Animation zum Lebenslauf der Sonne

Auf dieser Seite erwartet Sie der Lebenslauf unserer Sonne, aber auch größerer Sterne.

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Entstehung und Lebensweg von Sternen

Kollaps einer Gaswolke

Sterne entstehen aus Gaswolken, wobei die Gaswolken im Universum im Wesentlichen aus Wasserstoff bestehen. Erreicht eine Wolke eine kritische Masse, kann sie unter ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren. Die Masse, die nötig ist, um einen solchen Kollaps auszulösen, nennt man Jeans-Masse. Allerdings kann eine Störung, beispielsweise durch die Druckwelle einer Supernova, auch Wolken mit geringerer Masse zum Kollabieren bringen. Wobei natürlich immer eine gewisse Mindestmasse vorhanden sein muss – sind die Gaswolken zu klein, kollabieren sie auch nach einer Störung nicht. Der Kollaps einer Gaswolke führt zu einer Verringerung ihres Volumens und damit zu einer Erhöhung der Temperatur in der Wolke. Anschaulich gesprochen, werden die Gasteilchen durch die Schwerkraft, die die Wolke zusammenzieht, nach innen beschleunigt, ihre Bewegungsenergie nimmt also zu. Temperatur ist aber nichts anderes als Bewegungsenergie von Teilchen – die Teilchen eines heißen Gases sind im Mittel schneller als die eines kalten Gases.

Abb. 1a ¦ Kollaps einer Gaswolke   Grafik: Kollaps einer Gaswolke
Bildunterschrift Kollaps einer Wasserstoffwolke aufgrund einer Störung.

Bildunterschrift Ende
Abb. 1b ¦ Orionnebel   Foto: Orionnenbel im Sternbild Orion
Bildunterschrift Der Orionnebel ist ein sehr aktives Sternentstehungsgebiet in unserer Galaxie. Er ist eine Molekülwolke im Sternbild Orion und als Teil des Schwertes von Orion auch mit dem bloßen Auge sichtbar. Im Bild ist er als Ausschnittvergrößerung dargestellt.
Er ist 1350 Lichtjahre entfernt. Als das im Frühling 2010 fotografierte Licht seinen Weg begann, schrieb man das Jahr 660, hundert Jahre bevor Karl der Große an die Macht kam.
(Es gibt natürlich jede Menge besserer Fotos vom Orionnebel – der Ausschnitt hier ist mit einer gewöhnlichen Digitalkamera durch ein Teleskop ohne Nachführung aufgenommen.) Bildunterschrift Ende

Die Kontraktion der Gaswolke führt nicht nur zu einer Zunahme der Bewegungsenergie der Wasserstoffmoleküle, sie lässt die Moleküle auch schwingen. Schwingende Moleküle bedeuten aber schwingende elektrische Ladungen – denn Atome bestehen ja aus positiv geladenen Kernen und negativ geladenen Elektronen. Schwingende elektrische Ladungen sind aber nichts anderes als Antennen, welche elekromagnetische Strahlung aussenden. Irgendwann ist die Gaswolke so weit kontrahiert und so dicht, dass diese Strahlung nicht mehr entweichen kann, das heißt, die Wärme kann nicht mehr in Form von Strahlung abgeführt werden. Das Zentrum der Wolke heizt sich also weiter auf, bis der thermische Druck – also der Druck, der aufgrund der Bewegung der Teilchen entsteht – den weiteren Kollaps des Wolkenzentrums verhindert. Von den Randbereichen strömt weiterhin Gas nach innen und erhitzt das Zentrum der Wolke weiter. Bei einer Temperatur von etwa 2000 Kelvin zerfallen die Wasserstoffmoleküle in Atome. Das Zentrum der Wolke wird dadurch instabil, der Kollaps setzt erneut ein. Aus den Außenbereichen fällt weiterhin Material auf das Zentrum der Wolke zu, so dass die Hülle immer dünner wird, während im Zentrum Dichte und Temperatur weiter ansteigen.

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Einsetzen der Kernfusion

Irgendwann ist die Energie der Gasatome im Zentrum so hoch, dass sie die elektrostatische Abstoßung, die zwischen ihren Kernen aufgrund der gleichnamigen Ladung besteht, überwinden können. Die Atomkerne kommen sich so nah, dass sie fusionieren, also zu einem neuen, schwereren Atomkern verschmelzen können. Das passiert bei Temperaturen von einigen Millionen Grad. Der Wasserstoff der Wolke fusioniert also zu Helium, dem nächstschwereren Element. Die dabei frei werdende Strahlung stabilisiert den Stern gegen die Schwerkraft – es herrscht ein Gleichgewicht zwischen der zusammenziehenden Schwerkraft und dem auseinandertreibenden Strahlungsdruck.

Der Einsatz der Fusion ist die eigentliche Geburtsstunde des Sterns. Nur ein Himmelskörper, der Energie durch Kernfusion erzeugt, darf sich Stern nennen. Damit die Fusion von Wasserstoff zu Helium – das so genannte Wasserstoffbrennen – einsetzt, ist eine Masse von mindestens 0,08 Sonnenmassen notwendig.

