Sternentwicklung

1. Sternentstehung
Sterne entstehen aus interstellaren Gas und Staub - Wolken, die auch als Nebel bezeichnet werden. Es gibt grunds√§tzlich zwei Arten von Nebeln. Zum einen ist ein Gro√üteil der Milchstra√üe gef√ľllt vom sogenannten Zwischenwolkenmedium, welches eine Temperatur von etwa 8000 K hat, jedoch nur eine sehr geringe Dichte. Es ist daher nicht zur Sternbildung f√§hig. Zum Gl√ľck gibt es aber auch noch dichtere und k√§ltere Wolken. Sie bestehen aus praktisch reinem Wasserstoff und haben typischerweise eine Temperatur von unter 100 K. Diejenigen Wolken, deren Temperatur bei etwa 10 bis 20 K liegt, haben eine so hohe Dichte, dass die Gravitationskraft die thermischen Druckkr√§fte √ľberwiegt und sie so zu massereichen K√∂rpern komprimiert. Genauer gesagt, werden sogenannte Globulen innerhalb der Wolken komprimiert, sofern sie eine bestimmte Bedingung hinsichtlich Masse, Dichte und Innentemperatur erf√ľllen. Diese Bedingung wird auch Jeans - Kriterium genannt. Es wird um so eher erreicht, je massereicher und dichter die Wolken sind, und je geringer die Temperatur und damit der Innendruck ist.
Man nimmt an, dass sich die ersten Gasnebel erst zwei Milliarden Jahre nach dem Urknall ausreichend versammelt hatten, um Protogalaxien zu bilden. Erst dann konnten erste Wolken dem Jeans - Kriterium entsprechen. Allerdings nimmt man an, dass Sterne fr√ľher im Durchschnitt massereicher waren als heute, da sie einerseits aus einem Gas gebildet wurden, dass Wasserstoff und Helium etwa im Verh√§ltnis 10:1 enthielt und somit schlechter k√ľhlte als das "moderne" Gasgemisch, wodurch der Fragmentationsproze√ü in ihrem Inneren (dazu sp√§ter mehr) fr√ľher zur Ruhe kam. Andererseits gab es fr√ľher auch keine Magnetfelder, welche die Sternbildung erschwerten.
Während des Kollaps der Wolken wird die Wärmeenergie durch Zusammenstöße in elektromagnetische Strahlung umgewandelt, welche die Wolke bei noch geringer Dichte leicht durchdringen und verlassen kann. Deshalb steigt in dieser Phase die Innentemperatur des Nebels kaum an.
Interessant bei diesem Kollaps der Wolken ist nun die interne Fragmentation. Die Wolken sind n√§mlich nicht symmetrisch aufgebaut, sondern enthalten Bereiche von unterschiedlicher Dichte. Ab einem gewissen Punkt kollabieren die einzelnen Bereiche nicht mehr gemeinsam, sondern trennen sich und werden durch die Gravitationskr√§fte unabh√§ngig voneinander weiter komprimiert. Aus diesem Grund entstehen immer mehrere Sterne praktisch gleichzeitig. Allerdings kann sich dieser Proze√ü nicht beliebig weit fortsetzen, sondern kommt allm√§hlich beim fortschreitenden Kollaps zur Ruhe, und zwar aufgrund der steigenden Dichte. Durch die hohe Dichte wird es f√ľr Photonen schwerer, die Wolke zu verlassen, und so beginnt die Temperatur anzusteigen. In allen Blasen erreicht die Temperatur Werte, bei denen zun√§chst die Molek√ľle zerlegt und sp√§ter sogar durch den Verlust der √§u√üeren Elektronen ionisiert werden. Mit der Aufnahme neuer Materie steigt der Druck auf die Zentralregion noch weiter an. Nun bewirken die Druckkr√§fte einen Dichteausgleich der unterschiedlichen Regionen, deren Gestalt mehr und mehr sph√§risch wird.
Die Masse der neu entstehenden Sterne wird durch das Salpeter - Gesetz ausgedr√ľckt. Vereinfacht gesagt, kommen auf einen Stern mit einer bestimmten Masse f√ľnf Sterne mit der halben Masse. Sehr massereiche Sterne entstehen also √§u√üerst selten, und da sie zus√§tzlich eine um ein vielfaches geringere Lebensdauer haben, sind sie in der Milchstra√üe und in den anderen Galaxien kaum anzutreffen.
Die bis jetzt entstandenen Himmelsk√∂rper werden als Protosterne bezeichnet. Dieser Protostern produziert bereits gro√üe Energiemengen, obwohl noch keine Kernreaktionen stattfinden. Sie sind f√ľr ihre Umgebung nicht sichtbar, da die sie umgebenden Gaswolken f√ľr Photonen undurchdringlich sind. Hier findet jetzt eine Massenkonzentration statt, da die umgebenden Nebel mit immer h√∂herer Geschwindigkeit in den Protostern st√ľrzen. Auf der Oberfl√§che werden die eintretenden Gase jedoch pl√∂tzlich abgebremst, wobei viel Energie frei wird. Die dabei entstehende Strahlung dr√ľckt gegen die nachstr√∂menden Gasmassen. Schlie√ülich kann dieser Druck so stark werden, dass die umgebende Gaswolke in den Raum geschleudert wird und der Proze√ü der Massenzunahme damit vorl√§ufig beendet wird. W√§hrend diesem Proze√ü entwickelt der Protostern einen sogenannten hydrostatischen Kern. Er bildet damit schlie√ülich ein stabiles Objekt, weil sich die Druckkr√§fte mit den Gravitationskr√§ften die Waage halten. Sobald er diesen Zustand erreicht hat, wird der Protostern als Stern bezeichnet. Manche Leute wollen das aber nicht einsehen und behaupten, erst die Z√ľndung der Fusionsreaktionen w√§re der notwendige Faktor. Auf solche Leute wollen wir aber selbstverst√§ndlich nicht h√∂ren, weil sie nur mehr Stoff f√ľr sich ergattern wollen.
Bereits bei seiner Entstehung beginnt ein Stern zu rotieren, und durch die fortschreitende Kompression wird diese Rotation immer schneller. Hier besteht die Möglichkeit, dass sich der Strahlungsdruck an den Polen, also entlang der Rotationsachse, in den Raum schießen, während das Gas, welches angesaugt wird, in einer spiralförmigen Scheibe in den Stern fällt.
Eventuell wurde bei der Sternbildung nicht die gesamte Materie des Nebels in den Raum gefegt, sondern bildet ein Planetensystem. Es ist aber unbekannt, bei wie vielen der neuentstandenen Sterne, dies tats√§chlich der Fall ist - wenn √ľberhaupt.


