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Astronomie-AG

Die Entwicklung sonnenähnlicher Sterne

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm

Die beiden auffälligsten Eigenschaften der Sterne sind ihre Leuchtkraft und ihre Farbe, wobei die Leuchtkraft nicht mit der scheinbaren Helligkeit eines Sterns am Firmament verwechselt werden darf, die erst durch seine Entfernung von der Erde zustande kommt.
Die beiden Astronomen E. Hertzsprung und H. N. Russel kamen zu Beginn des Jahrhunderts als erste auf die Idee, die Sterne der Milchstraße nach diesen beiden Eigenschaften in ein Diagramm einzuordnen, um eventuelle Zusammenhänge von Farbe und Leuchtkraft aufzudecken. (Genaugenommen betrachteten sie nicht die Farben der Sterne, sondern ihre sogenannten Spektraltypen, was für uns aber nur einen geringen Unterschied darstellt.) Und in der Tat verteilen sich die Sterne auf dem Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) nicht zufällig, sondern nach ganz bestimmten Mustern.
Die meisten Sterne verteilen sich entlang der sogenannten Hauptreihe von links oben (blau, große Leuchtkraft) nach rechts unten (rot, geringe Leuchtkraft). Auch unsere Sonne befindet sich auf der Hauptreihe bei Spektralklasse G2. Die Spektralklassen sind nach der historisch begründeten Buchstabenfolge O, B, A, F, G, K, M mit den Zwischenstufen 0 bis 9 eingeteilt, sie entsprechen wiederum verschiedenen Oberflächentemperaturen von etwa 3000 K (M-Sterne) bis 45'000 K (O5-Sterne), so dass die Sonne mit ihren 5'500 K noch als eher "kühl" gelten kann.
Neben den Hauptreihensternen gibt es auch noch Sterne mit hoher Leuchtkraft, aber eher geringer Oberflächentemperatur (Riesen und Überriesen), und heiße Sterne mit sehr geringer Leuchtkraft (Weiße Zwerge)
 

Das Hauptreihenstadium

Bei allen Hauptreihensternen handelt es sich um Sterne im "besten Lebensalter", die durch Kernfusionsprozesse in ihrem Inneren so lange stabilisiert werden, wie der Vorrat an brennbarem Wasserstoff im Zentrum reicht. Die Position eines Sterns auf der Hauptreihe und seine Verweildauer auf derselben hängen einzig und allein von seiner Masse ab. 
Ein Stern mit 0,5 Sonnenmassen bei-spielsweise befindet sich bei Spektralklasse M0. Durch seine geringe Leuchtkraft verliert er so wenig Energie und geht so sparsam mit seinem nuklearen Brennvorrat um, dass er etwa 30 Milliarden Jahre auf der Hauptreihe verweilen wird das Doppelte des Alters des Universums. Dagegen befindet sich ein Stern mit 20 Sonnenmassen fast ganz oben auf der Hauptreihe bei Spektralklasse B0 (30'000 K Oberflächentemperatur). So ein Gigant verbraucht seinen ungleich größeren Brennvorrat schon nach 20 Millionen Jahren und explodiert dann in einer spektakulären Supernova. Der Grund für den rasanten Verbrauch von brennbarem Wasserstoff in den massereichen Sternen liegt in deren hohen Zentraltemperaturen, die für eine hohe Fusionsrate sorgen. 
Noch massereichere Sterne vom Spektraltyp O entstehen äußerst selten, weil die Molekülwolken, aus denen sie sich bilden, in der Regel frühzeitig auseinanderbrechen (siehe "Die Entstehung der Sterne").
 

Die Energieerzeugung

Im Inneren eines jeden Sternes herrschen sehr hohe Drücke und Temperaturen, was dazu führt, dass die Teilchen des ionisierten Gases (Plasma) ständig mit sehr hohen Ener-gien zusammenstoßen. Bei einem Zusammenprall zweier Atomkerne kann ein neuer, schwererer Kern entstehen, wobei viel Energie frei wird. Die Sterne der Hauptreihe gewinnen ihre Energie aus der Fusion von jeweils vier Protonen (Wasserstoffatomkerne) zu einem Heliumatomkern. Dieser besteht aus zwei Protonen und zwei Neutronen, die Wasserstoff-Protonen verwandeln sich also teilweise in Neutronen (wobei noch weitere Elementarteilchen entstehen).
Der Heliumatomkern hat insgesamt weniger Masse als die vier Protonen, aus denen er entstanden ist. Diese der Alltagslogik widersprechende Beobachtung kann mit Hilfe der Einsteinschen Allgemeinen Relativitätstheorie erklärt werden: Nach der berühmten Formel E = m c2 sind Masse (m) und Energie (E) äquivalent, d. h. ineinander umwandelbar. Genau dies geschieht bei der Kernfusion. Die Masse der Ausgangskerne wird teilweise in Energie, vor allem in sehr energiereiche Gammastrahlung, umgewandelt. 
Die Sonne wird durch diesen Prozess beispielsweise in jeder Sekunde um 5 Millionen Tonnen "leichter"; auf ihre gesamte Lebenszeit von fast 10 Milliarden Jahren entspricht dies einem Massenverlust von knapp einem Tausendstel ihrer gesamten Masse oder fast der Masse des Riesenplaneten Jupiter.

