Von der Geburt bis zum Tod der Sterne

Sternenhimmel und Verwunderung

Wie weit sind die Sterne von uns entfernt? Sind sie kalt oder warm? Wieviel Licht wird abgestrahlt, und wo kommt die Energie dazu her? Wie lange leben Sterne? Und wie fängt ein Stern sein Leben an, wie sieht sein Lebensende aus? Gibt es auch Milchstrassen jenseits der unsrigen? Unzählige Fragen, die nach Jahrhunderten von Beobachtungen, Messungen und theoretischen Erkundungen im Zusammenspiel mit den Entdeckungen der Physik und anverwandten Wissenschaften beantwortet werden können.

Fig. 1: Der Ausschnitt des Sternenhimmels zeigt die Milchstrasse, das Band am Himmel, das dokumentiert, dass die Sonne einer der vielen Sterne unserer Scheibengalaxie ist. (Bild erarbeitet am STScI; NASA/ESA). Link zu Aufnahmen der Milchstrasse,

Sterne sind sehr vielfältig, sind sehr unterschiedlich, und sie haben ebenfalls sehr verschiedene Lebensläufe. Dies hängt entscheidend mit der ursprünglichen Beschaffenheit des jeweiligen Sterns zusammen. Diese Vielfalt in der Kürze komplett darzustellen ist unmöglich. Am besten schaut man sich typische Vertreter grösser Untergruppen und Lebensläufe an. Eines unserer Beispiele wird die Sonne sein, da die Sonne eben für uns so bedeutsam ist und immer wieder das Referenzobjekt im Vergleich mit anderen Sternen. Das andere Beispiel ist ein Stern mit grosser Masse, so etwa 20 mal so schwer wie die Sonne, da ein solcher Stern eben einen typisch anderen Lebenslauf hat.

Aber vorab muss geklärt werden, wie wir die Sterne charakterisieren können. Was wird gemessen und welche wichtigen Einblicke liefert dies?

Sternparameter

Die Entfernungen der nahen Sterne werden mit Hilfe der Trigonometrie bestimmt. Wegen des Umlaufs der Erde um die Sonne können wir nahe Sterne aus unterschiedlicher Richtung sehen. Ein naher Stern scheint sich im Jahresrhythmus vor dem Hintergrund der weit entfernten Objekte zu bewegen, die sogenannte parallaktische Bewegung.

Mit dem bekannten Abstand Erde-Sonne kann jetzt mit Hilfe des so definierten Dreiecks die Entfernung zum Stern berechnet werden. Die Entfernung wird von Astronomen mit dem Wort Parsec (von Parallax-Sekunde) angegeben. Ein Parsec (pc) entspricht 3 x 10¹³ km (oder 3 Lichtjahre). Astronomen haben dann verabredet dass, zum besseren Vergleich der Sterne untereinander, die Helligkeiten auf eine Entfernung von 10 pc umgerechnet wird. Die Helligkeit des Sterns in einer solchen Entfernung nennt man die `absolute Helligkeit'.

Die Temperatur der Sterne kann auf verschiedene Arten bestimmt werden. Grundlegend ist die Methode, die auf dem Planckschen Strahlungs-Gesetz basiert. Alle Objekte strahlen sogenannte Wärmestrahlung (oder Plancksche Strahlung oder Schwarzkörperstrahlung) ab. Zum Beispiel leuchten Menschen, Häuser und Kochplatten im dunklen Infrarotbereich des elektromagnetischen Spektrums. Eine Glühbirne, das heisse Hufeisen beim Schmieden und Sterne sind dagegen auch im sichtbaren Teil des Spektrums zu sehen. Die abgestrahlte Energie hat eine sehr gut definierte Verteilung über die Frequenzen (oder Wellenlängen) des Lichtes. Sie wird am besten in einer Grafik mit doppel-logarithmischen Skalen dargestellt, da sonst die Grafik viel zu klein wäre, um grosse Unterschiede in der Temperatur darstellen zu können.

