Von der Geburt, dem Leben und Tod der Sterne
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Von der Geburt, dem Leben und Tod der Sterne Wolfgang Jais 14. Juni 2006 INHALTSVERZEICHNIS 1 Inhaltsverzeichnis 1 Sternentstehung 1.1 Bildung von Sternen in Interstellaren Gaswolken 1.2 Gravitationsinstabilität interstellarer Wolken . . 1.3 Protosternphase . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.4 T Tauri Sterne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.5 Herbig Ae/Be-Sterne . . . . . . . . . . . . . . . . 1.5.1 Braune Zwerge . . . . . . . . . . . . . . . 2 Energieerzeugung in Sternen 2.1 Startreaktionen . . . . . . . . . . . . . . . . 2.2 Hauptfolgereaktionen . . . . . . . . . . . . . 2.2.1 Proton-Proton-Reaktion I . . . . . . 2.2.2 Proton-Proton-Reaktion II . . . . . 2.2.3 Proton-Proton-Reaktion III . . . . . 2.3 3 Weitere Reaktionen . . . . . . . . . . . . 2.3.1 Proton-Elektron-Proton-Reaktion . . 2.3.2 Helium-Proton-Reaktion . . . . . . . 2.3.3 2 Asche . . . . . . . . . . . . . . . . 2.4 Bethe-Weizsäcker-Zyklus . . . . . . . . . . . 2.5 Helium-Blitz . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.6 Drei-Alpha-Prozess . . . . . . . . . . . . . . 2.6.1 Voraussetzungen . . . . . . . . . . . 2.6.2 Ablauf des Drei-Alpha-Prozesses . . 2.6.3 Folgereaktinen . . . . . . . . . . . . 2.6.4 Asche . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.7 Typische Sterne mit 1-4 Sonnenmassen . . . 2.7.1 Pulsierende Sterne . . . . . . . . . . 2.7.2 Cepheiden . . . . . . . . . . . . . . . 2.7.3 RR Lyrae-Sterne und δ Scuti-Sterne 2.7.4 Mira-Sterne . . . . . . . . . . . . . . 2.7.5 Eruptive Veränderliche . . . . . . . . 2.7.6 Novae . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.8 Kohlenstoffbrennen . . . . . . . . . . . . . . 2.8.1 Reaktionen . . . . . . . . . . . . . . 2.8.2 Ablauf . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.9 Neonbrennen . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.9.1 Ablauf . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.10 Sauerstoffbrennen . . . . . . . . . . . . . . . 2.10.1 Ablauf . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.11 Siliziumbrennen . . . . . . . . . . . . . . . . 2.11.1 Ablauf . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 3 4 5 6 6 7 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7 7 8 8 9 9 9 10 10 10 10 12 12 12 12 13 13 14 14 14 15 15 15 16 16 16 17 17 18 19 19 19 20 INHALTSVERZEICHNIS 3 Endstadien von Sternen 3.1 Planetare Nebel und Weiße Zwerge 3.2 Supernovae . . . . . . . . . . . . . 3.3 Neutronensterne . . . . . . . . . . 3.3.1 Pulsare . . . . . . . . . . . 3.3.2 Magnetare . . . . . . . . . . 3.3.3 Schwarze Löcher . . . . . . 3.4 Kataklysmische Veränderliche . . . 2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21 22 22 23 23 24 24 24 1 STERNENTSTEHUNG 1 3 Sternentstehung Unter einem Stern versteht man einen selbstleuchtenden, aus Plasma bestehenden Himmelskörper dessen Strahlungsenergie im Inneren durch die Kernfusion aufgebracht wird. Aber auch die kompakten Endstadien der Sternentwicklung, wie Weiße Zwerge und Neutronensterne werden zu den Sternen gezählt, obwohl sie nur mehr aufgrund ihrer Restwärme Strahlung abgeben. Der uns nächste und deshalb am besten erforschte Stern ist unsere Sonne. Ohne ihre Strahlung wäre Leben auf der Erde nicht möglich. Aber erst im 20.en Jahrhundert erkannte man, wie die Sterne ihre Energie im Inneren erzeugen. Früher wurde der Begriff Fixstern zur Abgrenzung gegenüber den Wandelsternen (heute Planeten) verwendet. Aber auch die Fixsterne bewegen sich messbar am Himmel. Deshalb werden in einigen zehntausend Jahren die heutigen Sternbilder nicht mehr erkennbar sein. Am gesamten Himmel sind etwa 6000 Sterne mit bloßem Auge erkennbar. Der Anblick dieser strukturlosen Punkte am Himmel täuscht leicht darüber hinweg, daß sich Sterne nicht nur bezüglich ihrer Entfernung, sondern auch hinsichtlich ihres Spektrums, Volumen und Lebensdauer immens unterscheiden. 1.1 Bildung von Sternen in Interstellaren Gaswolken Ein großer Anteil der Sterne ist im Frühstadium des Universums vor über 10 Milliarden Jahren, als das Universum nach dem Urknall weit genug abgekühlt war, entstanden. Aber auch heute entstehen in den Gasnebeln noch Sterne. Die Sternbildung stellt keinen abgeschlossenen Prozess dar, sondern einen Vorgang, der immer noch andauert. Sterne entstehen simultan und in größeren Verbänden aus Gaswolken, welche den Raum zwischen den Sternen ausfüllen. Diese interstellaren Molekülwolken bestehen zum Großteil aus Wasserstoff und Helium, also aus Materie, die teilweise noch vom Urknall, von bereits explodierten Sternen, vom gewöhnlichen Sternwind oder von planetaren Nebeln stammt. Da aber für die Sterngeburt mehr Materie gebraucht wird, als später beim Tod des Sterns an das interstellare Medium zurückgegeben werden kann, nimmt die Menge der zur Sternbildung benötigten Materie und damit die Sternentstehungsrate mit der Zeit ab. 1 STERNENTSTEHUNG 1.2 4 Gravitationsinstabilität interstellarer Wolken Wie man aus der Wr̈melehre weiß, füllt jedes Gas das ihm zur Verfügung stehende Volumen gleichmäßig aus. Dies gilt allerdings nur unter Laboratroiumsbedingungen. Die großen Gaswolken im Kosmos neigen dazu sich zusammenzuziehen und Sterne zu bilden. Unter welchen Bedingungen ist dies nun der Fall? Bei einer gegebenen Temperatur T hat ein Molekül der Gaswolke die mittlere kinetische Energie 23 kT . Bei tiefen Temperaturen erreichen die meisten Moleküle nicht die zum Entweichen aus der Gaswolke notwendige Fluchtgeschwindigkeit vF . Die Gaswolke breitet sich somit nicht im Raum aus, sondern beginnt zu kontrahieren. Es entstehen Sterne, falls folgende Bedingung erfüllt ist. mvF2 3 γmM kT < = (1) 2 2 R R ist der Radius, M ist die Masse der Gaswolke und m die Molekülmasse. Ist die Dichte des Gases gleich ρ, so folgt aus der obigen Ungleichung 3 γmM γm 4π 3 kT < = ( ρR ) 2 R Rs 3 9 kT R> 8π γM ρ (2) (3) Betrachten wir beispielsweise interstellaren Wasserstoff mit T = 100K, kg m = 1.7 · 10−27 kg, ρ = 10−20 m 3 , so folgt: R > 6.7 · 1017 m Nur wenn die Gaswolke mehrere hundert Lichtjahre ausgedehnt ist und eine Mindestmasse von M = 6300M aufweist, können sich Sterne bilden. Diese Masse ist viel größer, als die eines einzellen Sternes. Aus diesem Ergebnis lässt sich schließen, daß je kühler und dichter eine Gaswolke ist, umso massenärmere Gaswolken gravitationsinstabil werden können. Im Allgemeinen betragen die Massen solcher Wolkenkomplexe zwischen Tausend und einer Million Sonnenmassen. Die aus diesen Gaswolken entstehenden Sterne bilden sich in ganzen Haufen, sogenannten Assoziationen, meist unweit von dichten interstellaren Wolken. 