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Was ist ein Stern und wie entstehen sie ?

Sternennebel - Hier entstehen Sterne - Quelle: depositphotos.com
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Was ist ein Stern und wie entstehen Sterne überhaupt?

Vielleicht finden Sie die Frage nach der Herkunft von Sternen und Planeten müßig. Waren die nicht schon immer da? Nun, Sterne sehen wir, weil sie leuchten. Licht und Wärme verflüchtigen sich im kalten Weltenraum. Sie müssen sich zwangsläufig entwickeln, um den ständigen Energieverlust wettzumachen, sie sterben sogar, ist ihr Vorrat an thermonuklearer Energie aufgebraucht.

Werfen wir einen Blick in die Sonne, wortwörtlich. Nahe dem Zentrum, bei 15 Millionen Grad und einer Dichte, die die von Platin um das Siebenfache übertrifft — trotzdem ein ideales Gas (da die Teilchen keine Atome, vielmehr winzige Atomkerne)! — findet Wasserstoff «brennen» statt: Jeweils vier Wasserstoffkerne und Protonen verschmelzen zu einem Heliumkern. Dazu müssen sich zwei Protonen in Neutronen verwandeln, etwas, dass ins Reich der schwachen Wechselwirkung (also der Radioaktivität) gehört und fast nie geschieht.

Die HI-Linie (H-Eins-Linie), auch Wasserstofflinie, ist in der Astronomie die Bezeichnung für die charakteristische Radiostrahlung des neutralen Wasserstoffs.
Die Sonne erzeugt Energie durch Kernfusion

Deshalb lebt die Sonne so lange: Die Produktion von Deuterium (schwerer Wasserstoff) aus normalem Wasserstoff läuft auf Sparflamme. (In der klassischen Physik wäre sie sogar verboten: Um die Coulomb-Abstoßung zwischen den gleichnamig geladenen Protonen klassisch zu überwinden, müsste das Sonneninnere Milliarden Grad heiß sein, nicht bloß 15 Millionen.)

Bei ständig steigender Zentraltemperatur laufen Kernreaktionen ab, an denen immer schwerere Atomkerne beteiligt sind. Am Schluss kommt das Siliziumbrennen. Aus dem entstehenden Eisen und Nickel kann keine Energie mehr gewonnen werden, weder durch Fusion noch durch Fission (Kernspaltung). Die Elemente der Eisengruppe sind die stabilsten Atomkerne überhaupt in der Natur. Noch kompaktere gibt es nicht und damit keine Möglichkeit, Bindungsenergie freizusetzen. Was folgt, ist schnell erzählt (aber noch schneller getan). Der Kern aus Eisen fällt in Sekundenbruchteilen (!) in sich zusammen, zu einem Neutronenstern, groß wie Berlin, aber schwerer als die Sonne. Die Wucht dieses Kollapses, unterstützt durch einen plötzlichen Neutrinoburst – bei der Umwandlung von Protonen in Neutronen fallen Neutrinos an -, macht die äußere Hülle explodieren, wobei durch Kernfusionen (schnelle Einfänge von Neutronen) alle Elemente des Periodensystems gebildet werden, bis hinauf zu den Transuranen. Der radioaktive Zerfall von Kobalt-60 in der explodierenden Hülle heizt diese noch wochenlang strahlendhell auf. Der Astronom beobachtet aus sicherer Entfernung einen Supernovaausbruch. Nebenbei bemerkt, das Eisen in Ihren roten Blutkörperchen ist beim Tode eines massereichen Sterns auf diese Art entstanden.
 
So viel zur Sternentwicklung und über das Sterben der Sterne.

