So liebe Forumsmitglieder, da soviele Fragen über das Unviersum gestellt werden, werde ich hier einen Monster beitrag schreiben, damit so ziemlich alle Fragen dazu geklärt sind. Habe alles gepostet was ich über die Jahre mir zusammengesucht habe.
Bin satte 3 std. vor dem Post jetzt gesessen und hab 3 Schachteln dabei verraucht :augenzu: wünsch euch viel spass beim Lesen.
Grüße H2SO4
Einleitung:
Die Entwicklung der Astronomie hat in den letzten hundert Jahren überwältigende Fortschritte gemacht. Bestand noch für Einstein und seine Zeitgenossen das gesamte Universum lediglich aus der Milchstraße, stehen wir heute vor einer unfassbaren tatsächlichen Größe des Alls. Glaubte man noch vor 50 Jahren aufgrund der "Marskanäle" fest an die tatsächliche Existenz der "kleinen grünen Männchen" auf unserem Nachbarplaneten, so haben wir heute eine umfassende Übersicht über das Sonnensystem, in welchem wir die alleinigen Bewohner sind. Mit modernster Technik sind wir sogar seit den 90er Jahren des vergangenen Jahrhunderts in der Lage, viele Dutzende neuer Planetensysteme in der Nachbarschaft der Sonne aufzuspüren.
Viele berühmte und auch weniger bekannte Wissenschaftler haben der jüngeren Geschichte ihren Namen aufgeprägt. Albert Einstein, Hermann Minkowski, Georges Lemaître und Alexander Friedmann legten das Fundament zum Verständnis des Universums, Heisenberg, Schrödinger, Pauli und Dirac erschlossen uns die fast unbegreifliche Quantenwelt. Immer deutlicher wurde dabei die enge, unzertrennliche Verwandtschaft zwischen Mikro- und Makrokosmos. Sie werden auf dieser Homepage manchem dieser großen Geister kurz begegnen, doch reicht ihr Umfang bei weitem nicht um die herausragenden Leistungen entsprechend zu würdigen. Auch die "Altmeister", Namen wie Galilei, Kepler, Newton, Cassini oder Huygens werden bei passender Gelegenheit nicht unerwähnt bleiben.
Letztendlich sollen diese Seiten aufzeigen, wie viele der faszinierenden Phänomene im All von der schwächsten der Naturkräfte, der Gravitation (die anderen drei Kräfte sind die elektrische Anziehung, die starke und die schwache Wechselwirkung), beeinflusst werden. Sie lässt die Sterne erstrahlen, ermöglicht die Bildung von Planeten und damit verbunden die Entwicklung von Leben. Aber sie zerstört auch, Supernovae, Neutronensterne und Schwarze Löcher sind die Folge und möglicherweise sogar das Ende des gesamten Universums. Vielleicht kann diese Homepage aber ebenso aufzeigen, wie viele ungelöste Rätsel uns im Kosmos noch erwarten. Und vielleicht werden auch Sie von der Spannung gefesselt die einen ergreift, wenn man sich auf das Abenteuer Universum einlässt.
Darstellung von Zahlen und Einheiten
In der Astronomie wird häufig mit sehr großen, doch auch mit sehr kleinen Zahlen hantiert, so dass man sich zur Vereinfachung der exponentiellen Schreibweise (Hochzahlen) bedient. Diese Schreibweise wird häufig auf diesen Seiten anzutreffen sein. Als kleine Auffrischung sollen ein paar Beispiele diese Darstellung verdeutlichen:
* Die Zahl 10 wird dargestellt als 101, was soviel bedeutet wie eine Eins mit einer Null
* 100 wäre demnach 102, eine Eins mit zwei Nullen und 1000 entsprechend 103
* 33,3 wird dargestellt als 3,33·101, 541 dementsprechend als 5,41·102
* Was bedeutet nun 2·1030 [Kg]? Richtig! Das sind
2 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 [Kg], die Masse unserer Sonne.
Auch kleine Zahlen lassen sich mit diesem Verfahren leicht darstellen:
* 0,1 wird geschrieben als 10-1, 0,01 als 10-2 und 0,001 ist dann 10-3
* Wie viel ist 10-43? Genau! Unvorstellbar wenig. Diese Zahl in Sekunden ist die Planck- Zeit, die kürzest mögliche Zeitspanne.