1 STERNENTSTEHUNG 5 Beim Kollaps einer Gaswolke spielt die sogenannte thermische Instabilität eine wesentliche Rolle. Während der Kontraktion der Wolke wird die Materie komprimiert und heizt sich dadurch auf. Durch die höher werdende Temperatur würde aber auch der Gasdruck steigen und somit der Gravitationskollaps zum Erliegen kommen. Dies ist jedoch deshalb nicht der Fall, weil die thermische Energie der Molekülwolke im Infrarotbereich nahezu ungehindert abstrahlen kann, wodurch die Wolke natürlich gekühlt wird. Man bezeichnet diesen Zustand als thermische Instabilität. Durch das Anwachsen der Gravitationskräfte während der Kontraktion der Wolke (die inneren Druckkräfte werden ja durch intakte Kühlung mehr oder weniger konstant gehalten) erhalten bereits vorhandene Materiekonzentrationen genug Masse, um eigenständig zu kollabieren. Der Wolkenkomplex zerfällt somit in zahlreiche Teilfragmente mit Massen zwischen 0.1 bis 100 Sonnenmassen. Aus diesen Fragmenten werden sich später Sterne bilden. Mit fortschreitendem Kollaps steigt die Materiedichte im Zenrum eines Fragments, sodass die Kernbereiche der Massezentren für die Aussendung der thermischen Eigenstrahlung undurchlässig werden. Dadurch versagt dort der Kühlmechanismus und der Kern beginnt sich aufzuheizen. Der Gasdruck steigt und verhindert die weitere Kontraktion. Hiermit ist das Ende des Prozesses der Fragmentbildung erreicht und wir erhalten ein protostellares Objekt, einen Protostern. Das interstellare Magnetfeld ist während der Fragmentation von enormster Wichtigkeit, da es verhindert, daß der sich bildende Stern (infolge der Drehimpulserhaltung) eine Rotationsgeschwindigkeit erreicht, die ihn aufgrund der Zentrifugalkraft zerreißen würde. Ist die Masse des kollabierenden Fragments zu groß, so überwiegt die Zentrifugalkraft gegenüber der Gravitation; es kann kein stabiler Stern entstehen. Dadurch, aber ebenso wegen der im späteren Verlauf der Sternentwicklung einsetzenden Schwingungsinstabilitäten, sind die Massen der Sterne auf maximal 90 Sonnenmassen begrenzt. 1.3 Protosternphase Das Zentralgebiet eines neugeborenen Sterns - sein Kern - erreicht durch das Ansteigen des Strahlungsdrucks das hydrostatische Gleichgewicht. Das bedeutet, daß die gravitativen Kräfte durch den entgegengesetzten Strahlungsdruck kompensiert werden. Nunmehr beträgt die Temperatur eines neuen sich bildenden Sternes etwa 100 Kelvin. Durch langsame Kontraktion steigt die Temperatur im Inneren. Bei etwa 2000 Kelvin beginnt der molekulare Wasserstoff langsam zu dissoziieren. Dadurch reduziert sich der Druck im Kern wieder etwas und hat einen kurzeitigen Kollaps des Kernbereichs zur Folge. Ein weiterer Kollaps ergibt sich wenn der Wasserstoff bei 1 STERNENTSTEHUNG 6 überschreiten einer Temperatur von 10000 Kelvin zu ionisieren beginnt. Bei Ionisation entledigt sich das Wasserstoffatom seines Elektrons, als Überrest bleibt lediglich der H-Kern, welcher aus einem Proton besteht. Aus der Hülle fällt noch während einiger Millionen Jahre Materie auf den Kern des Protosterns, wobei deren kinetische Energie beim Aufprall an der Akkretionsfront in thermische Energie und Strahlung umgesetzt wird, welche die den Protostern umgebende Hülle infolge von Absorbtion aufheizt und im infraroten Spektralbereich strahlen lässt. Die Vor-Hauptreihen-Phase ist ein weiteres Stadium in der Sternentwicklung. Der Protostern hat eine noch zu niedrige Zentraltemperatur, um die Kernfusion in Gang zu setzen. Die weitere Entwicklung wird wesentlich von der Sternmasse bestimmt. Man unterscheidet hier die massearmen T-Tauri-Sterne und die masereichen Herbig Ae/Be Sterne. 1.4 T Tauri Sterne Dieser Sterntyp benannt nach dem Prototypen T Tauri (im Sternbild Stier), weist einen großen Durchmesser und damit eine relative kühle Oberfläche auf. Durch die verhältnismäßig kleine Masse (weniger als 3 Sonnenmassen) ergibt sich insgesamt eine sehr geringe Dichte.Der Stern kontrahiert weiterhin, um so durch das Erzeugen von Kompressionswärme eine Abkühlung zu verhindern. Durch des Gegenspiel von Gravitationskraft und innerem Druck entstehen im Kern höhere Temperaturen. Mit übersteigen einer Zentraltemperatur von 10 Mio. Kelvin setzt die Kernfusion in Form des Wasserstoffbrennens ein. Der Energietransport erfolgt durch Strahlung. Da sich aber später der Einfall von Materie auf den Stern beträchtlich reduziert und sich dadurch die zusätzliche Aufheizung der Sternoberfläche stark verringert, bildet sich infolge des steileren Temperaturgefälles zwischen Kern und Oberfläche eine Konvektionszone. Der Energiehaushalt dieser jungen Sterne befindet sich immer noch in Unruhe. Dies zeigt sich in starken Helligkeitsschwankungen, deren Ursache aber bis heute noch nicht geklärt sind. 1.5 Herbig Ae/Be-Sterne Die Kontraktion erfolgt bei diesen Sternen, da sie Massen von über 3 Sonnenmassen besitzen aufgrund stärkerer Gravitationskräfte wesentlich schneller. Auch zündet die Kernfusion bei den Herbig Ae/Be-Sternen früher. Sie besitzen höhere Leuchtkräfte als T-Tauri Sterne, sind aber ebenfalls von vergleichbar hohen Massenverlustraten gekennzeichnet. Vor-Hauptreihensterne weisen oft sogenannte Jets auf, die entlang der Rotationsachse des Sterns in entgegengesetzte Richtungen zeigen. Diese Jets 2 ENERGIEERZEUGUNG IN STERNEN 7 stellen energiereiche Masseausströmungen dar und tragen in großem Maße zum Massenverlust junger Sterne bei. Leider sind die physikalischen Ursachen dieses Phänomens noch weitestgehend ungeklärt. 1.5.1 Braune Zwerge Besitzt ein Protostern eine Masse von weniger als 0.08 Sonnenmassen, so kann die durch Gravitation verursachte Aufheizung des Kerns niemals die zur Fusion nötige Grenztemperatur überschreiten. Derartige Sterne können sich niemals zum Hauptreihenstern entwickeln. Das Objekt kühlt wieder langsam ab und fristet ein weiteres Dasein als brauner Zwerg. 