Sternentstehung aus Gas-Staub-Wolke

Das Wichtigste in Kürze

Die Entstehung eines Sternes ist ein langer Prozess und braucht sehr spezifische Bedingungen, damit es funktioniert. Welche Prozesse und Bedingungen nötig sind, damit ein Stern entsteht, erfährst du hier in dieser Zusammenfassung.

Gas-Staub-Wolke

Alles beginnt mit einer gähnenden Leere. Eine Gas-Staub-Wolke mit einer Dichte von etwa $$10^{-22}\,kg/dm^3$$. Das sind etwa 50 Millionen Teilchen pro Kubikmeter, praktisch nichts. Das Ganze hat auch nur eine Temperatur von etwa 50 Kelvin, es muss also noch einiges passieren, bis ein Millionen-Grad heißer Stern entsteht. Stoßwellen von explodierenden Sternen in der Umgebung, Gravitationseinflüsse oder zufällige Verdichtungen sind Voraussetzungen der Sternentwicklung. Die Masse des Gebildes steigt immer mehr, und ab etwa 300 Sonnenmassen ist das eigene Gravitationsfeld stark genug, um die Sternentwicklung einzuleiten. Die entstehenden Protosterne haben eine Ausdehnung von mehreren Lichtjahren, sind also gleich groß wie das Sonnensystem! Bei der Kontraktion aufgrund der Gravitation wird Gravitationsenergie in thermische Energie umgewandelt und das ganze erhitzt sich. Aufgrund der steigenden Temperatur spalten sich Wasserstoff, Wasserstoff- und Heliumatome werden ionisiert und Staubpartikel verdampfen. Innerhalb dieser riesigen Wolken entstehen oft mehrere Sterne. 

Gutes braucht Zeit

Nun braucht es Zeit, viel Zeit (zumindest für menschliche Maßstäbe). Nach einer Million Jahre ist die Wolke so weit komprimiert, dass sie schon im sichtbaren Bereich strahlt, zuvor war es nur im infraroten. Nach weiteren 10 Millionen Jahren hat der Protostern eine Masse von etwa 10 % der Sonne erreicht und es fusionieren die ersten Kerne im Inneren. Damit eine stabile Kernfusion von Wasserstoff zu Helium möglich ist, braucht es mindestens 10 % der Sonnenmasse. Alles darunter reicht nicht aus und kühlt langsam zu braunen Zwergen aus. In Sternen im Massenbereich zwischen 0,8 bis 15 Sonnenmassen ist Gravitation- und Gasdruck im Gleichgewicht. Eine größere Masse bedeutet dann mehr Gravitationsdruck und somit mehr Teilchendichte und im Umkehrschluss auch eine höhere Leuchtkraft. Sobald die Kernfusion einsetzt, ist der Stern in einer stabilen Phase. Inzwischen, je nach Größe, strahlt er Millionen bis einige Milliarden Jahre Energie, die er durch Kernfusion gewinnt, ins All ab. 

Masse-Leuchtkraft-Beziehung

1926, noch bevor man von Kernfusion wusste, beschrieb Arthur S. Eddington den inneren Aufbau der Sterne. In seinem Buch veröffentlichte er eine Beziehung zwischen Masse und Leuchtkraft von Sternen, die er empirisch entdeckt hatte. Es gilt: 

​$$\dfrac{L}{L_S} \approx ( \dfrac{m}{m_S})^{3{,}5}$$

, wobei man die Leuchtkraft und Masse relativ zur Sonne berücksichtigt. Das heißt, ein Stern mit doppelter Sonnenmasse leuchtet damit ca. 10 Mal so hell wie die Sonne.