4.5. Entwicklung

Der Lebenslauf eines Sterns

1. Entstehung aus Gaswolke

• Interstellare Materie hat einzelne Atome je cm³.
• Wolken, aus denen Sterne (inkl. Planeten) entstehen haben ca. 10 Atome je cm³
• Wolken sind tw. sichtbar denn…
  • sie absorbieren Licht (verdecken Sterne),
  • leuchten, wenn sie beleuchtet werden,
  • leuchten, wenn sie durch Strahlung angeregt werden
• stabile Wolken haben ein Gleichgewicht aus Gasdruck und (wie immer) Gravitation
• ein solcher stabiler Zustand endet i.d.R. durch eine Störung von außen
• Es bilden sich eine oder mehrere Massenkonzentrationen die sich zu Infrarotsternen entwickeln. Sie sind innen heiß, da die Materie ihre potentielle (Gravitations-) Energie mitbringt und diese in Wärme umgewandelt wird.
• weiterer Massenzuwachs führt zu weiterer Temperatur- und Dichteerhöhung
• schließlich zündet dadurch die Kernfusion (“Wasserstoffbrennen” = “Heliumfusion”)
• Größenordnung des Zeitaufwands bisher:
  • O,B-Sterne 10⁴ a
  • G,F-Sterne 10⁷ a
  • K,M-Sterne 10⁸ a

2. Hauptreihenzeit

• Nun bewegt sich der Stern auf die Hauptreihe - es folgt die längste Phase im Leben eines aktiven Sterns: Wasserstoffbrennen, bis der Kern so gut wie wasserstofffrei ist.
• Ist im Kern der Wasserstoff verbraucht, so endet die He-Fusion und damit das Hauptreihenstadium.

3. Endphase

• Durch die fehlende Fusion im Kern sinkt dort der Druck (sowohl der Gasdruck als auch der Strahlungsdruck) massiv ab,
• die äußeren Schichten fallen ins Zentrum und erzeugen schlagartig hohe Temperatur (→ Gravitationsenergie, wie immer) und hohen Druck, was zu einem spontanen Zünden der Fusion von He zu C führt: Heliumflash!
• Dadurch bläht sich der Stern enorm auf (Sonne z.B. ca. 1AE Radius) und ist an der sehr großen Oberfläche etwas kühler:
• Er ist nun bis kurz vor seinem Ende ein Roter Riese

Fusionen in der Endphase

• Nun läuft im Kern die C-Fusion solange das He dort reicht.
• In der Schale direkt um den Kern ist Temperatur und Druck hoch genug, so dass der dort immer noch vorhandene Wasserstoff zu He fusioniert ➜ Schalenbrennen!

Irgendwann ist kein He mehr im Kern:

Leichte Sterne unter ca. 4 Sonnenmassen beenden nach dem He-Brennen im Kern jegliche Fusion, fallen zusammen und werden ein weißer Zwerg.

Schwerere Sterne hingegen :

• Fusionieren im Kern Kohlenstoff zu Neon u.a.
• In der innersten Schale um den Kern wird das beim Schalenbrennen erzeugte He zu C fusioniert.
• Außerhalb davon wird die H→He Fusion weiterhin stattfinden.

Schalenbrennen eines schweren Sterns

(Darstellung nur der Hauptprodukte)

Bei jedem Wechsel des Fusions­materials im Kern entsteht eine weitere Schale um den Kern. In dieser Schale findet nun dieselbe Fusion statt, die im Kern gerade beendet wurde.

Die Brennzeiten im Kern nehmen rapide ab.

Ende des Schalenbrennens

• Nur sehr schwere Sterne kommen bis zur Fusion von Eisen. Spätestens dann (oder wenn schon vorher der Druck nicht ausreichte) wird die Fusion in Kern abbrechen.
• Dies hat enorme Folgen: Der Stern fällt in sich zusammen (Gravitationskollaps) und explodiert von innen heraus durch diesen letztmaligen enormen Druckanstieg.
• Die herausgeworfenen Massen kollidieren mit den äußeren, immer noch nach innen fallenden Massen, was zu großer Energiefreisetzung und ggf. dabei auch endothermer Fusion zu schwereren Elementen führt. Eine “Supernova”!
• Durch eine Supernova wird viel Material in das Weltall geschleudert. Gleichzeitig kollabiert der Kern.
• Je nachdem wie viel Masse übrig bleibt entscheidet sich das Schicksal des Sterns:

Die Endzustände

Weißer Zwerg

• Rest-Masse kleiner 1,4 Sonnenmassen.