Fig. 2: Die Planck-Funktion beschreibt, wieviel Energie eine Einheitsfläche einer gewissen Temperatur T in den unterschiedlichen Frequenzbereichen (oder Wellenlängenbereichen) ausstrahlt. Die Kurven sind mit der jeweiligen Temperatur markiert; die Kurve ohne Zahl ist die für 3000 K, die Kurve von 300 K entspricht etwa die Temperatur der Erde. Zu höheren Temperaturen steigt die abgestrahlte Gesamtmenge der Energie rasant, und zwar mit T4. Da dieser grosse Anstieg schwer in einer `normalen' Grafik darstellbar ist, wird meistens eine `logarithmische' Darstellung gewählt. In einer derartigen Darstellung bleibt die Form der Kurven der Planck-Funktion bei unterschiedlichen Temperaturen gleich, die Maxima der Kurven verschieben sich proportional zur Temperatur zu höheren Frequenzen (niedrigen Wellenlängen). Der vertikale Streifen deutet den sichtbaren Bereich des Spektrums an. Sterne strahlen nahezu gemäss der Planck-Funktion. Sterne existieren in einem sehr grossen Temperaturbereich, der von kühl (etwa 3000 Grad Kelvin), über mittelmässig heiss wie die Sonne (etwa 6000 Grad) bis sehr heiss (bis über 100000 Grad) reicht. Heissere Sterne strahlen mehr blaues als rotes Licht ab. Dadurch erscheint uns ein kühler Stern rötlich, ein heisser Stern bläulich. Die Steigung so wie sie im Spektrum gemessen werden kann (angedeutet von Querlinien bei den Kurven von 3000 K und 104 K) korreliert mit der Temperatur. Insbesondere die Steigung zwischen den Farbfilter-Bereichen B und V liefert den Farbindex (B-V), der in Fig. 3 (das HRD) verwendet wird. (Diagramm erstellt von T. Kaempf und M. Altmann, Stw. Uni Bonn)

Die Form der Planck-Funktion zeigt, dass bei Messungen im sichtbaren Teil des Spektrums für grosse Bereiche der Temperatur die Steigung der Funktion eindeutig mit der Temperatur zusammenhängt. Aus Messungen der Helligkeit durch Glasfarbfilter im blauen (B) und im gelben (V) wird so das Helligkeitsverhältnis zwischen B und V (die Steigung der Planck-Funktion) bestimmt. Dieses Verhältnis wird durch den `Farbindex' B-V charakterisiert, der als Mass für die Temperatur dient.

Heisse Sterne strahlen viel blaues (und ultraviolettes) Licht und weniger rotes ab, kühle kaum blaues und daher vorwiegend rotes Licht. Die Farbe der Sterne ist somit ein Hinweis auf die Temperatur: blaue Sterne sind heiss, rote sind kühl. Mit etwas Geduld und übung können die meisten Menschen (in dunkler Gegend, keine Strassenbeleuchtung!) Farbunterschiede bei Sternen (z.B. im Sternbild Orion) feststellen!

Eine andere Möglichkeit, die Temperatur zu bestimmen, basiert auf der Struktur der Atome in der Sternatmosphäre. Um den Atomkern befindet sich eine an das Atom gebundene Gruppe von Elektronen, so wie Bohr es in seinem Modell beschrieben hat. Jedes Elektron befindet sich auf einem quantisierten Energieniveau. Ein Atom kann Lichtquanten (Photonen) absorbieren, und die Energie des absorbierten Photons bringt ein Elektron auf einen höheren Energiezustand. Das Licht fehlt dann in unserer Messung und man sieht eine Absorptionsstruktur im Spektrum des Sternlichtes. Das Atom kann diese Zusatzenergie auch wieder abstrahlen. Bei erhöhter Temperatur befinden sich die Elektronen durchweg auf höheren Energiestufen. Dies führt zu anderen Absorptionsstrukturen im Sternlicht, so dass aus diesen Strukturen die Temperatur abgeleitet werden kann.

Atome können bei höheren Temperaturen auch ionisiert sein. Die Elektronen der Ionen haben jeweils eigene Energiestufen, die ebenfalls eigene Absorptionsstrukturen haben. Wiederum wird daraus die Temperatur des Gases erkennbar.

