Sternentstehung

Der Weg zur Protosonne

Einen der gewaltigen Wolken aus Gas, Staub und einfachen Molekülen, begann unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammen zu brechen. Durch die permanente Abstrahlung von Energie hatte sich die ursprünglich heiße Wolke so weit abgekühlt, dass der Gasdruck im Inneren der eigenen Schwerkraft nicht mehr das Gleichgewicht halten konnte. Während die Wolke mehr und mehr kollabierte und dabei natürlich schrumpft, rotiert sie jedoch immer schneller. Der Druck und die Temperatur in dem sich verdichtenden Kern (gewisse Randbedingungen "Der Drehimpuls darf nicht so hoch sein") steigen stetig an. Der Protostern besteht aus grob der 75 Prozent Wasserstoff und 25 Prozent Helium und Spuren von Deuterium und je nach Population auch aus Spuren von schweren Elementen. Hat die Kerntemperatur etwa 1 Million Grad erreicht startet die Kernschmelz Deuterium zu Wasserstoff. Da die Energien nur schlecht oder gar nicht entweichen kann, brodelt es förmlich in diesen Topf. Der Protostern bläht sich also kurzfristig auf. Ein Stern mit einer Sonnenmasse kann bis zu dem fünffachen seiner Normalgröße aufblähen.

Der Stern wird geboren

Ist das Deuteriumbrennen beendet so lässt auch die thermische Druck im Inneren des Protosterns nach. Von nun an Gewinn die Gravitation die Oberhand und der Stern beginnt erneut zu schrumpfen. Im Stern steigt die Temperatur weiter an und die Dichte wird immer größer. Ist schließlich einen Wert von etwa 15 Millionen Grad erreicht so beginnt der nächste Fusionsprozess. Das so genannte Wasserstoffbrennen jetzt kann der Stern endlich seinen riesigen war Wasserstoffvorrat nutzen.