PHYSIK

STERNENTWICKLUNG
Über die Sternentwicklung gibt es zurzeit noch keine endgültigen Aussagen. Es ist aber ziemlich
wahrscheinlich, dass die Sterne in ganzen Gruppen aus der Verdichtung großer kalter Wolken
interstellarer Masse - hauptsächlich Wasserstoff und kosmischer Staub - entstehen. Die Existenz
eines Sternes beginnt mit turbulenten Bewegungen und einer Verdichtung von Materie im
Weltraum. Der Staub dürfte noch von früheren Sterngenerationen stammen. Diese Wolke beginnt
zu rotieren. Überschreitet die Masse einer solchen Wolke einen bestimmten Mindestwert, die so
genannte Jeans-Masse1, so ist ihre Gravitation größer als der von innen nach außen gerichtete
Gasdruck. Dabei muss die Wolke aber mehre hundert Lichtjahre ausgedehnt sein und gleichzeitig
mehrere tausend Sonnenmassen besitzen.
Wenn die Temperatur niedrig genug ist, erreichen die meisten Moleküle nicht die zum Entweichen
aus der Gaswolke notwendige Fluchtgeschwindigkeit, sondern bleiben unter der Wirkung der
Gravitation an die Wolke gebunden. Die Wolke fließt daher nicht auseinander sondern zieht sich
zusammen. Dies hat zur Folge, dass die Wolke kollabiert und örtliche Kondensationen entstehen,
die sich unter späteren Fragmentationen zu Sternen weiterentwickeln. Bei der Kontraktion steigt
die Dichte der Wolke, während die Temperatur zunächst konstant bleibt. Dadurch werden kleinere
Wolken instabil und ziehen sich ebenfalls zusammen. Ein Gebiet, in dem die Bildung neuer Sterne
zu beobachten ist, ist der Orionnebel.
Protosterne:
Diese haben eine sehr geringe Dichte, eine niedrige Temperatur und eine Jeans-Masse von ungefähr
3000 Sonnenmassen. Man vermutet, dass externe Kräfte (Druckwellen, Schockwellen von
Supernovae) zur Verdichtung der Wolke anregen. Dadurch wird die Gravitation stärker, besonders
aber in ihrem Zentrum. Der Druck nimmt zu und es entsteht ein dichter heißer Zentralkörper. Mit
der sich verdichtenden Masse beschleunigte sich die Kontraktion. Die Materie, die sich im Zentrum
ansammelte, ist so groß, dass die bei diesem Zusammenstürzen infolge der riesigen Gravitation, da
die gewonnene Energie in ungeordnete thermische Bewegungsenergie umgewandelt wird,
Temperaturen von 15 Millionen Grad entstehen.
Da die meisten Sterne ungefähr eine Sonnenmasse besitzen, nimmt man an, dass die Wolke in so
viele Sterne zerfällt, wie sie Sonnenmassen besitzt, da Sterne mit sehr vielen hundert
Sonnenmassen relativ instabil sind. Es wäre auch denkbar, dass Teile des Kollapses ihren eigenen
Kontraktionsprozess unterlaufen und in einzelne Schollen oder Fragmente zerfallen. Das Ergebnis
dieser Fragmentationen sind Sternhaufen. Die Fragmentation endet, wenn die Dichte und die
Temperatur so hoch sind, dass eine weitere Verdichtung verhindert wird. Die Entwicklung eines
Protosternes hängt von seiner Masse ab: Ein Stern mit der gleichen Masse unserer Sonne bildet
einen dichten Kern, dessen Masse im Laufe der Zeit zunimmt, da die äußeren Schichten auf den
Kern einstürzen. Besitzt der Stern aber weniger als ein Prozent unserer Sonnenmasse verfällt der
Stern in einen schwarzen Zwerg.