Zur Unterscheidung von anderen Zeichen, zur Vermeidung von Verwechslungen und wegen besserer Übersichtlichkeit werden Symbole der SI- Einheiten oder abgeleiteter Maßeinheiten in eckige Klammern gesetzt, also z.B. 50 [Kg], 300 000 [Km/h] oder 230 [V].
Temperaturen
Temperaturen werden grundsätzlich in [K] (Kelvin) angegeben, soweit nicht anders bezeichnet. Diese Temperaturskala beginnt mit dem absoluten Nullpunkt, also rund -273 [°C]. 273 [K] entsprechen demnach 0 [°C], 100 [°C] wären dann 373 [K].
Bei den meisten auf diesen Seiten erwähnten Temperaturen kann man es sich aber getrost ersparen, die Kelvin- Angabe auf °Celsius umzurechnen. Denn bei 20 Millionen Grad (2·107 [K]) im Innern eines Sterns ist es wohl einerlei, ob man die Temperatur in [K] oder [°C] angibt.
Sterne:
Interstellare Materie:
Zwischen den einzelnen Sternen einer Galaxie liegen riesige, fast unüberwindliche Distanzen. Jedoch sind diese gigantischen Zwischenräume niemals völlig leer, ja in manchen Regionen konzentriert sich ein interstellares Medium zu großen Wolken von Hunderten, ja Tausenden Sonnenmassen. Die Geburtsorte der Sterne sind dann auch diese Gebiete interstellarer Materie, vorwiegend in den Spiralarmen unserer Galaxis, wie zum Beispiel der berühmte große Orion- Nebel M42:
M42 im Orion
Interstellare Materie besteht aus vielen Komponenten, vor allem aus Wasserstoff, Helium, Sauerstoff, Kohlenstoff, Stickstoff, Schwefel, Silizium usw. Aber nicht nur die reinen chemischen Elemente sind hier zu finden, sondern auch verschiedene Moleküle wie Wasser, Kohlenmonoxid, Methan oder Essigsäure. Diese Moleküle können sich bilden durch die Anwesenheit von kosmischem Staub, dessen Oberfläche als Katalysator dienen kann. Die hierzu notwendigen chemischen Reaktionen laufen in der Kälte des Weltraums nur sehr langsam ab, aber Zeit spielt im interstellaren Medium keine bedeutende Rolle.
In unserer Galaxis finden sich sowohl fast reine Wasserstoffwolken als auch Wolken, die überwiegend aus Molekülen bestehen. Die mittlere Zusammensetzung der Materie, die nur eine geringe Dichte aufweist, ist
* 60 % Wasserstoff
* 38 % Helium
* 2 % alle anderen Elemente
Dabei muss man weiter unterscheiden zwischen leuchtenden Nebeln, welche durch die Strahlung benachbarter Sterne angeregt werden, und Dunkelwolken, die das Licht der Sterne absorbieren, aber dennoch Radiostrahlung aufgrund ihrer niedrigen Temperatur emittieren.
Interstellares Gas
Etwa 99% der interstellaren Materie besteht aus Gas, und zwar zu rund 90% aus Wasserstoff, dem häufigsten Element im Universum. Diese Wasserstoffwolken wiederum werden eingeteilt in so genannte H I- Gebiete, hier hat das molekulare Wasserstoffgas (H2) eine Temperatur von 50 [K], und in H II- Regionen, in denen der Wasserstoff ionisiert ist und als Plasma bei Temperaturen bis zu 10 000 [K] vorliegt.
IC 349, Barnards Meropen NebelGibt es doch Geister? Diese Aufnahme von Hubble lässt fast darauf schließen. Es zeigt eine Wolke interstellarer Materie mit Namen IC 349, die vom jungen, heißen Stern Merope in den Plejaden mit Strahlung überflutet und damit zum Leuchten angeregt wird. Die enorme Strahlung des Sterns wird die Wolke recht schnell auseinander treiben und zerstören. Die Plejaden sind wohlbekannt als Brutstätte vieler neuer, massereicher Sterne, die in ihrem "jugendlichen" Stadium gewaltige Strahlungsmengen emittieren.
