Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

Modelle beschrieben einen Stern als eine Gaskugel, die durch inneren Wärmedruck vor dem Gravitationskollaps bewahrt wird. Eddingtons wichtiger Beitrag war dann zu zeigen, dass Strahlungsdruck nötig ist, um eine Sternkugel im Gleichgewicht zu halten.
    Es war also nicht die Radioaktivität und auch nicht ein Gravitationskollaps, die der Sonne ihre Strahlungsenergie verliehen. Eddington war mit Einsteins Arbeiten zur Äquivalenz von Masse und Energie vertraut, und obwohl viele Wissenschaftler diesem neuen Konzept skeptisch gegenüberstanden, sah Eddington darin eine mögliche Lösung seines Problems. Nur so konnte in seinen Augen die enorme Strahlung der Sonne erklärt werden. Eine Fusion von Wasserstoff zu Helium schien die einzig mögliche Energiequelle. Denn bei diesem Prozess wird am meisten Bindungsenergie freigesetzt. Zwei Wasserstoffkerne sind nämlich etwas schwerer als ein einzelner Heliumkern. Dieser Effekt ist heute als Massendefekt bekannt. Mit der Einstein’schen Formel E = mc 2 sollte man also den »Massenverlust« bei der Entstehung von Helium in Sternen als Energieausstoß messen können. Dennoch gab es bei diesem Konzept einige fundamentale Probleme: 1) Zu jener Zeit war es noch unbekannt, dass Sterne hauptsächlich aus Wasserstoff bestehen. Wie sollte eine Fusion von Wasserstoff zu Helium ausreichen, wenn es kaum Wasserstoff in Sternen gab? 2) Die Idee der Fusion selbst war fragwürdig. Denn zwei Wasserstoffatome sind positiv geladene Protonen und stoßen sich somit gegenseitig ab. Eddington rechnete selbst aus, dass die Temperatur im Sonneninneren mindestens 40 Millionen Grad heiß sein müsste, damit die Protonen ihre Anziehungskraft überwinden könnten. Die Sonne war in ihrem Inneren aber bei weitem nicht so heiß!
    Eddington ließ sich von diesen Hindernissen nicht abbringen, an seine Theorie der »Transmutation«, der Wasserstofffusion, als Energiequelle zu glauben. Sein neues Sternmodell benutzte er, um Temperatur, Dichte und Druck an jeder Stelle innerhalb eines Sterns zu berechnen. Auch konnte er zeigen, dass die Temperatur im Sterninneren Millionen Grad heiß sein musste. Eddington glaubte an die Nützlichkeit seines Modells, mit dem er 1924 eine Masse-Leuchtkraft-Beziehung für Sterne vorhersagen konnte. Er war so von der Wichtigkeit seiner Vorhersagen dieser Sternparameter überzeugt, dass er sich sehr für die Verbreitung seines Modells einsetzte. Die physikalischen Hintergründe waren allerdings auch für ihn selbst größtenteils noch unbekannt. Das verschaffte ihm nicht nur Freunde.
    Obwohl er später nicht an Eddingtons Modelle glaubte, schlug sein englischer Kollege James Jeans vor, dass Sternmaterie grundsätzlich ionisiert sei. Das stellte sich als wichtige Verbesserung heraus. Trotzdem hielten Jeans sowie andere Wissenschaftler weiterhin am »Kelvin-Helmholtz«-Mechanismus zur Energiegewinnung fest, da dieser auf der klassischen Mechanik basierte. Eddingtons revolutionäre Überlegungen und neue Ideen hingegen befassten sich mit den Konsequenzen von Kernreaktionsprozessen, die über die Klassische Mechanik weit hinausgingen. Trotz teilweise unzureichendem Verständnis entwickelte sich Eddingtons Modell letztendlich zu einem wichtigen Werkzeug in der stellaren Astrophysik, mit dessen Hilfe jetzt z.B. die Entwicklung von Sternen berechnet werden konnte. 1926 veröffentlichte er seine Theorie zum inneren Aufbau von Sternen, welche für viele weitere Jahre zum Standardwerk für Astrophysiker wurde.
    In der gleichen Zeit entfaltete sich die Quantenmechanik in Deutschland und ganz besonders in der Universitätsstadt Göttingen um den deutschen Physiker Max Born herum. Auch der ausgewanderte russische Physiker George Gamow verbrachte dort einige Zeit. Er interessierte sich besonders für das Konzept der Kernfusion, betrachtete das Problem aber aus einer ganz anderen, sozusagen umgekehrten Sicht. So beschäftigte er sich damit, wie radioaktive Elemente ihre Protonen durch den α-Zerfall verlieren. Wenn die Protonen den Kern irgendwie verlassen können, musste der Prozess ja vielleicht auch umgekehrt funktionieren.
    Das Tröpfchenmodell zur Beschreibung von Atomkernen wurde ab 1928 von Gamow eingeführt und später von Niels Bohr und anderen weiter verbessert. Es beschreibt einen Atomkern wie einen Tropfen aus einer nicht komprimierbaren »Kern-Flüssigkeit«. Sie besteht aus Protonen und Neutronen und wird von der starken Kernkraft zusammengehalten.
    Gemäß den Gesetzen der Klassischen