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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91558" data-attributes="member: 2506"><p>Sterne entstehen in Gebieten innerhalb einer Galaxie, in denen sich Interstellare Materie in riesigen Wolken angesammelt hat. In der Hauptsache findet man solche Orte in den Spiralarmen. Ein entscheidendes Kriterium für den Kollaps einer Materiewolke zu einem Stern ist ein effektiver Kühlungsmechanismus. Das mag auf den ersten Blick erstaunlich klingen, ist aber dennoch einleuchtend. Durch eine schnelle Wärmebewegung der Moleküle entsteht gleichzeitig auch ein hoher Druck, der einer Kontraktion entgegen wirken kann. Diese Zusammenhänge erkannte schon der englische Astrophysiker James Jeans (1877 bis 1946). Die Kontraktion einer Wolke mit bestimmter Masse ist abhängig von der Temperatur T und der in der Wolke herrschenden Dichte p:</p><p></p><p>Grenzradius</p><p> </p><p></p><p>Grenzmasse</p><p></p><p>Hierin bedeuten rG = Grenzradius und mG = Grenzmasse einer Wolke. Nach diesem Jeansschen Kriterium kollabiert eine Wolke nur bei Überschreitung entweder des Grenzradius oder der kritischen Masse. Die Grenzmasse ist umso größer, je höher die Temperatur und je niedriger die Wolkendichte ist:</p><p></p><p>Kritische MasseIn diesem Diagramm ist die kritische Masse einer Materiewolke in Abhängigkeit von der Temperatur und der Dichte aufgetragen. Die Wolkenmasse ist dabei in Sonnenmassen angegeben. Die Jeanssche Grenzmasse darf man jedoch nicht als eine völlig exakte Angabe betrachten. So können wir uns ein Szenario vorstellen, bei welchem sich benachbarte Wolken auf unser betrachtetes Objekt zu bewegen. Dadurch wird ein zusätzlicher Druck ausgeübt und die Wolke kontrahiert schneller. Eine andere Möglichkeit ist gegeben durch eine Supernovaexplosion. Ein derartiges Schicksal ereilt nur massereiche Sterne. Sie entwickeln sich sehr rasant und ihr frühes Ende erreicht sie deshalb häufig, wenn sie sich noch im Sternentstehungsgebiet befinden. Durch die Druckwelle der Explosion können in den umgebenden Materiewolken Kontraktionen ausgelöst werden, wodurch gleich massenhaft neue Sterne gebildet werden.</p><p></p><p></p><p></p><p>Kühlung!</p><p></p><p>Eine Wolke sollte also relativ kühl und dicht sein, damit sie kollabieren, sich bis zur Entstehung eines Sterns komprimieren kann. H II- Gebiete, in denen der Wasserstoff bei Temperaturen von 10 000 [K] ionisiert ist, sind daher denkbar schlecht geeignet für die Sternentstehung. Besser geeignet sind die 10 bis 20 [K] kalten, dunklen H I- Gebiete, in denen der Wasserstoff molekular vorliegt und die zudem Staubteilchen enthalten. Diese Riesenmolekülwolken (giant molecular clouds, GMC's) können Ausdehnungen von mehr als 100 bis 300 Lichtjahren haben und leicht eine Masse von 10 000 Sonnenmassen oder mehr erreichen. Ihre Dichte liegt bei etwa 100 bis 1 Million Teilchen pro Kubikzentimeter.</p><p>Auch bei diesen relativ niedrigen Temperaturen weisen die Wasserstoffmoleküle noch eine Wärmebewegung auf, die bei einer Verdichtung der Wolke durch die ansteigende Temperatur immer heftiger wird. Hierbei können sie mit den Staubteilchen oder größeren Molekülen kollidieren. Damit übertragen sie einen Teil ihrer Bewegungsenergie auf den Stoßpartner, der anschließend die aufgenommene Energie wiederum als IR- Photon emittiert. Durch diese Strahlungskühlung wird letzten Endes Gravitationsenergie der kollabierenden Wolke in Wärmeenergie umgewandelt, wodurch überhaupt die weitere Kontraktion ermöglicht wird (durch eine einsetzende Kontraktion