WH54 Fachwortlexikon
Lernwerkstatt Aachen GbR
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Bildbeschreibung und Urheberrecht

Sternenentstehung


Aus Molekülwolken


Basiswissen


Sterne entstehen üblicherweise aus dunklen und kalten Wolken von Molekülen im Weltraum. Wenn sich die Moleküle gegenseitig anziehen, kann sich die vorher große und dünne Wolke zu kleinen und sehr dichten Wolken zusammenziehen. Dadurch heizt sich die Materie auf, was bis zur Zündung von nuklearen Wasserstoff-Fusionen führen kann. Das ist dann die Geburt eines neuen Sterns.

Wozu ist die hohe Temperatur nötig?


Sterne beziehen ihre Energie - und damit ihre Wärme und Leuchtkraft - vor allem aus der Verschmelzung von Atomkernen. Die meisten Sterne verschmelzen Wasserstoffkerne. Ein Wasserstoffkern ist immer elektrisch positiv geladen. Zwei gleiche elektrische Ladungen stoßen sich immer ab, die abstoßende elektrische Kraft heißt Coulomb-Kraft. Zwei Wasserstoffkerne würden sich also zunächst einmal immer gegenseitig abstoßen. Erst ab einer Entfernung von 10 hoch -15 Metern überwiegt eine andere, anziehende Kraft. Wenn also Wasserstoffkerne miteinander verschmelzen sollen, müssen sie entgegen der abstoßenden Coulomb-Kraft nah genug aneinander gebracht werden. Das kann gelingen, wenn die Kerne sehr schnell sind und dann mit hoher Geschwindigkeit aufeinander zu fliegen. Hohe Geschwindigkeiten von Teilchen hängt eng mit Temperatur zusammen: Je größer die Temperatur in einem Gas ist, desto schneller bewegen sich die Gasteilchen. Aus diesem Gedanken folgt, dass hohe Temperaturen zur Verschmelzung von Wasserstoffkernen führen können. Der Prozess der dann in Gang kommt heißt bei Sternen => Wasserstoffbrennen

Wozu ist der hohe Druck nötig?


Kurz: um die Teilchen in inneren eines Sternes zusammenzuhalten. Wir haben im Abschnitt oben gelesen, dass für die Fusionsreaktion hohe Temperaturen nötig sind. Hohe Temperaturen heißen aber im Umkehrschluss: hohe Geschwindigkeiten der einzelnen Teilchen. Im freien Weltraum würden die Teilchen frei in allen Richtungen entweichen. Sollen sie aber einen dauerhaft brennenden Stern ergeben, müssen die Teilchen von außen am entweichen zurückgehalten werden. Dazu dient die Sternenmasse rund um den fusionierenden Kern: die Hülle besteht aus Gasteilchen, an denen die Teilchen aus dem Kern sozusagen wieder abprallen und auf den Kern zurückgeworfen werden. Die nach außen strebenden Teilchen üben dabei nett dieselbe Kraft pro Fläche (Druck) aus, wie die sie zurückhaltenden Teilchen aus der Hülle. Der Druck im Kern der Sonne liegt bei etwa 200 Milliarden bar.

Literatur


◦ Kurze Darstellung der Theorie, ausführliche Beschreibung von Vorgängen: Salaris & Cassisi, Wiley: Evolution of Stars and Stellar Populations (2005).
◦ Weiss, Hillebrandt, Thomas und Ritter:Cox & Giuli’s Principles of Stellar Structure. Cambridge Scientific Publishers (2004, Erstauflage 1967)
◦ Kippenhahn & Weigert: Stellar Structure and Evolution. Springer Verlag (1994)
◦ Immanuel Kant: Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels oder Versuch von der Verfassung und dem mechanischen Ursprunge des ganzen Weltgebäudes nach Newtonischen Grundsätzen abgehandelt. Petersen, Königsberg und Leipzig 1755.

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