Der interstellare Raum ist keineswegs ein Vakuum, sondern mit Gas- und Staubwolken durchsetzt. Ihre Ausdehnungen in Riesenmolekülwolken erreichen bis zu 50 Lichtjahre (ein Lj. entspricht etwa 9,6 Billionen km) mit Massen für Tausende von Sternen. Es gibt jedoch auch "kleine" Wolken mit nur ein bis zwei Lj., deren Masse nur für wenige Sterne ausreicht.  Ihre jeweiligen Dichten schwanken in weiten Grenzen. Es wechseln sich Räume mit einer Gas- oder Staubdichte von nur wenigen Atomen oder Molekülen pro cm³ mit Gebieten, die mehrere tausend Teilchen pro cm³ enthalten. Das Gas besteht zu etwa 90% aus Wasserstoff. Er kommt molekular als H₂, atomar als H und ionisiert als H⁺ vor. Daneben gibt es noch in beträchtlichem Umfang Helium(He) und in weit geringerem Umfang Kohlenstoff(C), Sauerstoff(O), Neon(Ne), Magnesium(Mg), Schwefel(S), Stickstoff(N) und einige Metalle. Für die Sternbildung sind nur H₂ und die Staubteilchen wichtig. Entscheidend ist  neben der Dichte des Gases auch dessen Temperatur, die normalerweise nur wenige Grad Kelvin beträgt, wobei 0° K(elvin) etwa minus 273° Celsius entsprechen. Zwischen den Molekülen bestehen gravitative Kräfte, d.h. sie ziehen sich gegenseitig an. Dem wirkt die thermische, d.h. die Bewegungsenergie der Atome entgegen. Ist diese wegen höherer Temperatur stärker als die Anziehungskraft, so zerstreuen sich die Atome über ein größeres Raumgebiet. Deshalb gilt als "Faustformel":

    Die nach innen wirkende Schwerkraft muss größer sein als die nach außen wirkende Bewegungsenergie der Teilchen.

Die Frage ist deshalb, welche Bedingungen herrschen müssen, damit die Gaswolke instabil wird und  es zum Gravitationskollaps kommt d.h. dass die Schwerkraft überwiegt?

Es leuchtet ein, dass die Masse der Gaswolke ein entscheidender Faktor ist, denn je größer die Masse ist, desto mehr Teilchen (Atome, Moleküle, Ionen) sind vorhanden und desto stärker sind die Anziehungskräfte zwischen ihnen. Eine weitere Größe ist die Dichte der Gaswolke, d.h. wie viele Teilchen in einem ccm vorhanden sind. Ist die Dichte hoch, dann sind ihre gegenseitigen Abstände gering und dementsprechend die anziehenden Kräfte zwischen ihnen stark. Denn nach dem Newton'schen Gravitationsgesetz ist die Anziehungskraft zwischen zwei Körpern proportional  zu ihren Massen und umgekehrt proportional zum Quadrat  ihres gegenseitigen  Abstandes.

                                                                                     ^{γ = Gravitationskonstante}

Ein Beispiel soll dies verdeutlichen: Zwei Körper m₁ und m₂ ziehen sich mit einer gewissen Kraft G gegenseitig an. Verringert man nun den Abstand r auf die Hälfte, nimmt die gegenseitige Anziehungskraft nicht auf das Doppelte, sondern auf das Vierfache zu oder vergrößert man ihren Abstand auf das Dreifache, so verringert sich ihre gegenseitige Anziehung auf ein Neuntel der ursprünglichen Stärke usw.

Halten wir also zunächst fest:

Je größer die Masse und die Dichte einer interstellaren Gaswolke ist, desto stärker ist ihre Eigengravitation.

Ihr wirkt nun der Gasdruck entgegen, d.h. die Bewegungsenergie der Teilchen. Sie ist in erster Linie durch die Temperatur der Teilchen bestimmt. Es ist leicht einzusehen, dass bei einer Temperatur von 10° Kelvin sich die Teilchen langsamer bewegen als bei 100° Kelvin und damit ihre kinetische Energie und damit auch der Gasdruck geringer sind.

Im Jahr 1926 untersuchte der britische Astrophysiker Sir James Jeans die Zusammenhänge zwischen Druck- und Gravitationskräften. Er kam zu dem Ergebnis, dass bei einer bestimmten Temperatur und Dichte der Gaswolke ihre Masse einen bestimmten Mindestbetrag M überschreiten muss, um zu kollabieren:

Sie wird als Jeans Grenzmasse bezeichnet. Die Gleichung besagt, dass die Gaswolke bei niedrigen Temperaturen und größeren Teilchenmassen instabil wird und zu kollabieren anfängt. Auch hierzu ein Beispiel zur Verdeutlichung:

Eine aus überwiegend Wasserstoffmolekülen bestehende Gaswolke habe einen Durchmesser von 50 Lichtjahren, ihre absolute Temperatur betrage 50° Kelvin. Wie groß muss die Grenzmasse mindestens sein, um die Wolke instabil werden zu lassen?

