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Sternenentstehung


Aus Molekülwolken


Basiswissen


Sterne entstehen üblicherweise aus dunklen und kalten Wolken von Molekülen im Weltraum. Wenn sich die Moleküle gegenseitig anziehen, kann sich die vorher große und dünne Wolke zu kleinen und sehr dichten Wolken zusammenziehen. Dadurch heizt sich die Materie auf, was bis zur Zündung von nuklearen Wasserstoff-Fusionen führen kann. Das ist dann die Geburt eines neuen Sterns.

Wozu ist die hohe Temperatur nötig?


Sterne beziehen ihre Energie - und damit ihre Wärme und Leuchtkraft - vor allem aus der Verschmelzung von Atomkernen. Die meisten Sterne verschmelzen Wasserstoffkerne. Ein Wasserstoffkern ist immer elektrisch positiv geladen. Zwei gleiche elektrische Ladungen stoßen sich immer ab, die abstoßende elektrische Kraft heißt Coulomb-Kraft. Zwei Wasserstoffkerne würden sich also zunächst einmal immer gegenseitig abstoßen. Erst ab einer Entfernung von 10 hoch -15 Metern überwiegt eine andere, anziehende Kraft. Wenn also Wasserstoffkerne miteinander verschmelzen sollen, müssen sie entgegen der abstoßenden Coulomb-Kraft nah genug aneinander gebracht werden. Das kann gelingen, wenn die Kerne sehr schnell sind und dann mit hoher Geschwindigkeit aufeinander zu fliegen. Hohe Geschwindigkeiten von Teilchen hängt eng mit Temperatur zusammen: Je größer die Temperatur in einem Gas ist, desto schneller bewegen sich die Gasteilchen. Aus diesem Gedanken folgt, dass hohe Temperaturen zur Verschmelzung von Wasserstoffkernen führen können. Der Prozess der dann in Gang kommt heißt bei Sternen Wasserstoffbrennen ↗

Wozu ist der hohe Druck nötig?


Kurz: um die Teilchen in inneren eines Sternes zusammenzuhalten. Wir haben im Abschnitt oben gelesen, dass für die Fusionsreaktion hohe Temperaturen nötig sind. Hohe Temperaturen heißen aber im Umkehrschluss: hohe Geschwindigkeiten der einzelnen Teilchen. Im freien Weltraum würden die Teilchen frei in allen Richtungen entweichen. Sollen sie aber einen dauerhaft brennenden Stern ergeben, müssen die Teilchen von außen am entweichen zurückgehalten werden. Dazu dient die Sternenmasse rund um den fusionierenden Kern: die Hülle besteht aus Gasteilchen, an denen die Teilchen aus dem Kern sozusagen wieder abprallen und auf den Kern zurückgeworfen werden. Die nach außen strebenden Teilchen üben dabei netto dieselbe Kraft pro Fläche (Druck) aus, wie die sie zurückhaltenden Teilchen aus der Hülle. Der Druck im Kern der Sonne liegt bei etwa 200 Milliarden bar.

Potentielle und kinetische Energie


Der Zusammenhang zwischen der gesamten kinetischen Energie der Teilchen eines Sternes einerseits und der Gravitationsenergie im Sinne einer potentiellen Energie andererseits wird durch das sogenannte Virial-Theorem beschrieben. Eine Folgerung aus diesem Theorem ist, dass für Sterne in einem Gleichgewichtszustand (hydrostatic equilibrium) die Formel 2·Ekin + Epot = 0 gilt. Aus dieser Beziehung kann man eine wichtige Folgerung ableiten: „The most important consequence of this relation ist that, as a self-gravitating system loses energy, its gravitational energy decreases and its internal kinetic energy inreases. Indeed, half the gravitational energy released supplies the energy loss and the other half ist used to increase the energy.“[5]

Seit wann gibt es Sterne im Kosmos?


Der Kosmos entstand vor mehr als 13 Milliarden Jahren. Das sind 13 Tausend Millionen Jahre! Gemessen daran entstanden die ersten Sterne sehr schnell nach der Geburt der Welt. Man geht heute davon aus, dass die ersten Sterne bereits 100 Millionen Jahre nach dem Urknall entstanden waren[6]. Diese Sterne sind heute längst erloschen. Unsere Sonne ist ein relativ junger Stern, im letzten Drittel der Geschichte des Kosmos entstanden. Das Gefühl für die unermeßlichen Zeiträume der kosmischen Geschichte bezeichnet man mit dem Begriff Tiefe Zeit ↗

Fußnoten