Sexl Physik 8, Schulbuch

3.2 Sternentwicklung – Elementsynthese Die Energiequelle der Sterne ist die Kernenergie. Nach heutiger Auffassung be- stand die Materie des frühen Universums praktisch zur Gänze aus Wasserstoff und Helium im Massenverhältnis 3:1 . Wie sich die ursprünglichen Materiewolken zu Galaxien verdichteten, ist noch unverstanden. Innerhalb der Galaxien verdichteten sich große Gaswolken zu Haufen von Riesensternen, deren Entwicklung sehr rasch ablief. In ihnen wurden schwere Elemente (z. B. C, N, O, …) durch Kernfusion er- zeugt. Am Ende ihres Lebens explodierten sie und schleuderten ihre „Asche“ in den Weltraum, aus der zusammen mit ursprünglichem Wasserstoff und Helium weitere Sterngenerationen entstanden. Die Sonne gehört auf Grund ihrer chemi- schen Zusammensetzung zur dritten Generation. Die Entwicklung von Sternen Im Laboratorium füllt ein Gas jedes ihm zur Verfügung stehende Volumen gleich- mäßig aus. Innerhalb von Galaxien können sich ausreichend große Gaswolken un- ter dem Einfluss des eigenen Gewichts zusammenziehen und Sterne bilden. Welche Bedingungen müssen dafür erfüllt sein? Die Gaswolken bestehen vor allem aus atomarem und molekularem Wasserstoff, Helium und aus geringen Mengen an Molekülen (z. B. CO ) und Staubpartikeln. Bei der Temperatur T haben Gasmoleküle die mittlere kinetische Energie 3 k · T /2 (s. Phy- sik 5, S. 94). Nur wenige Moleküle erreichen bei niedriger Temperatur die zum Ent- weichen aus der Gaswolke notwendige Fluchtgeschwindigkeit v F , die restlichen bleiben durch die Schwerkraft an die Wolke gebunden. Die Wolke fließt daher nicht auseinander, sondern zieht sich zusammen, wenn die folgende Bedingung erfüllt ist: ​  3 _  2 ​ k · T < ​  m · ν F 2 _  2 ​= ​  G · m · M __  R  ​ . ( R , M sind Radius und Masse der Gaswolke, m ist die Molekülmasse. k ist die Boltz- mannkonstante.) Indem wir die Masse der Wolke durch ihre Dichte und ihr Volumen ausdrücken, erhalten wir als Bedingung für den Kollaps einer Gaswolke: 3 k ·​  T _  2 ​< ​  G · m · M __  R  ​ = ​  G · m · 4 π · ρ · R  3 ___  3 R ​ ,  also R >  ​ 9 ________ 9 k ·​  T __ 8 π · G · m · ρ ​​ Wenn der Radius R einer Gaswolke den Wert R >  ​ 9 ___ ​  9 kT __  8 π Gm ρ  ​ ​ übersteigt, dann zieht sich die Gaswolke zusammen, und Sterne entstehen . ( T Temperatur, m Molekülmasse, ρ Dichte des Gases) Gaswolken haben Temperaturen von ca. 50–100K und Dichten bis zu 10 5 Atome/cm 3 . Nur wenn eine Gaswolke mehrere hundert Lichtjahre groß ist und eine Masse von mehreren tausend Sonnenmassen besitzt, können sich Sterne bilden. Diese Masse ist viel größer als die Masse einzelner Sterne. Bei der Kontraktion steigt die Dichte der Wolke, während die Temperatur zunächst konstant bleibt. Dadurch werden Tei- le der Wolke instabil und ziehen sich ebenfalls zusammen. So entsteht in einer großen Wolke interstellaren Gases praktisch gleichzeitig ein Sternhaufen. Der Orionnebel (  82.1 ,   82.2 ) ist eines der Gebiete, in denen auch heute noch in unserer Galaxis die Bildung neuer Sterne zu beobachten ist. Sternentwicklung in der Hauptreihe Die Kontraktion der Gaswolke dauert einige Millionen Jahre. Erst mit zunehmen- der Dichte werden Zusammenstöße der Moleküle häufiger. Dabei wird die kineti- sche Energie der im Gravitationsfeld fallenden Moleküle in ungeordnete thermi- sche Energie umgewandelt – die Wolke heizt sich auf. Bei einer Temperatur von etwa 7 · 10 6  K beginnt im nun sehr dichten Zentrum die Kernverschmelzung von Wasserstoff zu Helium. Energie wird frei, die Temperatur steigt weiter. Der erhöhte Gasdruck kompensiert den Gewichtsdruck und die Kon- traktion kommt zum Stillstand. Strahlungsenergie wird nach Außen transportiert, und ein neuer Stern beginnt zu leuchten. (  82.3 ) 82.1 Der Orionnebel ist rund 1500 Lj ent- fernt. Er besteht vor allem aus heißem ionisier- tem Wasserstoff und ist eine Region mit inten- siver Sternentstehung. Das Bild ist eine Fotomontage von Aufnahmen aller Wellen­ längenbereiche. Dieser Bereich ist am Himmel etwa so groß wie der Vollmond–und doch sieht man mit freiem Auge nur ein diffuses Lichtpünktchen an einem Schwert-Stern des Orion! Warum? Beteigeuze Bellatrix Trapez und Orionnebel Rigel Wolke Orion A Saiph Die Barnard- schleife Pferdekopf- nebel Wolke Orion B 82.2 Lage der mittels Radioteleskops sicht- baren interstellaren Wolken im Sternbild Orion. Gruppen von Sternen verschiedenen Alters: 8 Mio. Jahre (+), 5 Mio. Jahre ( ˛ ), 3 Mio. Jahre ( » ). Im gestrichelten Kreis liegt der Orionnebel mit Sternen jünger als 100000 Jahre. 82.3 Ein Gebiet mit intensiver Sternbildung im Adler-Nebel: Heiße junge Sterne (Bildmitte) strahlen im Röntgenbereich. Ihre intensive Strahlung drückt auf die umgebenden kühlen interstellaren Gaswolken, die im infraroten Bereich strahlen.  82 AKTUELLE FORSCHUNG Nur zu Prüfzwecken – Eigentum des Verlags öbv