Die Strukturen in den Spektren der Sterne sind also unterschiedlich, je nach Temperatur der Sterne. Die Sterne können mit Hilfe der Spektren nach Spektraltyp oder eben nach dem Farbindex sortiert werden (beide hängen mit der Temperatur zusammen). Wenn darüber hinaus die Entfernung bekannt ist, kann man die Sterne auch nach absoluter Helligkeit sortieren. Das Diagramm, das auf diese Weise entsteht, wird nach den Entdeckern das Hertzsprung-Russell Diagramm (HRD) genannt.

Die Gesamtmenge der über alle Frequenzen abgestrahlten Energie (Integration der Planck-Funktion) ist proportional zur vierten Potenz der Temperatur, also T⁴. Das heisst, ein Stern der an der Oberfläche 2 mal so heiss ist wie sein gleich grosser Nachbar, strahlt insgesamt 2⁴= 16 mal soviel Energie ab! Die beste Methode, die Gesamtenergie zu bestimmen, ist natürlich, die abgestrahlte Energie bei allen Frequenzen (oder Wellenlängen) zu bestimmen. Man braucht Satelliten um den Ultraviolett- und den Infrarotteil der spektralen Energieverteilung zu messen, da die Erdatmosphäre für diese Wellenlängenbereiche nicht durchlässig ist. Für viele Sterne ist dies seit Beginn der Raumfahrt gelungen.

Die wirklich relevanten Parameter der Sternoberfläche sind Temperatur, Sternradius und die Leuchtkraft. Die Leuchtkraft L eines Sterns ist gleich dem Produkt von Oberfläche (4 pi R²) und integrierter Planck-Funktion der jeweiligen Temperatur (sigma T⁴). So kann man aus gemessener Entfernung und spektraler Energieverteilung den sonst schwer messbaren Radius R ableiten.

Fig. 3 Das HRD: Die beobachtbare Farbe eines Sterns (oder Farbindex B-V) sowie die für die Entfernung korrigierte Helligkeit im Visuellen (`absolute' Helligkeit MV) werden benutzt, um die Unterschiede in den Eigenschaften der Sterne darzustellen. Derartige Diagramme entstanden zum ersten Male am Anfang des 20.Jh. Sie werden nach den damaligen Forschern Hertzsprung-Russell-Diagramm genannt. Die Farbe der Sterne ist unmittelbar mit der Steigung der Planck-Funktion (siehe Fig. 2) im sichtbaren Bereich des Spektrums verknüpft, die Helligkeit ist mit der Gesamtleuchtkraft des Sterns verbunden. Sterne mit gleicher Farbe aber unterschiedlicher Helligkeit müssen daher unterschiedlich gross sein. Die Eintragungen in diesem HRD, so wie sie aus den Messungen mit dem Hipparcos-Satelliten abgeleitet wurden, zeigen die Vielfalt der möglichen stellaren Eigenschaften, aber auch, dass einige Sternarten nicht oder nur selten vorkommen. Die Farbigkeit im obigen Diagramm ist ein Mass für die Dichte der Datenpunkte im jeweiligen Bereich. Die Sterne auf dem Streifen von rechts unten bis links oben sind die Sterne der `Hauptreihe', Sterne im Streifen von der Mitte nach rechts oben sind die `Roten Riesen'. Der Klumpen mit Sternen halbwegs auf dem Riesenast sind die roten `Horizontalaststerne'. Die verwendeten Namen der Sterntypen charakterisieren zum Teil die äussere Erscheinungsform, aber oft nur die Lage im HRD. Dabei bildet das Hauptreihenstadium, in der im Zentrum der Sterne Fusion von H-Atomen zu He-Kernen (siehe Fig. 4) stattfindet, die Hauptlebensphase, etwa 90% eines Sternlebens. (Fig. ESA, Hertzsprung-Russell-Diagramm aus dem öffentlichen Datenarchiv des Hipparcos-Projekts)

Die grosse Vielfalt an beobachteten Typen macht die grosse Bandbreite des möglichen Aufbaus der Sterne deutlich. Viele dieser Typen treten im Laufe der Entwicklung eines Sterns auf. Die vielen Typen stehen in Zusammenhängen, die mit Hilfe der Modelle zur Sternentwicklung erforscht werden. Aber ein Stern muss zuerst einmal entstehen.