2 Energieerzeugung in Sternen Die Proton-Proton Reaktion ist eine von zwei Fusionsreaktionen des Wasserstoffbrennens, durch die Sterne Wasserstoff in Helium umwandeln. Die andere Reaktion ist der sogenannte Bethe-Weizsäcker Zyklus (CNO-Zyklus). Allerdings spielt der CNO-Zyklus bei Sternen bis zur Sonnenmasse keine grosse Rolle. Der stark exotherme Charakter der Fusion rührt daher, daß das Endprodukt Helium eine etwa um 1% kleinere Masse aufweist, als die bei der Reaktion eingefangenen Wasserstoffteilchen (Massendefekt). Die Differenz wird dabei nach der einsteinschen Gleichung E = mc2 fast vollständig in Energie umgewandelt. Der Proton-Proton-Zyklus hat die niedrigsten Temperaturvoraussetzungen aller in Sternen vorkommenden Fusionsreaktionen. Sie kann bereits in Sternen mit einer Temeperatur ab etwa 3 Millionen Kelvin ablaufen (In Braunen Zwergen laufen zwar unterhalb dieser Temperatur auch Fusionsreaktionen ab, dennoch zählen sie aber nicht zu den Sternen). Die Energieerzeugungsrate ist bei der Proton-Proton-Reaktion proportional zur 6. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5% eine Steigerung von 35% bei der Energiefreisetzung. 2.1 Startreaktionen Zunächst fusionieren zwei H+ Ionen zu einem Deuteriumkern 2 D+ , wobei durch die Umwandlung eines Protons in ein Neutron ein Positron e+ und ein Elektronenneutrino ν e frei wird. 1 H+ + 1 H+ → 2 D+ + e+ + ν e + 0.42 MeV Um die starke, auf der positiven Ladung beruhende Abstoßung durch die Coulombkraft zu überwinden benötigen die beteiligten Protonen eine 2 ENERGIEERZEUGUNG IN STERNEN 8 hohe kinetische Energie, die nach der maxwellschen Geschwingikeitsverteilung aber nur wenige besitzen. Ein wichtiger Mechanismus, damit dennoch genügend Protonen zu Deuterium verschmelzen können ist der Tunneleffekt, der es einigen von Ihnen ermöglicht, den Potentialwall zu überwinden. In der Sonne dauert es im Schnitt 14 · 109 Jahre bis ein bestimmtes Proton mit einem anderen reagiert. Durch die große Anzahl von Protonen im Sterninneren geschieht dies jedoch häufig genug, um die Reaktion kontinuierlich ablaufen zu lassen. Würde diese Reaktion schnell verlaufen, würde ein Stern sehr schnell verbrennen. Das bei der Reaktion entstandene Positron annihiliert mit einem Elektron, d.h. sie reagieren miteinander und werden vollständig in Energie umgewandelt. Die Masse beider Partner wird dabei in Form von 2 Gammaquanten als Energie frei. e+ + e− → 2γ + 1.02 MeV Das entstandeneDeuterium kann anschließend (nach durchschnittlich nur 6s) mit einem weiteren Proton reagieren, wobei das leichte Helium-Isotop 3 He entsteht: 2 D+ 2.2 + 1 H+ → 3 He2+ + γ + 5.49 MeV Hauptfolgereaktionen Es gibt nun im Wesentlichen drei verschiedene Reaktionsketten, bei denen schließlich das Helium-Isotop 4 He erzeugt wird. Sie setzen bei verschiedenen Temperaturen ein. In der Sonne treten die nachfolgend beschriebenen Reaktionen unterschiedlich häufig auf: • Proton-Proton-Reaktion I: 91% • Proton-Proton-Reaktion II: 8.9% • Proton-Proton-Reaktion III: 0.1% 2.2.1 Proton-Proton-Reaktion I Nach durchschnittlich 106 Jahren fusionieren zwei Heliumkerne 3 He2+ zu 4 He2+ (α - Teilchen), wobei 2 Protonen frei werden. Sie stehen später für weitere Reaktionen zur Verfügung. 3 He2+ + 3 He2+ → 4 He2+ + 1 H+ + 1 H+ + 12.86 MeV Die vollständige Reaktionskette, bei der die unter Startreaktion aufgeführten Reaktionen je zweimal durchlaufen werden, um die notwendigen 2 ENERGIEERZEUGUNG IN STERNEN 3 He 9 - Teichen für die letzte Fusion zu schaffen, setzt eine Nettoenergie von 2 x (0.42 MeV + 1.02 Mev + 5.49 MeV - 0.26 MeV) + 12.86 MeV = 26.2 MeV frei. Die Proton-Proton Reaktion I ist vorherrschend bei Temperaturen von 10-14 Millionen Kelvin. Unterhalb dieser Temperatur wird nur sehr wenig 4 He produziert. 2.2.2 Proton-Proton-Reaktion II Bei der Proton-Proton-Reaktion II dient ein früher erzeugter Heliumkern 4 He als Katalysator, um ein weiteres aus 3 He herzustellen. 3 He2+ + 4 He2+ → 7 Be4+ + γ + 1.59 MeV 7 Be4+ + e− → 7 Li3+ + ν e 7 Li3+ 2.2.3 + 1 H+ → 4 He2+ + 4 He2+ + 17.35 MeV Proton-Proton-Reaktion III Auch bei dieser Fusionsunterart fungiert ein 4 He Kern als Katalysator. 3 He2+ + 4 He2+ → 7 Be4+ + γ + 1.59 MeV 7 Be4+ + 1 H+ → 8 B5+ + γ + 0.14 MeV 8 B5+ → 8 Be4+ +e+ +ν e 8 Be4+ → 4 He2+ + 4 He2+ Die Proton-Proton-Reaktion III ist vorherrschend bei Temperatuern von über 23 Millionen Kelvin. Diese Reaktion ist zwar nicht die Hauptenergiequelle der Sonne da deren Temperatur nicht hoch genug ist, aber sie spielt eine wichtige Rolle bei der Erklärung des solaren Neutrinoproblems, da sie Neutrinos mit den höchsten Energien von bis zu 14.06 MeV erzeugt, die sogenannten 8 B-Neutrinos. Solche Neutrinos lassen sich in irdischen Neutrinodetektoren leichter nachweisen als die Niederenergetischen. 2.3 3 Weitere Reaktionen Neben diesen drei genannten Fusionsreaktionen gibt es noch zwei, die allerdings wesentlich seltener ablaufen. 2 ENERGIEERZEUGUNG IN STERNEN 2.3.1 10 Proton-Elektron-Proton-Reaktion Bei der Proton-Elektron-Proton-Reaktion, kurz PeP-Reaktion, fusionieren zwei Protonen und ein Elektron zu einem Deuteriumkern. 1 H+ + e− + 1 H+ → 2 D+ + νe Die Reaktion tritt deswegen so selten auf, da hier 3 Teilchen nahezu simultan zusammentreffen müssen. Die Energie der erzeugten Neutrinos ist allerdings mit 1.44 MeV deutlich höher. 2.3.2 Helium-Proton-Reaktion Noch seltener tritt die Helium-Proton Reaktion, kurz HeP-Reaktion ein. Dies ist die direkte Fusion von 3 He2+ mit einem Proton zu 4 He2+ 3 He2+ 2.3.3 + 1 H+ → 4 He2+ + νe + e+ + 18.77 MeV 2 Asche Bei all diesen Fusionsreaktion bleibt als Asche 4 He übrig, das als Ausgangsstoff beim eventuell später einsetzenden Heliumbrennen dienen kann. Während des Wasserstoffbrennens befindet sich jeder Stern auf der sogenannten Hauptreihe. 