Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

Milchstraße und in anderen Galaxien gibt, können wir miterleben, wie Sterne aus Gas und Staub geboren werden. Diese Molekülwolken kühlen ab, indem die Moleküle ihre Energie z.B. in Form von Radiostrahlung abgeben. Die die Wolke umgebenden Sterne strahlen sie außerdem von außen an, wodurch die Wolke aufgeheizt wird. So kommt es zu Turbulenzen innerhalb der Wolke, wodurch sie auf eine Temperatur von ca. 100 Grad Kelvin (–173 Grad Celsius) erwärmt wird. Zusätzlich befinden sich in dieser Wolke einzelne Verdichtungen, sogenannte Globulen. Sie sind ca. 10 Grad Kelvin (–263 Grad C) kalt und werden durch die sie umgebende Schicht aus Gas und interstellarem Staub vor der Strahlung der anderen Sterne geschützt, so dass sie ihre niedrige Temperatur beibehalten können.
    Wenn diese Globulen ihr Gleichgewicht zwischen der nach innen drückenden Gravitationskraft und der nach außen drückenden Wärmestrahlung verlieren, fallen sie in sich zusammen und verdichten sich. Diese und weitere Entwicklungsstadien sind in Abbildung 4.4 schematisch dargestellt. Durch die Komprimierung des Gases wird Gravitationsenergie freigesetzt, die in Wärmestrahlung verwandelt und in die Umgebung abgestrahlt wird. Wenn sich das Gas dann immer mehr verdichtet, kann ein Protostern entstehen.

Abb. 4.4 : Schematische Darstellung der Bildung eines Protosterns. In mehreren Schritten wird aus einer Gaswolke ein Stern, in dessen Zentrum Wasserstoff zu Helium verbrennt.
    Die heißen Protosterne sind riesige Gaskugeln, die sich noch in ihrer dichten Molekülwolke befinden. Obwohl sie noch keine Kernfusion betreiben, strahlen sie schon Energie in die Wolke ab. Dieser Energieverlust wird durch die Freisetzung von Gravitationsenergie ausgeglichen, die aus der Kontraktion der Gasmasse während der Sternentstehung stammt. So gelingt es den Protosternen sogar, sich trotz des Strahlungsverlustes noch weiter aufzuheizen.
    Während dieses Vorgangs fällt weiterhin neue Materie in Form von Gas auf den rotierenden Protostern ein. Sie stürzt aber nicht direkt auf den Stern, sondern sammelt sich in einer Scheibe um den werdenden Stern herum an. Vom inneren Rand dieser sogenannten Akkretionsscheibe strömt die Materie schließlich auf den Stern. Durch die ansteigende Masse des werdenden Protosterns lastet zunehmend immer mehr Gewicht auf seinem Inneren, so dass es immer weiter aufgeheizt wird.
    Ähnlich wie ein Wal beim Ausatmen eine Fontäne aus Wasser ausstößt, so blasen auch junge Sterne einen Teil des einfallenden Materials gleich wieder in Fontänen entlang ihrer Rotationsachse zurück in die sie umgebende Wolke. Die Astrophysiker nennen eine solche Fontäne einen Jet. Dort, wo die Materie aus dem Jet mit aller Wucht auf die Materie der umgebenden Wolke trifft, beobachten die Astronomen ein helles Aufleuchten, das auch Herbig-Haro-Objekt genannt wird. Mit der Zeit befreit sich der Protostern durch seine zunehmende Strahlung und durch die Wirkung seines Jets mehr und mehr von seinem Molekülwolkenkokon.
    Diese jungen so genannten T-Tauri-Sterne sind manchmal bis zu 100 Mal größer als die Sonne – sie besitzen also eine riesige Oberfläche. Entsprechend groß ist die von ihnen pro Zeiteinheit abgestrahlte Energie und damit ihre Leuchtkraft. Die Zentren dieser werdenden Sterne sind noch zu kühl für die Kernfusion, aber die durch den steten Kollaps erhaltene Wärmeenergie reicht aus, um den Stern viele Millionen Jahre lang mit der gleichen Leuchtkraft strahlen zu lassen. Diese wilden Teenager-Sterne rotieren zudem ziemlich schnell, ca. 10 Mal so schnell wie die Sonne heute, stoßen an ihren Oberflächen extrem viel Gas aus und verändern periodisch ihre Leuchtkraft.
    Die Sterne werden erst mit der Zeit heiß genug, dass es irgendwann an einigen Stellen in ihrem Inneren zu ersten Kernreaktionen kommt. Bei etwa einer Million Grad Kelvin Zentraltemperatur verschmelzen die aufgrund ihrer Wärmebewegung rasch umherschwirrenden, schon vorhandenen Deuteriumkerne zu Helium. Es beginnt ein Deuteriumbrennen, welches sich langsam durch den Stern frisst und stetig dessen Temperatur erhöht, bevor bei 10 Millionen Grad Kelvin das Wasserstoffbrennen beginnen kann. Ab diesem Zeitpunkt wird Fusionsenergie frei, die von da an für den längsten Teil des Lebens eines Sterns von größter Wichtigkeit ist: Sie ist seine Energiequelle. Mit dem Beginn der Kernfusion wird ein solcher Stern, wenn massearm, nach ca. 100 Millionen Jahren endlich zu einem richtigen