würden Temperatur und damit der Druck erhöht, ohne Kühlung käme daher dieser Prozess zum Stillstand). Damit die entstandene Wärme überhaupt abgestrahlt werden kann, muss die Materiewolke eine entsprechende Opazität aufweisen. Darunter versteht man die optische Dichte der Wolke, wie stark sie also "undurchsichtig" für eine bestimmte Strahlung ist. Vor allem die Staubteilchen sorgen für eine exzellente Kühlung. In die Wolke eingebettet, sind sie von äußeren (interstellaren) Strahlungen abgeschirmt, für welche die Wolke sehr opak ist. Damit sind sie extrem kalt und können recht gut Energie aufnehmen. Diese strahlen sie im niedrigen Infrarotbereich ab, für den die GMC eine nur geringe optische Dichte aufweist.</p><p></p><p>Dunkelwolken in der MilchstraßeBetrachtet man die Milchstraße durch ein Teleskop, fallen sofort die dunklen Gebiete auf, die jedes Licht dahinter liegender Sterne absorbieren. Diese riesigen Dunkelwolken aus Gas und Staub sind die Geburtsstätten der Sterne.</p><p></p><p>Mit freundlicher Genehmigung von John P. Gleason, Steve Mandel</p><p></p><p>Wie kommt es überhaupt, so müssen wir uns jetzt zunächst fragen, dass in einer relativ dünnen Wolke aus Gas und Staub Kontraktionen eintreten können? Schließlich treten derartige Erscheinungen beispielsweise in unserer im Verhältnis viel dichteren Atmosphäre niemals auf. Nun, es gibt viele verschiedene Gründe für diese Vorgänge. Zunächst kann durch Abkühlung der Wolke eine gravitative Instabilität entstehen, weil hierdurch der Gasdruck an einigen Orten nachlässt. Es ist auch möglich, dass sich Atome zu Molekülen zusammenlagern, ein häufiger Vorgang im Universum bei entsprechenden Bedingungen. Hierdurch wird die Anzahl der Teilchen je Volumeneinheit mindestens halbiert oder gedrittelt, wodurch sich wiederum eine Druckabnahme einstellt. Zudem kann aufgrund von Turbulenzen in der Wolke der Druck durch Reibung reduziert werden. In einer GMC ist häufig auch ein Magnetfeld anzutreffen, welches eine Kontraktion der Wolke unterdrückt. Es kann aber im Laufe der Zeit nach außen driften, so dass der magnetische Druck sukzessive abgebaut wird.</p><p></p><p>Fragmentation</p><p></p><p>Zu Beginn der Kontraktion ist die bei den Stößen der Teilchen übertragene Energie nur gering, dementsprechend langwellig ist die emittierte Strahlung. Die optische Dichte der interstellaren Wolken ist für solche Strahlung sehr gering, so dass die Kühlung zunächst recht effektiv ist. Je weiter aber die Kontraktion voranschreitet, umso größer wird die Opazität, wodurch die Temperatur und der Druck ansteigen. Das kann u.U. so weit führen, dass sich ein Gleichgewicht zwischen Gravitation und Druck einstellt - die Kontraktion kommt zum Stillstand. Rotiert die Wolke, kann das sogar noch viel früher eintreten. Nach der Drehimpulserhaltung erhöht sich die Rotationsgeschwindigkeit des Kontraktionszentrums, und durch die vergrößerte Zentrifugalkraft stellt sich zwischen ihr und der Gravitation ein Gleichgewichtszustand ein - die Kontraktion stoppt abermals (falls nicht durch einen anderen Mechanismus Drehimpuls weiter nach außen transportiert wird).</p><p></p><p>Fragmentation einer MolekülwolkeDie Gebiete der Sternentstehung sind also die großen, kalten Molekülwolken. Weil die gesamte Milchstrasse rotiert, ist eine solche Wolke von Natur aus auch mit einem gewissen Drehimpuls ausgestattet. Letztendlich führt dieser Drehimpuls zur Rotation des späteren Sterns. Nun darf man nicht glauben, dass die gesamte Wolke zu einem einzigen Stern kollabiert! Durch die Kontraktion steigt die Dichte der Wolke, die Temperatur erhöht sich zunächst nicht wesentlich durch die Kühlprozesse. Weil die Jeansmasse aber von Temperatur und Dichte abhängig ist, wird sie immer weiter herabgesetzt. Inhomogenitäten verstärken sich, immer kleinere Teilbereiche werden instabil und die Wolke zerfällt in mehrere Teilwolken, sie fragmentiert.