Entwicklung der Sterne

Nach Aufstellung des Hertzsprung-Russell-Diagramms meinten viele Astronomen, dass sich die Sterne genauso entwickelten, wie es die Hauptreihe vorzeichnete, dass sie also als sehr helle weiße Sterne begännen und als sehr schwache rote Sterne endeten. Man nahm an, ein Stern entstehe durch Kondensation aus interstellarem Gas und Staub. Durch Gravitationskräfte, d. h. durch die Schwere dieser Bestandteile, schrumpfe er zusammen, wobei sich sein Inneres erwärme. So beginne er zuallererst zu leuchten als ein großer, diffuser Riesenstern vom Spektraltyp M. Dann werde er im Zuge weiterer Kontraktion noch heißer und erreiche so den Anfang der Hauptreihe. Dieser folge er dann, bis er zu einem schwachen roten Zwergstern gealtert wäre. Schließlich müsse er zu einem kalten, toten Körper werden. Die Entwicklung eines Sterns von Sonnenmasse
Heute wissen wir, dass dieses einleuchtende Entwicklungsbild völlig falsch war. Ein Roter Riese wie Beteigeuze ist nicht jung, sondern sehr alt. Er hat seine Energievorräte fast verbraucht und befindet sich in einem sehr vorgerückten Entwicklungszustand. Die Sterne leuchten infolge von Atomkernreaktionen in ihrem Innern, und der Gang der Entwicklung hängt wesentlich von der Gesamtmasse ab, die ein Stern besaß, als er sich aus dem Nebelmaterial bildete. Ein massereicher Stern entwickelt sich ganz anders als einer, der wenig Masse mitbringt. Gemeinsam ist beiden nur, dass ein Gasnebel an ihrem Anfang steht, wie wir ihn z. B., in Gestalt des Orion-Nebels M 42 kennen. In ihm gibt es nicht nur Gas und Staub, sondern auch ganze Assoziationen sehr junger Sterne, wie der armenische Astrophysiker Viktor Ambarzumjan klar erkannt hat. Wenn ein im Entstehen begriffener Stern schrumpft, erwärmt er sich, aber bei sehr geringer Gesamtmasse kommt es nie zu Kernreaktionen und zum Eintritt in die Hauptreihe. Statt dessen strahlt der Stern schwach vor sich hin, bis seine Energie erschöpft ist. Bei einem Stern, der etwa Sonnenmasse besitzt, tritt beim Schrumpfen der Zustand ein, dass Wärme durch Konvektion – also Transport erhitzter Materie – von innen zur Oberfläche gelangt. Dann wird der Stern in astronomisch äußerst kurzer Zeit (vielleicht 100 Jahren) hundert- bis tausendfach heller, als die Sonne heute ist. Danach aber wird er wieder schwächer und erreicht unter weiterem Schrumpfen die Hauptreihe. Nun können bei ausreichender Zentraltemperatur die Atomkernreaktionen einsetzen. Wasserstoffkerne vereinigen sich zu Helium, wobei Massenverlust als Energie frei wird. Der Stern führt auf der Hauptreihe ein langes, ruhiges Leben von vielleicht zehrt Milliarden Jahren. Die Sonne hat mit ihren rund fünf Milliarden Jahren also gerade etwa ihre halbe Lebensspanne auf der Hauptreihe hinter sich. Schließlich wird der Wasserstoff »Brennstoff« knapp, und der Stern muss sich auf diesen neuen Zustand umstellen. Der Heliumkern in seinem Innern zieht sich rasch zusammen und erhitzt sich aufs neue. Der Wasserstoff verbrennt jetzt in einer Schale, die den Kern des Sterns umgibt, während die äußeren Schichten kühler werden und sich ausdehnen. So wird der Stern zu einem Roten Riesen. Die Zentraltemperatur steigt bis etwa 100 Millionen Grad, obwohl außen extreme Verdünnung und geringe Temperaturen herrschen. Bald danach beginnt auch ein Helium »brennen«. Weiße und schwarze Zwerge
Es folgen weitere Arten von Kernreaktionen, schließlich muss der Stern dennoch zu einem sehr kleinen und dichten Weißen Zwerg zusammenfallen. Dabei werden die Atome zusammengequetscht und so dicht gepackt, dass die Dichte des Sterns 100 000mal größer sein kann als die des Wassers. Nach längerer Zeit sind Licht und Wärme restlos geschwunden, und ein toter schwarzer Zwerg bleibt übrig. Über Schwarze Zwerge wissen wir eigentlich nichts, da sie keine merkliche Strahlung aussenden, ihre Anzahl kann nur vermutet werden. Demgegenüber sind Weiße Zwerge sozusagen etwas Gewöhnliches. Den ersten hat Walter Adams (1876-1956) 1916 in dem Begleiter des Sirius erkannt, welcher mehr als ein Jahrhundert zuvor von Alvan Clark (1832-97) entdeckt worden war. Man hatte den Begleitstern bis dahin immer für kühl und rot gehalten. Seine Oberflächentemperatur ist aber höher als die der Sonne, obwohl sein Durchmesser nur dreimal so groß ist wie der Erddurchmesser. Es muss also fast so viel Masse, wie die Sonne enthält, in einer verhältnismäßig kleinen Kugel enthalten sein. Die Entwicklung eines Sterns großer Masse
Ein Stern mit mehr Masse als die Sonne entwickelt sich viel schneller. Z. B. kann der sehr helle Stern S Doradus in der großen Magellanschen Wolke höchstens noch eine Million Jahre lang weiter im jetzigen Maß Energie ausstrahlen, während die Sonne noch 5 Milliarden Jahre auf der Hauptreihe bleiben kann und Sterne mit noch kleinerer Masse noch länger. Sehr massereiche Sterne brechen nicht einfach zu Weißen Zwergen zusammen. Nach Erreichen einer Kerntemperatur von etwa 5 Milliarden Grad kommt es zu einer Katastrophe: Der Kern fällt zusammen, und die äußeren Schichten, in denen die Atomreaktionen weitergehen, werden jäh auf etwa 300 Millionen Grad erhitzt. Es erfolgt ein Supernova-Ausbruch, bei dem in wenigen Sekunden so viel Energie ausgestrahlt wird, wie die Sonne in Jahrmillionen abgibt. Material wird ausgeschleudert. Schließlich bleibt eine Wolke expandierenden Gases und ein Neutronenstern oder Pulsar übrig, dessen Masse und Größe noch unter denen eines Weißen Zwerges liegen. Ein solches Supernova-Überbleibsel ist der Crab-Nebel.

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Info 22.11.2017 17:31
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