Sternphysik

Sterne entstehen in interstellaren Gas- und Staubwolken wie zum Beispiel dem Orionnebel. Das sind riesige Nebelgebilde mit einer Ausdehnung von mehreren hundert Lichtjahren. Die häufigsten Elemente in solchen Wolken sind Wasserstoff und Helium. Und das sind auch die Grundbausteine für die Sterne. Nun bilden sich hier, aufgrund der Gravitation, an manchen Stellen kleine, dichtere Gebiete. Haben diese Gebiete eine genügend große Masse (die so genannte Jeans-Masse, nach dem Astrophysiker James Jeans), um dem Gasdruck und diversen Turbulenzen entgegen zu wirken, kollabieren sie. Während das Gas in sich zusammenfällt, steigt der Druck und damit die Temperatur. Wenn im Zentrum eine Temperatur von mehreren Millionen Kelvin erreicht ist, setzt die Wasserstoffkernfusion ein. Das heißt, es wird Wasserstoff zu Helium verschmolzen und dabei wird Energie frei gesetzt. Ein Protostern ist entstanden. Er ist immer noch von einer dichten Gas- und Staubhülle umgeben, deshalb sieht man den Stern noch nicht richtig leuchten. Man kann nur seine Wärmestrahlung (Infrarotstrahlung) detektieren. Da aber mit der Zeit immer mehr Material dieser Hülle auf den Stern stürzt, wird diese durchsichtig und bald sieht man den Stern im sichtbaren Licht leuchten. Der Stern ist fertig!

Die Kernfusionsenergie wirkt dem Schweredruck des Sterns entgegen und hält ihn in einem stabilen Gleichgewicht. Wie lange dieses Gleichgewicht hält, hängt dabei ganz von der Masse des Sterns ab. Um aber überhaupt die Kernfusion zu zünden, benötigt ein Stern eine Mindestmasse von 0,1 Sonnenmassen. Objekte, die knapp unter dieser Grenze liegen, nennt man Braune Zwerge. Die Energie, die der Stern braucht, um selbst leuchten zu können, stammt aus seiner Masse. Dabei gilt Einsteins berühmtes Gesetz: E=mc². Die Sonne schießt zum Beispiel jede Sekunde das Energieäquivalent von 4 Millionen Tonnen ins All. Das erscheint viel, ist aber wenig im Vergleich zu ihrer Gesamtmasse von 2*10²⁷ Tonnen – das ist eine 2 mit 27 Nullen. Nun kann ein Stern ganz verschieden leuchten. Jeder Stern hat ein eigenes Spektrum. Das ist ein weitgehend zusammenhängendes Farbband mit einigen dünnen schwarzen Linien, den so genannten Absorptionslinien. Diese stehen für bestimmte Elemente, die im Stern enthalten sind, die gerade das Licht mit dieser Wellenlänge absorbieren. Deswegen dringt Licht mit dieser Wellenlänge nicht bis nach außen und es entsteht eine kleine Lücke im Spektrum. Mit Hilfe dieser Linien lässt sich also feststellen, welche Elemente in einem Stern zu finden sind. An einem solchen Spektrum sieht man aber auch, in welcher Farbe der Stern leuchtet, ob eher rötlich oder bläulich. Dabei hängt die Farbe von der Temperatur der Sternoberfläche ab: Blaue oder weiße Sterne sind sehr heiß (~30 000 K), während die Roten eher kühler sind (3 000 K). So kann man den Sterne verschiedene Spektralklassen zuordnen. Von blau nach rot, bzw. von heiß nach kühl, sind das: O, B, A, F, G, K und M. Unsere Sonne leuchtet gelb und ist damit ein G-Stern mit einer Oberflächentemperatur von ungefähr 5 700 K.

