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Geburt, Leben und Tod der Sterne 1

In diesem Aufsatz geht im kurzen über das Leben der Sterne, beginnend von der Bildung bis zum Tod. Für Detaildinge habe ich schon weitere Aufsätze geschrieben, so z.b. über die Spektralklassen, auf die ich hier auch Bezugnehme und die Herzsprung-Russeldiagramme die einen Zusammenhang zwischen Leuchtkraft und Oberflächentemperatur zeigen. Über Schwarze Löcher, die hier nur am Rand gestreift werden, habe ich auch einen Aufsatz geschrieben. Doch beginnen wir mit einer Einführung in die Naturkräfte auf denen die ganzen Vorgänge beruhen. Da dies ein sehr umfangreiches Thema ist, habe ich, obwohl dieser Aufsatz nur an der Oberfläche des Themas kratzt in in zwei Teile aufgeteilt. Dieser erste Teil behandelt die Entstehung der Sterne und das bei allen Sternen ablaufende Wasserstoffbrennen, das für die meiste Zeit für die Energieproduktion verantwortlich ist. Teil zwei behandelt die dann anschließenden Prozesse am Ende eines Sternenlebens und der Tod von Sternen.

Das Gleichgewicht der Kräfte

Auch wenn im Details sehr komplizierte Vorgänge im Inneren der Sterne ablaufen, so beruhen sie letztendlich nur auf einem Kräftegleichgewicht und zwar drei der vier elementaren Naturkräfte: der starken Kernkraft, der elektromagnetischen Kraft und der Gravitationskraft. Die stärkste davon ist die starke Kernkraft, auch starke Wechselwirkung genannt. Sie wirkt zwischen Quarks und hält auch den Atomkern zusammen. Sie ist erheblich stärker als die elektromagnetische Kraft, wirkt aber nur auf kleinen Distanzen (unterhalb von 2,5 Femtometern ist so stark wie die elektromagnetische Kraft. Ein Nukleon hat in etwa den Durchmesser von 1,07 Femtometern, so bewirkt die starke Kernkraft den Zusammenhalt der Kerne, obwohl dort auf engstem Raum Protonen zusammengedrängt sind die sich durch ihre positive Ladung abstoßen).

Die viel schwächere elektromagnetische Kraft ist die, die unseren Alltag bestimmt. Magnetismus, Elektrizität, chemische Bindungen, die Wirkung von Licht das alles beruht auf der elektromagnetischen Kraft. Das sich gegenseitig geladene Teilchen anziehen oder gleichartig geladene abstoßen beruht auf der elektromagnetischen Kraft. Fundamental an ihr ist dass sich gleichartige Ladungen bastoßen und unterschiedliche anziehen. Daher umkreisen die Elektronen die Atomkerne und stoßen sich zwei Magnete ab, wenn man Plus auf Pluspol hält.

Sternentstehungsgebiet NGC604Mit der nochmals viel schwächeren Gravitationskraft teilt die elektromagnetische Kraft, dass sie anders als die beiden Kernkräfte (es gibt auch noch die schwache Kernkraft, die in diesen Betrachtungen jedoch nur selten eine Rolle spielt) über große Distanzen wirkt, aber im Quadrat mit der Entfernung abnimmt. Es gibt aber einen großen Unterschied: die Welt um uns herum ist aus gleich vielen elektrisch positiv und negativen Teilchen aufgebaut. Ein Atom hat gleich viele Elektronen und Protonen und man braucht enorm viel Energie um ein Elektron aus der Hülle zu befreien. Die Kräfte gleichen sich aus, ein Atom ist nach außen hin neutral und sind so meist nur auf kurze Distanz wirksam, wenn es ein Ungleichgewicht gibt. Atome verbinden sich zu Molekülen, weil Elektronen zwischen zwei Atomen geteilt werden, doch sie wandern meist nicht über größere Distanzen (mit der Ausnahme des elektrischen Stromes, aber die Energie die man mit Elektronen (Strom) transportieren kann, zeigt auch wie viel Energie man braucht um die Elektronen zu bewegen).

Die Gravitationskraft nimmt dagegen mit Masse zu. Sie unterschidet nicht zwischen Ladungen. Jedes Teilchen egal wie es geladen ist verstärkt die Gravitationskraft.  Auch wenn sie viele Zehnerpotenzen schwächer als die elektromagnetische Kraft ist, so braucht man nur genügend Masse an einem Ort zusammenführen und sie ist stärker als die elektromagnetische Kraft oder sogar Kernkraft. Wir sehen das schon bei den Planeten: Im inneren der Erde ist der Eisenkern viel dichter als Eisen auf der Erdoberfläche: die Gravitationskraft drückt die Atome näher zusammen, bis die stärkere Abstoßungskraft zwischen den nun sich stärker annähernden Elektronen um den Atomkern wieder die den Druck ausgleicht. Bei noch mehr Druck steigt im Inneren der Kerne die Dichte noch weiter an.

Gleichzeitig erzeugt Druck eine höhere Temperatur. Wir kennen das von der Luftpumpe, wo sich das Gas erwärmt wenn man es zusammendruckt. Auch im inneren der Erde herrscht eine hohe Temperatur von 5500 K. Im inneren des 300-mal schwereren Jupiters sind es schon 12.000 bis 20.000 K. Bei der Sonne mit nochmals 1000-mal höherer Masse sind es dann schon Millionen Grad Celsius, wobei diese allerdings auch durch die Kernreaktionen aufrecht erhalten wird, denn dabei wird Energie frei.

Bedingt durch die hohen Temperaturen im Inneren der Sterne haben auch Teilchen eine so hohe Energie, dass sie die anderen viel stärkeren Kräfte überwinden können, also z.B. Protonen gegen die elektromagnetische Kraft in einen Atomkern eindringen können (dort angekommen wirkt die starke Kernkraft zwischen den Teilchen und das Proton kann dann den Kern nicht mehr verlassen).