Mit freundlicher Genehmigung von NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Die mit den Dunkelwolken identischen H I- Gebiete emittieren kein sichtbares Licht, senden dafür aber wie gesagt Radiostrahlung aus, unter anderem die bekannte 21 [cm]- Linie des Wasserstoffs.
In diesen Wolken konnten auch Moleküle nachgewiesen werden, wie etwa das OH- Radikal des Formaldehyds, NH3 (Ammoniak), sowie Helium.
Interstellarer Staub
Etwa 1% der gesamten interstellaren Materie besteht aus Staub. Das sind kleine Materiekörnchen von etwa 0.0001 bis 0.001 [mm] Durchmesser. Dieser Staub ist stets in interstellare Gaswolken eingebettet. Man kann ihn als Auswurfmaterial von Novae und Supernovae betrachten, was damit besagt, dass in diesen Körnchen alle Elemente des chemischen Periodensystems zu finden sind. Auch schwerere Elemente als das Eisen, welches ja eigentlich die Endstufe der Kernfusion in den Sternen (siehe auch Energieumwandlung der Sterne) darstellt, werden bei einer Supernovaexplosion erzeugt. Darüber hinaus wird das interstellare Medium auch angereichert durch die nicht zu vernachlässigenden Massen des von allen Sternen emittierten Sternenwindes.
Zwar nehmen Sterne interstellare Materie durch Gravitationswirkung ständig auf, doch der Masseverlust durch Bildung neuer Sterne ist viel bedeutender. Es kann sich hier kein Gleichgewicht einstellen, denn durch Bildung von Weißen Zwergen, Neutronensternen und Schwarzen Löchern ist ein stetiger Verlust der interstellaren Materie gegeben. Orte der Sternentstehung, aus denen letztendlich solche Objekte hervorgehen, sind sicherlich immer die Gebiete, an denen man sehr heiße, junge Sterne findet, denn diese können sich noch nicht allzu weit auf ihren innergalaktischen Bahnen von ihrem Geburtsort fortbewegt haben.
Was aber sollte überhaupt eine solche Materiewolke dazu veranlassen, sich zu einem Stern zusammen zu ziehen? Dieser Vorgang ist leider bis heute noch weitgehend unklar. Man vermutet, dass Störungen der Struktur an bestimmten Stellen der Wolke Kontraktionen auslösen können. Solche Störungen können von Supernovaexplosionen in der Nähe der Wolke hervorgerufen werden. Die Druckwelle der Explosion kann zu Verdichtungen im interstellaren Medium führen und am Ende die partielle Kontraktion der Wolke bis hin zum Stern verursachen.
Der Trifid- Nebel NGC 6514 im SchützenSterngeburt im Trifid- Nebel M 20 (NGC 6514) im Schützen. Zu sehen sind durch die intensive Strahlung junger Sterne auseinandergefetzte Gas- und Staubwolken. Dieses Material dient gleichzeitig wieder der Geburt neuer Sterne und wahrscheinlich auch von Planeten. In einem solchen Terrain ist auch unsere Sonne mit ihrem Planetensystem entstanden.
Auch kann die Eigengravitation der Wolke eine Rolle spielen, die durch Gravitationsinstabilitäten zu lokalen Kontraktionen führt. Dies kann aber nur in großen Wolken mit hoher Materiedichte geschehen. Hier sorgen dann die Sternwinde der jungen Sterne für weitere Verdichtungen in der Wolke, so dass Sterne fast wie bei einer Kettenreaktion entstehen können. Weitere Auslöser für die Sternentstehung sind darüber hinaus die enormen Gezeitenkräfte, welche bei der Begegnung oder gar Durchdringung zweier Galaxien auftreten. Hier kann die Sternbildungsrate fast explosionsartig hochschnellen, weshalb man von so genannten Starburst- Galaxien spricht.
Wofür es lange keine überzeugende Erklärung gab, ist die Entstehung des Drehimpulses eines Sterns. Wir wissen aber heute, dass sich mit weiter fortschreitender Kontraktion der Materie ein Strudel ausbildet, ähnlich der Akkretionsscheibe eines Schwarzen Loches, so dass weiteres Material auf den entstehenden Protostern hinab spiralt und seinen Drehimpuls auf den Stern überträgt. Zudem wird Drehimpuls von der Wolke selbst übertragen, die ihrerseits Drehimpuls von der Rotation der Galaxie erhält. Nach der "Geburt" des Sterns, wenn also die Kernreaktionen eingesetzt haben und der Stern erstrahlt, bläst ein starker Sternwind die Reste der Akkretionsscheibe davon. Zum Kollaps einer Wolke siehe auch Molekülwolken und Sternentstehung und Entwicklung.
