als dunkle Gebilde vor dem Hintergrund unzähliger Milchstraßensterne ab. Diese Dunkelwolken sind die Geburtsstätten der Sterne. 
Sind erst einmal helle, massereiche Sterne von mehreren Dutzend Sonnenmassen in einer solchen Wolke entstanden, so regt die von ihnen ausgehende energiereiche UV-Strahlung das sie umgebende Gas zum Leuchten an: aus der Molekülwolke wird ein heller Emissionsnebel wie z.B. der Orionnebel. Das Gas in der Umgebung der hellen Sterne wird von ursprünglich etwa 100 K (ca. - 170°C) auf rund 10'000 K aufgeheizt und ionisiert, d.h. die Moleküle zerfallen durch die große Hitze zunächst in Atome und diese wiederum verlieren durch die energiereiche Strahlung einige ihrer Elektronen. Der Wasserstoff zerfällt dabei vollständig in seine Bestandteile, ein Proton und ein Elektron, und leuchtet in rötlicher Farbe.

(Anmerkung: Dieses Leuchten wird verursacht durch die Rekombination der Wasserstoffionen: ein wieder eingefangenes Elektron springt von einem angeregten Energiezustand stufenweise in den Grundzustand und gibt dabei Photonen der entsprechenden Energiedifferenzen ab. Besonders häufig ist dabei ein Übergang des Elektrons nacheinander auf das 3., 2. und schließlich 1. Energieniveau (Grundzustand), die sogenannte Balmerserie, wobei zwischen dem 3. und 2. Energieniveau ein Photon aus dem roten Spektralbereich, der H-alpha-Linie, emittiert wird.)
 

Die Geburt eines Sterns

Wie entstehen aber die Sterne in den großen Molekülwolken? Dazu muss man zunächst etwas über die Kräfte wissen, die in diesen riesigen Gebilden herrschen. Auf der einen Seite steht die Gravitationskraft, welche die Gasteilchen aufeinander ausüben: Molekülwolken haben typischerweise Massen von 10'000 bis über 100'000 Sonnenmassen, allerdings auf einen Raum von einigen 100 Lichtjahren Durchmesser verteilt, so dass ihre Dichte nur etwa 100 bis 1000 Teilchen pro cm3 beträgt. Die nach Innen wirkende Schwerkraft ist somit nach irdischen Maßstäben sehr gering. 
Dennoch würden alle Molekülwolken zwangsläufig kollabieren, wenn der Gravitation nicht eine andere, nach Außen gerichtete Kraft entgegenstünde: der Gasdruck. Auch dieser ist, verglichen beispielsweise mit dem Druck der Erdatmosphäre, in der sich pro cm3 durchschnittlich 1019 Moleküle drängen, verschwindend gering. Dennoch reicht er meist aus, um den Schweredruck der Gasmassen auszugleichen und einen Kollaps der Wolke zu verhindern.
Aber Gasdruck und Gravitation sind keineswegs die einzigen Kräfte, die auf die großen Molekülwolken wirken. Es gibt großräumige Strömungen innerhalb der Gasmassen, die mit der Rotation der Galaxis (eine Umdrehung dauert etwa 200 Mio. Jahre) zusammenhängen. Außerdem können die gewaltigen Druckwellen von Supernova-Explosionen die Gaswolken treffen und in den Randgebieten aufheizen und komprimieren. Einen ähnlichen Effekt wenn auch in geringeren Ausmaßen hat die Strahlung massereicher junger Sterne (s. o.).
Wenn nun eine Molekülwolke durch einen dieser Effekte komprimiert wird, so kann es geschehen, dass die Schwerkraft die Oberhand über den Gasdruck erhält und die Wolke einen sogenannten Gravitationskollaps erleidet (siehe Anhang). Dabei stürzen Gebiete der Wolke, die zufällig schon eine höhere Dichte besitzen als ihre Umgebung, schneller in sich zusammen, so dass die Wolke in mehrere Fragmente auseinanderbricht, die ihrerseits wieder in kleinere Fragmente zerfallen, aus denen schließlich sogenannte Protosterne entstehen. Die Fragmentierung der Wolke erklärt auch die Tatsache, dass junge Sterne fast immer in Gruppen, sogenannten offenen Sternhaufen wie z.B. den Plejaden, auftreten. Die Zeitspanne vom Gravitationskollaps bis zur Entstehung der Protosterne beträgt typischerweise einige 100'000 Jahre. 
Die Protosterne haben aber noch wenig mit fertigen Sternen wie unserer Sonne gemeinsam. Es sind vielmehr Kugeln aus ionisiertem Gas mit einer Zentraltemperatur von ca. 100'000 K, viel zu wenig, als dass Kernfusionsprozesse stattfinden könnten, und Oberflächentemperaturen von einigen 1000 K (Zum Vergleich: Die Sonne ist im Kern 15 Mio. K und auf der Oberfläche 6000 K heiß). 
Um den eigentlichen Protostern befindet sich eine ausgedehnte Hülle bzw. Scheibe aus Gas und Staub, welche die Strahlung des Sterns, die bis auf mehrere Tausend Sonnenleuchtkräfte ansteigen kann, meist vollständig absorbiert. Dadurch wird die Hülle auf einige 100 K aufgeheizt und strahlt nun ihrerseits im infraroten Spektralbereich. Protosterne verraten sich daher meist nur indirekt durch die von ihrer Staubhülle ausgehende Infrarotstrahlung und bleiben für das menschliche Auge unsichtbar.