Ein zweiter Punkt sind die Bindungskräfte zwischen den Kernteilchen. Wie bei der Kernkraft erklärt, wirkt diese auf kurze Distanzen. Kommen nun mehrere Teilchen zusammen und bilden anstatt einem Wasserstoffkern einen Heliumkern, so ist dieser Zustand durch die Anziehung zwischen ihnen energieärmer und es wird Energie frei. Da die Kraft aber oberhalb von 2,5 Femtometern schwächer als die elektromagnetische Kraft ist, ist es so, dass je größer ein Kern ist, der Zugewinn immer kleiner ist und große Kerne sind so groß, dass die elektromagnetische Abstoßung schon wieder wirksam ist. Sehr kleine Kerne kann man daher zu größeren fusionieren, wobei man immer weniger Energie erhält. Große Kerne (Uran, Plutonium) sind instabil und zerfallen in kleinere, wobei ebenfalls Energie frei wird. Das stabilste Element in dieser Hinsicht ist Eisen: Aus ihm kann man weder durch Fusion noch durch Fission (Kernspaltung) Energie erzeugen.

Die Entstehung eines Sterns

OrionnebelAlle Sterne entstehen aus einer Gaswolke, die z.B. aus dem Überrest einer Supernova stammen kann. Diese Wolke ist anfangs sehr ausgedehnt und sehr dünn, nur 1000 Wasserstoffatome pro Kubikzentimeter gelten als ein typischer Ausgangswert. Es können aber auch 10 oder 100.0000 sein. Die dichte bestimmt mit wie groß der Stern wird und wie schnell er sich bildet. Sie besteht aus Wasserstoff, weil dieses Element immer noch das häufigste ist. Mehrere Milliarden Jahre haben noch nicht ausgereicht das sich nach dem Urknall eingestellte Verhältnis von 3:1 (Gewichtsprozent) zwischen Wasserstoff und Helium stark zu verschieben. Heute ist es in der Milchstraße nur um 3% höher als damals. Ihr Durchmesser ist weitaus größer als das heutige Sonnensystem. Etwa 5 Millionen Sonnenradien, das ist etwa ein Lichtjahr, ist ein typischer Wert. Sie beginnt dann unter dem Einfluss der eigenen Gravitationskraft zum Zentrum hin zu kollabieren, wo dann ein Protostern entsteht, der wenn er sein nukleares Feuer zündet durch den entstehenden "Sonnenwind", einen Partikelstrom aus Protonen und Heliumkernen, dass das bis dahin noch verbliebene Gas "wegfegt". Die Ursache für den Kollaps sind vielfältig. Große Wolken können wirklich durch die eigene Gravitation kollabieren, aber für viele kleinere ist das galaktische Magnetfeld eine Ursache. Elektronen in den Wolken werden von ihm bewegt, stoßen mit Atomen zusammen und bewirken so eine Verdichtung. Daneben können Supernovaexplosionen durch Sterne die Wolke verdichten. Es handelt sich oft um Sterne derselben Wolke, die bei großer Masse aber ihr ganzes Leben innerhalb von wenigen Millionen Jahren abgeschlossen haben, eine Zeitdauer die kürzer ist als die Kontraktion einer massearmen Wolke ohne äußere Einflüsse.

Soweit so gut. Es gibt nur ein Problem: die Erhaltung des Drehimpulses. Die Wolke rotierte und wenn das auch langsam war, so kann der Drehimpuls (das Produkt aus Rotationsgeschwindigkeit, Masse und Entfernung vom Mittelpunkt) nicht verloren gehen. Das ist ein physikalisches Gesetz, das z.B. angewandt wird, wenn Pirottendreher schneller oder langsamer drehen (Hände nahe oder weg vom Körper) oder bei Satelliten um die Rotation zum Stillstand zu bringen (Gewichte werden an Seilen abgestoßen und dann die Verbindung durchtrennt). Eine der Folge des Drehimpulses ist, dass die Wolke abflacht zu einer Scheibe. Das erklärt auch, warum alle Planeten die Sonne in einer Ebene umrunden.

Da die Wolke anfangs mehr als eine Million mal größer als die Sonne ist, muss der Stern, wenn er den ganzen Drehimpuls erhalten muss, extrem schnell rotieren. Man kann leicht durch Rechnung nachweisen, dass es bei Erhaltung des Drehimpulses den Stern durch die Fliehkräfte zerreißen müsste, bevor er zündet.

Es gibt zwei Lösungen für das Problem: Entweder entstehen zwei (oder mehr Sterne), die dann um den gemeinsamen Schwerpunkt rotieren - es entsteht ein Doppelsternsystem oder es entstehen Planeten. Bei unserem Sonnensystem stecken über 99% des Drehimpulses in den Planeten, vor allem im Jupiter. Sie umrunden in großer Entfernung die Sonne. Dabei bestehen die sonnennahen Planeten (bei unserer Sonne) bis 4 AE Entfernung nur aus Silikaten und Metallen. Diese bilden sich aus Staub, der alleine sich durch intramolekulare Kräfte zusammenlagert. Etwa 1% der Masse der Wolke besteht aus solchem Staub, zum einen aus Silikaten und Metallen wie Eisen, zum anderen aus Graphit. Diese Staubteilchen stoßen zusammen und werden größer, die größten sammeln die kleinen ein, wobei bei steigender Größe die Anziehungskraft immer größer wird und damit auch der Raumbereich in der sie wirkt. Es kommt zur Bildung zahlreicher Protoplaneten die dann zusammenstoßen und die Planeten bilden. Der Prozess ist weitgehend beendet, wenn die Planeten die meisten kleineren Körper aufgesammelt haben. Durch die bei dem Zusammenstoß wird enorm viel kinetische Energie frei, die zur Aufheizung der Körper führt. Dass führte dazu, dass sich schwere und leichte Elemente bzw. Verbindungen trennten. Dieser Prozess war erst beendet, als die Sonne schon längst leuchtete. Bei unserem Mond kann man das Bombardement recht gut datieren. Die älteste erhaltene Kruste ist fast so alt wie das Sonnensystem: 4,6 Milliarden Jahre. Es folgte dann der Einschlag der größten Brocken. Sie schlugen nach den kleineren ein, weil sie diese vorher aufgesammelt hatten. Die großen Mare-Becken des Mondes entstanden zwischen 4,5 und 3,85 Milliarden Jahre. Danach nahm die Einschlagrate ab, die Einschlagsbecken wurden durch den noch heißen Mondmantel überflutet und es gab Vulkanismus, der dann vor 3,2 Milliarden Jahre endete, Seitdem ist die Mondoberfläche weitgehend unverändert. Bei der Erde ist es schwieriger durch Erosion und Plattentektonik Spuren aus dieser zeit nachzuweisen. Allerdings war hier auch das Bombardement größer - die viel schwerere Erde sammelte viel mehr Materials auf als der Mond. Ihre Kruste war wahrscheinlich bis vor 3,85 Milliarden Jahre noch flüssig. Weiter außen im Sonnensystem verläuft der gleiche Prozess, nur kondensiert ab 4 AE Entfernung das Wasser zu Eiskristallen. Davon gibt es viel mehr als von dem Staub und so konnten Jupiter bis Neptun zuerst einmal einen größeren Eis/Silikatkern bilden, der dann durch seine Gravitationskraft auch das dort kühlere Gas (kleinere kinetische Energie) binden konnte und die Gasreisen entstanden. Das die Gasplaneten von Jupiter zu Neptun kleiner werden ist eine Folge dessen, dass die Materie zum Zentrum strömt.