Sternentwicklung:
Entstehung von Sternen
Im gesamten Universum gibt es nichts, was in alle Ewigkeit unveränderlich Bestand hat. Auch die Sterne, deren Anblick seit Jahrtausenden die Menschen erfreut und beschäftigt, unterliegen einem ständigen Wandel. Ein Menschenleben ist allerdings viel zu kurz, um Veränderungen an diesen riesigen Gasbällen wahrzunehmen. Dazu wären Zeiträume von Millionen oder Milliarden Jahren erforderlich. Dennoch tickt die innere Uhr eines Sterns, die Kernfusion in seinem Innern, unaufhaltsam weiter. Je nachdem, wie viel an Kernbrennstoff im Stern enthalten ist, verbraucht sich dieser Vorrat unterschiedlich schnell.
SterngrößenÜberriesen, die stellaren "Schwergewichte" mit bis zu mehr als 100facher Sonnenmasse, weisen zwar einen gigantischen Brennstoffvorrat auf, doch sie gehen damit so verschwenderisch um, dass ihre Lebenserwartung nur wenige Millionen Jahre beträgt. Zwerge hingegen mit weniger als 0,8 Sonnenmassen sind kaum in ihrer Entwicklung vorangeschritten, so dass alle, die je entstanden sind, noch heute existieren und einer weiteren Lebensspanne von vielen Milliarden Jahren entgegensehen. Um sich eine Vorstellung von den unterschiedlichen Ausdehnungen der Sterne machen zu können, hier eine kleine Grafik zur Verdeutlichung. Weiße Zwerge oder gar Neutronensterne können wegen ihrer geringen Größe in diesem Maßstab nicht mehr sinnvoll wiedergegeben werden. Man bedenke, dass der "Zwerg" Sonne hier bereits einen Durchmesser von rund 1,5 Millionen [Km] repräsentiert.
Doch zunächst wollen wir sehen, wie überhaupt ein Stern entsteht.
Bin satte 3 std. vor dem Post jetzt gesessen und hab 3 Schachteln dabei verraucht :augenzu: wünsch euch viel spass beim Lesen.
Grüße H2SO4
Einleitung:
Die Entwicklung der Astronomie hat in den letzten hundert Jahren überwältigende Fortschritte gemacht. Bestand noch für Einstein und seine Zeitgenossen das gesamte Universum lediglich aus der Milchstraße, stehen wir heute vor einer unfassbaren tatsächlichen Größe des Alls. Glaubte man noch vor 50 Jahren aufgrund der "Marskanäle" fest an die tatsächliche Existenz der "kleinen grünen Männchen" auf unserem Nachbarplaneten, so haben wir heute eine umfassende Übersicht über das Sonnensystem, in welchem wir die alleinigen Bewohner sind. Mit modernster Technik sind wir sogar seit den 90er Jahren des vergangenen Jahrhunderts in der Lage, viele Dutzende neuer Planetensysteme in der Nachbarschaft der Sonne aufzuspüren.
Viele berühmte und auch weniger bekannte Wissenschaftler haben der jüngeren Geschichte ihren Namen aufgeprägt. Albert Einstein, Hermann Minkowski, Georges Lemaître und Alexander Friedmann legten das Fundament zum Verständnis des Universums, Heisenberg, Schrödinger, Pauli und Dirac erschlossen uns die fast unbegreifliche Quantenwelt. Immer deutlicher wurde dabei die enge, unzertrennliche Verwandtschaft zwischen Mikro- und Makrokosmos. Sie werden auf dieser Homepage manchem dieser großen Geister kurz begegnen, doch reicht ihr Umfang bei weitem nicht um die herausragenden Leistungen entsprechend zu würdigen. Auch die "Altmeister", Namen wie Galilei, Kepler, Newton, Cassini oder Huygens werden bei passender Gelegenheit nicht unerwähnt bleiben.