2. Verdichtungsphase
Nach seiner Geburt hat der Stern vorläufig eine stabile Phase vor sich. Durch sein hydrostatisches Gleichgewicht Gravitations - und Druckkräften behält er seine sphärische Gestalt bei, höchstens beeinträchtigt durch seine leichte Verformung zu einem Rotationsellipsoid, denn immerhin rotiert der frischgeborene Stern ja praktisch immer.
Der Stern ist m√∂glicherweise noch von Teilen seiner Wolke umgeben, eventuell wird sich ein Planetensystem daraus bilden. Er ist noch recht ausgedehnt und k√ľhl, wenn man ihn mit √§lteren Sternen vergleicht. K√ľhl bedeutet in diesem Zusammenhang aber immerhin noch mindestens 2000 K, und das auf der Sternoberfl√§che.
Nun ist es aber so, dass jedes Objekt entsprechend seiner Temperatur W√§rmestrahlung aussenden muss. Genau das tut auch der neue Stern. Da sein Zentrum hei√üer ist als die Oberfl√§che, wird zun√§chst die Oberfl√§che durch die W√§rmestrahlung ausk√ľhlen, doch es besteht ein konstanter W√§rmeflu√ü vom Zentrum zur Oberfl√§che hin. Langsam, aber sicher, k√ľhlt so das Zentrum allm√§hlich aus. Dadurch gewinnt die Gravitation langsam die Oberhand und komprimiert den Stern weiter, doch hierdurch wiederum wird sofort neue W√§rmeenergie erzeugt, die wieder entsprechenden Widerstand liefert. Im Laufe der Zeit wird der Stern so immer dichter und immer hei√üer.
Im Gegensatz zu den implosionsartigen Kontraktionen der Globulen in den Nebeln, aus denen der Stern hervorgegangen ist, handelt es sich hierbei jedoch um ein gem√§chliches Zusammenziehen, das Millionen von Jahren dauern kann, ohne dass irgendwelche anderen Prozesse auftreten. Es ist zwar eine f√ľr unsere Ma√üst√§be gigantische Energieabstrahlung, die hier stattfindet, aber die potentielle Energie, die aus reiner Kontraktionsw√§rme gewonnen werden kann, ist um viele Gr√∂√üenordnungen h√∂her. Tats√§chlich ist es auch so, dass der Stern nicht mehr weiter kontrahieren w√ľrde, k√∂nnte man alle Energie am Entweichen hindern.


3. Nukleare Fusion
Nat√ľrlich kann diese Kontraktion aber nicht ewig so weitergehen. In der Realit√§t ist sp√§testens bei etwa 10 Millionen K Schlu√ü damit: ab diesem Punkt z√ľndet im Zentrum des Sterns die nukleare Fusion. Dies ist die ergiebigste Energiequelle des Sterns, und sie h√§lt die Kontraktion f√ľr den Rest seines "Lebens" auf.
Die erste Fusionsreaktion verwendet das Material, von dem der Stern reichlich hat: Wasserstoff. Bei 10 Millionen K schie√üen die Wasserstoffkerne, die l√§ngst keine Elektronen mehr haben, im Zentrum mit einer solchen Geschwindigkeit umher, dass sie schlie√ülich bei ihren Zusammenst√∂√üen die elektrischen Absto√üungskr√§fte √ľberwinden und sich zu einem Heliumkern verbinden. Dieser Heliumkern hat aber weniger Masse als die zu seiner Bildung notwendigen vier Wasserstoffkerne. Die fehlende Masse wird beim Zusammensto√ü in reine Energie umgewandelt. Die entstehende Energiemenge l√§sst sich mit Hilfe der Einsteinschen Gleichung der √Ąquivalenz von Energie und Masse berechnen: E=mc2, woraus hervorgeht, dass selbst eine sehr kleine Masse einem sehr hohen Energiebetrag entspricht.
Ein einziges Gramm Wasserstoff erzeugt bei einer Fusion zu Helium (bei der ja bei weitem nicht die gesamte Masse in Energie umgewandelt wird, sondern bloß etwa 1%) 200.000 Kilowattstunden Energie. Unsere Sonne verbrennt in einer einzigen Sekunde aber nicht bloß ein paar Gramm oder Kilogramm, sondern 500 Millionen Tonnen Wasserstoff. Dadurch verliert sie pro Sekunde etwa 5 Millionen Tonnen an Masse.
Hier soll gleich ausdr√ľcklich festgehalten sein, dass nicht die Reaktion im Sternzentrum die Abstrahlung an der Oberfl√§che bestimmt, sondern dass es sich vielmehr umgekehrt verh√§lt. K√∂nnte man bei einem Stern alle Energieverluste durch Strahlung zur√ľckhalten, so w√ľrde die Fusion in seinem Inneren erl√∂schen.
Verbl√ľffend ist, in welchem Ausma√ü die Energiegewinnungsrate des Sterns von seiner Innentemperatur abh√§ngt. Bei der ersten Reaktion, bei der Wasserstoffkerne zu Helium verschmelzen, ist sie bei einem massearmen Stern (also unter 1,5 Sonnenmassen) in er sechsten Potenz von der Temperatur abh√§ngig. Steigt die Temperatur um den Faktor zehn, so erh√∂ht sich die Energieerzeugung um den Faktor einer Million. Bei nachfolgenden Reaktionen, die bei h√∂heren Temperaturen auftreten, liegt das Verh√§ltnis sogar bei der 30. oder 40. Potenz. W√ľrde sich bei so einem Stern die Temperatur um bescheidene 50% erh√∂hen, w√§re die Energiegewinnungsrate volle 11 Millionen mal so hoch. Die genauen Potenzen der Abh√§ngigkeit von Energieerzeugungsrate und Innentemperatur sind in der nachfolgenden Tabelle aufgelistet.
Nat√ľrlich wird der Stern aber nicht ewig den gleichen Fusionsproze√ü zur Energiegewinnung benutzen. Er wird vielmehr zu immer schwereren Molek√ľlen als Ausgangsmaterialien √ľbergehen, die er vorher selbst erzeugt hat. Schon bei der ersten Stufe, der Verbrennung von Wasserstoff zu Helium, gibt es zwei verschiedene M√∂glichkeiten: zum einen die sogenannte pp - Kette (Proton - Proton - Kette), welche Sterne unter 1,5 Sonnenmassen einsetzen, zum anderen die CNO - Kette, welche in Sternen √ľber 1,5 Sonnenmassen vorkommt. Ist schlie√ülich ein Gro√üteil des Wasserstoffs aufgebraucht, so liegt die Temperatur ungef√§hr bei 200 Millionen K, und die n√§chste Reaktion setzt ein. Nun wird Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff verbrannt. Jeder Reaktion kann man einen bestimmten Temperaturbereich zuordnen. Die folgende Tabelle gibt einen √úberblick.