Sternentstehung

Wenn die Wolken kalt und dicht genug sind, können sich Sterne bilden. Bei nahezu allen Sternen werden auch Planeten erwartet. Sie nachzuweisen ist sehr schwer, da sie eben selber kein Licht abstrahlen. Und die Menge des vom anleuchtenden Stern reflektierten Lichtes ist so klein, dass ein Planet neben dem Stern selber nahezu unsichtbar ist.

Energie und Stabilität

Es gelang erst Mitte des 20.Jh, eine schlüssige Theorie für die Energieproduktion in Sternen zu entwickeln. Bei Temperaturen um 10 bis 100 Millionen Grad im Sterninneren sind die Elektronen der Atome völlig frei beweglich. Die daher nackten Atomkerne können einander begegnen. Wenn der Zusammenstoss kräftig ist, können Atomkerne zu einem neuen Atomkern verschmelzen. Dieser Prozess heisst Kernfusion.

Sterne enthalten zu etwa 90% Wasserstoff, etwa 9% Helium (zahlenmässige Anteile), alle anderen Elemente, die von den Astronomen `schwere Elemente' oder sogar `Metalle' genannt werden, machen weniger als 1% aus. Es gelang Bethe und von Weizsäcker 1937, mit Hilfe kernphysikalischer Erkenntnisse den genauen Fusionsprozess, der die Energie der Sonne liefert, zu finden. Zwei H-Atome (Protonen, p) verbinden sich zu Deuterium (D), ein H und ein D verbinden sich zum Heliumisotop ³He, und zwei ³He Kerne verbinden sich zu ⁴He unter Abgabe von zwei Protonen. Insgesamt verschmelzen so vier Protonen zu einem ⁴He unter Freisetzung von Energie. Dieser Fusionsprozess heisst die p-p Kette (Fig. 4).

Fig. 4: p-p Kette: Der bei weitem wichtigste Prozess der Kernfusion im Inneren der Sterne ist die Fusion von Wasserstoff zu Helium über die sogenannte p-p Kette. Darin kommen zwei Wasserstoffkerne, Protonen (p), zur Fusion und werden zu Deuterium (D), Deuterium verschmilzt mit einem Proton und wird zu leichtem 3He, zwei 3He-Kerne fusionieren zu einem normalen 4He-Kern unter Freigabe von 2 Protonen. Die Wasserstoff-Fusion liefert die Hauptmenge der Energie, die Sterne in ihren Leben abstrahlen. Diese Fusion findet vorwiegend in denjenigen Sternen statt, die im sogenannten Hauptreihenstadium (siehe Fig. 3) der Entwicklung sind. (Diagramm aus Staguhn G., 2000, Die Jagd nach dem kleinsten Baustein der Welt; Hanser Verlag)

Wenn die Sonne ihren ganzen Wasserstoffvorrat über die p-p Kette umsetzen könnte, so würde dies etwa 100 Milliarden Jahre dauern! Aber die Gase der Sonne sind nur im Zentrum heiss genug für Fusion. Darum beträgt die Gesamtlebenszeit der Sonne nur etwa 1/10 davon, knapp 10 Milliarden Jahre. Auf alle Fälle wurde klar, dass Sterne im Hauptreihenstadium sehr alt werden können.

Bei Temperaturen über 100 Millionen Grad im Sterninneren werden weitere Fusions\-prozesse ermöglicht. So kann dann effektiv aus drei ⁴He-Kernen das Kohlenstoffatom ¹²C gebildet werden, oder aus He und C bildet sich Sauerstoff (O). Und bei höheren Temperaturen ist erst die Bildung schwerer Kerne wie Na, Mg, Si oder sogar Fe möglich. Aus diesen Erkenntnissen der Kernphysik und Astrophysik ging hervor, dass in Sternen schwere Elemente gebildet werden. Im Urknall kamen solche schweren Elemente nicht zustande. Daraus ergab sich, dass unser menschlicher Körper mit seinem C, O, Ca, usw aus in Sternen gebildetem Material zusammengesetzt ist. Wie die schweren Elemente vom Stern preisgegeben werden? Das wird unten bei Supernovae beschrieben.

Die Stabilität eines Sterns ist wegen der hohen inneren Temperaturen eigentlich erstaunlich. Sterne sind dennoch stabil, wie wir täglich und nächtlich sehen. Sie sind stabil auf Grund des dauerhaften Gleichgewichts von Schwerkraft und innerem Gasdruck.

