Sternentwicklung

Entwicklungsphasen der Sterne

 

Hertzsprung-Russel-Diagramm


Das Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD), Bild von "Sch" Lizenz: [url=http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/deed.de]CreativeCommons CC-BY-SA-3.0[/url]Das Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD), Bild von "Sch" Lizenz: CreativeCommons CC-BY-SA-3.0Wenn eine ausreichende Masse zu einem Stern verdichtet wurde kommt die Kernfusion in Gang. Der Stern durchläuft dabei eine relativ lange und stabile Phase der Energieumwandlung, die wir als Leuchten der Hauptbrennphase bei den meisten Sternen am Himmel beobachten können.

Zwischen der Spektralklasse bzw. der Oberflächentemperatur eines Sterns und der absoluten Leuchtkraft besteht eine physikalische Gesetzmäßigkeit. Die beiden Astronomen Eijnar Hertzsprung und Henry Norris Russel haben zu diesem Sachverhalt ein Diagramm entwickelt und die Werte vieler Sterne in ein Koordinatensystem übertragen. Auf diese Weise wurde der Zusammenhang grafisch dargestellt. Im Hertzsprung-Russel-Diagramm kann die Entwicklungsphase verschiedener Sterne abgelesen und vorausgesagt werden. Die Hauptreihe der Sterne bildet eine S-förmige Linie im Diagramm. Während der Hauptbrennphase werden Sterne als "Zwerge" bezeichnet.

Wenn nach einer bestimmten Zeit der Energievorrat eines Sterns nahezu erschöpft ist, verändert er sich aufgrund der veränderten Kernfusion und verlässt die Hauptreihe des Diagramms. Je nach Masse des Sterns kann dies unterschiedlich schnell eintreten.

Sehr große, massereiche Sterne verbrauchen viel „Treibstoff“ und wandeln ihren Energievorrat in wenigen Millionen oder sogar nur hunderttausend Jahren um. Dabei geben sie erhebliche Mengen Strahlung ab. Ein kleinerer, masseärmerer Stern kann zur Umsetzung des Energievorrates viele Milliarden Jahre benötigen. Dies ist auch in unserem eigenen Sonnensystem der Fall und ermöglicht über einen langen Zeitraum stabile Entwicklungsbedingungen.

 

Massearme Sterne

Rote Riesen und Weiße Zwerge


Die weitere Entwicklung eines Sterns nach Verlassen der Hauptreihe ist abhängig von dessen Masse und verschiedenen Alternativen sind möglich. Die Masse unserer Sonne wird als Basiswert genommen und die Sternenmasse in der Einheit „Sonnenmasse“ ausgedrückt.

Der steigende Druck der Kernfusion dehnt den Stern aus (künstlerische Darstellung) Der steigende Druck der Kernfusion dehnt den Stern aus (künstlerische Darstellung) Ein in kosmischen Maßstäben nicht allzu massereicher Stern mit bis zu 2,3 Sonnenmassen durchläuft eine lange Zeit von mehreren Milliarden Jahren die Hauptbrennphase. Durch die Fusion von Wasserstoff entsteht das Element Helium, dessen Anteil stetig zunimmt. Es ist massereicher als Wasserstoff und sammelt sich durch die Schwerkraft des Sterns im Zentrum an. Nachdem sich im Kern durch das Wasserstoffbrennen genügend Heliums konzentriert hat, setzt durch steigenden Druck und Temperatur die nächste Fusionsstufe des Heliumbrennens ein. In den äußeren Bereichen des Sterns wird weiterhin Wasserstoff zu Helium fusioniert.

Durch den höheren Strahlungsdruck im Inneren bläht sich der Stern immer weiter auf und wird zum Roten Riesen. Die Oberfläche eines Roten Riesen kühlt durch die Expansion ab und die Spektralfarbe verändert sich zum namensgebenden rot. Die äußeren Gasschichten erreichen ein Vielfaches des Durchmessers der ursprünglichen Sterngröße. Auch unsere Sonne wird auf diese Weise enden und die inneren Planeten ihres Sonnensystems bis hin zur Erde und darüber hinaus einnehmen.

Ein Planetarischer Nebel mit Zentralstern (NGC 2392, Eskimonebel)Ein Planetarischer Nebel mit Zentralstern (NGC 2392, Eskimonebel)Die äußeren Bereiche der expandierenden Hülle werden nur noch von geringer Schwerkraft an den Stern gebunden. Ein Teil wird in den Weltraum hinausgeschleudert, da die Expansionsgeschwindigkeit die Anziehungskraft übersteigt und kann von außen als Planetarischer Nebel beobachtet werden. Ein Planetarischer Nebel ist aufgrund seiner Entstehungsweise oft kugelförmig und symmetrisch, jedoch können auch andere Einwirkungen im Laufe der Zeit den Nebel verformen.

Im Zentrum eines Planetarischen Nebels befindet sich als sein Ursprung der Zentralstern, welcher durch seine UV-Strahlung die umgebenen Gasmassen des Planetarischen Nebels zum Leuchten anregen. Nachdem alle Fusionsprozesse des Zentralsterns bis zum Element Sauerstoff durchlaufen wurden, reicht die Masse für weitere Fusionen nicht mehr aus. Der Stern zieht sich aufgrund des abfallenden Strahlungsdruckes zusammen und endet als Weißer Zwerg, der immer weiter abkühlt und in einigen Millionen bis Milliarden Jahren als unsichtbarer Schwarzer Zwerg enden wird.


