Entwicklung der Sterne
Entwicklung der Sterne
Der weitere Verlauf der Sternentwicklung wird im Wesentlichen durch die Masse bestimmt. Je größer die Masse eines Sternes ist, umso kürzer ist seine Brenndauer. Die massereichsten Sterne verbrauchen in nur wenigen hunderttausend Jahren ihren gesamten Brennstoff. Ihre Strahlungsleistung übertrifft dabei die der Sonne um das 100.000-fache oder mehr. Die Sonne dagegen hat nach 4,6 Milliarden Jahren noch nicht einmal die Hälfte ihrer Hauptreihenphase hinter sich gebracht. Die massenarmen Roten Zwerge entwickeln sich noch wesentlich langsamer. Da das Universum erst etwa 14 Milliarden Jahre alt ist, hat von den masseärmsten Sternen noch kein einziger die Hauptreihe verlassen.
Neben der Masse ist der Anteil an schweren Elementen von Bedeutung. Neben seinem Einfluss auf die Brenndauer bestimmt er, ob sich beispielsweise Magnetfelder bilden können oder wie stark der Sternwind wird, der zu einem erheblichen Massenverlust im Laufe der Sternentwicklung führen kann. Die folgenden Entwicklungsszenarien beziehen sich auf Sterne mit solaren Elementhäufigkeiten, wie sie für die meisten Sterne in der Scheibe der Milchstraße üblich sind. In den magellanschen Wolken beispielsweise, zwei Zwerggalaxien in der Nachbarschaft der Milchstraße, haben die Sterne jedoch einen deutlich geringeren Anteil an schweren Elementen.
Sterne verbringen nach ihrer Entstehung den größten Teil ihrer Brenndauer (etwa 90 Prozent ihrer Lebenszeit) auf der Hauptreihe. Während dieser Dauer wird im Kern der Sterne gleichmäßig Wasserstoff zu Helium fusioniert. Die schwereren Sterne sind dabei heißer und heller und befinden sich links oben im Farben-Helligkeits-Diagramm, die leichteren rechts unten bei den kühleren mit geringerer Leuchtkraft. Im Verlauf dieser Hauptreihenphase werden die Sterne langsam größer, heißer und heller und bewegen sich in Richtung der Riesensterne. Dies trifft auch auf die Sonne zu, die heute etwa 40 Prozent heller ist als bei ihrer Entstehung.
Die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium findet dabei in einem Zentralbereich des Sternes statt, der nur wenige Prozent seines Gesamtvolumens einnimmt, jedoch etwa die Hälfte seiner Masse enthält. Die Temperatur beträgt dort über 10 Millionen Kelvin. Dort sammeln sich auch die Fusionsprodukte an. Der Energietransport an die Sternoberfläche dauert mehrere hunderttausend Jahre. Er findet über Strahlungstransport, Wärmeleitung oder Konvektion statt. Den Bereich, der die Strahlung in den Weltraum abgibt, nennt man die Sternatmosphäre. Ihre Temperatur beträgt mehrere tausend bis mehrere zehntausend Kelvin. So weist beispielsweise ein Stern mit 30 Sonnenmassen eine typische Oberflächentemperatur von 40.000 K auf. Er gibt daher fast ausschließlich UV-Strahlung ab und nur etwa 3 % sichtbares Licht.
Wenn die stabile Periode in der Hauptreihe zu Ende geht, wird der Stern wieder instabil und kann sich nun auf unterschiedliche Weise entwickeln.
Die Entwicklung von Sternen mit kleiner Masse
Wir wollen zunächst den Fall eines Sterns mit kleiner Masse betrachten, d.h von einer Masse, die kleiner ist als 4 bis 5 Sonnenmassen. Ein wichtiges Merkmal solcher Sterne ist, dass der Kern nie konvektiv wird, d.h.es kommt zu keiner Vermischung der Materie, wie dies bei massereicheren Sternen geschieht. Der Wasserstoff, der im Kern verbraucht wird, kann also nicht durch Wasserstoff aus den äußeren Schichten ersetzt werden. Er brennt jedoch in seiner Schale weiter, die den Kern umgibt, während der Kern allmählich völlig zu Helium wird.
Der Heliumkern zieht sich zusammen und erwärmt sich, und auch in den äußeren Schichten ändert sich die Struktur; der Stern erreicht das Ende seines Hauptreihenstadiums. Die Materiedichte im Zentrum des Sterns nimmt ständig zu, bis es schließlich zur Entartung der Materie im Kern kommt, d.h. die Materie nimmt eine Zustandsform an, in der sie unter normalen Bedingungen nicht vorkommt.
