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Geburt, Leben und Tod der Sterne 2

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. Der erste Teil behandelt die Entstehung der Sterne und das bei allen Sternen ablaufende Wasserstoffbrennen, das für die meiste Zeit für die Energieproduktion verantwortlich ist. Dieser Teil zwei behandelt die dann anschließenden Prozesse am Ende eines Sternenlebens und der Tod von Sternen.

Das Helium-Brennen

Sonne HauptreiheBedingt durch die Fusion in der Schale steigt die Masse des Kerns, in dem keine Wasserstoff-Fusion mehr erfolgt, weiter an. Übersteigt die Dichte einen Grenzwert, so entartet die Materie. Sie ist nun nicht mehr mit den Gasgesetzen zu beschreiben und es kommen nun quantenmechanische Gesetze zum Tragen. Demnach ist die Temperatur nicht mehr von Dichte und Druck abhängig sie steigt rapide an ohne, dass sich Druck und Dichte ändern. Überschreitet sie 100 Millionen Grad Celsius, so setzt explosionsartig das Heliumbrennen ein, wegen der sofortigen Einsetzung als "Helium-Blitz" bezeichnet.

Die Temperatur steigt weiter an und es kommt kurzeitig zu einer enormen Energiefreisetzung von bis zu 100 Milliarden Sonnenleuchtkräften, bis die ansteigende Temperatur wieder den entarteten Zustand aufhebt und sich das Brennen auf einem neuen Niveau stabilisiert. Von dem Blitz bemerkt man außen nichts mehr er wird durch die darüberlegenden Schichten abgefangen. Die neue Fusion stabilisiert den Stern. Er brennt nun im Kern Helium und in der Schale Wasserstoff.

Er schlumpt nun wieder und die Oberflächentemperatur steigt an und die Helligkeit sinkt. Er sinkt im Herzsprung-Russeldiagramm wieder schräg nach unten.

Das Heliumbrennen scheint die Lösung für das Energieproblem des Sterns, doch dem ist nicht so. Es läuft nur bei sehr hohen Temperaturen ab, dies liegt an der Reaktion: Zwei Helium-4 Kern fusionieren zu einem Beryllium-8 Kern, der dann einen weiteren Helium-4 Kern einfängt und einen Kohlenstoff-12 Kern bildet. Das Problem ist der Beryylium-8 Kern, er ist instabil und zerfällt mit einer Halbwertszeit von 6,7x10-17 s. Diese Halbwertszeit sit so kurz, dass praktisch drei Heliumkerne gleichzeitig zusammenstoßen müssen, was nur bei einer hohen Dichte (wegen der Zahl der Teilchen pro Volumen) und Temperatur (weil die Abstoßungskräfte der Protonen überwunden werden müssen) daher verläuft er nur in einem kleinen Kerngebiet. Die Dichte ist dort sogar so hoch, das öfters noch ein vierter Heliumkern dazukommt und auch nennenswerte Mengen an Sauerstoff-16 entstehen. Auch hier spielen für die genaue Reaktion quantenmechanische Eigenschafen noch eine Rolle, die jedoch hier nicht weiter betrachtet werden sollen. Da drei Heliumkerne fast zeitgleich zusammentreffen müssen und ein Helium-4 Kern auch als Alphateilchen bekannt ist wird diese Reaktion als 3α-Prozess bezeichnet.

Er ist aber für den Stern kein Ausweg, weil die Energie die pro Fusionsprozess gewonnen wird immer geringer wird. Bei der Fusion von Helium zu Kohlenstoff wird pro Nukleon viermal weniger Energie frei als beim Wasserstoffbrennen. Damit das Helium zündet, muss der Kern eine Minimalmasse von etwa 0,5 Sonnenmassen haben. Bei unserer Sonne wie auch allen schweren Sternen ist dies gegeben, wenn sie das Wasserstoffbrennen abgeschlossen hat. schon heute hat das Zentrum diese Masse. Doch sehr leichte Sterne kommen nicht in diesen Zustand. Bei deutlich schwereren Sternen erreicht der innere Kern die erforderlichen Bedingungen viel früher, während noch im äußeren Kern das Wasserstoffbrennen verläuft. Diese Sterne haben keinen Heliumblitz, sondern die Fusion setzt langsam ein. Sie bilden im Folgenden einen Schalenaufbau aus - innerste Zone Heliumbrennen, äußerste Zone Wasserstoffbrennen.

3 Alpah ProzessSehr bald ist das Helium im Kern verbraucht und es setzt der gleiche Prozess wie beim Wasserstoffbrennen ein. Die Sonne gelangt erneut auf den roten Riesenast. Der Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff schrumpft, äußere Schichten rücken nach und es beginnt die Heliumfusion in einer Kugelschale um den Kern. Der Stern bläht sich erneut auf, diesmal aber noch viel stärker als vorher. Die Sonne wird nun so groß werden, dass sie über die Venusbahn hinausreicht. Ihre Oberflächentemperatur sinkt auf 2500 K ab, wobei wir hier keine echte Oberfläche haben, sondern eine weit ausgedehnte, dünne Gasschicht. Es kann sein, dass die Erde in einer fernen Zukunft innerhalb dieser Gasschicht die Sonne "umkreist". Die Helligkeit ist nochmals 10-mal größer als vorher beim ersten Roten-Riesen Stadium, 10000 mal höher als Heute. Das bedeutet auch: die Sonne verbrennt ihren Kernbrennstoff mit enorm schneller Rate, die kann nicht sehr lange dies aufrecht erhalten. Die Bedingungen in roten Riesen führen zu zahlreichen weiteren Kernreaktionen, bei denen neue Elemente erzeugt werden. Insbesondere werden durch langsamen Neutroneneinfang die Elemente Yttrium, Zirkonium, Niob, Molybdän, Technetium und Ruthenium gebildet.

