1Infrarot und das Lichtspektrum
Licht besteht aus vielen Farben, ähnlich wie bei einem Regenbogen: Das „weiße“ Licht der Sonne oder einer Lampe ist eigentlich eine Mischung aus vielen Farben – Rot, Orange, Gelb, Grün, Blau und Violett –, die sichtbar werden, wenn man Sonnenlicht etwa mit einem Glasprisma auffächert.
Doch es gibt noch mehr Licht, das unsere Augen nicht wahrnehmen können: Direkt neben dem roten Licht liegt das Infrarotlicht, hinter dem violetten Licht beginnt das ultraviolette Licht. Besondere Teleskope können dieses unsichtbare Licht sichtbar machen. Mit Infrarotlicht lässt sich erkennen, wo es warm ist – etwa in dichten Staubwolken, durch die normales Licht nicht hindurchkommt. Röntgenlicht wiederum zeigt, wo im Weltall besonders energiereiche Ereignisse stattfinden, etwa wenn Sterne explodieren.
2Drehimpulserhaltung – Der „Schwung“ der Drehung
Der Drehimpuls beschreibt den gesamten „Dreh-Schwung“ eines sich drehenden Objekts. Beginnt sich etwas zu drehen, behält es diesen Schwung bei – auf der Erde wird eine Drehung mit der Zeit langsamer, weil Reibung durch Luft oder Boden bremst, doch im nahezu reibungsfreien Weltall bleibt eine einmal begonnene Drehung sehr lange erhalten.
Beschreiben lässt sich der Drehimpuls mit der Formel D = r · m · v, wobei r für die Größe oder Entfernung steht (wie weit die Masse von der Drehachse entfernt ist), m für die Masse und v für die Geschwindigkeit der Drehung. Zieht sich eine große Staubwolke unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammen, wird r kleiner, während die Masse gleich bleibt – damit der Drehimpuls insgesamt erhalten bleibt, muss die Drehung schneller werden.
Genau das passiert bei einer kollabierenden Staubwolke: Je kleiner sie wird, desto schneller dreht sie sich – vergleichbar mit einer Eisläuferin, die sich schneller dreht, sobald sie die Arme an den Körper zieht.
3Gravitationskollaps (Das kosmische Zusammenziehen)
Gravitation ist eine unsichtbare Anziehungskraft, die dafür sorgt, dass sich alle Dinge mit Masse gegenseitig anziehen – je schwerer ein Objekt und je näher man ihm ist, desto stärker die Anziehung. Deshalb fallen Dinge auf die Erde, und deshalb kreisen Planeten um Sterne.
Im Weltall gibt es riesige, zunächst ruhige und weit verteilte Wolken aus Gas und Staub. Durch winzige Zufälle kommen an manchen Stellen ein paar Teilchen näher zusammen als anderswo – es entsteht eine kleine, dichtere Stelle, ein Klumpen. Dort wird die Gravitation plötzlich stärker als die Energie des Gases, das sich eigentlich ausdehnen möchte – die Anziehungskraft gewinnt die Oberhand.
Sie zieht nun immer mehr Teilchen in den Klumpen, wodurch er dichter und schwerer wird und seine Anziehungskraft weiter wächst. So zieht sich der Klumpen immer schneller zusammen – dieser Vorgang heißt Gravitationskollaps. Aus solchen kollabierenden Wolken können später Sterne, Planeten und ganze Sonnensysteme entstehen.
4Wasserstoffbrennen (Die Sternenküche)
Das Wasserstoffbrennen, auch Kernfusion genannt, ist der Moment, in dem ein Stern geboren wird und zu leuchten beginnt. Zieht sich eine Staub- und Gaswolke durch den Gravitationskollaps immer weiter zusammen, wird es in ihrer Mitte extrem heiß. Ab einer Temperatur von etwa 15 Millionen Grad beginnt die Kernfusion: Wasserstoffteilchen werden durch den gewaltigen Druck zu Helium verschmolzen, wobei eine enorme Menge an Energie, Licht und Wärme frei wird.
Wichtig zu wissen: Das Wasserstoffbrennen ist kein Feuer, wie man es von der Erde kennt, sondern ein ganz eigener Vorgang im Inneren eines Sterns. Sobald das Wasserstoffbrennen einsetzt, erzeugt der Stern seine eigene Energie und beginnt zu leuchten – der Stern ist geboren.