Ungefähr 60 Millionen Jahre nachdem die Wolke sich zusammenzuziehen begonnen hat, ist die
Temperatur bereits so hoch, sie liegt bei ungefähr 10 Millionen Grad Kelvin, dass die Kernfusion
einsetzen kann, weil bei dieser Temperatur die Elektronen durch Stöße von dem Atomkern losgelöst
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werden. Dadurch wird die elektrostatische Abstoßung überwunden. Es entsteht ein Plasma aus
Kernen und Elektronen. Wasserstoff wird in Helium umgewandelt, das den Stern leuchten lässt und
ihn einige Millionen Jahre lang in einem stabilen Zustand behält. Die dabei freiwerdende Energie
hält die für die Fusion erforderliche Temperatur aufrecht. Jedes Gramm Wasserstoff liefert bei der
Verschmelzung ca. 2.000.000 kWh. Sterne mit einer größeren Masse als die unserer Sonne lassen
den Stern sich schneller entwickeln. Seit Beginn der Umwandlung von Wasserstoff zu Helium
beginnt bereits die Altersentwicklung des Sternes.
Rote Riesen:
Nachdem sich der Stern nun einige Milliarden Jahre im Stadium des Hauptreihensterns befunden
hat, kommt er nun in das des Roten Riesen. Damit Wasserstoff in Helium umgewandelt werden
kann, ist eine Temperatur von mindestens 10 Millionen Grad Kelvin nötig. Bei einem Stern mit der
Masse unserer Sonne geht dieser Wasserstoffvorrat aber erst nach ungefähr 10 Milliarden Jahre zu
Ende. Da eine großräumige Durchmischung der Materie fehlt, wird das innere Gleichgewicht des
Sternes gestört. Die Gravitation kann nicht mehr durch den Gasdruck ausgeglichen werden und der
Stern kontrahiert.
Dies passiert bereits, wenn nur 10 bis 15 Prozent des vorhandenen Wasserstoffs verbrannt sind. Die
Temperatur des Kerns steigt dann dermaßen an, dass Helium zu Kohlenstoff umgewandelt wird. Ab
diesem Zeitpunkt gibt es im Stern bereits zwei Bereiche in denen Energie erzeugt wird. Im Kern und
in den äußeren Schichten, wo noch immer Wasserstoff zu Helium verschmolzen wird. Im Laufe der
Zeit wandert die Fusionszone immer weiter nach außen, da sich im Kern immer schwerere Atome
fusionieren. Die Energieproduktion ist inzwischen wieder so hoch angestiegen, dass auch der
Gasdruck steigen konnte und den Stern aufgebläht hat. Die Verwandlung vom Hauptreihenstern in
den Roten Riesen dauert ungefähr 30 Millionen Jahre. Rote Riesen sind ungefähr 100 Mal so groß
wie unsere Sonne. Unsere Sonne erreicht dieses Stadium in voraussichtlich 5 Milliarden Jahren und
dürfte sich bis auf die Erdbahn hinaus aufblähen. Die Dichte eines Roten Riesen ist rund
millionenfach Mal geringer als die eines Hauptreihensternes unserer Sonnenmasse.
Weiße Zwerge:
Nach den 30 Millionen Jahren im Stadium des roten Riesen, ist es dem Stern unmöglich weitere
Energie mittels Kernfusion zu gewinnen. Der deshalb fehlende Gasdruck bewirkt, dass der Stern
kollabiert und in sich zusammenfällt. Die größeren Massen können durch den Elektronendruck nicht
mehr stabilisiert werden und so verdampft ein Teil der Hülle als so genannter planetarischer Nebel.
Der weiße Zwerg selbst ist ungefähr so groß wie unsere Erde, besitzt jedoch eine mittlere Dichte
von einer Tonne pro Kubikzentimeter. Die Dichte ist somit Millionen Mal größer als die einer
Hauptreihensternes unserer Sonnenmasse. Weiße Zwerge sind dafür meistens 100 Mal so klein wie
unsere Sonne.
