Verschiedene wichtige Stadien der Sternentwicklung

Verschiedene wichtige Stadien der Sternentwicklung
Hauptreihenstern: (z.B. Sonne, Sirius, Alpha Centauri, und noch ein paar Mrd mehr) erhält seine
Strahlungsenergie durch Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Die Sterne sind im HertzsprungRussel-Diagramm, wie der Name sagt, in der Hauptreihe zu finden.
Die Kernfusion läuft sehr langsam ab: Grund ist, dass die elektrostatische Abstoßung die positiv
geladenen Protonen meist auf Abstand hält, für das Diproton kein gebundener Zustand existiert und
die Entstehung des Neutrons als Prozess der schwachen Wechselwirkung nur bei sehr kleinen
Abständen möglich ist. Die Proton-Proton-Reaktion kann ab Temperaturen von 3Mio Kelvin ablaufen,
die thermische kinetische Energie der schnellsten Protonen wäre aber bei weitem noch immer zu
klein. Nur durch den quantenmechanischen Tunneleffekt ist die Energie fallweise ausreichend groß,
allerdings mit sehr geringer Wahrscheinlichkeit: In der Sonne dauert es im Schnitt 1,4 · 1010 Jahre, bis
ein bestimmtes Proton mit einem anderen reagiert, daher verbleiben die Sterne sehr lange in diesem
Stadium und im HRD-Diagramm sind entsprechend viele Vertreter dieser Sternart zu finden.
(Derzeitiges Alter der Sonne 4,5 Mrd Jahre.)
Die Strahlungsdruck vom Kern des Sterns, wo die Fusion abläuft und die Gravitation halten sich die
Waage, der Stern ist in einem stabilen Zustand.
Roter Riese: Rote Riesen sind „alternde“ Sterne etwa von Sonnenmasse, in deren Kern das
„Wasserstoffbrennen“ (4 Protonen zu 1 Heliumkern) mangels Nachschub erloschen ist. Im Inneren
befindet sich als Asche Helium, während in den weiter außen liegenden Bereichen noch Wasserstoff
zu Helium verbrennt → „Schalenbrennen“. Der Strahlungsdruck in den äußeren Bereichen übertrifft
nun den dort geringeren Gravitationsdruck und der Stern bläht sich massiv auf etwa das
hundertfache auf. Im noch heißer gewordenen Kern fusioniert nun Helium zu Kohlenstoff, die
abkühlende aufgebähte äußere Hülle wird durch den Strahlungsdruck zum Teil fortgeblasen (→
planetarische Nebel) und der Stern verliert einiges an Masse und zieht sich dann wieder zusammen.
Dieser Prozess (Aufblähen und Zusammenziehen) kann je nach Ausgangsmasse und dadurch auch
noch anderen Fusionsprozessen im Kern auch zweimal oder öfter ablaufen. Das Stadium des Roten
Riesen mit unterschiedlichen Vorgängen in Kern und Hülle ist eher instabil und dauert nur ein paar
hundert Mio. Jahre. (etwa 1/8 des typischen Sternlebens)
Ist die ursprünglische Masse des Hauptreihensterns kleiner als 8 Sonnenmassen, beziehungsweise
Restmasse des Kerns kleiner als 1,4 Sonnenmassen, dann entsteht ein weißer Zwerg.
Weißer Zwerg:
Im Inneren des Sterns wird aufgrund der Fusionen (Helium bis maximal Eisen) weniger Platz benötigt,
der Kern fällt zusammen und erhitzt sich dabei weiter, die Gravitation ist aber aufgrund der erhöhten
Dichte im Vorteil gegen den Strahlungsdruck und der Stern kollabiert immer weiter. Während
Hauptreihensterne wie die Sonne typische Radien von 1.000.000 km haben, beträgt der Radius eines
Weißen Zwerges nur etwa 10.000 km (!), was dem Eineinhalbfachen (!) des Erdradius entspricht, und
das bei größenordnugsmäßig gleicher Masse wie der Sonne. Ein 1cm³ eines typischen weißen Zwergs
wiegt etwa 1 Tonne!
Im Inneren des Sterns sind aufgrund des erhöhten Drucks in verschiedenen Schichten und
stufenweisem Kollaps Elemente bis zum Eisen entstanden, weitere Fusion würde Energie benötigen
(Bindungenergie pro Nukleon wird ab Eisen wieder kleiner!), und kann sich daher nichts durch eigene
Energieproduktion am Leben erhalten.