Fusionsprozeß
Potenz der Abhängigkeit
Temperatur bei Beginn
Wasserstoff - Brennen pp - Kette
6
10 Millionen K
Wasserst. - Brennen CNO - Kette
15
30 Millionen K
Helium - Brennen
30
200 Millionen K
Kohlenstoff - Brennen
27
600 Millionen K
spätere Brennphasen
30 - 40
√ľber 1000 Millionen K

Ganz gleich, in welcher Brennphase sich der Stern gerade befindet, er ist immer im Gleichgewicht. Er kontrahiert weder noch expandiert er, alle abgestrahlte Energie wird durch Kernfusion nachgeliefert. Während einer Brennphase bleiben auch Größe und Helligkeit praktisch konstant, der Stern befindet sich auch in einem thermischen Gleichgewicht. Seine Innentemperatur und damit auch seine Oberflächentemperatur bleiben gleicht, nur seine Masse nimmt kaum merklich ab.


4. Energietransport
Wenig beachtet wird die Frage nach dem Energietransport im Sterninneren. Immerhin wird die gesamte Energie in einer Kugel im Sterninneren erzeugt, deren Radius gerade mal 5% des Gesamtradius ausmacht. Es wird oft einfach angenommen, dass die W√§rme irgendwie "weitergeleitet" wird, wie auch bei einem hei√üen St√ľck Eisen. Aber ein Stern besteht nun einmal nicht aus Eisen (wenigstens noch nicht in dieser Entwicklungsphase), daher spielt die W√§rmeleitung nur eine untergeordnete Rolle.
Viel wichtiger ist schon die √úbertragung durch W√§rmestrahlung, also durch Photonen. Wenn man diesem Problem theoretisch nachgeht, so stellt man fest, dass ein Photon im Falle unserer Sonne gerade zwei Sekunden brauchen w√ľrde, um vom Zentrum aus die √§u√üere Schale zu erreichen. Tats√§chlich braucht es aber vermutlich im Schnitt etwa 100.000 Jahre. Das Photon kann n√§mlich nicht direkt zur Oberfl√§che fliegen, sondern es prallt st√§ndig gegen die √ľberall herumflitzenden Wasserstoffkerne. Diese lenken es ab, so dass das Photon 100.000 Jahre oder mehr ununterbrochen wie eine Flipperkugel kreuz und quer durch den Stern rast. Au√üerdem gibt es in fast jedem Stern f√ľr Photonen v√∂llig undurchdringliche Gebiete, in denen zum Beispiel der Wasserstoff bei Temperaturen zwischen 5000 und 15000 K in den ionisierten Zustand √ľbergeht. Man sieht also, dass bei hei√üen Sternen die W√§rmestrahlung als Energietransport schlicht √ľberfordert ist.
Die vermutlich wichtigste Art der W√§rme√ľbertragung ist daher die Konvektion. Sie wird durch die extremen Temperaturunterschiede zwischen dem Zentrum und der √§u√üeren H√ľlle hervorgerufen. Wie in einem Teekessel, wo das warme Wasser st√§ndig durch die verschiedene Temperatur und somit verschiedene Dichte zirkuliert und die zugef√ľhrte W√§rmeenergie gleichm√§√üig verteilt, gibt es auch im Stern unaufh√∂rlich dynamische Str√∂mungen, bei denen die Energie mitsamt der Materie umverteilt wird.
Besonders k√ľhle Sterne haben konvektive H√ľllen, in denen der Energietransport durch Materie mit sehr hoher Geschwindigkeit stattfindet. Auch hei√üe Sterne haben zumindest eine konvektive Region in der N√§he des Zentralkerns. Lediglich sehr massearme Sterne, die mittels der pp - Kette Wasserstoff verbrennen, k√∂nnen Konvektion im Sterninneren vermeiden.
Die Konvektion √§u√üert sich vor allem dadurch, dass auf der Oberfl√§che starke Bewegungen der hitzetragenden Gasschichten zu beobachten sind. Durch die Hitze werden die Gase dar√ľber hinaus ionisiert, und wann immer ionisierte Materie in Str√∂mungen herumjagt, entstehen Magnetfelder. Deshalb vermutet man heute, dass die Konvektion in Verbindung mit der Rotation der Sonne f√ľr die Sonnenflecken verantwortlich ist, die einen elfj√§hrigen Rhythmus aufweisen. Diese Gasbewegungen und Magnetfeldschwankungen k√∂nnen zu heftigen Eruptionen, den sogenannten Protuberanzen f√ľhren. Sie k√∂nnen auch den Funkverkehr auf der Erde beeinflussen.


