1. Sternentstehung – Das nukleare Feuer beginnt zu brennen.
Sterne entstehen aus interstellaren Gas und Staub – Wolken, die auch als Nebel bezeichnet werden. Bei genauerer Betrachtung von Aufnahmen heller Nebel findet man haeufig kleine dunkle Blasen, die nach ihrem Entdecker, dem amerikanischen Astronmen Bart J. Bo, BOK-Globulen genannt werden. Sie sondern Infrarot und Radiostrahlung aus, die uns anzeigt, dass sie die Geburtsstaaetten von Sternen sind.
Kurz nach Entstehung des Universums, als die Materie noch eine Temperatur von vielen Hunderttausend Grad hatte, konnten keine Sterne entstehen. Mit der zunehmenden Ausdehnung des Weltalls kuehlte der Wasserstoff jedoch ab. Etwa zwei Milliarden Jahre nach dem Urknall entstanden die Protogalaxien, in denen das Gas zu Nebelwolken kondensierte. An einigen Stellen stieg die Dichte des Gases auf eine Konzentration von Milliarden Molekuelen pro Kubikmeter. Diese Dichte, obwohl immer noch weit geringer als die des besten je in einem Labor hergestellten Vakuums, gab der Schwerkraft die Moeglichkeit, die Materie noch weiter zu verdichten.
Waehrend dieses Geschehens heizten sich die Zentren jeder Globule auf, wie die Luft beim Aufpumpen eines Autoreifens. In allen Blasen erreichte die Temperatur Werte, bei denen zunaechst die Molekuele zerlegt und spaeter sogar durch den Verlust der aeusseren Elektronen ionisiert wurden. Mit der Aufnahme neuer Materie stieg der Druck auf die zentralregion noch weiter an.
Dieser Protostern produzierte bereits grosse Energiemengen, obwohl noch keine Kernreaktionen stattfanden. Doch kein sichtbares Licht konnte durch die Gas-und Staubhuelle in seiner Umgebung entkommen, ledigich Infrarotstrahlung vermochte sie zu durchdringen. Gleichzeitig wurde die Lage im Kern des Protosterns kritisch. Hier hatte sich die Dichte milliardenmal verstaerkt und die Temperatur Werte von 10 Millionen Kelvin und mehr erreicht. Die positiv geladenen Wasserstoffatome des Kerns, die nun keine Elektronen mehr besassen, wurden so stark komprimiert, das sie die hohen elekrischen Abstossungskraefte ueberwanden und zusammenstiessen. Aus dem Wasserstoff enstand Helium, aus dem Protostern wurde ein echter Stern.
Jeder Heliumkern besass etwas weniger Masse als der wasserstoff, aus dem er entstanden war. Die verschwundene Masse wurde entsprechend der von Einstein entdeckten Formel E = mc2, in Energie umgesetzt. Beim Versuch dieser riesigen Energiemengen aus dem Kern zu entweichen, stieg die Temp dort noch weiter an. Nur seine grosse Masse verhinderete das er in diesem Stadium explodierte. Als die Strahlung schliesslich den weg nach aussen gefunden hatte, setzte sie die Konvektion in Gang. Das tiefliegende Gas wurde aufgeheizt, stieg an die Oberflaeche kuehlte ab und sank wieder, um den Zyklus von neuem zu beginnen. Der junge Stern blies seine Huelle aus Gas und Staub fort und wurde somit fuer den rest des Universums sichtbar.
Der gleiche Prozess der Sternenentstehung findet auch heute noch unveraendert statt. Die Radioastronomen glauben,
Teile dieses Geschehens in einigen Nebeln, z.B. im Orion, kurz beobachtet zu haben. Doch nicht jede Gas und Staubwolke entwickelt sich zu einem Stern. Besitzt sie zu wenig Masse, genuegt die gravitationkraft nicht, um eine ausreichende Dichte zu schaffen. Die Temperatur steigt nicht ueber den kritischen Wert bei dem die Kerfusion beginnt. Ein „Stern“, der unter diesen Bedingungen dennoch entsteht, wird kaum sichtbar, und nur aufgrund seiner Infrarotstrahlung zu finden sein.