2.4 Bethe-Weizsäcker-Zyklus Beim Bethe-Weizsäcker-Zyklus wird ebenfalls wähernd des sogenannten Wasserstoffbrennens Wasserstoff in Helium umgewandelt. Allerdings erzeugen so massearme Sterne wie die Sonne nur etwa 1.6% ihrer Energie durch diesen Zyklus. Der Proton-Proton Zyklus spielt bei Sternen bis etwa zur Masse der Sonne einfach die wichtigere Rolle, doch zeigen theoretische Modelle, daß der Bethe-Weizsäcker -Zyklus in schwereren Sternen vermutlich die dominierende Energiequelle darstellt. Der Bethe-Weizsäcker-Zyklus läuft erst bei Temperaturen über 14 Millionen Kelvin ab und ist ab 30 Millionen Kelvin vorherrschend. Bei diesen Temperaturen sind alle beteiligten Atomkerne vollständig ionisiert, d.h ohne Elektronenhülle. Damit diese Reaktion aber überhaupt ablaufen kann, wird allerdings eine gewisse Menge an Hohlenstoff 12 C vorausgesetzt. Da aber nach dem Urknall noch kein Kohlenstoff vorhanden war, konnten Sterne der ersten Generation noch keine Energie auf diese Art erzeugen. In den Spätphasen der Sternentwicklung entsteht jedoch in den Sternen Kohlenstoff durch den Drei-Alpha-Prozess, der dannach zum einen als Katalysator zur Verfügung steht, zum anderen durch Supernovae an das interstellare Medium abgegeben wird, aus dem sich neue Sterne bilden können. 2 ENERGIEERZEUGUNG IN STERNEN 11 Sterne späterer Generationen enthalten daher bereits am Anfang ihrer Entwicklung Kohlenstoff. Beim Bethe-Weizsäcker-Zyklus vollziehen sich im wesentlichen Fusionen von Wasserstoffkernen 1 H mit den schwereren Kernen 12 C, 13 C, 14 N und 15 N, daher auch der Name CN-Zyklus. Bei der Fusion wird teilweise Energie in Form von Gammaquanten γ abgegeben. Zwei der entstehenden Zwischenprodukte, 13 N und 15 O, sind instabil und zerfallen nach kurzer Zeit, jeweils unter Aussendung eines Positrons e+ und eines Elektronneutrinos ν e Die einzellnen Reaktionsschritte sind nachfolgend aufgeführt. Die Energieerzeugungsrate ist beim Bethe-Weizsäcker-Zyklus proportional zur 15. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5% eine Steigerung von 108% bei der Energiefreisetzung. 12 C + 1H → 13 N → 13 C + 1H → 14 N + γ + 7.54 MeV 2.7*106 Jahre 14 N + 1H → 15 O + γ + 7.35 MeV 3.2*108 Jahre 15 O → 15 N + 1H → 13 C 15 N 13 N + γ + 1.95 MeV 1.3*107 Jahre + e+ + ν e + 1.37 MeV 7 Minuten + e+ + ν e + 1.86 MeV 82 Sekunden 12 C + 4 He + 4.96 MeV 1.12*105 Jahre Gesamtergebnis des Zyklus ist die Fusion von vier Wasserstoffkernen zu einem Heliumkern 4 He, dessen Masse um etwa 1% geringer ist, als die Masse der 4 Protonen. Die Massendifferenz wird dabei nach der einsteinschen Gleichung E=mc2 fast vollständig in Energie umgewandelt. Die Energieblianz beträgt hier +25.23 MeV. Der Kohlenstoffkern 12 C dient hier nur als Katalysator und wird schließlich mit der letzten Reaktion regeneriert. Die Energie, die die Neutrinos in Form ihrer Ruhemasse und vor allem ihren kinetischen Energien tragen, wird dem Stern entzogen, da sie nahezu ungehindert durch die Sternmasse hindurch entweichen können. Ein vollständiger Durchlauf des Zklyus dauert einen enormen Zeitraum in der Größenordnug von 3.4 · 108 Jahren -, da darin vier Protoneneinfänge, zwei β + -Zerfälle und schließlich ein α-Zerfall vorkommen. Der Zyklus läuft insgesamt rascher ab als der Proton-Proton-Zyklus, weshalb diese Sterne in kürzeren Zeiträumen mehr Energie freisetzen können. Damit erklärt sich teilweise auch die deutlich kürzere Lebensdauer von massereichen Sternen. Die Asche des Bethe-Weizsäcker-Zyklus ist ebenfalls wieder das 4 He, das als Ausgangsstoff beim eventuell später einsetzenden Heliumbrennen dienen kann. 1H 2 ENERGIEERZEUGUNG IN STERNEN 2.5 12 Helium-Blitz Der Helium-Blitz (auch Helium-Flash) bezeichnet die explosionsartige Fusion von Helium im Drei-Alpha-Prozess am Ende der Entwicklung massearmer Hauptreihensterne. Nach Erlöschen des Wasserstoffbrennens kontrahiert der Kern des Sternes. Die dadurch entstehende Hitze reicht jedoch zunächst nicht aus, um das Heliumbrennen zu zünden - die Kernmaterie entartet. Die Fermi-Energie ist höher als die thermische Energie. Schließlich jedoch ist die notwendige Temperatur erreicht und das Heliumbrennen zündet. Die Wärmeenergie bewirkt allerdings nicht sofort eine Expansion des Kerns, sondern trägt zunächst zu einer schrittweisen Entartung bei. Dadurch bleibt der Druck im Kern konstant, das Helium kann explosionsartig verbrennen und der Stern bläht sich zu einem Roten Riesen auf. 2.6 Drei-Alpha-Prozess Durch den Drei-Alpha-Prozess (3α -Prozess) werden im Inneren von Sternen drei Helium-Kerne, durch Kernfusion in Kohlenstoff umgewandelt. Dies wird auch als Heliumbrennen oder, nach seinem Entdecker Edwin Salpeter, als Salpeter-Prozess bezeichnet. Der irreführende Begriff Heliumbrennen ist historisch bedingt, hat aber nichts mit einer chemischen Verbrennung zu tun. 2.6.1 Voraussetzungen Diese Kernfusion kann erst bei Temperaturen von über 100 Millionen Kelvin ablaufen und setzt zudem das Vorhandensein von Helium voraus. Sie tritt deshalb erst in der Spätphase der Sternentwicklung auf. Die Sonne wird erst in etwa 4 Milliarden Jahren in der Lage sein, das Heliumbrennen starten. Dann werden nämlich die hier genannten Veraussetztungen erfüllt sein. Der erhöhte Strahlungsdruck wird zu einem Aufblähen der äußeren Schichten führen, die sich wegen der größeren Oberfläche abkühlen. Ein Stern wird in diesem Zustand als roter Riese bezeichnet. 2.6.2 Ablauf des Drei-Alpha-Prozesses Im einzelnen läuft der 3α-Prozess folgendermaßen ab. 4 He + 4 He → 8 Be + γ - 91.78 keV 8 Be + 4 He → 12 C + γ + 7.378 Mev Der frei werdende Nettoenergiebetrag bei diesem Prozess ist 7.25 MeV. Der Kohlenstoffkern 12 C kann als Ausgangsstoff beim später einsetzenden 2 ENERGIEERZEUGUNG IN STERNEN 13 Kohlenstoffbrennen dienen. Die Energieerzeugungsrate ist beim 3α -Prozess proportional zur 30. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5% eine Steigerung um 330% bei der Energiefreisetzung. Der im ersten Reaktionsschritt erzeugte Berylliumkern ist extrem instabil und zerfällt mit einer mittleren Lebensdauer von 2.6 · 10−16 s wieder in zwei Heliumkerne 4 He; deshalb ist es für die Erzeugung des Kohlenstoffkern notwendig, daß drei 3 α-Teilchen nahezu simultan zusammenstoßen. Deshalb wird der Vorgang auch 3α -Prozess genannt. Da aber für ein solches Zusammentreffen eine geringe Wahrscheinlichkeit besteht, wäre ein extrem langer Zeitraum nötig, um Kohlenstoff zu erzeugen. Eine Konseqenz ist, daß durch den Urknall kein Kohlenstoff produziert wurde, weil die Temperatur rasch unter die für die Fusion benötigte abfiehl. Dieses Problem wird auch als Beryllium-Barriere bezeichnet. Das Auftreten des 3 α Zustandes ist sehr unwahrscheinlich. Der energetische Grundzustand von Be8 entspricht jedoch fast genau der Energie zweier α-Teilchen. Die Energie der beiden Kerne 8 Be und 4 He aus dem zweiten Schritt entspricht wiederum fast genau der Energie eines Anregungszustandes des 12 C. Diese beiden Resonanzen erhöhen stark die Wahscheinlichkeit, dass ein ankommendes α-Teilchen mit einem 8 Be zu 12 C fusionieren wird. 2.6.3 Folgereaktinen Eine Folgeerscheinung des 3 α-Prozesses ist, daß einige der Kohlenstoffkerne mit weiteren 4 He Atomen fusionieren können, wobei das stabile Isotop 16 O des Sauerstoffs erzeugt und Energie freigesetzt wird: 12 C 12 C + 4 He → 16 O +γ Der nächste Umwandlungsschritt, bei dem Sauerstoff 16 O mit α-Teilchen fusionieren würde ist jedoch aufgrund von Kernspinregeln extrem unwahrscheinlich. Dies führt zu einer Situation, in der die stellare Nukleosynthese große Mengen an Kohlenstoff produziert, aber von einer Umwandlung der meisten dieser Elemente in Neon und schwerere Elemente abgehalten wird. 2.6.4 Asche Sowohl Sauerstoff als auch Kohlenstoff bilden die Asche des Heliumbrennens; der Kern des Sterns besteht am Ende dieser Fusionsphase im wesentlichen aus diesen beiden Elementen. 2 ENERGIEERZEUGUNG IN STERNEN 2.7 2.7.1 14 Typische Sterne mit 1-4 Sonnenmassen Pulsierende Sterne Befindet sich ein Stern im Heliumbrennen, bildet sich zudem über dieser noch eine Schalenquelle, in der noch die Wasserstofffusion abläuft. Das Wasserstoffbrennen verliert jedoch mit der Zeit an Effizienz und stirbt sozusagen ab, was wiederum durch den nun fehlenden Gasdruck des Wasserstoffbrennens zur raschen Kontraktion der Hülle des Sterns führt. Die Sternhülle komprimiert, wird optisch weniger durchlässig, bewirkt einen Temeraturanstieg, was wiederum zu einer erneuten Expansion der Hülle führt. Die Sternhülle wird wieder strahlungsdurchlässig, der Strahlungsstau löst sich auf und es kommt zu einer erneuten Kontraktion. Der Stern kontrahiert und expandiert periodisch mit einer Periode von wenigen Tagen. der Radius des Roten Riesen variiert um 20%, die Oberflächentemperatur schwankt um 1000 K. Im folgenden seien nun die wichtigsten aufgeführt. 2.7.2 Cepheiden Cepheiden sind Riesensterne und besitzen enorme Leuchtkräfte, sodaß sie sogar noch in unseren Nachbargalaxien zu sehen sind. Benannt sind sie nach dem Prototypen δ Cephei. Die absolute Beziehung zu ihrer Pulsationsperiode ist näherungsweise durch folgende Formel gegeben: √ P ρ = const (4) Es gilt dabei, je größer die Helligkeit, desto länger die Periode. Man kann also, wenn die scheinbare Helligkeit bekannt ist, die Entfernung eines Sterns ermitteln. Die Perioden der Cepheiden liegen im Bereich von 2 bis 50 Tagen, die Radien betragen 10 bis 150 Sonnenradien. Gundlage für die Pulsation der Cepheiden ist der Kappa-Mechanismus. Dies ist ein Pulsationsprozess, der die Helligkeitsänderungen von variablen Sternen beschreibt. Dieser Mechanismus kann dann in Kraft treten, wenn die Opazität in der Sternatmosphäre mit zunehmender Temperatur ansteigt. Das bedeutet, daß das ionisierte Gas in der Sternhülle für die Strahlung nicht durchlässig ist und sich diese infolgedessen aufheizt. Allerdings sinkt mit der Zeit die Absorbtionsfähigkeit wieder und Druck und Temperatur können wieder abnehmen. Der Stern zieht sich aufgrund seiner eigenen Gravitation wieder zusammen. Bereits 1912 wurde festgestellt, daß die absolute Helligkeit (M) eines Cepheiden proportional zum Logarithmus der Pulsationsperiode (P) ist. Diese sogenannte Perioden-Leuchtkraft-Beziehung lautet: 2 ENERGIEERZEUGUNG IN STERNEN M = −2.902log(P ) − 1.203 15 (5) Damit ist es möglich, aus der Beobachtung des Lichtwechsels eines Cepheiden auf seine absolute Helligkeit zu schließen. Ihre Entfernung (D, in Parsec) kann aus dem Verhältnis der so ermittelten absoluten Helligkeit (M) zur messbaren scheinbaren Helligkeit(m) mit Hilfe der Distanzgleichung hergeleitet werden. D = 10 m−M +5 5 (6) Da die Cepheiden aufgrund ihrer Helligkeit noch in anderen Galaxien nachgewiesen werden können, werden sie für die Entfernungsbestimmung verwendet. 2.7.3 RR Lyrae-Sterne und δ Scuti-Sterne Diese Sterntypen sind den Cepheiden ähnlich, besitzen aber eine kleinere Leuchtkraft. Sie eignen sich ebenfalls zur Entfernungsbestimmung, erreichen aber wegen ihrer niedrigen Helligkeit nicht die Reichweite der Cepheiden. 2.7.4 Mira-Sterne Die nach ihrem Prototypen Mira im Sternbild Cetus benannten Sterne sind äußerst kühle Rießensterne mit Effektivtemperaturen von 2500 bis 3500 K im Vergleich zu den 5800 K bei der Sonne, welche überwiegend dem Spektraltyp M angehören. Ihre Radien nehmen enorme Ausmaße an (zwischen 100 bis 1000 Sonnenradien) ihre Masse laut theoretischer Berechnungen nur 0.6 bis 2 Sonnenmassen! Dies ergibt eine geringe Materiedichte und ist daher auch Grund für die hohen Massenverlustraten dieser Sterne. Mirasterne zählen zu den langperiodischen Veränderlichen, da sie eine Periode zwischen 100 bis 1000 Tagen besitzen. 2.7.5 Eruptive Veränderliche Neben den pulsierenden Veränderlichen finden sich auch solche die zu spontanen Helligkeitsänderungen neigen. Häufig sind sie die Folge von starken Materieauswürfen. Eruptive Veränderliche finden sich häufig in Doppelsternen, aufgrund der Nähe der beiden Komponenten ergibt sich ein Materieaustausch, welcher den Grund für den Helligkeitsausbruch darstellt. die wichtigste Gruppe sind die kataklysmischen Veränderlichen. 2 ENERGIEERZEUGUNG IN STERNEN 2.7.6 16 Novae Novae sind zum Großteil mit den kataklysmischen Veränderlichen verwandt. In ihnen finden sich ebenso eine kḧle Komponente und ein heißer Unterzwerg. Es wird vermutet, daß Kernreaktionen auf dessen Oberfläche infolge des Aufpralls überströmender Materie einen Nova-Ausbruch provozieren. Bei einem solchen Ausbruch führt das Abstoßen der Außenschichten zu einem beachtlichen Helligkeitsanstieg binnen weniger Stunden bzw. Tagen. Dannach nimmt die Helligkeit stetig ab. In einer Galaxie wie unserer Milchstraße sind etwa 20 bis 50 Novaeausbrüche pro Jahr zu beobachten. 