Staubscheiben und Materiejets

Inzwischen wurden, z. B. durch das Hubble Space Telescope, einige Protosterne intensiv beobachtet. Dabei zeigte sich, dass sie in der Regel nicht von kugelförmigen Hüllen, sondern von großen Gas- und Staubscheiben umgeben sind. Der Grund dafür ist der Drehimpuls der Molekülwolken. Diese rotieren als Folge großräumiger Strömungen sehr langsam um sich selbst und werden bei der Kontraktion immer schneller wie eine Eiskunstläuferin, die bei einer Pirouette die Arme anzieht. Das Wolkenfragment wird durch die Rotation in eine Scheibenform gezwungen.
Damit im Zentralbereich der sogenannten zirkumstellaren Staubscheibe ein neuer Stern entstehen kann, muss der Drehimpuls in irgendeiner Weise abgeführt werden. Sonst verhindert nämlich die nach Außen gerichtete Fliehkraft, die bei der Rotation entsteht, dass die Gas- und Staubmassen weiter kontrahieren können.
Tatsächlich konnte beobachtet werden, dass von Protosternen in einer bestimmten, einige tausend Jahre dauernden Entwicklungsphase senkrecht zur Scheibe gerichtete Materiejets ausgehen: Die dabei ausgestoßenen Gasmassen erreichen Geschwindigkeiten von etwa 200 Kilometern pro Sekunde und erzeugen leuchtende Schockwellen, wenn sie auf die Gaswolken der Umgebung treffen. Bei diesem bislang noch kaum erforschten Phänomen der bipolaren Jets können bis zu 10 % der Masse des jungen Sterns ins All geschleudert werden.
Der Drehimpuls der Molekülwolke geht aber meistens nicht ganz verloren. Etwa die Hälfte aller Sterne sind nämlich im Gegensatz zu unserer Sonne keine Einzelgänger, sondern Doppel- oder sogar Mehrfachsterne. Die Wolkenfragmente, aus denen sie entstanden, sind in einer relativ späten Phase aufgrund ihrer Rotation einfach auseinandergebrochen und umkreisen sich seither gegenseitig, oder die Gas- und Staubmassen der zirkumstellaren Scheiben "verklumpten" ihrerseits und brachten selbst einen Stern hervor. 
Auch bei unserer Sonne findet man einen Teil des ursprünglichen Drehimpulses immer noch wieder. Weniger in ihrer eigenen Rotation, als vielmehr in der Bahnenergie der Planeten. Diese sind die letzten Überreste der Staubscheibe, die auch die Sonne bei ihrer Geburt vor über 4,6 Milliarden Jahren einst umgeben hat. 
Die Geschichte unseres Sonnensystems legt den Schluss nahe, dass auch aus anderen zirkumstellaren Scheiben Planetensysteme entstehen könnten. Und in der Tat wurden in den letzten Jahren die ersten Planeten um andere Sterne entdeckt.