Üblicherweise entstehen Sterne nicht einzeln, sondern in Sternhaufen. Innerhalb der Galaxis gibt es in den Spiralarmen größere Wasserstoffwolken, die sich durch ihre eigene Gravitation zusammenziehen. Äußere Einflüsse wie die Explosion einer Supernova oder das Durchlaufen einer galaktischen Magnetfeldlinie bringen die Wolken dann dazu in viele kleine Einzelwolken aufzuteilen und es entstehen in einer großen Wolke, die durchaus bis zu 100 Lichtjahre groß sein kann gleichzeitig viele Sonnen. Das läuft gerade im Orionnebel ab, der etwa 1 Million Jahre alt ist. Im inneren Trapez sieht man schon mit einem kleinen Teleskop junge und heiße Sterne des Spektraltyps O und B. Da man diese (heißen und großen) Sterne sehr oft als erstes noch in der Gaswolke sehen kann spricht man auch von O-B Assoziationen.

Es entstehen üblicherweise Sterne der unterschiedlichsten Größe und Masse, aber es gibt immer viel mehr kleine als große Sterne, wobei die Größe auch mit der Masse korrespondiert. Die großen Sterne fungieren aber auch als Geburtshelfer der kleinen. Große Sterne haben nur eine kurze Lebensdauer (siehe weiter unten). Nach wenigen Millionen Jahren explodieren sie in einer Supernova. Die dadurch erzeugte Druckwelle lässt in größerer Entfernung Wasserstoffwolken kollabieren, deren Eigengravitationskraft dazu vorher nicht ausreichte. Da die Bildung eines Protosterns durchaus 30-50 Millionen Jahre dauern kann sind noch nicht alle Sterne entstanden, wenn die ersten massereichen Sterne schon wieder vergehen. Dabei gilt auch, dass je massereicher die Wolke ist, desto schneller entsteht ein Stern, das bedeutet dass diese massereichen Sterne auch schneller entstehen. Die massereichen Sterne, aber auch die kleineren sind Geburtshelfer bei den anderen. Schon die normale Strahlung eines Sterns heizt das Material in der Umgebung auf. Dadurch expandiert dieses und übt Druck auf weiter liegende Gaswolken aus, die so eher kollabieren. Eine Supernova Explosion setzt so viel hochenergetische Gammastrahlung frei, dass dieser Effekt noch um ein vielfaches Stärker ist - man nimmt heute an, das Supernovaexplosionen die Sternenbildung in ihrer Nähe initiieren und die dort dann nach kurzer Zeit wieder vergehenden O-B Riesensterne mit großer Masse dann wiederum die nächsten Sterne in größerer Entfernung bilden durch den gleichen Mechanismus. Der Effekt ist eine Welle die so durch sie Spiralarme der Galaxis läuft. Nur dort beobachtet man die Gaswolken. Im Halo, dem annähernd Kugelförmigen Raum der die Galaxis umgibt beobachtet man nur alte Sterne.

PlejadenZurück zu der Gaswolke aus der ein einzelner Stern entsteht. Wenn sich die Gaswolke verdichtet, so wird durch den Druck (wiederum erzeugt durch die Gravitation) das Zentrum heißer. Das hemmt ein bisschen den Kollaps, denn durch die höhere Temperatur hat das Gas eine höhere kinetische Energie und kann sich dadurch wieder der Gravitationskraft entziehen. Ab einer Temperatur von 1.800 K beginnen die Wasserstoffatome zu ionisieren, es trennen sich also die Elektronen von dem Atomkern. Dieses Plasma setzt sich viel stärker dem weiteren Kollaps entgegen als das neutrale Gas, da nun die elektromagnetischen Abstoßungskräfte zwischen den Teilchen wirksam werden. Das Zentrum kollabiert langsamer, aber im Randbereich geht es weiter, dies ist wichtig, weil nur so der Stern eine ausreichende Masse erreichen kann. Der Protostern hat nun noch keine Kernfusion gezündet, er wird aber durch weiter einströmende Materie immer massiver und heißer bis zu 4000 K an der Oberfläche. Die dadurch abgestrahlte Energie muss er kompensieren, indem er weiter schrumpft. Der Stern kommt nun in die sogenannte "T-Tauri Phase": Das Gleichgewicht zwischen Zusammenziehen und Abstrahlung von Wärme kommt wiederholt durcheinander. Er zündet die Kernfusion, doch bis sich ein Gleichgewicht einstellt, dauert es etwas. Die Kernfusion führt zuerst zu einem starken Energieanstieg im Zentrum, welche den Stern auseinander treibt. Er stößt Materie an der Oberfläche ab welche auf die noch umgebende zirkostellare Scheibe prallt und aufleuchtet. Durch die Expansion kühlt das Zentrum wieder ab und die Kernfusionsrate nimmt ab und der Stern kontrahiert wieder. T-Tauri selbst hat im Normallfall eine Helligkeit von -11 mag, er kann aber auch bis -10 mag hell sein oder auf -14 mag abfallen. Das ist eine Schwankung der Helligkeit um den Faktor 40. Viele T-Tauri Sterne sind noch von ihren zirkostellaren Hüllen umgeben, das auch ihr junges Alter belegt.