Dass der Stern nicht weiter in sich zusammenfällt, liegt am Gesetz der Heisenbergschen
Unschärferelation: da den Elektronen weniger Platz zu Verfügung steht, erhöht sich ihre kinetische
Energie, sodass bei Gasen dadurch ein höherer Druck entsteht. Durch die hohe kinetische Energie
der Moleküle bedeutet dies für Gase einen höheren Druck der Elektronen. Die Energie wird also
von der Einsperrung der Elektronen und nicht mehr von der Temperatur bestimmt, und der Druck
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der Elektronen hängt von der Dichte und nicht mehr von der Temperatur ab. Ein Stern mit weniger
als 1,44 Sonnenmassen, der so genannten Chandrasekhar-Grenze2, endet also als weißer Zwerg in
einem Zustand, den man entartete Materie nennt. Besitzt der Stern vor seinem Kollaps mehr als
1,44 Sonnenmassen, kann er auch zu einem Weißen Zwerg verfallen, wenn er vorher einen Teil
seiner Materie abgegeben hat. Man nennt dies Planetarische Nebel. Weiße Zwerge haben eine
dünne Schicht mit wasserstoffreicher Materie. Dieser Stern wird im Laufe der Zeit immer schwächer
und endet letztendlich als Schwarzer Zwerg.
Neutronensterne:
Ein Neutronenstern wird auch als Pulsar bezeichnet, denn er ist eine pulsierende Radioquelle.
Solche Sterne erkennt man sofort an ihrem starken Magnetfeld und ihrer sehr hohen
Rotationsgeschwindigkeit, als folge ihrer Kontraktion. Behält ein Stern nach dem Kollaps über 1,44
Sonnemassen, so wird der Kollaps erst dann gestoppt, wenn eine Dichte von 10 Millionen Tonnen
pro Kubikzentimeter erreicht ist. Die obere Massegrenze für Neutronensterne liegt bei 3
Sonnemassen. Ihre Oberfläche bildet eine feste kristalline Kruste, obwohl der Stern doch bei seiner
Geburt gasförmig war. Womöglich ist auch ihr Kern fest. Neutronensterne haben einen
Durchmesser von 10 bis 20 Kilometer. Die mittlere Dichte liebt bei 10 Millionen Tonnen pro
Kubikzentimeter.
Bei solch einer Dichte vereinigen sich die Elektronen mit den Protonen und bilden Neutronen. Bei
der Kontraktion erhöht sich durch die hohe Umdrehgeschwindigkeit auch das Magnetfeld von
einem Milli-Tesla auf 800 Millionen Tesla. Da das Magnetfeld selbst auch mitrotiert, wird der Stern
zu einem riesigen Dynamo. Die daraus resultierende Spannung von ein Trillionen (10 hoch achtzehn)
Volt reißt die Elektronen aus der Sternoberfläche und beschleunigt sie entlang der Magnetlinien
und es erfolgt eine Synchrotronstrahlung, eine elektromagnetische Strahlung, die von einem
Elektron ausgesandt wird, wenn dieses in einem Magnetfeld bis nahe an die Lichtgeschwindigkeit
beschleunigt wird, diese Strahlung ist stets polarisiert, liegt also in nur einer Ebene, in einem engen
Kegel, der auch mitrotiert. Jedes Mal wenn dieser Kegel auf die Erde gerichtet ist, erhalten wir einen
Radioblitz. Solche Sterne dürften theoretisch keine innere Reibung haben und dürften supraleitend
sein. Der bekannteste Pulsar liegt im Zentrum des Krebsnebels, der ein Überbleibsel einer
Supernova ist, die von chinesischen Astronomen im Jahre 1054 beobachtet wurde. Er wurde auch
1967 als erster Pulsar entdeckt.