Die Zone im Inneren des Sterns, in der Fusion stattfindet, ist von einer Schicht nicht fusionierenden Wasserstoffs umgeben. Hier reicht die Temperatur nicht aus, um Fusionen zu zünden. Bei unserer Sonne reicht die Fusionszone über etwa ein Viertel des sichtbaren Durchmessers.

Abb. 2 ¦ Sternenhimmel   Foto vom Sternenhimmel

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Weitere Fusionsstufen – massearme Sterne

Wenn etwa 10–20 % des Wasserstoffs verbraucht sind, hört die Fusion im Inneren des Sterns auf. Der Strahlungsdruck setzt aus und die Schwerkraft kann den Stern jetzt wieder ungehindert kollabieren lassen. Bei Sternen mit weniger als 0,9 Sonnenmassen hört die Entwicklung damit auf und der Stern verglüht als so genannter Weißer Zwerg. Schwerere Sterne kollabieren unter ihrer Schwerkraft so stark, dass dabei die Temperatur im Zentrum des Sterns und damit auch die Geschwindigkeit der Atome erneut so stark zunehmen, dass dort die nächste Fusion, nämlich die von Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff (das Heliumbrennen), einsetzen kann – bei etwa 10 Millionen Grad. In der Schicht um das Zentrum herum ist es jetzt heiß genug, dass hier das Wasserstoffbrennen – die Fusion von Wasserstoff zu Helium – einsetzen kann. Die bei den Fusionsprozessen erzeugte Hitze treibt die Außenhülle des Sterns auseinander. Durch das Aufblähen der äußeren Schichten des Sterns wird er zum so genannten Roten Riesen. Die aufgeblähte Hülle des Sterns ist nur noch schwach durch die Schwerkraft an den Kern des Sterns gebunden, weshalb sie sich in den interstellaren Raum ausdehnt – ein heftiger Sternwind setzt ein, der zu einem beträchtlichen Massenverlust des Sterns führt. Irgendwann ist dann auch der Helium-Vorrat so weit geschrumpft, dass das Heliumbrennen aufhört. Bei Sternen mit weniger als 4 Sonnenmassen ist dies das Ende des Sterns – der Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff wird als so genannter Weißer Zwerg langsam ausglühen, während die Hülle aus Wasserstoff und Helium sich als planetarer Nebel ins All ausbreitet.

Abb. 3a ¦ Entwicklung massearmer Sterne   Grafik: Entwicklung massearmer Sterne
Bildunterschrift Entwicklung massearmer Sterne bis zum Endstadium des Weißen Zwerges von links nach rechts: 1. Zünden der Wasserstofffusion; 2. Kollaps des Sternenzentrums nach Verbrauch des Wasserstoffvorrats; 3. Aufblähen zum Roten Riesen; 4. Ende als Weißer Zwerg und sich ausdehnender planetarer NebelBildunterschrift Ende
Abb. 3b ¦ Schalenbrennen in schweren Sternen (Video)  
BildunterschriftDer Film hat ca. 800 kB. Bildunterschrift Ende

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Sonne

In ca. 7 Milliarden Jahren wird bei unserer Sonne das Wasserstoffbrennen erlöschen, das Heliumbrennen einsetzen und die Sonne sich zum Roten Riesen aufblähen. Dabei erreicht sie eine Ausdehnung, die bis zur Bahn der Venus reicht – Merkur und Venus werden verschluckt und die Erde wird so heiß, dass die Kruste aufschmilzt. Nach weiteren 100 Millionen Jahren hört auch das Heliumbrennen im Sonneninneren auf. Die äußeren Schichten unseres Sterns entweichen als Nebel ins All, übrig bleibt ein weißer Zwerg, der langsam verglüht.

Abb. 4 ¦ Lebenslauf der Sonne   animierte Grafik zum Lebenslauf der Sonne
Bildunterschrift Entwicklung der Sonne von der Gaswolke über das Zünden des Wasserstoffbrennens, des Aufblähens zum Roten Riesen bis zum Verlöschen des Weißen Zwerges. (Animation erstellt mit GIMP)Bildunterschrift Ende

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Weitere Fusionsstufen – massereiche Sterne

Ein Stern mit mehr als 4 Sonnenmassen kollabiert nach dem Ende des Heliumbrennens wiederum, bis die Dichte und die Temperatur im Inneren so hoch sind, dass hier nun das Kohlenstoffbrennen – die Fusion von Kohlenstoff zu Neon, Natrium, Sauerstoff und Magnesium – einsetzen kann (bei einer Temperatur von 600 bis 700 Millionen Grad). In einer Schicht um den Kern setzt nun das Heliumbrennen, noch weiter außen das Wasserstoffbrennen ein. Es kommt wiederum zu einem Aufblähen der äußeren Hülle und zu einem Massenverlust durch Sternwinde. Sterne mit Massen von weniger als 8 Sonnenmassen enden aber alle als weiße Zwerge.

