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Entwicklung der Sterne

Wie entstanden die Sterne?

Sind die Sterne aus der Verdichtung großer, kalter Wolken interstellarer Materie entstanden?

Eine eindeutige Aussage über die Geburt eines Sterns kann bis heute nicht getroffen werden. Am wahrscheinlichsten ist, dass die Sterne aus der Verdichtung großer, kalter Wolken interstellarer Materie (vorherrschend aus Wasserstoff) entstehen. Wird der Mindestwert, die so genannte Jeans-Masse einer solchen Wolke überschritten so ist ihre Schwerkraft größer als der von innen nach außen gerichtete Gasdruck. So kollabiert die Wolke, es entstehen dabei Kondensationen, die sich unter späterer Fragmentation zu Sternen entwickeln.

Protonensterne

Protonenstern

Bei der niedrigen Temperatur und der geringen Dichte der interstellaren Wolken beträgt die Jeans-Masse häufig mehr als 3000 Sonnenmassen. Daher liegt die Vermutung nahe, dass äußere Kräfte wie z. B. Schock- oder Dichtewellen die möglicherweise von einer Supernova ausgehen, zur Verdichtung animieren. Es ist durchaus denkbar, dass Wolken (oder Teile davon) von mehreren tausend Sonnenmassen während des Kollabierens ihren eigenen Kontraktionsprozeß unterlaufen und in einzelne Fragmente zerfallen. Da die meisten Sterne im Durchschnitt eine Sonnenmasse haben, würde sie Wolke in so viele Einzelteile zerfallen, wie die Anzahl der Sonnenmassen gewesen ist. Sterne mit mehreren tausend Sonnenmassen währen im Weltall instabil. Doch nach dem Zerfall ist das Ergebnis der Fragmentation, dass einzelne Sternhaufen entstehen. Das Ende der Fragmentation ist erreicht, wenn die Dichte und die Hitze der einzelnen Bruchstücke so hoch sind, dass eine weitere Kontraktion verhindert wird. Die Entwicklung eines solchen Protosterns hängt von seiner Masse ab. Ein Stern mit einer Masse vergleichbar der unserer Sonne bildet in seinem Inneren einen dichten Kern, dessen Masse im Laufe der folgenden Zeit ständig zunimmt, da die äußeren Schichten des Sterns auf ihn stürzen. Nach ca. 60 Millionen Jahren sind die Temperaturen so hoch dass die ersten atomaren Kernverschmelzungsprozesse beginnen. Bei diesen Prozessen wird vor allem Wasserstoff in Helium umgewandelt. Diese Reaktion ermöglicht dem Stern über Millionen von Jahren hinweg in einem stabilen Zustand zu leuchten. Sterne, die eine größere Sonnenmasse haben, entwickeln sich auch schneller.