Die T-Tauri Phase wird etwa 1 Million Jahre nach Zusammenballung der Materie durchlaufen. Man nimmt heute an, dass alle leichten Sterne mit Massen zwischen 0,07 und 3 Sonnenmassen sie durchlaufen. Schwerere Sterne kollabieren so so schnell, dass sie bald nach ihrer Entstehung die Wasserstofffusion zünden. Dabei produziert der Stern einen "Sonnenwind" aus Protonen, der das verbliebene Gas "wegfegt". In diese Phase des stabilen Brennens mit Sternenwinden geraten auch die T-Tauri Sterne nach einigen Millionen Jahren. In der Frühzeit der T-Tauri Phase stößt der Stern auch Materie aus. Die auf den Stern strömende Materie stammt aus der ihn umgebenden Scheibe, nicht die ganze Materie fällt auf die Sternoberfläche. Ein Teil wird auch weggeschleudert. Nur kann sie nicht berall entweichen. Sie bilden zwei Gasjets, bei denen Gas mit bis zu Geschwindigkeiten von mehreren 100 km/s entweichen. Diese symmetrischen Gasjets werden auch Herb-Haro Objekte genannt. Etwa 1-20 Erdmassen werden so verloren. Sehr oft sind diese Gaswolken durch denn Protostern ionisiert. Sie verschwinden, wenn der Stern sich beruhigt.

In dieser jungen Phase finden schon erste Kernfusionen statt, jedoch noch nicht das Wasserstoffbrennen, das später über den größten Teil der Lebenszeit eines Sternes die Energie liefert. Neben dem normalen Wasserstoff enthält das Gas auch Deuterium, ein Isotop das noch ein Neutron enthält. Zwei Deuteriumatomkerne können schon bei niedrigen Temperaturen von 1 Million Grad fusionieren, während das Wasserstoffbrennen erst bei 3 Millionen K (je nach Dichte und Druck) abläuft. Allerdings gibt es sehr wenig Deuterium und dieser "Treibstoff" ist innerhalb von wenigen Hunderttausend Jahren verbraucht. In dieser Zeit ist er noch vollkonvektiv, das heißt voll durchmischt. Danach setzt bei etwas höherer Temperatur die Fusion höherer Elemente ein. Lithium-7, ein seltenes Isotop des Lithiums und Beryllium und Bor können Wasserstoffkerne einfangen und so zu Kohlenstoff fusionieren. Dies setzt nach etwa 10 Millionen Jahren ein und hört nach 40 Millionen Jahren auf, wenn bei noch höherer Temperatur das Wasserstoffbrennen einsetzt.

T-TauriBeide Fusionsprozesse sind aber auch wichtig für "dunkle Zwerge". Damit die Temperatur für das Wasserstoffbrennen im Kern erreicht wird, muss der Stern eine bestimmte Mindestmasse erreichen. Die Untergrenze hängt ein wenig von der Zusammensetzung des Nebels an, je nachdem wie viele schwerere Elemente er enthält (Metallizität, in der Astrophysik sind alle Elemente ab dem Helium Metalle, also schon bei dem Lithium geht es los). Die Untergrenze liegt bei etwa 0,07 bis ,0,08 Sonnenmassen oder etwa 75 bis 90 Jupitermassen. Wird diese Grenze nicht erreicht, so bildet sich ein "Brauner Zwerg". Er bezieht anfangs noch Energie aus diesen beiden Kernfusionprozessen (wobei die Verbrennung von Lithium erst ab 65 Jupitermassen möglich ist), dann durch Gravitationsenergie - kühlt er nach Abnahme Deuteriumfusion aus, so zieht er sich durch die Gravitation zusammen und strahlt Wärme ab. 250 Millionen Jahre reicht bei einem Dunkeln Zwerg der Vorrat dieser Elemente. Ein brauner Zwerg hat eine Oberflächentemperatur von 2900 K wenn noch Fusion möglich ist, danach fällt sie auf 1.800 bis 2.000 K ab. Dunkle Zwerge strahlen daher verglichen mit einem Stern sehr wenig Energie ab, und ihre Oberflächentemperaturen sind so niedrig, dass sie den größten Teil im Infraroten emittieren. Sie sind daher schwer zu entdecken, obwohl es wenn wir die Sternverteilung weiter auf niedrige Massen extrapolieren, viel mehr dunkle Zwerge als Sterne geben müssten, kennen wir nur wenige dieser Körper. Sie sind relativ klein auch verglichen mit Planeten. Bei den normalen Sternen sorgt das Wasserstoffbrennen für eine ausgedehnte äußere Schicht in der nur ein kleiner Teil der Masse steckt. Sie bildet bei der Sonne den größten Teil des Volumens. Ein brauner Zwerg ist nur in etwa so groß wie der Jupiter.

Bei weniger als 13 Jupitermassen reicht es in jedem Fall nicht mehr zu einer Kernfusion. Es entsteht ein "Super-Jupiter", ein Gasriese, vergleichbar dem Planeten Jupiter, der seine Energie aus dem Schrumpfen durch die Gravitationskraft bezieht. Jupiter strahlt immerhin doppelt so viel Energie ab wie er von der Sonne erhält, doch das ist wenig, schließlich ist er fünfmal weiter von der Sonne entfernt als die Erde. Super-Jupiter können wir daher nicht mehr in einem Teleskop nachweisen, außer vielleicht als Exoplanet, doch dann ist es kein Stern.

Wie viele braune Zwerge es gibt ist offen. Auf der einen Seite beobachten wir, dass es um so mehr Sterne gibt, je masseärmer sie sind. So sind 90% der Sterne masseärmer als die Sonne. doch scheint es so zu sein, dass wenn wir das theoretische Minimum für einen Stern erreichen die Zahlen wieder sinken. Es könnte daher sein, dass es weniger braune Zwerge als Sterne gibt. Da sie nur schwer nachweisbar sind, sind nur wenige bekannt. Wir haben nur Chance sie in der unmittelbaren Nachbarschaft der Sonne aufzuspüren.