</p><p></p><p>Durch diese Fragmentation entstehen häufig gleichzeitig mehrere Sterne, in der Größenordnung von etwa 10 bis 100 Objekten. Die kleine Grafik zeigt das Prinzip der Fragmentation. Wenn die Wolke rotiert, können sich auch scheibenartige Materieansammlungen ausbilden, die ihrerseits wiederum in mehrere Fragmente zerfallen und so die Entstehung der häufig beobachteten Doppel- oder Mehrfachsternsysteme auslösen.</p><p></p><p>N 81In der Kleinen Magellanschen Wolke hat das Hubble Weltraumteleskop (HST) eine Kinderstube junger Sterne aufgestöbert. Dieser Gasnebel, N 81 genannt, liegt in einer Entfernung von 200 000 Lichtjahren. In einem Gebiet von nur 10 Lichtjahren Durchmesser hat man über 50 massereiche Sterne ermittelt, von denen jeder mit 300 000facher Sonnenleuchtkraft erstrahlt. Diese ultraheißen Sterne emittieren vor allem UV- Strahlung, welche die sie noch umgebenden Gas- und Staubmassen ihrer Geburtsstätte anregt und lassen dadurch den ganzen Nebel erstrahlen.</p><p></p><p>Mit freundlicher Genehmigung von STScI, Mohammad Heydari-Malayeri (Paris Observatory, Frankreich), und NASA/ESA</p><p></p><p>Sternentstehung wird manchmal auch durch äußere Einflüsse angeregt. Explodiert beispielsweise in der Nähe einer Molekülwolke eine Supernova, so werden die von ihr abgestoßenen Gasmassen mit hoher Wucht auf die Wolke treffen und dort Verdichtungen hervorrufen. Induziert von diesem Ereignis können massereiche Sterne entstehen, die ihrerseits nach relativ kurzer Zeit (10 bis 20 Millionen Jahre) ebenfalls als Supernovae in oder nicht weit von der Wolke entfernt explodieren und in einer Art Kettenreaktion weitere Sternentstehung initiieren.</p><p></p><p>Sterne sind nichts anderes als riesige Blasen aus Gas. Änderungen ihrer chemischen Zusammensetzung und physikalischen Struktur erfolgen nur in sehr langen Zeiträumen von Millionen oder Milliarden Jahren. Damit einher gehen auch die äußerlichen Veränderungen wie Größe, Farbe, Leuchtkraft oder Temperatur. Durch direkte Beobachtung oder Messung sind diese Vorgänge nicht erfassbar, weil das Sterninnere selbst bei unserer Sonne nicht zugänglich ist. Nur durch Modellrechnungen, abgeleitet beispielsweise aus der Beobachtung von Sternhaufen oder Doppelsternen, deren Mitglieder zum gleichen Zeitpunkt entstanden und durch unterschiedliche Massen verschieden weit entwickelt sind, kann man auf den inneren Zustand eines Sterns schließen.</p><p></p><p>Zu Beginn seiner Existenz weist ein Stern ein schier unerschöpfliches Reservoir an Brennstoff (überwiegend Wasserstoff) auf, auch hat er einen großen Vorrat an potentieller (Gravitations-) Energie. Den längsten Zeitraum verbringt er mit der ruhigen Phase der zentralen Wasserstofffusion. Hier wandert er langsam den Hauptreihen- Ast im HR- Diagramm hinauf. Bei einem Stern mit der Masse unserer Sonne dauert dieses Brennen im Kern etwa 10 Milliarden Jahre (die Sonne hat jetzt, nach ca. 4,6 Milliarden Jahren, etwa 35% ihres Wasserstoffs im Kern verbraucht). Hat der Stern die zehnfache Masse, ist das Wasserstoffbrennen bereits nach etwa 10 Millionen Jahren beendet. Ausgesprochene Zwergsterne mit deutlich geringerer Masse als die Sonne benötigen für diesen Prozess 15, 20 Milliarden Jahre oder noch länger. Daher ist noch kein einziger Stern dieser Größenordnung seit Entstehung des Universums verloschen!