Die Schwerkraft bewirkt, dass alles Material des Sterns (die gesamte Masse M) zum Zentrum hin gezogen wird. Die Temperatur der Gase im Inneren bewirkt aber ein Drängen nach aussen. Dabei kann es auch zu Strömungen im Stern kommen. Dieses Wechselspiel ähnelt dem in der Erdatmosphäre: die Schwerkraft hält die Luft bei der Erde, bei Sonnenwärme quillt die Luft auf und bildet Quellwolken, aber alles bleibt zusammen. Allerdings werden die genauen Zusammenhänge in Sternen durch die genauen Eigenschaften des Sterngases bestimmt.

Lebenserwartung der Sterne und Sternentwicklung

Stellen wir uns jetzt einen Stern wie die Sonne vor. Wie würde sich dieses Objekt ändern, wenn wir eine Menge an Material gleich der Masse der Sonne (1 M_o) hinzupacken würden? Bei doppelt soviel Masse gibt es grobweg doppelt soviel Gravitationskraft. Dies erfordert vielleicht einen zweimal so hohen inneren Gasdruck, um den Stern im Gleichgewicht zu halten. Gemäss dem allgemeinen Gasgesetz wäre dies mit einem Temperaturanstieg um einen Faktor zwei erreichbar. Und genau so funktioniert es. Die Kernfusion nimmt durch erhöhte Temperatur zu, und dadurch steigt die produzierte Energiemenge kräftig. Die Eigenschaft des Sterngases ist eben so, dass immer genau die richtige Bilanz erreicht wird.

Die erhöhte Temperatur selber hat aber auch Konsequenzen. Bei erhöhter Temperatur wird die Kernfusion viel ergiebiger, und zwar derart viel ergiebiger, dass trotz des Faktors zwei der Stern sehr viel schneller sein H zu He verwandelt.

Genauere Modellierung zeigt, dass die Leuchtkraft L eines Hauptreihensterns etwa proportional M³ ist. Daraus ergibt sich dann als Lebenserwartung der Sterne

Lebenserwartung ~ Masse / Leuchtkraft ~ 1 / Masse ²

Wenn sich im Sterninneren H zu He verwandelt, nimmt der Anteil an He gegenüber H zu. Im Laufe der Zeit wird es im Zentrum nur noch He geben (und die 1% an anfänglichen schweren Elementen). Die Struktur des Sterns passt sich nun so an (Sternentwicklung !), dass die Fusion von H zu He in einer Schale um den dann (was die Kernfusion anbelangt) inaktiven Kernbereich weiterläuft. Dabei, so wurde modelliert, bläht sich die Sternhülle stark auf: Der Stern wird zum Roten Riesen! Diese theoretische Berechnung erklärt somit unmittelbar die Art und die Eigenschaften der roten Riesensterne: Es sind Sterne mit Schalenbrennen, in einer Entwicklungsphase nach dem Hauptreihenstadium. Das Riesenstadium dauert allerdings verhältnismässig kurz, nur etwa 10% der Dauer des Hauptreihenstadiums.

Durch die H-Fusion der umgebenden Schale wird dem Kernbereich ständig He hinzugefügt. Der He-Zentralteil nimmt an Masse zu, ist kompakter als vorher (als es noch vorwiegend Wasserstoff war), und das Helium ist somit heisser. Irgendwann ist die Temperatur im Zentrum hoch genug, dass auch He zur Fusion kommt und Kohlenstoff entsteht. Damit hat der Stern wieder eine innere Energiequelle und die Gesamtstruktur wird angepasst. Der Stern wird kompakter und erscheint uns wieder bläulicher.

An dieser Stelle muss die Besprechung der Sternentwicklung abgebrochen werden, da es eben eine Verzweigung bei der weiteren Beschreibung gibt. Sterne wie die Sonne, gehen einen bestimmten Entwicklungsweg, ein Stern mit 20 M_o einen deutlich anderen.