• Gravitation hat nur noch die Quantenphysik als „Gegenspieler“. Diese verbietet den Elektronen zu große Nähe untereinander (Elektronengas).

• Exotische Materie extrem hoher Dichte, keine normalen Atome mehr

• Durchmesser: Größenordnung wie Erde, unter 10000km

Neutronenstern (Pulsar)

• Rest-Masse zwischen 1,4 und ca. 2,5 Sonnenmassen.

• siehe ausführliches Video (14min, nicht alles Stoff…) Pulsar Alpha Centauri.

• Gravitation & Druck ist größer als beim weißen Zwerg, so dass die Elektronen in die Atomkerne eindringen und sich je ein Elektron und Proton zu einem Neutron vereinigen (inverser Betazerfall, je ein Neutrino entsteht).

• Damit wird schlagartig die gesamte Materie in Neutronen umgesetzt.

  • Extreme Dichte (quasi ein riesiger Atomkern).
  • Geringe Größe (→ starke Magnetfelder).
  • Schnelle Rotation!

• Durchmesser: Größenordnung einer Stadt, z.B. 22km

Durch die schnelle Rotation:

• Magnetfelder sorgen für

• Strahlung (im Radiobereich) in

• schmalem Strahlungs­kegel, welcher wie ein Leuchtfeuer wandert.

Trifft dieses Leuchtfeuer mit Glück die Erde, so fällt das Aufblitzen auf ➜ “Pulsar”.

Stellare Schwarze Löcher

Ist die Masse des Sternrests größer als ca. 2,5 Sonnenmassen, so ist die Gravitation auch für Neutronen zu stark:
Die Materie fällt weiter in sich zusammen. Dabei ändert sich die Masse nicht, also steigt die Dichte noch weiter an. Der Durchmesser des Objekts wird sehr klein.

Wird der Radius durch Verkleinerung des Körpers zu klein, so kann die errechnete Fluchtgeschwindigkeit den Wert der Lichtgeschwindigkeit überschreiten!

Schwarzschildradius

Der Radius, bei dem genau \(v_2=c\) ist, heißt Schwarzschild-Radius. Setzt man für \(v_2\) die Lichtgeschwindigkeit c ein und löst nach r auf, so erhält man:

\[ \bbox[lightyellow,12px] { r_S=\frac{2GM}{c²}=M \cdot 1,485 \cdot 10^{-27} \frac{m}{kg} }\]

Schwarze Löcher

Sobald der Radius eines Objekts kleiner als sein Schwarzschild-Radius ist, ist es ein Schwarzes Loch.

(Schwarze Löcher sind die Objekte, welche in die gedachte Kugel mit ihrem Schwarzschildradius passen)

Wirkung Schwarzer Löcher

Wie bemerkt man nun stellare Schwarze Löcher? An ihrer Aussenwirkung, der Gravitation!

Schwarze Löcher können einen Partner in einem Doppelsternsystem haben und über diesen indirekt nachweisbar sein. Schwarze Löcher können Materie (Gas, Staub), die ihnen nahe kommt, anziehen, so dass sich eine Akkretionsscheibe bildet, welche wegen der hohen Energien leuchtet - gerne auch im Röntgenbereich.

Ein stellares Schwarzes Loch ist ein Gravitationszentrum wie jeder andere Stern auch, dessen Wirkung von seiner Masse abhängt. Ein SL mit 10 Sonnenmassen hat dieselbe Gravitationswirkung wie ein Hauptreihenstern mit 10 Sonnenmassen. Für die Bahn eines Planeten macht es keinen Unterschied.

Aber: Dem Schwerpunkt eines SLs könnte man sich auf viel geringere Entfernung nähern, wo man bei dem Stern längst in die glühende Materie eingedrungen wäre. Dort erst passieren die exotischen Dinge, die man aus der allgemeinen Relativitätstheorie kennt. Die Materie, die ggf. einem anderen Stern entkommt, kann einem SL also sehr nah kommen und auf bis zu Lichtgeschwindigkeit beschleunigt werden, dabei auf einer Kreisbahn sein und enorme Strahlung abgeben. Dadurch bremst sie ab und fällt weiter herunter, bis sie innerhalb des Schwarzschild-Radius’ verschwindet.