5Strahlungsdruck (Das Gleichgewicht)
Der Strahlungsdruck entsteht durch die Energie, die beim Wasserstoffbrennen freigesetzt wird, und wirkt wie eine Bremse, die verhindert, dass ein Stern weiter in sich zusammenfällt. Man kann sich das wie ein Tauziehen vorstellen: Die Gravitation ist das Team, das nach innen zur Sternmitte zieht, während Hitze und Licht als zweites Team ständig nach außen drücken – das ist der Strahlungsdruck. Solange beide „Teams“ gleich stark ziehen, bleibt der Stern stabil, so wie unsere Sonne, und fällt weder zusammen noch explodiert er.
Der Strahlungsdruck bläst zudem Gas und kleine Staubteilchen aus der unmittelbaren Umgebung des Sterns weg – nur größere Staubteilchen können nach Beginn des Wasserstoffbrennens weiter auf einer Bahn um den neuen Stern kreisen und sich später zu Planeten zusammenballen.
6Was ist ein Atom?
Ein Atom ist ein winzig kleiner Baustein, aus dem alles besteht. Es hat zwei Hauptteile: den Atomkern in der Mitte, der aus Protonen und Neutronen besteht, und die Atomhülle außen herum, in der sich Elektronen bewegen. Protonen sind positiv geladen, Elektronen negativ geladen. In einem normalen Atom gleichen sich diese Ladungen genau aus, weshalb ein Atom nach außen hin elektrisch neutral ist.
7Wann ist ein Atom geladen?
Ein Atom ist elektrisch neutral, solange die Zahl seiner positiv geladenen Protonen im Kern genau der Zahl seiner negativ geladenen Elektronen in der Hülle entspricht – beide Ladungen heben sich dann gegenseitig auf. Dieses Gleichgewicht ist der Normalzustand eines Atoms.
Verliert ein Atom eines oder mehrere seiner Elektronen oder nimmt zusätzliche auf, gerät das Gleichgewicht aus der Balance: Es entsteht ein sogenanntes Ion. Fehlen Elektronen, überwiegt die positive Ladung der Protonen und das Ion ist positiv geladen; sind zusätzliche Elektronen vorhanden, überwiegt die negative Ladung und das Ion ist negativ geladen.
8Was sind die unterschiedlichen Elemente?
Es gibt viele verschiedene Elemente, zum Beispiel Wasserstoff, Helium, Kohlenstoff oder Sauerstoff. Alle Elemente bestehen aus Atomen, doch nicht alle Atome sind gleich: Welches Element ein Atom bildet, hängt davon ab, wie viele Protonen sich in seinem Atomkern befinden – diese Anzahl bestimmt seine „Identität“. Ein Proton macht zum Beispiel Wasserstoff (H), zwei Protonen ergeben Helium (He), sechs Protonen ergeben Kohlenstoff (C).
Atome desselben Elements können sich dabei in der Anzahl ihrer Neutronen unterscheiden, obwohl ihre Protonenzahl und damit ihre chemische Identität gleich bleibt – solche Varianten werden Isotope genannt. Weil Neutronen zur Masse eines Atomkerns beitragen, unterscheiden sich Isotope desselben Elements im Gewicht, auch wenn sie sich chemisch praktisch identisch verhalten.
Alle bekannten Elemente sind im Periodensystem aufgelistet, jeweils mit Namen, Abkürzung (etwa H für Wasserstoff) und Ordnungszahl – Letztere gibt genau an, wie viele Protonen ein Element im Kern besitzt.
9Wie sehen die Atome in einem Stern aus?
In einem Stern herrschen so hohe Temperaturen, dass die Elektronen nicht an den Atomkernen haften bleiben, sondern sich davon lösen. Übrig bleiben die frei herumfliegenden Atomkerne – diesen Zustand nennt man Plasma. Zu Beginn seines Lebens besteht ein Stern vor allem aus Wasserstoffkernen – dem kleinsten Baustein, der nur aus einem einzigen Proton besteht – und einem kleineren Anteil an Heliumkernen.
Da alle diese Atomkerne positiv geladen sind, stoßen sie sich gegenseitig ab – ähnlich wie zwei Magnete, die man mit ihren gleichnamigen Polen aneinanderhält. Damit sich zwei Atomkerne trotzdem verbinden können, muss ein Stern diese Abstoßung erst überwinden.
10Wie produziert ein Stern Energie?
