Sternentstehung - Sternentwicklung - Endstadien der Sterne

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1 Sternentstehung - Sternentwicklung - Endstadien der Sterne Aus der stark verdünnten interstellaren Materie werden durch gravitationsbedingte Kontraktion innerhalb von bis 100 Millionen Jahren Sterne geboren. Die Sternentwicklung beschreibt die Veränderung des physikalischen Zustands eines Sterns im Laufe der Zeit. Je nach seiner Masse wird er zum Beispiel zu einem blauen Überriesen oder roten Zwergstern und endet als weißer Zwerg, Neutronenstern oder als schwarzes Loch. Bereits die Kontraktion eines Sternes aus der interstellaren Materie ist kein so einfacher Vorgang wie ursprünglich angenommen. Ein selbständiges Zusammenballen von Materie allein mit Hilfe der Schwerkraft geht nur vor sich, wenn eine verhältnismäßig große Masse daran beteiligt ist. Der Betrag der kleinsten Massen, die selbständig weiter kontrahieren, hängt insbesondere von der Temperatur des Gases und der Dichte im Mittelpunkt der Wolke ab. Je niedriger die Temperatur und je höher die Dichte, desto kleinere Massen können sich verdichten. Da die Temperaturen in den neutralen Wasserstoffwolken wohl nur wenig unter 100 K liegen und die Dichten rund Atome/cm 3 betragen, ist es schwer verständlich, wie auf diesem Wege Einzelsterne entstehen sollen. Selbst die massenreichsten Sterne haben nur 100 Sonnenmassen. Viele Sterne bleiben sogar unter 1 Sonnenmasse. Man stellt sich daher heute meist vor, daß die großen Gaswolken aus rund 100 Sonnenmassen später in einzelne Sterne zerfallen, also zunächst einen offenen Sternhaufen oder eine Assoziation bilden (Fragmentation), die sich dann allmählich verstreut. Immerhin können die massereichsten Sterne vom Spektraltyp O unter günstigen Voraussetzungen auch direkt aus der interstellaren Materie entstehen. Wahrscheinlich spielen aber auch bei der Verdichtung der interstellaren Materie noch andere Faktoren eine Rolle. In Betracht kommen Dichtewellen innerhalb des Milchstraßensystems, die auch häufig für die Bildung der Spiralarme der Galaxis verantwortlich gemacht werden (Dichtewellentheorie nach Lindblad, Lin und Shu). Sie führen zu lokalen Verdichtungen des interstellaren Mediums und regen damit zur Sternentstehung an. Ferner könnte man sich auch Stoßwellen, die von Supernovaexplosionen ausgehen und sich durch die interstellare Materie ausbreiten, als Auslöser der Sternbildung denken.. Mit der Kontraktion des Sterns aus der interstellaren Materie nehmen die Zentraltemperaturen allmählich so hohe Werte an, daß erste atomare Kernumwandlungen in Gang kommen. Noch während der Kontraktionsphase, bei Temperaturen zwischen 1 und 5 Millionen K, mögen sich Lithium, Beryllium und Bor zu Helium umwandeln. Doch ab 5 Millionen Kelvin kommt das für alle Sterne so wichtige Wasserstoff-Brennen in Gang. Die Verwandlung von H in He kann auf zwei verschiedene Wege zustande kommen: Der Bethe-Weizsäcker-Zyklus: Auch Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus genannt, da diese beiden Elemente in ihm eine Rolle spielen. Beim Zyklusbeginn stößt ein Kohlenstoffatom vom Atomgewicht 12 mit einem Proton (Wasserstoffatomkern) zusammen und vereinigt sich zu einem instabilen Stickstoffisotop mit dem Atomgewicht 13. Insgesamt 4 Protonen vereinigen sich zu einem Heliumkern. Das am Anfang hineingesteckte Kohlenstoffatom kommt dagegen wieder unverändert zum Vorschein. Es ist also in diesem Umwandlungsprozess ein Katalysator. Die Energieabgabe geschieht entweder in Form von kinetischer Energie der an zwei Stellen des Zyklus herausfliegenden Positronen und Neutrinos, vor allem aber durch Gammastrahlung. Bei derartigen atomaren Reaktionen (hier einer Kernverschmelzung oder Kernfusion) wird nach der aus der speziellen Relativitätstheorie abgeleiteten Formel E=m c 2 Masse in Energie umgewandelt. Für eine einzelne Verwandlung von 4 Wasserstoffkernen in einen Heliumkern

