Das Werden und das Vergehen der Sterne

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1. Sternentstehung - Das nukleare Feuer beginnt zu brennen.
2. Lebenslauf der Sterne - Wege der Sternentwicklung
3. Der Tod eines Sterns - Wenn der Brennstoff ausgeht

1. Sternentstehung

Das nukleare Feuer beginnt zu brennen.

Sterne entstehen aus interstellaren Gas und Staub - Wolken, die auch als Nebel bezeichnet werden. Bei genauerer Betrachtung von Aufnahmen heller Nebel findet man häufig kleine dunkle Blasen, die nach ihrem Entdecker, dem amerikanischen Astronmen Bart J. Bo, BOK-Globulen genannt werden. Sie sondern Infrarot und Radiostrahlung aus, die uns anzeigt, dass sie die Geburtsstätten von Sternen sind.

Kurz nach Entstehung des Universums, als die Materie noch eine Temperatur von vielen Hunderttausend Grad hatte, konnten keine Sterne entstehen. Mit der zunehmenden Ausdehnung des Weltalls kühlte der Wasserstoff jedoch ab. Etwa zwei Milliarden Jahre nach dem Urknall entstanden die Protogalaxien, in denen das Gas zu Nebelwolken kondensierte. An einigen Stellen stieg die Dichte des Gases auf eine Konzentration von Milliarden Molekülen pro Kubikmeter. Diese Dichte, obwohl immer noch weit geringer als die des besten je in einem Labor hergestellten Vakuums, gab der Schwerkraft die Möglichkeit, die Materie noch weiter zu verdichten.

Waehrend dieses Geschehens heizten sich die Zentren jeder Globule auf, wie die Luft beim Aufpumpen eines Autoreifens. In allen Blasen erreichte die Temperatur Werte, bei denen zunächst die Moleküle zerlegt und später sogar durch den Verlust der äusseren Elektronen ionisiert wurden. Mit der Aufnahme neuer Materie stieg der Druck auf die Zentralregion noch weiter an.

Dieser Protostern produzierte bereits grosse Energiemengen, obwohl noch keine Kernreaktionen stattfanden. Doch kein sichtbares Licht konnte durch die Gas-und Staubhuelle in seiner Umgebung entkommen, ledigich Infrarotstrahlung vermochte sie zu durchdringen. Gleichzeitig wurde die Lage im Kern des Protosterns kritisch. Hier hatte sich die Dichte milliardenmal verstärkt und die Temperatur Werte von 10 Millionen Kelvin und mehr erreicht. Die positiv geladenen Wasserstoffatome des Kerns, die nun keine Elektronen mehr besassen, wurden so stark komprimiert, das sie die hohen elekrischen Abstossungskräfte überwanden und zusammenstiessen. Aus dem Wasserstoff enstand Helium, aus dem Protostern wurde ein echter Stern.

Jeder Heliumkern besass etwas weniger Masse als der Wasserstoff, aus dem er entstanden war. Die verschwundene Masse wurde entsprechend der von Einstein entdeckten Formel E = mc2, in Energie umgesetzt. Beim Versuch dieser riesigen Energiemengen aus dem Kern zu entweichen, stieg die Temperatur dort noch weiter an. Nur seine grosse Masse verhinderete das er in diesem Stadium explodierte. Als die Strahlung schliesslich den Weg nach aussen gefunden hatte, setzte sie die Konvektion in Gang. Das tiefliegende Gas wurde aufgeheizt, stieg an die Oberfläche kühlte ab und sank wieder, um den Zyklus von neuem zu beginnen. Der junge Stern blies seine Hülle aus Gas und Staub fort und wurde somit für den Rest des Universums sichtbar.