Blick in eine Sternenkrippe – Hier werden Sterne geboren

 

Orion Nebel m42
Orion Nebel m42

Massereiche Sterne leben nur kurz. Schauen wir also die Gebiete im Kosmos an, wo massereiche Sterne vorkommen. Vielleicht erfahren wir etwas über die Vorgänge, die sich dort vor ein, zwei Millionen Jahren zugetragen haben. Beispielsweise im Orionnebel. Leider ist dieses beeindruckende Sternentstehungsgebiet (links unterhalb der drei Gürtelsterne im Winter-Sternbild Orion, im sog. Schwertgehänge) 1½-tausend Lichtjahre von uns entfernt. Was sehen wir? Neben Hunderten jugendlicher Sterne viel Gas und Staub.

Das Gas, im wesentlichen Wasserstoff, wird durch die UV-Strahlung der massereichen Trapezsterne wie in einer Neonröhre zum Leuchten angeregt. Daher der Emissionsnebel. Ohne die UV-Bestrahlung bliebe das Gas für uns unsichtbar. Gas und Staub sind Baumaterial, das bei der Entstehung dieses Sternhaufens übriggeblieben ist und sich noch nicht verflüchtigt hat. Wir halten fest: Sterne entstehen aus interstellarer (d.h. zwischen den Sternen befindlicher) Materie. Das Problem: Dieses Gas ist hochverdünnt, technisch gesehen ein Hochvakuum. Sterne sind trillionenfach dichter! Nur eine Naturgewalt ist in der Lage, eine derartige Zusammenballung zu bewirken – die Schwerkraft. Sie will alles zusammenziehen, verdichten. (Am liebsten produzierte sie schwarze Löcher. Aber dem hat die Natur Gott-sei-Dank einige Riegel vorgeschoben.) Man stelle sich bildlich vor: ein Kubikkilometer an interstellarem Material wird auf weniger als ein Kubikmillimeter zusammengepresst, auf einen Punkt, wenn man nicht ganz genau hinguckt! Wenn da nur ein bisschen Drehimpuls ist… Aber davon später.
 
Allzu viel erzählen einem die wunderschönen Bilder von Emissionsnebeln nicht (es sei denn man sieht sie sich akribisch an, doch davon später) über die Sternentstehung. Eigentlich ist schon alles gelaufen, und die Überreste schweigen.

Woher kommen die Sterne (Video)

Des Kosmos dunkle Seite – vom Nutzen der IR- und Radioastronomie

 
Hat es einem die Sternentstehung angetan, muss man sich der dunklen Seite des Kosmos zuwenden, kalten Wolken molekularen Gases, vermischt mit etwas Staub. Wir betreten den Tummelplatz der Infrarot- und Radioastronomen. Bevor nicht ein Stern in einer solchen Dunkelwolke aufflammt, sieht ein herkömmlicher Astronom buchstäblich nichts.
Als William Herschel dies sah, habe er verwundert gerufen «Mein Gott, da ist ein Loch im Himmel». Das vermeintliche Loch ist eine staubige Molekülwolke. Der Staub verhindert wie ein Vorhang die Sicht auf die dahinterliegenden Sterne. Verglichen mit der Menge molekularen Wasserstoffs fällt der Staub nicht ins Gewicht. Trotzdem ist er wichtig: Er kühlt die Wolke und ermöglicht so deren Kollaps. Außerdem stellt er das Rohmaterial für Planeten. Aus dem Staub einer solchen Globule ließen sich zig-tausend Erdkugeln formen. Die Wolke selbst ist sieben Lichtmonate groß. Aufgrund des niedrigen Innendrucks steht sie kurz vor der gravitativen Implosion. Vielleicht schon in wenigen hunderttausend Jahren sieht man dort am Himmel nur noch einen neugeborenen Stern.
 
Der Pferdekopfnebel Fotograf: Roman Feldhaas
Der Pferdekopfnebel Fotograf: Roman Feldhaas

 

Photographieren wir dieselbe Dunkelwolke im infraroten Licht, wird sie durchsichtig, was bedeutet, dass die Staubteilchen kleiner als die Wellenlänge infraroten Lichts sein müssen. Nebelsichtgeräte und Radar nutzen diesen Effekt schon lange technisch aus.