Rote Riesen sind auch oft instabil. Es kommt zum Abklingen der Fusion, wenn Helium verbraucht wird, dann kontrahiert die Kernzone, neues Material wird zusammengepresst und zündet - viele rote Riesen zeigen Helligkeitsschwankungen je nach Typ (Masse und Alter) zwischen einigen Stunden und bis zu mehreren Hundert Tagen.

Planetarische Nebel und weiße Zwerge

Rote Riesen sind jenseits der Kernzone voll konvektiv, wodurch auch schwere Elemente in die äußere Region gelangen. An der ausgedehnten Oberfläche ist nun die Oberflächengeschwindigkeit so gering, dass der Stern sehr rasch die äußere Hülle verliert. Der Sternenwind ist so stark, dass einige rote Riesen bis zu einem Hunderttausendstel Sonnenmasse pro Jahr verlieren. Der Stern verliert innerhalb von kurzer Zeit seine gesamte ausdehnte Sternhülle und gibt dabei auch schwerere Elemente an das interstellare Medium zurück. Wenn das Schalenbrennen sich der Hülle nähert, dann kann diese die periodisch auftretenden "Helium-Blitze" nicht mehr abfangen und irgendwann einmal wird ein Blitz den Rest der Hülle wegfegen. Nun liegt der Kern nackt da, an der Oberfläche fusioniert der letzte Rest und erzeugt einen starken Sternenwind mit einer Geschwindigkeit von 4500 km/s. Er schiebt die vorher abgestoßene Hülle (die Sonne wird innerhalb von 50 Millionen Jahren rund 30% ihrer Masse verloren haben) zusammen und heizt sie auf, sodass sie aufleuchtet. Wir sehen dies als planetarische Neben die oft "Rauchring"-förmige Struktur haben, weil durch dazu zusammenpressen aus der Kugel eine Kugelschale wird. In der Mitte des planetarischen Nebels sehen wir den Kern des Sternes - ein weißer Zwerg. Er ist so heiß, dass er lange Zeit braucht um abzukühlen. Die heißesten weißen Zwerge sind 100-200.000 K heiß, solange man noch den planetarischen Nebel seiht (er breitet sich wie eine Rauchblase aus und wird dabei immer schwächer, wenn sie etwa 1 Lichtjahr Ausdehnung hat können wir sie nicht mehr nachweisen) ist der weiße Zwerg auf bis zu 30.000 K abgekühlt, die Abkühlung verläuft dann langsamer. die ältesten die wir kennen und die etwa 10 Milliarden Jahre alt sind, sind immer noch 4000 K heiß. Diese langsame Abkühlung ohne Energiequelle liegt daran, dass der Sternrest von typisch 0,5 bis 0,7 Sonnenmassen nur die Größe der Oberfläche der Erde hat. Er kann daher nicht viel Energie abstrahlen und durch die hohe Dichte hat er auch eine hohe Wärmespeicherkapazität. Man darf nicht vergessen, dass der Kern vor dem Abwerfen der Hülle viele Millionen Grad Celsius heiß war und diese Energie ist noch im Inneren gespeichert.

RingnebelWeiße Zwerge heißen so, weil die meisten von ihnen durch die hohen Oberflächentemperaturen zur Spektralklasse B oder O gehören, also weißes Licht mit hohem UV-Anteil aussenden. Sie sind zudem extrem klein, je nach Masse in etwa so groß wie der Mars oder die Erde. Sie bestehen aus entarteter Materie mit einer enorm hohen Oberflächengravitation. Nur die äußerste Schicht besteht noch aus "normalen" Helium oder Wasserstoff, 98-99% sind aber Sauerstoff/Kohlenstoff. Alle massenarmen Sterne enden als weiße Zwerge. Die Masse ist von der des Kerns abhängig. Typisch sind 0,4 bis 0,7 Sonnenmassen. Die meisten weißen Zwerge konzentrieren sich um einen Bereich von 0,57 Sonnenmassen. Sehr große Sterne können auch größere Kerne hinterlassen, es gibt jedoch eine Obergrenze von 1,44 Sonnenmassen. Es gibt allerdings nur wenige weiße Zwerge (2% aller Zwerge) mit mehr als einer Sonnenmasse.

Ein Beispiel für einen weißen Zwerg ist Sirius B. Da Sirius A und B ein Doppelsternsystem bilden, kann man sein Alter auf etwa 238 bis 240 Millionen Jahre einschätzen. Sirius B war der ursprünglich massenreichere Stern der beiden. Mit einer Masse von 5 Sonnenmassen muss er innerhalb von 100 Millionen Jahren den Wasserstoff im Kern verbrannt haben. Die darauffolgende Periode des Schalenbrunnens und der Heliumfusion dauerte nur noch 16 Millionen Jahre. Vor 124 Millionen Jahren wurde er zum weißen Zwerg. Heute hat er immer noch eine Temperatur von 25.000 K und ist bei einer Masse von 0,98 Sonnenmassen nur 12.000 km groß. Die mittlere Dichte beträgt 2,38 Tonnen/cm³, im Zentrum werden 32,7 t/cm³ erreicht. Bedingt durch diese starke Gravitation weißt er wie viele andere weiße Zwerge eine ausgeprägte Schichtung auf - im Zentrum findet man die schwersten Elemente, darüber das Helium und an der Oberfläche fast nur Wasserstoff. So konnte das Hubble -Weltraumteleskop im Spektrum auch fast nur Wasserstoffemissionslinien nachweisen. Die Leuchtkraft beträgt nur 0,27% der Sonne, bezogen auf die Oberfläche ist er aber 36-mal heller und strahlt auch mehr Röntgenstrahlen aus.

