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Das Ende eines Sterns

In diesem Artikel wenden wir uns einmal einem traurigen Kapitel zu, dem Tod eines Sterns, warum das Ganze dann doch nicht so traurig ist werden wir am Ende verstehen. Durch die schier nicht erfassbaren Raum- und Zeitdimensionen ist man intuitiv geneigt zu denken, dass die Sterne in alle Ewigkeit vor sich hin funklen doch dem ist keinesfalls so, im Gegenteil, ohne den Kreislauf des Lebens und Sterbens von Sternen hätte sich niemals unser Planetensystem entwicklen können, ganz zu schweigen von dem Leben auf der Erde. Warum das? Nun vereinfacht ausgedrückt, es gab zu Beginn des Universums einfach noch nicht das nötige Baumaterial, nach dem Urknall vor grob 14 Milliarden Jahren fanden sich praktisch nur zwei Arten von Atomen zusammen (es gab zwar bereits Spuren von Deuterium, Helium-3, Lithium und Beryllium aber in einem verschwindend geringen Anteil): 25% Helium und 75% Wasserstoff, als sich die ersten Gaswolken vermischten, verdichteten und schliesslich unter ihrem Gravitationsdruck anfingen diese beiden Atome zu fusionieren waren die ersten Sterne geboren, doch erst durch ihren Tod und den Tod der nachfolgenden Generation wurde der Grundstein gelegt für all die Elemente die wir heute kennen und aus denen wir bestehen.

Was das nun mit der praktischen Astronomie zu tun hat? Nun wir können die Überreste einiger Arten von Sternleichen am Himmel beobachten! Doch dazu später mehr...

Warum sterben Sterne?

Der Brennstoffvorrat eines jeden Sterns ist begrenzt, jenachdem wieviel Gasmassen sich zu einem Stern verdichten konnten weisen die Sterne sehr unterschiedliche Massen auf. Diese Masse bestimmt wie lange ein Stern die Kernfusion in seinem inneren aufrecht erhalten kann und wie er damit haushaltet. Auf den ersten flüchtigen Blick möchte man meinen, dass die Sterne, denen mehr Masse zur Verfügung steht länger von ihren Vorräten zehren können aber genau das Umgekehrte ist der Fall. Die höhere Masse übt durch die Gravitation einen höheren Druck auf das Innere eines Sterns aus, dadurch sind auch die Temperaturen um ein vielfaches höher und zwar so viel höher, dass alle Prozesse exponentiell schneller ablaufen und damit das Leben eines massereichen Sterns um Potenzen kleiner ist als das eines Stern mit geringer Masse. Gleich vorweg, "unser" Stern, die Sonne, ist einer der leichten und daher langlebigeren Vertreter und hat mit etwa 5 Millarden Jahren gerade einmal die Hälfte seines Lebenswegs hinter sich. Währende der weitgehend stabilen Phase des Wasserstoffbrennens halten sich die nach innen wirkende Gravitation und der nach aussen strebende Strahlungsdruck das Gleichgewicht.

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Was passiert am Ende eines Sternlebens?

Doch irgendwann ist bei jedem Stern die Zeit abgelaufen und nun steht der Stern am Scheideweg. Was wird aus einem Stern, der seinen Vorrat an Brennstoff verbraucht hat? Dies hängt nun direkt von seiner Masse ab, und die Ereignisse die der relativ stabilen Phase des Wasserstoffbrennens folgen können unterschiedlicher kaum sein. Wann dieser Punkt eintritt hängt ebenfalls von der Masse des Sterns ab, extrem massereiche Sterne haben bereits nach wenigen Millionen Jahren ihre Ressourcen aufgebraucht, während die kleinsten und masseärmsten Stern dies erst in einer sehr fernen Zukunft tun werden, noch kein einziger massearmer Stern hat seit Beginn des Universum dieses Stadium erreicht!