2 gilt: Ein H-Kern hat die Massenzahl 1,008, ein He-Kern 4,004. Da 4 1,008=4,032 ist die Differenz von 0,028 Masseeinheiten (Massendefekt) in Energie umgewandelt worden. Das sind 25 Millionen Elektronenvolt (25MeV) oder Joule. Die einzelnen Schritte dieses Zyklus dauern unterschiedlich lang. Am langsamsten ist im Mittel der Einfang des 3. Protons mit 320 Millionen Jahren, am schnellsten der Zerfall des Sauerstoffs in 82 Sekunden. Die mittlere Gesamtdauer des Zyklus beträgt 336 Millionen Jahre. Doch verlaufen stets zahlreiche Zyklen nebeneinander, so daß eine kontinuierliche und ergiebige Energieerzeugung über Millionen oder Milliarden Jahre hinweg gewährleistet ist. Der Proton-Proton-Zyklus Bei diesem Zyklus reagieren zwei Protonen unmittelbar miteinander und bilden Deuterium, das sich mit einem weiteren Proton zu Helium vereinigt. Das ist noch nicht das normale Heliumisotop, sondern ein Ispotop mit nur 3 statt 4 Kernteilchen (1 Neutron weniger). Je zwei solcher Kerne vereinigen sich dann zu einem Heliumatom unter Abgabe von 2 Protonen, die erneut in den Zyklus hineingesteckt werden können. Die gesamte Energieabgabe beträgt hier 26 MeV oder 4, J. Der Prozeß geht aber noch langsamer vor sich. Der erste Schritt, die unmittelbare Vereinigung von 2 Protonen, beträgt im Mittel 14 Milliarden Jahre. Der zweite Schritt dauert nur 6 Sekunden der dritte 1 Million Jahre. Welcher der beiden Zyklen der ergibiegere ist hängt von der Temperatur ab. Bereits ab 5 Millionen Kelvin ist der Proton-Proton Zyklus wirksam. Bei etwa 15 Millionen K hat ihn der Bethe-Weizsäcker-Zyklus eingeholt und bei einer Temperatur von über 15 Millionen Kelvin überwiegt die Energieausbeute des Bethe-Weizsäcker-Zyklus. Unsere Sonne verwandelt pro Sekunde 4,2 Millionen Tonnen Masse in Energie. In den 4,5 Milliarden Jahren, die die Sonne nun schon existiert, hat sich dieser Massenverlust erst auf drei Promille der Gesamtmasse aufsummiert. Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD) Große Bedeutung bei allen Fragen der Stellarastronomie einschließlich der Probleme der Sternentwicklung gewann in den letzten Jahrzehnten ein Diagramm, das von Hertzsprung und Russel aufgestellt wurde. Auf der Senkrechten wird die absolute Helligkeit in Größenklassen oder die Leuchtkraft in Einheiten der Sonnenleuchtkraft aufgetragen. Auf der Waagrechten finden sich die Spekralklassen. Da es einen Zusammenhang zwischen Oberflächentemperatur und Farbe des Sterns gibt spricht man auch vom Farben-Helligkeits- Diagramm. Deutlich ordnet sich die Mehrzahl aller Sterne auf einer Hauptreihe an, die sich von links oben nach rechts unten erstreckt. Links oben stehen die blauweißen Sterne hoher Leuchtkraft und Masse, in der Mitte die sonnenähnlichen gelben Sterne und rechts unten die roten Zwergsterne. Im oberen rechten Teil des HRD befinden sich die roten Riesensterne (Riesenast). Links unten finden sich noch einige weiße Zwergsterne. Die übrigen Felder des Diagramms sind so gut wie leer. Über die tatsächliche Häufigkeit der einzelnen Sterntypen im HRD kann nur dann etwas ausgesagt werden, wenn man Sterne bis zu einer bestimmten Maximalentfernung in das Diagramm einträgt, da sonst Sterne hoher Leuchtkraft, die bis in große Entfernungen sichtbar sind, gegenüber den schwächeren Sternen bevorzugt werden.