Entwicklung der Sonne

In 4.5 Milliarden Jahren wird die Sonne sich allmählich zu einem Roten Riesen entwickeln. Der Ablauf kann folgendermassen skizziert werden: Die Menge an Material, das an der Fusion teilnimmt wächst stetig, da durch den langsamen Anstieg der Bereich, der eine für die Fusion ausreichend hohe Temperatur hat, immer grösser wird. Die brennende Schale frisst sich gewissermassen nach aussen und die produzierte Menge an Energie wächst dementsprechend. Dadurch wird sich die Oberfläche ausdehnen und auf Dauer sogar bis zu etwa der Marsbahn reichen. Die Hülle wird dann allerdings derart dünn sein, dass die Erde ihre Umläufe um die (oder jetzt eher in der) Sonne ungestört fortsetzen kann. Die Erdatmosphäre wird bis dahin aber längst im Sonnengas aufgenommen sein. Und der irdische Himmel wird mit einer Temperatur von 3000 Grad hellrot strahlen. In diesem Riesenstadium verliert die Sonne selber über den sogenannten Sonnenwind eine erhebliche Menge an dem gravitativ nur schwach gebundenen äusseren Material.

Am Ende des Riesenstadiums - der Stern hat dann fast die Hälfte der Anfangsmasse über den Wind abgegeben - entzündet sich im Sonneninneren das Helium. Der Stern schrumpft und wird an der Oberfläche etwa 8000 Grad heiss werden. Die Leuchtkraft kehrt zurück zu einem viel niedrigeren Niveau als sie es im vorherigen Riesenstadium hatte, ist aber etwa 100 mal grösser als die der Sonne heute. Dieses Stadium nennt man Horizontalaststadium, nach der Anordnung solcher Sterne im HRD. Es dauert so etwa 100 Millionen Jahre. In dieser Zeit wird im Zentrum durch Kernfusion aus He das C gebildet. Dabei wird die Fusion im Zentrum erneut zur Fusion in einer Schale. Der Stern bläht sich allmählich erneut auf, verliert wieder Oberflächenmaterie, bis auch die Fusion des He endet. Der Stern bleibt nun ohne innere Energiequelle zurück, es fehlt die nach aussen gerichtete Kraft des Strahlungsdrucks, und der Stern schrumpft. Dabei wird die Oberfläche so heiss, dass eine erhebliche Menge UV-Strahlung freigesetzt wird. Diese nun ionisiert und erhitzt das vorher abgeblasene Gas, das dadurch zu leuchten anfängt. Die leuchtenden Gase nennt man einen Planetarischen Nebel.

Fig 5: Planetarischer Nebel. Sterne wie die Sonne werden am Ende des Hauptreihenstadiums allmählich grösser und entwickeln sich zum Roten Riesen. Die äusseren Schichten eines roten Riesensterns sind gravitativ nur schwach an den Stern gebunden und gehen zum Teil in Form eines Sternwindes verloren. Wenn der Reststern in einer späteren Phase schrumpft und seine Oberfläche dabei heiss wird, können die abgeblasenen Gase angeleuchtet und zum Strahlen angeregt werden. Die dünnen Gase um einen Reststern bilden oft wunderschöne Strukturen, die (hier liegt eine Fehldeutung der frühen Astronomie vor) Planetarische Nebel genannt werden. Der hier abgebildete PN ist Objekt M 57, der Ring-Nebel im Sternbild Leier. (Aufnahme mit dem HST; NASA/ESA).

Schliesslich wird der Stern langsam herunterkühlen und über das Stadium eines Weissen Zwergs bis zu einem kalten unsichtbaren Objekt werden, ein stellarer überrest, mit einem Zentrum aus C, darum herum eine Hülle aus He, und vielleicht an der Oberfläche noch etwas H.

Entwicklung massereicher Sterne

Je grösser die Anfangsmasse, um so besser bleibt das Hüllenmaterial gebunden und um so mehr können weitere Fusionsprozesse anlaufen (je mehr Masse, um so höher die innere Temperatur). Und um so mehr können weitere schwere Elemente erzeugt werden. Reicht die Masse aus um auch das C zu entzünden, dann wird der Stern eine schnelle Abfolge von Strukturänderungen antreten, die erneut zu einer stabilen Struktur führen. Auf Dauer wird die Struktur des Sterns etwa wie die einer Zwiebel mit vielen Schalen, die Schale um Schale Fusion haben oder ruhig sind. Die Entwicklung endet aber mit der ultimen änderung, mit der Supernovaexplosion.

