Am 9. Kurstag stand die urastronomische Frage im Vordergrund, warum Sterne leuchten und woher sie ihre Energie dazu beziehen. Letztendlich konnte die Frage erst im 20. Jahrhundert zufriedenstellend geklärt werden; unter Zuhilfenahme der Erkenntnisse Albert Einsteins und der Quantenphysik…
Vorläufersterne
Prinzipiell gibt es zwei Möglichkeiten, um einen Stern dauerhaft zum Leuchten zu bringen. Da ist zunächst die Gravitationsenergie. Sie kann in Wärme umgewandelt werden und einem Stern als Energiequelle dienen. Diese Art der Energieumwandlung geschieht in noch ganz jungen Sternen; sogenannten Vorläufersternen, die gerade erst in einer Gaswolke entstehen. Durch den gravitativen Kollaps einer interstellaren Wolke wird dünn verteilte Matiere aus eine weiten Umgebung, die mehrere Lichtjahre betragen kann, auf ein winziges Raumgebiet konzentriert. Hierbei entstehen gewaltige Reibungskräfte, die den Vorläuferstern aufheizen und ihn mehrere zigtausend Jahre hell und lodernd aufleuchten lassen (sog. T-Tauri-Sterne).
Allerdings kommt dieser Prozess irgendwann zum Erliegen, wenn die Konzentration weit fortgeschritten ist und der Nachschub aus der Gaswolke ins Stocken gerät.
Einstein und die echten Sterne
Werden allerdings im Zentrum eines Vorläufersterns 15 Millionen Grad Kelvin überschritten, so setzt ein Fusionsprozess ein, bei dem immer 4 Wasserstoffkerne zu einem Heliumkerne verschmolzen werden. Bei dieser Reaktion wird Energie frei; denn ein Heliumkern ist etwas leichter als vier einzelne Wasserstoffkerne (Protonen). Denn laut Albert Einsteins berühmter Formel E = mc2 wird diese Differenz in pure Strahlungsenergie umgewandelt! Die schiere Anzahl solcher parallel ablaufender Fusionsprozesse treibt den Stern nun an. Einer dieser Prozesse, in der Wasserstoff zu Helium verschmolzen wird, ist der sog. pp-Prozess. Interessanterweise werden noch einige andere Teilchen während der Umwandlung von Wasserstoff zu Helium erzeugt; neben der energiereichen Gammastrahlung etwa echte Antimaterie und die alles durchdringenden Neutrinos.
Doch es gibt mit der Kernfusion bei vielen Sternen ein Problem. Denn 15 Millionen Grad Kerntemperatur hört sich zwar enorm heiß an, im Prinzip reicht die Temperatur aber nicht aus, um die elektrostatischen Abstoßungskräfte der Protonen zu überwinden und in den Nahbereich der Starken Kernkraft vorzudringen. Zu den Sternen, die dieses Problem haben, gehört auch unsere eigene Sonne. Doch trotzem ist sie da – warum?
Eine erstaunliche Welt
Protonen sind winzige Elementarteilchen. Für sie gelten ganz besondere Gesetze – nämlich die der Quantenmechanik. Sie ist zuständig für alle subatomaren Prozesse und es zeigen sich dort wirklich erstaunliche Dinge:
Prallen z.B. zwei Protonen bei 15 Millionen Grad Kelvin aufeinander, so spüren sie zunächst ihre elektrostatische Abstoßung. Der Schwung, den sie bei 15 Mio. K mitbringen, ist zwar gewaltig; er reicht aber nicht aus, sich soweit anzunähern, dass die Starke Kernkraft zwischen ihnen wirken kann und sie miteinander verschmelzen können. Die sogenannte Coulomb-Barriere liegt dazwischen; eigentlich eine ausweglose Situation. Aber nun kommt’s: Die Quantenmechanik ermöglicht für einige wenige Protonen ein ‚geisterhaftes‘ durchdringen dieser Schwelle, so dass sie in den Wirkungsbereich der Starken Kernkraft gelangen können! Dieser sogenannte ‚quantenmechanische Tunneleffekt‘ ermöglicht dann doch für einige Protonen die Verschmelzung.
Einordnung ins Große Ganze
Normale Sterne werden also durch Fusionsprozesse am Leben gehalten, in der leichtere Elemente in schwerere Elemente umgewandelt werden. In unserer Sonne und den meisten anderen Sternen wird dabei Wasserstoff zu Helium verschmolzen. Denn Wasserstoff ist der mit Abstand verbreiteste Stoff im Universum. Diese Sterne werden ‚Zwerge‘ oder ‚Hauptreihensterne‘ genannt.
Der zweite Begriff rührt von einer schematischen Darstellung her; dem Hertzsprung-Russell-Diagramm. In diesem sind vereinfacht formuliert die Oberflächenfarben der Sterne gegen ihre Strahlungsleistung aufgetragen. Und die ‚Hauptreihe‘ ist ein Band in diesem Diagramm, dass sich diagonal von heißen, leuchtkräftigen blauen Sternen, hin zu zu relativ kühlen, schwächeren roten Sternen erstreckt. Unsere gelblich leuchtende Sonne befindet sich ziemlich genau in der Mitte dieser Hauptreihe. Im Fachjargon wird sie auch als G2V-Stern bezeichnet.
