sternentwicklung

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 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:
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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 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.
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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 Licht- oder 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 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 HDE226868. 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
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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:
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 darüberliegenden 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.
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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
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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