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Grundwissen

Sterngeburt

Allgemeines über die Sternentwicklung
Kein heute scheinender Stern kann unendlich alt sein, sonst hätte er längst seine Energievorräte verbraucht. Die Sterne mit der größten bekannten Leuchtkraft von ca. 1 Million Sonnenleuchtkräften sind Sterne der heißen Spektralklassen O und B. Bei dem extrem hohen Energieausstoß können diese hellen Sterne nur ein paar Millionen Jahre existieren. Wären sie - wie die Sonne - vor ein paar Milliarden Jahren entstanden, so wären sie längst ausgebrannt. Zumindest einige Sterne müssen also erst vor "kurzem" gebildet worden sein und es ist vernünftig anzunehmen, dass Sterne ständig neu gebildet werden. Spektrale Untersuchungen entsprechend "verdächtiger" Gebiete haben in jüngster Zeit auch Bestätigungen für diese Annahme geliefert.

 

Die Geburt der Sterne:

Abb. 1 Galaxie NGC

Die Stätten konzentrierter interstellarer Materie, nämlich die Gas-, Staub- und Molekülwolken an den Rändern der Spiralarme der Galaxis sind die Gebiete der Sternentstehung.

Abb. 1 rechts (aufgenommen vom Hubble-Space-Teleskop) zeigt die Spiralgalaxie NGC1232 mit den Sternentstehungsgebieten (weiß-blau) in den Spiralarmen.

ESA / Public domain
Abb. 2 Sternentstehungsgebiet Nebel M16.

Dort findet man Wolken, die bei entsprechend niedriger Temperatur und gleichzeitig relativ hoher Dichte gegen ihren inneren thermischen Druck gravitativ kontrahieren können. Nach dem sogenannten JEANS-Kriterium bedarf es bei einer Temperatur von maximal 100 K schon einer Mindestmasse der Wolke in der Größenordnung von 1000 Sonnenmassen, damit der Prozeß in Gang kommen kann.

Das nach James JEANS genannte Kriterium verknüpft die Gravitation mit der Thermodynamik und stellt die Bedingung auf, wann sich eine kosmische Gaswolke zusammenzieht und aus ihr letztendlich ein Stern entstehen kann. Es besagt, dass eine Gaswolke nur zu kollabieren beginnt, falls die kontrahierenden Gravitationskräfte stärker als die destabilisierenden Kräfte sind. Destabilisierende Kräfte sind vorallem der durch die Temperatur bestimmte Gasdruck, aber auch Zentrifugalkräfte, Turbulenzen und magnetische Kräfte. Sind die durch den Gasdruck bewirkten Kräfte kleiner als die Gravitationskräfte, so stürzt die Masse in sich zusammen. Das Jeans-Kriterium lautet als Formel mit M : Masse der Wolke (in kg); k: Boltzmann-Konstante (in J/K); T: mittlere Temperatur der Wolke (in K); R: Radius der Wolke (in m); G: Gravitationskonstante (in m³/(kg s²)) und m: mittlere Masse eines Teilchens der Wolke (in kg)
\[M > \frac{{3 \cdot k \cdot T \cdot R}}{{2 \cdot G \cdot m}}\]

Das Abb. 2 (aufgenommen vom Hubble-Space-Teleskop) zeigt ein solches Sternentstehungsgebiet der Milchstraße im Nebel M16.

Joachim Herz Stiftung
Abb. 3 Ablauf von Geburten von Sternen

Durch den langsam fortschreitenden Gravitationskollaps solcher Wolken wird dann die Geburt der Sterne eingeleitet. Nachdem ein Einzelstern so großer Masse nie beobachtet wurde nimmt man an, dass weitere Entstehungsvorgänge mit dem Zerfall von Teilwolken einhergehen (Fragmentierung). Sterne entstehen also nur in Assoziationen, den Sternhaufen. Dabei kann z.B. die Schockwelle einer nahen Supernova durch ihre verdichtende Wirkung solche Vorgänge einleiten. Auch die Entstehung unseres eigenen Sonnensystems muss wohl auf ähnliche Weise vor sich gegangen sein. Die jüngsten Sterne im Orionnebel oder in anderen vergleichbaren Gas- und Staubnebel-Gebieten scheinen im übrigen die Modellannahmen zu bestätigen.Die hellsten dieser für unser bloßes Auge kaum sichtbaren, sehr lichtschwachen Objekte kann man schon in Amateurfernrohren als schwach strukturierte Nebelflecke erkennen. Die optisch sehr reizvollen Gebilde entfalten ihre ganze farbige Pracht aber erst auf den Aufnahmen der großen Sternwarten.
Die abgeschnürten kompakten Gebilde in den Nebeln, die sogenannten Globulen, können dann quasi im freien Fall in kurzer Zeit (für 1 Sonnenmasse dauert das etwa 107 Jahre) weiter kollabieren und sich dabei aufheizen, bis bei hinreichend hohem Druck und einer Zentraltemperatur von mehreren Millionen Kelvin die Bedingungen für das Zünden der Fusion von Wasserstoff zu Helium geschaffen sind. Die Globulen müssen daher eine Mindestmasse von ca 7% einer Sonnenmasse besitzen. Der Protostern beginnt sein "Leben" auf der Hauptreihe. Diese ersten Sterne heizen den Rest der Gaswolke auf und ionisieren dadurch den Wasserstoff. So bilden sich die H II-Regionen, die sich von den anderen durch ihr farbiges Leuchten unterscheiden.

 

Sowie in einem Sternentstehungsgebiet die ersten massereichen Sterne entstehen, beginnen Sie zu strahlen. Diese Strahlung, insbesondere die harte UV-Strahlung, heizt die Gaswolken in der Umgebung auf, so dass sie zu leuchten beginnen (HII-Regionen). 

Außerdem drückt die UV-Strahlung den Staub und das Gas in der Umgebung weg, so dass die darin enthaltenen jungen Sterne frei werden. 

Abb. 8 Bildung von Filamentstrukturen

Es gibt starke Indizien dafür, dass die Bildung von Filamentstrukturen innerhalb von interstellaren Wolken mit der Sternentstehung zusammenhängt. Durch Gasströme können sich die Schichten und zylindrische Verdichtungen bilden. Materie kann innerhalb dieser Filamente transportiert werden, so dass sich an den Verbindungspunkten besonders dichte Bereiche entwickeln, die den Prozess des gravitativen Kollapses begünstigen.

ESA / Public domain
Abb. 9 Galaxie NGC 3603

Dieses vom Hubble-Space-Telescop aufgenommene Foto des Gasnebels NGC 3603 zeigt unterschiedliche Stadien der Sternentwicklung.  Beispielsweise kann man die Dunkelwolken (Globulen) vor den durch helle Sterne erleuchteten H II Regionen erkennen. Durch den großen Strahlungsdruck werden diese verhältnismäßig kleinen Globulen wieder zerrissen, bevor sie sich zu Ursonnen zusammenziehen können.