Hauptreihensterne und rote Riesen

Hauptreihenstern Sirius

Es ist eine Mindesttemperatur von ca. 10 Millionen Grad erforderlich, um Wasserstoff in Helium umzuwandeln. Nach dieser Umwandlung ist der neue Stern dann zunächst auf der Hauptreihe des Hertzsprung Russell - Diagramms zu finden. Ein Stern wie unsere Sonne z. B. (mit einer Sonnenmasse) verbleibt etwa 10 Milliarden Jahre in diesem Zustand und damit auch auf der Hauptreihe. Im späteren Verlauf seiner Entwicklung geht dann der Wasserstoffvorrat im Innern eines Sterns zu Ende. Das Gleichgewicht im Innern des Sterns ist gestört. Die Schwerkraft wird nicht mehr durch den nötigen Gasdruck ausgeglichen, und der Kern des Sterns zieht sich langsam zusammen. Diesen Zustand erreicht der Stern, wenn etwa 10 bis 15 % seines Wasserstoffs in Helium umgewandelt wurde. Hierbei wächst die Temperatur im Inneren des Sterns so hoch an, dass sich auch das dort angesammelte Helium weiter zu Kohlenstoff aufbauen kann. Von da an gibt es zwei Bereiche eines Sterns in denen Energie erzeugt wird. Zu einen findet im Kern das Brennen des Heliums statt. In der weiter außen liegenden Schicht wird weiterhin Wasserstoff in Helium verwandelt. In der Zwischenzeit ist die gesamte Energieproduktion des Sterns dermaßen stark angewachsen, dass auch der Gasdruck wieder größer geworden ist. Hierdurch werden die äusseren Schichten aufgebläht und es entsteht ein roter Riesenstern. Unsere Sonne wird sich in etwa 5 Milliarden Jahren derart aufblähen, dass sie die inneren Planeten unseres Sonnensystems verschlingen wird. Es ist nicht auszuschließen, dass unsere Erde dabei auch noch mit verschlungen wird. Dies währe dann, ungeachtet ob es zu diesem Zeitpunkt noch Leben auf unserem Planeten gibt, endgültig das Ende der Welt.

Weisse Zwergsterne

Zwergstern

In dem Stadium eines roten Riesen verbleibt ein Stern über Millionen Jahre hinweg, bis es ihm nicht mehr möglich ist, weitere Energie durch Kernfusionsprozesse zu erzeugen. Die Wirkung der Schwerkraft in seinem Inneren wird durch keinen Gasdruck mehr gestoppt. Der Stern kollabiert in sich zusammen. Dabei entsteht ein weißer Zwergstern. Ein solcher Stern ist nur noch etwa so groß wie unsere Erde, hat dabei aber eine Sonnenmasse. Seine mittlere Dichte beträgt ca. 1 t/cm3. Im Laufe der Zeit wird der Stern schwächer und verwandelt sich in einen schwarzen Zwergstern. Doch selbst wenn ein Stern anfangs eine Masse von über 1,4 Sonnenmassen besitzt, kann der Kollaps im Stadium eines weißen Zwergsterns enden. Bei Sternen mit ursprünglich mehr als 4 bis 8 Sonnenmassen ist der Kollaps weitaus katastrophaler. Hier sind meist Supernova-Explosionen zu erwarten.

Neutronensterne und Pulsare

Neutronenstern

Wenn ein Stern beim Kollabieren eine Masse von über 1,4 Sonnenmassen behält, verdichtet er sich über den Zustand eines weißen Zwergsterns hinaus. Wenn die Masse zwischen 1,4 und 3 Sonnenmassen liegt, wir der Kollaps erst gestoppt, wenn er eine Dichte erreicht hat, bei der z. B. ein Kubikzentimeter Materie einer Masse von 10 Millionen Tonnen entspricht. Bei einer so hohen Dichte stoßen die Elektronen mit den Protonen zusammen und bilden Neutronen. Dabei entsteht ein Neutronenstern. Neutronensterne haben in der Regel einen Durchmesser von 10 bis 20 km. Die äußere Schicht des Neutronensterns ist fest, obwohl der Stern bei seiner Entstehung gasförmig war. Im Jahre 1967 haben Radioastronomen eine Radioquelle entdeckt, die kurzzeitige Radioimpulse mit einer Periode von 1,34s aussendet haben. Danach wurden noch viele andere derartige Pulsare im All aufgefunden. Hierzu gehört auch ein Pulsar im Grab-Nebel, mit einer Periode von 0,033s. Dies ist ein Hinweis darauf, dass er sich ungeheuer schnell um seine eigene Achse dreht und sehr klein ist. Die Strahlung wird wahrscheinlich in Richtung der Achse eines starken Magnetfeldes abgegeben, das diesen Stern umgibt. Immer dann, wenn die magnetische Achse des Pulsars auf die Erde zu gerichtet ist, erhalten wir einen Radio- oder Lichtblitz. Genau an der Stelle des Pulsars im Grab-Nebel, beobachteten chinesische Astronomen im Jahre 1054 eine Supernova. Es ist erwiesen, dass auch andere Neutronensterne oder Pulsare die Überreste einer Supernova sind.

