Schattenblick →INFOPOOL →NATURWISSENSCHAFTEN → ASTRONOMIE

STERN/257: Das rätselhafte Leben der Sterne (Spektrum der Wissenschaft)


Spektrum der Wissenschaft 8/13 - August 2013

Serie Astronomie (V) | Sternentstehung
Das wechselhafte Leben der Sterne

Von Ralf Launhardt



Der funkelnde Nachthimmel erfüllt uns seit jeher mit Ehrfurcht und Staunen. Doch erst jetzt verstehen die Astronomen allmählich, welche Prozesse die Lichtquellen und Elementfabriken des Universums antreiben.



AUF EINEN BLICK

Unser lebendiges Firmament

1. Der Fixsternhimmel galt in der Antike und im Mittelalter als eine ewig unveränderliche Sphäre.

2. Erst die moderne Naturwissenschaft entdeckte, dass im Weltall immerfort neue Sterne entstehen, unterschiedliche Schicksale durchlaufen und ihr Dasein oft mit spektakulären Explosionen beenden. Dabei werden schwerere Elemente erzeugt und in den interstellaren Raum ausgestoßen.

3. Offenbar geht die Sternentstehung häufig mit der Bildung von Planeten einher, die allerdings nur unter ganz bestimmten Bedingungen Leben tragen können. Viele Details der Stern- und Planetenentstehung sind noch ungeklärt.


Warum fasziniert uns der Sternenhimmel? Ist es das Empfinden der eigenen Winzigkeit im Angesicht der Himmelskuppel, der eigenen Vergänglichkeit angesichts der scheinbar unverrückbar daran fixierten Lichtpunkte? Wenn Forscher das Schicksal der Sterne untersuchen, gerät dieses Bild in Bewegung und kann uns erst recht in Staunen versetzen.

Kosmologen wissen heute, dass das Universum überwiegend aus unsichtbarer Dunkler Materie und der noch rätselhafteren Dunklen Energie besteht. Nur vier Prozent gewöhnlicher Materie bleiben übrig - und davon bestehen 90 Prozent aus Gas, das meist unvorstellbar dünn im intergalaktischen Raum verteilt ist. Sterne machen am Ende also nur 0,4 Prozent der Gesamtmasse im Kosmos aus. Doch die Vorgänge bei ihrem Werden und Vergehen sind der Grund für unsere eigene Existenz.

Sterne bilden sich aus diffusem Gas, wandeln es in ihrem Inneren um und geben die veränderte Materie im Lauf der Zeit an den umgebenden Raum ab. Nur so erklärt sich die stoffliche Vielfalt des Universums, denn beim Urknall entstanden lediglich Wasserstoff, Helium und Spuren von Lithium. Erst die Kernfusionen im Inneren der Sterne reicherten das Universum mit schwereren Elementen an. Ohne Sterne gäbe es daher keine Planeten mit festen Oberflächen - und insbesondere kein Leben. Mit anderen Worten: Wir sind aus Sternenstaub geboren.

Allein in unserer Galaxie gibt es mindestens 100 Milliarden Sterne. Deren Anteil am Volumen der Milchstraße ist nahezu verschwindend gering - ein zehnmilliardstel Billionstel -, und doch befindet sich in ihnen zehnmal so viel Masse wie im gesamten restlichen interstellaren Gas. Wenn aus diesem ein neuer Stern entstehen soll, muss sich das dünn und großräumig verteilte Gas enorm verdichten - um 25 Zehnerpotenzen. Solche Größenordnungen liegen weit jenseits unserer Vorstellungskraft und machen es schwierig, die beteiligten Prozesse zu modellieren.

Das Gas in der Scheibe der Milchstraße besteht zu 70 Prozent aus Wasserstoff, zu 29 Prozent aus Helium und nur zu einem Prozent aus schwereren Elementen. Etwa die Hälfte davon ist relativ gleichmäßig und mit rund einem Atom pro Kubikzentimeter extrem dünn verteilt. Der Rest formt Wolken, die immerhin etwa 200-mal dichter sind, so dass sich einzelne Wasserstoffatome zusammenfinden und zu Molekülen verbinden können. Diese Molekülwolken füllen aber bloß 0,3 Prozent des gesamten Raums, und Sterne entstehen nur in den dichten Wolkenkernen.

