Sterne: Entstehung

Sterne: Entstehung

 

Die Tatsache, dass wir den beobachteten Sternen anhand von Entwicklungsrechnungen sehr unterschiedliche Lebensalter zuordnen können, lässt vermuten, dass ständig und überall neue Sterne entstehen. Vor allem die offenen Sternhaufen und OB-Assoziationen, die in der Regel zehn bis einige Hundert sehr junge Sterne enthalten, weisen die großen Staub- und Gaswolken als die Geburtsstätten neuer Sterne aus. Im Einzelnen läuft die Sternentstehung in den verschiedenen Wolken zwar unterschiedlich ab, doch dieser Prozess besteht immer aus vier Stadien, die teilweise ineinander übergehen. Die Reihenfolge der Stadien lautet: kollabierende Dunkelwolke → protostellare Wolke → Protostern (einschließlich bipolarer Nebel und T Tauri-Stern) → Alter-Null-Hauptreihenstern.

 

 Der Gravitationskollaps interstellarer Dunkelwolken

 

Ebenso wie in den Sternen bestimmt das Gleichgewicht zwischen expansiven Druckkräften und der kontraktiven Gravitationskraft auch die Dynamik der großen interstellaren Wolken (Dunkelwolken). Die statistische Auswertung von Dichtefluktuationen zeigt, dass die interstellare Materie nicht gleichmäßig verteilt ist. Wird sie durch eine durchlaufende Dichtewelle oder die Druckwelle einer Supernova-Explosion zusätzlich verdichtet, so entstehen wolkenförmige Gravitationszentren. Diese können die umliegende Materiewolke zum Gravitationskollaps bringen. Bei einer Wolke mit mittlerer Dichte und Temperatur nimmt mit zunehmender Wolkengröße die Druckkraft am Rand ab, die Gravitationskraft dagegen wächst proportional zur Gesamtmasse der Wolke.

 

Folglich gibt es eine Grenzmasse, die erreicht werden muss, damit eine Wolke instabil wird und zu kollabieren beginnt. Nach ihrem Entdecker, dem britischen Astronomen und Mathematiker Sir James Jeans, bezeichnet man diese Grenzmasse als Jeans-Masse. Beachtet werden muss dabei, dass der Druck hauptsächlich durch turbulente Strömungen verursacht wird. Nimmt der Turbulenzdruck zum Rand der Wolke hin ab, so verstärkt dies die expansive Tendenz, und die Jeans-Masse wächst entsprechend. In der heutigen interstellaren Materie liegen die Werte der Jeans-Masse zwischen 100 und 100 000 Sonnenmassen. Deshalb können heute keine Einzelsterne, sondern nur Sternhaufen entstehen, was gut im Einklang mit der Beobachtung steht.

 

Wenn eine Materiewolke die Jeans-Masse überschreitet, beginnt sie zu kollabieren. Dabei wandelt sich Gravitationsenergie in Wärme um. Als Kollaps bezeichnet man den Vorgang zunehmender Massekonzentration, wenn die den freien Fall bremsenden Druckkräfte vernachlässigbar klein sind. Trotz der Zunahme des Drucks überwiegt bei der Kontraktion die Gravitation immer mehr, sodass die Grenzmasse für die Stabilität abnimmt. Dies führt dazu, dass sich inhomogene Bereiche innerhalb der Wolke verstärken und dann kollabieren.

 

Dieser als Fragmentation bezeichnete Prozess unterteilt die interstellare Materiewolke in immer kleinere Einheiten, bis die einzelnen kollabierenden Bereiche für Wärmestrahlung undurchlässig werden. Dadurch kann die beim Kollaps frei werdende Gravitationsenergie nur noch sehr begrenzt ins All abgestrahlt werden, und die Wolken heizen sich beim weiteren Kollaps noch schneller auf. Deshalb steigen die Druckkräfte an und stoppen den raschen Kollaps ebenso wie den Fragmentationsprozess. Die derart stabilisierten Untereinheiten der ursprünglichen Wolke zeigen nun annähernd die Masseverteilung von Einzelsternen — eine neue Assoziation protostellarer Wolken hat sich gebildet.

 

 Die protostellare Wolke

 

Während des Kollapses bildet sich innerhalb einer protostellaren Wolke binnen einiger 100 000 Jahre ein Kerngebiet aus, das weniger als 1 % der Wolkenmasse enthält, aber eine um mehrere Größenordnungen höhere Dichte aufweist. Mit zunehmender Temperatur des Kerns wird dessen Wärmestrahlung immer kurzwelliger, bis sie schließlich vom Staub der Wolkenmaterie absorbiert wird. Dadurch steigt der Druck an, der den Gravitationskollaps stoppt. Statt des raschen Zusammenbruchs erfolgt nun eine sehr viel langsamere Kontraktion, während der aber weiterhin Materie aus der sehr viel dünneren Hülle auf den Kern prallt und diesen weiter aufheizt.