Schwarze Löcher:
Hatte ein Stern vor seinem Kollaps mehr als acht Sonnenmassen, so schrumpft er noch kleiner als
ein Neutronenstern zusammen, weil der Druck der Neutronen auch die Gravitation nicht mehr
ausgleichen kann. Der Zusammenbruch ist nicht bis zum Ende zu verfolgen. Der Radius wird kleiner,
die Fluchtgeschwindigkeit erhöht sich dadurch und erreicht schließlich den Kritischen Wert, den
Schwarzschildradius. Der Durchmesser dieses Objektes beträgt 2 bis 3 Kilometer bei einer Dichte
von rund hundert Tonnen pro Kubikzentimeter. Wäre unsere Sonne ein Schwarzes Loch, hätte sie
einen Durchmesser von drei Kilometer. Die Schwerebeschleunigung ist so stark, dass keine Lichtoder Radiostrahlen nach außen dringen können. Das Objekt kann also weder durch ein optisches
Fenster noch durch ein Radioteleskop entdeckt werden. Das Schwarze Loch wurde durch
Röntgenstrahlen nachgewiesen, die dadurch entstehen, dass die Schwerkraft Materie aus
unmittelbarer Nähe angezogen wird, die so genannte Accretion, die so eine hohe Geschwindigkeit
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und Energiequantum erreicht, weil sie durch Reibung Milliarden Grad heiß ist, dass sie
Röntgenstrahlung aussendet.
In Zentren von Galaxien werden Schwarze Löcher vermutet. Im Zentrum des Schwarzen Lochs
herrscht Singularität, dass heißt, es herrscht ein unendlich starkes Gravitationsfeld vor. 1974 bewies
Stephen Hawking, dass Teilchen aus einem Schwarzen Loch austreten können und das Schwarze
Loch schließlich durch eine Explosion Gammastrahlung aussendet. Ein Schwarzes Loch mit der
Größe von acht Sonnenmassen müsste demnach in 10 hoch 71 Jahren verdampfen. Die aus dem
Urknall stammenden Schwarzen Löcher mit einer Masse von 10.000 Tonnen müssten also in der
Gegenwart verdampfen, doch hat man bis heute noch keine Gammastrahlenblitze gefunden.
Das erste Schwarze Loch, das man entdeckte war das Cygnus X-1 im Sternbild des Schwan. Es befand
sich in einem Doppelsternsystem mit dem Blauen Riesen mit der Bezeichnung HDE-226868.
Spektroskopische Untersuchungen zeigten, dass der Überriese von einem unsichtbaren Objekt
umkreist wird, dessen Röntgenstrahlung mit einer Periode von weniger als einer halben Stunde
schwankt. Ein Objekt mit einer solchen Bahnbewegung um einen Überriesen muss eine Masse von
etwa 6 bis 10 Sonnenmassen besitzen. Aus den raschen Schwankungen der Röntgenstrahlen geht
hervor, dass diese weniger als etwa eine halbe Lichtsekunde oder etwa 100.000 Kilometer groß sein
kann. So kompakt und massenreich ist nur ein Schwarzes Loch.
Nova:
Als Nova bezeichnet man den plötzlichen Anstieg der Helligkeit binnen weniger Tage um das
tausend- bis millionenfache eines Sternes. Doch dies ist nur ein kurzes Maximum. Eine Nova gehört
zur Gruppe der Veränderlichen. Nach Erreichen des Maximus, das nur kurze Zeit dauert, setz der
Abfall der Leuchtkraft ein, der zunächst schnell oder langsam oder sehr langsam erfolgen kann, und
sich später meist noch einmal verzögert, und der Stern erreicht nach einige Jahren, gelegentlich
nach Jahrzehnten wieder seine ursprüngliche Leuchtkraft. Die Ausbrüche einer Nova können sich
binnen Jahrhunderten oder Jahrtausenden wiederholen. Nach einigen Jahren kann die
ausgeschleuderte Materie mit einem Teleskop als ständig weiter expandierende Gasschale rings um
den Stern beobachtet werden. Im Spektrum einer Nova befinden sich stark nach blau verschobene
Absorbtionslinien.