Die Hauptreihe

Nach dem Zünden der Kernfusion, basierend auf Wasserstoff, beginnt die lange Zeit die ein Stern auf der Hauptreihe verbringt. Das Element Wasserstoff ist das häufigste im Universum. 75% der Masse oder 93% aller Atome sind Wasserstoffatome. Wasserstoff wird zum nächsthöheren Element Helium fusioniert. Der Energiegewinn liegt darin, dass ein Heliumkern um 0,63% leichter als vier Wasserstoffkerne ist. Er resultiert aus der Bindungsenergie: bedingt durch die starke Kernkraft sind vier Teilchen in einem Atomkern energieärmer als ein einzelnes Teilchen. Bei der niedrigsten Temperatur, etwa 3 Millionen Grad Celsius kann die Proton-Proton Kette anspringen.

Dabei prallen im ersten schritt zwei Protonen aufeinander und bilden einen Deuteriumkern, indem spontan sich ein Proton durch einen Beta-Zerfall in ein Neutron umwandelt. Es wird ein Positron frei, das auf ein Elektron trifft und beide vernichten sich in einem Gammablitz. Elektronen gibt es genügend in der Sonne, denn zu jedem Proton gehört ein Elektron. Weiterhin wird da der Deuteriumkern energieärmer als zwei Protonen ist ein weiteres Gammaquant abgegeben, das der Energiedifferenz entspricht.

Dieser Schritt ist der Geschwindigkeitsbestimmende. Trotz der hohen Temperatur in den Sternen ist die kinetische Energie von Protonen eigentlich zu gering, um die Abstoßung durch die gleiche Ladung zu überwinden, sodass sie sich soweit nähern können, dass die starke Kernkraft stärker ist und sie eine feste Bindung eingehen. Es reagieren nur die schnellsten Protonen, da die Geschwindigkeit nicht gleichmäßig ist. Bei der Temperatur im Kern der Sonne von 15 Millionen Grad Celsius haben die Protonen im Mittel eine Geschwindigkeit von 2000 km/s. Es gibt aber auch langsamere und auch schnellere. Teilweise sind sie zehnmal schneller und diese Protonen, ein kleiner Anteil aller Protonen hat die nötige Energie um die Abstoßung zu überwinden. Er gelingt aber auch bei dieser Energie nur durch einen Tunneleffekt, der auf der Quantenmechanik beruht. Ohne dies zu vertiefen, sollte aber gesagt werden, dass da nur die schnellsten Protonen zu einem Deuteriumkern fusionieren können. Bei der Sonne dauert es im Mittel Zehn Milliarden Jahre bis ein Proton auf ein anderes Proton trifft und einen Deuteriumkern bildet. Daraus kann man ableiten, dass der Triebstoffvorrat der Sonne in etwa solange vorhalten sollte. Umgekehrt bewirkt daher eine Temperaturerhöhung dass die Wahrscheinlichkeit stark ansteigt und die Fusionsrate auch.

1H+ + 1H+2H+ + e+

1H+ + → 3He2+

2 3He2+ →  4He2+ + 2 1H+

Proton.Proton KetteDeuterium, das beim ersten Schritt entsteht fusioniert bei viel geringen Temperaturen. Daher nutzen es auch braune Zwerge, die nicht die Temperaturen für das Wasserstoffbrennen erreichen. In der Sonne dauert es nur etwa 1 Sekunde bis der Deuteriumkern ein weiteres Proton einfängt und einen Helium-3 Kern bildet. dabei wird wieder ein Gammaquant frei. Der Helium-3 Kern selbst kann nun nicht mit einem Proton fusionieren. Doch wenn zwei Helium-3 Kerne zusammenstoßen, so bilden sie einen Helium-4 Kern und zwei Protonen.  In der Summe ist so aus vier Protonen ein Helium-4 Kern gebildet worden und es wurden drei Gammaquanten freigesetzt. (Bild links von Borb).

Zu diesen diesen Reaktionen nun och einige Erklärungen. Die erste Reaktion ist stark temperaturabhängig. Das bedeutet, dass bei höheren Temperaturen mehr Protonen die Energie für den ersten Schritt haben. Die Sterne haben unterschiedliche Massen und in jeder Tiefe herrscht abhängig von der darüber liegenden Masse und dem Druck der oberen Schichten eine unterschiedliche Temperatur und Dichte. Es wurde schon erwähnt das unterhalb von 0,08 Sonnenmassen im Zentrum nicht die Temperaturen erreicht werden, dass die Kernfusion zünden kann. Doch auch dann ist die Fusionsrate so gering, dass diese Sterne sehr lange brauchen um den Vorrat im Zentrum zu verbrauchen. Außerhalb des Zentrums erreicht die Temperatur nicht so hohe Werte, dass eine Fusion möglich ist. Bei Sternen wie bei der Sonne wird der Vorrat viel schneller verbrannt und die Fusion kann in den innersten 30% des Durchmessers ablaufen, weil die Temperatur im Zentrum höher ist, und bei noch schwereren Sternen dehnt sich diese Zone weiter aus und auch die Fusionsrate ist durch die höhere Temperatur höher.

Ein Effekt der Fusion ist, dass die Temperatur im Zentrum ansteigt und dadurch das Zentrum wieder expandiert, da die kinetische Energie den Druck der äußeren Schichten kompensiert. Ein Stern ist also um so größer je schwerer er ist und dies ist nicht proportional zur Masse. Als Folge steigt wegen der größeren Oberfläche auch die Leuchtkraft an. Sterne verbrauchen ihren Wasserstoffvorrat um so schneller, je massiver sie sind. Die Kernsynthese steigt bei der Proton-Proton Reaktion in der sechsten Potenz zur Temperatur an. Steigt die Temperatur also von 15 auf 16 Millionen Grad (6,7%), so steigt die Fusionsrate um 47%. In der Praxis sinkt so die "Lebensdauer" eines Sternes mit einer Potenz von 3,5 zur Masse. Ein Stern mit 2 Sonnenmassen hat also nur 1/23,5-stel = 1/11,3-stel der Lebensdauer der Sonne, das ist etwa 1 Milliarde Jahre. Die massereichsten Sterne existieren nur für wenige Millionen Jahre, die meisten Sterne, nämlich alle unter 0,7 Sonnenmassen, haben eine Lebensdauer, die größer ist als das Alter des Universums. Jeder dieser Sterne, die jemals entstanden sind heute noch sichtbar.