5. Lebensdauer und Leuchtkraft von Sternen
Am Anfang des 20. Jahrhunderts begannen die beiden Astronomen Hertzsprung und Russell die Daten aller Sterne, deren Entfernung bekannt war, in ein Diagramm einzutragen, und zwar verwendeten sie die Sternfarbe (welche ein Ma√ü f√ľr die Oberfl√§chentemperatur ist) und die Sternleuchtkraft als Achsen. Dieses Diagramm hei√üt verbl√ľffender Weise Hertzsprung - Russell - Diagramm. Sie fanden heraus, dass sich 90% aller Sterne auf dem Diagramm in einer einzigen Linie befinden. Diese Linie nennt man auch Hauptreihe. Wie wir inzwischen wissen, sind diese beiden Variablen naturgem√§√ü auf diese Weise verkn√ľpft. Da alle Sterne die gleiche Entwicklung durchlaufen, k√∂nnen wir aus dem Diagramm schlie√üen, dass alle Sterne etwa 90% ihrer Lebensdauer auf der Hauptreihe verbringen. Offenbar befinden sie sich dann in einer langdauernden Phase ihrer Entwicklung. Tats√§chlich konnte sp√§ter best√§tigt werden, dass sie sich in der Phase des Wasserstoffbrennens befinden, welche von allen Brennphasen am l√§ngsten dauert. Je sp√§ter die Brennphase, desto k√ľrzer dauert sie. Es kann sogar sein, dass die Wasserstoffbrennphase viele Milliarden Jahre dauert, w√§hrend die letzte Brennphase nur wenige Stunden in Anspruch nimmt.
Massereiche Sterne haben eine viel gr√∂√üere Oberfl√§chentemperatur als masser√§rmere, da die Gravitation hier gr√∂√üer ist. Sie sind deshalb auch viel leuchtkr√§ftiger. Allerdings verbrauchen sie auch ihren Brennstoff viel schneller und leben deshalb k√ľrzer.



Fertigt man nun eine Hertzsprung - Russell - Diagramm an, wobei man aber nur Sterne mit einer bestimmten Mindesthelligkeit mit einbezieht, so erkennt man wiederum die Hauptreihe, die sich quer durchs Bild zieht, aber zus√§tzlich noch beachtliche Sterngruppen rechts dar√ľber und kleinere links darunter.


Laut dem Boltzmann - Gesetz sendet eine bestimmte Fl√§che soviel Strahlung - und damit Helligkeit - aus, wie es der vierten Potenz ihrer Temperatur entspricht. Die rechte obere Gruppe hat aber eine sehr geringe Temperatur, m√ľsste also ziemlich dunkel sein. Da sie dies jedoch offenbar nicht ist, m√ľssen wir folgern, dass ihre Oberfl√§che gr√∂√üer ist. Hat ein Stern die gleiche Helligkeit wie ein anderer mit doppelter Temperatur, so muss seine Oberfl√§che 24mal, also 16mal so gro√ü sein. Deshalb nennt man diese Sterngruppe, die aus gro√üen, k√ľhlen Sternen besteht, auch Rote Riesen.
Jetzt wissen wir auch, was es mit der kleineren Gruppe links unten auf sich hat. Sie besteht offenbar aus Sternen, die eine sehr hohe Temperatur aufweisen, daf√ľr aber nur eine geringe Oberfl√§che haben. Sie werden Wei√üe Zwerge genannt.
Die Sterne der Hauptreihe werden von links unten nach rechts oben gleichzeitig heißer und heller. Daraus können wir folgern, dass ihre Oberflächen (und somit auch ihre Radien) nahezu gleich groß sind, und dass sie je nach Masse unterschiedlich heiß sind.


6. Der Faktor der Sternmasse
F√ľr die Entwicklung eines Sterns ist die Masse am entscheidensten. Sie bestimmt, welchen Weg er einschl√§gt und welches Endstadium er erreicht.
Besonders massearme Sterne haben ein Problem: die eigene Entartung. Entartung tritt auf, sobald Materie eine bestimmte Dichte erreicht hat. Hier werden n√§mlich die Elektronen der Atome immer weiter zusammengedr√§ngt, so dass sie bald nahezu den gleichen Raum einnehmen. Ein quantenmechanisches Prinzip, das sogenannte Pauli - Verbot, besagt aber, dass zwei Elektronen nicht den selben Quantenzustand einnehmen d√ľrfen. Ein Quantenzustand ist definiert als ein bestimmter Ortsbereich und ein bestimmter Geschwindigkeitsbereich. Daraus folgt, dass Elektronen, die fast am selben Ort sind, sich mit sehr unterschiedlichen Geschwindigkeiten bewegen m√ľssen, ganz gleich, welche Temperatur herrscht. Elektronen sind aber bei dieser dichten Materie f√ľr den Druck verantwortlich, da sie sich viel schneller bewegen als die Atomkerne.
W√§hrend also bei normaler Materie der Druck sinkt, sobald sie abgek√ľhlt wird, ist dies bei entarteter Materie nicht der Fall. Komprimiert man einen Stern aus entarteter Materie, so wird er nicht w√§rmer, wie dies sonst der Fall w√§re, sondern sogar k√§lter. Wenn also ein Stern eine sehr kleine Masse hat, so wird er zuerst wie ein normaler Stern kontrahieren und dabei seine Innentemperatur erh√∂hen, jedoch noch bevor sie hoch genug ist, um eine Kernfusion zu starten, wird er entarten und damit die Temperatur wieder sinken. Solche Sterne nennt man braune Zwerge, und sie haben eine Masse von h√∂chstens 0,08 Sonnenmassen.
Sterne mit h√∂herer Masse k√∂nnen die Wasserstoffverbrennung starten, ohne zu entarten. Sie durchlaufen die Wasserstoffverbrennung ganz normal, doch sobald sie an deren Ende angelangt sind, haben sie eine neue H√ľrde vor sich: sie haben sich zu Roten Riesen entwickelt und bestehen aus einem Kern aus ionisiertem Helium, der von einer aufgebl√§hten Wasserstoffh√ľlle umgeben ist. Dieser Kern muss nun wieder eine kritische Temperatur erreichen, um die Heliumverbrennung zu z√ľnden, ohne zu entarten, w√§hrend er von der immer noch mit der Wasserstoffverbrennung besch√§ftigten Schale mit mehr und mehr Helium versorgt wird. Der Kern muss eine Masse von 0,35 Sonnenmassen aufweisen, um die Heliumfusion in Gang zu bringen, wodurch bei vielen Roten Riesen ein Wettlauf entsteht: was tritt zuerst ein, Entartung oder Heliumfusion?
Massearme Sterne verlieren den Wettlauf. Der Kern ist hier entartet, bevor er 0,35 Sonnenmassen erreicht, die Masse steigt durch die H√ľlle weiter auf 0,45 Sonnenmassen. Hier z√ľndet auch bei entartetem Helium eine Fusion, die jedoch dramatische Konsequenzen hat: bei einem normalen Kern w√ľrde sich der Kern nun aufgrund der h√∂heren Temperatur ausdehnen, nicht jedoch bei einem entarteten. Hier bleibt der Druck und damit auch die Ausdehnung unabh√§ngig von der Temperatur konstant. Die Temperatur beschleunigt nur die Heliumfusion, was schlie√ülich f√∂rmlich zu einer Explosion f√ľhrt, dem sogenannten Helium - Flash. Hier k√∂nnen gro√üe Teile der Sternmasse in den Weltraum geschleudert werden. Um diesem Schicksal zu entgehen, muss ein Stern eine Anfangsmasse von mindestens 2 Sonnenmassen haben.
Dieses Risiko gibt es nun beim Einleiten jeder neuen Brennphase. Sobald ein Kern aber mehr als 1,4 Sonnenmassen hat, kann er jede nur denkbare Brennphase erreichen. Da massereichere Sterne grundsätzlich auch massereichere Kerne entwickeln, kann man ihre Endstadien anhand ihrer Anfangsmasse einteilen.