Nun eine Auflistung der unterschiedlichen Verläufe:

Sterne mit einer Masse von max. 0,3 Sonnenmassen

Diese extrem leichten Sterne stellen irgendwann einfach ihre Kernfusion im Kerngebiet ein und die Fusion "frisst" sich noch eine Weile nach aussen, man nennt dies auch Schalenbrennen, der Kern ist aber bereits inaktiv. Irgendwann fehlt der Strahlungsdruck im Inneren, der im Stern während seiner aktiven Lebensphase das Gleichgewicht zur Gravitation dargestellt hat, die Richtung Kern drückt, der Stern fällt unter seinem Gewicht in sich zusammen und schrumpft so auf eine Größe von nur einigen Tausend Kilometern also ähnlich der Größe eines kleinen Planeten, dadurch wird der Stern nochmals kräftig aufgeheizt - ein so genannter weisser Zwerg entsteht. Diese Sterne sind einige Zeit noch ausserordentlich heiß, aber da sie fast ausschliesslich aus Eisen und Kohlenstoff bestehen kann kein neuer Fusionsprozess in Gang kommen, so verlieren sie mit der Zeit ihre Temperatur und erkalten man spricht nun von einem schwarzen Zwerg. Diese Art von Sternen kann noch nicht nachgewiesen werden und existiert mit hoher Wahrscheinlichkeit auch noch nicht, da solch massearme Sterne aus denen schlussendlich schwarze Zwerge entstehen können noch lange brennen werden bevor sie ihren Materievorrat erschöpft haben. Sie sind keinesfalls zu verwechseln mit schwarzen Löchern auf die wir später noch zu sprechen kommen.

Sterne mit einer Masse zwischen 0,3 und 2,3 Sonnenmassen

In genau diesem Bereich liegt die Masse unserer eigenen Sonne. Bei diesen Sternen verläuft das Schicksal zunächst ähnlich wie bei den masseärmeren Sternen, irgendwann sind die Brennstoffe im Inneren erschöpft und der Stern kollabiert wegen des fehlenden Strahlungsdrucks, doch bei Sternen dieser Masse reicht die Gravitation aus um eine Temperatur zu erzeugen um einen neuen Fusionsprozess in Gang zu bringen, der Stern tritt nun in die Phase des Heliumbrennes ein, den Stoff den er aus der Fusion von Helium und Wasserstoff während seiner Hauptlebensphase im Inneren erbrütet hat. Dieser Prozess erzeugt wiederum weitere Elemente bis zum Sauerstoff im Inneren und geht mit einer extremen Erhöhung der Leistung im Kernbereich einher. Dadurch übersteigt der Strahlungsdruck den nach innen gerichteten Gravitationsdruck und der Stern dehnt sich aus, der Stern wird zum Roten Riesen. Auch unsere Sonne wird dies in ferner Zukunft durchleben und ihre Größe sich möglicherweise bis zur Marsbahn ausdehnen, aber selbst wenn nicht so weit, eine Chance für Leben auf der Erde gibt es dann schon lange nicht mehr.

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Irgendwann stossen diese Sterne dann ihre äusseren Hüllen ab und kollabieren wie die schwächeren zu weisen Zwergen, die Hülle jedoch bleibt für einige Tausend Jahre sichtbar in Form eines planetaren Nebels, wie wir sie auch mit Amateurmitteln sehr schön beobachten können, manchmal mit entsprechendem Equipment sogar mit dem Zentralstern der diese Hülle abgeworfen hat. Einige bekannte und beachtenswerte Planetare Nebel (PN) sind bspw. der Ringnebel M57 in der Leier, Blue Snowball NGC 7662 in Andromeda, der Hantelnebel M27 im Sternbild Fuchs oder auch der Katzenaugennebel NGC 6543 im Sternbild Drache.