Letztendlich sollen diese Seiten aufzeigen, wie viele der faszinierenden Phänomene im All von der schwächsten der Naturkräfte, der Gravitation (die anderen drei Kräfte sind die elektrische Anziehung, die starke und die schwache Wechselwirkung), beeinflusst werden. Sie lässt die Sterne erstrahlen, ermöglicht die Bildung von Planeten und damit verbunden die Entwicklung von Leben. Aber sie zerstört auch, Supernovae, Neutronensterne und Schwarze Löcher sind die Folge und möglicherweise sogar das Ende des gesamten Universums. Vielleicht kann diese Homepage aber ebenso aufzeigen, wie viele ungelöste Rätsel uns im Kosmos noch erwarten. Und vielleicht werden auch Sie von der Spannung gefesselt die einen ergreift, wenn man sich auf das Abenteuer Universum einlässt.
Darstellung von Zahlen und Einheiten
In der Astronomie wird häufig mit sehr großen, doch auch mit sehr kleinen Zahlen hantiert, so dass man sich zur Vereinfachung der exponentiellen Schreibweise (Hochzahlen) bedient. Diese Schreibweise wird häufig auf diesen Seiten anzutreffen sein. Als kleine Auffrischung sollen ein paar Beispiele diese Darstellung verdeutlichen:
* Die Zahl 10 wird dargestellt als 101, was soviel bedeutet wie eine Eins mit einer Null
* 100 wäre demnach 102, eine Eins mit zwei Nullen und 1000 entsprechend 103
* 33,3 wird dargestellt als 3,33·101, 541 dementsprechend als 5,41·102
* Was bedeutet nun 2·1030 [Kg]? Richtig! Das sind
2 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 [Kg], die Masse unserer Sonne.
Auch kleine Zahlen lassen sich mit diesem Verfahren leicht darstellen:
* 0,1 wird geschrieben als 10-1, 0,01 als 10-2 und 0,001 ist dann 10-3
* Wie viel ist 10-43? Genau! Unvorstellbar wenig. Diese Zahl in Sekunden ist die Planck- Zeit, die kürzest mögliche Zeitspanne.
Zur Unterscheidung von anderen Zeichen, zur Vermeidung von Verwechslungen und wegen besserer Übersichtlichkeit werden Symbole der SI- Einheiten oder abgeleiteter Maßeinheiten in eckige Klammern gesetzt, also z.B. 50 [Kg], 300 000 [Km/h] oder 230 [V].
Temperaturen
Temperaturen werden grundsätzlich in [K] (Kelvin) angegeben, soweit nicht anders bezeichnet. Diese Temperaturskala beginnt mit dem absoluten Nullpunkt, also rund -273 [°C]. 273 [K] entsprechen demnach 0 [°C], 100 [°C] wären dann 373 [K].
Bei den meisten auf diesen Seiten erwähnten Temperaturen kann man es sich aber getrost ersparen, die Kelvin- Angabe auf °Celsius umzurechnen. Denn bei 20 Millionen Grad (2·107 [K]) im Innern eines Sterns ist es wohl einerlei, ob man die Temperatur in [K] oder [°C] angibt.
Sterne:
Interstellare Materie:
Zwischen den einzelnen Sternen einer Galaxie liegen riesige, fast unüberwindliche Distanzen. Jedoch sind diese gigantischen Zwischenräume niemals völlig leer, ja in manchen Regionen konzentriert sich ein interstellares Medium zu großen Wolken von Hunderten, ja Tausenden Sonnenmassen. Die Geburtsorte der Sterne sind dann auch diese Gebiete interstellarer Materie, vorwiegend in den Spiralarmen unserer Galaxis, wie zum Beispiel der berühmte große Orion- Nebel M42:
M42 im Orion
Interstellare Materie besteht aus vielen Komponenten, vor allem aus Wasserstoff, Helium, Sauerstoff, Kohlenstoff, Stickstoff, Schwefel, Silizium usw. Aber nicht nur die reinen chemischen Elemente sind hier zu finden, sondern auch verschiedene Moleküle wie Wasser, Kohlenmonoxid, Methan oder Essigsäure. Diese Moleküle können sich bilden durch die Anwesenheit von kosmischem Staub, dessen Oberfläche als Katalysator dienen kann. Die hierzu notwendigen chemischen Reaktionen laufen in der Kälte des Weltraums nur sehr langsam ab, aber Zeit spielt im interstellaren Medium keine bedeutende Rolle.