</p><p></p><p>Je mehr Wasserstoff im Zentrum verbraucht wird, umso höher wird die Heliumkonzentration ansteigen. Das Helium, die "Brennasche", bleibt am Ort des Entstehens und kann unter den gegebenen Bedingungen nicht fusionieren, so dass die zentrale Energiequelle langsam versiegt. Das Wasserstoffbrennen erfolgt nun in einer Kugelschale um den Kern herum und reichert ihn so mit weiterem Helium an. Der Gas- und Strahlungsdruck im Zentralgebiet lässt ohne den Energienachschub immer mehr nach. Der Kern wird nun langsam durch die einwirkende, nach innen gerichtete Gravitation verdichtet, wodurch die Temperatur ansteigt. Mit ansteigender Temperatur aber dehnen sich die äußeren Gebiete des Sterns nun aus. Hat er sich auf einen hundertfachen Durchmesser aufgebläht, kühlen die äußeren Schichten auf 3000 [K] ab und er erscheint in rötlicher Farbe. Durch die vergrößerte Oberfläche bleibt die Leuchtkraft aber nahezu gleich, er wandert als Roter Riese den Riesenast rechts im HRD hinauf. Die Kontraktion des Zentrums erfolgt auf der Kelvin- Helmholtz- Zeitskala und dauert etwa 500 000 Jahre.</p><p></p><p>HR- Diagramm der SonneSehen wir uns nochmals die Entwicklung eines Sterns am Beispiel der Sonne in einem HR- Diagramm an. Im grauen Kasten oben ist angegeben, wie lange der Stern sich in der jeweiligen Phase befindet. Die untere Zeit stellt dar, in welchem Alter die Sonne diese Zustände erreicht. Derzeit befindet sie sich etwa in der Mitte ihres Wasserstoffbrennens und damit auf der Hauptreihe. In etwa 4,5 Milliarden Jahren ist dieser Brennstoff verbraucht, nur noch in einer Schale um den nun aus Helium bestehenden und kontrahierenden Kern fusioniert Wasserstoff. Die Hülle dehnt sich zum Roten Riesen aus, im Alter von 12,2 Milliarden Jahren zündet schlagartig das Helium (siehe auch weiter unten), wenn die Kerntemperatur auf etwa 100 Millionen [K] gestiegen ist. Nach dem Heliumbrennen wird die Hülle abgestoßen, ein Planetarischer Nebel entsteht. Der nun freigelegte Restkern kann keine Fusionen mehr betreiben, er kontrahiert zu einem Weißen Zwerg und strahlt nur noch seine enorme Restwärme in den Raum.</p><p></p><p>Tarantel- NebelIn der Großen Magellanschen Wolke, auf dem südlichen Firmament, findet man den wegen seiner Form so genannten Tarantel- Nebel. Auch dieses Gebiet ist gekennzeichnet durch eine hohe Sternentstehungsrate. In einer Entfernung von 165 000 Lichtjahren zeigt das Gebiet eine Größe von 1000 Lichtjahren. Wäre der Nebel nur so weit entfernt wie der Orion- Nebel, so hätte er am nächtlichen Himmel eine Größe von 30 Vollmonden.</p><p></p><p>Mit freundlicher Genehmigung von Gary Bernstein & Megan Novicki (U. Michigan)</p><p></p><p>Zustandsgleichung und Entartung</p><p></p><p>Einen Teil seiner potentiellen Energie verbraucht der Stern durch die Kontraktion des Kerns, diese Energie wird zum Teil in Wärme umgesetzt, wodurch die Temperatur der zentralen Heliumkugel immer weiter ansteigt. Durch die hohe Dichte im Zentrum ist das Elektronengas dort inzwischen entartet, das Gas im Kern verhält sich deshalb jetzt nicht mehr wie ein so genanntes ideales Gas:</p><p></p><p>Um den Zustand eines Sterns zu beschreiben, müsste man theoretisch jedes einzelne Teilchen mit seinen unzähligen Wechselwirkungen betrachten. Weil ein solches Unterfangen völlig unmöglich ist, reduziert man die Beschreibung des Gases, aus dem ein Stern besteht, auf den mathematischen Zusammenhang zwischen Druck, Dichte und Temperatur. Die