Interessanterweise sind es die Elektronen, die das entgültige Kollabieren des Sternes stoppen, und
nicht der dafür zu kleine thermische Gegendruck. Elektronen sind Teilchen mit ungeradzahligem Spin
(Fermionen; Spin=1/2) und unterliegen deswegen dem Pauliverbot. Nur maximal zwei Elektronen
können im selben Energiezustand sein. Durch kleiner werdenden Abstände reagieren die Elektronen
mit einem Gegendruck, da sie auf immer höhere Energieniveaus ausweichen müssen (Abstände der
Elektronen kleiner → Heisenbergschen Unschärferelation: weniger Platz→ mehr Impuls/Energie)
Supernova:
Beträgt die restliche Sternmasse mehr als 1,4 Sonnenmassen, dann hält der Fermidruck der
Elektronen dem Gravitationsdruck nicht stand, der Stern kollabiert schlagartig in wenigen
Millisekunden! Eine Supernova ist zunächst einmal also eine Implosion. Die Elektronen werden in die
Protonen gedrückt und es läuft ein inverser Betazerfall ab (p + e- = n + ν), es entstehen Neutronen
und Neutrinos. Die Implosion führt zu einem extremen Zusammenprall aller Schichten im Inneren
und eine durch die Neutrinos massiv unterstützte Schockwelle sprengt den Stern in einer Explosion.
Die Leuchtkraft des Sterns nimmt dabei millionen- bis milliardenfach zu, er wird für kurze Zeit so hell
wie eine ganze Galaxie.
Neutronenstern: Ist die Kernmasse zwischen 1,4 und etwa 2,5 Sonnenmassen, dann kollabiert der
Stern bis alle Neutronen wie in einem Atomkern dicht an dicht liegen, der Gegendruck der Neutronen
(die als Fermionen mit ungeradzahligem Spin auch dem Pauliverbot unterliegen) kann der Gravitation
standhalten und es entseht ein überdimensionaler „Atomkern“ aus lauter Neutronen mit enormer
Dichte, ein Neutronenstern. Die Ausdehnung beträgt nur etwa 10km bis 20 km! Ist Drehimpuls vor
dem Kollaps verhanden, kann der Stern durch die Kontraktion und Drehimpulserhaltung mit
unvorstellbarer Geschwindigkeit rotieren (100 bis 1000 Umdrehungen pro Sekunde!). Typische
Neutronensterne sind zudem stark magnetisiert (Kreisströme!). Aufgrund des Magnetfeldes ist die
Abstrahlung in verschiedene Richtungen zum Magnetfeld unterschiedlich, durch die Roatation
pulsiert die auf der Erde ankommende Strahlung im Takt der Rotationsperiode → Pulsar
Schwarzes Loch:
Beträgt die Masse der Supernovareste mehr als 2,5 Sonnemassen, dann kann der Gegendruck der
Neutronen auch der Gravitation nicht mehr standhalten, der Kollaps setzt sich fort, die Dichte wird zu
groß und der Schwarzschildradius übersteigt den Radius des Kerns, es entsteht ein schwarzes Loch.
Weitere Begriffe:
Brauner Zwerg: Zu wenig Masse, um Kernfusion (Wasserstoffbrennen) im Sterninneren zu starten.
Roter Zwerg: schwach leuchtender Stern mit niedriger Temperatur der Hauptreihe
Blauer Riese: Während ein Roter Riese seine Ausdehnungsgröße erst im Endstadium seiner
Sternentwicklung erreicht und sich dabei um ein Vielfaches ausdehnt, erreicht ein Blauer Riese diese
Größe bereits im normalen Entwicklungsstadium. Die hohe Masse führt zu einer hohen Dichte,
hohem Druck und hoher Temperatur der Materie im Sterninneren. Daraus resultiert eine im
Vergleich zu masseärmeren Sternen hohe Reaktionsrate. Die daraus resultierende Energiefreisetzung
bewirkt eine Oberflächentemperatur, die mit bis zu 30.000 bis 40.000 K deutlich über der der Sonne
mit etwa 5500 K liegt. Durch diese hohe Temperatur liegt das Emissionsmaximum (nach dem
Wienschen Gesetz für einen Schwarzen Körper) im ultravioletten Teil des Lichtspektrums, was den
blauen Farbeindruck dieser Sterne und somit ihren Namen erklärt.