Sternentwicklung

 
  Sterne bestehen aus Gas und bilden sich aus interstellaren Gaswolken. Da große Gaswolken sich schneller zusammenziehen können als kleine, werden die Sterne hauptsächlich in großen Gasnebeln geboren. Somit entstehen typischerweise zwischen 100 und 3000 Sterne gemeinsam und bilden offene Sternhaufen.
Bei der Kontraktion der Gaswolke entstehen einzelne Kondensationsstrukturen, die sich langsam zu Protosternen zusammenziehen. Diese Protosterne erhitzen sich bei der weiteren Kontraktion bis der Kern des Sternes so heiß (etwa 15 Millionen Grad) ist, dass die einsetzende Kernfusion der Kontraktion der Gashülle Einhalt gebietet. Die Zeit, die dieser Prozess in Anspruch nimmt, hängt stark von der Masse des Protosternes ab. So braucht ein Stern von 10 Sonnenmassen nur 300 000 Jahre bis zu diesem Entwicklungspunkt, ein Stern von einer Sonnenmasse hingegen 30 Millionen Jahre.
 
   
  A  Braune Zwerge
Die kleinste Masse zur Bildung eines Sterns liegt bei rund 0,08 Sonnenmassen. Unterhalb dieser Grenze reicht die Schwerkraft der sich zusammenballenden Massen nicht aus, um die Materie auf eine Temperatur aufzuheizen, bei der die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium einsetzen kann. Es entsteht ein brauner Zwerg. Sie werden so bezeichnet da sie wegen der mangelnden Kernfusion auskühlen und somit im sichtbaren Spektralbereich nicht zusehen sind.
  B beschreibt die Phase in der die Sterne stabil leuchten, da das Wasserstoffbrennen im Kern stabil abläuft.
Das Wasserstoffbrennen im Kern des Sterns kann solange aufrechterhalten werden, bis der Wasserstoff zu 15% verbraucht ist. Während sich die Sonne für einen Zeitraum von etwa 10 Milliarden Jahren in diesem Stadium befindet (von der etwa die Hälfte der Zeit abgelaufen ist), bringt es ein zehnmal schwererer Stern nur noch auf 10 Millionen Jahre. Ursache ist, dass schwere Sterne viel mehr Energie erzeugen müssen, um ihr gravitatives Gleichgewicht zu halten. Ein Stern mit 10 Sonnenmassen muss etwa 10 000 mal mehr Energie produzieren als ein Stern mit 1 Sonnenmasse. Da er aber nur 10 mal mehr Masse hat, verbraucht er seine Energie 1000 mal schneller als die Sonne. (Energie ist gemäß Einstein Masse)
 
  BE  Endstadium planetarische Nebel und Weiße Zwerge
Bei Sternen mit einer Masse von 0,08 bis 0,9 Sonnenmasse ist nach dem Verbrauch des Wasserstoffs im Innern das Endstadium erreicht.
Es kommt zu Instabilitäten, worauf der Stern seine äußeren Schichten vom Kern abstößt. Diese bilden eine expandierende Gasschale, woraus schließlich ein sog. Planetarischer Nebel entsteht, dessen Bestandteile sich mit der Zeit immer mehr ins All verflüchtigen. Zudem verlieren wohl die meisten der Sterne erheblich an Masse, da während ihrer späten Entwicklungsstadien ein kräftiger Sternwind einsetzt.
Die Übrige Materie verdichtet sich zu einem Weißen Zwerg.
 