nachstehende Zustandsgleichung beschreibt die Verhältnisse eines idealen Gases, wobei der Druck p dem Produkt aus Dichte Á und Temperatur T proportional ist:</p><p></p><p>p = ÁKT/m = nKT</p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91558, member: 2506"] Sterne entstehen in Gebieten innerhalb einer Galaxie, in denen sich Interstellare Materie in riesigen Wolken angesammelt hat. In der Hauptsache findet man solche Orte in den Spiralarmen. Ein entscheidendes Kriterium für den Kollaps einer Materiewolke zu einem Stern ist ein effektiver Kühlungsmechanismus. Das mag auf den ersten Blick erstaunlich klingen, ist aber dennoch einleuchtend. Durch eine schnelle Wärmebewegung der Moleküle entsteht gleichzeitig auch ein hoher Druck, der einer Kontraktion entgegen wirken kann. Diese Zusammenhänge erkannte schon der englische Astrophysiker James Jeans (1877 bis 1946). Die Kontraktion einer Wolke mit bestimmter Masse ist abhängig von der Temperatur T und der in der Wolke herrschenden Dichte p: Grenzradius Grenzmasse Hierin bedeuten rG = Grenzradius und mG = Grenzmasse einer Wolke. Nach diesem Jeansschen Kriterium kollabiert eine Wolke nur bei Überschreitung entweder des Grenzradius oder der kritischen Masse. Die Grenzmasse ist umso größer, je höher die Temperatur und je niedriger die Wolkendichte ist: Kritische MasseIn diesem Diagramm ist die kritische Masse einer Materiewolke in Abhängigkeit von der Temperatur und der Dichte aufgetragen. Die Wolkenmasse ist dabei in Sonnenmassen angegeben. Die Jeanssche Grenzmasse darf man jedoch nicht als eine völlig exakte Angabe betrachten. So können wir uns ein Szenario vorstellen, bei welchem sich benachbarte Wolken auf unser betrachtetes Objekt zu bewegen. Dadurch wird ein zusätzlicher Druck ausgeübt und die Wolke kontrahiert schneller. Eine andere Möglichkeit ist gegeben durch eine Supernovaexplosion. Ein derartiges Schicksal ereilt nur massereiche Sterne. Sie entwickeln sich sehr rasant und ihr frühes Ende erreicht sie deshalb häufig, wenn sie sich noch im Sternentstehungsgebiet befinden. Durch die Druckwelle der Explosion können in den umgebenden Materiewolken Kontraktionen ausgelöst werden, wodurch gleich massenhaft neue Sterne gebildet werden. Kühlung! Eine Wolke sollte also relativ kühl und dicht sein, damit sie kollabieren, sich bis zur Entstehung eines Sterns komprimieren kann. H II- Gebiete, in denen der Wasserstoff bei Temperaturen von 10 000 [K] ionisiert ist, sind daher denkbar schlecht geeignet für die Sternentstehung. Besser geeignet sind die 10 bis 20 [K] kalten, dunklen H I- Gebiete, in denen der Wasserstoff molekular vorliegt und die zudem Staubteilchen enthalten. Diese Riesenmolekülwolken (giant molecular clouds, GMC's) können Ausdehnungen von mehr als 100 bis 300 Lichtjahren haben und leicht eine Masse von 10 000 Sonnenmassen oder mehr erreichen. Ihre Dichte liegt bei etwa 100 bis 1 Million Teilchen pro Kubikzentimeter. Auch bei diesen relativ niedrigen Temperaturen weisen die Wasserstoffmoleküle noch eine Wärmebewegung auf, die bei einer Verdichtung der Wolke durch die ansteigende Temperatur immer heftiger wird. Hierbei können sie mit den Staubteilchen oder größeren Molekülen kollidieren. Damit übertragen sie einen Teil ihrer Bewegungsenergie auf den Stoßpartner, der anschließend die aufgenommene Energie wiederum als IR- Photon emittiert. Durch diese Strahlungskühlung wird letzten Endes Gravitationsenergie der kollabierenden Wolke in Wärmeenergie umgewandelt, wodurch überhaupt die weitere Kontraktion ermöglicht wird (durch eine einsetzende