Sterne: Ihre Entstehung

Sterne sind grosse Gaskörper, die Energie durch Kernfusion in ihrem Zentrum erzeugen. Hier sind der Druck und die Temperatur hoch genug, um Wasserstoffatome zu Helium zu verschmelzen, was enorme Energiemengen in Form von Wärme und anderen Energievarianten freisetzt.

Das Bild zeigt die zwei Galaxien NGC 3314, von denen die Vordere durch das Licht der Dahinterliegenden durchleuchtet wird. Es lassen sich unschwer die enormen Mengen des sonst nicht sichtbaren Dunkelstaubes erkennen, die innerhalb der vorderen Galaxie enthalten sind.

Bilder aus dem Weltall lassen oft den Eindruck graziöser Ruhe entstehen. Nichts verändert sich, alles ist still. Dieser Eindruck täuscht. Hier toben Stürme der Veränderung mit einer Heftigkeit, gegen die ein irdischer Tornado fast Windstille bedeutet. Windgeschwindigkeiten bis nahe an die Lichtgeschwindigkeit nehmen wir nur deswegen nicht wahr, weil es eben doch 5.000 Jahre braucht, bis dieser Wind, die vergleichsweise geringe kosmische Entfernung von 5.000 Lichtjahren oder 47.303.652.362.903.990km ~ 47 Billiarden Kilometer durchweht hat und während unserer kurzen Lebenszeit hat sich da eben nicht so viel getan. In 76 Lebensjahren eines Menschen, käme der Wind eben auch nur 76 Lichtjahre weit, wenn er denn Lichtgeschwindigkeit besitzen würde. Ist er langsamer, braucht er eben länger. Bei dieser Betrachtung sollte zudem berücksichtigt werden, dass bei Lichtgeschwindigkeit von der Überbrückung von 1.079.252.849 km pro Stunde ausgegangen wird und nicht von den lächerlichen 200-300 km pro Stunde, die ein irdischer Strum erreicht.

Wie das obige Bild zeigt ist der Weltraum angefüllt mit riesigen Mengen Wasserstoffgas und molekularem Staub. Dieser Staub wird von Gravitations- und Magnetfeldern sowie von Schockfronten, die aus Explosionen und Zusammenstössen herrühren, durchdrungen. Sie mischen also das Gas und den Staub im Sinn des Wortes auf, wirbeln ihn durcheinander. Unter der Einwirkung dieser Kräfte können lokale Verdichtungen entstehen, die unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenkleben und den Keim eines neuen Sterns legen. Innerhalb einer solchen Wolke geschieht dies nicht nur einmal sondern die Erfahrung spricht dafür, dass gleich mehrere hundert oder tausen solcher Keime entstehen.

An diese Verdichtungen, die anfänglich nur aus weniger als 10 Atomen pro Kubikzentimeter bestehen, lagert sich im Lauf der Zeit, wegen der nun grösser gewordenen Schwerkraft weiterer Wasserstoff an, bis riesige Gasballons entstanden sind. Im Inneren der Ballons erhöht sich dadurch der Druck und erhitzt die zusammengequetschten Gase. Astronomen sprechen nun von einem Protostern. In ihm halten sich zunächst der Druck nach innen und die daraus entstehende, nach außen strömende Wärme das Gleichgewicht, so dass seine Oberflächentemperatur von anfänglich 3K auf 1000K bis 4000K ansteigt. Abhängig von der gesammelten Masse kann zweierlei geschehen.

Gasmassen die weniger als 8-9% der Sonnenmasse in sich vereinigen, können den nuklearen Kernprozess nicht zünden. Sie werden, zu sich langsam abkühlenden Riesenplaneten. Jupiter und Saturn sind von dieser Masse zwar um den Faktor 80 entfernt, aber sie entsprechen solchen Wasserstoffballons die keine Sonnen wurden.