Der Stern wandert im HRD nach rechts und schließlich nach oben, um sich dem Riesenast zu nähern. Er dehnt sich enorm aus, worauf die Temperatur in den äußeren Schichten sinkt, da dieselbe Energiemenge sich nun auf eine größere Oberfläche verteilt. Im Kern steigt die Temperatur ständig an; es sind nun keine Kernfusionsprozesse mehr vorhanden, die eine Gegenkraft zur Schwerkraft erzeugen, sodass der Kern sich zusammenzieht. Schließlich klettern die Temperaturen hoch genug, um das Helium zu einem Kernfusionsprozess zu bewegen. Es kommt zu einer sprunghaften Erhöhung der Temperatur, das Gas dehnt sich aus und es kommt zu einer Explosion, dem sogenannten Heliumblitz. Der Stern wandert im HR-Diagramm nach rechts in den Bereich der Kugelsternhaufen.
Wenn das Helium im Kern sich vollständig in Kohlenstoff umgewandelt hat, steigt die Temperatur weiter an, bis schließlich – vorausgesetzt, der Stern hat genug Masse – auch der Kohlenstoff explosionsartig gezündet wird. Egal, ob es so weit kommt oder nicht – dieses Stadium führt in jedem zu einem enormen Masseverlust an der Oberfläche des Sterns. Dieser Verlust kann schrittweise oder mit einem Schlag erfolgen, wobei die äußeren Schichten durch den Strahlungsdruck abgestoßen werden. Diese Schichten bilden in der Folge einen Planetarischen Nebel, ein kugelförmiges Gebilde, das sich mit hoher Geschwindigkeit durch den Raum bewegt.
Was nun mit den Resten des Sterns weiter geschieht, hängt davon ab, wie groß seine Masse noch ist. Liegt sie unter 1,4 Sonnenmassen, entsteht ein Weißer Zwerg, der langsam abkühlt und zu einem kalten Schwarzen Zwerg wird.
Die Entwicklung von Sternen mit großer Masse:
Bei Sternen mit mehr als 5 Sonnenmassen wechseln einander die Phasen des Zusammenziehens und des Ausdehnens mehrmals ab, wobei immer schwerere chemische Elemente entstehen. Während dieser instabilen Phasen verändert sich auch die Helligkeit des Sterns mit seiner Größe; er erscheint uns dann als ein veränderlicher Stern. Die Cepheiden stellen ein klassisches Beispiel für dieses Stadium der Sternentwicklung dar.
Im Verlauf dieser Prozesse bilden sich verschiedene Schichten, die durch nuklear brennende Schalen voneinander getrennt sind, in denen sich die Elemente befinden, die zuvor noch der Kernfusion im Inneren unterworfen waren. Die leichteren Elemente brennen in den äußeren Schichten weiter, wo die Temperatur niedriger ist, während die schwereren Elemente in den heißen Schalen des Sterninneren brennen. Bei Sternen von 5 bis 9facher Sonnenmasse brennen nach Wasserstoff und Helium schließlich auch Kohlenstoff und Sauerstoff, die bisweilen auch explosiv gezündet werden können. In Sternen von noch größerer Masse entstehen während dieser Kernfusionsprozesse immer schwerere Elemente, wie etwa Magnesium, Neon, Schwefel und Silizium. In extremen Fällen können diese Elemente bei einer Temperatur von 2 – 3 Milliarden Grad einer weiteren thermonuklearen Umwandlung unterworfen werden, sodass die Atomkerne des Siliziums zu schweren Kernen aus Eisen schmelzen bis der Kern schließlich fast zur Gänze aus Eisen besteht. Danach sind keine weiteren Kernreaktionen mehr möglich, da die Brennstoffvorräte nun endgültig aufgebraucht sind. Der Stern kann sich nun nur noch zusammenziehen, was das letzte Stadium seiner Lebensspanne einleitetet.
Liegt die Masse eines Sterns unter 10 Sonnenmassen, so verlaufen die letzten Phasen der Entwicklung sehr instabil. Dabei kann es in den verschiedenen Schichten zu Kernreaktionen kommen, die zur Explosion des Sterns als Supernova führen. Die letzten Phasen eines solchen Sterns sind dadurch gekennzeichnet, dass im Kern Protonen und Elektronen dermaßen zusammengepresst werden, dass sie sich zu Neutronen umwandeln, die den Kern zuletzt fast zur Gänze bilden. Durch die Explosion werden die äußeren Schichten zerstört, während es im Kern zu einem Kollaps kommt, der die Dichte noch einmal enorm ansteigen lässt. Die Überreste des Sterns entwickeln sich schließlich zu einem Neutronenstern, der mit extrem hoher Geschwindigkeit rotiert und dabei Signale im Radiofrequenzbereich sendet. Durch die Explosion bewegt sich der Neutronenstern mit einigen hundert km/s durch den Raum.
