Stellare Leichtgewichte - Ihr Werden, Ihr Leben, Ihr Vergehen

Veranstaltungsbericht 18.01.2014
Stellare Leichtgewichte - Ihr Werden, Ihr Leben, Ihr Vergehen
Harald Horneff
Volkssternwarte Darmstadt
Text und Bilder: Wolfgang Grimm
Bei diesem gut besuchten Vortrag berichtete Harald Horneff über die Entwicklung von Sternen, deren Masse zwischen eine Zehntel und dem achtfachen der Masse der Sonne liegt.
Diese Sterne können im Verhältnis zu anderen Sternen mit Massen bis zu etwa dem hundertfachen der Sonnenmasse als stellare Leichtgewichte bezeichnet werden.
Die betrachteten Sterne bilden sich aus Wolken aus Gas und Staub, die vielfach in Spiralgalaxien und irregulären Galaxien zu beobachten sind. In diesen Wolken ist die Materiedichte
mit 1 Teilchen pro Kubikzentimeter schon hoch ist in Relation zu einem Teilchen pro Kubikmeter in den Bereichen außerhalb.
Beendet ein Stern mit einem Vielfachen der Sonnemasse nach "kurzer" Zeit (einige 10 bis
100 Millionen Jahre) sein "Leben" durch einen Supernova-Ausbruch, entsteht eine Stoßfront.
Diese verdichtet die Wolke soweit, dass sich in einigen Bereichen Materieballungen bilden.
Dabei ordnet sich die Materie schon überwiegend in einer Scheibe an. Die inneren Bereiche
der Scheibe bilden zunächst einen Protostern, der sich durch die beim Einfall der Materie
freiwerdende Gravitationsenergie aufheizt. Verdichtet sich der Protostern weiter, wird im Kern
bei einer Temperatur von etwa 10 Millionen Grad die Kernfusion gezündet.
In dieser Phase ist die Energieproduktion noch nicht ganz stabil und der Stern zeigt Helligkeitsschwankungen. Diese Phase wird nach dem Prototyp für diese Sterne als T-Tauri-Phase
bezeichnet. Zudem werden bei diesen Sternen oft bipolare Jets beobachtet. In den Jets, die
sich senkrecht zur Scheibe ausbilden, wird Materie ausgestoßen und damit Drehimpuls abgebaut. Ansonsten würde der Stern so schnell rotieren, dass er auseinander fliegen würde.
Nach einer Anpassungsphase von 50 bis 100 Millionen Jahren erreicht der Stern die Hauptreihe im Hertzsprung-Russel-Diagramm, abgekürzt HRD. In diesem Diagramm, das von Ejnar Hertzsprung und Henry Norris Russel entwickelt wurde, wird die Oberflächentemperatur
der Sterne in Abhängigkeit vom Spektraltyp eingezeichnet. Dabei zeigt sich, dass die große
Mehrheit der Sterne in einem schmalen Bereich, der so genannten Hauptreihe, zu finden ist.
Die meiste Zeit seines Lebens verbringt ein Stern auf der Hauptreihe. Im Fall der Sonne sind
dies etwa 10 Milliarden Jahre. In dieser Zeit wird die Energie zum allergrößten Teil (98%)
durch die so genannte P-P-Kette erzeugt. Dabei verschmelzen zunächst 2 Protonen (Kerne
des Wasserstoffatoms) zu einem Deuterium-Kern (mit Umwandlung eines Protons in ein
Neutron). Durch den Einfang eines weiteren Protons entsteht ein Helium-3-Kern. Im letzten
Schritt fusionieren zwei der Helium-3-Kerne zu einem Helium-4-Kern, wobei wieder 2 Protonen freigesetzt werden. In allen Teilschritten wird Energie freigesetzt. Die restlichen 2 Prozent der Energie werden durch den CNO-Zyklus erzeugt. Letzterer Prozess erzeugt bei Sternen mit deutlich mehr Masse den Hauptteil der Energie. Diese atomaren Umwandlungen
werden auch als "Brennen" bezeichnet.
Ist der meiste Wasserstoff im Kern in Helium umgewandelt, erfolgt die weitere Energieerzeugung zunächst in einer dünnen Schale um den Kern. Zum einen zieht sich der Helium-Kern
zusammen und heizt sich auf, andererseits bläht sich der äußere Bereich des Sterns auf und
die Oberflächentemperatur nimmt ab. Der Stern wird zum roten Riesen. Erreicht der Kern eine Temperatur von etwa 100 Millionen Grad zündet das Helium-Brennen. Nun wird aus 3 Helium-Kernen Kohlenstoff (Triple-Alpha-Prozess) und Sauerstoff erzeugt. Nach bereits 100
Millionen Jahren ist auch das Helium weitgehend verbraucht und es hat sich ein Kern gebildet, der überwiegend aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Der Kern zieht sich weiter zu-
sammen und heizt sich auf. Jedoch wird die für die Zündung der nächsten Fusionsstufe notwendige Temperatur nicht erreicht. Der Stern hat einen Bereich im HRD erreicht, der als Asymptotischer Riesenast bezeichnet wird. In diesem Stadium fangen die äußeren Schichten
des Sterns an, zu pulsieren. Zudem wird der Sternwind, der bereits vorher schon ein wenig
der Sternmasse in den interstellaren Raum transportierte, immer stärker.
Da im Kern keine Energie mehr erzeugt wird, zieht er sich weiter zusammen und heizt sich
durch die Umwandlung von Gravitationsenergie in Wärme auf. Es erfolgt eine Entkopplung
von Kern und den äußeren Schichten. Die werden auch durch den Strahlungsdruck des heißen Kerns in den Weltraum getrieben und bilden einen planetarischen Nebel aus. Der Kern
bleibt als weißer Zwerg zurück, der ganz langsam auskühlt.
Hat der ursprüngliche Stern nur eine Masse von weniger als 0.4 Sonnenmassen, dauert das
Wasserstoff-Brennen länger als das bisherige Alter des Universums. D.h. selbst die allerersten Sterne dieser geringen Masse befinden sich heute noch auf der Hauptreihe.
Nach Ende des Vortrags beantwortet H. Horneff noch viele Fragen der zahlreichen Besucher.
Harald Horneff interessiert sich seit 2000 für Astronomie. Seit rund
5 Jahren ist er Mitglied der Volkssternwarte Darmstadt und hat
bereits eine ganze Reihe von Vorträgen zu verschiedenen
astronomischen Themen gehalten. Sein Schwerpunkt liegt auf der
theoretischen Seite der Astronomie und Astrophysik.