Im zweiten Fall, der erst in der weiteren Folge von der Massenbetrachtung abhängig wird, kommt es kurz vor dem Ende der Kontraktionsphase und mit dem Beginn der Kernfusion zu einem plötzlichen Druck- und Temperaturanstieg im Kern der Gasblase. Hierbei bläst die nach außen fliehende Wärme, einen Teil der äußeren Gashülle fort. Der Fusionsprozess hat gezündet. Die Kerntemperatur ist auf etwa 15Mio Kelvin bei Sternen von Sonnengrösse angestiegen. Die Atome im Zentrum sind so weit zusammengedrückt und besitzen durch die Hitze eine derartig grosse Bewegungsenergie, dass aus vier Wasserstoffatomen ein Heliumatom entsteht (zwei Protonen, zwei Elektronen zwei Neutronen). Hierbei verdichtet sich der Gasballon weiter und die Gravitationskräfte werden grösser. Jedoch entsteht durch die Verschmelzung der Wasserstoffatome zu Helium auch eine riesige Menge an Wärme. Die Wärmeenergie strömt nach aussen und wirkt der Gravitation entgegen. Sie bewahrt also den Gasballon, der gerade zum Stern geworden ist, vor einem weiteren Zusammenbruch. Bis allerdings ein Gleichgewichtszustand zwischen Druck und Wärme gefunden wurde, schwingt der Stern. Das heisst, er wechselt zwischen zu grosser Aufblähung mit vermindertem Innendruck und zu grossem Innendruck und heftig einsetzender Kernfusion.

Irgendwann ist dieser Schwingungsprozess so gedämpft, dass man von einem thermonuklearen Gleichgewicht des Sterns spricht. Nun beginnt das eigentlich Sternleben. Gleichmässig strahlt der Sonnenwind, das sind in der Hitze zerlegte atomare Bausteine, in das umgebende All und weht die letzten verbleibenden Reste der Entstehungsgaswolke fort. Dieser Gleichgewichtszustand kann abhängig von der gesammelten Masse, bei einem Stern von der Grösse der Sonne etwa 10 Milliarden Jahre andauern.

Lebensdauer, Helligkeit, Temperatur, und die Leuchtfarbe eines Sterns sind abhängig von der Anfangsmasse die sich gesammelt hat. Unsere Sonne, ist ein Beispiel für einen typischen Stern im mittleren Alter. Sie ist ungefähr bei der Hälfte ihres Lebens angekommen. Die meisten anderen Sterne dagegen besitzen nur 1/5 oder gar 1/10 ihrer Masse.

Die Giganten unter den Sternen können allerdings bis zu 700 mal mehr Masse als die Sonne besitzen. Solche Sterne sind jedoch so kurzlebig, dass sie es nicht schaffen den Gleichgewichtszustand zu erreichen. Durch ihren hohen Innendruck entsteht so viel Wärme, dass ihre Schwingungen extrem ausfallen. Noch bevor sich eine Beruhigung einstellen kann, ist ihr Brennstoffvorrat verbraucht.

Zwischen den genannten Extremen spielt sich die weitere Sternentwicklung ab. Bei einer Dichte von einer Trillion bis hin zu einer Quatrillion von Atomen pro Kubikzentimeter tobt die Kernfusion. Hat ein Stern etwa 10% seines Wasserstoffvorrats nach Helium umgewandelt, reicht der Druck in seinem Inneren nicht mehr aus um diese Art der Kernfusion aufrecht zu erhalten. Mit abnehmender Wärmeproduktion gewinnt die Gravitation Überhand und zieht den Stern weiter zusammen. Druck und Temperatur steigen wieder. Nun kann die Kernfusion schwerer Elemente folgen, wenn der Druck im Inneren des Sterns genügend gross wird.

Bei 100-200Mio Kelvin wird Helium zu Kohlenstoff gebrannt, bei 800Mio Kelvin entstehen aus Kohlenstoff, Neon und Magnesium, bei 1,5Mrd Kelvin wird aus Sauerstoff Silizium und Schwefel und dann bei 3,5Mrd Kelvin wird aus Silizium, Nickel. Wie weit diese Reihe der Fusionen geht, hängt von der Gesamtmasse des Sterns ab. Sterne von der Grösse der Sonne kommen allenfalls bis zur Fusion von Kohlenstoff und Sauerstoff. Bei grossen Sternen können sich mehrere Fusionsarten gleichzeitig abspielen, denn die Schichten um den inneren Kern besitzen ja auch ein bestimmtes Temperatur- Druckverhältnis.

Das Element Eisen stellt bei der Energieerzeugung den Endpunkt dar. Eisenatome besitzen pro Kernbaustein die höchste Bindungsenergie. Das bedeutet, um noch schwerere Elemente zu erbrüten, müsste der Stern dem Fusionsprozess Energie zuführen und könnte keine eigene Energie daraus gewinnen. Das geschieht zwar, denn sonst wären die Elemente oberhalb vom Eisen nicht vorhanden, dennoch bricht für den Stern spätestens nach der Erstellung von Eisen jede Möglichkeit ab, durch weitere Druck- und Temperaturerhöhung Energie für sich zu gewinnen. Spätestens hier beginnt auch für die grössten Sterne das Ende.