Wie aber entwickelt das anfangs gleichmäßig verteilte Gas überhaupt solche Strukturen? Die Astronomen haben den Prozess noch nicht ganz verstanden, gehen aber von einem komplizierten Zusammenspiel von Gravitation und Sternentstehung aus. So bilden sich in der galaktischen Scheibe spiralförmige Dichtewellen, die nur langsam ihre Position ändern. In diese Bereiche strömen vergleichsweise schnell Gaswolken, die um das Zentrum rotieren. Die Materie verdichtet sich, bildet neue Sterne und formt so die leuchtenden Arme einer Spiralgalaxie wie der unseren. Auch die Sonne umkreist das Zentrum der Milchstraße und benötigt für einen Umlauf - ein galaktisches Jahr - etwa 240 Millionen irdische Jahre. Unser vor 4,6 Milliarden Jahren entstandenes Sonnensystem ist jetzt also etwa 20 galaktische Jahre alt. Gegenwärtig befinden wir uns am Rand des Orion-Arms, eines kleinen Zwischenspiralarms. Im verdichteten Gas verbinden sich Wasserstoffatome zu Molekülen. Diese bilden entlang der dichteren Spiralarme große Wolken, die durch ihre eigene Schwerkraft zusammengehalten werden. In ihnen breiten sich immer wieder Stoßwellen aus - ausgelöst von Gaseruptionen entstehender Sterne sowie durch Supernovae, in denen sterbende massereiche Sterne ihre Hüllen explosionsartig abstoßen. Das führt in den Molekülwolken zu turbulenten Strömungen und lokalen Verdichtungen. Deren Anordnung ist nicht beliebig; Astronomen beobachten, dass sie fast immer entlang von Filamenten erfolgt.


Magnetfelder geben den Anstoß
Wie es dazu kommt, beginnen die Forscher aber gerade erst zu verstehen. Wahrscheinlich spielen Magnetfelder dabei eine wichtige Rolle: Energiereiche Strahlung wirkt ionisierend, das heißt, sie nimmt einigen Atomen Elektronen weg. Die geladenen Teilchen folgen dem Verlauf der Magnetfelder, stoßen dabei mit neutraler Materie zusammen und reißen diese mit sich. So kanalisiert sich allmählich die Bewegung des gesamten Gases. Die Magnetfelder sind aber nur sehr schwer messbar, zudem sehen wir immer nur eine Projektion der Materieverteilung in die Himmelsebene. Ob sich das alles wirklich so abspielt, ist daher noch immer Gegenstand aktueller Forschung.

In den Filamenten genügen kleine Störungen, damit lokal die Gravitation die Oberhand gewinnt, das Gas zusammendrückt und Wolkenkerne bildet, aus denen neue Sterne hervorgehen. Anhand von Beobachtungen und Computersimulationen zeigten Astronomen, dass die Massenverteilung und die räumliche Anordnung von bereits entstandenen Sternen recht stark der von dichten Molekülwolkenkernen ähneln. Offenbar prägen deren Eigenschaften die der neuen Sonnen.

Erstaunlicherweise scheint die Verteilung der Sternmassen nicht von Wolke zu Wolke zu variieren, sondern relativ universell zu sein. Massearme Sterne entstehen immer sehr viel häufiger als massereiche. Auf 20 sonnenähnliche Sterne kommen etwa 100 leichte Exemplare mit nur 0,1 Sonnenmassen - aber nur ein einziges Schwergewicht mit zehnfacher Sonnenmasse.


Vom kalten Gas zum heißen Kern
Was geschieht nun, wenn ein Molekülwolkenkern so massereich und dicht geworden ist, dass weder der durch seine Eigenwärme erzeugte auswärts wirkende Druck noch turbulente Strömungen ihn wieder zerstören können? Dem Wolkenkern ist Staub beigemischt, der die Strahlung benachbarter Sterne abschirmt. Gleichzeitig regt die Wärme einige Moleküle dazu an, zu schwingen und Energie abzustrahlen. Somit kühlt das Gas aus, und der darin herrschende Druck sinkt. Jetzt gewinnt die Gravitation den Kampf gegen die auseinandertreibenden thermischen, turbulenten und magnetischen Kräfte. Der Wolkenkern kollabiert nahezu im freien Fall unter seiner eigenen Schwerkraft.

Für einen typischen Kern mit einer Anfangsdichte von einer Million Molekülen pro Kubikzentimeter dauert dieser Kollaps etwa 100.000 Jahre. Dabei steigt der Druck im Inneren wieder an, und es wird Wärme erzeugt. Stöße der Wasserstoffmoleküle übertragen diese auf die Staubteilchen, die sie als Infrarotstrahlung abgeben. So bleibt die Temperatur konstant bei etwa 7 bis 10 Kelvin (Grad über dem absoluten Nullpunkt).

Erst wenn die Dichte im Zentrum einen Wert von etwa zehn Milliarden Molekülen pro Kubikzentimeter übersteigt, wird der Kern für die Wärmestrahlung undurchlässig und heizt sich auf. Mit der Temperatur steigt der dem Gravitationsdruck entgegenwirkende Gasdruck. Der Kollaps stoppt vorerst, allerdings nur im Inneren dieser Sternvorstufe, eines protostellaren Objekts. Von außen stürzt weiterhin Materie aus der umgebenden Wolkenhülle in den Kern, der sich dadurch weiter aufheizt und an Masse gewinnt. Theoretisch sollte ein solches Gebilde etwa 1000-mal so groß sein wie unsere Sonne. Es ist allerdings tief in die Wolke eingebettet und leuchtschwach; Astronomen konnten noch keines zweifelsfrei beobachten.