Diese Nebel diffundieren langsam und gehen in das interstellare Medium über, kommt es eines fernen Tages nochmals zu einer Verdichtung in einem größeren Nebelgebiet, so sind die schwereren Elemente die mit der Sternhülle abgestossen wurden als "Baumaterial" bei einem eventuell neu entstehenden Stern verfügbar.

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Sterne mit einer Masse zwischen 2,3 und 8 Sonnenmassen

Sterne dieser Masse beschreiten zunächst einen ähnlichen Weg wie unsere Sonne, nur dass sie nach dem Stadium des Heliumbrennens die nächste Fusionsstufe erklimmen können und die Kohlenstofffusion einsetzen kann bei der wiederum schwerere Elemente erbrütet werden können bis zu Eisen, danach ist aber auch bei den schwereren Sternen Schluss, Eisen können auch sie nicht mehr weiter fusionieren. Hier wird ebenfalls ein Großteil der Masse als späterer planetarer Nebel abgestossen. Dadurch fallen die Massen dieser eigentlich schon kritisch schweren Sterne unter die Grenze ab der eine Supernova Explosion unvermeidlich wird. So bildet diese Gruppe von Sternen also ebenfalls planetare Nebel wie eben beschrieben und beendet ihr Leben als weisser, später dann als schwarzer Zwerg.

Ein Sonderfall des weiteren Lebenswegs eines weissen Zwergs egal welcher Ausgangsmasse ist die totale thermonukleare Zerstörung durch eine Supernove des Typs 1 (nicht zu verwechseln mit einer Nova, einem wesentlich schwächeren Ereignis). Dies kann aber nur in einem Doppel- oder Mehrfachsternsystem geschehen, indem der weisse Zwerg durch seine Gravitation Materie von einem Begleiter abzieht und so wieder mehr Masse ansammelt, dadurch kann ein schlagartiges Kohlenstoffbrennen einsetzen, dass den Stern durch die freigesetzte Energie vollständig zerreissen kann.

Sterne mit einer Masse von mehr als 8 Sonnenmassen

Nun wird es aber interessant (falls es Euch bisher noch nicht reisserisch genug war). Am Ende ihres Lebens fangen auch diese Sterne an schwerere Elemente zu Eisen zu fusionieren, da die Temperatur und der Druck in den verschiedenen Bereichen des Sterns um den Kern herum sehr unterschiedlich ist, laufen so zusagen auf jedem Niveau verschiedentste Fusionsprozesse parallel ab. Erzeugen diese Sterne nun in ihrem Inneren durch die Fusion der leichten Elemente einen Eisenkern der die kritische Masse von 1,44 Sonnenmassen erreicht, dann kollabiert dieser unter seiner eigenen Gravitation. Was nun folgt ist ein Ereignis von gigantischem Ausmass. Durch den sekundenschnellen Kollaps des Kerns werden ungeheure Energien in Form von Strahlung freigesetzt die alle darüberliegenden Schichten des Sterns, die noch brav mit ihrer jeweiligen Fusion beschäftigt sind, explosionsartig wegschleudert! Dieses Ereignis nennt man eine Supernova vom Typ 2 (Typ 1 habe ich ja bereits eingangs als Sonderfall erklärt). Die fortgeschleuderte Materie ist in manchen Fällen sogar gut von Amateurteleskopen zu beobachten. Bekannte Beispiele für so genannte Supernovaüberreste (SNR=SuperNovaReminant) sind der Krebsnebel M1 im Sternbild Stier, der Überrest einer Supernova, die sogar überliefert im Jahre 1054 am Himmel erstrahlte. Ein weiterer bekannter und äusserst sehenswerter SNR ist der Cirrusnebel im Schwan, der aus verschiedenen Objekten besteht, die hellsten und bekanntesten Strukturen sind NGC 6960 "Sturmvogel" sowie NGC 6992 "Schleiernebel".