Endstadium
Anfangsmasse in Sonnenmassen
Brauner Zwerg
0 bis 0,08
Weißer Zwerg
0,08 bis 8
Neutronenstern
8 bis 20
Schwarzes Loch
20 und dar√ľber

Selbstverständlich gibt es auch bei diesen Endstadien noch unterschiedliche Möglichkeiten der Entwicklung.


7. Die Entwicklung zu Weißen Zwergen
Massearme Sterne, die aber mehr als 0,08 Sonnenmassen haben, und denen so das oben beschriebene Schicksal brauner Zwerge erspart bleibt, k√∂nnen das Wasserstoff - Brennen erreichen und so einige Milliarden Jahre lang leuchten. In diesem Zustand befindet sich unsere Sonne zur Zeit. Hat der Stern allerdings weniger als zwei Sonnenmassen, so wird er fr√ľher oder sp√§ter einen Helium - Flash erleben.
Irgendwann - bei unserer Sonne in etwa vier bis f√ľnf Milliarden Jahren - ist der gesamte Wasserstoffvorrat im Kern aufgebraucht. In der H√ľlle jedoch steigt die Temperatur, und nach und nach wandert die Zone des Brennvorgangs von Wasserstoff zu Helium immer weiter nach au√üen. Bei massereicheren Sternen, die einige Sonnenmassen haben, gibt es sogar eine Ruhepause zwischen dem Erl√∂schen der Wasserstoffreaktion im Kern und dem Einsetzen des Wasserstoffbrennens in der H√ľlle. Gleichzeitig gewinnt der Heliumkern immer weiter an Masse, da er durch die H√ľlle mit Helium gef√ľttert wird. Der Kern beginnt nun zu kollabieren, obwohl seine Masse steigt, wird sein Radius stetig kleiner. Dabei gibt er viel Energie in Form von Hitze ab. Der Stern entfernt sich immer mehr von der Hauptreihe, da er in eine neue Entwicklungsphase eintritt.
Diese Hitze bewirkt, dass die H√ľlle expandiert. W√§hrend der Kern in sich zusammenst√ľrzt, bl√§ht sich die H√ľlle immer weiter auf. Dadurch steigt die Oberfl√§che, mit der der Stern Energie abstrahlen kann. Der Radius der H√ľlle kann dabei um den Faktor hundert und mehr wachsen. Schlie√ülich sinkt die Temperatur der H√ľlle ab, so dass die Strahlung im Bereich roten Lichts liegt. Der Stern hat sich zu einem Roten Riesen entwickelt.
Bei Sternen unter zwei Sonnenmassen kommt jetzt jedoch keine Heliumfusion zustande, da der Kern zu schnell entartet, sie erleiden, wie bereits beschrieben, den Helium - Flash. Massereichere Sterne bleiben von diesem Schicksal verschont, doch ihnen kann es passieren, dass sie zu pulsieren beginnen. Dies wird durch einen atomphysikalischen Effekt hervorgerufen, da hei√üe Atome ionisiert werden und damit eine schlechtere Strahlungsdurchl√§ssigkeit haben. Es passiert folgendes: die H√ľlle wird durch einen geringf√ľgigen Einflu√ü kontrahiert, wird dadurch hei√üer, wodurch sie st√§rker ionisiert wird und damit strahlungsundurchl√§ssiger. Im Inneren haben sich starke Druck - und Strahlungskr√§fte aufgebaut, die die H√ľlle wieder auseinandertreiben. Die H√ľlle schie√üt √ľber den vorigen Gleichgewichtspunkt hinaus, wird dabei jedoch immer k√ľhler und durchl√§ssiger f√ľr Strahlung. √úbersch√ľssige Strahlung kann rasch entweichen, keine Kr√§fte treiben mehr die H√ľlle voran, wodurch sie wieder in sich zusammenf√§llt, noch mehr als beim ersten Mal. Auf diese Weise schaukelt sich die Amplitude dieses Schwingungsvorgangs bis zum Maximalwert hoch. Der Stern pulsiert dann mit einer Geschwindigkeit von mehreren Dutzend Kilometern pro Sekunde an der √§u√üeren H√ľlle. Auch andere Sterne als Rote Riesen k√∂nnen auf diese Weise pulsieren. Eine Schwingung dauert dabei je nach Sternmasse von wenigen Stunden bis zu einigen Tagen.
Schlie√ülich ist aber bei jedem Stern der Brennstoff nach einigen Brennphasen vollst√§ndig aufgebraucht, und die H√ľlle st√ľrzt zusammen. Dadurch gewinnt der Stern enorme Mengen an thermischer Energie. Seine Temperatur steigt, w√§hrend sein Radius rapide sinkt. Schlie√ülich ist er ein kleiner, kompakter K√∂rper geworden, der nur noch aufgrund seiner thermischen Energie Strahlung aussendet, die so energiereich ist, dass er wei√ü leuchtet. Mehrere Millionen Jahre kann der Wei√üe Zwerg noch leuchten, bevor er endg√ľltig verlischt und von einem braunen Zwerg fast nur mehr durch die Masse und die Art seiner Elemente unterschieden werden kann. In diesem Zustand wird der Stern auch Schwarzer Zwerg genannt.


