Geburt der Sterne

Auch Sterne haben wie wir einen Lebenslauf. Sie werden geboren, leben eine bestimmte Zeit und sterben schließlich.

Sterne werden in großen Gas- und Staubwolken geboren, die es in der Scheibe des Milchstraßensystems in großer Menge gibt und überwiegend aus Wasserstoff bestehen. Solche Gaswolken haben Ausdehnungen von Dutzenden von Lichtjahren. Ein Beispiel dafür ist der große Orionnebel M 42.

Unser Milchstraßensystem ist eine Spiralgalaxis und hat bekanntlich mehrere Spiralarme. Das Milchstraßensystem rotiert wie alle Galaxien langsam um seine eigene Achse. Etwa 250 Millionen Jahre dauert eine solche Rotation. Die Spiralarme wickeln sich aber nicht einfach auf, sondern sie sind ein besonderer Zustand und bestehen nicht immer aus der gleichen Materie. Auch eine Flamme ist ein besonderer Zustand (das Gas leuchtet hier) und wird vom Gas durchströmt. Genauso werden die Spiralarme des Milchstraßensystems von Gas und Sternen durchströmt.

Treten nun Gaswolken durch die Rotation des Milchstraßensystems in den Bereich der Spiralarme ein, werden die Gasmassen komprimiert. An vielen Stellen verdichten sich die Gaswolken, es bilden sich sogenannte Globulen. Globulen erscheinen als dunkle Flecken vor dem Hintergrund einer Gaswolke. Durch ihre hohe Gasdichte verschlucken sie das Licht der dahinterliegenden Sterne komplett. Man nennt sie auch Bok-Globulen, da sie von Bart Bok in den 40er Jahren als ein Frühstadium von Sternen vorgeschlagen worden sind.

Durch Zusammenziehung des Gases und Erhöhung der Dichte werden die Zentren dieser Globulen immer heißer. Man nennt solche jungen Sterne auch Protosterne. Sie leuchten noch nicht im sichtbaren Licht, sondern sind ausschließlich im Infraroten Bereich zu sehen.

Da diese sich zusammenziehenden Gasmassen und damit auch die Globulen immer einen gewissen Drehimpuls haben, formen sich die Gasmassen um die jungen Sterne immer mehr zu einer Scheibe. Man bezeichnet diese als zirkumstellare Scheibe. Im rotierenden Zentrum der Scheibe, wo sich der neue Stern bildet, entwickelt sich ein Magnetfeld. Das Gas bewegt sich entlang der Magnetfeldlinien, die an den Polen des jungen Sterns zusammenlaufen. Dadurch fällt Materie auf die Pole des Sterns, der so langsam an Masse zunimmt. Druck und Temperatur steigen in seinem Kern stetig an. Erreicht die Masse des jungen Sterns 0,1 Sonnenmassen, kann schließlich die Kernfusion zünden - ein junger Stern ist geboren!

In Richtung der Rotationsachse des jungen Sterns bilden sich auch Jets aus. Wenn das Gas der Jets mit dem interstellarem Gas kollidiert, bilden sich leuchtende neblige Objekte aus, die man als Herbig-Haro-Objekte bezeichnet.

Solche jungen Sterne sind noch instabil und befinden sich noch nicht im hydrostatischem Gleichgewicht. Die Leuchtkraft des jungen Sterns wird zunächst zum größten Teil durch Materieaufnahme aus der zirkumstellaren Scheibe erzeugt. In diesem Stadium spricht man von einem Protostern.

Später nimmt die Materieaufnahme aus der Scheibe aber langsam ab und die Leuchtkraft des Sterns wird durch seinen Kern erzeugt. Diese Sterne befinden sich im Hertzsprung-Russell Diagramm aber noch nicht auf, sondern etwas oberhalb der Hauptreihe. Man spricht daher auch von einem Vorhauptreihenstern. Bei ihnen kommt es immer wieder zu starken Helligkeitsausbrüchen, zu sogenannten Flares, die man auch im Weißlicht sehen kann. Erst im weiteren Verlauf wandert der Stern langsam auf die Hauptreihe und damit in seine stabile Lebensphase.