Bei den ganz schweren Sternen von mindestens 10 Sonnenmassen bleibt nach dem Ende der Kohlenstofffusion immer noch genug Masse übrig, dass noch weitere Fusionsreaktionen zünden können: beim Neonbrennen und dem Sauerstoffbrennen entstehen bei 1,2 beziehungsweise 2 Millarden Grad Magnesium beziehungsweise Silicium, Schwefel und Phosphor. In der letzten Stufe schließlich entsteht bei über 3 Milliarden Grad beim Siliciumbrennen Eisen. In den Schichten um das Zentrum des Kerns laufen die jeweils vorhergehenden Fusionsreaktionen ab und wandern immer weiter nach außen. Der Stern erhält so eine „Zwiebelschalenstruktur“.
Während seines Lebens erleidet der Stern einen beträchtlichen Massenverlust durch Sternwinde – von anfangs 30 Sonnenmassen bleiben nur etwa 5 Sonnenmassen übrig.

Die Fusionsreaktionen laufen dabei immer schneller ab: Dauert die Fusion von Wasserstoff zu Helium noch von etwa 10 Millionen Jahren für Sterne von 10 Sonnenmassen bis zu 10 Milliarden Jahren etwa bei unserer Sonne, nimmt das Heliumbrennen nur noch ein Zehntel dieser Zeit in Anspruch. Das Kohlenstoffbrennen dauert nur noch wenige hundert Jahre, das Neon- und Sauerstoffbrennen sogar nur wenige Jahre. Die letzte Fusion, bei der Eisen entsteht, benötigt nur noch wenige Stunden bis Tage.

Abb. 5a ¦ Entwicklung massereicher Sterne   Grafik: Fusionsstufen in massereichen Sternen
Bildunterschrift Entwicklung massereicher Sterne (also mit mehr als 10 Sonnenmassen) bis zum Stadium des Eisenkerns: Nacheinander zünden im Inneren des Sterns die Fusionsprozesse, während die früheren Fusionsstadien nach außen wandern und der Stern auf diese Weise eine „Zwiebelstruktur“ erhält.

Bildunterschrift Ende
Abb. 5b ¦ Schalenbrennen in schweren Sternen (Video)  
BildunterschriftDer Film hat ca. 2 MB. Bildunterschrift Ende

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Das Ende eines Sterns – Neutronenstern und Supernova

Schwerere Elemente als Eisen können nicht in Sternen entstehen – ist der Fusionsprozess zu Eisen also abgeschlossen, bricht die Fusionskette endgültig ab. Bei den hohen Temperaturen, die im Eisenkern des Sterns herrschen, sind die Photonen in der Lage, die Atomkerne in Protonen und Neutronen zu zertrümmern. Der Zerfall der Atomkerne des Eisens lässt den Stern instabil werden, er kollabiert von neuem – und zwar binnen Zehntelsekunden. Die Schwerkraft im Sterninneren wird so hoch, beschleunigt die Teilchen so stark und lässt die Dichte so stark ansteigen, dass die Elektronen in die Protonen gepresst werden, wodurch diese zu Neutronen werden. Im Sterninneren existieren nun nur noch Neutronen – ein Neutronenstern ist entstanden.
Da die Elektronen nun aber nicht mehr da sind, fehlt ein erheblicher Teil des Druckes, der Stern kollabiert also vollends. Der Kollaps wird erst gestoppt, wenn die Neutronen gewissermaßen aufeinandertreffen. Die Dichte steigt so stark an, dass man eine Million Lokomotiven in einen Fingerhut quetschen müsste, um eine vergleichbare Dichte zu erhalten. Bei einer Ausdehnung von wenigen zehn Kilometern wiegt ein Neutronenstern 1,4 bis 3 Sonnenmassen.

Die äußeren Schichten des Sterns rasen unter der Schwerkraftwirkung auf den Neutronenstern zu, prallen an seiner harten Oberfläche ab und werden zurück ins All geschleudert. Die sichtbare, also die leuchtende Oberfläche nimmt aufgrund der Ausdehnung der ins All fliegenden Sternschichten rasch zu – womit auch die Leuchtkraft schnell zunimmt. Dies bezeichnet man als Supernova. Sie leuchtet so hell wie Milliarden von Sternen.

Abb. 6 ¦ Entstehung einer Supernova   Grafik: Entstehung einer Supernova
Bildunterschrift Entstehung einer Supernova. Links: Unter der ungeheuren Schwerkraft stürzen die Außenbereiche des Sterns auf das aus Neutronenmaterie bestehende Innere zu und werden an der extrem harten Oberfläche reflektiert. Rechts: Nach dem Abprall werden die Massen ins All geschleudert, wobei die plötzliche Zunahme der Oberfläche eine enorme Steigerung der Leuchtkraft verursacht.Bildunterschrift Ende

© Wiebke Salzmann, November 2008

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