In unserem Bereich der Milchstrasse, besonders in den Spiralarmen, scheint es viele derartige Objekte zu geben. Sie heissen braune Zwerge. Einige der misslungenen Sterne besitzen nur die Groesse des Planeten Jupiter und heissen folglich auch Jupiters. Fertige Sterne tragen Merkmale der Aera, aus der sie stammen. Die ersten nach dem Urknall entstandenen Sterne bestanden aus Urmaterie, Wasserstoff mit einer beimengung von Helium. Spaetere Sternengenerationen entstanden aus Urmaterie, die sich mit den Resten explodierter Sterne vermischt hatte. Sie enthalten auch schwerere Elemente, als Helium, die vor der Explosion im Inneren alter Sterne entstanden waren. Da auch in der Sonne diese Elemente zu finden sind, gehoert sie offensichtlich nicht zu den Sternen der ersten Generation.
Wenn sich an einem Ort mehrere Protosterne entwickeln, entstehen Sterne nicht einzeln sondern in Gruppen. Sie bilden einen von der Gravitaion zusammengehaltenen Sternenhaufen mit einer gemeinsamen Bewegung sowie einer Einzelbewegung, die der gemeinsamen ueberlagert ist.
2. Lebenslauf der Sterne – Wege der Sternentwicklung
Der komplexe Lebenszyklus eines Sterns wird von der Kernreaktion bestimmt. Kurz nach seiner Geburt aus einer Bok- Glo- bule und mit Beginn der Kernfusion in sei- nem Inneren erscheint j eder Stern in der Nahe der Hauptreihe. Der genaue Ort ist abha.ngig von seiner Masse. Sehr kleine Sterne mit etwa einem Viertel Sonnenmasse treten als rote Zwerge vom M Typ auf. Die massereichere Sonne begann ihr Leben auf der Hauptreihe weiter oben, noch schwerere Sterne sogar erst an deren Ende. Alle Sterne verbringen den groessten T’eils ihres Lebens auf der Hauptreihe, dabei verandern sie, solange ihr Wasserstoffvorrat anhaelt, ihre Position nur geringfueig. Im Sterninneren entsteht derweil ein gro- sser Kern aus nicht reaktionsfahiger „Helium- asche“. Wahrend die aeussere Wasserstoffhuelle noch „brennt“, zieht sich dieser Kern zusam- men, seine Temperatur steigt. Jetzt verlaesst der Stern die Hauptreihe.
Die Lebenserwartung eines Sterns sowie seine Position auf der Hauptreihe haengen von seiner Ma,sse ab. Ein schwacher roter Zwerg entwickelt sich so langsam, dass er 2 00 Milliar- den Jahre braucht, bis er die Hauptreihe ver- laesst; die Sonne wird sie nach etwa 20 Milliar- denjahren verlassen . Hat seine Entwicklung einen sonnenahnli- chen Stern von der Hauptreihe weggefuhrt, expandierterbis zum 50fachen seiner bisheri- gen Groesse. Ab dann kuehlt er ab, wird roeter und bewegt sich im HRD daher nach rechts. Mit zunehmender Groesse strahlt er heller, so dass er seine Position im HRD nach oben verla- gert. Es entsteht ein roter Riese.
Zu dieser 7eit besteht das Sterninnere hauptsachlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff, die aus der Verbrennung von Helium hervor- gingen (S. 82-83). Der Stern erreicht seinen letzten Lebensabschnitt. Zunachst nimmt der Energieausstoss ab, und der Stern schrumpft. Das Sterninnere dehnt sich jedoch nochmals aus , so dass der Stern fur kurze Zeit abermals zu einem roten Riesen wird. Doch ploetzlich tritt eine Verandenlng ein: Die in Kernnahe ent- standene Energie stoesst die aeussere Huelle ab, der Stern wird vorubergehend von einem Gasmantel umgeben: Ein planetarischer Nebel ist entstanden. Anschliessend beginnt der Stern zu schrumpfen, bis nur noch ein superdichter Kern uebrigbleibt, in dessen aeusseren Bereichen immer noch Kernfusion stattfindet. Der Stern endet als weisser Zwerg, der langsam auskuehlt und verblasst (S. 88-8j) . Nach dem Eintritt in die Hauptreihe braucht ein sonnenahnlicher Stern etwa zehn Milliar- denJahre, um das Stadium eines roten Riesen zu erreichen. Massereichere Sterne leben kuer- zer, da die Kernfusion hier mit hoeherer Inten- sitaet ablauft. Sterne mit funffacher Sonnen- masse brauchen nur 70 Millionen Jahre, Sterne mit 1.5facher Sonnenmasse sogar nur zehn MillionenJahre, um sich zu roten Riesen zu entwickeln .