2.8 Kohlenstoffbrennen Das Kohlenstoffbrennen ist eine Kernfusionsreaktion, durch die in massereichen Sternen mit mindestens 4 Sonnenmassen Energie erzeugt wird. Sie tritt ein, nachdem die Fusion leichterer Elemente zum Erliegen gekommen ist. Das Kohlenstoffbrennen setzt hohe Temperaturen von über 6 · 108 Kelvin und Dichten von über 2 · 108 kg/m3 voraus. Die Energieerzeugungsrate ist dabei proportional zur 27. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5% eine Steigerung con 270% bei der Energiefreisetzung. 2.8.1 Reaktionen Beim Kohlenstoffbrennen werden in einer Reihe von Reaktionen jeweils zwei Kohlenstoffkerne 12 C in andere Kerne umgewandelt: 12 C + 12 C → 24 Mg +γ 12 C + 12 C → 23 Mg + n (endotherm) 12 C + 12 C → 23 Na + 1H 12 C + 12 C → 20 Ne + 4 He 12 C + 12 C → 16 O + 24 He (endotherm) Für die beiden endothermen Reaktionen muß Energie aufgewendet werden. Die zweite Reaktion, bei der Magnesium 23 Mg erzeugt wird, ist insofern bemerkenswert, weil sie eine der wenigen Fusionsreaktionen ist, bei der Neutronen frei werden. In einer weiteren Reaktion fusioniert Kohlenstoff 12 C mit Helium 4 He und erzeugt dabei mit einem Zwischenschritt über Sauerstoff 16 O Neon 20 Ne: 2 ENERGIEERZEUGUNG IN STERNEN 12 C + 4 He → 16 O 16 O + 4 He → 20 Ne 2.8.2 17 +γ +γ Ablauf Das Kohlenstoffbrennen setzt dann ein, wenn das Heliumbrennen erloschen ist. Während des Heliumbrennens wandeln Sterne solange Helium in Sauerstoff und Kohlenstoff um, bis nicht mehr genug Helium im Zentrum des Stern vorhanden ist, um die Fusion aufrecht zu erhalten. Der inaktive, hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehende Stern kollabiert durch die Gravitationskraft, was einen Dichte- und Temeraturanstieg bewirkt, bis schließlich die Zündungstemperatur für das Kohlenstoffbrennen erreicht ist. Durch den einsetzenden Strahlungsdruck stabilisiert sich der Kern, und seine weitere Kontraktion wird gestoppt. Durch die Temperaturerhöhung im Inneren des Sterns kann in einer Schale um den Kernbereich wieder das Heliumbrennen einsetzen, das sogenannte Schalenbrennen. Der starke Temperaturanstieg bewirkt ein Aufblähen des Sterns zum roten Riesenstern. Während des Kohlenstoffbrennens reichert sich der Kernbreich des Sterns mit den Reaktionsprodukten Sauerstoff, Magnesium und Neon an, bis nach einigen tausend Jahren der Kohlenstoff aufgebraucht ist, sich der Stern abkühlt und wieder kontrahiert. Diese Kontraktion bewirkt wiederum einen Temperaturanstieg, bis das Neonbrenneneinsetzen kann. Um den Kern des Sterns setzt dann wiederum das Schalenbrennen von Kohlenstoff ein, weiter außen das von Helium und Wasserstoff. Sterne mit Massen zwischen 4 und 8 Sonnenmassen werden nun instabil und stoßen ihre äußeren Hüllen über einen starken Sternwind ab, wodurch ein planetarischer Nebel gebildet wird. Zurück bleibt der Kern des Sterns als weißer Zwerg, bestehend aus Sauerstoff, Neon und Magnesium. Sterne mit Massen größer als 8 Sonnenmassen fahren nun mit dem Neonbrennen fort und fusionieren schließlich alle Elemente bis hin zum Eisen. Die einzellnen Brennphasen gehen dabei immer schneller ineinander über. 2.9 Neonbrennen Als Neonbrennen bezeichnet man eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen im Inneren schwerer Sterne mit einer Ausgangsmasse von mindestens 8 Sonnenmassen, bei denen durch die Umwandlung des Ausgangsstoffes Neon Energie 2 ENERGIEERZEUGUNG IN STERNEN 18 freigesetzt wird. Voraussetzung hierfür sind hohe Temperaturen von mindestens 1.2 · 109 Kelvin und eine hohe Dichte von mindestens 4 · 109 kg/m3 . Bei derart hohen Temperaturen spielt die Photodesintegration eine wichtige Rolle. Dabei werden einige der durch frühere Fusionsprozesse erzeugten Neon-Kerne 20 Ne durch hochenergetische Gammaquanten γ in Sauerstoff 16 O und Helium 4 He gespalten: 20 Ne +γ→ 16 O + 4 He Das 4 He kann mit einem weiteren erzeugen: 20 Ne + 4 He → + 24 Mg 20 Ne reagieren, um Magnesium 24 Mg +γ In einem alternativen Reaktionsweg findet zunächst eine Neutronenanlagerung an das 20 Ne statt, das anschließend mit einem α-Teilchen reagiert und unter Aussendung eines Neutrons n ebenfalls ebenfalls 24 Mg bildet: 20 Ne +n→ 21 Ne 21 Ne + 4 He → + +γ 24 Mg +n Das im zweiten Schritt erzeugte Neutron kann in einem erneuten Durchlauf der Reaktion eingehen. 2.9.1 Ablauf Das Neonbrennen setzt ein, wenn durch das vorhergegangene Kohlenstoffbrennen der gesamte Kohlenstoff im Zentrum des Sterns aufgebraucht ist. Die Fusionsprozesse kommen zum Erliegen, der Stern kollabiert erneut, bis der dadurch bewirkte Druck- und Temperaturanstieg schließlich die Voraussetzungen für das Sauerstoffbrennen geschaffen hat. Während des Neonbrennens reichert sich der Kern mit Sauerstoff und Magnesium an, und das Neon im Zentrum wird abgebaut. Nach nur wenigen Jahren hat der Stern sein gesamtes Neon verbraucht, der Stern kühlt erneut ab und durch die Gravitation komprimiert. Temperatur und Druck steigen erneut an, bis zum Einsetzen des Sauerstoffbrennens. 2 ENERGIEERZEUGUNG IN STERNEN 2.10 19 Sauerstoffbrennen Als Sauerstoffbrennen bezeichnet man eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen im Inneren massereicher Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen, bei denen durch Umwandlung von Sauerstoff Energie freigesetzt wird. Es setzt ein, nachdem die leichteren Elemente durch andere Fusionsprozesse verbraucht worden sind. Vorausetztung sind hohe Temperaturen von mindestens 1.5·109 Kelvin und hohe Dichten von 1010 kg/m3 . Beim Sauerstoffbrennen fusionieren jeweils 2 Sauerstoffkerne 16 O zu verschiedenen neuen Kernen, darunter Schwefel (S), Phosphor (P), Silizium (Si) und Magnesium (Mg). 