Die im Inneren eines Hauptreihensterns ständig frei werdende energiereiche Gammastrahlung ist der Schlüssel zu seiner Stabilität. Die Strahlungspartikel (Photonen), die bei der Kernfusion erzeugt werden, können das Sterneninnere nämlich nicht ohne Weiteres verlassen, sondern stoßen immer wieder mit den Teilchen des Plasmas zusammen. Dadurch verlieren die Photonen jedesmal etwas Energie und erzeugen einen nach außen gerichteten Strahlungsdruck, der dem Schweredruck der äußeren Sternenschichten entgegenwirkt und einen Gravitationskollaps verhindert.
Die Photonen stoßen so oft mit den Plasmateilchen zusammen und ändern dabei ihre Richtung so häufig, dass sie die Sonne beispielsweise erst nach durchschnittlich etwa 10'000 Jahren verlassen können. Dabei geht so viel Energie verloren, dass aus den energiereichen Gammaphotonen mit der Zeit Photonen des sichtbaren Lichts, der UV- oder der Infrarot-Strahlung werden, wenn sie schließlich die Sternoberfläche verlassen.
 

Das Schicksal der Sonne

Sterne im Bereich von 0,8 bis zu einigen Sonnenmassen (eine scharfe Obergrenze lässt sich nicht ziehen) entwickeln sich ähnlich, so dass die Zukunft der Sonne stellvertretend für die Entwicklung dieser Sterne beschrieben werden kann. 
Wenn der Vorrat an Wasserstoff im Zentrum der Sonne in etwa vier bis fünf Milliarden Jahren allmählich zur Neige gehen wird, beginnt ihre sogenannte Nach-Hauptreihen-Entwicklung. Es bildet sich zunächst ein Kern, der hauptsächlich aus Helium besteht, das bei den vorherrschenden Temperaturen noch nicht zu schwereren Elementen verschmelzen kann. Die Fusion von Wasserstoff zu Helium findet jetzt in einer dünnen Schale um den Heliumkern herum statt. Aufgrund des fehlenden Strahlungsdrucks, der zuvor durch das Wasserstoffbrennen im Zentrum herrschte, beginnt der Heliumkern zu schrumpfen, wodurch er sich erheblich aufheizt (siehe auch "Die Entstehung der Sterne", Anhang "Der Gravitationskollaps"). Diese Hitze überträgt sich auch auf die angrenzende Kugelschale, in der die Fusion von Wasserstoff zu Helium jetzt stark zunimmt. 
Damit sind gravierende Veränderungen auch der äußeren Schalen der Sonne verbunden: während der Kern kontrahiert, treibt der erhöhte Strahlungsdruck aus der Wasserstoff-Brennschale die darüberliegenden Schichten auseinander, und die Sonne bläht sich zu einem Roten Riesenstern auf. Dabei kommt es sowohl zu einer Steigerung der Leuchtkraft (durch die erhöhte Fusionsaktivität), als auch zu einer Abkühlung der äußersten Sonnenschicht durch ihre gewaltige Ausdehnung. Die Sonne ist nun so groß, dass sie die Bahnen der Planeten Merkur, Venus und vielleicht auch der Erde in sich aufgenommen hat. Mit der Abkühlung ändert sich auch die Farbe der Sonne ins Rote. 
Auf dem HRD zeigen sich all diese Veränderungen als eine Wanderung von der Hauptreihe in das Riesengebiet oben rechts.

Wenn die Temperatur im Heliumkern durch die Kontraktion etwa 100 Millionen K übersteigt, beginnt dort die Fusion des Heliums zu den Elementen Kohlenstoff und Sauerstoff. Durch diesen Verschmelzungsprozess bildet sich ein weiterer Kern im Sonneninneren, so dass dieses immer mehr einer Zwiebel gleicht: Um den innersten Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff, in dem nun keine weiteren Reaktionen mehr stattfinden, breitet sich eine Schale aus, in der Heliumkerne miteinander verschmelzen. Diese Schale "frißt" sich durch den Heliumbereich nach außen, der wiederum von einer Schale des Wasserstoffbrennens umgeben ist. Diese breitet sich ebenfalls nach außen, in die noch unverbrauchte und übermäßig ausgedehnte Wasserstoffhülle der Sonne aus. 
 