Sobald die Temperatur im Zentrum 2000 Kelvin erreicht und die Dichte auf etwa zehn Billiarden Moleküle pro Kubikzentimeter angestiegen ist, halten die Bindungen zwischen den Wasserstoffatomen den Teilchenstößen nicht mehr stand: Der molekulare Wasserstoff beginnt wieder in seine Atome zu zerfallen. Diese Dissoziation verbraucht fast die gesamte Energie der weiterhin einfallenden Materie. Temperatur und Druck im Inneren können nicht mehr schnell genug wachsen, um der Gravitation entgegenzuwirken. Der bislang im Gleichgewicht befindliche zentrale Kern kollabiert erneut, bis der gesamte Wasserstoff dissoziiert ist und die Temperatur wieder schneller ansteigt.

Bei einer Temperatur von einer Million Grad wird die Materie im Zentrum komplett ionisiert; sie bildet ein so genanntes Plasma aus Atomkernen und freien Elektronen. Nun setzt langsam der erste thermonukleare Prozess ein: Kerne des schweren Wasserstoffisotops Deuterium, die aus je einem Proton und einem Neutron bestehen, verschmelzen mit einem freien Proton zu Helium. Dieses eher unergiebige »Deuteriumbrennen« setzt allerdings weniger Energie frei als der fortschreitende Gravitationskollaps. Der Protostern befindet sich zu diesem Zeitpunkt noch tief eingebettet in der Wolkenhülle. Der Staub darin absorbiert sämtliche von ihm ausgesendete Strahlung und gibt sie als Wärmestrahlung nach außen ab. Der werdende Stern bleibt also weiterhin unsichtbar; er macht sich nur indirekt in Infrarotkameras oder speziellen Radioteleskopen bemerkbar.


Wolkenkerne drehen Pirouetten
Allmählich gewinnt ein weiteres Phänomen an Bedeutung: Jede interstellare Wolke besitzt einen gewissen Drehimpuls - sie rotiert. Die Rotationsenergie ist allerdings anfangs meist mehr als 100-mal kleiner als die Gravitationsenergie des Molekülwolkenkerns. Während der Kontraktion wirkt jedoch das Prinzip der Drehimpulserhaltung, das sich am Beispiel einer Pirouetten drehenden Eiskunstläuferin illustrieren lässt: Sie dreht sich umso schneller, je mehr sie die anfangs ausgestreckten Arme an den Körper heranzieht. Doch während eine Eiskunstläuferin ihren Durchmesser dadurch höchstens auf ein Viertel verkleinern kann, reduziert sich derjenige eines Molekülwolkenkerns beim protostellaren Kollaps um einen Faktor von einer Million! Eigentlich müsste der rasend rotierende Wolkenkern durch die enormen Fliehkräfte zerrissen werden, lange bevor Dichte und Temperatur im Inneren ausreichen, einen neuen Stern zu bilden. Offenbar wird die Rotationsenergie während der Sternentstehung aber größtenteils abgeführt. Tatsächlich beträgt der Drehimpuls eines typischen Sterns nur etwa ein Millionstel des entsprechenden Werts einer protostellaren Wolke.

Die Astronomen verstehen erst ansatzweise, welche physikalischen Mechanismen dabei wirken. Ein Faktor ist die magnetische Bremsung: Der immer schneller rotierende und kontrahierende Wolkenkern wickelt das im umgebenden Medium verankerte Magnetfeld regelrecht auf, und das bremst die Drehung. Außerdem entsteht um den Protostern aus dem Zusammenspiel von Gravitation und Zentrifugalkraft eine flache, rotierende Gas- und Staubschicht. Durch diese Akkretionsscheibe bewegt sich Masse von der Wolkenhülle nach innen und verliert durch Reibung Drehimpuls.

In der unmittelbaren Umgebung des Protosterns findet dort, wo die Feldlinien des aufgewickelten Magnetfelds parallel zur Drehachse verlaufen, ein besonders spektakulärer Prozess statt: Geladene Teilchen können sich nur in Magnetfeldrichtung bewegen und reißen dabei auch neutrales Gas mit. So entstehen längs der Drehachse zwei dichte und energiereiche Materieströme, so genannte Jets, die Drehimpuls nach außen tragen. Der Vorgang ist komplex, und erst mit den neuesten Supercomputern können zumindest einfache Konfigurationen simuliert werden. Wie viel Drehimpuls die beschriebenen Prozesse in welchem Stadium genau abführen, verstehen die Forscher aber noch nicht. Das Drehimpulsproblem der Sternentstehung bleibt damit vorerst eines der ungelösten Rätsel der Astrophysik.

Letztlich spielen beim Drehimpulsproblem auch Planeten eine Rolle. In unserem Sonnensystem besitzen zum Beispiel alle Planeten zusammen etwa 60-mal mehr Drehimpuls als die Sonne selbst.