Es gibt ca. 2 bis 3 Novae pro Jahrhundert. Der Ausbruch einer Nova wird zurückgeführt auf die
Expansion der oberflächennahen Materie. Man berechnet die Entfernung mittels des Verhältnisses
der Expansionsgeschwindigkeit der Hülle und der Zunahme der Winkelgröße. Eine Nova kommt
meist in Doppelsternsystemen vor, bei der der eine Stern ein roter Riese mit geringer
Schwerebeschleunigung ist, während der andere hingegen ein weißer Zwerg ist, auf den die
Gasmassen überfließen. Der weiße Zwerg fällt wegen der zusätzlichen Masse in einen instabilen
Zustand, weil auch die Kernfusion wieder einsetzt und dadurch eine oberflächennahe
Materienschicht expandiert und es zu einer atomaren Kernexplosion kommt. Es entzündet sich
sozusagen eine Wasserstoffbombe. Novae werden fälschlicherweise 'neue Sterne' bezeichnet, da
man dachte, es entstünden neue Sterne, weil ihre ursprüngliche Helligkeit so viel geringer war.
Supernova:
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Als Supernova bezeichnet man den Vorgang eines massenreichen alten Sternes, dessen
Energiereserven vollständig aufgebraucht sind, der plötzlich um das milliardenfache aufleuchtet.
Die Ursachen für das plötzliche Aufleuchten eines Sternes sind aber bis jetzt noch nicht bis in alle
Einzelheiten bekannt. Die Ursache liegt in einer Instabilität im Inneren des Sternes. Der Stern bricht
unter seinem eigenen Gewicht zusammen. Denn solange die Verschmelzung von Atomkernen im
Zentrum eines Sternes ausreichend viel Wärme freisetzt, kann der dabei erzeugte Druck das
Zusammenstürzen des Sternes unter der Wirkung der eigenen Schwerkraft verhindern. Die
ungeheure Hitzeentwicklung führt zu einem Brennen des Wasserstoffes, das einhergeht mit einem
explosionsartigen Abstoßen der äußeren Schichten. Nach dem Stadium des Roten Riesen fällt der
Stern in den Zustand des Blauen Riesen mit der 80.000fachen Leuchtkraft. Da gewinnt die
Gravitation Oberhand und der Eisenkern schrumpft von 3.000 Kilometer Durchmesser auf 30
Kilometer Durchmesser. Der Energieausstoß ist in wenigen Wochen so hoch, wie der unserer Sonne
in Millionen Jahren. Die Ursache liegt daran, dass ein alter Stern im Inneren in verschiedenen
Schichten schwere Elemente bis hin zu Eisen aufgebaut hat.
Mit Eisen ist der eigentlich stabilste Zustand des Kernes erreicht, dennoch wird noch Silizium
aufgebaut. Eisenkerne können sich grundsätzlich nicht mehr unter Energiegewinn in schwerere
Elemente umwandeln. Dieser Zustand dauert aber nur einige Tage, da Prozesse einsetzen die den
Stern bereits kühlen. Die Atomkerne werden durch energiereiche Photonen gespalten, das
wesentlich zur Kühlung beiträgt, sowie zur Kernsynthese. Zerfällt nämlich nun das Eisen, weil bei
einer Temperatur von 6 Milliarden Grad Kelvin sich die Eisenatome nicht mehr binden können, wird
Energie verbraucht und der Stern fällt sofort zusammen. Diese Kontraktion setzt Energiemassen
frei, die zur Explosion der größten Teile des Sternes führen. Bei einer solchen Dichte stoßen die
Elektronen mit den Protonen zusammen und bilden Neutronen. Weil die Neutronen ungeladen
sind, können sie ungehindert in vorhandene Kerne eindringen und Kerne aus Uran, Blei, etc.
aufbauen. Dabei werden auch Neutrinos frei, die den Kern kühlen und den Druck reduzieren. Der
Kollaps endet schlagartig, und es gibt keine freien Atomkerne mehr. Die weiter hereinstürzende
Materie trifft auf eine sehr harte Kugel und wird zurückgeschleudert. Diese läuft als Stoßwelle nach
außen und reißt die darüber liegenden Schichten mit sich. Neutrinos transportieren 99 Prozent der
freigesetzten Energie. Die Stoßwelle trifft auf die Sternhülle, was zu neuen Kernfusionen führt. Die
Oberfläche erhitzt sich von 3.000 Grad Kelvin auf 200.000 Grad Kelvin. Es gibt einen Röntgenblitz,
der Stern explodiert und ist später dann auch sichtbar. Es bleibt nur der stark verdichtete Kern
zurück.