Nur Supernova-Ereignisse sind in der Lage schwerere Elemente zu erzeugen die schwerer als Eisen sind, kein Stern kann sie erbrüten, deshalb sind diese Explosionen derart wichtig, ohne sie gebe es eine ganze Reihe von Elementen unseres Periodensystem gar nicht, zum Beispiel Kupfer, Quecksilber oder auch Gold.

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Doch was geschieht nun mit dem Stern, wird er auch zum weissen Zwerg? Oh nein, je nach dem welche Masse der Rest des Kerns hat können bizarre Dinge mit dem Sternrest passieren. Liegt die Masse nach der Supernovaexplosion zwischen 1,44 und 3 Sonnenmassen, dann fällt der Stern weiter in sich zusammen und wird zu einem so genannten Neutronenstern, durch die extremen Drücke die bei diesem Kollaps herrschen werden die Elektronen der Atome in die Atomkerne gepresst, dadurch verbinden sich die Elektronen mit den Protonen des Kerns zu Neutronen. Diese Gebilde sind extrem dicht, so dass sie ihre Masse von mehreren Sonnenmassen auf ein Gebiet von nur 20km verdichten! Ein Stecknadelkopf dieser entarteten Materie wiegt somit mehr als 100m³ Wasser. Sonderfälle von Neutronensternen sind Pulsare auf die ich aber nicht näher eingehen will.

Ja und was ist wenn der Sternrest noch massereicher als 3 Sonnenmassen ist. Dann entsteht das wohl extremste Objekt im Kosmos: Das berühmte Schwarze Loch. Abgeleitet durch die Einstein'sche Relativitätstheorie gibt es für solche Massen keine Kraft mehr die ihr entgegenwirken könnten. D.h. wird eine bestimmte Masse so stark komprimiert, dass sie unterhalb eines kritischen Durchmessers liegt (der sg. Schwarzschild-Radius) dann kann der unglaublichen Gravitationswirkung nichtst mehr entrinnen, nicht einmal Strahlung wie bspw. Licht, die Lichtgeschwindigkeit reicht nicht mehr aus um der Gravitationskraft zu entfliehen. Per Definition sind deshalb schwarze Löcher selbstverständlich nicht direkt beobachtbar, was für eine Strahlung soll man auch empfangen. Trotzdem gelten sie als real, denn im Laufe der vergangenen Jahrzehnte wurde Beobachtungen gemacht die keine andere Erklärung als schwarze Löcher zulassen, so zum Beispiel Akkretionscheiben in denen Materie ultrahocherhitzt und beschleunigt wird dies aller Wahrscheinlichkeit nach durch die Anwesenheit eines schwarzen Lochs. Diese Objekte sind derart stark, dass sie das gesamte Raum- und Zeitgefüge in ihrer Nähe verzerren, so ist die gravitative Beschleunigung so stark, dass die Zeit sich mit Annäherung an den Ereignishorizont immer weiter verlangsamt bis sie beim überschreiten schliesslich stehen bleiben kann. Aber all dies ist hochtheoretisch und würde nun zu weit führen. Im Zusammenhang mit schwarzen Löchern gibt es für den "Laien" (es gibt wohl nur eine Handvoll Menschen die sich über die Zusammenhänge wirklich klar sind) haarsträubende Theorien, nachdem der Zustand einer Singulariät wie sie ein schwarzes Loch mathematisch darstellt nicht mehr von dem Zustand im Augenblick des Urknalls unterschieden werden kann, wodurch einige namhafte Wissenschaftler auf die Idee kamen, dass die Entstehung eines schwarzes Lochs gleichzeitig die Geburt eines neuen Universums sein könnte, das allerdings ausserhalb unseres Raumzeitgefüges expandiert...