Massereiche Sterne

Fusion bis zum Eisen


Ein Stern mit einer Masse von mehr als 2,3 Sonnenmassen durchläuft zunächst den gleichen Fusionsprozess wie bei masseärmeren Sternen und bläht sich zu einem gewaltigen Roten Riesen auf. Doch aufgrund der größeren Masse ist mehr Druck und Temperatur möglich und der Fusionsprozess wird weiter bis zum Eisen fortgesetzt. Dies ist gewissermaßen die Asche als Endprodukt des Sterns, da sich das Eisen nicht mehr als Brennstoff eignet und nicht zu einem anderen Stoff fusioniert werden kann.

Bei den unterschiedlichen Entwicklungsphasen wird ein Teil der Masse wieder abgegeben. Dies geschieht durch Pulsation aufgrund schwankender Fusionsprozesse oder in Form des Sternenwindes. Der Sternenwind ist der kontinuierliche Teilchenstrom von der Oberfläche eines Sterns. Sofern ein Stern die Masse von 2,3 Sonnenmassen nicht wieder unterschreitet, kann die Fusionskette bis zum Eisen aufrecht erhalten werden.

Die weitere Entwicklung ist abhängig von der Masse des erzeugten Eisenkerns. Der Astrophysiker Subrahmanyan Chandrasekhar hat die hierfür kritische Masse von etwa 1,44 Sonnenmassen ermittelt. Unterschreitet der Kern diese auch als Chandrasekhar-Grenze bekannte Masse, schrumpft der Stern mit dem Ausbleiben des Fusionsprozesses ebenfalls vom Roten Riesen zum Weißen Zwerg.

Supernovae, Neutronensterne und Schwarze Löcher


Supernova: Der Krebsnebel (M1) ist der Überrest einer Supernova aus dem Jahr 1054, welche aufgrund ihrer Helligkeit sogar tagsüber sichtbar war Supernova: Der Krebsnebel (M1) ist der Überrest einer Supernova aus dem Jahr 1054, welche aufgrund ihrer Helligkeit sogar tagsüber sichtbar war Ab der Größe des Eisenkerns von 1,44 Sonnenmassen stürzt der Kern jedoch aufgrund der eigenen Masse und Kombinationsprozessen von Protonen zu Neutronen im Sterninneren in Sekundenbruchteilen weiter zusammen. Der kollabierende Kern löst durch die entstehende Reibung der konzentrierten Massen außerhalb des Kerns und die in Folge nach oben schnellende Temperatur die schlagartige Expansion des Sterns aus, der als Supernova explodiert (lat.: stella nova = neuer Stern). Dieser "überhelle" neue Stern ist über mehrere Tage oder Wochen als besonders heller Stern zu sehen und in Galaxien als auffälliger Einzelstern sichtbar, der die Leuchtkraft seiner Galaxie sogar übersteigt. Durch die sprunghaft freiwerdende und dem Eisen zugeführte Energie wird eine weitere Fusion von schweren Elementen ermöglicht.

Sofern der Kern bei der Explosion nicht zerstört wurde und weiterhin in der kritischen Masse von 1,44 bis etwa 3 Sonnenmassen liegt, verbleibt er als Neutronenstern und rotiert aufgrund seines stark geschrumpften Durchmessers von nur noch wenigen Kilometern sehr schnell. Geschwindigkeiten von mehreren Umdrehungen pro Sekunde sind möglich, bei denen der Neutronenstern von seinen Polen ein stetiges Signal in Form von elektromagnetischer Strahlung aussendet. Streicht das Signal aufgrund der Neigung des magnetischen Pols ähnlich einem Leuchtturmlicht zufällig in Richtung Erde vorbei, wird der Stern als Pulsar bezeichnet. Das regelmäßige Signal des Pulsars kann meist im Radiofrequenzbereich gemessen und hörbar gemacht werden.

Liegt die Masse des verbliebenen Kerns sogar über 3 Sonnenmassen aufgrund der Größe des Ursprungssterns, kann der eigenen Anziehungskraft schließlich keine Materie mehr standhalten. Der Stern stürzt unter seinem eigenen Gewicht immer weiter zusammen, bis alle Masse in einem einzigen Punkt, der Singularität, konzentriert ist: Ein Schwarzes Loch ist entstanden, dessen Anziehungskraft so stark ist, dass ihm nichts entkommen kann, was einmal den Ereignishorizont als Grenze des beobachtbaren Bereichs passiert hat. Nicht einmal Licht kann jenseits des Ereignishorizontes nach außen dringen, da die erforderliche Fluchtgeschwindigkeit zur Überwindung der Anziehungskraft des Schwarzen Loches in dessen Nähe über der Lichtgeschwindigkeit liegt. Da nichts nach außen dringen kann, ist ein Schwarzes Loch von außen unsichtbar und kann nur aufgrund seines physikalischen Einflusses beobachtet werden.