3 Leuchtkraftklassen Leuchtkraftklassen Ia-0 Ia, Ib Iia, Iib IIIa, IIIb Iva, Ivb Va, Vb VI Bezeichnung Über-Überriesen Überriesen helle Riesen normale Riesen Unterriesen Hauptreihensterne (Zwerge) Unterzwerge Spektraltyp Die Sterne werden auch nach ihrem Spektraltyp eingeteilt. Zu feineren Unterteilung werden die Klassen B bis K in je zehn Unterklassen aufgeteilt: O Blauweiße Sterne, sehr helles Kontinuum mit He-H-Linien. B Bläulichweiße Sterne, helles Kontinuum, starke und breite Linien von He und H. A Weiße Sterne, helles Kontinuum, sehr starke H-Linien. Auftreten von Ca-Linien. F Gelbweiße Sterne, Im violetten und blauen Teil des Kontinuums treten zahlreiche Linien auf. Ca-Lineine verstärkt; Metalllinien. G Gelbe Sterne, die Linien werden zahlreicher und feiner. H-Linien treten zurück, Metalllinien hervor. K Gelbrote Sterne, Metalllinien sehr kräftig, erstmals auch Banden von Molekülen. Kontinuum im Violett und Blau sehr schwach. M Rote Sterne, Starke Banden. Kontinuum nur mehr kräftig von Gelb über Rot. Die Zentraltemperaturen der Sterne, die sich auf er Hauptreihe des Herzsprung-Russell Diagramms befinden, sind um so höher je größer die Gesamtmasse ist. Die Leuchtgiganten blau-weißer Farbe sind so heiß, daß bei ihnen der Bethe-Weizsäcker-Zyklus überwiegt. Bei den gelben und roten Zwergsternen, also auch bei unserer Sonne, ist die Proton-Proton Reaktion-Reaktion ergiebiger. In jedem Fall ist aber bei der Energieerzeugung der Hauptreihensterne nur ein verhältnismäßig kleines Kerngebiet maßgebend, das etwa 12 % des ganzen Wasserstoffvorrates umfaßt. Da keine Durchmischung der Materie im Inneren stattfindet, brennt diese Kerngebiet im Laufe der Zeit auf sich allein gestellt aus, ohne die Wasserstoffvorräte in den äußeren Sternbereichen angreifen zu können. Die Masse Leuchtkraft Beziehung der Sterne zeigt nun, daß Sterne hoher Masse viel verschwenderischer mit ihrem Energievorrat umgehen als solche kleinerer Masse eine Folge der höheren Zentraltemperaturen. Ein Stern mit 15 Sonnenmassen leuchtet nicht nur 15 mal heller, sonder mal heller als die Sonne. Die Umsetzung Masse-Energie vollzieht sich also in einem solchen Stern etwa 670 mal schneller als bei der Sonne. Als Folge ergibt sich sofort, daß dieser Stern 670 mal weniger Zeit braucht, bis sein Wasserstoffvorrat erschöpft ist. Der massenreichere Stern hat also eine bedeutend kürzere Lebenserwartung. Umgekehrt ist es bei den massearmen Sternen. Doch ist die Entwicklung eines Sternes mit dem Abschluß des Wasserstoffbrennens im Kern noch nicht beendet. Läßt nämlich die Energieerzeugung im Kern eines Sterns nach und damit auch der Gas- und Strahlungsdruck kommt das innere Gleichgewicht des Sterns in Unordnung. Die Gravitation macht sich in einer Kontraktion des Kerns bemerkbar. Dadurch steigen die Zentraltemperaturen aber weiter auf über 100 Millionen K an. Nun kann auch das inzwischen angereicherte Helium über Beryllium zu Kohlenstoff aufgebaut werden. Der