8. Entwicklung zur Supernova
Sterne mit mehr als acht Sonnenmassen haben kaum Probleme mit der Entartung ihrer Kerne. Sie leiten immer neue Brennphasen ein und erzeugen immer schwerere Elemente. Bei Sternen √ľber 30 - Sonnenmassen wird dabei durch den reinen Photonendruck von innen oft die gesamte H√ľlle weggeblasen, bevor eine neue Brennphase eingeleitet werden kann. Alle Sterne, die √ľber acht Sonnenmassen haben, durchlaufen ihre Entwicklung in Zeitraffer. Sie brennen wenige Millionen Jahre Wasserstoff, dann geht es immer schneller. Dabei strahlen sie mit Tausenden oder gar Millionen von Sonnenleuchtst√§rken. In sp√§teren Brennphasen werden nicht mehr haupts√§chlich Photonen, sondern Neutrinos emittiert, um die Energie abzustrahlen.
Dies alles hat aber ein Ende, sobald der Stern seine letzte Brennphase vollendet hat: die Fusion von Silizium zu Eisen. Er strahlt aber durch seine hohe Temperatur weiterhin viele Neutrinos ab, und die Gravitation wirkt aufgrund seiner hohen Masse noch st√§rker als bei masse√§rmeren Sternen. Er kollabiert also rasend schnell, wodurch die Temperatur in seinem Inneren weiter ansteigt. Zwei Prozesse bewirken aber eine Beschleunigung des Kollaps: zum einen f√ľhrt die extreme Dichte zu inversen Beta - Zerf√§llen, wobei die Atome also Elektronen aufnehmen. Da die Elektronen haupts√§chlich f√ľr den Druck verantwortlich sind, sinkt dieser dadurch. Zum anderen k√∂nnen bei Temperaturen von 10 Milliarden K Photonen im Stern so energiereich werden, dass sie die Eisenatome in Fragmente spalten. Da Eisenatome stabiler sind als alle √ľbrigen, wird dadurch Energie verbraucht. Auf diese Weise st√ľrzt der Stern rasend schnell in sich zusammen.
Schlie√ülich erreicht er dabei jedoch einen kritischen Punkt: die Dichte wird so gro√ü, dass sie der von Atomkernen entspricht. Die Atomkerne ber√ľhren sich also praktisch, und der Stern l√§sst sich schlagartig nicht weiter zusammendr√ľcken. Dies geschieht nat√ľrlich im Zentrum, wobei jedoch der Rest des Eisenkerns weiter auf diese Zentralregion zurast. Mit voller Wucht prallt er darauf und wird sogleich wieder nach au√üen geschleudert. Eine gigantische Sto√üwelle durchl√§uft nun den Eisenkern, sie rei√üt alle Materie mit sich und l√§sst die H√ľlle in einer unglaublichen Explosion auseinanderschie√üen. Dieses Ereignis nennt man Supernova.
Der zentrale Kollaps dauert nur Millisekunden, die Schockwelle erreicht bereits nach wenigen Stunden die Sternoberfl√§che. W√§hrend der ersten Sekunde einer Supernova strahlt der Stern soviel Energie ab wie alle anderen Sterne des Universums zusammen, also etwa 100 Trillionen mal soviel wie jeder andere Stern. F√ľr einige Monate leuchtet eine Supernova zigtausendmal heller als die hellsten Sterne.
Rein statistisch sollte alleine in der Milchstraße etwa alle 30 Jahre eine Supernova explodieren. Es wurden auch schon viele in der Geschichte der Menschheit beobachtet, die letzte davon 1987. Bei dieser konnte man bereits Neutrinos nachweisen, die eindeutig von dieser Supernova stammen.


9. Neutronensterne
Nachdem der Stern so gro√üe Teile seiner Masse eingeb√ľ√üt hat, bleibt ein kleiner, harter, sehr kompakter und dichter Eisenkern zur√ľck. Er entwickelt sich zu einem Neutronenstern und wird deshalb auch Proto - Neutronenstern genannt. Dies geschieht durch zwei Prozesse: ein Teil der Kernmaterie wird mit der H√ľlle in den Weltraum gerissen. Diese Materie besteht aus neutronenreichem Material, welches schwerere Elemente, vom Eisen bis zum Blei, erzeugt. Dabei lagern die Atomkerne viele Neutronen an, woraufhin ein Beta - Zerfall erfolgt, der das n√§chsth√∂here Element erzeugt. Die Anlagerung findet dabei immer in Sekundenbruchteilen, die Betazerf√§lle dagegen in Tausenden von Jahren statt. Auf diese Weise bilden sich extrem neutronenreiche Isotope. Die gesamte Materie ist √§u√üerst entartet und sehr dicht. Der Kern ist zu einem Neutronenstern geworden.
Aufgrund des Pauli - Verbots, dem auch die Neutronen unterliegen, m√ľssen alle Neutronen sehr unterschiedliche Geschwindigkeiten haben, selbst wenn die Temperatur nahe dem absoluten Nullpunkt ist. Da die Neutronen im Neutronenstern extrem dicht sind, erreichen einige von ihnen nahezu Lichtgeschwindigkeit. Dadurch steigt ihre Masse und damit auch die des Neutronensterns. Diesen Zustand nennt man auch relativistische Entartung.
Der Neutronenstern liegt aber nicht v√∂llig ruhig in der Mitte der sich ausbreitenden Supernova - √úberreste, sondern bewegt sich mit erstaunlich hoher Geschwindigkeit. Dies liegt daran, dass eine Supernova nicht v√∂llig symmetrisch stattfindet, sondern im Gegenteil ziemlich starke Geschwindigkeitsunterschiede beim Aufprall der H√ľlle an verschiedenen Stellen des Kerns auftreten. Durch diese Asymmetrie kann der Kern mit einigen hundert Kilometern pro Sekunde selbst in Bewegung geraten.
Die H√ľlle eilt ihm zwar gewisserma√üen davon, da sie unter Umst√§nden eine Geschwindigkeit von mehr als zehntausend Sekundenkilometern erreicht, doch da sie aus Gas besteht, wird sie fr√ľher oder sp√§ter vom umliegenden stellaren Gas ausgebremst. So kann ein Neutronenstern einige Jahrtausende nach der Supernova aus deren √úberresten herausfliegen.
Durch den Verdichtungsvorgang bei der Supernova hat er au√üerdem noch zwei andere Eigenschaften verst√§rkt. Jeder Stern rotiert ein wenig, wie wir am Anfang gesehen haben. Au√üerdem hat jeder Stern Magnetfelder. Durch die extreme Verdichtung stieg die Rotationsgeschwindigkeit extrem an, wie es der Drehimpulssatz erfordert. Auch die Magnetfeldst√§rke wird stark erh√∂ht, da sich die Magnetfelder konzentrieren. Durch die nun rasende Rotation k√∂nnen einige Teilchen an der Oberfl√§che, wie zum Beispiel Protonen oder Elektronen, den Stern verlassen, und zwar entlang der Magnetfeldachse. Ist diese gegen√ľber der Rotationsachse geneigt, so sendet der Stern wie ein Blinklicht zwei Strahlungsstr√∂me aus, die mit der Rotation mitwandern. Dabei kann so ein Kern mit √ľber tausend Umdrehungen pro Sekunde rotieren. Durch Zufall rotiert einer dieser eng begrenzten Str√∂me manchmal in einer Bahn, dass er f√ľr kurze Zeit in Richtung Erde Strahlung emittiert. Die von den Teilchen erzeugten Strahlungen liegen dabei meist im Radiobereich, so dass es f√ľr Radioteleskope so aussieht, als w√ľrde der Neutronenstern periodisch aufblinken. Solche Sterne nennt man Pulsare.


