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Aus der stark verdünnten interstellaren Materie werden durch gravitationsbedingte Kontraktion innerhalb von 10 000 bis 100 Millionen Jahren Sterne geboren. Die Sternentwicklung beschreibt die Veränderung des physikalischen Zustands eines Sterns im Laufe der Zeit. Je nach seiner Masse wird er zum Beispiel zu einem blauen Überriesen oder roten Zwergstern und endet als weißer Zwerg, Neutronenstern oder als schwarzes Loch.
Bereits die Kontraktion eines Sternes aus der interstellaren Materie ist kein so einfacher Vorgang wie ursprünglich angenommen. Ein selbständiges Zusammenballen von Materie allein mit Hilfe der Schwerkraft geht nur vor sich, wenn eine verhältnismäßig große Masse daran beteiligt ist. Der Betrag der kleinsten Massen, die selbständig weiter kontrahieren, hängt insbesondere von der Temperatur des Gases und der Dichte im Mittelpunkt der Wolke ab. Je niedriger die Temperatur und je höher die Dichte, desto kleinere Massen können sich verdichten. Da die Temperaturen in den neutralen Wasserstoffwolken wohl nur wenig unter 100 K liegen und die Dichten rund 1-100 Atome/cm3 betragen, ist es schwer verständlich, wie auf diesem Wege Einzelsterne entstehen sollen. Selbst die massenreichsten Sterne haben nur 100 Sonnenmassen. Viele Sterne bleiben sogar unter 1 Sonnenmasse. Man stellt sich daher heute meist vor, daß die großen Gaswolken aus rund 100 Sonnenmassen später in einzelne Sterne zerfallen, also zunächst einen offenen Sternhaufen oder eine Assoziation bilden (Fragmentation), die sich dann allmählich verstreut. Immerhin können die massereichsten Sterne vom Spektraltyp O unter günstigen Voraussetzungen auch direkt aus der interstellaren Materie entstehen.
Wahrscheinlich spielen aber auch bei der Verdichtung der interstellaren Materie noch andere Faktoren eine Rolle. In Betracht kommen Dichtewellen innerhalb des Milchstraßensystems, die auch häufig für die Bildung der Spiralarme der Galaxis verantwortlich gemacht werden (Dichtewellentheorie nach Lindblad, Lin und Shu). Sie führen zu lokalen Verdichtungen des interstellaren Mediums und regen damit zur Sternentstehung an. Ferner könnte man sich auch Stoßwellen, die von Supernovaexplosionen ausgehen und sich durch die interstellare Materie ausbreiten, als Auslöser der Sternbildung denken. .
Mit der Kontraktion des Sterns aus der interstellaren Materie nehmen die Zentraltemperaturen allmählich so hohe Werte an, daß erste atomare Kernumwandlungen in Gang kommen. Noch während der Kontraktionsphase, bei Temperaturen zwischen 1 und 5 Millionen K, mögen sich Lithium, Beryllium und Bor zu Helium umwandeln. Doch ab 5 Millionen Kelvin kommt das für alle Sterne so wichtige "Wasserstoff-Brennen" in Gang. Die Verwandlung von H in He kann auf zwei verschiedene Wege zustande kommen:
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