Supernovae

Im kritischen Moment (sehr hoher Druck, sehr hohe Temperatur) fangen Protonen die freien Elektronen ein und werden zu Neutronen. Bei jedem dieser Kombinationsvorgänge wird die Teilchenzahl von zwei auf eins reduziert. Da viele Protonen Elektronen einfangen, wird die Teilchenzahl im Zentrum schnell kleiner, oder besser, durch die Reduktion der Teilchenzahl dringen Atome der Aussenbereiche in den Zentralbereich des Sterns. Der Stern fängt an zu implodieren.

Im Inneren bilden sich aus den Protonen der Atomkerne durch Elektroneneinfang Neutronen. Das Sterninnere `neutronisiert'. Da Neutronen keine Ladung haben, können sie ganz dicht aufeinander existieren, viel dichter als Atomkerne. Dieser Zentralbereich voller Neutronen erreicht insgesamt eine Masse von etwa 2 Sonnenmassen, die dann aber in einem kugelförmigen Volumen mit einem Radius von nur etwa 10 Kilometern enthalten sind.

Die auf diese harte neutronisierte Kugel herunterfallenden äusseren Schichten türmen sich in kürzester Zeit gigantisch auf. Dabei entstehen auch solche Atomkerne, deren Bildung Energie braucht, also endotherme Bildung der schweren Kerne wie Uran usw. Diese aufprallenden Schichten bekommen aber auch einen Rückstoss, so dass sie wieder nach aussen katapultiert werden. Damit wird die ganze restliche Hülle weggeschleudert. Die alte heisse Sternoberfläche dehnt sich aus, gewinnt an Fläche und kann daher innerhalb weniger Tage sehr viel stärker strahlen. Der Stern strahlt dann die tausendfache Energiemenge wie vorher ab. Ein Stern dem dieses widerfährt, wird wegen des extremen Anstiegs der Helligkeit, wodurch ein vorhin sehr schwaches Sternchen plötzlich gut sichtbar wird, eine Supernova (sehr heller neuer Stern) genannt.

Die weggeschleuderte Materie verstrahlt nun allmählich ihre Energie und der Rest-Stern wird immer schwächer. Bis er wieder so schwach wie vor der Explosion ist, vergeht mehr als ein Jahr. Der im Zentrum gebildete neutronisierte überrest bildet einen Neutronenstern. Da Sterne meistens rotieren, muss bei der Implosion wegen Erhalt des Drehimpulses die Rotation des Kernbereichs stark beschleunigt werden, ähnlich zu einer sich drehenden Ballerina, die ihre Arme einzieht. Der Neutronenstern dreht sich mit einer Rotationsfrequenz von fast Tausend Umdrehungen pro Sekunde.

Derartige Supernovaereignisse werden (gemäss der historischen Einteilung der Supernovae) Supernovae des Typs II genannt.

Diese fantastischen Phänomene hat man alle beobachten können. Zwar nicht an einer Supernova alleine, sondern an einigen, die vor kurzer oder längerer Zeit explodierten. Insbesondere die rotierenden Neutronensterne sind gut bekannt. Sie produzieren aus begrenzten Gebieten an ihrer Oberfläche Strahlung, die wegen der schnellen Rotation bei uns als stark gepulste Strahlung beobachtet wird. Solche Objekte wurden 1967 entdeckt und heissen Pulsare. Die bekanntesten Supernovae sind die Supernova SN 1987A in der Grossen Magellanschen Wolke, und die Supernova vom Jahr 1054, deren überrest als Krebsnebel bekannt ist.

Fig 6: Supernovae. Supernovae sind massereiche Sterne, die am Ende ihres Lebens explodieren und sich wegen der sehr schnell grösser werdenden Oberfläche sehr aufhellen. Bei der Explosion wird heisses Material der äusseren Sternhülle weggeschleudert. Dieses Material verglüht allmählich und vermischt sich mit Gas der interstellaren Umgebung. Die Bilder zeigen zwei bekannte Supernova-Überreste. Links: Supernova 1987A mit den durch die Explosion aufgehellten Gasringen des Vorsterns (Aufnahme mit dem HST; NASA/ESA). Rechts: Der Krebsnebel, der überrest einer Explosion aus dem Jahre 1054, in dessen Zentrum ein Pulsar steckt (Aufnahme ESO).

