Die Entstehung von Sternen (Niveau Sek. 1)

In diesem Kapitel wollen wir uns mit der Entstehung bzw. Entwicklung von Sternen (zu denen auch unsere Sonne zählt) befassen. Die Entwicklung eines Sternes lässt sich dabei in vier Bereiche einteilen, dem “Vor-Hauptreihenstadium” (Verdichtung einer Gaswolke, Bildung eines Protosterns, Beginn der Kernfusion), dem Hauptreihenstadium (in diesem Zustand findet die Kernfusion statt, der Stern leuchtet stabil), dem Nach-Hauptreihenstadium und zuletzt das Ende des Sternes.

Nachfolgend sehen wir uns die Entwicklungsphasen einer Sternbildung an. Dabei werden wir erkennen, dass die einzelnen Entwicklungsphasen von der Masse des Sternes abhängig sind.

Die Entwicklungsphasen eines Sternes

1. Entwicklungsphase: Kontraktion einer Staub/Gas-Wolke (Vor-Hauptreihenstadium)

Das erste Stadium einer Entwicklung eines Sternes wird auch als Vor-Hauptreihenstadium bezeichnet. Dabei kommt es in einer ersten Phase zu einer Verdichtung einer Gaswolke (Gaswolken bestehen im Wesentlichen aus Wasserstoff). Eine Wolke aus Staub- und Gas im Weltall wird durch äußere Einflüsse “verdichtet”. Wird bei der Verdichtung der Staub/Gas-Wolke eine kritische Masse erreicht, “ziehen” sich die Staub- und Gasteilchen aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft zusammen (man sagt, dass die Teilchen “kollabieren”).

Damit dieser “Kollaps” der Staub/Gas-Wolke eintritt, müssen einige Voraussetzungen erfüllt sein, die “kritische Masse” muss die Masse einen bestimmten Druck und Temperatur haben. Die Temperatur ist wichtig, da bei der Verdichtung der Staub/Gas-Wolke eine hohe Temperatur der Verdichtung entgegenwirken würde (aus dem Physikunterricht wissen wird, dass Wärmeenergie zu einer höheren Bewegung von Gasmolekülen führt. Die stärkere Bewegung bei höherer Temperatur würde ein Zusammenziehen der Gasteilchen hemmen). Die kritische Masse, die notwendig ist, um einen Kollaps einer Staub/Gas-Wolke in Gang zu setzen, wird als Jeans-Masse bezeichnet (benannt nach dem Physiker James Jeans)

2. Entwicklungsphase: Entstehung eines Protosterns: (Vor-Hauptreihenstadium)

Während des Kollaps kontrahiert die Staub/Gas-Wolke immer weiter. Dieser Kollaps führt daher zu einer Verringerung des Volumens der Wolke und auch zu einer Erhöhung der Temperatur. In dieser Entwicklungsphase bildet sich ein Protostern, der als Vorläufer eines “echten” Sterns ist.

Bereits in dieser Phase spielt die Masse des (Proto)sterns eine wesentliche Rolle bei der Entwicklung eines Sternes. Damit die Kernfusion startet und sich ein Stern bildet, ist eine Mindest-Masse von ca 0,08 Sonnenmassen notwendig. Liegt die Masse des Protosterns unterhalb dieser Masse, reicht die Schwerkraft der sich zusammenziehenden Massen nicht aus, damit die Staub/Gas-Wolke auf eine ausreichende Temperatur erhitzt wird (die ausreichende Temperatur ist die Temperatur bei der die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium einsetzt)

=> Protosternmasse < 0,08 Sonnenmassen. Die Entwicklung des “Sternes” endet hier. Durch die fehlende Kernfusion bildet sich kein Stern aus, sondern es entsteht ein Brauner Zwerg (ein Brauner Zwerg hat nur eine geringe Leuchtkraft. Im Gegensatz zu einem “normalen” Stern, der durch die Kernfusion von Wasserstoff zum Leuchten gebracht wird, kommt es beim Braunen Zwerg zu einer Fusion von Deuterium. Die Fusion von Deuterium liefert zwar nicht so viel Energie wie die Wasserstoff-Fusion, aber es reicht, um den Braunen Zwerg etwas zum Leuchten zu bringen).

