entstehung und tod eines sterns

ENTSTEHUNG UND TOD
EINES STERNS
Entstehung eines Sterns:
Nach heutiger Meinung entstand unser Universum vor etwa 10 bis 20 Milliarden Jahren durch
den URKNALL.
Sterne entstehen aus Gas-und Staubwolken im interstellaren Raum. Diese Gas-und
Staubwolken werden auch als Nebel bezeichnet. Wenn man helle Nebel genauer betrachtet
kann man kleine dunkle Blasen darin entdecken, die nach ihrem Entdecker Bart J. Bo BOKGlobulen genannt werden. Aus diesen Blasen kann man Infrarot- und Radiostrahlung messen.
Daraus schließt man, dass dies die Geburtsstätte von Sternen ist.
Bei Beginn der Entstehung des Universums war die Materie noch zu heiß um Sterne entstehen
zu lassen. Jedoch änderte sich dies durch die zunehmende Ausdehnung des Weltalls. Der
vorhandene Wasserstoff kühlte immer mehr ab. Etwa zwei Milliarden Jahre nach dem
sogenannten Urknall entstanden die Prototypen der Galaxien in denen das Gas zu
Nebelwolken verdampfte. An manchen Stellen konzentrierte sich die Dichte des Gases auf
mehrere Milliarden Molekühle pro Kubikmeter. Diese hochkonzentrierte Dichte des Gases
ermöglichte der Schwerkraft die Materie noch weiter zu verdichten. Dabei heizten sich die
Mittelpunkte der jeweiligen Globen auf wie die Luft beim Aufpumpen eines Autoreifens. Der
Druck auf die Zentralregion stieg mit der Aufnahme neuer Materie weiter an. Dieses Gebilde,
welches bereits große Energiemengen produzierte, obwohl noch keine Kernreaktion stattfand,
nannte/nennt man Protostern. Sichtbar war dieser Protostern jedoch noch nicht, da er noch
immer von Gas-und Staubwolken umgeben war. Das einzige, was lediglich durchkam waren
Infrarotstrahlen.
Im Inneren des Protosterns wurde derweilen die Situation immer kritischer, da sich die
Temperatur auf mehrere Millionen Kelvin erhöht und die Dichte milliardenfach verstärkt
hatte. Dadurch wurden die positiv geladenen Wasserstoffatome des Kerns, die nun keine
Elektronen mehr besaßen so arg aneinander gedrückt, dass diese ihre gegenseitigen
Abstoßungskräfte überwanden und zusammenstießen. Dadurch entstand aus dem Wasserstoff
Helium und aus dem Protostern wurde ein richtiger Stern. Da der Heliumkern weniger Masse
besaß als der Wasserstoffkern aus dem er entstanden war wurde die verschwundene Masse in
Energie umgesetzt. Diese Energie versuchte aus dem Kern zu entweichen und dabei erhitzte
sich der Stern weiter. Nur seine große Masse verhinderte eine Explosion. Sein tiefliegendes
Gas erhitzte sich nun, stieg an die Oberfläche, kühlte sich dort ab und sank wieder um sich
wieder zu erhitzen. Dadurch blies der Stern seine Gas-und Staubhülle fort und wurde nun für
den Rest des Alls sichtbar.
Dieser Ablauf der Entstehung eines Sterns findet auch heute noch genauso statt. Jedoch
entwickelt sich nicht jede Gas-und Staubwolke zu einem Stern. Wenn die Wolke zu wenig
Masse besitzt reicht die Anziehungskraft nicht aus, um eine ausreichende Dichte zu erhalten.
Die Temperatur erreicht nicht die benötigte Hitze und es kann keine Kernfusion stattfinden.
Solche Sterne kann man kaum sehen, aber durch ihre Infrarotstrahlung messen. Man
bezeichnet diese Sterne als „braune Zwerge“ oder auch „Jupiters“, da sie oftmals nur die
Größe des Planeten Jupiters tragen. Wenn Sterne sich vollständig entwickelt haben, findet
man Bestandteile aus ihrer Umgebung aus der sie stammen. Die ersten entstandenen Sterne
nach dem Urknall bestanden aus Urmaterie, Wasserstoff und einer geringen Menge an
Helium. Erst später entstanden Sterne aus Urmaterie und den Überresten anderer explodierter
Sterne. Da unsere Sonne auch aus Bestandteilen anderer Sterne besteht, lässt sich daraus
schließen dass sie auch nicht zur ersten Generation gehört.
Tod eines Sterns:
In etwas mehr als 5 Milliarden Jahren wird sich unsere Sonne zu einem Roten Riesen
aufblähen. Sie wird dann explodieren und die Erde geht in der Glut der Sonne unter. Dies
passiert, wenn im Zentrum der Sonne der ganze Wasserstoff zu Helium verbrannt ist. Der
Kern kollabiert dann und heizt sich auf. Eine enorme Hitze und ein stark wachsender Druck
von innen schleudern dann die Oberflächen der Sonne weg. Mit einer sehr hohen
Geschwindigkeit von nahezu hunderttausend Kilometern pro Stunde fegt der starke
Strahlungsdruck die Hülle in den interstellaren Raum. Diese lassen dann einen planetarischen
Nebel bilden. Jedoch so ungleichmäßig, dass sich nicht symmetrische Strukturen bilden.
Das restliche ultraviolett-strahlende Licht lässt die davonfliegenden Oberflächenstückchen,
ähnlich wie das Gas in einer Neonröhre, leuchten. Die unterschiedlichen Farben, die dabei
entstehen kommen von der verschiedenen chemischen Beschaffenheit der
Oberflächenstückchen. Durch dichtere Bereiche der Oberflächenstückchen entstehen je nach
Dichte sogenannte „Wattebällchen“. Die Zeit, welcher ein planetarischer Nebel circa besteht
beträgt hunderttausend Jahre. Danach löst er sich auf und wird Bestandteil des Weltalls.
Auch schwerere Sterne wie die Sonne stoßen am Ende ihres Daseins ihre Oberfläche ab.
Diese machen es jedoch explosionsartig. Die Energieentladung eines solchen Sterns nennt
man SUPERNOVA. Solche massiven Sonnen enden als Neutronensterne.
Von unserer Sonne wird allerdings nach ihrem abgelaufenen Countdown ein fast
hunderttausend grad heißer weißer Zwerg zurückbleiben. Seine Restwärme wird vermutlich
noch Milliarden von Jahren Strahlen.
Und irgendwie, irgendwo, irgendwann einmal wird das Gas und der Staub der weggeblasenen
Sonnenhülle auf andere Reste anderer Sterne treffen, sich wieder zu einer Gaswolke
vereinigen, in ihrer eigenen Last zusammenfallen und einen neuen Stern entstehen lassen.
ENDE
Von: Dominik Kunkler (1BK FH 2 26.4.01 Physik)