Supernova-Explosionen können aber auch auf Prozesse bei der Entwicklung der Sterne mit weniger Masse zurückgehen. Dafür ist dann aber ein Doppelstern notwendig.

Viele Sterne befinden sich in Doppelsystemen, wobei in diesem Falle die beiden Sterne meistens eine ähnliche Masse haben. Der schwerere entwickelt sich aber doch schneller und wird als erster zum roten Riesen. Das von ihm über den Sternwind freigesetzte Material wird vom anderen gravitativ aufgesammelt. Seine Entwicklung beschleunigt sich nun durch die zugenommene Masse. Im ersten Stern ist die Entwicklung dann allerdings bereits zum Stadium des Weissen Zwergs vorangeschritten.

Wenn der Zweite nun auch das Rote Riesenstadium antritt, wird er Materie über seinen Sternwind abgeben. Jetzt sammelt der ursprünglich schwerere Stern einen Teil dieses Materials wieder auf und seine Masse steigt. Das Innere ist darauf aber nicht vorbereitet. Die Temperatur im Zentrum voller C-Kerne steigt wegen des zunehmenden Drucks so schnell, dass die Kernfusion explosiv einsetzt und der Stern dadurch komplett auseinander fliegt. Supernova!

Dies ist ein Supernova-Ereignis des Typs Ia. Die Bedeutung dieses Typs liegt auch darin, dass Supernovae dieser Art alle die gleiche maximale absolute Helligkeit erreichen. Man kann daher aus der beobachteten maximalen Helligkeit ganz einfach die Entfernung des Objekts berechnen. So weiss man dann ganz genau wie weit die Supernova von uns entfernt war und daher wie weit deren Heimatgalaxie entfernt ist. Solche Entfernungsbestimmungen sind von grosser Bedeutung für die Kosmologie, da man mit Hilfe solcher Entfernungen Genaueres über die Expansion des Universums erfahren kann.

Kreislauf

In kühlendem Gas finden schwere Elemente sich zu Molekülen zusammen. Dadurch ist das interstellare Gas auch besser in der Lage, sich weiter zu verdichten und zu kühlen. Damit wird auch die Bildung weiterer Sterne einfacher. Auf diesem Wege entstehen neue Sterngenerationen. Gleichzeitig liefern die Moleküle (meistens sind es Oxide und Silikate, aber auch aus H, C und O zusammengesetzte Moleküle) das Material für die Bildung von den erwähnten Schneebällen, Kometen oder auch Planeten.

Im Grunde befindet sich die Materie der Galaxis in einem Kreislauf: sie wird in Sternen aufgenommen, verweilt dort während des Lebens des Sterns, wird allerdings in Kernfusionsprozessen transformiert, kehrt aber am Ende des Lebens des Sterns zu einem erheblichen Teil in das Gas im interstellaren Raum zurück. Damit steht angereichertes Material für die nächste Generation der Stern- und Planetenbildung zur Verfügung.

Nach allem was wir wissen, ist die Kernfusion (über Umwege) eine notwendige Vorbedingung für das Entstehen von Planeten. Sie ist auch Vorbedingung für viele chemische Prozesse auf Planeten, wegen der dafür notwendigen Energieaufnahme. Es verwundert daher überhaupt nicht, dass die Vorgänge bei Bildung und Entwicklung von Sternen studiert und verstanden werden sollten, um alle Prozesse im Universum begreifen zu können.

In gedruckter Form erscheinen in:
"...und er würfelt doch! Die Erforschung des ganz Grossen, des ganz Kleinen und des ganz Vielen"; Müller-Krumbhaar H., Wagner H.-F., (Hrsg.), ISBN 3-527-40328-0, WILEY-VCH Verlag Berlin GmbH, D-13086 Berlin; p. 71-83

Auch Veröffentlicht auf dem WEB am 2.03.2001 als www.astro.uni-bonn.de/~deboer/sterne/pdmsternetxt.html in Verbindung mit dem   Jahr der Physik   (www.physik-2000.de)
Siehe auch das Projekt   Physik des Monats   (www.astro.uni-bonn.de/~deboer/pdm)