Ob ein hell leuchtender Stern entsteht oder aber „nur“ ein Brauner Zwerg, ein „verhinderter“ Stern, entscheidet sich schon bei ihrer Geburt .
Sterne bilden sich nicht einzeln irgendwo im leeren Raum, sondern in gewaltigen Wolken aus Gas und Staub. Solche Sternenwiegen finden sich beispielsweise im bekannten Orionnebel oder auch in den Staubsäulen des Pferdekopfnebels. Durch die eigene Schwerkraft, manchmal auch durch Druckwellen von außen, fallen Bereiche dieser Wolken in sich zusammen und werden immer heißer und dichter. Dieser Kollaps gibt zunächst noch Energie in Form von Strahlung ab. Durch ihre eigene Masse komprimiert, bilden sich dann jedoch Klumpen von Wasserstoffgas und Staub, die so dicht sind, dass die Strahlung nicht mehr entweichen kann. Das Innere dieser Klumpen heizt sich immer stärker auf, die Atome rücken näher und näher zusammen.
Fusion: der Sternenmotor startet
Dann ist es plötzlich soweit: Die Temperatur im Klumpeninneren steigt auf mehr als fünf Millionen Kelvin. In diesem Höllenofen aus Hitze und Druck muss selbst die starke Abstoßung zwischen den Atomkernen klein beigeben: Sie beginnen zu verschmelzen und setzen dabei gewaltige Menge an Energie frei. Die Kernfusion ist gezündet – ein Stern ist geboren.
Die Fusion von Wasserstoffkernen zu Helium bildet den Brennstoff, der den neu entstandenen Himmelskörper für Milliarden Jahre am Leuchten halten wird. Im Kern unserer Sonne wandelt dieser stellare Fusionsreaktor in jeder Sekunde die gewaltige Menge von 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium um. Gut vier Millionen Tonnen pro Sekunde werden dabei zu Strahlung und machen unseren Zentralstern zu dem gelb leuchtenden Zwergstern, der er noch einige Milliarden Jahre bleiben wird.
Wenn die Masse nicht reicht…
Soweit, so gut. Doch das Ganze kann auch schiefgehen. Dann nämlich, wenn die Gas- und Staubklumpen in den Sternenwiegen nicht genügend Materie enthalten. Erst ab knapp acht Prozent der Sonnenmasse, das entspricht etwa dem 75-fachen des Planeten Jupiter, reicht die Masse des Protostern-Klumpens aus. Nur dann entsteht in seinem Inneren genügend Hitze und Druck für die Zündung der Wasserstofffusion.
Was aber passiert, wenn die Masse nicht ausreicht? Dazu entwickelten Astronomen schon in den 1970er Jahren erste Theorien. Sie postulierten, dass ein besonderer Typ eines Himmelskörpers, ein „Schwarzer“ oder „Brauner Zwerg“ entstehen müsse, wenn ein Materieklumpen bei der Sternenbildung nur zwischen 13 und knapp 75 Jupitermassen zusammenballt.
Druck und Temperatur in seinem Inneren genügen dann zwar nicht mehr für eine Wasserstofffusion, wohl aber für eine andere Art der Kernverschmelzung, die Deuteriumfusion. Dabei verbindet sich der aus einem Proton und einem Neutron bestehende „schwere Wasserstoff“ mit einem weiteren Proton zu einem Helium-3-Kern. Auch dabei wird Strahlungsenergie erzeugt, aber deutlich weniger als bei der Wasserstofffusion.
Brauner Zwerg als Infrarotlicht-Funzel
Der so gebildete junge Braune Zwerg leuchtet daher nicht gelblich oder weißlich wie unsere Sonne, sondern dunkelrot-braun. Einen Großteil seiner Strahlung gibt er nicht als sichtbares Licht oder noch energiereichere Wellen ab, sondern als Infrarotlicht, als Wärmestrahlung. Seine Oberflächentemperatur liegt unterhalb von 1.800 Kelvin, die als stellare Minimaltemperatur gelten.
Und selbst diese eher funzelige Leuchtphase ist nicht von langer Dauer. Denn sein Brennstoff Deuterium ist in den Gaswolken der Sternenwiegen sehr selten, natürlicherweise liegt sein Anteil gemessen am „normalen“ Wasserstoff bei nur 0,015 Prozent. Dementsprechend schnell ist der Deuteriumvorrat im jungen Himmelskörper erschöpft, nach nur wenigen Millionen Jahren erlischt das Deuteriumfeuer. Ab jetzt kühlt der Braune Zwerg langsam ab und wird dabei immer dunkler und strahlungsschwächer.
Soweit die Theorie. Doch belegen konnte man dieses Gedankengebäude mehr als 20 Jahre lang nicht.
Nadja Podbregar
Stand: 07.05.2010