Kontraktion würden Temperatur und damit der Druck erhöht, ohne Kühlung käme daher dieser Prozess zum Stillstand). Damit die entstandene Wärme überhaupt abgestrahlt werden kann, muss die Materiewolke eine entsprechende Opazität aufweisen. Darunter versteht man die optische Dichte der Wolke, wie stark sie also "undurchsichtig" für eine bestimmte Strahlung ist. Vor allem die Staubteilchen sorgen für eine exzellente Kühlung. In die Wolke eingebettet, sind sie von äußeren (interstellaren) Strahlungen abgeschirmt, für welche die Wolke sehr opak ist. Damit sind sie extrem kalt und können recht gut Energie aufnehmen. Diese strahlen sie im niedrigen Infrarotbereich ab, für den die GMC eine nur geringe optische Dichte aufweist. Dunkelwolken in der MilchstraßeBetrachtet man die Milchstraße durch ein Teleskop, fallen sofort die dunklen Gebiete auf, die jedes Licht dahinter liegender Sterne absorbieren. Diese riesigen Dunkelwolken aus Gas und Staub sind die Geburtsstätten der Sterne. Mit freundlicher Genehmigung von John P. Gleason, Steve Mandel Wie kommt es überhaupt, so müssen wir uns jetzt zunächst fragen, dass in einer relativ dünnen Wolke aus Gas und Staub Kontraktionen eintreten können? Schließlich treten derartige Erscheinungen beispielsweise in unserer im Verhältnis viel dichteren Atmosphäre niemals auf. Nun, es gibt viele verschiedene Gründe für diese Vorgänge. Zunächst kann durch Abkühlung der Wolke eine gravitative Instabilität entstehen, weil hierdurch der Gasdruck an einigen Orten nachlässt. Es ist auch möglich, dass sich Atome zu Molekülen zusammenlagern, ein häufiger Vorgang im Universum bei entsprechenden Bedingungen. Hierdurch wird die Anzahl der Teilchen je Volumeneinheit mindestens halbiert oder gedrittelt, wodurch sich wiederum eine Druckabnahme einstellt. Zudem kann aufgrund von Turbulenzen in der Wolke der Druck durch Reibung reduziert werden. In einer GMC ist häufig auch ein Magnetfeld anzutreffen, welches eine Kontraktion der Wolke unterdrückt. Es kann aber im Laufe der Zeit nach außen driften, so dass der magnetische Druck sukzessive abgebaut wird. Fragmentation Zu Beginn der Kontraktion ist die bei den Stößen der Teilchen übertragene Energie nur gering, dementsprechend langwellig ist die emittierte Strahlung. Die optische Dichte der interstellaren Wolken ist für solche Strahlung sehr gering, so dass die Kühlung zunächst recht effektiv ist. Je weiter aber die Kontraktion voranschreitet, umso größer wird die Opazität, wodurch die Temperatur und der Druck ansteigen. Das kann u.U. so weit führen, dass sich ein Gleichgewicht zwischen Gravitation und Druck einstellt - die Kontraktion kommt zum Stillstand. Rotiert die Wolke, kann das sogar noch viel früher eintreten. Nach der Drehimpulserhaltung erhöht sich die Rotationsgeschwindigkeit des Kontraktionszentrums, und durch die vergrößerte Zentrifugalkraft stellt sich zwischen ihr und der Gravitation ein Gleichgewichtszustand ein - die Kontraktion stoppt abermals (falls nicht durch einen anderen Mechanismus Drehimpuls weiter nach außen transportiert wird). Fragmentation einer MolekülwolkeDie Gebiete der Sternentstehung sind also die großen, kalten Molekülwolken. Weil die gesamte Milchstrasse rotiert, ist eine solche Wolke von Natur aus auch mit einem gewissen Drehimpuls ausgestattet. Letztendlich führt dieser Drehimpuls zur Rotation des späteren Sterns. Nun darf man nicht glauben, dass die gesamte Wolke zu einem einzigen Stern kollabiert! Durch die Kontraktion steigt die Dichte der Wolke, die Temperatur erhöht sich zunächst nicht wesentlich durch