Das Leben und der Tod der Sterne

Heute mal wieder ein Infoblog. Wir beschäftigen uns mal mit dem Leben der Sterne.

Ein Stern beginnt sein Leben, wenn eine Gaswolke sich soweit unter ihrer eigenen Gravitation sich soweit verdichtet hat, dass in ihrem Zentrum eine gewisse Dichte erreicht wird. Ist das nicht der Fall (dazu muss etwa ein Zehntel der Sonnenmasse erreicht werden), so spricht man von einem Braunen Zwerg – das ist ein Himmelskörper der lange Zeit Infrarotstrahlung abstrahlt die aus der Erhitzung durch die Kompression abstrahlt. Auch Jupiter strahlt aus diesen Grunde mehr Energie ab als er von der Sonne erhält.

Damit das Nuklear-Feuer in Gang kommt muss eine gewisse Dichte im Zentrum erreicht sein. Die Gravitation der oberen Schichten verhindert, dass trotz der Erhitzung der Stern explodiert. Es gibt bei sehr massearmen Sternen nur die Proton-Proton-Kette eine Rolle. Sie liefert relativ wenig Energie, hat dafür sehr lange Zeitskalen – es dauert sehr lange bis der Brennstoff verbraucht wird, typisch über 10 Milliarden Jahre bis zum Verbrauch des Brennstoffs.

Bei schwereren Sternen kommt noch der CNO-Zyklus hinzu. Bei der Sonne liefert er nur wenig Energie, aber bei schwereren Sternen macht er den Hauptteil der Energieerzeugung aus. Hier wird aus einem Kohlenstoff Atom stufenweise über Stickstoff ein Sauerstoff gebildet, der dann wieder zerfällt in ein Helium- und Kohlenstoffatom. Bei der Sonne reicht nur im Zentrum die Temperatur aus. Der CNO Zyklus wird schneller durchlaufen in 380 Millionen Jahren, das bedeutet auch, dass er mehr Energie pro Zeiteinheit liefert.

Alle Zyklen haben eine sehr hohe Abhängigkeit von der Temperatur. Bei der Proton Kette ist es die sechste Potenz und beim CNO Zyklus schon die fünfzehnte Potenz. Das bedeutet, dass wenn die Temperatur im Zentrum ansteigt (was bei größerer Masse alleine durch die Gravitation der Fall ist), die Energieerzeugung stark ansteigt und damit der "Treibstoff" viel schneller verbraucht wird – bei beiden Prozessen ist dies Wasserstoff.

Irgendwann ist der Wasserstoff zu Ende und das bei beiden Prozessen gebildete Helium vorherrschend. Dann gibt der innerste Bereich dem Druck der äußeren Bereiche nach, weil nun der Strahlungsduck durch die anderen Kernprozesse fehlt. Sobald die Dichte weiter angsteigen und die Hitze durch den Druck angestiegen ist findet dann das Heliumbrennen statt. Hier fusionieren drei Heliumkerne zu einem Kohlenstoffatom. Das Problem das Sterne haben, ist nun dass diese weiteren Prozesse immer weniger Energie pro Gramm Treibstoff liefern. Gleichzeitig laufen sie in immer kürzeren Zeitspannen ab (Heliumbrennen in 100 Millionen Jahren) und ein immer kleinerer Bereich weist die nötigen Temperaturen für die Reaktion auf. Das ist so ein bisschen wie bei den Menschen: Teilt man die in Einkommensklassen ein, so gibt es immer weniger Personen in einer Einkommensklasse, doch deren proportionale Ausgaben pro Person steigen rapide an.

Bei Sternen gibt es aber nur einen begrenzten Vorrat und so ist der Übergang auf höhere Reaktionen der Beginn der Lebensende ein. Die nächste Stufe, das Kohlenstoffberennen läuft schon in weniger als 1 Million Jahre ab. Am Schluss hat der Stern eine Schalenstruktur – im innersten Bereich laufen die Prozesse ab welche den höchsten Druck und Temperatur benötigen, schalenförmig folgen die mit den niedrigeren Temperaturen und am Schluss die Gashülle in der keine Reaktion erfolgt. Durch den Strahlungsdruck ist ein Stern um so größer je höher seine Masse ist. Das bedeutet ein doppelt so massiver Stern nicht doppelt so groß ist sondern weitaus größer.