4 letztere verbindet sich ab 500 Millionen K mit Heliumkernen zu noch schwereren Elementen. Diese liefern weitere Energie. Die Wasserstoffbrennzone setzt sich allmählich in Richtung Sternoberfläche. Die gesamten Energieproduktionen des Sterns sind jetzt bei weitem größer als zu den Zeiten des Wasserstoffbrennens. Wieder ist das innere Gleichgewicht gestört. Der Gasdruck im Inneren des Sterns wächst an und die äußeren Sternschichten werden solange nach außen gedrängt, bis ein neuer Gleichgewichtzustand erreicht ist. Jetzt ist aus den Hauptreihenstern ein roter Riesenstern geworden. Die Dauer der Expansion selbst ist unterschiedlich, dürfte sich aber wiederum bei den massereichen Sternen schneller vollziehen. Unsere Sonne wir ebenfalls ein Riesenstern. Ihr Durchmesser dürfte etwa auf das 44fache anwachsen, also rund 550 Millionen km. Die Oberflächentemperatur beträgt dann 300 Grad Celsius. Die Leuchtkraft ist 10000mal größer als heute. Es werden noch etwa 3,5 Milliarden Jahre bis zu ihrer Verwandlung in einen Roten-Riesen vergehen. Die Oberflächentemperatur der Erde wird dann allmählich so weit ansteigen, daß das organische Leben zu Grunde gehen muß. Die Zentraltemperaturen in den Riesensternen können schließlich auf über 1 Milliarde K ansteigen. Dabei können Elemente bis etwa zum Calcium mit dem Atomgewicht 40 und vielleicht sogar bis zum Eisen (Atomgewicht 46) aufgebaut werden. Rote Riesensterne haben nach ihrer Expansion vorübergehend ein neues Gleichgewichtsstadium gefunden. Es ist aber lange nicht so stabil wie zu der Zeit, als der Stern noch auf der Hauptreihe stand. Bei fast allen roten Riesen sind daher irgendwelche periodische oder unregelmäßige Veränderungen zu beobachten, vor allem in der Helligkeit und im Spektrum. Die grundlegende Theorie stellten bereits Shapley 1914 und Eddington 1919 auf: Expandiert der Stern, sinkt der Druck im Inneren ab. Dadurch sinken aber auch Temperatur und Helligkeit, der Stern wird etwas röter. Nachdem der Stern seinen Maximaldurchmesser erreicht hat, fällt er wieder etwas zusammen, er kontrahiert. Der Innendruck beginnt wieder anzusteigen, die Temperatur ebenso und die Farbe geht gegen Weiß. Irgendwann einmal reichen die Innentemperaturen des Sterns nicht mehr aus, um immer schwerere Elemente unter Energiefreisetzung aufzubauen. Damit sinkt aber auch der Druck der bisher die Gravitation kompensierte. Das innere Gleichgewicht des alternden Sterns kann nicht mehr aufrecht erhalten werden. Der Kern des Sterns muß in sich zusammenfallen. Damit kommt es aber auch zu einer Trennung des dichten Kerns und der immer weiter aufgeblasenen Hülle: die äußeren Sternschichten werden abgestoßen und es entsteht ein planetarischer Nebel. Zurück bleibt im Inneren ein weißer Zwergstern, der freigesetzte Sternkern. Ein weißer Zwerg besteht aus entarteter Materie. Das mechanische Gleichgewicht wird nicht mehr durch den normalen Gasdruck aufrecht gehalten sondern durch den Elektronendruck. Im entarteten Gas mit seiner Dichte um 1 Million g/cm 3 ist der Druck nicht mehr von Temperatur und Dichte, sonder nur mehr von der Dichte abhängig. Im Verlauf von 1-10 Milliarden Jahren kühlt ein weißer Zwerg allmählich aus und wird dann unsichtbar (schwarzer Zwerg). Die meisten Sterne enden als weißer Zwerg. Das erklärt auch ihre gar nicht so geringe Häufigkeit. Berechnungen zeigen aber, daß es für einen weißen Zwerg eine obere Massengrenze bei 1,5 Sonnenmassen gibt (Chandrasekhar-Grenze). Übersteigt die verbleibende Masse des Sterns diesen Wert so geht der Kollaps weiter in einen Neutronenstern.