Planeten entstehen nebenbei
Planeten gehen aus einem natürlichen Nebenprodukt der Sternentstehung hervor, der Akkretionsscheibe. Doch das muss schnell geschehen, denn ihre Lebensdauer ist auf wenige Millionen Jahre beschränkt. Nur in dieser relativ kurzen Zeitspanne können sich aus dem Akkretionsmaterial Planeten formen. Die Frage lautet also: Was geht in einer zirkumstellaren Scheibe vor sich, außer dass sie Materie auf den Stern zu und Drehimpuls nach außen transportiert?

Durch die wachsende Dichte im Inneren der Scheibe stoßen die Staubteilchen immer häufiger zusammen und haften aneinander. Außerhalb einer »Schneegrenze« bei etwa drei bis fünf Astronomischen Einheiten - eine Astronomische Einheit ist der mittlere Abstand der Erde von der Sonne, rund 150 Millionen Kilometer - wird zudem die Sternstrahlung so schwach, dass Eisschichten auf den Staubkörnchen das Zusammenkleben begünstigen. Allerdings lassen Experimente und Computersimulationen darauf schließen, dass auf diese Weise nur Steinchen bis zu einer Größe von wenigen Zentimetern verklumpen. Danach sollten sie entweder in den Stern stürzen oder durch weitere Stöße zerstört werden. Wie trotzdem größere Brocken und schließlich sogar Planeten wachsen können, ist eines der größten offenen Rätsel der Planetenentstehung. Als Lösungsvorschlag vermuten Astronomen dichte Gaswirbel, welche die Steinchen gefangen halten. Hinweise, dass es sich tatsächlich so abspielen könnte, fanden Forscher erst kürzlich am Alma-Observatorium in der chilenischen Atacama-Wüste: Sie beobachteten eine solche »Staubfalle« - einen Bereich mit größeren Partikeln - in der Akkretionsscheibe um einen jungen Stern.

Haben sich erst einmal kilometergroße Planetenkeime gebildet, so genannte Planetesimale, so ziehen diese sich gravitativ an und verschmelzen, bis auf einer bestimmten Umlaufbahn nur noch jeweils ein planetengroßer Körper übrig ist. In den Außenbereichen der Scheibe ist mehr Masse vorhanden als innen. Hier können Gesteinskerne von bis zu zehn Erdmassen entstehen, die durch ihre Gravitation viel Gas anziehen und so Riesenplaneten wie Jupiter formen. Anderen Modellen zufolge können sich Gasriesen auch entwickeln, indem dichte Gasklumpen in den Außenbereichen der Scheibe direkt durch ihre Schwerkraft kollabieren. Unter bestimmten Umständen driften solche Objekte später weit vom Entstehungsort fort. So erklären Forscher viele der neu entdeckten extrasolaren Planetensysteme, die oft völlig anders aufgebaut sind als unser eigenes.

Noch heute können wir mit bloßem Auge Spuren aus der Frühphase unseres Sonnensystems beobachten. Das Zodiakallicht, das in klaren Nächten vor der Morgendämmerung oder nach der Abenddämmerung über dem Horizont schimmert, verursachen kleine Staubteilchen innerhalb der Marsbahn, die das Sonnenlicht streuen. Aus viel größeren Brocken bestehen die Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter oder der so genannte Kuipergürtel jenseits der Neptunbahn, aus dem ein Großteil der Kometen stammt.

Doch zurück zur Sternentstehung. Der noch von einer Scheibe und Wolkenhülle umgebene Protostern gewinnt seine Energie hauptsächlich durch Masseneinfall von außen. Das Deuteriumbrennen bläht ihn zwar etwas auf, produziert aber nicht genügend Energie, um den Kern gegen die Gravitation zu stabilisieren. Wenn der Materienachschub versiegt und das Deuterium verbraucht ist, kühlt der junge Stern ab und schrumpft erneut. Dabei wird er wieder dichter und heißer, da sich durch Reibung erneut Gravitationsenergie in Wärme umwandelt. Bei der Protosonne dauerte diese Gravitationskontraktion etwas weniger als eine Million Jahre. Der junge Stern ist nun nicht mehr in einer Wolkenhülle versteckt; er wird sichtbar. Er heißt zwar nicht mehr Protostern, hat aber auch noch nicht das für richtige Sterne charakteristische Gleichgewichtsstadium erreicht. Er ist nun ein so genannter Vorhauptreihenstern.


Eine Reihe von Verwandten
Trägt man Temperatur und Helligkeit von Sternen in ein Hertzsprung-Russell-Diagramm ein - benannt nach dem dänischen Astronomen Ejnar Hertzsprung (1873-1967) und seinem amerikanischen Kollegen Henry Norris Russell (1877-1957) -, so liegen die meisten Sterne auf einer Linie, der so genannten Hauptreihe (siehe Grafik S. 51). In der längsten Lebensphase eines Sterns gibt es einen eindeutigen Zusammenhang zwischen den zwei Größen, die sich letztlich beide auf die Masse des Sterns zurückführen lassen. Bloß für junge, noch kontrahierende Vorhauptreihensterne und sterbende Nachhauptreihensterne gilt die Regel nicht.