16 O + 16 O → 32 S +γ 16 O + 16 O → 31 S +n 16 O + 16 O → 31 P + 1H 16 O + 16 O → 28 Si + 4 He 16 O + 16 O → 24 Mg 2.10.1 + 24 He Ablauf Wärend des vorangegangenen Neonbrennens bildete sich ein inaktiver Kern aus Sauerstoff und Magnesium im Zentralbereich des Sterns. Damit kommen nun alle Kernreaktionen zum Erliegen und der Strahlungsdruck reicht nicht mehr aus um den Stern entgegen der Gravitation zu stabilisieren. Der Stern beginnt nun erneut zu kontrahieren wobei Temperatur und Druck erneut steigen, bis die Zündtemperatur für das Sauerstoffbrennen erreicht ist und sich der Stern wieder stabilisiert. Um den Kern herum setzt im so genannten Schalenbrennen wieder das Neonbrennen ein, gefolgt von weiteren Schalen des Kohlenstoff-, Helium- und Wasserstoffbrennens. Das Sauerstoffbrennen währt nur wenige Jahre. Während dieser Zeit reichert sich der Kern mit Silizium an, bis der Sauerstoff verbraucht ist. Danach kühlt der Kern erneut ab, wird durch die Gravitation komprimiert, bis das allerletzte Brennstadium einsetzt, das sogenannte Siliziumbrennen. 2.11 Siliziumbrennen Als Siliziumbrennen bezeichnet man eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen im Inneren schwerer Sterne mit einer Ausgangsmasse von mindestens 8 Son- 2 ENERGIEERZEUGUNG IN STERNEN 20 nenmassen, bei denen durch die Umwandlung des Ausgangsstoffes Silizium Energie freigesetzt wird. Voraussetzung hierfür sind hohe Temperaturen von mindestens 2, 7·109 Kelvin und hohe Dichten von mindestens 3·1010 kg/m10 . Es fusionieren zunächst zwei Siliziumkerne 28 Si zu Nickel 56 Ni, das durch zwei β + -Zerfälle unter Freisetzung von Positronen e+ und Elektronneutrinos ν e über Kobalt 56 Co schließlich in Eisen 56 Fe umgewandelt wird: 28 Si + 28 Si 56 Ni → 56 Co + e+ + ν e ( β + -Zerfall ) 56 Co → 56 Fe + e+ + ν e ( β + -Zerfall ) → 56 Ni +γ Neben der Fusion von Silizium können durch so genannte Photodesintegration mittels Photonen hochenergetischer Gammastrahlung, die sich infolge der hohen Temperaturen ergibt, auch Siliziumkerne zertrümmert werden. Diese Vorgänge sind endotherm, entziehen dem Stern also Energie: 28 Si +γ→ 27 Al 28 Si +γ→ 24 Mg 2.11.1 + 1H + 4 He Ablauf Das Siliziumbrennen beginnt, wenn im Zentralbreich des Sterns kein weiterer Sauerstoff mehr vorhanden ist. Zum letzten Mal wird nun der Stern durch die Gravitationskraft kollabiert, bis die Bedingungen für das Siliziumbrennen erreicht sind. Der Stern erlangt somit ein letztes Mal ein stabiles Gleichgewicht zwischen Gravitation und Strahlungsdruck. Wähernd des Siliziumbrennens laufen in Schalen um den Kern herum Sauerstoff-, Neon-, Kohlenstoff-, Helium-, und Wasserstoffbrennen ab. Der Vorrat an Silizium ist je nach Sternmasse zwischen eingen Stunden bis Tagen aufgebraucht. Ist die zentrale Energiequelle erschöpft können durch Kernfusionsreaktionen keine schwereren Elemente mehr erzeugt werden. Der Stern kollabiert unter seiner Gravitation und endet in einer Supernova. Zusammenfassend können wir nun sagen, daß Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen alle hier beschriebenen Brennphasen durchlaufen. Die Fusion von schwereren Elementen als Wasserstoff ist aber weniger effizient, weil pro Masseneinheit weniger Energie freigesetzt wird als beim Wasserstoffbrennen. Je 3 ENDSTADIEN VON STERNEN 21 schwerer das fusionierende Element, desto weniger effizient ist die Energieerzeugung durch die jeweiligen Prozesse. Sterne müssen allerdings die nach innen gerichteten Gravitationskräfte durch die nach außen gerichteten Gasdrücke kompensieren. Dies gelingt nur dadurch, daß pro Zeiteinheit mehr Kerne fusionieren. Folglich werden die Vorräte immer schneller aufgebraucht bis die Kernereaktionen beim Eisen angelangt sind. Schwerere Elemente als Eisen können durch Fusion nicht mehr gebildet werden, wohl aber durch Neutroneneinfang. Neutronen sind nicht geladene Kernteilchen, die leicht in den Atomkern eindringen können. Deshalb können auf diese Weise Elemente bis zum Bismuth erzeugt werden. Noch schwerere Elemente bis zum Uran können vorläufig nicht entstehen, da Bismuth nur eine Halbwertszeit von etwa 5 Stunden besitzt. 3 Endstadien von Sternen Sterne versuchen ihr Leben lang gegen die Eigengravitation anzukämpfen. Dies können sie so lange machen, wie die Kernfusion als Energiequelle zur Verügung steht. Der Vorrat an Brennmaterial ist jedoch nicht unerschöpflich und geht nach einer gewissen Zeitspanne zu Ende. Wie lange der Kernbrennvorrat reicht hängt von der Masse der Sterne ab. Schwere Sterne verbrennen Ihre Energiereserven innerhalb weniger Millionen Jahre, leichte Sterne wie unsere Sonne hingegen können mit ihrem Vorrat an Kernbrennstoff, da sie aufgrund geringerer Gravitationskräfte mit ihrem Brennmaterial nicht so verschwenderisch umgehen, bis zu 10 Milliarden Jahre leuchten. Das Ereignis, welches das Leben eines Stern besiegelt, steht in Abhängigkeit zur Sternmasse und kann entweder relativ unspektakulär, oder in einer gigantischen Explosion vonstatten gehen. Masseärmere Sterne mit Massen zwischen 4-8 Sonnenmassen beenden ihre Kernreaktionen schon mit dem Heliumbrennen, da die Zündtemperatur des Kohlenstoffbrennens nicht mehr erreicht werden kann. Der Stern ein sogenannter Roter Rieße, besitzt einen Kohlenstoff-Sauerstoff Kern mit darüber liegenden Schalen, in denen sich das He- und das H-Brennen fortsetzen. Für solche Sterne ergäbe sich allerdings die interessante Möglichkeit, daß das Kohlenstoffbrennen ähnlich wie beim Helium-Flash einsetzt. Eine solche Zündung würde allerdings solche Sterne zerreisen. Vermutlich führen hohe Masseverlustraten von der Oberfläche zu einer drastischen Verminderung der Sternmasse auf weniger als 4 Sonnenmassen, sodaß sie nicht in das Kohlenstoffbrennen eintreten. 