 
Infrarot- und Radioastronomen verfügen also über die Werkzeuge, um ins Dunkel vorzudringen. Allerdings mussten sie zuvor einen entscheidenden Nachteil ihrer Langwellen-Technik kompensieren. Bei langen Wellen sieht man schlechter! Das wissen Mikroskopiker. Mit blauem Licht erkennen sie feinere Details als mit roten. Je größer die Wellenlänge der Strahlung, desto miserabler das Auflösungsvermögen. Allein ein Radioteleskop von vielen Kilometern Durchmesser könnte diesen Nachteil durch seine gigantischen Ausmaße wettmachen. Solch einen Koloss kann niemand bauen, geschweige denn bezahlen. Man ist deshalb auf den Trick verfallen, viele kleine Teleskope untereinander zu vernetzen. Sie erreichen dann zwar nicht die Empfindlichkeit eines einzelnen Riesenteleskops (die Gesamtfläche ist zu klein), aber dessen theoretisches Auflösungsvermögen. Mit derartigen Interferometern kann man nun Molekülwolken messerscharf sezieren. Was man findet? Beispielsweise den Kern einer Molekülwolke (B 335), der anfängt zu kollabieren. Radioastronomen benutzen bevorzugt die Linienstrahlung gewisser Moleküle, weil sie dann neben der Intensität, die natürlich Rückschlüsse auf die Menge der Moleküle gestattet, auch über den sog. Dopplereffekt eine Information über die Bewegung des Gases erhalten. (Wasserstoff ist zwar bei weitem die wichtigste Molekülspezies in einer Dunkelwolke, aber nicht leicht zu beobachten, weshalb man gerne auf weniger häufige, aber dafür leichter beobachtbare Moleküle, sog. Tracer, wie Kohlenmonoxid zurückgreift.)
 
Im Falle von B 335 stellte sich heraus, dass der hintere Teil der Wolke verglichen mit dem vorderen auf uns mit mehreren hundert Metern pro Sekunde zurast. Hier findet vor unseren Radioaugen offenkundig eine Verdichtung statt! Woher man weiß, was vorne und hinten ist? Die Strahlung vom hinteren Teil muss durch die Wolke hindurch und ist deshalb schwächer als die, die uns von vorne erreicht.
 
Ein Blick auf ALMA, das weltgrößte Radio-Teleskop:
ALMA - Radioteleskop Ansicht bei Nacht
ALMA – Radioteleskop Ansicht bei Nacht

Scheiben, Jets und Planeten

Jetzt gönnen wir uns aber die Zeit für ein paar theoretische Überlegungen.
 
Warum kollabiert eine Molekülwolke oder mindestens ein Teil einer solchen? Die Wolken, die wir sehen, leben bereits lange, Dutzende von Millionen Jahren. Offenbar sind sie im Gleichgewicht. Die Schwerkraft, die nach Innen zieht, wird kompensiert durch andere Kräfte, die nach außen wirken: thermischer Gasdruck, Turbulenzdruck, Magnetfeld.
 
Erst wenn die tragenden Kräfte wegbrechen, gewinnt die Schwerkraft die Oberhand und – restlose Abstrahlung der freiwerdenden Bindungsenergie vorausgesetzt – ist der einsetzende Kollaps vorerst nicht zu bremsen. Im freien Fall sollte dann der betroffene Teil der Wolke binnen weniger 100000 Jahre in sich zusammenstürzen – zu einem Stern.
 
Druck ist das Produkt aus Dichte und Temperatur. Die Dichte steigt beim Kollaps notgedrungen an, will man den Druck ‚rausnehmen, muss man also die Temperatur senken. In der Tat zählen Molekülwolken mit nur einem Dutzend Grad überm absoluten Nullpunkt (-260 C!) zu den kälteren Orten im Kosmos. Sternentstehungsphysik ist Kryo-Astrophysik! Für die Kühlung nun sind im wesentlichen « Verunreinigungen» zuständig: Staub beispielsweise, aber auch (unsymmetrisch gebaute) Moleküle wie Kohlenmonoxid und Wasser. Da Staubteilchen an ihrer Oberfläche die Bildung von Molekülen ermöglichen, sind sie doppelt wichtig: als Molekülbildner wie als Kühlmittel.
 