Sein Partner Sirius A, der nur 2,1-fache Sonnenmasse hat leuchtet dagegen immer noch. Aufgrund der kleineren Masse reicht sein Wasserstoffvorrat noch knapp 800 Millionen Jahren. Bedingt durch die große Distanz von 8,1 bis 32,1-facher Erdentfernung zwischen beiden Sternen hat das Aufblähen und der Kollaps von Sirus B seinen Partner nicht beeinflusst.

Wenn in einem Doppelsternensystem, indem die Sterne näher beieinander sind ein  Stern zum weißen Zwerg wird (der massereichere der beiden der kürzer lebt), dann kann der Weiße Zwerg Materie von seinem Partner abziehen, wenn dieser sich im roten Riesenstadium aufbläht. Es bildet sich eine Aggregationsscheibe um den Stern. Es lagert sich auf der Oberfläche weiteres Material (Wasserstoff) an und wenn die Schicht sick genug ist kann eine kurzfristige Kernfusion einsetzen, schlussendlich ist der weiße Zwerg die ehemalige Kernregion eines Sterns und entsprechend verdichtet die Gravitation die Oberflächenschicht. Als Folge der Fusion leuchtet der weiße Zwerg für einige Tage bis Monate hell leuchtet. Da man die Sterne vorher nicht sah, benannte man dieses Phänomen als Nova oder Novae. 

Eine Nova wird rund 100.000-mal heller als der weiße Zwerg. Umgesetzt wird meist nur etwa eine Zehntausendstel Sonnenmasse. Dieses Spiel kann sich wiederholen, wenn sich wieder mehr Material angesammelt hat.

So enge Doppelsternsysteme sind nicht unproblematisch, weil schon vorher sich die beiden Sterne beeinflussen. Man kann um jeden Sterne eine Gravitationssphäre ziehen, indem die eigene Gravitation die des Partners überwiegt. Sind nun zwei Sterne sehr nahe beieinander, mit Distanzen von unter 1 AE (Distanz der Erde von der Sonne), so kann der eine Sterne wenn er zum roten Riesen wird größer werden als seine Gravitationssphäre und Materie kann zum Partner übergehen, der masseärmer ist und noch im Hauptreihenstadium. Dies kann so weit gehen, dass ein Großteil der Hülle verloren geht. Man kennt einige dieser Paare die danach auf den ersten Blick paradox sind: Sie bestehen aus einem Stern am Ende eines Lebens und einem der noch auf der Hauptreihe ist, doch die Vermessung der Massen ergibt, dass der Hauptreihenstern der massereichere ist. Dies wird durch diesen Massetransfer erklärt, die dazu führt, dass der ursprünglich massereichere rote Riese zum masseärmeren des Systems wird.

Das Ende eines schwachen Sterns

Für das Heliumbrennen benötigt der Kern eine Mindestmasse von 0,4 bis 0,5 Sonnenmassen, je nach Dichte besitzen. Nun sind die meisten Sterne aber Rote Zwerge, also Sterne mit einer sehr kleinen Masse. Etwa  zwei Drittel der sonnennächsten Sterne haben weniger als 0,57 Sonnenmassen und diese Sterne können nicht das Heliumbrennen zünden. Wir können annehmen, dass dieses Verhältnis auch für die Galaxie gilt, also die meisten Sterne solche roten Zwerge sind. Wir können aufgrund der geringen Leuchtkraft sie aber nur in einem kleinen Radius um die Sonne sicher nachweisen. Sie bilden aufgrund ihrer geringen Masse nicht einmal eine definierte Kernzone aus, sondern sind völlig konvektiv, das bedeutet in die innerste Zone wo die Fusion stattfindet, wird laufend neuer Wasserstoff gebracht. Diese Sterne verlöschen wenn ihr Wasserstoff verbraucht ist. Sie gewinnen dann noch eine Zeitlang Energie durch den gravitativen Kollaps. Ohne Energieerzeugung gewinnt die Gravitation Überhand und die Sterne ziehen sich zusammen. Die dabei freiwerdende Energie wird als Infrarotstrahlung frei. Sie werden dann zu weißen Zwergen - sie gehören in diese Gruppe von Sternresten, unterscheiden sich aber von den weißen Zwergen, die aus roten Riesen entstehen, dadurch dass sie nicht so heiß sind - sie waren schon als Stern nicht heißer als 4000 K und nun sind sie noch kühler und sie sind größer. Ein Weißer Zwerg ist um so größer je leichter er ist, weil die Gravitationskraft die Materie zusammenpresst. Zudem enthalten sie keinen Kohlenstoff und Sauerstoff, sodass die Dichte geringer ist (die Abstoßungskräfte die der Gravitation entgegen wirkt hängt von der Anzahl der Teilchen ab und da 1 kg Helium dreimal so viele Teilchen wie Kohlenstoff enthält, ist die Dichte im Zentrum niedriger als bei den Überresten von roten Riesen.