Der Weg zur Hauptreihe

Zurück zum Protostern. Von außen, also aus der Scheibe, strömt immer neues Material auf ihn ein, und in seinem Zentrum steigt der Druck immer weiter an.
Hat der Druck eine gewisse Höhe erreicht, beginnen die Wasserstoffatomkerne, die Protonen, miteinander zu verschmelzen: jeweils vier von ihnen bilden letztlich einen neuen Atomkern, nämlich den des Heliums. Bei diesem Prozess wird so viel Energie in Form von hochenergetischer Gammastrahlung frei, dass der Strahlungsdruck schließlich ausreicht, um den Stern im Gleichgewicht zu halten und eine weitere Kontraktion zu verhindern. Außerdem heizt diese Strahlung das Sterneninnere auf mehrere Millionen Grad auf: Ein sogenannter Hauptreihenstern wie unsere Sonne ist entstanden. Unter Hauptreihensternen versteht man Sterne, die eine bestimmte Beziehung zwischen ihrer Oberflächentemperatur und ihrer Helligkeit aufweisen. 
Je nach der Masse des Sterns, sie kann zwischen einer Zehntel und hundert Sonnenmassen liegen, verläuft der weitere Entwicklungsweg der Sterne sehr unterschiedlich. Die sehr massearmen leuchten Milliarden Jahre ohne merkliche Veränderungen vor sich hin, bis sie schließlich langsam verglühen, während die ganz großen ihren Brennstoffvorrat schon nach wenigen Millionen Jahren verbraucht haben und ihre Materie dann in gewaltigen Supernovaexplosionen an die Galaxis zurückgeben, womit sich der Kreislauf von Geburt und Tod der Sterne wieder schließt.


Anhang: Der Gravitationskollaps

Hier sollen die physikalischen Hintergründe des Kollapses und der Entwicklung des Protosterns kurz dargestellt werden.
Wie im Haupttext bereits erwähnt, spielen die beiden Größen Gravitationsdruck und Gasdruck eine entscheidende Rolle bei der Kontraktion der Gaswolke wie auch des Protosterns. Der Gasdruck hängt wiederum über die allgemeine Gasgleichung von der Dichte und der Temperatur des Gases ab:

 p · V  =  N · k · T    bzw.     p  =  d · k · T 
mit p: Druck; V: Volumen; N: Teilchenzahl; T: Temperatur; k: Bolzmannkonstante; d: Dichte.