Den Zusammenhang zwischen Masse und Leuchtkraft erkannte der britische Astrophysiker Arthur Eddington (1882-1944) bereits in den 1920er Jahren und schuf damit die Grundlage für eine Theorie des inneren Sternaufbaus. Das Wesen der stellaren Energiequellen war allerdings damals noch unbekannt. Erst in den späten 1930er Jahren entdeckten die Physiker Hans Bethe (1906-2005) und Carl Friedrich von Weizsäcker (1912-2007) die Fusionsreaktionen, die in den Sternen ablaufen.

Wenn die Temperatur des beständig schrumpfenden jungen Sterns im Inneren mehrere Millionen Grad erreicht und seine zentrale Dichte mehrere Gramm pro Kubikzentimeter beträgt, setzt die Fusion von Wasserstoffkernen zu Helium ein - das so genannte Wasserstoffbrennen. Es ist nicht nur viel ergiebiger als das Deuteriumbrennen, sondern liefert sogar mehr Energie als jede andere Kernreaktion - so viel, dass es den Wärmeverlust durch Abstrahlung kompensiert und die Kontraktion stoppt. In der leuchtenden Gaskugel stellt sich ein stabiles Gleichgewicht aus Gravitation und Gasdruck ein: Ein neuer Stern ist geboren.

Die für das Wasserstoffbrennen notwendige Temperatur wird jedoch nur bei einer Gesamtmasse von mehr als etwa sechs Prozent der Sonnenmasse erreicht. Leichtere Wolkenkerne schrumpfen einfach weiter und kühlen dabei langsam aus. Obwohl sie eigentlich eher rötlich glimmen, nennt man solche Gebilde Braune Zwerge. Sie leuchten so schwach, dass Astronomen ihre Existenz erst Mitte der 1990er Jahre nachweisen konnten. Ein kollabierender Wolkenkern mit mehr als etwa 100 Sonnenmassen heizt sich hingegen den gängigen Modellen zu Folge so stark auf, dass der Strahlungsdruck ihn zerreißt. Deshalb sollte es Sterne nur im Massenbereich zwischen 0,06 und 100 Sonnenmassen geben. Diese Grenzen sind allerdings sehr unsicher; die Untergrenze ist schwer nachprüfbar, und in der letzten Zeit mehren sich Indizien für Sternriesen mit mehreren hundert Sonnenmassen.


Wasserstoff für ein langes Leben
Die Atomkerne der schwereren Elemente fusionieren erst bei sehr viel höheren Temperaturen. Solche Reaktionen spielen nur in den Spätstadien der Sternentwicklung eine Rolle, wenn der meiste Wasserstoff verbrannt ist. Selbst dann können im Inneren der Sterne keine Elemente erzeugt werden, die schwerer sind als Eisen und Nickel, die Elemente mit den am stärksten gebundenen Kernen. Durch Bilden noch schwererer Elemente würde keine Energie mehr freigesetzt. Diese entstehen erst, wenn am Ende eines Sternlebens eine große Zahl Neutronen die Atomkerne der Sternhülle bombardiert. Die Fusion von Wasserstoffkernen ist die langlebigste Energiequelle eines Sterns. Deswegen hängt die Lebensdauer auf der Hauptreihe davon ab, wie viel Wasserstoff zur Verfügung steht und wie schnell er verbraucht wird. Für unsere Sonne beträgt diese Lebensdauer etwa 10 Milliarden Jahre. Die Leuchtkraft und damit der Energieverbrauch eines Sterns steigen mit der vierten Potenz seiner Masse an; deswegen sind massereiche Sterne sehr viel kurzlebiger als massearme. So beträgt die Hauptreihenlebensdauer eines Sterns mit zehn Sonnenmassen nur zehn Millionen Jahre, während sie für Sterne mit weniger als 0,8 Sonnenmassen das bisherige Alter des Universums übersteigt.

Unser Sonnensystem ist rund fünf Milliarden Jahre alt, hat also etwa die Hälfte seines Daseins erreicht; die Sonne wird noch weitere fünf Milliarden Jahre auf die Erde scheinen (siehe Grafik auf S. 52). Durch Fossilienfunde wissen wir, dass sich Leben bereits weniger als eine Milliarde Jahre nach der Entstehung unseres Planeten entwickelte. Doch dann dauerte es fast vier Milliarden Jahre, bis die Evolution vor rund 200 000 Jahren den modernen Menschen hervorbrachte. Wir kennen bis heute kein anderes Beispiel eines belebten Planeten und können deshalb nur vorsichtig schlussfolgern, dass die Entstehung von höherem Leben wahrscheinlich nur während einer sehr langen Gleichgewichtsphase des Hauptreihenstadiums eines Sterns möglich ist.