Auf eine Komplikation müssen wir noch zu sprechen kommen, und die wird unsere Sicht auf die Dinge total verändern – das Drehimpulsproblem.
 
Wenn ich mich langsam mit ausgestreckten Armen um mich selbst drehe und die Arme an den Körper heranziehe, kommt es wegen der Drehimpulserhaltung zu einer Beschleunigung der Rotation. Diesen Pirouetteneffekt kann man bei Eiskunsttänzerinnen und -tänzern bewundern. Was aber geschähe mit mir, hätte ich kilometerlange Arme und versuchte, diese bis auf einen Millimeter an die Körperachse anzupressen? Es würde selbst dann nicht gehen, wenn ich mich so dünn machen könnte: und zwar wegen der Fliehkräfte. Genau vor dem Problem steht eine kollabierende Wolke. Um einen Stern hervorzubringen muss sie sich millionenfach verkleinern! Selbst wenn sie anfänglich nur unmerklich langsam rotierte, setzen Fliehkräfte dem Kollaps bald ein Ende, statt eines Sterns entsteht eine schnell rotierende Scheibe.
 
Was anschaulich völlig klar ist, das vorzeitige Ende des schnellen Kollapses wegen der Drehimpulserhaltung, ist numerisch unendlich schwierig realistisch zu simulieren. Selbst Supercomputer und Rechnernetzwerke sind derzeit dazu (noch) nicht in der Lage.
 
Eine Scheibe ist zwar nicht das, worauf wir hinauswollten, aber seien wir dankbar: sie eröffnet uns neue Welten. Sind nicht die Planeten im Sonnensystem in einer Art Scheibe angeordnet? Entstehen Planeten, erkaltete Himmelsköper, auf denen im günstigsten Falle Blumen wachsen können und Vögel die Lüfte durchpflügen, vielleicht als Nebenprodukt der Sternentstehung, weil es da ein Drehimpulsproblem gibt?
 
Doch der Reihe nach. Um im Inneren einer solchen protostellaren Scheibe einen Stern heranwachsen zu lassen, muss durch Reibung in dieser Scheibe Drehimpuls umverteilt werden, d.h. nach außen abtransportiert werden. Im Gegenzug kann dann drehimpulsverarmte Materie nach Innen wandern, am Stern bauen. Für die dazu benötigte «Klebrigkeit» sorgen magnetische Felder in der Scheibe, die molekulare Viskosität reichte dazu bei weitem nicht aus.
HH 212 - Ausbruch eines Babysterns © ESO/M. MCCAUGHREAN / ERUPTIONEN EINES NEUGEBORENEN STERNS / CC BY 4.0 CC BY (AUSSCHNITT)
HH 212 – Ausbruch eines Babysterns © ESO/M. MCCAUGHREAN / ERUPTIONEN EINES NEUGEBORENEN STERNS / CC BY 4.0 CC BY (AUSSCHNITT)
Hinweise auf die Existenz von Scheiben um Protosterne gibt es schon lange. So beobachtet man in Sternentstehungsgebieten lichtjahrelange gebündelte Gasausströmungen, sog. Jets, die mit mehreren hundert Kilometern in der Sekunde von dem werdenden Stern davonschießen. (Damit hatte man nicht gerechnet. Man war auf der Suche nach einfallender Materie und stieß statt dessen auf Ausströmungen! Die Sternentstehungsmaschinerie ist komplizierter als wir dies zunächst naiverweise annahmen.) Offenbar kann der Stern den Gaszustrom durch die Scheibe nicht kontinuierlich verarbeiten. Überschüssiges Gas entweicht sporadisch, getrieben durch magnetische Kräfte, senkrecht zur Scheibe. Deshalb die Knoten in den Jets. Die lichtjahrelangen Jets sind unübersehbar, die Ursache hingegen, die nur Lichttage große Scheibe mit den winzigen Protostern in ihrer Mitte zu finden, bedurfte hochauflösender Teleskope vom Schlage des Hubble-Raumteleskops.
 