Diese Spektralklassen (bzw. die dazugehörige Temperatur) braucht man nun für ein Diagramm, das ein zentrales Werkzeug in der Astrophysik ist: das Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD). Es wurde von den beiden Astronomen Ejnar Hertzsprung und Henry Norris Russel entwickelt und zeigt die Verbindung von Spekralklasse (Temperatur) und Leuchtkraft (absolute Helligkeit). Wenn man sehr viele Sterne in dieses Diagramm einträgt, fällt auf, dass die meisten von ihnen sich auf einer Reihe aufhalten, die von links oben nach rechts unten verläuft. Das ist die so genannte Hauptreihe, auf der die meisten Sterne, den Großteil ihres Lebens verbringen. Dabei finden sich links oben die blauen Riesensterne und rechts unten die roten Zwerge. Im rechten oberen Viertel sieht man den Riesenast. Dort sind die Sterne lokalisiert, die sich am Ende ihres Lebens befinden, die roten Riesen. Und direkt gegenüber, also links unten sind die weißen Zwerge. Das ist das, was von einem Stern übrig bleibt, wenn er seine äußere Hülle abgeworfen hat. Man kann mit diesem Diagramm sehr viel abschätzen. Beispielsweise kann man den Lebenszyklus von Sternen sehr gut damit beschreiben und Anhand der Lage im HRD das Alter eines Sterns bestimmen. Man kann auch die Größe abschätzen oder die Masse.

Sterne machen eine Entwicklung durch, sie sind keinesfalls unvergänglich, wie man früher glaubte. Ihr Energievorrat ist sehr groß, aber doch endlich. Und wie lange der Vorrat reicht, richtet sich nach seiner Masse. Dabei gilt aber: Wer mehr hat, verbraucht auch mehr, weswegen sehr massereiche Sterne nur einige Millionen Jahre leben, es unsere Sonne als einfacher Durchschnittsstern aber auf stolze 10 Milliarden Jahre bringen wird. Der Wasserstoff eines Sterns wird im Laufe der Zeit nach und nach aufgebraucht. Im Inneren bildet sich ein Kern aus Helium und die Wasserstoffbrennzone wandert immer weiter nach außen. Wenn der Heliumkern eine bestimmte Größe erreicht hat, kollabiert er, wodurch wieder Druck und Temperatur ansteigen. Wenn es über 100 Millionen Kelvin heiß wird, setzt eine weitere Fusionsreaktion ein. Diesmal verschmilzt Helium zu Kohlenstoff. Von außen sieht man all das dem Stern nicht an, er bleibt weiter auf der Hauptreihe. Bei massereichen Sternen setzen später noch weitere Fusionsprozesse ein. Es können sich Sauerstoff, Neon, Silizium und Eisen bilden. Letzteres könnte man zwar auch weiterfusionieren, es würde aber enorme Energiemengen verbrauchen, im Gegenzug aber keine freisetzen. All diese Elemente können aber nur in Sternen entstehen, die mehr als 6 Sonnenmassen auf die Waage bringen. Diese weisen dann "Zwiebelschalen" mit den verschiedenen Fusionsprozessen auf. Aber egal wie der Stern letztendlich aussieht, irgendwann wird der Kern instabil, weil eben keine Kernfusion mehr darin stattfindet, er kontrahiert und der Stern bläht sich auf. Dadurch sinkt seine Oberflächentemperatur und er wird zu einem roten Riesen. Der Stern verbleibt einige Zeit in diesem Zustand, er pulsiert und bläst mit dem Sternenwind Materie ins All. Dadurch wird die interstellare Materie mit schweren Elementen angereichert, aus denen später vielleicht Planeten entstehen können. Irgendwann hat sich der Kern aufgrund der Kontraktionen so weit aufgeheizt, dass der gesamte Kern schlagartig zündet und explodiert. Dabei wird die gesamte Hülle des Sterns wegeschleudert. Wie stark diese Explosion ist, richtet sich dabei wieder nach der Masse des Sterns. Kleine Sterne vergehen recht unspektakulär, während die Großen mit der größten Explosion im Universum zu Grunde gehen: einer Supernova. Eine solche kann Helligkeiten von -16 bis -21 Magnituden erreichen. Das entspricht der Leuchtkraft einer Galaxie! Die gigantische Explosion schleudert die äußeren Sternenschichten ins All und mit ihr die darin gebildeten Elemente, aus denen letztendlich die Planeten entstehen können, und sogar Leben.