Damit ein Stern Energie erzeugen kann, müssen drei Dinge gleichzeitig zusammenkommen: eine ausreichend hohe Temperatur, dicht genug beieinanderliegende Atomkerne und eine Geschwindigkeit, die hoch genug ist, um deren gegenseitige elektrische Abstoßung zu überwinden. Je heißer eine Umgebung ist, desto schneller bewegen sich die Teilchen darin: Im Zentrum eines Sterns, bei mindestens 15 Millionen Grad Celsius, bewegen sich die Wasserstoffkerne so schnell, dass sie bei einem Zusammenstoß trotz ihrer gegenseitigen Abstoßung miteinander verschmelzen können – bei niedrigeren Temperaturen ist das nicht möglich.
Diesen Prozess des Verbindens von Atomkernen nennt man Fusion. Verbinden sich vier Wasserstoffkerne, entsteht ein neuer, größerer Atomkern: ein Heliumkern. Damit sich Kerne zu noch größeren Elementen wie Kohlenstoff oder Sauerstoff verbinden können, müsste die Temperatur im Stern noch deutlich höher sein.
11Die Proton-Proton-I-Kette
In sonnenähnlichen Sternen läuft die Fusion meist über die sogenannte Proton-Proton-I-Kette ab, die in drei Schritten verläuft. Im ersten Schritt verschmelzen zwei gewöhnliche Wasserstoffkerne (¹H) zu einem schweren Wasserstoffkern (²H, auch Deuterium genannt); dabei wandelt sich ein Proton in ein Neutron um, wobei ein Positron – das positiv geladene Gegenstück des Elektrons – sowie ein Elektron-Neutrino freigesetzt werden.
Im zweiten Schritt verbindet sich dieser schwere Wasserstoffkern mit einem weiteren gewöhnlichen Wasserstoffkern zu einem leichten Heliumkern (³He), wobei ein Gammaquant entsteht – ein besonders energiereiches Lichtteilchen. Im dritten und letzten Schritt verschmelzen schließlich zwei dieser leichten Heliumkerne (³He) zu einem gewöhnlichen Heliumkern (⁴He), wobei zwei einzelne Wasserstoffkerne wieder freigesetzt werden und für neue Fusionsreaktionen zur Verfügung stehen.
Insgesamt setzt ein vollständiger Durchlauf der Proton-Proton-I-Kette eine Energiemenge von etwa 26 Millionen Elektronenvolt (MeV) frei – diese Energie verlässt den Stern als Licht und Wärme.
12Was passiert bei der Fusion?
Sobald im Sterninneren die nötigen hohen Temperaturen erreicht sind und die Fusion startet, beginnt der Stern, seine Energie zu erzeugen. Beim Verbinden von Atomkernen wird nämlich ein winziger Teil ihrer Masse in pure Energie umgewandelt, die als Licht und Wärme ins Universum abgestrahlt wird.
Man kann sich das vorstellen wie zwei je 50 Gramm schwere Klumpen Knete, die man fest zu einer neuen Kugel zusammendrückt: Wiegt man die neue Kugel, zeigt die Waage nur noch 99 statt 100 Gramm. Das fehlende Gramm ist nicht verschwunden, sondern beim Zusammendrücken in Energie umgewandelt worden. Bei Knete passiert das natürlich nicht wirklich – doch genau das ist die Besonderheit von Atomkernen: Nur sie können einen Teil ihrer Masse auf diese Weise in gewaltige Energiemengen verwandeln, und genau diese Energie bringt einen Stern zum Leuchten.
13Wie entstehen Planeten?
Nicht das gesamte Material einer kollabierenden Staub- und Gaswolke wird zu einem Stern. Um den neu entstandenen Stern bleibt eine flache Scheibe aus Reststaub und Restgas zurück, die sogenannte protoplanetare Scheibe. In dieser Scheibe stoßen winzige Staubteilchen ständig zusammen; manche bleiben aneinander haften und wachsen so langsam zu immer größeren Klumpen heran, aus denen mit der Zeit kleine Gesteinsbrocken, dann größere Körper und schließlich Planeten werden.
Während ein Planet entsteht, sinkt durch die eigene Schwerkraft und die dabei entstehende Hitze das schwerere Material – etwa Eisen und Nickel – ins Zentrum, während leichtere Stoffe weiter außen bleiben; diesen Vorgang nennt man Differenzierung. So bekommt ein Planet nach und nach seinen inneren Aufbau: einen dichten Kern, umgeben von leichteren Gesteins- oder Gasschichten.