Planetarische Nebel und Weiße Zwerge

Von jedem Hauptreihenstern geht ein sogenannter Sternwind aus, ein ständiger Partikelstrom aus Teilchen, die sich aufgrund ihrer hohen Geschwindigkeit von der Sternatmosphäre lösen und dem Anziehungsbereich ihres Sterns entfliehen. Auch bei unserer Sonne gibt es dieses Phänomen: den Sonnenwind. Dieser Strom aus Protonen, Elektronen und Heliumkernen (Alpha-Teilchen) trifft auch auf das Magnetfeld der Erde, von dem er größtenteils abgelenkt wird und nur an den Polen auf die Atmosphäre treffen kann, an welchen er dann die Teilchen der Luft zum Leuchten anregt und so die Polarlichter verursacht. 
Die Ausmaße des Sonnenwindes sind aber mit etwa 600'000 Tonnen Massenverlust pro Sekunde noch recht bescheiden gegenüber dem, was die Sonne in ihrer Nach-Hauptreihen-Entwicklung an den Weltraum abstoßen wird. Während einer bestimmten astronomisch gesehen sehr kurzen, nämlich einige 10 bis 100 Tausend Jahre dauernden Phase am Ende der Entwicklung eines Roten Riesen kommt es nämlich zu einem gewaltigen Anstieg des Sternwindes. Dies hat drei Ursachen:

  • Die äußere Atmosphärenschicht eines Roten Riesen kühlt sich stark ab, weil sich die aus dem Inneren kommende Strahlungsenergie nun auf eine riesige Oberfläche verteilt. 
  • Durch die Abkühlung finden Atomkerne und Elektronen wieder zusammen, aus dem Plasma wird wieder neutrales Gas und aus diesem entsteht sogar zum Teil feiner Staub. Dieser Staub nimmt die Strahlungsenergie aus dem Inneren so gut auf, dass er viel leichter in das All getrieben werden kann als Gas.
  • Schließlich wirkt die Schwerkraft in so großer Entfernung vom Sternenmittelpunkt nur noch schwach und kann die Teilchen nicht mehr festhalten.
Dadurch entsteht ein Sternwind, der eigentlich mehr einer Abstoßung der äußeren Sternatmosphäre gleichkommt. Langsam breitet sich eine mehr oder weniger kugelförmige Hülle um den verbleibenden Sternenrest aus, die bis zur Hälfte der Masse des Roten Riesen enthalten kann.
Währenddessen verändert sich auch der Zentralstern, also der nackte Kern des ehemaligen Roten Riesen, erheblich und entwikkelt sich zu einem sogenannten Weißen Zwerg. Der Zentralstern enthält fast keinen Wasserstoff mehr, der noch fusionieren könnte, und auch das Heliumbrennen in seinem Inneren kommt zum Erliegen. Allmählich schrumpft der Stern bis auf etwa die Größe der Erde. Bei einer Masse von bis zu 1,4 Sonnenmassen bedeutet dies, dass schon ein Kubikzentimeter der Materie eines Weißen Zwerges über eine Tonne wiegt. Diese Materie hat im Übrigen wenig mit den uns vertrauten Stoffen zu tun, Physiker sprechen von einem "entarteten Elektronengas". 
Noch bevor sich der Zentralstern aber in einen weißen Zwerg verwandelt hat, bringt er den ihn umgebenden Nebel aus abgestoßener Materie zum Leuchten. Während er schrumpft, wird seine Oberfläche nämlich immer heißer und damit seine Strahlung immer energiereicher. Die hochenergetische UV-Strahlung sorgt nun dafür, dass die Nebelmaterie wieder ionisiert wird und dadurch in verschiedenen Farben leuchtet. 
Wegen des scheibchenförmigen Aussehens der so entstandenen leuchtenden Nebel sprachen die ersten Beobachter von Planetarischen Nebeln. Bei näherem Hinsehen wirken einige von ihnen ringförmig, weil der Beobachter am Rand der leuchtenden Gasblase durch eine dickere Materieschicht blickt als direkt in der Mitte.
Ein schon mit einem kleineren Teleskop gut zu beobachtender Planetarischer Nebel ist der sogenannte Ringnebel im Sternbild Leier.

Robert Stresing

Quellen

  • Gondolatsch, Steinacker, Zimmermann: Astronomie Grundkurs. Klett, Stuttgart 1990
  • Beckmann, Epperlein: Astronomie Grundkurs. Manz, München 1989
  • Keller, Hans-Ulrich: Astrowissen. Franck-Kosmos, Stuttgart 1994
  • Napiwotzki, Ralf: Planetarische Nebel und Weiße Zwerge. In: Sterne und Weltraum. 1999, Nr.2

 
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