»Die Erde bleibt noch etwa 500 Millionen Jahre bewohnbar«

Damit die Erde bewohnbar bleibt, muss sich die Sonneneinstrahlung in sehr engen Grenzen halten: genug, um das Wasser der Ozeane flüssig zu halten, aber nicht so viel, dass es verdampft und aus der Atmosphäre entweicht. Das ist nur innerhalb gewisser Umlaufbahnen möglich. Diese so genannte bewohnbare Zone ist sehr schmal; bereits unsere nächsten Nachbarn, Venus und Mars, liegen außerhalb. Allerdings sind diese Grenzen nicht unverrückbar, da sich die Leuchtkraft der Sonne im Lauf ihres Hauptreihenlebens langsam ändert. Das liegt daran, dass der Gasdruck in ihrem Inneren konstant bleiben muss, um der Gravitation entgegenzuwirken. Mathematisch ist der Gasdruck das Produkt aus Teilchendichte und Temperatur. Doch durch die Fusion von vier Wasserstoffkernen zu jeweils einem Heliumkern sinkt die Teilchendichte. Folglich steigt die Temperatur, und die Sonne wird alle 100 Millionen Jahre etwa 0,7 Prozent heller. Infolgedessen bleibt die Erde »nur noch« etwa 500 Millionen Jahre bewohnbar. Führt man sich aber vor Augen, dass dies 20 Millionen Menschengenerationen à 25 Jahre entspricht, während die moderne Menschheit erst etwa 8000 Generationen alt ist, so steht unsere Spezies erst am Beginn ihrer Entwicklung. Es liegt an uns, ob wir diese lange Frist nutzen.

Wenn im Kern des Sterns schließlich aller Wasserstoff zu Helium verbrannt ist, versiegt die Energieproduktion, und der Kern kollabiert erneut. Dabei heizt er sich weiter auf, bis Gasdruck und Gravitation wieder im Gleichgewicht sind. Durch die höhere Temperatur kann jetzt auch in der bisher inaktiven Wasserstoffhülle die Fusion zu Helium einsetzen. Dieses so genannte Schalenbrennen bläht die äußere Hülle des Sterns auf: Er wird zum Roten Riesen. Nach einem Zehntel der Hauptreihenlebensdauer übersteigt die Temperatur im jetzt mit Helium angereicherten Kern 100 Millionen Kelvin, und nun beginnt dort die Fusion von Heliumkernen zu Kohlenstoff und Sauerstoff. Diese neue Energiequelle, die sich nach einiger Zeit auch wieder in die Hülle ausbreiten wird, brennt nur noch relativ kurz, lässt den Riesenstern aber weiter anschwellen.

Etwa eine Milliarde Jahre nach Versiegen des Wasserstoffbrennens im Kern hat sich ein anfangs sonnenähnlicher Stern auf das über 150-Fache seines ursprünglichen Durchmessers ausgedehnt und leuchtet mehr als 2000-mal so hell.

Da die Erde nur etwa 200 Sonnenradien von der Sonne entfernt ist, müsste sie dann in den oberen Atmosphärenschichten der roten Riesensonne liegen. Aber inzwischen wird der Stern durch starke Sonnenwinde auch bis zu 30 Prozent seiner Masse verloren haben. Dadurch hat sich der Bahnradius der Erde derart vergrößert, dass sie diesem Schicksal wohl entkommen wird.

Wenn schließlich das Helium verbrannt ist, muss auch der Kohlenstoffkern kollabieren, und Druck und Temperatur steigen erneut. Bei sonnenähnlichen Sternen reicht das allerdings nicht mehr aus, um weitere Fusionsreaktionen zu zünden. Doch Sterne mit mehr als vier Sonnenmassen können dann Temperaturen von über 500 Millionen Kelvin erreichen und das Kohlenstoffbrennen starten, bei dem Kohlenstoffkerne mit Helium und miteinander fusionieren. Je massereicher ein Stern ist, desto schwerere Elemente kann er - bei immer höheren Temperaturen und immer schneller ablaufenden Fusionsreaktionen - erzeugen und sich dabei zu einem Roten Überriesen aufblähen. Eindrucksvolle Beispiele dafür sind am Nachthimmel mit bloßem Auge sichtbar. Aldebaran, der helle Augenstern des Stiers, ist ein 67 Lichtjahre entfernter Roter Riese mit der 25-fachen Größe der Sonne. Ein sonnenähnlicher Hauptreihenstern in dieser Entfernung wäre mit bloßem Auge nicht mehr sichtbar. Beteigeuze, der linke rote Schulterstern des Orion, ist ein mehr als zehnmal weiter entfernter Überriese mit 25 Sonnenmassen sowie der 660-fachen Größe und der über 50 000-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.

Massereiche Sterne unterscheiden sich von masseärmeren vor allem durch ihre sehr viel schnellere Entwicklung sowie durch höhere Leuchtkraft und Temperatur. Ansonsten durchlaufen aber alle Sterne ähnliche Entwicklungsphasen. Dies ändert sich, wenn die Kernfusionsquellen im Inneren versiegen und der ausgebrannte Kern des sterbenden Sterns ein letztes Mal kollabiert. Welchen Endzustand der Kern dann erreicht und wie heftig dabei die verbleibende Hülle abgestoßen wird, hängt von der Masse des Riesensterns ab.