3. Der Tod eines Sterns – Wenn der Brennstoff ausgeht
Einige Sterne beenden ihr Leben auf eindrucksvolle Weise: Eine gewaltige Explosion reisst Sie auseinander. Andere erleiden weniger gewaltsame Ruhestoerungen, und Werden im Laufe im Laufe der Jahrmillionen einfach unsichtbar. Welche Faktoren bestimmen die Todesart eines Sterns?
Sobald im Lebenslauf eines Sternes inseinem Inneren die Heliumverbrennung beginnt, verlaesst der Stern die Hauptreihe und faengt an, sich auszudehnen. Er entwickelt sich zu einem Roten Riesen, oder – wenn er sehr massereich ist – zu einem Superriesen. Spaeter verwandelt er sich in einen veraenderlichen Stern. Er stoesst seine aeusseren Huellen ab; und damit entsteht ein planetarischer Nebel, der bereits den nahen Tod ankuendigt.
Der einfachste Fall ist der eines Sterns, wie der Sonne deren Groesse etwa in der Mitte zwischen den Extremen liegt. Ein „normaler“ wie sie fuehrt ein gemaechliches Leben. Zu Beginn seiner Entwicklung zum planetarischen Nebel ist er sehr klein und sehr heiss da er sein Helium bereits verbraucht hat. Nach der Enstehung des Nebels wird der Zentralstern noch kleiner und kuehlt ab.
Etwa um 1920 untersuchte der indische Astrophysiker Chandrasekhar wie sich ein solcher Zentralstern weiterentwickelt und entwarf die Therorie der weissen Zwerge. Er schoss aus der Schrumpfung des Sterns auf eine gewaltige Zunahme der Gravitation im zentrum und somit auf eine hoehere Materiedichte als normal. Derartige Materie bezeichnet man als degeneriert.
Degenerierte Materie war vor der Quantentheorie unbekannt. Normale Materie ist aus Atomen aufgebaut, deren Kerne jeweils von einem oder mehreren Elektronen umkreist werden. Die Anzahl der Elektronen haengt von der art des Atoms ab. Das Pauli-Prinzip besagt das sich in einem gegebenen Raum keine zwei elektronen in dem selben Zustand befinden, Energie, Spin usw. also nicht gleich sein koenne. Die Elektronen sind daher gezwungen verschiedene Energieniveaus einzunehmen; damit sorgen sie fuer ihre raeumliche Trennung ung verhindern gleiczeitig den Kollaps der Atome sowie den Anstieg der Materiedichte, auf mehr als ung. den 90fachen wert des Wassers. Im Sertninneren sind die Atom aufgrund der extrem hohen Temperaturen vollstaendig ionisiert – in Atomkern und Elektronen zerlegt – und koennen daher staerker zusammengepresst werden. Im Inneren eines schrumpfenden Sterns wird die Materie noch mehr komprimiert. Doch nach dem Pauliprinzip befinden sich hier auch keine 2 Elekrtonen im dem selben zustand. Da die Elekrtonen immer dichter zusammengepresst werden, muessen sie ihre Geschwindigkeit unablaessig steigern, so bauen sie einen Druck auf, der dem Druck der Gravitation entgegenwirkt.
Bei Sternen mittlerer Masse (bis zu 1.4 Sonnenmassen), wird der Elektronendruck hoch genug um im Zentrum eine Verdichtung auf mehr als eine Tone pro Kubikzentimeter ( 10000 x dichter als dichteste Materie auf der Erde) zu verhindern. Dieser ZUstand ist das erste Stdium der Entartung, der Druck im Sterniineren heisst Entartungsdruck.
ZU diesem zeitpunkt hat der Stern seine Huelle bereits in den Raum geschleudert. Das Inner liegt frei, und sist so heiss das es weiss leuchtet. Der Stern lebt nun als weisser Zwerg weiter dessen Temp. nicht mehr fuer den Ablauf komplexer Kernreaktionen ausreicht. Er leuchtet nur durch Abgabe der in seinem Inneren noch vorhanden Energie, so dass er langsam abkuehlt, erblasst und sich schliesslich zu einem schwarzen Zwerg entwickelt.