Je nach Größen in Sonnenmassen des übrig gebliebenen Kernes entwickelt sich dieser entweder zu
einem Weißen Zwerg, einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch. Während der Explosion
werden nur ungefähr 0,01 Prozent als Licht abgeführt. Während der Supernova werden Elemente
aufgrund der Kernsynthese bis hin zum Uran aufgebaut. Diese reichern das interstellare Gas an, und
sind später auf Planeten zu finden. Es gibt ungefähr 10 bis 25 Supernovae pro Jahr, von denen aber
nur eine in 300 Jahren mit dem Auge frei sichtbar ist. Die Überreste einer Supernova fliegen weit in
den Raum hinaus und geben dabei sichtbares Licht, Radiowellen und Röntgenstrahlung ab. Sterne,
die sich später bilden, haben einen höheren Anteil an schweren Elementen als alte Sterne.
Quasare:
Sie wurden 1963 entdeckt, als es möglich war, mit Hilfe von Radio- Interferometern die genaue
Position von bekannten Radioquellen zu ermitteln. Später wurden sie dann auch im optischen
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Bereich gesichtet. Sie sind viel weiter entfernt als Galaxien, 260 Millionen bis 12 Milliarden
Lichtjahre, haben jedoch eine geringe Ausdehnung, sind aber dennoch mehr als hundert Mal
leuchtkräftiger als es Galaxien sind. Sie ändern teilweise ihre Leuchtkraft um maximal drei
Größenordnungen, weshalb sie nur eine Ausdehnung von einigen Lichtjahren haben können.
Vielleicht sind es die Kerne junger Galaxien. Auf Photographien zeigten sich sehr ungewöhnliche,
kaum deutbare Spektrallinien. So bezeichnete man die Objekte als Quasi-Stellare Radioobjekte.
Maarten Schmidt interpretierte diese Spektrallinien in Richtung ungeheurer Rotverschiebungen.
Deutete man diese als Ausdruck der Expansion des Weltalls ergab sich, dass sie sehr weit von uns
entfernt sein mussten. Quasare haben tausendmal mehr Energie als Galaxien und eine sehr starke
Röntgenstrahlung.
Man antwortete darauf, dass Quasare Galaxien mit einem Schwarzen Loch in ihrer Mitte seien, da
so relativ kleine Objekte dermaßen ungeheure Energiemengen freisetzen können. Das Schwarze
Loch zieht Gas an, dies bildet eine ringförmige Scheibe, die Accretion, diese wird heißer und
schneller und sendet Röntgenstrahlen und Radiowellen aus. Starke Magnetfelder erzeugen
Elektronenströme, die längs der Rotationsachse des Schwarzen Loches ausgeworfen werden. Der
Quasar zieht also seine Energie aus der Materie, die vom Schwarzen Loch angezogen wird. der erste
optisch entdeckte Quasar hatte die Bezeichnung 3C-273. Er hatte einen Schwachen Strahl, einen
Jet, der 480 megaparsec entfernt ist und zu den stärksten Radioquellen zählt.
Schönberggrenze: Schönberg entdeckte, dass nur etwa 10 bis 15 Prozent des gesamten
Wasserstoffgehalts im Inneren des Kernes zu Helium verwandelt.
Eine Wolke verdichtet sich nur dann, wenn sie eine bestimmte Masse überschreitet. Dabei ist
eine bestimmte Temperatur und Gasdichte erforderlich. Diese Gesetz wurde von Sir James
Hopwood Jeans (1877-1946), einem englischer Mathematiker und Physiker entdeckt.
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Subrahmanyan Chandrasekhar, geboren 1910 in Indien, Astrophysiker, wies darauf hin, dass
für die Entstehung eines weißen Zwerges die obere Massengrenze bei 1,44 Sonnenmassen liegt.
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