131 28Sternentwicklung 28 Sternentwicklung Hatten wir zu Beginn unserer Untersuchungen über Sterne festgestellt, dass sie räumlich nicht fest sind, so hat sich in den letzten Kapiteln schon der Gedanke angekündigt, dass Sterne auch zeitlich nicht unveränderlich sind, also eine Entwicklungsgeschichte haben. Diese spielt sich aber in so großen Zeitspannen ab, dass ihre Entdeckung erst jüngeren Datums ist. Dass Sterne eine Geschichte haben, fordert schon die Konsequenz aus der Tatsache, dass sie nur einen endlichen Vorrat nuklearer Energiequellen haben. Sterne können also nicht unendlich alt sein, müssen irgendwann einmal „geboren“ werden und werden auch wieder „sterben“. Auf dem Weg von der „Geburt“ zum „Tod“ wollen wir sie jetzt begleiten. 28.1 Sternentstehung Massereiche Obzw. B-Sterne verbrauchen ihre Energie innerhalb relativ kurzer Zeiträume. Sie können also nicht sehr alt sein. Solche Ound B-Sterne indet man nun häuig in interstellaren Gasund Staubwolken. Das legt den Gedanken nahe, dass Sterne aus solchen Wolken interstellarer Materie entstehen. Interstellare Materie Der Raum zwischen den Sternen (interstellarer Raum) ist nicht leer. In ihm indet man Materie in Form von Staub und Gas (hauptsächlich Wasserstoff). Die interstellare Materie macht sich bemerkbar durch Absorption und Farbänderung des Sternenlichts. Das muss z. B. bei der Bestimmung von Sternhelligkeiten berücksichtigt werden. Insbesondere der Wasserstoff kann durch eine speziische Strahlung nachgewiesen werden. Die interstellare Materie tritt auch in relativ stark verdichteter Form als Wolke auf. Solche Wolken machen sich z. B. dadurch bemerkbar, dass sie das Licht von Sternen, die hinter ihnen stehen, absorbieren. Sie erscheinen uns als sternarmes Gebiet, Dunkelwolke genannt (Abb. 28.1). Häuig wird das Gas in der Wolke durch Strahlung benachbarter Sterne zum Leuchten angeregt. Die Wolke erscheint uns als sogenannter Emissionsnebel (Abb. 28.2). Manchmal wird Sternenlicht auch am Staub einer Wolke gestreut, wir beobachten ihn als sogenannten Relexionsnebel (Abb. 28.3). Typische Dichten von Wolken interstellaren Gases sind etwa 10 Atome pro Kubikzentimeter. Das entspricht immer noch einem hervorragenden Hochvakuum. In sehr dichten Wolken kann die Dichte bis auf 104 Teilchen pro Kubikzentimeter anwachsen. Zum Vergleich: In der Atmosphäre am Erdboden beinden sich etwa 3 · 1019 Teilchen pro Kubikzentimeter. E Aufgabe 1 Im Scheibengebiet unserer Galaxie liegt der Lagunennebel M 8. Er besteht im Wesentlichen aus ionisiertem Wasserstoff. a) Die Ionisation des Wasserstoffs (Ionisationsenergie 13,6 eV) wird durch die Strahlung naher, heißer Sterne bewirkt. Wie groß kann die Wellenlänge der ionisierenden Strahlung höchstens sein? In welchem Spektralbereich liegt diese Grenzwellenlänge? b) Schätzen Sie ab, welche Oberflächentemperatur die den Lagunennebel beleuchtenden Sterne mindestens haben müssen. Machen Sie damit plausibel, dass es sich bei M 8 um ein Sternentstehungsgebiet handelt. Eine Wolke kontrahiert Innerhalb einer Wolke interstellarer Materie wirken zweierlei Kräfte: die gegenseitige gravitative Anziehungskraft aller Teilchen der Wolke untereinander, die bestrebt ist, die Wolke zusammenzuziehen, und der Gasdruck der Teilchen, der die Wolke auseinandertreibt. Überwiegt der Gasdruck, so löst sich die Wolke auf, andernfalls kann sie kontrahieren. Offensichtlich muss eine Wolke interstellaren Gases einer bestimmten Temperatur und Dichte eine Grenzmasse mG überschreiten, damit die Gravitationskraft genügend groß wird, um den Gasdruck zu überwinden. Für den Fall einer kugelsymmetrischen Masseverteilung lässt sich diese Grenzmasse berechnen. Für typische interstellare Wolken liegt ihr Wert bei N u r zu P rü fz w c k e n E ig e n tu m d s C .C . B u c h n e r V e rl a g s