Einer, der auszog, protostellare Scheiben, die Geburtsstätten von Sternen und Planeten, aufzuspüren ist Dr. Mark McCaughrean, jetzt Mitarbeiter am Astrophysikalischen Institut in Potsdam. (Ihm verdankten wir auch die schöne Nahinfrarotaufnahme vom Orionnebel.)
Die ersten protoplanetaren Scheiben wurden 1994 von C. Robert O’Dell und Mitarbeitern mit dem Hubble-Weltraumteleskop im Orionnebel beobachtet;

 

Er hat derartige Scheiben tatsächlich im Orionnebel entdeckt, der bekanntesten Sternen«krippe». Nur ist sie leider 1½-tausend Lichtjahre von uns entfernt. Die protoplanetaren Scheiben, kurz Proplyds, heben sich als dunkle Silhouette vor dem hellen Nebelhintergrund ab. Obwohl sie winzig klein erscheinen, übertreffen sie unser Planetensystem an Ausdehnung um das Zehnfache.
 
Ob dort Planeten entstehen? Wohl kaum. Ausgesetzt der Strahlung und dem Sturmwind, den heiße Sterne entfachen, verdampfen die Orion-Scheiben (man sieht gigantische «Gasschweife»), und ein Planetenkeimling müsste sich beeilen, wollte er den Wettlauf gegen die Zeit gewinnen. Woanders mögen die Umstände günstiger sein: Kollidierende Staub- und Eisteilchen in der Scheibe backen aneinander, verklumpen zu porösen Gesteinsagglomeraten bzw. schmutzigen Schneebällen, die lawinenartig zu Asteroiden bzw. Kometen anwachsen. Die Schwerkraft tut ein Übriges und so entstehen binnen Jahrmillionen die Gesteinsplaneten und die festen Kerne der Gas- und Eisriesen wie Jupiter und Neptun. In Miniaturscheiben um die großen Planeten wachsen deren Eis-Monde heran.
 
Schwere Stoffe wie Nickel und Eisen sinken ins Innere eines aufgeschmolzenen (erdähnlichen) Urplaneten. Leichtes Mantel- und Krustenmaterial schwimmt obenauf – und ist lange noch umherfliegenden Trümmern ausgeliefert, dem Bauschutt der Stern- und Planetenbildung. (Das Bombardement, das vor 3,9 Jahrmilliarden endete, hatte für uns sein Gutes: einschlagende Asteroiden und Kometen, aus eisigen Gefilden kommend, ließen hier ihr Wasser!) Auf der Erde fehlen diese Narben. Sie sind längst durch Wind und Wetter, Tektonik und Vulkanismus getilgt. Anders als der Mond, dessen Antlitz durch diesen Beschuss für immer verunstaltet wurde, ist die Erde dank ihrer Restwärme und aus radioaktiven Quellen gespeisten inneren Hitze geologisch aktiv. Ihre Haut erneuert sich, schlägt Falten, wo Gebirge sich auftürmen, bekommt Risse, wo Kontinente auseinander driften.
 
Durch Ausgasung bildet sich eine erste Atmosphäre. Die «Luft» aber ist noch nicht atembar. Sauerstoff entsteht günstigstenfalls Jahrmilliarden später: durch die Erfindung der Photosynthese. Doch das ist eine andere Geschichte.
 

Über Dominik

Mein Name ist Dominik Zgrzendek, ich bin 29 Jahre alt und Gründer des Weblogs "Sonnen-Sturm.info". Die Astronomie sowie die Beobachtung der Sonne ist ein langjähriges Hobby von mir. Mit diesem Weblog möchte ich euch an meinem Hobby teilhaben lassen und hoffe so, einige für die Astronomie begeistern zu können!

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