die Kühlprozesse. Weil die Jeansmasse aber von Temperatur und Dichte abhängig ist, wird sie immer weiter herabgesetzt. Inhomogenitäten verstärken sich, immer kleinere Teilbereiche werden instabil und die Wolke zerfällt in mehrere Teilwolken, sie fragmentiert. Durch diese Fragmentation entstehen häufig gleichzeitig mehrere Sterne, in der Größenordnung von etwa 10 bis 100 Objekten. Die kleine Grafik zeigt das Prinzip der Fragmentation. Wenn die Wolke rotiert, können sich auch scheibenartige Materieansammlungen ausbilden, die ihrerseits wiederum in mehrere Fragmente zerfallen und so die Entstehung der häufig beobachteten Doppel- oder Mehrfachsternsysteme auslösen. N 81In der Kleinen Magellanschen Wolke hat das Hubble Weltraumteleskop (HST) eine Kinderstube junger Sterne aufgestöbert. Dieser Gasnebel, N 81 genannt, liegt in einer Entfernung von 200 000 Lichtjahren. In einem Gebiet von nur 10 Lichtjahren Durchmesser hat man über 50 massereiche Sterne ermittelt, von denen jeder mit 300 000facher Sonnenleuchtkraft erstrahlt. Diese ultraheißen Sterne emittieren vor allem UV- Strahlung, welche die sie noch umgebenden Gas- und Staubmassen ihrer Geburtsstätte anregt und lassen dadurch den ganzen Nebel erstrahlen. Mit freundlicher Genehmigung von STScI, Mohammad Heydari-Malayeri (Paris Observatory, Frankreich), und NASA/ESA Sternentstehung wird manchmal auch durch äußere Einflüsse angeregt. Explodiert beispielsweise in der Nähe einer Molekülwolke eine Supernova, so werden die von ihr abgestoßenen Gasmassen mit hoher Wucht auf die Wolke treffen und dort Verdichtungen hervorrufen. Induziert von diesem Ereignis können massereiche Sterne entstehen, die ihrerseits nach relativ kurzer Zeit (10 bis 20 Millionen Jahre) ebenfalls als Supernovae in oder nicht weit von der Wolke entfernt explodieren und in einer Art Kettenreaktion weitere Sternentstehung initiieren. Sterne sind nichts anderes als riesige Blasen aus Gas. Änderungen ihrer chemischen Zusammensetzung und physikalischen Struktur erfolgen nur in sehr langen Zeiträumen von Millionen oder Milliarden Jahren. Damit einher gehen auch die äußerlichen Veränderungen wie Größe, Farbe, Leuchtkraft oder Temperatur. Durch direkte Beobachtung oder Messung sind diese Vorgänge nicht erfassbar, weil das Sterninnere selbst bei unserer Sonne nicht zugänglich ist. Nur durch Modellrechnungen, abgeleitet beispielsweise aus der Beobachtung von Sternhaufen oder Doppelsternen, deren Mitglieder zum gleichen Zeitpunkt entstanden und durch unterschiedliche Massen verschieden weit entwickelt sind, kann man auf den inneren Zustand eines Sterns schließen. Zu Beginn seiner Existenz weist ein Stern ein schier unerschöpfliches Reservoir an Brennstoff (überwiegend Wasserstoff) auf, auch hat er einen großen Vorrat an potentieller (Gravitations-) Energie. Den längsten Zeitraum verbringt er mit der ruhigen Phase der zentralen Wasserstofffusion. Hier wandert er langsam den Hauptreihen- Ast im HR- Diagramm hinauf. Bei einem Stern mit der Masse unserer Sonne dauert dieses Brennen im Kern etwa 10 Milliarden Jahre (die Sonne hat jetzt, nach ca. 4,6 Milliarden Jahren, etwa 35% ihres Wasserstoffs im Kern verbraucht). Hat der Stern die zehnfache Masse, ist das Wasserstoffbrennen bereits nach etwa 10 Millionen Jahren beendet. Ausgesprochene Zwergsterne mit deutlich geringerer Masse als die Sonne benötigen für diesen Prozess 15, 20 Milliarden Jahre oder noch länger. Daher ist noch kein einziger Stern dieser Größenordnung seit Entstehung des Universums verloschen! Je mehr Wasserstoff im Zentrum verbraucht