Innerhalb der zirkumstellaren Scheiben können sich weitere Sterne oder Planeten bilden. Im ersteren Fall würde ein Doppel- oder Mehrfachsternsystem entstehen. Bilden sich Planeten, so räumen diese quasi ihre Umlaufbahn um das Zentrum der Scheibe von Gas frei. In der Gasscheibe entstehen so gasfreie Bereiche, die ähnlich aussehen wie die Cassini-Teilung im Saturnring. Durch den einsetzenden Sternenwind des jungen Sterns im Zentrum wird das restliche Gas, welches sich nicht zu Planeten verdichtet hat, langsam hinausgetrieben.

Bleibt die Anfangsmasse des jungen Sterns unter 0,1 Sonnenmassen, erreicht die Kerntemperatur nicht diejenige die erforderlich ist, um die Wasserstofffusion zu zünden. Stattdessen werden nur schwache Fusionsprozesse eingeleitet, die sogenannte Lithiumfusion und die Deuteriumfusion. Das entstandene Objekt mit einer Oberflächentemperatur deutlich unter 2.000 Kelvin ist ein Mittelding zwischen Planet und Stern und wird auch Brauner Zwerg genannt. Liegt die Anfangsmasse des Sterns zwischen 0,08 bis 0,6 Sonnenmassen, entsteht ein Roter Zwerg.

Da solche Gas- und Staubwolken riesige Ausmaße haben (Dutzende oder hunderte von Lichtjahren), entstehen Sterne nie alleine, sondern immer in ganzen Gruppen. Solche jungen Haufen von Sternen können wir heute oft in der Milchstraße sehen. Ein Beispiel sind die Plejaden oder das Siebengestirn im Sternbild Stier. Bei ihnen sieht man auf langbelichteten Aufnahmen, wie im Bild oben, noch die Reste der Gasmassen, aus denen diese Sterne einst entstanden sind.

Auch unsere Sonne ist vor 4,5 Milliarden Jahren in einem Gaswolkenkomplex zusammen mit anderen Sternen entstanden. Die jungen Sterne bleiben aber nicht dauerhaft zusammen. Mit der Zeit verlaufen sie sich und zerstreuen sich in der Milchstraße. So kennen wir auch nicht die Schwestersterne der Sonne. Diese können sich heute auch in einer ganz anderen Region der Milchstraße aufhalten.

Stabiles Alter

In seinem normalen oder stabilen Lebensalter befindet sich ein Stern im Hertzsprung-Russell Diagramm auf der Hauptreihe. Er wandelt durch Kernfusion Wasserstoff zu Helium - man spricht auch vom Wasserstoffbrennen. Der Stern befindet sich in einem Gleichgewicht zwischen der Schwerkraft und dem Gasdruck. Die Schwerkraft will den Stern zusammenziehen, aber der Gasdruck hält von innen dagegen und will den Stern auseinandertreiben. Diese beiden Kräfte halten sich die Waage, so dass der Stern stabil ist (hydrostatisches Gleichgewicht).

Wie lange ein Stern lebt, hängt größtenteils von seiner Masse ab. Sehr massearme Sterne wie z. B. Rote Zwerge gehen mit ihrem Brennstoff höchst sparsam um. Sie leben zwischen 20 Milliarden und 1 Billion Jahre! Sterne die ähnlich viel Masse als die Sonne haben, bringen es auf etwa 10 Milliarden Jahren. Je mehr Masse ein Stern hat, desto heißer ist er in seinem Kern und desto verschwenderischer geht er mit seinem Kernbrennstoff um. Sehr massive Sterne mit 10 oder mehr Sonnenmassen leben dagegen nur wenige Millionen Jahre lang.

Irgendwann ist der Wasserstoffvorrat im Innern eines Sterns erschöpft und zu Helium umgewandelt. Was dann mit dem Stern passiert, hängt im wesentlichen von seiner Masse ab:

• Entwicklung massearmer und Sterne mittlerer Masse
• Entwicklung massereicher Sterne