Sternentstehung

Sterne entstehen aus interstellaren Gas und Staub - Wolken, die auch als Nebel bezeichnet werden. Es gibt grundsätzlich zwei Arten von Nebeln. Zum einen ist ein Großteil der Milchstraße gefüllt vom sogenannten Zwischenwolkenmedium, welches eine Temperatur von etwa 8000 K hat, jedoch nur eine sehr geringe Dichte. Es ist daher nicht zur Sternbildung fähig. Zum Glück gibt es aber auch noch dichtere und kältere Wolken. Sie bestehen aus praktisch reinem Wasserstoff und haben typischerweise eine Temperatur von unter 100 K. Diejenigen Wolken, deren Temperatur bei etwa 10 bis 20 K liegt, haben eine so hohe Dichte, daß die Gravitationskraft die thermischen Druckkräfte überwiegt und sie so zu massereichen Körpern komprimiert. Genauer gesagt, werden sogenannte Globulen innerhalb der Wolken komprimiert, sofern sie eine bestimmte Bedingung hinsichtlich Masse, Dichte und Innentemperatur erfüllen. Diese Bedingung wird auch Jeans-Kriterium genannt. Es wird um so eher erreicht, je massereicher und dichter die Wolken sind, und je geringer die Temperatur und damit der Innendruck ist.
Man nimmt an, daß sich die ersten Gasnebel erst zwei Milliarden Jahre nach dem Urknall ausreichend versammelt hatten, um Protogalaxien zu bilden. Erst dann konnten erste Wolken dem Jeans-Kriterium entsprechen. Allerdings nimmt man an, daß Sterne früher im Durchschnitt massereicher waren als heute, da sie einerseits aus einem Gas gebildet wurden, daß Wasserstoff und Helium etwa im Verhältnis 10:1 enthielt und somit schlechter kühlte als das "moderne" Gasgemisch, wodurch der Fragmentationsprozeß in ihrem Inneren (dazu später mehr) früher zur Ruhe kam. Andererseits gab es früher auch keine Magnetfelder, welche die Sternbildung erschwerten.
Während des Kollaps der Wolken wird die Wärmeenergie durch Zusammenstöße in elektromagnetische Strahlung umgewandelt, welche die Wolke bei noch geringer Dichte leicht durchdringen und verlassen kann. Deshalb steigt in dieser Phase die Innentemperatur des Nebels kaum an.
Interessant bei diesem Kollaps der Wolken ist nun die interne Fragmentation. Die Wolken sind nämlich nicht symmetrisch aufgebaut, sondern enthalten Bereiche von unterschiedlicher Dichte. Ab einem gewissen Punkt kollabieren die einzelnen Bereiche nicht mehr gemeinsam, sondern trennen sich und werden durch die Gravitationskräfte unabhängig voneinander weiter komprimiert. Aus diesem Grund entstehen immer mehrere Sterne praktisch gleichzeitig. Allerdings kann sich dieser Prozeß nicht beliebig weit fortsetzen, sondern kommt allmählich beim fortschreitenden Kollaps zur Ruhe, und zwar aufgrund der steigenden Dichte. Durch die hohe Dichte wird es für Photonen schwerer, die Wolke zu verlassen, und so beginnt die Temperatur anzusteigen. In allen Blasen erreicht die Temperatur Werte, bei denen zunächst die Moleküle zerlegt und später sogar durch den Verlust der äußeren Elektronen ionisiert werden. Mit der Aufnahme neuer Materie steigt der Druck auf die Zentralregion noch weiter an. Nun bewirken die Druckkräfte einen Dichteausgleich der unterschiedlichen Regionen, deren Gestalt mehr und mehr sphärisch wird.
Die Masse der neu entstehenden Sterne wird durch das Salpeter-Gesetz ausgedrückt. Vereinfacht gesagt, kommen auf einen Stern mit einer bestimmten Masse fünf Sterne mit der halben Masse. Sehr massereiche Sterne entstehen also äußerst selten, und da sie zusätzlich eine um ein vielfaches geringere Lebensdauer haben, sind sie in der Milchstraße und in den anderen Galaxien kaum anzutreffen.
Die bis jetzt entstandenen Himmelskörper werden als Protosterne bezeichnet. Dieser Protostern produziert bereits große Energiemengen, obwohl noch keine Kernreaktionen stattfinden. Sie sind für ihre Umgebung nicht sichtbar, da die sie umgebenden Gaswolken für Photonen undurchdringlich sind. Hier findet jetzt eine Massenkonzentration statt, da die umgebenden Nebel mit immer höherer Geschwindigkeit in den Protostern stürzen. Auf der Oberfläche werden die eintretenden Gase jedoch plötzlich abgebremst, wobei viel Energie frei wird. Die dabei entstehende Strahlung drückt gegen die nachströmenden Gasmassen. Schließlich kann dieser Druck so stark werden, daß die umgebende Gaswolke in den Raum geschleudert wird und der Prozeß der Massenzunahme damit vorläufig beendet wird. Während diesem Prozeß entwickelt der Protostern einen sogenannten hydrostatischen Kern. Er bildet damit schließlich ein stabiles Objekt, weil sich die Druckkräfte mit den Gravitationskräften die Waage halten. Sobald er diesen Zustand erreicht hat, wird der Protostern als Stern bezeichnet. Manche Leute wollen das aber nicht einsehen und behaupten, erst die Zündung der Fusionsreaktionen wäre der notwendige Faktor. Auf solche Leute wollen wir aber selbstverständlich nicht hören, weil sie nur mehr Stoff für sich ergattern wollen.
Bereits bei seiner Entstehung beginnt ein Stern zu rotieren, und durch die fortschreitende Kompression wird diese Rotation immer schneller. Hier besteht die Möglichkeit, daß sich der Strahlungsdruck an den Polen, also entlang der Rotationsachse, in den Raum schießen, während das Gas, welches angesaugt wird, in einer spiralförmigen Scheibe in den Stern fällt.
Eventuell wurde bei der Sternbildung nicht die gesamte Materie des Nebels in den Raum gefegt, sondern bildet ein Planetensystem. Es ist aber unbekannt, bei wie vielen der neuentstandenen Sterne, dies tatsächlich der Fall ist - wenn überhaupt.