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.

Bildbeschreibung und Urheberrecht — Neu entstandene Sterne im Orionnebel © ESA/Hubble & NASA ☛

Wozu sind niedrige Temperaturen nötig?

In den dünnen Gaswolken des frühen Weltraums zogen sich die Atome des zunächst nur atomaren Wasserstoffs gegenseitig mit einer schwachen Gravitationskraft an. Wenn sich die Wolke dadurch langsam zusammenzieht, wird die ursprünglich hohe potentielle Energie zunehmend in kinetische Energie umgewandelt. Die erhöhte Temperatur aber wirkt einem weiteren Zusammenziehen entgegen. Durch die zunehmende Temperatur verbinden sich dann einige Atome Wassertoff zu molekularem Wasserstoff. Bei Kollisionen mit anderen Teilchen kann der molekulare Wasserstoff durch Abstrahlung von Infrarotwellen seine Umgegung kühlen. Dadurch kann wieder die Gravititationskraft mehr Effekt erzielen und es bilden lokale Klumpen höherer Dichte aus.^[8]

Wozu sind sehr hohe Temperaturen 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

[1] Salaris & Cassisi, Wiley: Evolution of Stars and Stellar Populations (2005). Kurze Darstellung der Theorie, ausführliche Beschreibung von Vorgängen:

[2] Weiss, Hillebrandt, Thomas und Ritter:Cox & Giuli’s Principles of Stellar Structure. Cambridge Scientific Publishers (2004, Erstauflage 1967)

[3] Kippenhahn & Weigert: Stellar Structure and Evolution. Springer Verlag (1994)

[4] Immanuel Kant: Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels oder Versuch von der Verfassung und dem mechanischen Ursprünge des ganzen Weltgebäudes nach Newtonischen Grundsätzen abgehandelt. Petersen, Königsberg und Leipzig 1755.

[5] A. C. Phillips: The Physics of Stars. Second Edition. John Wiley & Sons Ltd. ISBN: 978-0-471-98797-0. Hier vor allem das Kapitel: Gravitational Contraction. Seite 38 ff.

[6] Richard B. Larson, Volker Bromm, Don Dixon: The First Stars in the Universe. Scientific American. 2004.

[7] Die Umwandlung potentieller Energie V in kinetische Energie T in Gravitationsfeldern wird unter anderem rechnerisch beschrieben über das sogenannte Maupertuis-Prinzip ↗

[8] Auch die lokale Abkühlung von frühen Molekülwolken war wichtig für die Entstehung von Sternen. Modellrechnungen mit Computern zufolge "bilden sich die primordialen Gaswolken meist in den Knoten eines kleinräumigen Filament-Netzwerks und beginnen sich dann durch ihre eigene Schwerkraft zusammenzuziehen. Die Kompression erhitzt das Gas auf über 1000 Kelvin (Grad über dem absoluten Nullpunkt, der bei -273,15 Grad Celsius liegt)." Diese Temperatur aber würde die Gaswolken auseinandertreiben. Sie würden sich verdünnen. Doch ein anderer Prozess wirkt dem entgegen: "Manche Wasserstoffatome bilden im dichten heißen Gas Paare und somit Spuren molekularen Wasserstoffs. Diese Moleküle beginnen dann die dichtesten Bereiche des Gases abzukühlen, indem sie – nach der Kollision mit Wasserstoffatomen – Infrarotstrahlung emittieren. In den dichtesten Zonen fällt die Temperatur auf 200 bis 300 Kelvin, wodurch dort der Gasdruck sinkt und sich Klumpen bilden, die durch die Gravitation zusammengehalten werden." Wesentlich ist hier das Gegenspiel von anziehender Gravitationskraft und auseinandertreibendem Hitzedruck nach außen. In: Volker Bromm, Richard B. Larson: Die ersten Sterne im Universum. In: Spektrum der Wissenschaft 2 / 2002. Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH. Siehe auch Kontraktionswärme ↗