Schwarze Löcher

Schwarzes Loch

Manche Sterne sterben sehr langsam und enden schließlich in einem schwarzen Zwergstern. Andere hingegen enden in einer heftigen Explosion. Hat ein Stern mehr als 8 Sonnenmassen, so behält er nach Abstoß einiger Sonnenmassen während einer Supernovaexplosion immer noch so viel Masse zurück, dass er selbst den Zustand eines Neutronensterns hat, sich dabei aber noch weiter verdichtet. Für einen Neutronenstern ist die obere Grenze bei ca. 3 Sonnenmassen. Der durch ungeheure Schwerkraft bedingte Kollaps fällt bei einem Objekt, dass noch massereicher ist so katastrophal aus, dass dieses nur noch wenige Kilometer Durchmesser hat. Die Dichte erreicht etwa 100 Mrd. t/cm3. An der Oberfläche herrscht eine so extrem starke Schwerebeschleunigung, dass keine Lichtstrahlen oder Radiostrahlen mehr nach außen dringen. Das Objekt ist also nicht mit einem Radioteleskop zu beobachten. Daher kommt der Name Schwarzes Loch. Zwar geht von einem schwarzen Loch keine Strahlung mehr nach außen, wohl aber die Schwerkraftwirkung. Materie in unmittelbarer Nachbarschaft eines schwarzen Lochs würde also in dieses hineingezogen. Schwarze Löcher können jedoch aufgrund der entstehenden Röntgenstrahlung nachgewiesen werden. Das erste schwarze Loch, das identifiziert wurde, ist Gygnus X4 im Sternbild Schwan. Es handelt sich dabei um eine Röntgenquelle in einem Doppelsternsystem. Der sichtbare Hauptstern ist ein massereicher blauer Überriese mit der Bezeichnung HDE 226868. Spektroskopische Untersuchungen zeigten, dass der Überriese von einem unsichtbaren Objekt umkreist wird, dessen Röntgenstrahlen mit einer Periode von weniger als einer halben Stunde schwankt. Ein Objekt mit einer solchen Bahnbewegung um einen Überriesen muss eine Masse zwischen etwa 6 und 10 Sonnenmassen besitzen. Aus den raschen Schwankungen der Röntgenstrahlenquelle geht hervor, dass diese weniger als etwa 1/2 Lichtsekunde oder etwa 100000 km groß sein kann. So kompakt und massereich ist nur ein schwarzes Loch. Die Röntgenquelle ist allerdings nicht mit dem schwarzen Loch identisch. Sie entsteht durch von dem blauen Überriesen stammende Gasmassen, die in Richtung auf das schwarze Loch fallen und dort zunächst um dieses eine Gasscheibe bilden. Dabei erreichen die Gaswolken eine Geschwindigkeit, die sich der Lichtgeschwindigkeit nähert. Die Temperaturen steigen durch Reibungseffekte der unterschiedlich heißen Gasschichten auf viele Milliarden Grad an, so dass schließlich Röntgenstrahlen ausgesandt werden. Lange zeit hielt sich die These, dass schwarze Löcher unzerstörbare Objekte sind. Im Jahre 1974 entdeckte der englische Physiker Stephen Hawking, dass trotz der ungeheuren Schwerkraft der schwarzen Löcher Materieteilchen ins All entweichen können. Schwarze Löcher, die vom Urknall unseres Universums her stammen, könnten möglicherweise inzwischen aufgelöst sein. Möglicherweise durch eine Explosion und der Aussendung von Blitzen von Gammastrahlen. Man hat jedoch bis heute mit den zu Verfügung stehenden Mitteln noch keine Blitze mit Gammastrahlen feststellen können.

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