wird, umso höher wird die Heliumkonzentration ansteigen. Das Helium, die "Brennasche", bleibt am Ort des Entstehens und kann unter den gegebenen Bedingungen nicht fusionieren, so dass die zentrale Energiequelle langsam versiegt. Das Wasserstoffbrennen erfolgt nun in einer Kugelschale um den Kern herum und reichert ihn so mit weiterem Helium an. Der Gas- und Strahlungsdruck im Zentralgebiet lässt ohne den Energienachschub immer mehr nach. Der Kern wird nun langsam durch die einwirkende, nach innen gerichtete Gravitation verdichtet, wodurch die Temperatur ansteigt. Mit ansteigender Temperatur aber dehnen sich die äußeren Gebiete des Sterns nun aus. Hat er sich auf einen hundertfachen Durchmesser aufgebläht, kühlen die äußeren Schichten auf 3000 [K] ab und er erscheint in rötlicher Farbe. Durch die vergrößerte Oberfläche bleibt die Leuchtkraft aber nahezu gleich, er wandert als Roter Riese den Riesenast rechts im HRD hinauf. Die Kontraktion des Zentrums erfolgt auf der Kelvin- Helmholtz- Zeitskala und dauert etwa 500 000 Jahre. HR- Diagramm der SonneSehen wir uns nochmals die Entwicklung eines Sterns am Beispiel der Sonne in einem HR- Diagramm an. Im grauen Kasten oben ist angegeben, wie lange der Stern sich in der jeweiligen Phase befindet. Die untere Zeit stellt dar, in welchem Alter die Sonne diese Zustände erreicht. Derzeit befindet sie sich etwa in der Mitte ihres Wasserstoffbrennens und damit auf der Hauptreihe. In etwa 4,5 Milliarden Jahren ist dieser Brennstoff verbraucht, nur noch in einer Schale um den nun aus Helium bestehenden und kontrahierenden Kern fusioniert Wasserstoff. Die Hülle dehnt sich zum Roten Riesen aus, im Alter von 12,2 Milliarden Jahren zündet schlagartig das Helium (siehe auch weiter unten), wenn die Kerntemperatur auf etwa 100 Millionen [K] gestiegen ist. Nach dem Heliumbrennen wird die Hülle abgestoßen, ein Planetarischer Nebel entsteht. Der nun freigelegte Restkern kann keine Fusionen mehr betreiben, er kontrahiert zu einem Weißen Zwerg und strahlt nur noch seine enorme Restwärme in den Raum. Tarantel- NebelIn der Großen Magellanschen Wolke, auf dem südlichen Firmament, findet man den wegen seiner Form so genannten Tarantel- Nebel. Auch dieses Gebiet ist gekennzeichnet durch eine hohe Sternentstehungsrate. In einer Entfernung von 165 000 Lichtjahren zeigt das Gebiet eine Größe von 1000 Lichtjahren. Wäre der Nebel nur so weit entfernt wie der Orion- Nebel, so hätte er am nächtlichen Himmel eine Größe von 30 Vollmonden. Mit freundlicher Genehmigung von Gary Bernstein & Megan Novicki (U. Michigan) Zustandsgleichung und Entartung Einen Teil seiner potentiellen Energie verbraucht der Stern durch die Kontraktion des Kerns, diese Energie wird zum Teil in Wärme umgesetzt, wodurch die Temperatur der zentralen Heliumkugel immer weiter ansteigt. Durch die hohe Dichte im Zentrum ist das Elektronengas dort inzwischen entartet, das Gas im Kern verhält sich deshalb jetzt nicht mehr wie ein so genanntes ideales Gas: Um den Zustand eines Sterns zu beschreiben, müsste man theoretisch jedes einzelne Teilchen mit seinen unzähligen Wechselwirkungen betrachten. Weil ein solches Unterfangen völlig unmöglich ist, reduziert man die Beschreibung des Gases, aus dem ein Stern besteht, auf den mathematischen Zusammenhang zwischen Druck, Dichte und Temperatur. Die nachstehende Zustandsgleichung beschreibt die Verhältnisse eines idealen Gases, wobei der Druck p dem Produkt aus Dichte Á und Temperatur T proportional ist: p = ÁKT/m = nKT [/QUOTE]
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