Die Wege der Sterne

Wenn man an einem klaren Abend weit weg von den Lichtern der Großstadt in den Himmel blickt, kann man einige tausend Sterne mit bloßem Auge erkennen und dazu noch ein paar Nebel und Ferne Galaxien.

Diese Sterne bestehen aus Wasserstoffgas, das sich überall im Universum findet, weil es das einfachste Molekül ist, das sich nach dem Urknall gebildet hat. Damit aber ein Stern daraus werden kann müssen gewisse Bedingungen eingehalten werden. So muss die Gaswolke eine Dichte von mehr als hundert Atomen pro cm2 bei einer Temperatur zwischen 50 und 100 Kelvin. Dazu kommt, dass die Wolke so groß sein muss, dass sie unter dem Einfluss ihrer eigenen Gravitation zusammenfällt, wozu mindestens 1000 Sonnenmassen nötig sind.

Begünstigt wird die Sternentstehung aber auch, wenn in der nähe schon Sterne existieren, die das umgebende Gas aufheizen und wegdrücken. Durch diese Kompression wird dann die Entstehung weiterer Sterne in dieser Region begünstigt.

Allerdings sind die meisten Sterne erheblich leichter als 1000 Sonnenmassen, es muss also gründe geben, warum die Gaswolke nicht zu einem einzelnen großen Stern wird. Diesen Vorgang nennt man Fragmentation und er ist auf die Dichtschwankungen innerhalb der ursprünglichen Wolke zurückzuführen. Wenn die Wolke insgesamt kontrahiert kollabieren diese Teilbereiche irgendwann unabhängig, so dass eine Vielzahl von Sternen gleichzeitig entsteht.

Man unterscheidet dabei auch zwischen Sternen erster und zweiter Generation, so entstehen Sterne erster Genaration aus dem Wasserstoffgas des Urknalls und enthalten wenig schwere Elemente, während Sterne der zweiten Generation auch schwerer Elemente enthalten, die in anderen Sternen oder Supernova-Explosionen entstanden sind.

Die jungen Protosterne kollabieren schließlich so lange, bis sich ein Gleichgewicht zwischen Innerem Druck und Gravitation eingestellt hat, die Temperatur hat sich bis hierhin noch nicht wesentlich geändert und es findet auch noch keine Kernfusion statt, die durch den Kollaps freigesetzte Energie kann mehr oder weniger ungehindert in den Weltraum entweichen.

Ein Stern von der Größe der Sonne braucht bis hierhin etwa 50.000 Jahre und sein Kern hätte einen Umfang wie die Jupiterbahn, im Kern befinden sich aber nur 0,5% der Gesamtmasse.

Der Stern fällt weiter zusammen, und die Temperatur steigt auf etwa 2000 Kelvin, dies ist der zweite Schritt der Sternentwicklung. Die Wasserstoffmoleküle werden in ihre Atome aufgespalten und der Kern kollabiert bis aller Wasserstoff aufgespalten ist, dann steigt die Temperatur weiter und der Kollaps stoppt.

Im dritten Schritt wird unsere neue Sonne zu einem Infrarotstern, zunächst ist der Stern nicht sichtbar, weil seine Hülle die Strahlung absorbiert, mit der Zeit wir die Hülle aber aufgeheizt und es kann eine Strahlung von 700 Kelvin beobachtet werden.

Die Hülle verliert Materie und schließlich kann der Kern beobachtet werden und erscheint rechts oben im Herzsprung-Russell-Diagramm (HRD), in dem die Verteilung der Sterne in Abhängigkeit von Leuchtkraft und Temperatur aufgetragen wird.

Im Kern werden die Atome ionisiert, d.h. Atomkerne und Elektronen werden getrennt, die Kontraktion setzt sich weiter fort und die Temperatur steigt weiter an, wenn Druck und Gravitation ein neues Gleichgewicht erreichen kommt auch dieser Prozess wieder zum Erliegen, damit ist die Phase des freien Falls der Materie beendet, der Stern schrumpft jetzt viel langsamer. Diese Phase endet, wenn die Kerntemperatur so weit gestiegen ist, dass das Wasserstoffbrennen einsetzen kann. Zu diesem Zeitpunkt existiert noch kein Gleichgewicht zwischen Wärmetransport und Strahlung. Wenn der Stern schließlich eine äußere Konvektionszone ausbildet überschreitet er im HRD die Hayashi-Linie und bewegt sich auf die Hauptreihe zu, auf der sich alle sonnenähnlichen Sterne - also keine Riesen oder Zwerge - wiederfinden und einen großen Teil ihres Sternenlebens verbringen wobei sie ihren Wasserstoff verbrennen.