Die Dimension kg ergibt sich dadurch, dass J gleichwertig ist mit N • m und N mit kg • m/s² .

Diese Einheiten lassen sich dann gegenseitig wegkürzen. Will man das obige Ergebnis in Sonneneinheiten angeben, dividiert man es durch die Sonnenmasse m_Sonne  = 2 • 10³⁰  kg und erhält als Ergebnis rund 550 Sonnenmassen.

Bei diesem Beispiel beginnt also oberhalb dieser Masse die Wolke zu kollabieren. Dabei entsteht aus der Gravitationsenergie Wärme. Diese wird, begünstigt  durch die Staubteilchen und Elementen wie Sauerstoff (siehe weiter oben) in der Wolke in Licht umgewandelt, das zunächst entweichen kann. Die Wolke erfährt dadurch eine Art Kühlung und heizt sich noch nicht auf. Jeans ging bei seiner Modellrechnung von einer idealen Gaskugel aus mit einer einheitlichen Dichte, die in der Natur natürlich so nicht vorkommt, vielmehr sind in der Wolke Strukturen mit unterschiedlichen Dichtezentren und ungeordneten Bewegungen. Wie schon erwähnt, wird die bei der Kontraktion freiwerdende Wärme anfangs durch Strahlung abgeführt mit dem Ergebnis, dass die Wolke sich nicht aufheizt, die Gravitationskräfte nehmen jedoch zu. Stellen mit höherer Dichte können nun unabhängig voneinander kollabieren. Dies hat eine Fragmentierung der Wolke zur Folge, das heißt, sie zerfällt in einzelne Teile. Auch diese können in noch kleinere Fragmente aufgespalten werden. Ursache hierfür ist, dass mit steigender Dichte die Mindestmasse für die Gravitationsinstabilität sinkt.           

Beendet werden diese Fragmentierungen jedoch durch eine immer stärker werdende Absorption der Gravitationswärme durch die Staubanteile (etwa 1% der Wolkenmasse). Die Abstrahlung der Wärme wird dadurch  mehr und mehr  reduziert mit der Folge, dass die zentralen Bereiche der einzelnen Fragmente  sich immer stärker aufheizen. Dadurch nimmt der Gasdruck zu und zwar solange, bis im Kern ein Gleichgewichtszustand zwischen Gravitations- und Gasdruck erreicht wird (hydrostatisches Gleichgewicht). Weitere Fragmentierungen können in dieser Phase der Sternentstehung nicht mehr auftreten, weil mit den steigenden Temperaturen auch die Jeansmassen zunehmen (siehe obige Gleichung, T(emperatur) steht im Zähler). Eine weiter gehende  Kontraktion kann wegen des Gleichgewichtes zunächst nicht mehr erfolgen. Äußere Teile dieser Wolke stürzen jedoch weiterhin nach innen. Eine weitere Folge des Gasdruckes ist der Ausgleich von Dichteunterschieden im jeweiligen Fragment, so dass es immer mehr eine sphärische Form annimmt. Ein Objekt mit solchen Eigenschaften wird als Protostern bezeichnet. Er besteht zum überwiegenden Teil aus molekularem Wasserstoff H₂ , der bei etwa 1900 Grad in Wasserstoffatome zerfällt. Für diesen Vorgang wird jedoch Energie benötigt, um die Bindung beider Atome im Wasserstoffmolekül aufzubrechen. Diese Energie wird der Gravitationsenergie entzogen, das heißt die Temperatur im Kern steigt nun langsamer, der Gasdruck kann dem Gravitationsdruck nicht mehr in vollem Umfang das Gleichgewicht halten, die Kontraktion nimmt nun weiter zu. Auch bei der Ionisierung, bei der den Wasserstoffatomen jeweils ihr Elektron entrissen wird, wiederholen sich diese Vorgänge. Die Kontraktion eines Protosternes endet erst dann, wenn seine Bestandteile weitestgehend ionisiert sind. Seine Radius weist nur mehr weniger als ein Prozent der ursprünglichen Wolke auf. Da er in Gaswolken eingebettet ist, nimmt seine Masse ständig durch auf ihn hinabstürzende Materie zu. Seine Dichte und Temperatur steigen an, bis im Kern eine Temperatur von etwa vier Millionen Grad erreicht werden. Bei dieser Temperatur beginnt die "Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium", die Kernfusion. Bei einem Durchschnittsstern von der Größe unserer Sonne dauert es etwa zehn Millionen Jahre, bis er seine Energie aus der Kernfusion gewinnen kann. Darüber berichte ich in einem weiteren Beitrag - Energieprozesse in Sternen.

Letzte Bearbeitung am: 17.12.2017 22:31:59