Rote ZwergeRote Zwerge sind schon als Hauptreihensterne nicht sehr groß. Ein Stern mit etwa 0,4 Sonnenmassen hat nur 40% des Durchmessers der Sonne, die mittlere Dichte ist dann 6-8 mal größer als bei der Sinne. Das ergibt sich daraus, dass bei unserer Sonne die meisten Masse in der Kernzone steckt und ihre Energieproduktion die Hülle extrem aufbläht, diese also eine geringe Dichte hat. Ist die Energieproduktion geringer und dies ist wegen der geringeren Masse gegeben, so ist auch die Hülle nicht so ausgedehnt.

Die kleinsten möglichen Sterne mit 0,08 bis 0,09 Sonnenmassen wie Wolf 359 und YZ Zeti haben nach den Modellen nur noch 0,11 bis 0,16 Sonnendurchmesser, sind also nur noch wenig größer als der Planet Jupiter (aber immer noch etwa 90-mal schwerer als dieser). Verglichen mit ihrer geringen Masse ist die Energieproduktion sehr gering YZ-Zeti strahlt 5.500 mal weniger Energie als die Sonne ab, dürfte bei 0,085-facher Sonnenmasse also 360-mal länger als diese mit seinem Kernbrennstoff auskommen. Nach gängigen Modellen sollten so leuchtschwache rote Zwerge das Wasserstoffbrennen über mehrere Billionen Jahre aufrecht erhalten können. Daher ist bisher auch noch keiner von diesen verloschen.

Der typische Weg eines schweren Sterns

GrößenvergleichDer bisher beschriebene Weg von der Hauptriehe zum roten Riesen mit dem Heliumbrennen und dem Verlöschen als Weißer Zwerg ist der eines massearmen Sterns, von weniger als 2,2 Sonnenmassen. Die Aufenthaltszeit auf der Hauptreihe oder den beiden roten Riesenstadien variiert je nach Masse. Bild links: Größenbergleich von Bellatrix (8 Sonnenmassen), Algol B (1,67 Sonnenmassen) und der Sonne. Unten: roter Zwerg OGLE-TR-122b  mit 0,1 Sonnenmassen. Bild: (c) Paul Stansifer)

Schwerere Sterne haben auch schwerere Kerne die im Inneren noch heißer und dichter werden. Erreicht die Kernzone aus Helium 0,7 Sonnenmassen und erhitzt sie sich auf 600 Millionen Kelvin beginnt das Kohlenstoffbrennen. Kohlenstoff fusioniert untereinander mit Helium zu Magnesium-24, Natrium-23, Neon-20 und Sauerstoff-16. Dies geschieht bei Sternen mit mehr als 4 Sonnenmassen. Die Schalenstruktur setzt sich fort: im inneren eine Kugel aus Magnesium, Neon, darüber in Schalen die Verbrennung von Helium zu Kohlenstoff und Wasserstoff zu Helium. Das Kohlenstoffbrennen dauert nur sehr kurze Zeit. Beineinem Stern mit 25 facher Masse etwa 1000 Jahre, bei 18-facher Masse etwa 10.000 Jahre. Verglichen mit der Zeit des Heliumbrennens ist dies nur ein Hundertstel der Zeitdauer.

Dies liegt an den Neutrinos. Diese Teilchen die schon angesprochen wurden, werden nun immer bedeutender. In einer weiteren Reaktion werden bei der Kernfusion auch die Elektronen mit den bei den Reaktionsprozessen freigesetzten Positronen umgesetzt. Dabei entsteht im Normalfall nur Energie. Bei höheren Temperaturen dagegen immer mehr Neutrinos, die nun Energie aus dem Zentrum wegtragen. Ab einer Temperatur von 1 Milliarde Grad Celsius werden die Neutrinoverluste enorm groß. Die Gammastrahlen können wie schon besprochen das Zentrum nicht verlassen, sie treffen auf Atomkerne, liefern ihnen Bewegungsenergie die dann die Kernreaktionen erst ermöglicht. Da die Neutrinos nur zu einem sehr kleinen Teil mit anderen Atomen zusammenstoßen tragen sie Energie aus dem Kern fort. Als Folge stellte sich eine höhere Temperatur als Gleichgewichtstemperatur ein, die wiederum zu einer verstärkten Kernfusion führt. Die Energie steigt beim Kohlenstoffbrennen proportional zu 27-sten Potenz an. Eine um 10% höhere Temperatur bewirkt also einen 13-mal schnelleren Verbrauch des Brennstoffs.

Sterne über 8 Sonnenmassen beginnen nun im Kern mit der Fusion von Neon, es beginnt das Neonbrennen. Dazu braucht man 1,2 Milliarden Grad. Im Neonbrennen entstehen nun nicht mehr weitere schwere Isotope sondern größere Mengen der leichteren Isotope 16O und 24Mg. Bei einem Stern mit 18 Sonnenmassen ist das Neonbrennen schon nach 10 Jahren beendet, also nochmals 1000-mal kürzer als das vorhergehende Kohlenstoffbrennen. Bei "leichten" Sternen mit mehr als 4 und weniger als 8 Sonnenmassen bewirkt die Zündung des Neons die Abtrennung der äußeren Schichten und diese können so noch als weiße Zwerge enden, müssen dies aber nicht.

Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen haben keine Chance zu weißen Zwergen zu werden, damit endet auch die Hauptreihe. Massivere Sterne sind schon bei ihrer Entstehung groß und heiß, ihre ausgedehnten Hüllen wachsen zwar an, wodurch die Sterne kühler werden und zu roten Riesen, aber sie behalten weitgehend ihre Helligkeit. Sie bewegen sich im Herzsprung-Russelldiagramm horizontal, das bedeutet ihre Leuchtkraft bleibt gleich, aber ihre Oberflächen wird größer und die Temperatur sinkt. Hauptreihensterne zeigen mit dem Verbrauch des Wasserstoffs dagegen eine vorwiegend vertikale Bewegung: ihre Oberflächentemperatur bleibt weitgehend gleich, aber die Helligkeit schwankt stark.

Sehr schwere Sterne (ab 40 Sonnenmassen) verlieren durch den Sternenwind so viel Materie während des Wasserstoffbrennens, dass die äußere Hülle sich nicht mehr zum roten Riesen aufbläht. Die kühlen ab und werden größer, kehren aber bei Erreichen der Spektralklasse F wieder um. Die Spektralklasse F ist immer noch heißer als die Sonne. Da die Zeit die der Stern für den Weg zum roten Riesen maßgeblich von seiner Masse abhängt, durchwandern schwere Sterne das HR-Diagramm recht schnell, so beobachtet man kaum große Sterne der Spektralklassen A-K sondern nur die heißen, blauen Sterne während sie den Wasserstoff verbrennen der Spektralklasse O und B und die roten Riesen mit Spektralklasse M, obwohl diese Sterne anders als kleine Sterne das ganze Diagramm durchwandern, also im Extremfall zwischen 30.000 und 2.500 K heiß sind.

Bei immer höheren Temperaturen gibt es weitere Kernreaktionen: Auf das Neonbrennen folgt bei 1,5 Milliarden Grad das Sauerstoffbrennen, das Schwefel, Phosphor und Siliziumerzeugt. Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen erreichen dieses Stadium. Aufgrund der noch stärkeren Neutrinoverluste dauert diese Phase bei einem Stern mit 18 Sonnenmassen nur noch 5 Jahre.

Bei 2,7 Milliarden Grad Celsius findet dann die letzte Kernreaktion statt - das Siliziumbrennen, bei dem aus Silizium Nickel, Eisen, Aluminium und Kobalt gebildet werden. Damit ist das Ende der Fahnenstange erreicht. Aus Eisen kann man keine weitere Energie durch Fusion erzeugen. Alle höheren Elemente benötigen Energie zur Bildung - daher kann man auch durch den Zerfall der schwersten Elemente Energie in Form von Kernenergie nutzen. Bei dem als Beispiel genommenen Stern mit 18 Sonnenmassen ist diese Phase nun in schon einer Woche beendet. Der Grund sind die schon erwähnten Neutrinoverluste. Der Stern gibt nun 1 Milliarde mal mehr Energie in Form von Neutrinos ab, weshalb diese Brennperiode extrem kurz ist (wäre dem nicht so, so würde der "Brennstoff" für gute 50 Millionen Jahre reichen).

Sterne mit mehr als 16-18 Sonnenmassen bestehen daher aus einem Eisenkern umgeben von Schalen in denen die anderen Fusionen ablaufen. Jede Fusion verläuft schneller als die vorhergehende, dass heißt 90% der Lebensdauer wird der Stern nur Wasserstoff verbrennen, nur in 10% der Zeit kommt nacheinander eine neue Schale dazu.

Supernova

KrebsnebelSobald die Fusion einen Eisenkern von mehr als 1,44 Sonnenmassen gebildet hat, bekommt der Stern ein Problem: Diesen Kern können die elektromagnetischen Abstoßungskräfte nicht mehr stabilisieren. Der Kern kollabiert zu einem Neutronenstern. Die Implosion führt zu einer rapiden Volumenverkleinerung der Kernregion von 6000 km auf 20 km, dieser Kollaps erfolgt mit einem Viertel der Lichtgeschwindigkeit, was zum Nachstürzen der äußeren Regionen führt, die nun zusammengepresst werden. Gleichzeitig stoppt nach 15-20 ms, der Kollaps des Kerns. Elektronen werden in die Protonen gepresst, durch die freiwerdenden Gravitationsenergie aber auch freiwerdende Energie durch die Bindungskräfte zwischen den Neutronen emittiert der Stern kurzzeitig enorm viel Energie. 99% davon in Form von Neutrinos, die anders als sonst in dem dichten Kern nicht sofort wegfliegen können und so eine Druckwelle aufbauen. Im Kern wird es kurzzeitig 200 Milliarden Grad Celsius heiß.

Es kommt zu einer Explosion des Sterns wenn Druckwelle und zusammenfallende äußere Hüllen aufeinandertreffen. Dies ist eine Supernova. Der Stern stößt die Hülle ab, kurzzeitig wird bei einer Supernova so viel Energie frei, dass er so hell leuchtet wie sonst eine ganze Galaxie. Als positiver Nebeneffekt reicht die Energie aus, um in den inneren Schichten neue Elemente entstehen zu lassen und zwar nicht nur die bei denen Energie durch Fusion frei wird, sondern auch die schwereren Elemente jenseits der Ordnungszahl von Eisen, die Energie zur Bildung benötigen. Sterne mit mehr als 18 Sonnenmassen enden in einer Supernova. Das Abklingen der Helligkeit der Supernova, die dann auch noch die äußeren Hüllen beleuchtet, die der Stern in den Jahren zuvor ausgestoßen hat beruht auf dem Zerfall radioaktiver Elemente die bei der Supernova gebildet werden und die Halbwertszeiten von 6 und 56 Tagen.