Im Inneren entstehen Gammaquanten, also sehr energiereiche Photonen. Die hohe Energie entspricht der Differenz der Bindungsenergien, die im Bereich von mehreren Millionen Elektronenvolt liegt. Das ist Millionenmal mehr Energie als ein Photon des sichtbaren Lichtes hat, dessen Energie bei rund 1-2 Elektronenvolt liegt. Nur strahlen die Sterne nicht Gammastrahlen ab, sondern sichtbares Licht oder sehr heiße Sterne auch UV-Strahlen. Der Grund ist relativ einfach: Im inneren der Sterne herrscht ein Plasma, Elektronen und Protonen sind getrennt. Plasma ist für Licht praktisch undurchlässig. Das Gammaquant stößt permanent mit Elektronen und Protonen zusammen, verliert Energie und wird in einer neuen Richtung abgelenkt. Bis es die Oberfläche erreicht wurde es unzählige Male von Teilchen absorbiert und wieder emittiert, wobei es jedes Mal energieärmer wurde. An der Oberfläche angekommen kann es dann die Sonne verlassen - doch nun mit einer viel geringeren Energie. Vor allem dauert dieser Prozess bis zu einer Million Jahre. Würde sich also die Fusionsrate der Sonne verändern, wir würden es erst nach dieser Zeit mitbekommen (zumindest bei kleinen Änderungen), katastrophale Auswirkungen bekommen wir praktisch "sofort" mit.

Verbunden mit der Proton-Proton Kette ist seit den siebziger Jahre das "Neutrinoproblem". Wir können ja nicht in die Sonne hineinschauen, so modellieren wir die Sterne und berechnen die Zustände im Inneren. Es gibt jedoch ein Indiz, das mehr indirekter Natur ist: Neutrinos. Beim ersten Schritt wird auch ein Elektron-Neutrino emittiert. Neutrinos sind sehr exotische Elementarteilchen, nicht in dem Sinne das es wenige gäbe (sie sind sogar sehr häufig und wahrscheinlich die häufigsten Teilchen überhaupt), sondern in dem Sinne, dass sie anders alle anderen Elementarteilchen fast keinerlei Wechselwirkungen mit anderen Teilchen haben. Licht braucht eine Million Jahre um die Sonne zu verlassen, Neutrinos schaffen es in 5 Sekunden, weil sie praktisch vom Zentrum ohne Zusammenstoß wegfliegen. Milliarden von ihnen durchlöchern jeden Quadratzentimeter zu jeder Zeit, denn auch die Erde ist kein Hindernis für sie. Nach Berechnungen braucht man eine 1 Lichtjahr dicke Bleiwand um mit 50% Wahrscheinlichkeit ein Neutrino aufzuhalten. Neutrinos liefern uns als einziges direkte Informationen über das Sonneninnere. So begann man seit den siebziger Jahren Neutrínos zu detektieren. Weil diese kaum mit der Materie wechselwirken, hat man in einer tiefliegenden Goldmine einen riesigen Tank gefüllt mit Perchlorethylen installiert. Ab und an stößt ein Neutrino mit einem Chloratom zusammen und bildet dann einen Argonkern. Das Argon wird herausgefischt und dieses detektiert. Obwohl man von einzelnen Atomen spricht, sind die forscher sich sicher, alle zu detektieren und da ergab sich ein Problem: Es wurden nur etwa ein Viertel bis die Hälfte der Neutrinos detektiert die man erwartete. Eine Erklärungsmöglichkeit wäre, dass die Sonne sich aus irgendeinem Grund abgekühlt hat: die Neutrinos stammen aus einer Nebenreaktion der Proton-Proton Kette und diese ist stark temperaturabhängig. Doch gibt es dafür keinen plausiblen Grund. Da die Strahlung so lange braucht um zur Oberfläche zu kommen, kann es durchaus sein, das wir davon noch nichts bemerken, da wenn die Sonne vor 500.000 Jahren weniger Energie produziert wir dies erst in weiteren 500.000 Jahren bemerken würden. Das Neutrinoproblem wurde seitdem von anderen Experimenten bestätigt die Neutrinos mit anderen Methoden und Energien detektierten. Man fand mehr Neutrinos als beim ersten Experiment, doch niemals mehr als de Hälfte des vorhergesagten Flusses.

Derzeit gehen die meisten Wissenschaftler davon aus, dass ihre Sternmodelle richtig sind, aber die Neutrinos sich auf dem Weg zur Erde in andere Neutrinoarten umwandeln, die die Experimente niocht nachweisen können.

Der Stern erreicht nun die Hauptteile, eine Diagonale im Herzsprung-Russel-Diagramm (siehe Aufsatz über Spektralklassen), wo er lange Zeit seine Position nicht verändert. Das bedeutet, dass sich Oberflächentemperatur und Leuchtkraft über die größte Zeit seines Lebens kaum ändern. Es gibt aber langsame Veränderungen, die dadurch entstehen, dass sich im Kern immer mehr Helium ansammelt und immer weniger Wasserstoff für die Fusion vorhanden ist. Da Helium nicht an der Fusion teilnimmt, "bewirkt" diese Schlacke, dass das Wasserstoffbrennen langsam nach außen wandert, während durch die geringere Energiefreisetzung im Kern dieser kontrahiert. Dadurch steigt der Durchmesser des Sterns an und auch die Energieabgabe. Dies bedeutet, dass der Stern leuchtkräftiger wird. Die Sonne hatte, als sie entstand, nur 70-75% der heutigen Leuchtkraft und dies wird noch weiter so gehen. In 800 Millionen Jahren wird dadurch die Oberflächentemperatur der Erde auf rund 50°C ansteigen und kein Leben mehr möglich sein. In der Endzeit eines Sterns werden die Veränderungen noch drastischer. Doch dazu unten mehr.

CNO-ZyklusDie hier geschilderte Proton-Proton Reaktion ist nicht die einzige die im Inneren der Sterne ablaufen kann. In einer Nebenreaktion kann bei etwas höheren Temperaturen der Helium-3 Kern mit einem der schon vom Urknall oder frisch gebildeten Helium-4 Kern zusammentreffen. Er bildet dann einen Beryllijm-7 Kern, der ein Elektron einfängt und so einen Lithium-7 Kern bildet. Dieser hat eine sehr niedrige Energieschwelle und fängt praktisch sofort ein Proton ein und bildet Beryllium-8, ein instabiles Isotop, das zu Helium-4 zerfällt.

