Die Sterne

Gravitation ist die beherrschende Kraft für alle Objekte im Weltall, die deutlich größer sind als Moleküle. Sie zieht Materie zusammen und wirkt damit der allgemeinen Expansion des Weltalls entgegen.

Sterne leuchten deshalb, weil sie Energie abstrahlen, die in ihrem Innern durch Kernfusion freigesetzt wird. Irgendwann ist dieses Kernbrennmaterial erschöpft, und der Stern muss sich deshalb zu einem anderen Stadium hin entwickeln. Die Zeitskalen der Sternentwicklung liegen zwischen einigen hunderttausend und einigen Milliarden Jahren. Daraus ist ersichtlich, dass man die Entwicklung eines einzelnen Sterns nicht direkt beobachten kann. Die Theorie der Sternentwicklung baut auf physikalischen Modellvorstellungen über das Sterninnere auf. Sie liefert eine hinreichend genaue Beschreibung der Entwicklung jedes einzelnen Sterns und kann durch die Beobachtung von Sternen, die sich in den jeweiligen theoretisch berechneten Entwicklungsphasen befinden, nachgeprüft werden.

Sterne entstehen in Gas- und Staubwolken (interstellare Materie). Eine große Wolke kann sich aufgrund ihrer eigenen Gravitation zusammenziehen. Im Laufe der Zeit zerfällt sie in einige hundert kleinere Wolken, von denen sich jede einzelne weiter zusammenzieht und so weit aufheizt, dass sie sich schließlich zu einem Protostern entwickelt. Protosterne sind rot gefärbt, und man kann sie im infraroten Wellenlängenbereich beobachten. Man findet sie in denjenigen Bereichen des Milchstrassensystems, in denen vermehrt Gas und Staub auftritt. Ein Protostern zieht sich unter seiner eigenen Gravitation weiter zusammen, bis er schließlich in seinem Zentrum heiß genug ist (etwa 15 Millionen Kelvin), um die Verschmelzung von vier Wasserstoffkernen zu einem Heliumkern (Kernfusion) in Gang zu setzen. Sobald dies geschehen ist, ziehen sich seine Randbereiche ebenfalls enger um ihn zusammen. Jetzt sieht er aus wie ein normalen Stern, aber mit einer etwas zu blauen Farbe. Sterne in diesem Zustand bezeichnet man als T Tauri-Sterne.

Sobald das Wasserstoffbrennen im Zentrum eines Sterns in Gang gesetzt ist, nimmt der Stern eine stabile Gestalt an. Seine Gravitation und die Strahlung aus seinem Zentrum erreichen ein Gleichgewicht kommen und seine Kontraktion beenden. Diesen Zustand bezeichnet man als hydrostatisches Gleichgewicht. Es ist der längste Abschnitt in der Entwicklung eines Sterns. Die Astrophysiker sagen, der Stern befindet sich jetzt auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Trägt man die Leuchtkraft der Sterne gegen ihre Oberflächentemperatur (oder den Spektraltyp) auf, so liegen die meisten Sterne liegen auf einer Linie, die diagonal von links oben nach rechts unten verläuft. Diese Linie nennt man "die Hauptreihe". Am oberen Ende der Hauptreihe finden wir die weiß-blauen O-Sterne; unterhalb setzt sich die Reihe mit B, A, F, G, K, M fort. Beispiele für O-Sterne sind die Komponenten Theta Orionis, des berühmten "Trapezes" im Orion. Die hellsten blauen Mitglieder des Orions sind typische B-Sterne. Sirius ist ein A-Stern und Procyon gehört zur Klasse F. Um einen G-Stern zu sehen, brauchen wir nicht weiter als bis zur Sonne zu schauen. K- und M-Hauptreihensterne besitzen nur sehr geringe Leuchtkräfte und fallen daher nicht weiter auf, obwohl sie den häufigsten Sterntyp darstellen. Der hellste Haupreihenstern ist Tau Ceti. Mit bloßen Auge ist kein einziger M-Hauptreihenstern beobachtbar; Barnards Pfeilstern sei hier als Beispiel genannt.
Hauptreihensterne sind in ihren Eigenschaften sehr ähnlich. Die Sonne bleibt etwa 10 Milliarden Jahre in diesem Zusand, von denen bereits die Hälfte vergangen sind. Die Unterschiede zwischen den Sternen kommen durch deren unterschiedliche Massen zustande. Massereiche Sterne unterscheiden sich wesentlich von sehr massearmen Sternen. Der Massebereich ist relativ groß. Massereiche Sterne sind stärker blaugefärbt, bis zu 100000 mal heller als unsere Sonne und haben eine Lebenserwartung von nur ein paar Millionen Jahren. Die massereichsten Sterne besitzten etwa 100 Sonnenmassen. Oberhalb dieser Masse ist ein Stern nicht mehr sehr stabil.
Die masseärmsten Sterne enthalten weniger als ein Zwanzigstel der Sonnenmasse. Unterhalb dieser Masse wird ein Stern nicht heiß genug, um die Kernfusion in Gang zu setzen; er wird zu einem Braunen Zwerg. Diese extrem massearmen Sterne sind so schwach, dass sie nur sehr schwer zu finden sind. Ihre Leuchtkraft beträgt nur ein ein hunderttausenstel der Sonnenleuchtkraft. Da diese Sterne aber extrem sparsam mit ihren Energiereserven umgehen, haben sie eine sehr hohe Lebenserwartung.