10. Schwarze Löcher
Nicht jeder entartete Eisenkern muss aber sein Schicksal als Neutronenstern beenden. Obwohl die Neutronensterne nur noch einen kleinen Teil der Masse des urspr√ľnglichen Sterns haben, k√∂nnen sie immer noch mehrere Sonnenmassen in sich vereinen. Ab einer bestimmten Grenzmasse kann der Neutronenstern gar nicht mehr stabil bleiben, sondern muss unter seiner eigenen Gravitationskraft zusammenst√ľrzen. Sie liegt etwa bei 3,2 Sonnenmassen, doch auch darunter ist ein Gravitationskollaps m√∂glich. Um als Neutronenstern diese Grenzmasse zu erreichen, muss ein Stern im Normalfall am Beginn mehr als 20 Sonnenmassen gehabt haben.
Bei einem ausreichend schweren Neutronenstern √ľberwindet die Gravitation selbst die Kernkr√§fte, und der Neutronenstern beginnt, in sich zusammenzust√ľrzen. Dabei wird die Entweichgeschwindigkeit an seiner Oberfl√§che immer gr√∂√üer. F√ľr jeden Stern gibt es einen sogenannten Schwarzschild - Radius, bei dem die Entweichgeschwindigkeit gleich der Lichtgeschwindigkeit ist. Er betr√§gt 2,97 Kilometer pro Sonnenmasse, f√ľr einen K√∂rper mit 10 Sonnenmassen also 29,7 Kilometer. Sinkt der Radius eines Neutronensterns also unter seinen Schwarzschild - Radius, so ist die Entweichgeschwindigkeit an seiner Oberfl√§che sogar gr√∂√üer als die Lichtgeschwindigkeit. (Sobald der Radius eines K√∂rpers unter seinen Schwarzschild - Radius gesunken ist, kann man allerdings den Radius aufgrund der extremen Verzerrungen der Raumzeit nicht mehr berechnen. Nur noch der Umfang ist berechenbar, er betr√§gt 18,5 Kilometer pro Sonnenmasse.) Der Schwarzschild - Radius wird auch Ereignishorizont genannt, da von hier aus keine Information mehr nach au√üen dringen kann. Der Stern kann also kein Licht, keine Strahlung, keine Teilchen und auch sonst nichts mehr emittieren. Wenn er diesen Zustand erreicht hat, ist er ein Schwarzes Loch.
Schwarze L√∂cher sind extreme Gebilde. Es ist nicht genau bekannt, auf welchem Raum ihre Masse konzentriert ist, und wie hoch deshalb ihre Dichte ist. Auf jeden Fall beulen sie die Raumzeit nicht aus, wie ein anst√§ndiger Stern das tun w√ľrde, sondern sie machen einen unendlich tiefen Einstich. Sie schn√ľren sich sozusagen vom restlichen Universum ab.
Bei diesen Verzerrungen werden auch die Gezeitenkr√§fte interessant. Sie ziehen jeden Gegenstand in der N√§he des Schwarzen Lochs in die L√§nge (vom Schwarzen Loch aus gesehen). Dies liegt daran, dass jedes Atom im nahen K√∂rper direkt zum Mittelpunkt des Schwarzen Lochs gezogen wird, und zwar unterschiedlich stark. Schwebt ein Astronaut "stehend" √ľber einem Schwarzen Loch, so werden seine Beine sehr stark angezogen, der Kopf (relativ zu den Beinen) nur schwach. Die beiden Arme werden m√§√üig stark angezogen, jedoch in Richtung K√∂rpermitte hin. Auf diese Weise wird der Astronaut gleichzeitig in L√§ngsrichtung gedehnt, in Querrichtung aber gequetscht. Die Gezeitenkr√§fte wirken sich um so st√§rker aus, je n√§her der Gegenstand am Ereignishorizont ist und je masse√§rmer das Schwarze Loch ist.
Da nichts aus einem Schwarzen Loch entweichen kann, muss seine Masse entweder konstant bleiben oder zunehmen. Dies ist √ľberhaupt bei jeder Sternendstufe der Fall, wenn auch nicht durch physikalische Gesetze erzwungen. Es ist einfach h√∂chst selten, dass zum Beispiel ein Neutronenstern, ein Wei√üer oder ein Brauner Zwerg durch irgendeinen Zwischenfall Masse verlieren sollte. Gewinnen kann er sie aber wohl, und so ist es nie ausgeschlossen, dass diese Endstufenformen so viel Masse zulegen, dass sie eine neue Endform bilden. Zum Beispiel kann ein Brauner Zwerg gen√ľgend Masse ansammeln, um die Wasserstoffusion einzuleiten, sofern er die Gelegenheit und gen√ľgend Zeit dazu hat. Wenn man es so betrachtet, ist ein Schwarzes Loch also die einzige wirklich stabile Endstufe √ľberhaupt, da es keine Massenobergrenze kennt.
Mit der Masse eines Schwarzen Lochs w√§chst nat√ľrlich auch der Schwarzschild - Radius und damit seine "Oberfl√§che". Tats√§chlich gilt, dass die Oberfl√§che eines Schwarzen Lochs immer zunehmen oder konstant bleiben muss. Selbst wenn zwei Schwarze L√∂cher verschmelzen, muss die neue Horizontoberfl√§che gr√∂√üer sein also die Summe der beiden urspr√ľnglichen. Dies erinnert stark an die Gesetze der Thermodynamik, wonach die Entropie in einem geschlossenen System nur zunehmen kann. Tats√§chlich gibt es noch mehr Analogien. So kann man die Gravitationskraft am Ereignishorizont als Temperatur eines Schwarzen Lochs betrachten.