Bei höheren Temperaturen kommt der Bethe-Weizäcker Zyklus, auch Kohlenstoffzyklus in Gang. Bei ihm fängt ein Kohlestoffkern, ein höheres Element, das jedoch in Spuren in den Sternen vorkommt, ein Proton ein. Der normale Kohlenstoff hat die Atommasse 12. Es entsteht das instabile Stickstoffisotop N13. Dies ist der langsamste Schritt in der Reaktion, durchschnittlich 13 Millionen Jahre dauert es, bis ein C12 ein Proton einfängt. N13 ist ein radioaktives Isotop, nach sieben Minuten zerfällt es durch Beta-Zerfall in das stabile Kohlenstoffisotop C13. Ein Positron und ein Gammaquant werden dabei frei. Wenn C113wieder ein Proton einfängt, entsteht der stabile Kern N14. Danach wiederholt sich das Spiel. Ein weiteres Proton bildet den instabilen Sauerstoffkern O15, der innerhalb einer Minute zu N15 zerfällt. Dies ist der langsamste Schritt, er dauert im Mittel 320 Millionen Jahre. Beim Einfang eines weiteren Protons entsteht dann aber nicht der stabile Sauerstoffkern O16, sondern der Kern bricht auseinander in einen Helium-4 Kern und einen C12 Kern. Der Kohlenstoff wird bei dieser Reaktionskette also nicht verbraucht sondern wirkt als Katalysator, er geht am Schluss wieder aus der Reaktion hervor.

Verglichen mit dem P-P Zyklus hat der Kohlenstoffzyklus (auch CNO-Zyklus) eine höhere Stoffumsatzrate, die auch stärker mit der Temperatur ansteigt. Die Umsatzrate steigt mit der 15-ten Potenz der Temperatur an, würde also die Temperatur im Kern der Sonne von 15 auf 16 Millionen Grad ansteigen, so steigt der Umsatz um 269%. Die Sonne hat nur im Kern eine Temperatur die oberhalb der Mindesttemperatur von 14 Millionen Grad für den CNO-Zyklus Celsius liegt. Sie erzeugt nur 1,6% ihrer Energie über diesen Zyklus. Der Kohlenstoffzyklus ist jedoch bei heißeren Sternen bedeutend und bei über 30 Millionen grad stammt praktisch die ganze Energie aus dem CNO Zyklus.

Schauen wir uns nun einmal an, wie sich ein Stern auf der Hauptreihe, wo er sich den größten Teil seines Lebens aufhält entwickelt. Wir tun dies als erstes einmal für die Sonne. Sie steht exemplarisch für Sterne zwischen 0,8 und 3-4 facher Sonnenmasse.

Aufbau der SonneZuerst einmal zum Aufbau der Sonne. Nur im Zentrum, einem Bereich von 25-30% des Durchmessers und 10% des Volumens finden die Kernfusionsprozesse statt. Der ganze Rest ist eine gigantische Isolationsschicht, ohne die wir mit Röntgenstrahlen überschüttet würden. Im Zentrum herrschen Temperaturen von 15 Millionen Grad Celsius, Die Dichte beträgt dort enorme 160 g/cm³. Trotzdem ist dort alles gasförmig. Es gibt ein hydrostatisches Gleichgewicht von Druck, Dichte und Temperatur. Je höher Druck und Dichte sind, desto höher muss die Temperatur sein, um das Gleichgewicht aufrecht zu erhalten. Am Rande dieser Zone sinkt die Temperatur auf 7 Millionen Grad Celsius und es ist keine Kernfusion mehr möglich. Der Kern enthält die Hälfte der Masse der Sonne, obwohl er nur ein Zehntel des Volumens ausmacht. Die Energieverteilung ist aber sehr ungleichmäßig und die Fusion verläuft vor allem im Zentrum. 5-10% der Masse erzeugen 50% der Energie.

Die Energie muss dann nach außen durch die darüberlegenden Schichten gelangen. Dies geschieht über den größten Teil des Durchmessers durch Strahlung, also indem Teilchen zusammenprallen und dabei Photonen abgeben. Durch viele Zusammenstöße werden aus einem Gammaquant Tausende von Quanten des sichtbaren Lichtes. Diese Zone erstreckt sich über den größten Teil der Sonne bis 70% des Durchmessers. Danach ist der Wärmetransport durch Konvektion effektiver und in den äußeren 30% der Sonne bewegen sich Massen von unten nach oben, kühlen an der sichtbaren Schicht, der Photosphäre ab und sinken wieder nach unten. Das granulare Antlitz unserer Sonne beruht auf diesem Mechanismus. In einer dieser "Körner" von 500 km Durchmesser steigt die Materie in der Mitte auf und sinkt am Rand ab. Die Konvektion ist direkt oder indirekt für praktisch alles verantwortlich, was wir an der Oberfläche der Sonne sehen wie Sonnenflecken, Protuberanzen und Flares.

Diesen Aufbau haben in etwa alle Sterne von Sonnenmasse. Gehen wir zu schwereren Sternen über, so wird die Kernzone größer. Der Bereich in dem die Temperaturen zur Fusion erreicht werden wird durch mehr Masse (=mehr Druck) großer und entsprechend ist auch die Strahlungszone ausgedehnter. Bei Sternen der Spektralklasse A verschwindet die Konvektionszone ganz und die radiative Zone erreicht die Oberfläche. Umgekehrt wird bei immer niedrigeren Temperaturen im Zentrum die konvektive Zone immer ausgedehnter. Nach den Modellen sollten Sterne mit sehr niedriger Masse ganz konvektiv sein, bis ins Zentrum. Das würde deren Leben verlängern. Ale anderen Sterne können nur einen Teil ihrer Materie nutzen, nämlich die zentrumsnahe bei der die Temperaturen ausreichend hoch sind um Kernfusion zu ermöglichen. Allerdings leben auch so Sterne am unteren Ende der Hauptreihe (0,08 Sonnenmassen) erstaunliche 3 Billionen Jahre lang.