Ist die Masse eines Sterns jedoch noch höher, werden die Neutronen in einer so unglaublichen Dichte zusammengedrückt, dass es zu einem vollständigen Gravitationskollaps kommt, in dem buchstäblich nichts übrig bleibt als ein so genanntes Schwarzes Loch, ein Ort von unvorstellbarer Gravitation, der nicht einmal das Licht mehr entweichen kann. .
Neben der Masse ist der Anteil an schweren Elementen von Bedeutung. Neben seinem Einfluss auf die Brenndauer bestimmt er, ob sich beispielsweise Magnetfelder bilden können oder wie stark der Sternwind wird, der zu einem erheblichen Massenverlust im Laufe der Sternentwicklung führen kann. Die folgenden Entwicklungsszenarien beziehen sich auf Sterne mit solaren Elementhäufigkeiten, wie sie für die meisten Sterne in der Scheibe der Milchstraße üblich sind. In den magellanschen Wolken beispielsweise, zwei Zwerggalaxien in der Nachbarschaft der Milchstraße, haben die Sterne jedoch einen deutlich geringeren Anteil an schweren Elementen.
Sterne verbringen nach ihrer Entstehung den größten Teil ihrer Brenndauer (etwa 90 Prozent ihrer Lebenszeit) auf der Hauptreihe. Während dieser Dauer wird im Kern der Sterne gleichmäßig Wasserstoff zu Helium fusioniert. Die schwereren Sterne sind dabei heißer und heller und befinden sich links oben im Farben-Helligkeits-Diagramm, die leichteren rechts unten bei den kühleren mit geringerer Leuchtkraft. Im Verlauf dieser Hauptreihenphase werden die Sterne langsam größer, heißer und heller und bewegen sich in Richtung der Riesensterne. Dies trifft auch auf die Sonne zu, die heute etwa 40 Prozent heller ist als bei ihrer Entstehung.
Die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium findet dabei in einem Zentralbereich des Sternes statt, der nur wenige Prozent seines Gesamtvolumens einnimmt, jedoch etwa die Hälfte seiner Masse enthält. Die Temperatur beträgt dort über 10 Millionen Kelvin. Dort sammeln sich auch die Fusionsprodukte an. Der Energietransport an die Sternoberfläche dauert mehrere hunderttausend Jahre. Er findet über Strahlungstransport, Wärmeleitung oder Konvektion statt. Den Bereich, der die Strahlung in den Weltraum abgibt, nennt man die Sternatmosphäre. Ihre Temperatur beträgt mehrere tausend bis mehrere zehntausend Kelvin. So weist beispielsweise ein Stern mit 30 Sonnenmassen eine typische Oberflächentemperatur von 40.000 K auf. Er gibt daher fast ausschließlich UV-Strahlung ab und nur etwa 3 % sichtbares Licht.
Wenn die stabile Periode in der Hauptreihe zu Ende geht, wird der Stern wieder instabil und kann sich nun auf unterschiedliche Weise entwickeln.
Die Entwicklung von Sternen mit kleiner Masse
Wir wollen zunächst den Fall eines Sterns mit kleiner Masse betrachten, d.h von einer Masse, die kleiner ist als 4 bis 5 Sonnenmassen. Ein wichtiges Merkmal solcher Sterne ist, dass der Kern nie konvektiv wird, d.h.es kommt zu keiner Vermischung der Materie, wie dies bei massereicheren Sternen geschieht. Der Wasserstoff, der im Kern verbraucht wird, kann also nicht durch Wasserstoff aus den äußeren Schichten ersetzt werden. Er brennt jedoch in seiner Schale weiter, die den Kern umgibt, während der Kern allmählich völlig zu Helium wird.
Der Heliumkern zieht sich zusammen und erwärmt sich, und auch in den äußeren Schichten ändert sich die Struktur; der Stern erreicht das Ende seines Hauptreihenstadiums. Die Materiedichte im Zentrum des Sterns nimmt ständig zu, bis es schließlich zur Entartung der Materie im Kern kommt, d.h. die Materie nimmt eine Zustandsform an, in der sie unter normalen Bedingungen nicht vorkommt.
Der Stern wandert im HRD nach rechts und schließlich nach oben, um sich dem Riesenast zu nähern. Er dehnt sich enorm aus, worauf die Temperatur in den äußeren Schichten sinkt, da dieselbe Energiemenge sich nun auf eine größere Oberfläche verteilt. Im Kern steigt die Temperatur ständig an; es sind nun keine Kernfusionsprozesse mehr vorhanden, die eine Gegenkraft zur Schwerkraft erzeugen, sodass der Kern sich zusammenzieht. Schließlich klettern die Temperaturen hoch genug, um das Helium zu einem Kernfusionsprozess zu bewegen. Es kommt zu einer sprunghaften Erhöhung der Temperatur, das Gas dehnt sich aus und es kommt zu einer Explosion, dem sogenannten Heliumblitz. Der Stern wandert im HR-Diagramm nach rechts in den Bereich der Kugelsternhaufen.