Was von einem Stern am Ende übrig sein wird, ist ganz verschieden, in jedem Fall aber exotisch.
Massearme Sterne enden als weiße Zwerge, die von ihrer abgestoßenen Hülle umgeben sind. Diese Gebilde nennt man planetarische Nebel. Berühmte Vertreter sind hier der Ringnebel in der Leier oder der Helixnebel im Wassermann. Der weiße Zwerg in der Mitte ist mit einem Hundertstel des Sonnenradius (~10000 km) tatsächlich ein Zwerg. Allerdings ist die Masse dadurch extrem komprimiert, wodurch so ein weißer Zwerg eine riesige Dichte von 2 Tonnen pro Kubikzentimeter hat – das ist ungefähr die Millionenfache Dichte von Gestein. Es wird nun keine Kernenergie mehr frei gesetzt, das Leuchten kommt nur von der thermischen Energie. Diese nimmt aber mit der Zeit ab. Der weiße Zwerg kühlt von mehr als 10 000 K auf ca. 2000 K herunter, bis er nach rund 10 Milliarden Jahren schließlich gar nicht mehr strahlt und unsichtbar als schwarzer Zwerg durchs All treibt. Ab einer bestimmten Masse ist das Stadium als weißer Zwerg nicht stabil genug, um der Schwerkraft stand zu halten. Dann ist der Schweredruck auf die Atome so enorm, dass die Elektronen in die Kerne gepresst werden und quasi ein riesiger "Atomkern" mit einem Durchmesser von 10 bis 30 km und einer gigantischen Dichte von 10¹³ g/cm³, wie sie tatsächlich in Atomkernen herrscht. Wir haben es dann mit einem Neutronenstern (bzw. Pulsar) zu tun. In der Regel sind es Überbleibsel von Supernova-Explosionen und sie haben eine typische Masse von 1,4 Sonnenmassen. Sie haben die Eigenschaft sehr schnell zu rotieren mit typischen Periodendauern von einigen Millisekunden. Das kommt durch die Drehimpulserhaltung beim Kollaps zustande: der recht geringe Drehimpuls des ursprünglichen Sterns wird auf dieses kompakte Objekt komprimiert und sorgt so für diese extremen Rotationsfrequenzen. Beim Sternenkollaps wird außerdem noch das Magnetfeld komprimiert. Es hat bei einem Neutronenstern eine Stärke von Millionen bis Milliarden Tesla. (Zum Vergleich: in der Schule arbeitet man mit Spulen, die ein Feld von einigen Milli-Tesla erzeugen.) Wenn durch dieses Magnetfeld elektrisch geladene Teilchen fliegen, werden sie sehr stark abgebremst und es entsteht eine Bremsstrahlung, die Synchrotronstrahlung. Diese wird in Jets über den Polen gebündelt und ins All geschossen. Da die Magnetpole, wie bei der Erde, nicht auf der Rotationsachse liegen, zeigt der Synchrotron-Jet nur kurzzeitig Richtung Erde und wir können nur kurze Pulse empfangen. Dadurch lässt sich die Rotationsperiode bestimmen, die über Millionen von Jahren extrem stabil bleibt. Nach ca. 10 Millionen Jahren sinkt die Rotationsfrequenz dann, dadurch kann man irgendwann keine Synchrotronstrahlung mehr detektieren. Der Pulsar ist verstummt.

Der wohl exotischste und spannendste Endzustand eines Sterns ist das Schwarze Loch. Dieses entsteht, wenn sehr massereiche Sterne mit mehr als drei Sonnenmassen kollabieren. Dann wird die Materie bis auf den Schwarzschildradius zusammengepresst. Von einer Kugel mit diesem Radius kann quasi nichts mehr fliehen, nicht einmal Licht. Das Objekt ist also unsichtbar. Dabei ist der Schwarzschildradius direkt proportional zur Masse; z. B. liegt er für die Sonne bei ca. 3 km und für die Erde bei 1 cm. Was im Inneren dieses Radius passiert, ist unklar. Beim Gravitationskollaps gehen alle Strukturen der Materie verloren, sogar Magnetfelder verschwinden. Alle Information wird also vernichtet. Und doch strahlt ein schwarzes Loch, wenn auch schwach. Denn aufgrund von quantenmechanischen Prozessen können Elementarteilchen mit einer gewissen Wahrscheinlichkeit dem Loch entrinnen. Dadurch kann man dem Objekt eine Temperatur zuordnen, die langsam aber sicher dafür sorgt, dass das Schwarze Loch verdampft. Trotzdem existieren große Schwarze Löcher quasi ewig. Sie haben eine "Lebenserwartung" von 10⁶⁴ bis 10¹⁰⁰ Jahren; das ist um viele Größenordnungen mehr als das Universum bisher alt ist. Übrigens: Je größer das Loch, desto langsamer verdampft es! Schwarze Löcher wabern aber nicht nur einfach ungesehen durch den Weltraum, sie werden auch im Zentrum von Galaxien vermutet, als zentrale Kraft, die alles zusammenhält.

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