Der gleiche Prozess der Sternenentstehung findet auch heute noch unverändert statt. Die Radioastronomen glauben, Teile dieses Geschehens in einigen Nebeln, z.B. im Orion, kurz beobachtet zu haben. Doch nicht jede Gas und Staubwolke entwickelt sich zu einem Stern. Besitzt sie zu wenig Masse, genügt die Gravitationkraft nicht, um eine ausreichende Dichte zu schaffen. Die Temperatur steigt nicht über den kritischen Wert bei dem die Kernfusion beginnt. Ein "Stern", der unter diesen Bedingungen dennoch entsteht, wird kaum sichtbar, und nur aufgrund seiner Infrarotstrahlung zu finden sein.

In unserem Bereich der Milchstrasse, besonders in den Spiralarmen, scheint es viele derartige Objekte zu geben. Sie heissen braune Zwerge. Einige der misslungenen Sterne besitzen nur die Grösse des Planeten Jupiter und heissen folglich auch Jupiters. Fertige Sterne tragen Merkmale der Aera, aus der sie stammen. Die ersten nach dem Urknall entstandenen Sterne bestanden aus Urmaterie, Wasserstoff mit einer Beimengung von Helium. Spätere Sternengenerationen entstanden aus Urmaterie, die sich mit den Resten explodierter Sterne vermischt hatte. Sie enthalten auch schwerere Elemente, als Helium, die vor der Explosion im Inneren alter Sterne entstanden waren. Da auch in der Sonne diese Elemente zu finden sind, gehört sie offensichtlich nicht zu den Sternen der ersten Generation.

Wenn sich an einem Ort mehrere Protosterne entwickeln, entstehen Sterne nicht einzeln sondern in Gruppen. Sie bilden einen von der Gravitaion zusammengehaltenen Sternenhaufen mit einer gemeinsamen Bewegung sowie einer Einzelbewegung, die der gemeinsamen ueberlagert ist.

2. Lebenslauf der Sterne

Wege der Sternentwicklung.

Im Sterninneren entsteht derweil ein grosser Kern aus nicht reaktionsfähiger "Heliumasche". Während die äussere Wasserstoffhülle noch "brennt", zieht sich dieser Kern zusammen, seine Temperatur steigt. Jetzt verlässt der Stern die Hauptreihe.

Die Lebenserwartung eines Sterns sowie seine Position auf der Hauptreihe hängen von seiner Masse ab. Ein schwacher roter Zwerg entwickelt sich so langsam, dass er 2 00 Milliarden Jahre braucht, bis er die Hauptreihe verlässt; die Sonne wird sie nach etwa 20 Milliardenjahren verlassen.

Hat seine Entwicklung einen sonnenähnlichen Stern von der Hauptreihe weggeführt, expandiertert er bis zum 50fachen seiner bisherigen Groesse. Ab dann kühlt er ab, wird röter und bewegt sich im HRD daher nach rechts. Mit zunehmender Grösse strahlt er heller, so dass er seine Position im HRD nach oben verlagert. Es entsteht ein roter Riese.

Zu dieser Zeit besteht das Sterninnere hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff, die aus der Verbrennung von Helium hervorgingen. Der Stern erreicht seinen letzten Lebensabschnitt. Zunachst nimmt der Energieausstoss ab, und der Stern schrumpft. Das Sterninnere dehnt sich jedoch nochmals aus, so daß der Stern fur kurze Zeit abermals zu einem roten Riesen wird.

Doch plötzlich tritt eine Verändenlng ein: Die in Kernnähe entstandene Energie stösst die äussere Hülle ab, der Stern wird vorübergehend von einem Gasmantel umgeben: Ein planetarischer Nebel ist entstanden. Anschliessend beginnt der Stern zu schrumpfen, bis nur noch ein superdichter Kern übrigbleibt, in dessen äusseren Bereichen immer noch Kernfusion stattfindet. Der Stern endet als weisser Zwerg, der langsam auskühlt und verblasst.