Entwicklung dere SonneAuf die äußere Erscheinung und Umgebung hat dies Folgen. Konvektive Zonen bremsen den Stern aus. Die Materie folgt nur bedingt der Rotation und Magnetfelder die der Rotation folgen wollen, können in der konvektiven Zone dies nicht. Durch das "Verdrillen" von Magnetfeldlinien entstehen auf der Sonne Flecken und Flares. Aber dadurch hat sie auch eine niedrige Rotationsgeschwindigkeit von 2 km/s. Mit einer noch ausgedehnteren Hülle nimmt die Geschwindigkeit bei Sternen der Spektralklasse M auf 1 km/s ab. Sterne mit kleineren konvektiven Hüllen rotieren schneller, zuerst steigt die Geschwindigkeit in der späten F-Gruppe auf 5 km/s und dann gibt es bei der Spektralklasse A einen Sprung auf 100 km/s um dann bei den B-Sternen auf 200 km/s langsam anzusteigen. Auch dies kann durch die Abnahme der konvektiven Hüllen, die nun keinen Widerstand mehr bilden erklärt werden. Gleichzeitig verstärkt sich bei diesen Sternen durch die bis an die Oberfläche reichende radiative Hülle der Sternenwind.

Anfangs beginnt ein Stern sein Leben mit der Mischung des Gases aus dem er gebildet wurde, es besteht zu 75% Gewichtsprozent Wasserstoff, 24 % Helium und weniger als 1% schwereren Elementen. Die Sonne hatte zu dieser Zeit einen Durchmesser der bei 90% des heutigen liegt, war etwas kühler (5500 anstatt 5780 K) und weniger leuchtkräftig (70% des heutigen Werts). Heute würde bei diesem Wert die Erde zu Eis gefrieren, doch damals gab es viel mehr Treibhausgase in der Atmosphäre, sodass dieses Manko ausgeglichen wurde.

Im Laufe der Zeit wird nun Wasserstoff in der Kernfusion verbraucht. Da aus vier Wasserstoffatomen ein Heliumatom entsteht, nimmt die Zahl der Atome ab.  Der Druck hängt aber von der Anzahl der Atome pro Volumen ab. Als Folge kontrahiert die Kernregion und von außen kommt weiteres Material hinzu, dass dann die Fusionstone erreicht. In der Summe bleibt so die Fusionsrate konstant, sie steigt sogar leicht an, weshalb heute die Sonne größer und leuchtkräftiger als vor 4 Milliarden Jahren ist. Das wird auch langsam noch so weitergehen. In etwa 5 Milliarden Jahren wird sie doppelt so hell und um 75% größer als heute sein. Sie erreicht nun auch ihre höchste Temperatur von rund 6000 K.

Nun beginnt die zweite Phase im Leben eines Sterns. Er hat in dem zentralen Bereich seinen Brennstoff weitgehend aufgebraucht. Dieser Kern kontrahiert nun aufgrund des Drucks der darüber liegenden Massen und liefert nur noch wenig Energie. Dafür kommen nun die darüberlegenden Schichten durch die Kontraktion eine eine Zone in der Fusion einsetzt. Es beginnt eine Phase des Schalenbrennens, wo die Fusion nicht mehr aus dem Zentrum, sondern einer Schale darüber kommt. Das stabilisiert den Stern erneut, für eine Zeit die maximal 20% der Lebensdauer auf de Hauptreihe ausmacht. Da nun die Fusionszone näher an der Oberfläche ist, hat dies aber Folgen für das Aussehen des Sterns. Solange die Zone tief liegt ändert er sich kaum. Sein Durchmesser verdoppelt sich und die Temperatur sinkt auf 4.500 K ab. Danach nähert sich die Fusion aber der Oberfläche und der erzeugte Strahlungsdruck bläht den Stern auf. Gleichzeitig ist die äußere Hülle viel ausgedehnter als das Zentrum, der Stern strahlt erheblich mehr Energie ab als vorher. Die Sonne wird dann hundertmal so groß sein wie heut, bis zur Merkurbahn reichen und 3500 K "kalt" sein, aber insgesamt mehr als zehnmal so viel Energie wie heute abstrahlen. Die Sonne wird nach 500 Millionen Jahre nach dem Ende des Brennens im Kern dieses Stadium erreichen, bei schweren Sternen geht es noch schneller. Bei zwei Sonnenmassen sind es nur 300 Millionen Jahren und bei drei rund 100 Millionen Jahre. Die Sonne ist auf dem Weg zum Riesenast, einer Zone im HR-Diagramm wo man leuchtkräftige aber kühle Sterne des Spektraltyps M und K findet.

Bedingt durch die größere Ausdehnung, nimmt die Geschwindigkeit die Teilchen brauchen um die Sonne zu verlassen, stark ab, der Sternenwind wird stärker. Bei der Sonne wird er Millionenfach stärker als heute sein, das reicht um von der Erde (die längst keine Atmosphäre mehr hat) die Oberfläche langsam abzuschleifen. Er verliert gleichzeitig so signifikante Teile seiner Masse an das interstellare Medium.

Referenzen:

James Kaler: Sterne: Die physikalische Welt der kosmischen Sonnen. ISBN 3827410460: Sehr umfangreich auch eingehend auf die Entdeckungsgeschichte und die Methoden der Astrophysik
Norbert Langer: Leben und Sterben der Sterne ISBN 3406397204: Kurz und knapp, das wichtigste, eher geeignet für jemanden der schon ein Vorwissen in Astronomie hat.
Rudolf Kippenhahn; 100 Milliarden Sonnen, ISBN 376322596X: Sehr lebeendig, Informationsgehalt eher mittel, dafür sehr einfach zu lesen. Für Einsteiger geeignet.
George Geeenstein: Die zweite Sonne, ISBN 3423114142: Geht speziell auf die Phänomene von Pulsaren und schwarzen Löchern ein. Gut zu lesen.
Isaac Assimov: Die schwarzen Löcher, ISBN 3404600835: Populärwissenschaftlich und exzellent geschrieben. Geht nur auf das Endstadium ein: Schwarze Löcher und wie sie entstehen.

Artikel erstellt am 13.12.2012


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