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Harter Tobak, der ein oder andere mag sich nach diesem Exkurs erstmal einen Obstler zur Magenberuhigung gönnen ;)

Wir haben nun also gesehen auf welch unterschiedliche Weise das Leben eines Sterns enden kann. In jedem Fall ist der Kreislauf essentiell für die Entstehung des Lebens gewesen, denn all die Elemente aus denen wir und unsere Umwelt bestehen konnten nur in vorangegangenen Sternpopulationen erzeugt werden und durch Supernovae ins All geschleudert werden, um eines Tages in einer Gas und Staubwolke wieder zu verdichten und um einen neuen Stern Planeten bilden zu können. Zumindest in absehbarer Zeit (nicht ewig) wird sich dieses Schauspiel immer wiederholen, bis es dann leider eines (äusserst, äusserst!) fernen Tages nicht mehr zur Neubildung von Sternen kommen wird.

Und das ganze dann auch noch mit eigenen Augen am Okular nachvollziehen zu können macht einen großen Reiz aus...

Supernovae werden regelmäßig von Großteleskopen in fernen Galaxien beobachtet und erforscht, zum Schluss noch die spannende Frage: Wann kommt es wieder zu einem solchen Ereignis in unserer Nachbarschaft?

Es gibt zumindest zwei Kandidaten die zumindest zu Lebzeiten der Menschheit wohl das Zeitliche segnen werden und in einer gewaltigen Supernovaexplosion ihr Ende finden! Da wäre zum einen der bekannte rote Riesenstern Beteigeuze (Beta Orionis), der linke Schulterstern des Sternbilds Orion, er wird im Zeitraum von einigen Tausend Jahren explodieren, der zweite heisse Kandidat ist Gamma Cas (Sternbild Cassiopeia), der instabil ist und in unvorhersehbaren Abständen seine Gasschale abstösst. Was würde uns eine solche Supernova in der kosmischen Nachbarschaft bescheren? Zunächst mal wäre es zu Lebzeiten ein astronomisches Ereignis ohne Gleichen, wir müssten uns zumindest keine Sorgen mehr machen, das astronomische Themen in den Medien unterrepräsentiert wären... Je nach Verlauf kann bspw. bei Beteigeuze die Helligkeit um das 16.000 fache ansteigen, damit wäre die Supernova selbst am Taghimmel zu beobachten und hätte die Helligkeit des Vollmonds! Bei aller Liebe, das wäre für viele Jahre das Ende schöner Deepskybeobachtungen, die ja bekanntlich einen dunklen Himmel verlangen, da wäre für uns gamma Cas auch dramatischer, da das Sternbild zirkumpolar ist, also nie untergeht :-) Dazu käme aber unter Umständen auch noch die Freisetzung von harter Gamma- und Röntgenstrahlung die eventuell auch unvorhersehbare Folgen für das Leben auf der Erde haben könnte, wobei neueste Forschungsergebnisse nahelegen, dass es zu so genannten Gammeraybursts (GRB) nur in Sternen mit leichten Elementen gibt, ein Indiz dafür ist, dass sie bisher nur in sehr weit entfernten und damit alten Galaxien entdeckt wurden nicht jedoch in unserer kosmischen Nachbarschaft geschweige denn innerhalb der Milchstrasse, hier sind die Sterne meist aus viel schwereren Elemente, da sie bereits aus Vorgängergenerationen von Sternen mit leichten Elementen hervorgegangen sind. Doch gehen die Prognosen weit auseinander, es kann morgen geschehen oder auch erst in vielen Zehntausend Jahren, auf jeden Fall aber in einer kosmisch sehr kurzen Zeitspanne.

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Screenshot aus dem Freeware Planetarium Stellarium

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Simulation - eigenes Foto

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Simulation - eigenes Foto

Quellen:

[dtv-Atlas zur Astronomie - Joachim Hermann 1973]

[Eine kurze Geschichte der Zeit - Stephen Hawking 1991]

[Die göttliche Formel - Amir D. Aczel 2002]

[Die Kosmos Himmelskunde - Dieter B. Hermann 2005]

[http://www.wikipedia.org]

[Stellarium]

© 2009 Benny Hartmann