3 ENDSTADIEN VON STERNEN 3.1 22 Planetare Nebel und Weiße Zwerge Rote Riesen-Sterne mit Massen unter 8 Sonnenmassen besitzen einen starken Sternwind, der durch einen kurzeitig stärkeren Ausbruch die sehr dünne Sternhülle abwirft. Die Hülle dehnt sich mit zunehmender Geschwindigkeit aus und wird vom zurückgebliebenen heißen Zentralstern für einge 10000 Jahre zum Leuchten gebracht.Dadurch bildet sich ein ringförmiges geformtes Objekt, welches man einen planetaren Nebel nennt. Der Name hat aber nichts mit einem Planeten zu tun, sondern stammt aus der Zeit, als die Planeten Uranus und Neptun entdeckt wurden und man der Meinung war, daß dies Protoplaneten sind. Der Zentrale Stern, meist ein Kohlenstoff-Sauerstoff-Stern mit entartetem Kern, ist die Vorstufe zu einem Weißen Zwerg. dieser Sterntyp besitzt im Allgemeinen eine masse unter 1.4 Sonnenmassen, wobei sich die meisten Weissen Zwerge zwischen 0.5 bis 0.6 Sonnenmassen bewegen. Ihr Radius beträgt nur wenige 1000 km, woraus eine sehr hohe Dichte resultiert. Die Kernfusion im Inneren ist annähernd zum Erliegen gekommen, der Druck des Elektronengases wirkt der Eigengravitation entgegen, die Energie die der Stern abstrahlt, stammt aus seiner gespeicherten thermischen Energie. Daher bringt dieser Energieverlust eine allmḧliche Abkühlung des Stern mit sich. 3.2 Supernovae Supernovae sind typische Endstadien von Sternen mit mehr als 8 Sonnenmassen. Die Namensähnlichkeit mit den Novae ist kein Zufall, da eine Supernova ebenfalls von einer beachtlichen Helligkeitszunahme gekennzeichnet ist und gewissermaßen die gesteigerte Version eines Nova-Ausbruchs darstellt. Es werden dabei abgesehen von einigen seltenen Unterklassen zwei Arten von Supernovae unterschieden: jene des Typs I und jene des Typs II. Der Unterschied zwischen beiden Typen besteht lediglich in verschiedenen Maximalhelligkeiten und einer voneinander abeichenden Dauer des Helligkeitsabfalls. Man nimmt an, daß sich Supernovae des Typs I aus Kataklysmischen Doppelsternen bilden, also aus Sternpaaren, die aus einem Hauptreihenstern und einem Weißen Zwerg bestehen. Der Massenüberfluß vom Hauptreihenstern zum kleineren Weißen Zwerg bewirkt ein Anwachsen des Weißen Zwergs. Allmählich überschreitet diese Masse aber die ChandrasekharGrenze. Dies ist die Bezeichnung für eine Grenzmasse, ab der ein entarteter Stern nicht mehr stabil sein kann. Der Grenzwert beträgt etwa 1.4 Sonnenmassen. In der Folge beginnt der Weiße Zwerg zu kollabieren. Im überwiegend aus Kohlenstoff bestehenden Kern steigt die Temepratur so- 3 ENDSTADIEN VON STERNEN 23 lange, bis die Bedingungen für das Kohlenstoffbrennen gegeben sind. Da aber Kernfusionsprozesse in Sternen mit entarteter Kernmaterie extrem instabil sind, resultiert durch die Zündung der Kohlenstofffusion eine rasch eskalierende Energieproduktion, die den Stern in einer Supernova-Explosion regelrecht zerreißt. Eine Supernova des Typs II entsteht im Gegensatz zu einer Supernova des Typs I nicht aus einem Weißen Zwerg und einem Hauptreihenstern als Komponente sondern aus einem Massereichen Stern mit mehr als 8 Sonnenmassen, welcher alle Kernfusionsprozesse bis zum Eisen durchlaufen hat. Damit ist aber ein Ende gesetzt, da aus der Verschmelzung von Eisen keine Energie mehr gewonnen werden kann. Aufgrund des Fehlens einer weiteren effizienten Energiequelle muß nun der Stern zwangsweise kontrahieren. dies hat zur Folge, daß im Kernbereich Temperatur und Druck erneut steigen. Durch die speziellen Eigenschaften entarteter Materie führt dies bei bestimmten Temperatur und Dichtewerten zu einem sehr raschen Kollapsdes Eisenkerns die mit der Bildung eines Neutronensterns endet. Das bedeutet, daß die Elektronen mit den Protonen im Kern zu Neutronen verschmelzen, es entsteht also im Kern ein zentraler Bereich aus reiner Neutronenmaterie. Allerdings läßt sich diese Materie nicht mehr so ohne weiteres komprimieren, sodaß die auf den Nautronenkern fallende materie abrupt gestoppt wird, es entsteht eine massive Stoßfront, der Stern entledigt sich seiner Hülle in Form einer Supernova-Explosion. Zurück bleibt nur der Kern des Überriesen, ein Neutronenstern. 3.3 Neutronensterne Neutronensterne sind Überreste einer Supernova des Typs II. Die Radien der Sterne betragen nur etwa 8-20 km. Da die Masse etwa zwischen 1.5 bis 3 Sonnenmassen liegt, resultiert daraus eine beträchtliche Dichte für solche Sterne. 3.3.1 Pulsare Pulsare sind Neutronensterne, die entlang ihrer Magnetpole starke Strahlungsimpulse vorwiegend im Radiobereich aussenden. Die Periodendauern liegen bei etwa 1.5 ms bis 4s. Der Grund für die rasche Rotation folgt aus dem Drehimpulserhaltungssatz, der besagt, daß wenn ein Objekt kleiner wird, sich die Rotation dann erhöhen muß. Allerdings strahlt der Pulsar entlang der Magnetfeldachse, sodaß die Rotation langsam abnimmt. Zeigt die Magnetfeldachse zufällig in Richtung Erde können wir die Strahlungsimpulse nachweisen. Bis heute konnten schon zahlreiche derartige Pulsare nachgewiesen werden, zum Teils sogar schon im sichtbaren-, Röntgen- und γ-Bereich. 3 ENDSTADIEN VON STERNEN 3.3.2 24 Magnetare Magnetare sind wie der Name schon sagt Neutronensterne mit einem besonders starken Magnetfeld, welches das Magnetfeld der Erde um das bis zu 1015 -fache übertrifft. Das innere des Magnetars ist von Sternbeben, hervorgerufen durch die Magnetkräfte, geprägt, die zur Emission von Gammastrahlung führen. 3.3.3 Schwarze Löcher Schwarze Löcher sind, falls sie überhaupt existieren, sicherlich die sonderbarsten Objekte im Universum. Sie entstehen dann, wenn der verbleibende Sternüberrest eine Masse von mehr als 3.5 Sonnenmassen aufweist. Dann kann sogar der Druck der zusammengepressten Neutronen dem Druck der Gravitationskraft nicht mehr standhalten. Der Kollaps kommt nicht mehr zum Stillstand und der Stern löst sich sozusagen auf. Übrig bleibt nach außen hin nur mehr die extrem starke Gravitationsenergie, das Innere solcher Objekte bleibt für außen stehende Beobachter unsichtbar. 3.4 Kataklysmische Veränderliche Kataklysmische Veränderliche stellen insofern einen interessanten Fall bei den Sternendstadien dar, als deren Ende nicht absolut ist. Normalerweise entwickeln sich Sterne vom Hauptreihenbrennen über verschiedene fortgeschrittene Stadien der Kernfusion zu roten Riesensternen, um letztendlich als Weiße Zwerge, Neutronensterne oder gar Schwarze Löcher zu enden. Den Kataklysmischen Veränderlichen ist es aufgrund der Tatsache, daß sie aus 2 Sternen bestehen möglich, mehrere male zwischen den Riesensternstadien und den Weißen Zwergsternphasen, bzw Neutronensternphasen, hin und her zu pendeln. Kataklysmische Veränderliche bestehen meistens aus einem Weißen Zwerg und einem anderen kühlen massenarmen Stern (meistens ein geöhnlicher Hauptreihenstern oder einem Riesenstern). Materie fließt vom großen kühlen Stern zur kleinen dichten Komponente, um die sich eine Akkretionscheibe bildet. An der Stelle an welcher der materiestrom auf die Akkretionsscheibe trifft, befindet sich der sogenannte heiße Fleck, der maßgeblich zur Gesamtleuchtkraft beiträgt.