Interessant ist die Frage, wie denn ein Schwarzes Loch eine so hohe Entropie haben kann. Immerhin ist es ein sehr einfaches Objekt. Alle seine Eigenschaften sind festgelegt durch seine Masse, seine Ladung und seinen Drehimpuls. Wenn man Materie hineinfallen l√§sst, kann man nicht mehr sagen, ob es Materie oder Antimaterie, Wasserstoff oder Uran, ein W√ľrfe oder eine Kugel waren. Man kann (und auch das nur theoretisch) wieder nur die Masse, die Ladung und den Drehimpuls bestimmen. Verbl√ľffend war die Entdeckung, dass die Entropie dem Logarithmus der M√∂glichkeiten entspricht, wie ein Schwarzes Loch mit genau der gemessenen Masse, der gemessenen Ladung und dem gemessenen Drehimpuls entstanden sein kann.
Wenn man jetzt aber tatsächlich Gravitation mit Temperatur und Horizontoberfläche mit Entropie gleichsetzt, so gelingt ein weiterer Analogieschluß nicht. Die Gesetze der Thermodynamik schreiben nämlich vor, dass jeder Körper, dessen Temperatur nicht gleich Null ist, Strahlung in irgendeiner Form aussenden muss. Wie wir jedoch gesehen haben, kann aus einem Schwarzen Loch nicht einmal Licht entweichen, jedenfalls, solange wir klassische Gesetze zur Beschreibung von Schwarzen Löchern verwenden.
Dies ändert sich jedoch, wenn man quantenmechanische Effekte in Betracht zieht. Egal, welche Quanteninterpretation man vorzieht, steht doch fest, dass sich spontan Teilchenpaare aus Quantenfluktuationen bilden können. Diese Teilchen borgen sich sozusagen Energie auf begrenzte Zeit aus, bevor sie sich wieder auslöschen. In der Nähe eines Schwarzen Lochs kann es aber passieren, dass ein Teilchenpaar entsteht, wobei eines der Teilchen in das Schwarze Loch gezogen wird, das andere aber gerade entkommen kann. Da nun eine Auslöschung nicht mehr möglich ist, wird ein Teilchen in den Raum emittiert. Das Auseinandertrennen, hervorgerufen durch die Gezeitenkräfte, verbrauchte eine bestimmte Menge an Energie, und das Schwarze Loch verliert nun ebenso viel Masse, wie es dieser Energie entspricht. Praktisch gesehen hat es damit ein Teilchen emittiert.
In der Tat verlieren anscheinend alle Teilchen auf diese Weise st√§ndig Masse, und das um so schneller, je kleiner sie sind, entsprechend zur steigenden "Temperatur", also zur steigenden Gravitationskraft auf der H√∂he des Schwarzschild - Radius. Aus anderen Theorien geht hervor, dass sich beim Urknall sehr kleine Schwarze L√∂cher gebildet haben k√∂nnten, etwa in der Gr√∂√üe eines Atomkerns. Diese L√∂cher w√§ren heute gerade soweit, sich vollst√§ndig zu zerstrahlen, wobei die steigende Rate am Schlu√ü zu einer Explosion f√ľhrt. Solche L√∂cher werden primordiale Schwarze L√∂cher genannt. Bis jetzt konnte aber ihre Existenz noch nicht einwandfrei belegt werden.
Recht gute Beweise gibt es dagegen f√ľr die Existenz normaler Schwarzer L√∂cher. Sie werden haupts√§chlich durch ihren gravitativen Einflu√ü auf Himmelsk√∂rper in ihrer N√§he oder durch harte R√∂ntgenstrahlung aus Gas, welches sie einsaugen, nachgewiesen. Auf diese Weise hat man bereits Dutzende Schwarze L√∂cher entdeckt, und bei vielen ist man sich fast 100%ig sicher, dass es sich tats√§chlich um Schwarze L√∂cher handelt.
Eine weitere M√∂glichkeit w√§re der Nachweis von Gravitationswellen. Wenn zwei Schwarze L√∂cher verschmelzen, dann st√ľrzen sie f√ľr gew√∂hnlich nicht gerade ineinander, sondern umkreisen einander lange Zeit, erst langsam, dann immer schneller und schneller. Da sie dabei die Raumzeit extrem verzerren, schicken sie Wellen aus, die sich mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten. Es sind richtige Wellen in der Raumzeit, die Gravitationswellen genannt werden. Ungl√ľcklicherweise sind sie extrem schwach und daher bis jetzt noch nicht nachgewiesen, aber es gibt vielversprechende Versuche mit sogenannten Gravitationsinterferometern.
Selbst wenn in absehbarer Zeit kein eindeutiger Nachweis eines Schwarzen Lochs gelingt, so ist dieses Modell dennoch theoretisch so gr√ľndlich fundiert, dass es auch weiterhin allgemein akzeptiert wird.

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