In unserer Galaxis finden sich sowohl fast reine Wasserstoffwolken als auch Wolken, die überwiegend aus Molekülen bestehen. Die mittlere Zusammensetzung der Materie, die nur eine geringe Dichte aufweist, ist
* 60 % Wasserstoff
* 38 % Helium
* 2 % alle anderen Elemente
Dabei muss man weiter unterscheiden zwischen leuchtenden Nebeln, welche durch die Strahlung benachbarter Sterne angeregt werden, und Dunkelwolken, die das Licht der Sterne absorbieren, aber dennoch Radiostrahlung aufgrund ihrer niedrigen Temperatur emittieren.
Interstellares Gas
Etwa 99% der interstellaren Materie besteht aus Gas, und zwar zu rund 90% aus Wasserstoff, dem häufigsten Element im Universum. Diese Wasserstoffwolken wiederum werden eingeteilt in so genannte H I- Gebiete, hier hat das molekulare Wasserstoffgas (H2) eine Temperatur von 50 [K], und in H II- Regionen, in denen der Wasserstoff ionisiert ist und als Plasma bei Temperaturen bis zu 10 000 [K] vorliegt.
IC 349, Barnards Meropen NebelGibt es doch Geister? Diese Aufnahme von Hubble lässt fast darauf schließen. Es zeigt eine Wolke interstellarer Materie mit Namen IC 349, die vom jungen, heißen Stern Merope in den Plejaden mit Strahlung überflutet und damit zum Leuchten angeregt wird. Die enorme Strahlung des Sterns wird die Wolke recht schnell auseinander treiben und zerstören. Die Plejaden sind wohlbekannt als Brutstätte vieler neuer, massereicher Sterne, die in ihrem "jugendlichen" Stadium gewaltige Strahlungsmengen emittieren.
Mit freundlicher Genehmigung von NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Die mit den Dunkelwolken identischen H I- Gebiete emittieren kein sichtbares Licht, senden dafür aber wie gesagt Radiostrahlung aus, unter anderem die bekannte 21 [cm]- Linie des Wasserstoffs.
In diesen Wolken konnten auch Moleküle nachgewiesen werden, wie etwa das OH- Radikal des Formaldehyds, NH3 (Ammoniak), sowie Helium.
Interstellarer Staub
Etwa 1% der gesamten interstellaren Materie besteht aus Staub. Das sind kleine Materiekörnchen von etwa 0.0001 bis 0.001 [mm] Durchmesser. Dieser Staub ist stets in interstellare Gaswolken eingebettet. Man kann ihn als Auswurfmaterial von Novae und Supernovae betrachten, was damit besagt, dass in diesen Körnchen alle Elemente des chemischen Periodensystems zu finden sind. Auch schwerere Elemente als das Eisen, welches ja eigentlich die Endstufe der Kernfusion in den Sternen (siehe auch Energieumwandlung der Sterne) darstellt, werden bei einer Supernovaexplosion erzeugt. Darüber hinaus wird das interstellare Medium auch angereichert durch die nicht zu vernachlässigenden Massen des von allen Sternen emittierten Sternenwindes.
Zwar nehmen Sterne interstellare Materie durch Gravitationswirkung ständig auf, doch der Masseverlust durch Bildung neuer Sterne ist viel bedeutender. Es kann sich hier kein Gleichgewicht einstellen, denn durch Bildung von Weißen Zwergen, Neutronensternen und Schwarzen Löchern ist ein stetiger Verlust der interstellaren Materie gegeben. Orte der Sternentstehung, aus denen letztendlich solche Objekte hervorgehen, sind sicherlich immer die Gebiete, an denen man sehr heiße, junge Sterne findet, denn diese können sich noch nicht allzu weit auf ihren innergalaktischen Bahnen von ihrem Geburtsort fortbewegt haben.
Was aber sollte überhaupt eine solche Materiewolke dazu veranlassen, sich zu einem Stern zusammen zu ziehen? Dieser Vorgang ist leider bis heute noch weitgehend unklar. Man vermutet, dass Störungen der Struktur an bestimmten Stellen der Wolke Kontraktionen auslösen können. Solche Störungen können von Supernovaexplosionen in der Nähe der Wolke hervorgerufen werden. Die Druckwelle der Explosion kann zu Verdichtungen im interstellaren Medium führen und am Ende die partielle Kontraktion der Wolke bis hin zum Stern verursachen.