Beobachtungen haben die Existens weisser Zwerge tatsaechlich bestaetigt. 1844 fuehrte man die Taumelbewegung des Sirius auf einen unsichtbaren Begleiter zurueck, dieser Begleiter Sirius B wurde 1862 entdeckt. Aus seiner Anziehungskraft auf Sirius berechnete man seine Masse die etwa der sonne entsprach. Da Untersuchungen des Lichts von Sirius B jedoch max. auf einen %fachen erddurchmesser schliessen liessen handelt es sich hier um einen weissen Zwerg. Seither wurde 100derte weisser Zwerge entdeckt. Wie oben bereits dargestellt laeuft dieser Vorgang bei allen Sternen mit max. 1.4 facher Sonnemasse ab (diese Zahlen nennt man Chandreskahrlimit). Liegt der Stern ueber dieser Grenze steigt die Temeratur in seinem Kern so hoch das neue komplexere Kernreaktionen ablaufen, in deren Verlauf selbst so schwere Elemente wie Eisen entstehen. Sobald dert Kern jedoch vollstaendig in Eisen umgewandelt ist, sind keine weiteren Kernreaktione zur Energiegewinnung mehr moeglich. Der Druck der den Zusammenbruch verhindert kann nicht laenger aufrecht erhalten werden. Die Gravitationskraft eines solches Sterns ueberwindet sogar den Entartungsdruck der Elektonen; es kommt zu einem katastrophalen Zusammenbruch; nachdem der Kern eine vielfach hoehere Dichte auf weist als ein weisser Zwerg. Elektronen und Protonen prallen zusammen und bilden Neutronen; es entsteht Neutronengas.
Der Kern schrumpft solange bis die geschwindigkeit der Neutronen einen ausreichenden Entartungsdruck aufgebaut hat und einen weiteren ZUsammensturtz verhindert. Da Neutronen etwa 2000mal schwerer sind als Elekronen, kann Neutronengas einen wesentlich hoeheren Druck aushalten als Elektronengas. Der kern befindet sich jetzt in einem superdichten Zustand.
Der ZUsammenbruch des Kerns loest eine Supernovaexplosion aus, es gibt jedoch ein weiteres KOllapsstadium, das nur die massereichsten Sterne mit ueber 5facher Sonnemasse erreichen. Bei ihrem Zusammenbruch durchschaegt die Gravitationskrfat der aeusseren materie sogar den dichten Neutronenkern. Auch wenn ihre Huelle in einer Supernovaexplosion weggeschleudert wird, bleibt ein dunkler rest des Kerns uebrig. Da sich weder Materie noch Energie von diesem Stern entfernen koenne entsteht ein schwarzes Loch. IM Jahre 1054 beobachteten chin. Astronomen das ploetzlich ein neuer Stern im Sernbild Stier aufgetaucht war. Erleuchtete so hell das er sogar am Taghimmel sichtbar blieb. Es handelt sich hier um die erste aufgezeichnete Explosion einer Supernova deren Reste heute, den Crabnebel bilden. Seit 1604 konnte in unserer Milchstrasse keine so helle Supernova mehr beobachtet werden. Inanderen Galaxien hat man jedoch schon 100derete entdeckt.
Supernova TYP 1 tritt auf, wenn ein Mitglied eines Doppelsternsystemes ein weisser Zwerg ist. Der weisse Zwerg nimmt die Materie aus den aeusseren Schichten seines Begleiters auf, die beim Aufprall verbrennt. Der weisse Zwerg wird dadurch vernichtet.
Eine Supernova vom Typ 2 tritt auf, wenn ein Einzelstern ploetzlich zusammenbricht. Aus Berechnungen weiss man das der Stern am Ende seines Lebens im Kern Eisen produzierte. Der Eisenkern zerfiel wieder in leichtere Elemente, und Elektronen und Protonen verbanden sich zu Neutronen. Der Kern entwickelte sich zu einem Neutronenstern. Aufgrund des Eigengewichts stuerzt der Rest der Sternmaterie auf den Kern und strahlte Energie ab.