Bei der Kontraktion der Molekülwolke erhöht sich nun zwangsläufig die Dichte und damit der Druck der Wolke. In der Anfangsphase des Kollapses bleibt die Temperatur der Wolke zunächst konstant, weil die gewonnene Gravitationsenergie in Form von Infrarotstrahlung abgestrahlt wird.
Bei zunehmender Dichte sorgt nun der Staub dafür, dass die Wolke undurchsichtig wird und die gewonnene Gravitationsenergie nicht mehr abgestrahlt werden kann. Der Kernbereich der Wolke (bzw. in dieser Phase des Wolkenfragments) erhitzt sich, wodurch der Druck noch weiter ansteigt und schließlich ausreicht, um den Schweredruck wieder auszugleichen. Es stellt sich ein sogenanntes hydrostatisches Gleichgewicht ein, in dem die Kontraktion des Kernbereichs des Fragmentes vorübergehend aufgehalten wird. Dieser hydrostatische Kern umfasst nur wenige Promille der Masse des Wolkenfragmentes und ist einige AE groß (AE: Astronomische Einheit, Entfernung Erde - Sonne, entspricht 149,6 Mio km).
Trotz des "Gleichgewichtes" verändert sich der hydrostatische Kern ständig, weil aus seiner Umgebung laufend neues Gas auf ihn herunterregnet. Dadurch vergrößert sich seine Masse, während Dichte und Temperatur ebenfalls weiter ansteigen. 
Schließlich reicht die Temperatur von mehreren 10'000 K im Zentrum aus, um das Gas zu ionisieren, wodurch im ersten Kern ein zweiter, wesentlich kleinerer Kern entsteht. Die durch den Ionisierungsprozess verbrauchte Energie bezieht der innere Kern, den man jetzt als Protostern bezeichnet, aus der Fallbewegungsenergie der Teilchen im Gravitationsfeld. Das bedeutet, dass der innere Kern schrumpft, und zwar so lange, bis durch ansteigenden Druck wieder ein hydrostatisches Gleichgewicht erreicht ist.
Die Teilchen des Plasmas, aus dem der Protostern besteht, stoßen durch die heftige Wärmebewegung immer wieder zusammen und erzeugen dabei die Strahlung, die wie im Haupttext beschrieben die umgebende Staubscheibe erhitzt. Dabei verliert der Protostern selbst aber Energie und die Wärmebewegung der Plasmateilchen nimmt ab, so dass sie immer enger zusammenrücken und der Stern eigentlich schrumpfen müsste. Durch den abnehmenden Druck vom Protostern kann nun aber laufend neue Materie aus der Umgebung auf den entstehenden Stern herunterregnen, was in seinem Kernbereich wiederum einen Anstieg von Druck und Temperatur bewirkt. 
Weil das hydrostatische Gleichgewicht des Protosterns durch den Energieverlust über die Wärmestrahlung ständig gestört, durch Zufuhr neuer Materie aber praktisch sofort wiederhergestellt wird, spricht man auch von einer Kontraktion in der Nähe des hydrostatischen Gleichgewichts.
Mit dem Anstieg von Druck und Temperatur setzen schließlich Kernfusionsprozesse ein, die den nun fast fertigen Hauptreihenstern auf Jahrmilliarden stabilisieren können. "Fast" fertig ist der Stern deshalb, weil er noch von einer mitunter beträchtlichen Resthülle bzw. Scheibe umgeben ist.
Bei Sternen von einigen Sonnenmassen und weniger regnet das noch verbliebene Hüllenmaterial so lange auf den jungen Stern herab, bis es fast ganz verbraucht ist (bis auf bipolare Jets und eventuelle Planeten; siehe Haupttext). Beträgt die Masse des Kernbereiches jedoch ein Vielfaches der Sonnenmasse, so reicht die von dem jungen Stern erzeugte energiereiche UV-Strahlung schließlich aus, um die Resthülle durch den Strahlungsdruck auseinanderzutreiben und zu ionisiern. Es entstehen die beschriebenen Emissionsnebel.

 Robert Stresing

Quellen

  • Gondolatsch, Steinacker, Zimmermann: Astronomie Grundkurs. Klett, Stuttgart 1990
  • Elsässer: Schöpfung ohne Ende. In: Sterne und Weltraum Special "Schöpfung ohne Ende", Heidelberg 1997
  • Staude: Die bipolare Phase. In: Sterne und Weltraum Special "Schöpfung ohne Ende", Heidelberg 1997
  • Beckwith, Sargent: Zirkumstellare Scheiben und die Suche nach benachbarten Planetensystemen. In: Sterne und Weltraum, 1997, Nr. 4

 
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