Der Trifid- Nebel NGC 6514 im SchützenSterngeburt im Trifid- Nebel M 20 (NGC 6514) im Schützen. Zu sehen sind durch die intensive Strahlung junger Sterne auseinandergefetzte Gas- und Staubwolken. Dieses Material dient gleichzeitig wieder der Geburt neuer Sterne und wahrscheinlich auch von Planeten. In einem solchen Terrain ist auch unsere Sonne mit ihrem Planetensystem entstanden.
Auch kann die Eigengravitation der Wolke eine Rolle spielen, die durch Gravitationsinstabilitäten zu lokalen Kontraktionen führt. Dies kann aber nur in großen Wolken mit hoher Materiedichte geschehen. Hier sorgen dann die Sternwinde der jungen Sterne für weitere Verdichtungen in der Wolke, so dass Sterne fast wie bei einer Kettenreaktion entstehen können. Weitere Auslöser für die Sternentstehung sind darüber hinaus die enormen Gezeitenkräfte, welche bei der Begegnung oder gar Durchdringung zweier Galaxien auftreten. Hier kann die Sternbildungsrate fast explosionsartig hochschnellen, weshalb man von so genannten Starburst- Galaxien spricht.
Wofür es lange keine überzeugende Erklärung gab, ist die Entstehung des Drehimpulses eines Sterns. Wir wissen aber heute, dass sich mit weiter fortschreitender Kontraktion der Materie ein Strudel ausbildet, ähnlich der Akkretionsscheibe eines Schwarzen Loches, so dass weiteres Material auf den entstehenden Protostern hinab spiralt und seinen Drehimpuls auf den Stern überträgt. Zudem wird Drehimpuls von der Wolke selbst übertragen, die ihrerseits Drehimpuls von der Rotation der Galaxie erhält. Nach der "Geburt" des Sterns, wenn also die Kernreaktionen eingesetzt haben und der Stern erstrahlt, bläst ein starker Sternwind die Reste der Akkretionsscheibe davon. Zum Kollaps einer Wolke siehe auch Molekülwolken und Sternentstehung und Entwicklung.
Sternentwicklung:
Entstehung von Sternen
Im gesamten Universum gibt es nichts, was in alle Ewigkeit unveränderlich Bestand hat. Auch die Sterne, deren Anblick seit Jahrtausenden die Menschen erfreut und beschäftigt, unterliegen einem ständigen Wandel. Ein Menschenleben ist allerdings viel zu kurz, um Veränderungen an diesen riesigen Gasbällen wahrzunehmen. Dazu wären Zeiträume von Millionen oder Milliarden Jahren erforderlich. Dennoch tickt die innere Uhr eines Sterns, die Kernfusion in seinem Innern, unaufhaltsam weiter. Je nachdem, wie viel an Kernbrennstoff im Stern enthalten ist, verbraucht sich dieser Vorrat unterschiedlich schnell.
SterngrößenÜberriesen, die stellaren "Schwergewichte" mit bis zu mehr als 100facher Sonnenmasse, weisen zwar einen gigantischen Brennstoffvorrat auf, doch sie gehen damit so verschwenderisch um, dass ihre Lebenserwartung nur wenige Millionen Jahre beträgt. Zwerge hingegen mit weniger als 0,8 Sonnenmassen sind kaum in ihrer Entwicklung vorangeschritten, so dass alle, die je entstanden sind, noch heute existieren und einer weiteren Lebensspanne von vielen Milliarden Jahren entgegensehen. Um sich eine Vorstellung von den unterschiedlichen Ausdehnungen der Sterne machen zu können, hier eine kleine Grafik zur Verdeutlichung. Weiße Zwerge oder gar Neutronensterne können wegen ihrer geringen Größe in diesem Maßstab nicht mehr sinnvoll wiedergegeben werden. Man bedenke, dass der "Zwerg" Sonne hier bereits einen Durchmesser von rund 1,5 Millionen [Km] repräsentiert.
Doch zunächst wollen wir sehen, wie überhaupt ein Stern entsteht.