 

Schließlich dissoziieren oberhalb von 2000 K die Wasserstoffmoleküle, wodurch sich die Wärmekapazität der Materie sprunghaft ändert und ein zweiter Kollaps ausgelöst wird. Dieser kommt bei 10 000 K Zentraltemperatur und Dichten ähnlich denen der Erdatmosphäre schon nach einem Jahr zum Stillstand. Bei der nun folgenden Kontraktion reichert der Kern innerhalb von einer Million Jahre den größten Teil der Hüllenmaterie an, wobei die Temperatur ständig steigt.

 

Während dieser Zeit ist der heiße Kern unter einer dichten Hülle aus Staub verborgen, sodass lediglich dessen Wärmestrahlung zu beobachten ist. Im Orion-Nebel sind mehrere solcher Infrarot-Objekte bekannt, die als derartige Protosterne gedeutet werden. Je nach Masse der Wolke dauert die weitere Entwicklung des Kerns bis zum Zünden des Wasserstoffbrennens länger oder weniger lange als das vollständige Anreichern der Hüllenmaterie. Bei massereicheren Objekten wird ein erheblicher Teil der Restmaterie durch den Strahlungsdruck des hell aufleuchtenden jungen Sterns wieder in den interstellaren Raum hinausgeblasen. Zuvor jedoch sorgt der stets vorhandene Drehimpuls der protostellaren Wolke für eine wesentlich andere Verteilung der Materie.

 

 Das Drehimpulsproblem

 

Eine Eiskunstläuferin, die mit ausgebreiteten Armen Pirouetten dreht, kann ihre Rotationsgeschwindigkeit erhöhen, indem sie die Arme an den Körper presst und dadurch Masse zur Rotationsachse hin verlagert. Ähnlich verhält es sich mit kollabierenden Wolken. Als Teilbereich der rotierenden galaktischen Scheibe besitzt jede Materiewolke einen anfänglichen Drehimpuls, der wegen der Drehimpulserhaltung bei fortschreitender Kontraktion zu einer immer schnelleren Rotation führt. Senkrecht zur Rotationsachse wirkt folglich eine Zentrifugalkraft, die den Kollaps der Wolke zunehmend bremst, während dieser entlang der Achse aber ungehindert fortschreitet. Dadurch bildet sich in der Äquatorebene der Wolke eine Akkretionsscheibe aus, in der Staub und Gas auf Spiralbahnen dem zentralen Kern entgegentreiben. Der Kern selbst wird durch seine zunehmende Rotation an einer weiteren Kontraktion gehindert.

 

Da ein einzelner Stern — soll es ihn nicht zerreißen — nur einen um vier Größenordnungen kleineren Drehimpuls als die protostellare Wolke aufweisen darf, muss der Protostern notgedrungen den größten Teil seines Drehimpulses verlieren. Sehr wirksam ist hierbei die magnetische Bremsung: Das Magnetfeld des Protosterns schleppt die ionisierte Materie seiner Umgebung mit (dieses Material wird von der Lorentz-Kraft im Magnetfeld festgehalten). Die Trägheit der akkretierenden Materie wirkt so der Beschleunigung der stellaren Rotation entgegen.

 

Obwohl dabei rund 99 % des Drehimpulses in die äußeren Bereiche der Akkretionsscheibe fließen, verbleibt immer noch ein Restimpuls, der die Bildung eines Einzelsterns verhindern kann. Hier gibt es offensichtlich zwei verschiedene Lösungen, durch die das Gesamtsystem der expansiven Wirkung der Zentrifugalkraft entgehen kann. Entweder verbleibt ein Teil der Materie in ausreichendem Abstand vom Stern in der Scheibe und nimmt den weitaus größten Teil des Gesamtdrehimpulses auf. Oder der zentrale Kern spaltet sich durch die Rotation schrittweise in ein oder mehrere Unterzentren mit ähnlicher Masse auf, die umeinander rotieren und jeweils für sich weiterkontrahieren. Im ersten Fall bildet sich in der Scheibe ein Planetensystem um den zentralen Einzelstern aus, während im zweiten Fall ein Doppelstern oder ein Mehrfachsystem entsteht, wobei die umgebende Materie dann nahezu vollständig akkretiert wird.

 

 Bipolare Nebel und T Tauri-Sterne

 

Der Übergang vom Protostern zum Hauptreihenstern verläuft je nach Gesamtmasse unterschiedlich spektakulär. Die Phasen der Energiefreisetzung durch Akkretion und der zentralen Energieproduktion durch Kernfusion überlappen sich mehr oder weniger. In jedem Fall erreicht der Protostern noch während der Entstehung einer Scheibe in seinem Zentrum Temperaturen, die ausreichen, um das vom Urknall stammende Deuterium zu Helium zu verbrennen.