Die Struktur eines Sternes wurde in den zwanziger Jahren unseres Jahrhunderts von Sir A. Eddington berechnet. Sie kann als eine mathematische Funktion dargestellt werden und ist für alle normalen Sterne gleich. Der innere Aufbau eines Hauptreihensterns hängt von seiner Masse ab. Massereiche Sterne haben einen konvektiven Kern (d.h. der Energietransport im Kern efolgt durch Konvektion) und einen Mantel, in dem der Energietransport mittels Strahlung erfolgt. Masseärme Sterne wie die Sonne besitzen einen Kern, in dem der Energietransport mittels Strahlung erfolgt und einen konvektiven Mantel. Die Konvektion im Kern eines massereichen Sterns führt zu einer homogenen Zusammensetzung innerhalb des Kerns und bestimmt Einzelheiten der nächsten Entwicklungsphase. Irgendwann geht der Wassserstoffvorrat im Kern eines Sterns zu Ende. Wenn die zentrale Energiequelle erschöpft ist, zieht sich der Kern unter seiner eigenen Gravitation zusammen und heizt sich weiter auf, bis die Wasserstoff-Fusion in einer kugelsymmetrischen Hülle um den Kern, in der sich noch ausreichend viel Wasserstoff befindet, einsetzen kann ("Wasserstoff- Schalenbrennen"). Wenn dies eintritt, expandieren die äußeren Bereiche des Sterns beträchtlich und kühlen sich dabei bis auf ca. 3000 bis 4000K ab. Sterne mit dieser Oberflächentemperetur haben eine rote Farbe. Man sagt, der Stern ist zu einem Roten Riesen bzw. einen Roten Überriesen geworden. Die Entwicklungsdauer bis zum Stadium eines Roten Riesen hängt von der Masse ab. Ein massearmer Stern entwickelt sich allmählich parallel bis zur Erschöpfung des Wasserstoffvorrats, die vom Zentrum nach außen voranschreitet, zu einem Roten Riesen. Ein massereicher Stern erreicht schnell das Rote-Riesen-Stadium, weil der Wasserstoff im gesamten konvektiven Kern gleichzeitig zu Ende geht. Rote Riesen kann man wegen ihrer großen Leuchtkraft noch in großer Entfernung beobachten. Die Zentraltemperatur bei Roten Riesen erreicht 100 Millionen Kelvin, und im Kern setzt die Verschmelzung von Helium zu Kohlenstoff ein.
Bei massearmen Sternen beginnt diese Heliumfusion plötzlich (Helium-Flash); der Stern verringert seinen Radius und wird zu einem stärker blaugefärbten und schwächeren Stern. Anschließend kann er sich wieder zurück zu einem Roten Riesen entwickeln. Bei massereichen Sternen setzt die Heliumfusion allmählich ein, und der Stern bleibt ohne Unterbrechung ein Roter Riese.

Nachdem das Helium im Kern zu Kohlenstoff verschmolzen ist, zieht sich der Kern des Sterns erneut zusammen und heizt sich weiter auf. Bei massearmen Sternen steigt die Zentraltemperatur nicht weit genug an, um die Kohlenstoff-Fusion in Gang zu setzen. Die äußeren Bereiche des Sterns kontrahieren und kühlen anschließend ab, so dass der Stern zu einem Weißen Zwerg wird. Mit großer Wahrscheinlichkeit stößt der Weiße Zwerg, noch bevor er sich merklich abgekühlt hat, seine äußeren Bereiche in Form eines planetarischen Nebels ab. Es gibt zahlreiche Weiße Zwerge; man kann sie jedoch wegen ihrer geringen Helligkeit nur schwer beobachten.

Bei massereichen Sternen führt die Kontraktion des Kohlenstoffkerns zu weiteren Formen der Kernfusion, bei der immer schwerere Elemente bis hin zum Eisen aufgebaut werden. Ist dieser Punkt erreicht, kollabiert der Kern mit größter Wahrscheinlichkeit explosionsartig (Gravitationskollaps). Die Explosion findet jedoch nicht im Zentrum, sondern außerhalb statt. Nach dem dritten Newtonschen Axiom (Kraft = Gegenkraft) muss die Explosion, die mehrere Sonnenmassen Materie mit Geschwindigkeiten von vielen tausend km/s nach außen schleudert, auch einen entsprechend großen Stoß nach innen auf den Kern ausüben. Durch diese Implosion wird der ohnehin schon außerordentlich dichte, Weiße-Zwerg-ähnliche Kern noch weiter zusammengepresst. Schließlich verschmelzen die Protonen und Elektronen zu Neutronen und bilden einen Neutronenstern. Möglicherweise entstehen bei einigen Supernovae auch Schwarze Löcher.

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