Ein Stern würde solche Materie völlig unauffällig in viel größerer Entfernung zu seinem Zentrum, nämlich auf seiner Oberfläche, absorbieren, wenn er sie nicht vorher schon mit seinem „Sonnenwind“ wegbläst.

Masseverlust von Sternen

Mehrfach erwähnt: Masse der Sternenleiche - das ist jedoch nicht die ursprüngliche Sternmasse!
Ein Überblick, wie Sterne so viel Masse verlieren:

• Planetare Nebel (final)
  • Ende eines kleineren Roten Riesen
• Novae (regelmäßig)
  • kurzzeitiges H-Brennen auf einem Weißen Zwerg
  • Doppelsternsystem: Weißer Zwerg und Roter Riese
  • Weißer Zwerg erhält kontinuierlich Materie (H) vom Roten Riesen und heizt dabei seine Oberfläche auf
  • tritt bei demselben System periodisch auf
• Supernovae (final)

Supernova Typ Ia

Ablauf:

• Konstellation wie bei Nova, aber langsamer und kälter.
• H-Brennen zündet dadurch nicht.
• Wird der Weiße Zwerg zu schwer (Chandrasekhar), so kollabiert er und explodiert.
• Die Massengrenze liegt recht präzise fest und damit auch der Ablauf und die Helligkeit der Explosion.
• Dies kann man wiederum für Entfernungsmessungen (“Standardkerze”) nutzen.

Supernova Typ II

Nur bei Sternen mit \(m > 8 m_{So}\).

Ablauf:

• Ein Roter Riese am Ende seines ausführlichen Schalenbrennens (kompletter Eisenkern erreicht) (a) stürzt wegen des nun fehlenden Strahlungsdrucks durch die Gravitation in sich zusammen.
• Das Material, das auf den Kern auftrifft, erhöht dessen Masse (b) über die Chandrasekhar-Grenze (1,2 bis 1,4 \(m_{So}\)),…
• wodurch die Materie in Millisekunden zu Neutronen kollabiert (c) unter extremer Neutrino-Emission (welche die gesamte Bindungsenergie transportieren)
• An dem nun harten “Neutronenkern” schlägt eintreffende Materie auf und erzeugt eine enorme Druckerhöhung und damit Reflexion (d): Eine Stoßwelle läuft nach außen durch die nach innen fallende Materie hindurch.
• Eine enorme Kompression in der Stoßwelle, von innen zusätzlich durch die Neutrinolawine (welche die Stoßwelle vorerst nicht komplett durchdringen kann) angetrieben, erzeugt massive Fusionsprozesse (e).
• Bei diesen Vorgängen entstehen die chemischen Elemente jenseits von Eisen durch endotherme Fusion.
• Nach einigen Stunden erreicht die Stoßwelle mit dem sich dahinter extrem ausdehnenden Gas die Sternoberfläche und sprengt sie ab (f). Es treten Geschwindigkeiten von Millionen km/h auf.

\(\ \)

• Inzwischen können die Neutrinos die Stoßwelle durchdringen und fliegen, ebenso wie Röntgenstrahlung, mit so gut wie Lichtgeschwindigkeit in das All. Dadurch künden sie noch vor dem sichtbaren Licht eine Supernova dem entfernten Beobachter an \((\Delta t \approx einige\ Stunden\ bei\ vielen\ Mio\ Lj)\).

• Die Neutrinos transportieren den größten Teil der freigesetzten Energie des Kernkollapses hinaus.

• Supernova strahlen für einige Monate so hell wie eine ganze Galaxie. (Manchmal wochenlang hell leuchtend am Taghimmel zu sehen.) Energiequelle: hohe Temperaturen und radioaktiver Zerfall der Produkte (Zerfallsreihen).

• Bei einer Supernova vom Typ II bleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch, lange Zeit umgeben von einem Nebel, übrig.

Beispiel: Katzenauge-Nebel

Supernovae sind (innerhalb unserer eigenen Galaxie) extrem seltene Ereignisse. Aufgrund ihrer Helligkeit registriert man sie aber auch in anderen Galaxien. Die Supernova 1987A in der Großen Magellanschen Wolke, unserer nächsten Nachbargalaxie, bot hervorragende Möglichkeiten, ein solches Ereignis „aus nächster Nähe“ (163 000 Lichtjahre) zu erforschen.

Der Ablauf in graphischer Darstellung

Christian Bienmüller