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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 kosmische 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 tausend solcher Keime entstehen.
An
diese Verdichtungen, die anfänglich nur aus weniger als 10
Atomen pro Kubikzentimeter bestehen, lagern sich im Lauf der
Zeit, wegen der nun größer gewordenen Schwerkraft
weiterer Atome 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 heist, 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. Bei
größen Sternen ist dieser Zeitraum geringer.
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.
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2.1
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 und
weiteren chemischen Elementen zu verschmelzen. Dies Fusion
erzeugt enorme Energiemengen in Form von Wärme und anderen
Energievarianten.
