133 28Sternentwicklung 28.2 Vom Infrarotzum Hauptreihenstern Es soll jetzt der „Lebensweg“ einer kontrahierenden Teilwolke weiter untersucht werden. Solange eine solche Wolke die frei werdende Kontraktionsenergie nach außen abgeben kann, stürzt sie weiter zusammen. Irgendwann wird dabei die Dichte im zentralen Bereich so groß, dass ihn Strahlung zu einem erheblichen Teil nicht mehr verlassen kann. Der Kernbereich heizt sich auf, während die äußere Hülle weiter auf ihn „abregnet“. Bei einer Temperatur von ca. 2000 K setzt die Dissoziation der H2-Moleküle im Kernbereich des Sterns ein. Die dazu notwendige Energie wird von einem Kollaps des Kerns geliefert. Dieser kommt erst bei höherer Temperatur zum Stillstand, die jetzt schon so hoch ist, dass Wasserstoff und Helium ionisiert sind. Der Kernbereich besteht jetzt als Plasma. Die vom Kernbereich ausgehende Strahlung wird in der Staubhülle, die ihn umgibt, absorbiert und bei niedriger Temperatur von einigen 100 K in Form von Infrarotstrahlung abgegeben. Man spricht jetzt von einem Infrarotstern bzw. von einem Protostern. Im Zentrum dieses Infrarotsterns wachsen Druck und Temperatur weiter an, bis diese schließlich so hoch werden, dass das Wasserstoffbrennen einsetzt. Ein Stern ist geboren. Im HRD ist er auf der Hauptreihe angekommen. Die Zeitdauer vom Einsetzen der Kontraktion bis zum Erreichen der Hauptreihe wird ganz wesentlich von der Masse des (späteren) Sterns bestimmt. So benötigen die einzelnen Sternarten für diese Entwicklungsphase folgende Zeiträume: massereiche Ound B-Sterne: einige 104 a sonnenähnliche Fund G-Sterne: einige 107 a massearme Koder M-Sterne: einige 108 a Auf dem Weg von der Wolke zum Stern gibt es auch „Fehlgeburten“. Ist nämlich die Masse der Wolke kleiner als 7 % der Sonnenmasse, so kann die Zentraltemperatur nicht hoch genug werden, um das Wasserstoffbrennen zu zünden. Es entsteht ein kühler, kompakter Körper, ein sogenannter Brauner Zwerg. 28.3 Hauptreihenstadium Wenn im Zentrum des Sterns das Wasserstoffbrennen einsetzt, kommt die Kontraktion zum Stillstand, da die Gravitationskraft durch den Gasdruck kompensiert wird. Ebenfalls wirkt der Strahlungsdruck der Kontraktion entgegen. In der Sonne macht dieser sich allerdings kaum bemerkbar, beträgt für sie weniger als ein Promille des Gasdrucks. Mit zunehmender Masse des Sterns wächst allerdings auch der Strahlungsdruck in seinem Innern an, bis er für einen Stern mit etwa 50 Sonnenmassen dem Gasdruck ebenbürtig ist. Die Zunahme des Strahlungsdrucks bei wachsender Masse hat zur Folge, dass diese und mit ihr die Leuchtkraft eines Sterns nicht beliebig groß werden können, denn der Strahlungsdruck wird den Stern irgendwann zerreißen. Dieser Fall tritt etwa ab der 100 000-fachen Leuchtkraft der Sonne ein. Damit haben wir den Grund entdeckt, warum es keine Sterne mit sehr großer Leuchtkraft bzw. sehr großer Masse geben kann (Kap. 27.4). Auf der Hauptreihe angekommen, hat ein Stern also ein stabiles Stadium erreicht, in dem er so lange verweilt, wie das Wasserstoffbrennen im Kern anhält. Die Zeitspanne vom Eintreffen eines Sterns auf der Hauptreihe bis zu dem Zeitpunkt, an dem er die Wasserstoffvorräte im Kern aufgebraucht hat, bezeichnet man als seine Verweilzeit tHR auf der Hauptreihe. Diese lässt sich abschätzen, da offensichtlich gelten muss: ⇒ = t m t L t HR HR HR (Vorrat) (Verbrauch) ~ ~    ⇒1 HR HR S SS ~ : * * m L t t m L m L m L = Mit der Masse-Leuchtkraft-Beziehung L* = (m*)3 wird daraus: Verweildauer von Sternen auf der Hauptreihe t m L t m t HR HR 2 HR = * * = 1 * S S · ·( ) Wieder einmal hängt das „Schicksal“ eines Sterns von seiner Masse ab. N u z u P rü fz w e 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