 

Je massereicher die ursprüngliche Wolke war, desto mehr Materie befindet sich noch in der Akkretionsscheibe, wenn der Stern im Zentrum aufleuchtet und durch seine Strahlung die umgebende Materie auseinander treibt. Dies führt dazu, dass sich in der Äquatorebene des Protosterns weiterhin Materie anreichert, teilweise zu den beiden Polen hin abgelenkt wird und dort als massiver protostellarer Wind verloren geht. Meist haben diese bipolaren Nebel eine kegelförmige Gestalt. Teilweise sind sie auch zu Jets fokussiert, die mit einer Geschwindigkeit von rund 100 km/s ausströmen. Die Gasströme weisen oft hell leuchtende Knoten auf, die man als Herbig-Haro-Objekte bezeichnet.

 

Mit dem Einsetzen des protostellaren Winds reißt der Nachschub an Deuterium ab, die Fusion erlischt, und der Stern überschreitet seine »Geburtslinie« im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD). Diese Geburtslinie markiert als Hayashi-Linie die äußerste Stabilitätsgrenze aller Sterne zu niedrigen Temperaturen hin. Von hier aus wandert der Protostern im HRD zunächst entlang der Hayashi-Linie senkrecht nach unten, wobei er voll konvektiv bleibt. Schließlich rückt er innerhalb einiger Hunderttausend Jahre nach links zu seinem Startort auf der Hauptreihe. Dabei durchläuft er eine instabile, durch Aktivitäten in der Chromosphäre charakterisierte Phase. Diese Aktivitäten führen zu unregelmäßigen Ausbrüchen mit erheblichen Masseverlusten und machen sich als irreguläre Helligkeitsvariationen bemerkbar. Diese Phase wird nach dem Stern T Tauri, der sich zurzeit in ihr befindet, bezeichnet.

 

Bei massereichen Sternen können die Verluste durch bipolare Winde und durch die T Tauri-Phase durchaus 75 % der ursprünglichen Masse der protostellaren Wolke ausmachen. Massearme Sterne dagegen akkretieren in der Regel vollständig. Bei Einzelsternen verbleibt ein kleiner Teil der Materie — der jedoch den größten Teil des Drehimpulses trägt — in der Akkretionsscheibe und bildet dort ein Planetensystem. Spätestens zehn Millionen Jahre nach dem Beginn des Kollapses blasen die neu entstandenen Sterne dann die Reste der Staub- und Gaswolken weg und erreichen mit dem stabilen Wasserstoffbrennen die Hauptreihe des HRD. Auf dessen Alter-Null-Reihe beginnt dann ihr eigentlicher Lebensweg, den der folgende Abschnitt am Beispiel der Sonne beschreibt.

 

Prof. Dr. Erwin Sedlmayr, Dipl.-Phys. Karin Sedlmayr und Dr. Achim Goeres

 

Weiterführende Erläuterungen finden Sie auch unter:

 

Sonne: Ihr Lebensweg vom Protostern zum Weißen Zwerg

 

Grundlegende Informationen finden Sie unter:

 

chemische Elemente: Entstehung

 

Sterne: Aufbau und Entwicklung

 

Literatur:

 

Cambridge-Enzyklopädie der Astronomie, herausgegeben von Simon Mitton. Aus dem Englischen. Sonderausgabe München 1989.

 

Der große JRO-Atlas der Astronomie, herausgegeben von Jean Audouze u. a. Aus dem Französischen. München ²1990.

 Henkel, Hans Rolf: Astronomie. Thun u. a. ⁴1991.

 Herrmann, Joachim: dtv-Atlas zur Astronomie. Tafeln und Texte. Mit Sternatlas. München ¹¹1993.

 Herrmann, Joachim: Großes Lexikon der Astronomie. München ⁴1986.

 Kaler, James B.: Sterne. Die physikalische Welt der kosmischen Sonnen. Aus dem Amerikanischen. Heidelberg u. a. 1993.

 Langer, Norbert: Leben und Sterben der Sterne. München 1995.

 

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 Oberhummer, Heinz: Kerne und Sterne. Einführung in die nukleare Astrophysik. Leipzig u. a. 1993.

 Scheffler, Helmut / Elsässer, Hans: Physik der Sterne und der Sonne. Mannheim u. a. ²1990.

 Smolin, Lee: Warum gibt es die Welt? Die Evolution des Kosmos. Aus dem Amerikanischen. München 1999.

 Unsöld, Albrecht / Baschek, Bodo: Der neue Kosmos. Berlin ⁵1991.

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