Ist die Masse größer als 0,08 Sonnenmassen, so geht die Entwicklung des Sternes weiter. Irgendwann hat Staub/Gas-Wolke eine Phase erreicht, bei der sich die Atomkerne der Wasserstoffatome sich so nahekommen, dass sie zu einem neuen, schwereren Atomkern (Helium) verschmelzen können. Sobald die Temperatur im Zentrum auf etwa 5 Millionen Grad gestiegen ist, beginnt die Kernfusion im Inneren, dabei wird Energie freigesetzt und nach außen abgeführt. Der Beginn der Kernfusion ist die Geburtsstunde eines Sternes, der Stern erstrahlt nun in hellem Licht

3. Entwicklungsphase: Hauptreihenstern-Stadium

In dieser Entwicklungsphase hat der Stern einen stabilen Zustand erreicht (Hydrostatisches Gleichgewicht). In dieser Phase entspricht die Kontraktion(kraft) des Sternes (durch die Gravitation) genau der Energie der freiwerdenden Strahlung durch die Kernfusion. In dieser Phase halt sich also die Schwerkraft und der Strahlungsdruck im Gleichgewicht.

In dieser Phase leuchtet der Stern durch die “Verbrennung” bzw. Kernfusion des Wasserstoffes im Zentrum des Sternes. In dieser Phase werden die Sterne entsprechend dem  Hertzsprung-Russell-Diagramm abhängig von ihrer Leuchtkraft und Spektralklasse (Temperatur und Farbe) den einzelnen “Sternklassen” zugeordnet. Unter einem Hauptreihenstern versteht man einen Stern, bei dem ein Zusammenhang zwischen Oberflächentemperatur und Helligkeit besteht.

Bei gleicher Spektralklasse (also Temperatur und Farbe) und unterschiedlicher Leuchtkraft, gibt es 6 verschiedene Klassen.

  • 0 hellste Überriesen
  • Ia helle Überriesen
  • Ib schwächere Überriesen
  • II helle Riesen
  • III normale Riesen
  • IV Unterriesen
  • V Hauptreihen- oder Zwergsterne
  • VI Unterzwerge

Bei unterschiedlicher Spektralkasse unterscheidet man:

  • Spektralklasse O: mit Temperaturen über 30. 000K, Farbe erscheint blauweiß
  • Spektralklasse B: Temperaturen von 10.000K – 28.000K, Farbe erscheint bläulich
  • Spektralklasse A: Temperaturen von  7.500K – 10.000K weiße Farbe
  • Spektralklasse F: Temperaturen von   6.000K – 7.400K, Farbe erscheint gelblich-weiße
  • Spektralklasse G: Temperaturen von   5.000K – 5.900K, Farbe erscheint gelbliche
  • Spektralklasse K: Temperaturen von   3.500K – 4.900K  Farbe erscheint orange
  • Spektralklasse M: Temperaturen von   2.000K – 3.400K Farbe erscheint rötlich

4. Entwicklungsphase: Nach-Hauptreihenstadium

Irgendwann sind bei allen Sternen die Wasserstoffvorräte (die zu Helium fusionieren) in der Kernzone zu Ende. Wie sich der Stern nun weiterentwickelt, hängt auch in dieser Phase von der Masse des Sternes ab. Bei Sternen mit einer Masse von 0,08 bis 0,9 Sonnenmasse ist nach dem Verbrauch des Wasserstoffes das Endstadium des Sternes erreicht.

=>  Bei Sternen mit von 0,08 bis 0,9 Sonnenmassen Entwicklung beginnt der Stern zu verglühen, es entsteht ein sogenannter Weißer Zwerg.

Hat der Stern eine größere Masse als 1 Sonnenmasse, so kann das hydrostatische Gleichgewicht nicht mehr aufrechterhalten werden. Die Gravitationskraft ist größer als der Strahlungsdruck, daher kollabieren die Gas/Staubteilchen unter ihrer Schwerkraft so stark, dass dabei die Temperatur im Sterninneren erneut stark zunimmt. Bei einer Temperatur von ca. 10 Millionen Grad setzt eine weitere Kernfusion ein. Bei dieser Kernfusion verschmelzen die Kerne von Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff (wird auch als Heliumbrennen). Die dabei erzeugte Wärme treibt die Außenhülle des Sterns auseinander, wodurch sich der Stern aufbläht. In dieser Phase wird der Stern zu einem sogenannten Roten Riesen.

5. Entwicklungsphase:  Endstadium eines Sternes

Wie im letzten Absatz erwähnt, entwickelt sich der Stern bei einer Masse größer als die der Sonne zu einem Roten Riesen. Die weitere Entwicklung des Sternes hängt auch in dieser Phase wieder von seiner Masse ab.

  • Ist bei einer bestimmten Sternenmasse das Heliumbrennen vorbei, so ist das Endstadium des Sternes erreicht, er wird zu einem Weißen Zwerg
  • Aus ein anderen “Roten Riesen” bildet sich ein Neutronenstern.

(siehe hierzu Kapitel “Endstadium eines Sternes”)

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