Die drei Tode der Sterne
Bei Sternen mit weniger als 1,4 Sonnenmassen wird der Kollaps des ausgebrannten Kerns am Ende durch einen quantenmechanischen Effekt gestoppt, der verbietet, dass zwei Elektronen den exakt gleichen Zustand einnehmen. So entsteht ein »entartetes Elektronengas«, das für Gegendruck sorgt. Was übrig bleibt, ist ein »Weißer Zwerg« von der Größe der Erde, aber mit einer Dichte von einer Tonne pro Kubikzentimeter. Weiße Zwerge stellen einen stabilen Endzustand der Sternentwicklung dar. Sie senden durch ihre Restwärme zunächst noch Licht aus, kühlen im Verlauf von Milliarden Jahren dann langsam aus und verblassen. Der uns nächste, nur mit dem Teleskop sichtbare Weiße Zwerg ist Sirius B - der Begleiter des hellsten Sterns am Nordhimmel, Sirus A.

Schwerere Sterne in dieser Leichtgewichtsklasse, wie beispielsweise unsere Sonne, stoßen während des vorangegangenen Riesenstadiums so viel Material ab, dass die Materiehülle vom Weißen Zwerg zum Leuchten angeregt und als so genannter Planetarischer Nebel sichtbar wird.

Oberhalb der Massengrenze von 1,4 Sonnenmassen, die der amerikanische Astrophysiker und Nobelpreisträger Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995) theoretisch herleitete, hält selbst das entartete Elektronengas der Gravitation nicht mehr stand. Diese presst die Elektronen in die Atomkerne, und ein reines Neutronengas entsteht. Am Ende stoppt jedoch wiederum die Quantenmechanik den Kollaps durch den Druck des entarteten Neutronengases. Das Ergebnis ist ein Neutronenstern mit etwa 20 Kilometer Durchmesser und der unvorstellbaren Dichte von einer Milliarde Tonnen pro Kubikzentimeter. Der Kollaps setzt so viel Energie frei, dass die äußere Hülle des Sterns in einer gewaltigen Supernovaexplosion abgestoßen wird. Der Neutronenbeschuss in der Hülle erzeugt dort nun auch Elemente, die schwerer als Eisen sind.

Falls die Masse des ausgebrannten Riesensterns allerdings mehr als 3,2 Sonnenmassen betragen hat, rettet kein quantenmechanischer Effekt die letzten verbliebenen Elementarteilchen vor der zermalmenden Wirkung der Gravitation. Mit der Supernovaexplosion kollabiert der Kern zu einem Schwarzen Loch, zu einem bisher nur indirekt nachgewiesenen und theoretisch noch nicht vollständig verstandenen Gebilde, das durch seine enorme Schwerkraft sogar das Licht gefangen hält.

Erst wenn ein Stern erlischt, scheidet der stabile Endkern - ob Weißer Zwerg, Neutronenstern oder Schwarzes Loch - aus dem kosmischen Materiekreislauf aus. Im Lauf ihres aktiven Daseins geben die Sterne viel Material an den interstellaren Raum zurück; vor allem die massereichen Exemplare bilden große Mengen schwererer Elemente. Ausgehend von dieser ins All verstreuten Materie beginnt der Prozess von Werden und Vergehen erneut: Gewaltige Gaswolken kollabieren, und das Zusammenspiel von Gravitation und Rotation formt eine zirkumstellare Scheibe, in der sich aus Staub und Gas auch Planetenkerne und ihre Atmosphären bilden. Die Reibung der einstürzenden Materie erzeugt so viel Wärme, dass im Stern Kernfusionsprozesse zünden und ihn gegen die Gravitation stabilisieren - über so lange Zeit, dass auf geeigneten Planeten sogar Leben entstehen kann. Und daraus entwickelt sich mit unwahrscheinlich viel Glück eine Lebensform, welche die Faszination des Sternenhimmels zu begreifen und die spektakulären Prozesse, die ihn erschufen, allmählich zu erklären vermag.



DIE SERIE IM ÜBERBLICK

Die grössten Rätsel der Astronomie

Teil 1 - Heiße Stürme im Kosmos / Gerhard Börner
April 2013
Teil 2 - Giganten im All / Gerhard Börner
- Zeugen des Urknalls / Marek Abramowicz und Julia Tjus
Mai 2013
Teil 3 - Aus Staub geboren / Thomas Henning
Juni 2013
Teil 4 - Faszinierende Neue Welten / Lisa Kaltenegger
Juli 2013
Teil 5 - Das wechselhafte Leben der Sterne / Ralf Launhardt
August 2013
Teil 6 - Dunkle Energie und Dunkle Materie / Volker Springel
September 2013


DER AUTOR
Ralf Launhardt studierte Physik und Astronomie an der Universität Jena und promovierte dort 1996 über Probleme der Sternentstehung. Nach Forschungsaufenthalten am Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn und am California Institute of Technology in Pasadena ist er nun am Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg tätig.