Die Sonne wird maximal drei Schichten aufweisen. Ab 8 Sonnenmassen sind es bis zu sieben Schichten. Dabei gibt es die letzten Schichten nur wenige Tage, Wochen oder Jahre vor dem Verbrauch des Kernbrennstoffs.

Doch irgendwann mal ist es wie bei einem Kohlefeuer im heimischen Ofen  – der Treibstoff ist alle. Was passiert dann? Die Kernprozesse kommen zum erliegen, der Kern kann nun nicht mehr durch Energieerzeugung dem Druck der äußeren Schichten etwas entgegensetzen. Er implodiert. Nun stürzen die äußeren Gasschichten aus Wasserstoff die bisher nicht an der Reaktion teilnahmen auf den Kern und heizen sich auf – es kommt zu einer letzten Fusionsreaktion, die entstehende Schockwelle schleudert den Rest des Gases als Rauchring in das All. Es entsteht ein planetarischer Nebel.

Der Kern hat nun eine Masse und wie es mit ihm weitergeht, hängt von der Masse ab. Ist sie kleiner als 1,4 Sonnenmassen, das ist bei den meisten Sternen der Fall, dann gibt es ein Gleichgewicht zwischen Druck durch die Masse und Abstoßungskräfte der Elektronen und Atomkerne. Je schwerer er ist, desto kleiner ist der Kern. Der Kern der Sonne wäre kleiner als Uranus und Neptun, würde aber einen Großteil der Masse aufweisen.

Ist er schwerer so ist die Abstoßung zwischen Elektronen und Protonen nicht mehr ausreichend. Die Elektronen werden in die Atomkerne hineingedrückt und es entstehen Neutronen. Der Prozess stoppt wenn die Abstoßungskräfte zwischen Elementarteilchen wirksam werden. Es entsteht ein Neutronenstern, nun nur noch 10-20 km groß und im Prinzip ein um den Faktor 10¹⁹ vergrößerter Atomkern.

Ist der Kern schwerer als 3,2 Sonnenmassen, so reicht die Abstoßung zwischen den Elementarteilchen nicht mehr aus. Nur – eine größere Kraft gibt es nicht mehr. Es entsteht ein schwarzes Loch. Bei beiden Reaktionen finden im Kern bei dem Zusammenstürzen noch weitere Reaktionen statt, weil Druck und Temperatur temporär ansteigen. Die bisherigen Reaktionen brüteten alle Elemente bis zum Eisen hin. Eisen ist der Schlusspunkt aller energieliefernden Kernreaktionen. ab dann muss man Energie aufwenden um höhere Elemente zu erzeugen (daher liefert ja auch der Kernzerfall von Uran Energie). Bei der Implosion entsteht nun viel Energie und es werden in Sekundenbruchteile alle höheren Elemente erbrütet. Es explodiert der Stern in einer Supernova. Das findet so 3-4 mal pro Jahrhundert in der Milchstraße statt.

Da alle höheren Prozesse um so schneller ablaufen je höher die Temperatur ist und diese mit steigender Masse ansteigt hat ein Stern eine um so geringere Lebensdauer je schwerer er ist. Die sonne lebt etwa 9 Milliarden Jahre. Die kleinsten Sterne von 0,1 Sonnenmasse leben über 100 Milliarden Jahre. Die Größten von etwa 100 Sonnenmassen nur wenige Millionen Jahre. Dafür sind sie viel leuchtkräftiger – fast alle hellen Sterne die man am Firmament sieht sind deutlich schwerer als die Sonne.

Hier ein Tipp zu einem schon etwas älteren, aber sehr gut verständlichen und leicht zu lesenden Sachbuch zu dem Thema: Hundert Milliarden Sonnen. Geburt, Leben und Tod der Sterne.