5 Massereiche ältere Sterne haben in ihrem Inneren einen Schalenaufbau. Außer H und He nach innen hin die im Laufe der Sternenentwicklung aufgebauten schwereren Elemente C, Si und Fe. Bei der Sonne, also einem Stern geringer Masse hört die Kernfusion bereits beim Kohlenstoff auf, für die nächsthöheren Reaktionen sind über 8 Sonnenmassen erforderlich. Schließlich enthält der Sternkern nur noch Fe (und ähnlich schwere Elemente). Es können keine schwereren Elemente aufgebaut werden, da dies nicht energiefreisetzend sondern verbrauchend sein würde. Jetzt können folgende Prozesse ablaufen: - Eine relativistische Entartung führt dazu, daß die Elektronen, deren Druck bei normaler Entartung zuvor zum Ausgleich der Gravitation diente, immer weniger zum Druck beitragen. Es kommt zum Kollaps. - Die Kerne der Fe-Atome werden bei extrem hohen Temperaturen aufgebrochen. Dies verbraucht Energie, der Druck nimmt ab, ein Kollaps folgt. - Protonen lagern energiereiche Elektronen an und es bilden sich Neutronen oder Neon und Magnesium fangen Elektronen an. Es sinkt der Druck, ein Kollaps folgt. Vermutlich dauert der Kollaps nur 0,1 Sekunden. Dabei entsteht eine Stosswelle, die im Inneren reflektiert wird: Die äußeren Sternschichten explodieren, eine Supernova leuchtet auf, ein gasförmiger Überrest nach Art des Crabnebels bildet sich, zurück bleibt ein Neutronenstern. Dieses Szenario gilt für Supernovae vom Typ II. Bei Typ I erfolgt die Explosion eines weißen Zwergsterns. Dieser war Partner in einem Doppelsternsystem. Vom anderen Partner fließt Materie auf den weißen Zwerg über. Schließlich übersteigt die Masse des weißen Zwergen die Chandrasekhar-Grenze. Er stürzt so abrupt in sich zusammen, daß die freiwerdende Gravitationsenergie den Stern völlig zerreißt. Als Überrest sieht man also nur expandierende Gasfetzen. Bleiben beim Zusammenbruch eines Sterns und einer Supernova Typ II mehr als 2,5 Sonnenmassen übrig, fällt der Sternkern zu einem schwarzen Loch zusammen. Sein sogenannter Schwarzschild Radius beträgt bei 1 Sonnenmasse 2,5 km. Bei größeren Massen ist der Radius größer und umgekehrt. Bei 5 Sonnenmassen beträgt der Radius 20 km. Schwarze Löcher sind also so kompakt, daß keine Strahlung oder materielle Teilchen nach Außen dringen. Sie können also nicht beobachtet werden. Der Nachweis schwarzer Löcher ist nur indirekt möglich.