QUELLEN
Armitage, P. J.: A Trap for Planet Formation. In: Science 340, S. 1179-1180, 2013
Young, E. T.: Die Geburt der Sterne. In: Spektrum der Wissenschaft 2/2011, S. 46


WEBLINKS
www.spektrum.de/alias/videos-aus-der-wissenschaft/50-der-lebensweg-der-sterne/1155273
Video eines Vortrags von Ralf Launhardt

www.almaobservatory.org/en/press-room/press-releases/600-dust-trap-around-distant-star-may-solve-planet-formationmystery
Pressemitteilung über die Entdeckung einer »Staubfalle« als möglicher Planetenkeim

Diesen Artikel sowie weiterführende Informationen finden Sie im Internet: www.spektrum.de/artikel/1199288


w i s - wissenschaft in die schulen

Didaktische Materialien für den Unterricht zum Thema »Sterne unseres Milchstraßensystems« können Sie kostenfrei herunterladen unter www.wissenschaft-schulen.de/sterne


Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 47:
Hell leuchten gewaltige, bizarr geformte Gaswolken im intensiven Licht junger, heißer Sterne: Das hier abgebildete Sternentstehungsgebiet im südlichen Sternbild Achterdeck ist rund 13.000 Lichtjahre von uns entfernt. Der Blick auf diese Region lässt erahnen, dass der Geburt jedes Sterns spektakuläre und höchst komplexe physikalische Ereignisse vorausgehen.

Abb. S. 48:
Diese künstlerische Ansicht der Milchstraße veranschaulicht das gegenwärtige Wissen der Astronomen über die Struktur unserer Galaxie. In zwei Hauptspiralarmen (rot) und mehreren Zwischenspiralarmen verdichten sich Gas und Staub - hier entstehen zahlreiche neue, helle Sterne. Wie all diese Materie umläuft auch unsere Sonne das galaktische Zentrum (gestrichelter Kreis). Das wohl bekannteste und eindrucksvollste Sternentstehungsgebiet in unserer direkten Nachbarschaft ist die rund 1300 Lichtjahre entfernte Orion-Molekülwolke (Infrarotaufnahme des Herschel-Weltraumteleskops rechts).

Grafik S. 50:
Eine diffuse kosmische Gaswolke durchläuft viele Stationen auf ihrem Weg zum stellaren Objekt. Dabei wechseln sich Phasen ab, in denen das Gas unter seiner eigenen Schwerkraft kollabiert und die Dichte schnell steigt, und Gleichgewichtsphasen, in denen die Temperatur und damit der innere Druck stark anwachsen und der Gravitation entgegenwirken. Erst wenn der Kern endlich dicht und heiß genug ist, dass Fusionsreaktionen im Kern zünden, beginnt das lange Leben des Sterns.

Grafiken S. 51:
Sterne in ihrer längsten Lebensphase liegen in diesem Diagramm grob entlang einer Linie, der »Hauptreihe«. Hier hängen Oberflächentemperatur und Leuchtkraft des Sterns nur von dessen Masse ab. Diese ist auch am Lebensende schicksalhaft: Aus sonnenähnlichen Sternen werden Weiße Zwerge, schwerere Sterne kollabieren zu Neutronensternen oder Schwarzen Löchern.

Grafik S. 52:
Unsere Sonne entstand vor etwa fünf Milliarden Jahren und wird wohl noch ebenso lang scheinen, bevor sie sich - wenn der Wasserstoffvorrat im Inneren zur Neige geht - zum Roten Riesen aufbläht und schließlich als langsam verblassender Weißer Zwerg endet. Doch bereits jetzt wird sie allmählich heißer. Leben auf der Erde wird daher nur noch etwa 500 Millionen Jahre möglich sein (weißer Balken).

Grafik S. 55:
Gigantische interstellare Wolken liefern das Material für neue Sterne, indem Gas und Staub unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenstürzen: Ein protostellares Objekt entsteht. Umgebende Materie formt eine Scheibe, in der sich auch Planeten bilden. Ist das Leben des Sterns beendet, kollabiert sein Kern, und gewaltige Explosionen schleudern große Mengen Gas aus der Hülle zurück in den interstellaren Raum - mit diesem Ausgangsmaterial beginnt der Kreislauf erneut.


© 2013 Ralf Launhardt, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg

*

Quelle:
Spektrum der Wissenschaft 8/13 - August 2013, Seite 46 - 56
Herausgeber: Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
Slevogtstraße 3-5, 69126 Heidelberg
Telefon: 06221/9126-600, Fax 06221/9126-751
Redaktion:
Telefon: 06221/9126-711, Fax 06221/9126-729
E-Mail: redaktion@spektrum.com
Internet: www.spektrum.de
 
Spektrum der Wissenschaft erscheint monatlich.
Das Einzelheft kostet 7,90 Euro, das Abonnement 84,00 Euro pro Jahr für 12 Hefte.


veröffentlicht im Schattenblick zum 11. Januar 2014