Supernova sind nach unseren theoretischen Modellen nicht so selten. Es müssten 2-4 pro Jahrhundert sich ereignen, wenn wir die Zahl der leuchtkräftigen Sterne in unserer Galaxis nehmen. Allerdings sind sicher nur drei Ereignisse von 1054, 15872 und 1604 in unserer Galaxis verbürgt, zwei weitere 1006 und 1107 gelten als ziemlich sicher. Der Grund für das Defizit liegt daran dass wir durch Staub- und Gaswolken den größten Teil der Galaxie gar nicht einsetzen können. Umgekehrt wäre eine nahe Supernova auch nicht erstrebenswert, denn dabei wird so viel Gammastrahlung frei, dass sie in Erdnähe unsere Atmosphäre zerstören könnte. Als Glücksfall erwies sich die Supernova 1987A, die in der magellanschen Wolke, einer die Milchstraße umrundenden Zwerggalaxie beobachtet wurde. Sie war noch nahe genug um sie genau zu beobachten und zu diesem Zeitpunkt gab es schon einige Neutrinoexperimente, die auch Neutrinos registrierten (trotz der geringen Wechselwirkung und 50.000 Lichtjahren Distanz, einfach weil es so viele waren) und damit das Modell der Supernova verifizierten.

Supernovae bei denen ein Stern zerstört wird, bezeichnet man als Supernovae Typ II. Sie erreichen eine absolute Helligkeit von -16 Mag, sind also 250 Millionen mal heller als die Sonne. Charakteristisch ist dass die Helligkeit relativ lange auf einem hohen Niveau ist und dann langsam abnimmt. Das Halten wird durch den Zerfall der radioaktiven Isotope erzeugt die Gammastrahlung freisetzen. Bild rechts: Der Krebsnebel als Überrest der Supernova von 1054.

Es gibt wie die Nummerierung schon andeutet noch eine zweite Art, Supernova Typ I. Sie sind nochmals in der Spitze fast zehnmal heller, dann fällt die Helligkeit aber schneller als bei dem Typ II ab. Sie entstehen auch anders. Supernova vom Typ II haben ihren Ursprung ein einem Doppelsternsystem, wo wir ja schon die Nova kennen, wenn auf Materie aus einem Umgebungsstern auf einen weißen Zwerg fällt. Was passiert nun, wenn der weiße Zwerg in etwa die gleiche Masse hat wie der Eisenkern im inneren eines Sterns der die Supernova auslöst? Nun es passiert etwas ähnliches. 1,44 Sonnenmassen sind die Grenze, ab der die Gravitationskraft stärker ist also die elektromagnetische Kraft, der weiße Zwerg kollabiert. Es gibt aber einen Unterschied. Er besteht nicht aus Eisen, sondern aus einer Mischung von Kohlenstoff und Sauerstoff und bei der enormen Temperatur die bei dem Kollaps entsteht fusionieren diese Elemente, wodurch in kurzer Zeit so viel Energie freigesetzt  Dies zerrreist den Zwergstern, bevor er einen Neutronenstern bilden kann. Es bleibt kein Überrest übrig. Diese Supernova sind vom Typ Ia. Die Ereignisse von 1054, 1572 und 1604, deren Ort genau beschrieben wurde sind wahrscheinlich von diesem Typ, denn man fand dort keinen Neutronenstern und auch der Lichtverlauf passt besser zu diesem Typ. Eine zweite Möglichkeit der Entstehung besteht in dem Verschmelzen von zwei weißen Zwergen, wie sie aus einem Doppelsternsystem entstehen können. Durch das Verschmelzen erreichen selbst kleine Weiße Zwerge leicht die Obergrenze von 1,44 Sonnenmassen.

Die Supernovatypen Ib und Ic beobachtet man wieder bei der Implosion von schweren Sternen. Der Unterschied zum Typ II ist nur dass diese Sterne vorher die Wasserstoff (1B) bzw. Heliumhüllen (1c) abgestoßen haben. Diese Hüllen ´leuchten dann auf und bewirken, dass diese Supernova heller als die vom Typ II sind, weshalb man sie als Typ I klassifiziert. Dieses Schema beruht also nicht auf der Entstehung, sondern nur der Lichtkurve.