Wenn das Helium im Kern sich vollständig in Kohlenstoff umgewandelt hat, steigt die Temperatur weiter an, bis schließlich – vorausgesetzt, der Stern hat genug Masse – auch der Kohlenstoff explosionsartig gezündet wird. Egal, ob es so weit kommt oder nicht – dieses Stadium führt in jedem zu einem enormen Masseverlust an der Oberfläche des Sterns. Dieser Verlust kann schrittweise oder mit einem Schlag erfolgen, wobei die äußeren Schichten durch den Strahlungsdruck abgestoßen werden. Diese Schichten bilden in der Folge einen Planetarischen Nebel, ein kugelförmiges Gebilde, das sich mit hoher Geschwindigkeit durch den Raum bewegt.
Was nun mit den Resten des Sterns weiter geschieht, hängt davon ab, wie groß seine Masse noch ist. Liegt sie unter 1,4 Sonnenmassen, entsteht ein Weißer Zwerg, der langsam abkühlt und zu einem kalten Schwarzen Zwerg wird.
Die Entwicklung von Sternen mit großer Masse:
Bei Sternen mit mehr als 5 Sonnenmassen wechseln einander die Phasen des Zusammenziehens und des Ausdehnens mehrmals ab, wobei immer schwerere chemische Elemente entstehen. Während dieser instabilen Phasen verändert sich auch die Helligkeit des Sterns mit seiner Größe; er erscheint uns dann als ein veränderlicher Stern. Die Cepheiden stellen ein klassisches Beispiel für dieses Stadium der Sternentwicklung dar.
Im Verlauf dieser Prozesse bilden sich verschiedene Schichten, die durch nuklear brennende Schalen voneinander getrennt sind, in denen sich die Elemente befinden, die zuvor noch der Kernfusion im Inneren unterworfen waren. Die leichteren Elemente brennen in den äußeren Schichten weiter, wo die Temperatur niedriger ist, während die schwereren Elemente in den heißen Schalen des Sterninneren brennen. Bei Sternen von 5 bis 9facher Sonnenmasse brennen nach Wasserstoff und Helium schließlich auch Kohlenstoff und Sauerstoff, die bisweilen auch explosiv gezündet werden können. In Sternen von noch größerer Masse entstehen während dieser Kernfusionsprozesse immer schwerere Elemente, wie etwa Magnesium, Neon, Schwefel und Silizium. In extremen Fällen können diese Elemente bei einer Temperatur von 2 – 3 Milliarden Grad einer weiteren thermonuklearen Umwandlung unterworfen werden, sodass die Atomkerne des Siliziums zu schweren Kernen aus Eisen schmelzen bis der Kern schließlich fast zur Gänze aus Eisen besteht. Danach sind keine weiteren Kernreaktionen mehr möglich, da die Brennstoffvorräte nun endgültig aufgebraucht sind. Der Stern kann sich nun nur noch zusammenziehen, was das letzte Stadium seiner Lebensspanne einleitetet.
Liegt die Masse eines Sterns unter 10 Sonnenmassen, so verlaufen die letzten Phasen der Entwicklung sehr instabil. Dabei kann es in den verschiedenen Schichten zu Kernreaktionen kommen, die zur Explosion des Sterns als Supernova führen. Die letzten Phasen eines solchen Sterns sind dadurch gekennzeichnet, dass im Kern Protonen und Elektronen dermaßen zusammengepresst werden, dass sie sich zu Neutronen umwandeln, die den Kern zuletzt fast zur Gänze bilden. Durch die Explosion werden die äußeren Schichten zerstört, während es im Kern zu einem Kollaps kommt, der die Dichte noch einmal enorm ansteigen lässt. Die Überreste des Sterns entwickeln sich schließlich zu einem Neutronenstern, der mit extrem hoher Geschwindigkeit rotiert und dabei Signale im Radiofrequenzbereich sendet. Durch die Explosion bewegt sich der Neutronenstern mit einigen hundert km/s durch den Raum.
Ist die Masse eines Sterns jedoch noch höher, werden die Neutronen in einer so unglaublichen Dichte zusammengedrückt, dass es zu einem vollständigen Gravitationskollaps kommt, in dem buchstäblich nichts übrig bleibt als ein so genanntes Schwarzes Loch, ein Ort von unvorstellbarer Gravitation, der nicht einmal das Licht mehr entweichen kann. .
© Matthias Voß