Nach dem Eintritt in die Hauptreihe braucht ein sonnenähnlicher Stern etwa zehn MilliardenJahre, um das Stadium eines roten Riesen zu erreichen. Massereichere Sterne leben kürzer, da die Kernfusion hier mit höherer Intensität abläuft. Sterne mit fünffacher Sonnenmasse brauchen nur 70 Millionen Jahre, Sterne mit 1.5facher Sonnenmasse sogar nur zehn Millionen Jahre, um sich zu roten Riesen zu entwickeln .

3. Der Tod eines Sterns

Wenn der Brennstoff ausgeht.

Er entwickelt sich zu einem Roten Riesen, oder - wenn er sehr massereich ist - zu einem Superriesen. Später verwandelt er sich in einen veränderlichen Stern. Er stösst seine äusseren Hüllen ab; und damit entsteht ein planetarischer Nebel, der bereits den nahen Tod ankündigt.

Der einfachste Fall ist der eines Sterns, wie der Sonne deren Grösse etwa in der Mitte zwischen den Extremen liegt. Ein "normaler" wie sie führt ein gemächliches Leben. Zu Beginn seiner Entwicklung zum planetarischen Nebel ist er sehr klein und sehr heiss da er sein Helium bereits verbraucht hat. Nach der Enstehung des Nebels wird der Zentralstern noch kleiner und kühlt ab.

Etwa um 1920 untersuchte der indische Astrophysiker Chandrasekhar wie sich ein solcher Zentralstern weiterentwickelt und entwarf die Therorie der weissen Zwerge. Er schloss aus der Schrumpfung des Sterns auf eine gewaltige Zunahme der Gravitation im Zentrum und somit auf eine höhere Materiedichte als normal. Derartige Materie bezeichnet man als degeneriert.

Degenerierte Materie war vor der Quantentheorie unbekannt. Normale Materie ist aus Atomen aufgebaut, deren Kerne jeweils von einem oder mehreren Elektronen umkreist werden. Die Anzahl der Elektronen hängt von der Art des Atoms ab. Das Pauli-Prinzip besagt das sich in einem gegebenen Raum keine zwei Elektronen in dem selben Zustand befinden, Energie, Spin usw. also nicht gleich sein könne. Die Elektronen sind daher gezwungen verschiedene Energieniveaus einzunehmen; damit sorgen sie fuer ihre räumliche Trennung ung verhindern gleiczeitig den Kollaps der Atome sowie den Anstieg der Materiedichte, auf mehr als ung. den 90fachen Wert des Wassers. Im Sterninneren sind die Atom aufgrund der extrem hohen Temperaturen vollständig ionisiert - in Atomkern und Elektronen zerlegt - und können daher stärker zusammengepresst werden. Im Inneren eines schrumpfenden Sterns wird die Materie noch mehr komprimiert. Doch nach dem Pauliprinzip befinden sich hier auch keine 2 Elekrtonen im dem selben Zustand. Da die Elekrtonen immer dichter zusammengepresst werden, müssen sie ihre Geschwindigkeit unablässig steigern, so bauen sie einen Druck auf, der dem Druck der Gravitation entgegenwirkt.

Bei Sternen mittlerer Masse (bis zu 1.4 Sonnenmassen), wird der Elektronendruck hoch genug um im Zentrum eine Verdichtung auf mehr als eine Tone pro Kubikzentimeter ( 10000 x dichter als dichteste Materie auf der Erde) zu verhindern. Dieser Zustand ist das erste Stadium der Entartung, der Druck im Sterniineren heisst Entartungsdruck.

Zu diesem Zeitpunkt hat der Stern seine Hülle bereits in den Raum geschleudert. Das Inner liegt frei, und ist so heiss das es weiss leuchtet. Der Stern lebt nun als weisser Zwerg weiter dessen Temperatur. nicht mehr fuer den Ablauf komplexer Kernreaktionen ausreicht. Er leuchtet nur durch Abgabe der in seinem Inneren noch vorhanden Energie, so dass er langsam abkühlt, erblasst und sich schliesslich zu einem schwarzen Zwerg entwickelt.

