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Die Anfänge eines Sterns

Von der Sternenwiege zum Jungstern

Nach einigen tausend Jahren wird das Zentrum strahlungsundurchlässig, die Energie kann nicht mehr nach außen abgegeben werden. Dadurch steigen Temperatur und Druck im Inneren an, bis ein vorübergehendes Gleichgewicht zwischen der nach innen wirkenden Gravitation und dem nach außen gerichteten Druck erreicht ist und der Kollaps vorläufig gestoppt wird.

Protoplanetenscheiben um junge Sterne © NASA/STScI

Allerdings fällt von außen weiterhin Material ein, und sobald die Temperatur auf rund 2.000 Grad angestiegen ist, zerfallen die Wasserstoffmoleküle in Atome. Dadurch wird Energie verbraucht, und der Temperaturanstieg verlangsamt sich, sodass die Gravitation erneut die Oberhand gewinnt. Da das Gas rotiert, kann es nicht direkt auf den Stern fallen. Es bildet sich zunächst eine sogenannte Akkretionsscheibe. In dieser wird das Material langsam nach innen transportiert und fällt schließlich auf den eigentlichen Stern. Diese Scheiben sind größer als unser Sonnensystem.

Doch nicht das gesamte Material endet auf dem Stern. Wenn die Dichte in der Scheibe groß genug ist, kann diese unter der eigenen Gravitation instabil werden und erneut Fragmentation einsetzen. So können Doppelsterne oder kleinere Objekte wie Braune Zwerge und große Gasplaneten entstehen. Ein Teil der auf den Protostern einfallenden Materie wird auch als stark gebündelter Strahl entlang der Rotationsachse wieder abgegeben. Dieses Phänomen nennt man »protostellaren Jet« oder »bipolaren Ausfluss«, und es wird bei fast allen Protosternen in ihrer Hauptakkretionsphase beobachtet. Solche Jets können Geschwindigkeiten von über einer Million Kilometer pro Stunde erreichen. Ist das vorhandene Gasreservoir aufgebraucht (und vollständig auf den jungen Protostern akkretiert), ist die dynamische Phase der Sternentstehung beendet.

Nun folgt die wesentlich langsamere quasi-statische Kontraktion des Protosterns. Dabei nehmen Temperatur und Druck im Inneren des Protosterns kontinuierlich zu, bis bei rund zehn Millionen Grad im Zentrum Wasserstoff zünden kann und die Fusion zu Helium einsetzt. Diese Energiequelle ermöglicht es dem System, ein neues Gleichgewicht zu finden. Der Stern ist sozusagen »erwachsen« geworden – seine Hauptlebensphase beginnt. Die hier beschriebene »Geburt« des Sterns dauert insgesamt mehrere Millionen Jahre.

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Stand: 21.01.2005

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In den Schlagzeilen

Inhalt des Dossiers

Im Kreißsaal der Sterne
Der Entstehung von Sternen auf der Spur

Staub in der Galaxis
Molekülwolken als Sternenwiegen

Magnetfelder oder Turbulenzen?
Auslöser der Sternenentstehung

Die Anfänge eines Sterns
Von der Sternenwiege zum Jungstern

Haufenweise Sternentstehung
Computer als Hilfsmittel der Astronomen

Sternenwiegen auf dem Bildschirn
Wie funktioniert eine Simulation der Sternenentstehung?

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