Sterne halten hydrostatisches Gleichgewicht aufrecht: Die nach außen gerichtete Kraft des Strahlungsdrucks (und Gassdrucks) balanciert den nach innen gerichteten Zug der Schwerkraft, verhindert Kollaps.
Das Gleichgewicht
- Schwerkraft: Komprimiert Sternenmaterial nach innen; hängt von der Masse ab.
- Druck: Thermischer (Gas)druck + Strahlungsdruck (Photonenmomentum). Bei massiven Sternen (>10 M☉) dominiert der Strahlungsdruck.
- Energiequelle: Kernfusion (H → He im Kern) setzt Photonen frei → Strahlungsdruck.
Hydrostatisches Gleichgewichts-Gleichung
dP/dr = -G m(r) ρ(r) / r²
Der Druckgradient trägt das Gewicht der darüberliegenden Schichten.
Stabilität
- Selbstregulierend: Wenn der Kern sich zusammenzieht → T steigt → Fusionsrate steigt → Druck steigt → Expansion → Abkühlung → Fusion verlangsamt sich.
- Diese negative Rückkopplungsschleife erhält Stabilität für Millionen/Milliarden Jahre (Hauptreihe).
Wenn das Gleichgewicht versagt
- Brennstofferschöpfung → Kern zieht sich zusammen → neue Brennstadien (He, C, O, Si) → schließlich Eisenkern.
- Eisen kann nicht exotherm fusionieren → Kernkollaps → Supernova (massive Sterne) oder Weißer Zwerg (niedrigmassige Sterne).
Eddington-Limit
Maximale Leuchtkraft, bei der Strahlungsdruck der Schwerkraft gleichkommt. Darüber treibt Strahlung Massenverlust an (Sternenwinde). Relevant für massive Sterne, Akkretionsscheiben.
Gleichgewicht ist nicht statisch – es ist ein dynamischer, selbstkorrigierender Balance, der das Leben eines Sterns definiert.