Beobachtungen haben die Existens weisser Zwerge tatsächlich bestätigt. 1844 führte man die Taumelbewegung des Sirius auf einen unsichtbaren Begleiter zurück, dieser Begleiter Sirius B wurde 1862 entdeckt. Aus seiner Anziehungskraft auf Sirius berechnete man seine Masse die etwa der Sonne entsprach. Da Untersuchungen des Lichts von Sirius B jedoch max. auf einen 5fachen Erddurchmesser schliessen liessen handelt es sich hier um einen weissen Zwerg. Seither wurde 100derte weisser Zwerge entdeckt. Wie oben bereits dargestellt läuft dieser Vorgang bei allen Sternen mit max. 1.4 facher Sonnemasse ab (diese Zahlen nennt man Chandreskahrlimit). Liegt der Stern über dieser Grenze steigt die Temeratur in seinem Kern so hoch das neue komplexere Kernreaktionen ablaufen, in deren Verlauf selbst so schwere Elemente wie Eisen entstehen. Sobald der Kern jedoch vollständig in Eisen umgewandelt ist, sind keine weiteren Kernreaktione zur Energiegewinnung mehr möglich. Der Druck der den Zusammenbruch verhindert kann nicht länger aufrecht erhalten werden. Die Gravitationskraft eines solches Sterns überwindet sogar den Entartungsdruck der Elektonen; es kommt zu einem katastrophalen Zusammenbruch; nachdem der Kern eine vielfach höhere Dichte auf weist als ein weisser Zwerg. Elektronen und Protonen prallen zusammen und bilden Neutronen; es entsteht Neutronengas.

Der Kern schrumpft solange bis die Geschwindigkeit der Neutronen einen ausreichenden Entartungsdruck aufgebaut hat und einen weiteren Zusammensturtz verhindert. Da Neutronen etwa 2000mal schwerer sind als Elekronen, kann Neutronengas einen wesentlich höheren Druck aushalten als Elektronengas. Der Kern befindet sich jetzt in einem superdichten Zustand.

Der Zusammenbruch des Kerns löst eine Supernovaexplosion aus, es gibt jedoch ein weiteres Kollapsstadium, das nur die massereichsten Sterne mit über 5facher Sonnemasse erreichen. Bei ihrem Zusammenbruch durchschlägt die Gravitationskrfat der äusseren Materie sogar den dichten Neutronenkern. Auch wenn ihre Hülle in einer Supernovaexplosion weggeschleudert wird, bleibt ein dunkler rest des Kerns übrig. Da sich weder Materie noch Energie von diesem Stern entfernen können entsteht ein schwarzes Loch. Im Jahre 1054 beobachteten chin. Astronomen das plötzlich ein neuer Stern im Sternbild Stier aufgetaucht war. Er leuchtete so hell das er sogar am Taghimmel sichtbar blieb. Es handelt sich hier um die erste aufgezeichnete Explosion einer Supernova deren Reste heute, den Crabnebel bilden. Seit 1604 konnte in unserer Milchstrasse keine so helle Supernova mehr beobachtet werden. In anderen Galaxien hat man jedoch schon 100derete entdeckt.

Supernova TYP 1 tritt auf, wenn ein Mitglied eines Doppelsternsystemes ein weisser Zwerg ist. Der weisse Zwerg nimmt die Materie aus den aeusseren Schichten seines Begleiters auf, die beim Aufprall verbrennt. Der weisse Zwerg wird dadurch vernichtet.

Eine Supernova vom Typ 2 tritt auf, wenn ein Einzelstern plötzlich zusammenbricht. Aus Berechnungen weiss man das der Stern am Ende seines Lebens im Kern Eisen produzierte. Der Eisenkern zerfiel wieder in leichtere Elemente, und Elektronen und Protonen verbanden sich zu Neutronen. Der Kern entwickelte sich zu einem Neutronenstern. Aufgrund des Eigengewichts stürzt der Rest der Sternmaterie auf den Kern und strahlte Energie ab.

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