Die Sterne bleiben auf der Hauptreihe, bis etwa 12% des ursprünglichen Wasserstoffvorrats verbraucht sind. Unsere Sonne hat etwa 1/3 verbraucht und hat sich schon ein Stückchen von der Hauptreihe entfernt.

Ist der Wasserstoff in Kern schließlich zu Helium geworden setzt sich die Kernfusion in den äußeren Schichten des Sterns fort, von nun an entwickeln sich die Sterne in Abhängigkeit ihrer Ursprungsmasse sehr unterschiedlich.

Ein massenreicher Stern von vielleicht sieben Sonnenmassen wird, nachdem der Wasserstoff im Kern verbrannt ist die Fusion in der Schale fortsetzen und schließlich dazu übergehen auch noch das Helium zu verbrennen, ist das Helium im Kern schließlich auch verbrannt geht auch dieser Prozess in der Schale weiter. Währenddessen kontrahiert der Kern und es wird Kohlenstoff gebildet. Dieser Ablauf verläuft wesentlich schneller als bei unserer Sonne und ist schon nach einigen 10Millionen Jahren abgeschlossen. Im zweiten Teil dieses Ablaufs expandiert der Stern sehr schnell und wird zum Roten Riesen.

Bei einem Stern mit der Masse der Sonne wird der Kern weiter komprimiert und das Wasserstoffbrennen setzt sich in der Schale fort, wobei sich der Stern ausdehnt und ebenfalls zu einem Roten Riesen wird.

Für noch leichtere Sterne existieren noch keine Modelle, da sie sich sehr langsam entwickeln sind aber auch noch keine Sterne dieser Gewichtsklasse im Endstadium zu beobachten.

Wenn schließlich der Brennstoff im Kern verbraucht ist fällt die Hülle wieder zusammen und der Stern schrumpft, eventuell wird der Stern zu einem Planetarischen Nebel, bei dem äußere Sternschichten abgestoßen wurden, oder einer Supernova.

Schließlich erreicht der Stern sein Endstadium, das abermals von seiner Masse zu diesem Zeitpunkt abhängig ist.

Sterne mit bis zu 1,4facher Sonnenmasse werden zu Weißen Zwergen. Schwere Sterne können, wenn sie einen Teil ihrer Masse in den Weltraum pusten ebenfalls zu Weißen Zwergen werden. Eventuell kommt es auch zu einer Zündung des Kohlenstoffs, diese Reaktion zerreißt den Stern, so dass möglicherweise keine Überreste bleiben, sieht man einmal von den schweren Elementen ab, die bei so einer Reaktion entstehen können.

Unterhalb von zwei Sonnenmassen kann sich ein Neutronenstern bilden, bei dem Elektronen in die Atomkerne gedrückt werden und sich zusammen mit Protonen in Neutronen verwandeln, das nennt man inversen Beta-Zerfall. Neutronensterne besitzen Radien in der Größenordnung von lediglich 20km. Diese Neutronensterne entstehen bei einer Supernova, wenn der Kern implodiert und die Schale durch die freiwerdende Energie abgestoßen wird. Einige dieser Neutronensterne werden zu Pulsaren, wahnsinnig schnell rotierenden Objekten, die ihre Strahlung wie ein Leuchtturm periodisch in den Weltraum senden.

Beträgt die Restmasse mehr als zwei Sonnenmassen bildet sich ein Schwarzes Loch, bei dem der Kern dem Gravitationskollaps nicht mehr standhalten kann und so weit kontrahiert, dass der Ereignishorizont oberhalb der Sternoberfläche entsteht, dem dann so gut wie nichts mehr entkommen kann. Die Sonne hätte in diesem Zustand einen Radius von nur noch 3km.


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