Neutronensterne

Supernova 1987ABei der Explosion eines Sterns bleibt ein kompakter Kern übrig. Der vorher 1,44 mal schwerere Kern des Sterns ist nun auf einen Durchmesser von rund 20 km zusammengeschrumpft. Er besteht aus Neutronen - die Elektronen wurden buchstäblich in die Protonen hineingepresst und er ist ein überdimensionaler Atomkern - er hat dieselbe Dichte wie dieser. Es ist ein Körper der sich noch mehr unserem Verständnis entzieht als der Kern einen Sterns. Ein Neutronenstern dürfte aufgrund der normen Gravitation (1011-mal höher als die Erde) eine fast perfekte Kugel sein. Die "Fluchtgeschwindigkeit" beträgt ein Drittel bis die Hälfte der Lichtgeschwindigkeit je nach Größe. An der Oberfläche kann sich noch Eisen halten, allerdings in enarteter Form die nichts mit unserem Eisen zu zu tun hat. Nach 10 m Tiefe sind Neutronen stabil, bis in 1-2 km Tiefe geht das kristalline Eisen in eine Neutronenflüssigkeit über. Das innere besteht aus einer supraflüssigen Neutronenflüssigkeit mit einer Temperatur von 100 Milliarden Grad. Die Dichte steigt dabei enorm an. An der Oberfläche sind es 107 kg/cm³, im Zentrum dagegen 1015 kg/cm³ - eine Steigerung um den Faktor 100 Millionen über nur 10 km Distanz,

Da der Neutronenstern nur noch 1/100.000 stel des Durchmessers des stellaren Kerns hat, muss sich wegen des Gesetzes der Erhaltung des Drehimpulses die Rotationsgeschwindigkeit stark beschleunigen auf eine Hundertstel bis eine Tausendstel Sekunde. Bei einem zur Rotationsachse des Sterns geneigten Magnetfeld führt diese rasche Rotation zu der Freisetzung von Radiostrahlung entlang den magnetischen Polen wie ein Leuchtfeuer. Ein solcher Pulsar emittiert in etwa die 100.000 fache Energie der Sonne im Radiobereich. Die Energie wird der Rotationsenergie entnommen, innerhalb von 1000 Jahren sinkt so die Rotation in den Bereich von Sekunden und nach einer Million Jahren ist sie soweit abgesunken, dass keine Radiostrahlen mehr emittiert werden. Bild links: Die Supernova 1987A Der Ring ist vorher ausgestoßenes Wasserstoffgas, das nun nach der Explosion aufleuchtet.

Schwarze Löcher

Bei sehr massiven Sternen, kann eine weitere Grenze überschritten werden. Überschreitet der Kern eine weitere Grenze, nämlich maximal 3,2 Sonnenmassen so ist die Gravitationskraft des Kerns größer als die starke Wechselwirkung zwischen den Nukleonen. Da dies die stärkste Naturkraft ist, gibt es nun keine Kraft mehr die den weiteren Kollaps bremsen könnte. Sobald der Kern nur ein bisschen kleiner ist als ein Neutronenstern und etwa 10 km Durchmesser unterschreitet, dringt auch nichts mehr von ihm nach außen, denn ab diesem Radius ist die Fluchtgeschwindigkeit größer als die Lichtgeschwindigkeit. Es ist ein schwarzes Loch entstanden. Die Grenze ab der ein schwarzes Loch entsteht ist noch nicht genau bestimmt. Als sicher gilt eine "obere" Obergrenze von 3,2 Sonnenmassen, doch es könnten auch nur 1,5 Sonnenmassen sein, also nur wenig über der Grenze bei der ein Neutronenstern entsteht.

Schwarze Löcher bemerkt man nur indirekt. Neben einem Stern bildet sich um das schwarze Loch eine Aggregationsscheibe wenn es Masse aus dem Begleiter abzieht. Bedingt durch den kleinen Durchmesser des schwarzen Lochs kann die Materie gar nicht schnell genug in dieses fallen, es bildet sich in der Scheibe ein Stau, die Materie erhitzt sich und es finden Fusionsprozesse statt.

Sehr große schwarze Löcher die im inneren von Galaxien stecken emittieren in ihrer Jugendzeit so viel Energie, dass man sie als Quasare über Milliarden von Lichtjahre noch wahrnehmen kann, sie sind erheblich heller als die Galaxie die sie umgibt. Sie sind aber auch viel massiver als die stellaren schwarzen Löcher. Damit ein Stern als Supernova endet muss er sehr massiv sein. Nach den Berechnungen muss er mehr als 30 Sonnenmassen aufweisen.

Wie schwer können Sterne werden?

Eta CarinaeGibt es für Sterne eine Obergrenze der Masse? Nach den Modellen gibt es sie, bisher wurden aber alle Modele von der Wirklichkeit eingeholt. Sehr massive Sterne beginnen zu pulsieren, sie dehnen sich bei der beginnenden Kernfusion aus, dadurch verlieren sie Masse. Die Kernfusion wird durch den Masseverlust schwächer und die Gravitationskraft bringt den Stern wieder zu Kontraktion bis die Fusion wieder einsetzt. Als Folge verliert er die äußeren Schichten, bis der Masseverlust das Pulsieren stoppt, weil eine Minimalmasse für den sich verstärkenden Feedbackprozess erreicht ist. Wo die obere Grenze ist, das hat sich stark verschoben. Anfang der achtziger Jahre sagten die Modelle voraus, das die Obergrenze bei 100 Sonnenmassen liegt. Mit besseren Modellen und schnelleren Supercomputern wurde die Grenze 1990 auf 120 Sonnenmassen angehoben, heute nimmt man 150 Sonnenmassen an.

Trotzdem wurde 2012 ein Stern mit 265 Sonnenmassen entdeckt. Allerdings, so wird vermutet, entstand er in dem Sternhaufen R136, einer Region mit extrem vielen Sternen auf kleinem Gebiet, durch die Fusion von Protosternen mit 150 Sonnenmassen. Er hat in seinem kurzen Leben von weniger als einer Million Jahren schon mindestens 35 Sonnenmassen verloren und dieser Prozess wird sich auch fortsetzen. Auch später verlieren massenreiche Sterne viel Masse wenn sie in das Rote-Riesenstadium geraten. der Masseverlust steigt erheblich an, wenn er schwerer wird. Pi1 Cygni ein Überriese verliert derzeit Materie mit einer Rate von 1 Sonnenmasse in 10.000 Jahren. So kann selbst ein Überreise in kurzer Zeit enorm viel Masse verlieren. Mit Sicherheit hat kein Stern mehr 100 Sonnenmassen, wenn er kurz vor dem Kollaps steht.  Bei Eta Carinae (Bild links) sieht man die so ausgestoßenen Wolken.

Massereiche Sterne sind extrem selten. Man sieht dies nicht nur an den wenigen O- und B- Überreisen, dem Hauptreihenstadium dieser Sterne, sondern auch darin, dass wir eine Supernova, in der alle Sterne mit mehr als 18 Sternenmassen enden nur sehr selten beobachten.

Die Bedeutung für uns

Das hier geschilderte hat eine direkte Bedeutung für uns, denn wir bestehen zu über 90% aus Elementen, die von Sternen gebildet wurden, die Erde sogar zu 99%. Alle Elemente mit Ausnahmen von kleinen Mengen an Lithium die schwerer als der Wasserstoff sind wurden von Sternen gebildet. Bei einer stellaren Supernova werden die äußeren Schichten des Sterns mit den Schalen aus Helium bis Silizium freigesetzt. Implodiert ein weißer Zwerg, so wird der komplette Kern aus Sauerstoff/Kohlenstoff freigesetzt. In der Spätphase der Sternenbildung werden auch die meisten anderen Elemente gebildet, die es gibt, denn wie oben beschrieben sind stabile Endprodukte des Brennens ja nur bestimmte Elemente. Rote Riesen können als Nebenprodukt durch Neutroneneinfang auch Elemente mit Massenzahlen von 63 bis 209 erzeugen. Bei der enormen Energiefreisetzung einer Supernova, werden alle höheren Elemente im r-Prozess innerhalb von 0,01 bis 10 s gebildet. Die Häufigkeit der Elemente nimmt vom leichtesten zum schwersten ab, zum einen weil es immer weniger Quellen gibt, welche sie produzieren können, zum anderen weil die Bedingungen zur Bildung immer extremer werden.

Das unsere Erde vor allem aus den schweren Elementen besteht liegt daran, dass sie die leichten Elemente die nur flüchtige Verbindungen (Wasser, Ammoniak, Methan) oder gar keine Verbindungen (Helium, Neon) nicht halten konnte. Dazu war es zu warm und der Sonnenwind hat schnell diese leichten Elemente weggeblasen, als sich die Sonne bildete. In größerer Entfernung wo es kühler war und der Sonnenwind "ausgedünnt", waren Jupiter und Saturn fähig diese leichte Elementen zu halten. Jupiter bis Neptun bestehen zum größten Teil aus Wasserstoff und Helium, mit kleineren Beimischungen von Siliziumoxiden und Wasser. Ihre Satelliten fast nur aus Wassereis und etwas Silikaten.

Als sich die Galaxis bildete bestanden die ersten Sterne nur aus Wasserstoff. Der Kohlenstoff als Katalysator für den CNO-Zyklus existierte nicht, damit gab es damals nur die Proton-Proton Kette. Jede folgende Generation hat dann mehr und mehr dieser schweren Elemente freigesetzt. Heute besteht das galaktische Gas aus 28% Helium, beim Urknall waren es noch 25%. Die höheren Elemente machen noch kleinere Spuren aus. Allerdings macht dieses Gas nur 10% der sichtbaren Gesamtmasse der Galaxis aus. Der größte Rest steckt in den Sternen. Die Halosterne, welche die Galaxis umgeben, sind dabei metallärmer (sprich älter) als die in den Spiralarmen wo auch die Sternentstehung heute stattfindet. Der metallärmste Stern G77-61 hat eine 400.000-mal geringere Konzentration an Elementen oberhalb von Helium als unsere Sonne. Er entstand folglicherweise vor ihr.

Wie wird es weitergehen? Da die neuen Sterne nur aus Gas entstehen, jedoch bei jeder Generation die meisten Sterne nur wenig oder sogar gar kein Gas wieder an die Wolken zurückgeben, wird die Sternentstehungsrate kontinuierlich abnehmen. Das beeinflusst vor allem die Bildung von sehr leuchtkräftigen, blauen oder weißen Sternen. Man findet diese im Unterschied zu den roten Zwergen auch nur in den Spiralarmen. Wenn dies zum Stillstand kommt, dann gibt es nur noch alte rote Zwerge die aufgrund ihrer geringen Masse sehr lange leben. Unsere Galaxis könnte dann so aussehen wie eine elliptische Galaxie die keine Spiralstruktur mehr hat. Diese haben auch ihren Wasserstoffvorrat verloren (allerdings aus anderen Gründen, man vermutet sie entstehen durch die Verschmelzung von Galaxien, bei diesem Prozess wird das Wasserstoffgas komprimiert, es kommt zu einer kurzzeitigen gesteigerten Sternbildung, gefolgt von dem völligen Verbrauchen der interstellaren Wasserstoffwolken).

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

Artikel ergänzt am 21.12.2012


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