  Weiße Zwerge werden nicht durch thermischen Gegendruck zur Gravitation stabilisiert, sondern durch quantenmechanische Effekte. Die Materie kontrahiert soweit bis das Pauli-Prinzip zur Wirkung kommt, welches besagt, dass zwei Fermionen (z. B., Elektronen, Protonen oder Neutronen, bei Weißen Zwergen die Elektronen) nicht gleichzeitig am gleichen Ort einen identischen Quantenzustand annehmen können. Daher müssen sie sich in ihrem Impuls (Masse mal Geschwindigkeit) unterscheiden. Da die Masse gegeben ist,  müssen die Geschwindigkeiten unterschiedlich sein.
Das Pauli-Prinzip wirkt im gesamten Bereich, indem die kritische Dichte überschritten ist, also im gesamten Kern. Dort nehmen alle Elektronen den gleichen Phasenraum ein und sind damit alle gemeinsam dem Pauli-Prinzip unterlegen. Die Anzahl der betroffenen Elektronen ist deshalb riesig und der erforderliche Geschwindigkeitsunterschied bewirkt, dass die Mehrzahl der Elektronen Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit haben. Der damit verbundenen hohe Impuls bringt den notwendigen Gegendruck auf. Da dieser größer ist als der Druck der Masse durch thermische Energie, spricht man vom entarteten Zustand des Kerns.
Die Masse für einen Weißen Zwerg überschreitet die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen nicht, da dieser entartete Zustand des Elektronengases nicht größere Massen stabilisieren kann. Sterne mit einer höheren Masse als 1,44 Sonnenmassen kollabieren zu weiteren Zuständen (Abschnitt G).   
Die Weißen Zwerge haben entsprechend kleine Durchmesser (typischerweise 10 000 km) und anfangs sehr hohe Temperaturen von etwa 100 000 Grad. Durch ihre etwa 10 000 mal kleinere Oberfläche, strahlen sie eine relativ kleine Energiemenge ab und daher dauert der Abkühlungsprozess zum Schwarzen Zwerg Milliarden von Jahren.  
  Sterne ab einer Masse größer als 0,9 Sonnenmassen gehen nach dem Erreichen des Wasserstoff-Minimalanteils in eine weitere Entwicklungsstufe über.  
  C  Roter Riese
Beim Verbrauch von 15% des Wasserstoffvorrats wird die Kernfusion schon schnell instabil, dann kommt es zu drastischen Umstrukturierungen im Stern. Der durch die absterbende Kernfusion einhergehende Druckverlust hat zur Folge, dass der Kern des Sterns rasch zu kontrahieren beginnt. Durch die Kontraktion wird Gravitationsenergie freigesetzt, die die umhüllende Wasserstoffschale so weit aufheizt, dass die Wasserstoff-Fusion erneut einsetzen kann - allerdings spielt sich die Fusion diesmal nur in einer Kugelschale um den Kern ab.
Da die Kugelschale, in der die Wasserstofffusion brennt, volumenmäßig größer ist als der Kern im stabilen Zustand, steigt die Energieproduktion und damit die Leuchtkraft.
Der Stern findet ein neues Gleichgewicht indem er sich ausdehnt (Sonne etwa bis zur Venusbahn) und seine Oberflächentemperatur absenkt auf etwa 3000 bis 4000 Grad.;
In diesem Stadium werden die Sterne als Rote Riesen bezeichnet und können Phasen der  Instabilität der Leuchtkraft durchlaufen. Sie ändern ihre Helligkeiten in Perioden von 1 bis 1000 Tagen um Faktor bis zu 5. Diese veränderlichen Sterne gehören zu den Typen delta Cephei oder W-Virginis und damit zur Gruppe der Pulsationsveränderlichen
  D  Helium-Flash
Im weiteren Verlauf der Sternentwicklung zieht sich der Wasserstoffkern weiter zusammen. Ist die Masse des Sternes groß genug, nämlich über 3 Sonnenmassen, so reicht die Gravitationsenergie aus, um genug Druck und Temperatur im Kern des Sternes bei der Kontraktion zu erzeugen, damit das Heliumbrennen einsetzen kann.
Bei Sternen unter 3 Sonnenmassen kann das Heliumbrennen nicht direkt einsetzen, sondern nur über den so genannten Helium-Flash. In diesem Falle reicht die durch die Kontraktion entstehende Hitze zunächst nicht aus, um das Heliumbrennen zu zünden. Deswegen kontrahiert der Stern weiter, bis der Kern eine so hohe Dichte erreicht hat, dass die Materie im Kern entartet (das heißt, Dichte und Druck hängen nicht mehr von der Temperatur ab (siehe Weißer Zwerg).
Wenn schließlich doch die nötige Temperatur erreicht wird, zündet das Heliumbrennen explosionsartig: die Temperatur steigt stark an, während Dichte und Druck aufgrund der Entartung unverändert bleiben, das heißt, der Kern expandiert nicht. Der Temperaturanstieg bewirkt, dass die Energieerzeugung durch Heliumbrennen noch effizienter wird, was wiederum die Temperatur erhöht, etc.
Das Ergebnis ist eine lokale und kurzzeitige Energieerzeugungsrate, die 100 Milliarden Sonnenleuchtkräften entspricht. Diese Energie wird allerdings vollständig von der Hülle absorbiert, die den Kern umgibt. Daher ist eine direkte Beobachtung des Phänomens, welches Helium-Flash genannt wird, nicht möglich. Nach kurzer Zeit ist die Temperatur hoch genug und die Entartung wird aufgehoben, das heißt, der Kern dehnt sich aus und kühlt ab. In ihm findet nun Heliumbrennen mit stabilen Reaktionsraten statt.
  E Heliumbrennen
Nun fusioniert Helium im Kern und Wasserstoff in einer Schale.
 
  EE Sonnenende
Ein Stern mit der Masse unserer Sonne hat nach dem Verbrauch des Heliums im Kern sein Ende erreicht. Der Kern stürzt nach dem Erlöschen der Kernfusion zusammen, stößt die äußere Hülle ab, übrig bleiben ein planetarischer Nebel und ein Weißer Zwerg.
 
  F schwere Elemente
Hat der Stern eine größere Masse als die der Sonne, geht die Entwicklung als Roter Riese weiter, der im Laufe seiner Entwicklung Leuchtkraft, Radius und Temperatur ändert, um den nächst höheren Kernprozess zu starten. Der weitere Entwicklungsweg des Sternes hängt von seiner Masse ab.
Für einen Stern unter 2,3 Sonnenmassen ist nach dem Heliumbrennen das Ende erreicht und er wird ein Weißer Zwerg.
In einem Stern über 2,3 Sonnenmassen findet zunächst im Kern Heliumbrennen statt und in der Hülle läuft das Wasserstoffbrennen weiter. Im weiteren Verlauf werden im Kern neue Fusionsreaktionen auf Grund der neu erbrüteten Elemente gestartet wie das Kohlenstoff- Sauerstoff- und Siliziumbrennen. Es bilden sich Zwiebelschalen von Fusionsgebieten aus.
Sterne unter 8 Sonnenmassen, bei denen die Kernfusion nur bis zum Kohlenstoffbrennen geht, stoßen jetzt einen planetarischer Nebel ab und schrumpfen zum Weißen Zwerg.
Die Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen haben nun einen Eisenkern. Eisen ist in gewissem Sinne die Sternenasche, da aus Eisen durch Kernfusion keine Energie gewonnen werden kann. Während der Kern von Schalen umgeben ist, in denen gleichzeitig Silizium, Sauerstoff und Kohlenstoff verbrennen.
  G  Supernova
In Sternen über 8 Sonnenmassen hat sich, wie oben beschrieben, ein Eisenkern von mindestens einer Sonnenmasse gebildet und es kann dann eine völlig neue Reaktionskette einsetzen. In diesem Entwicklungsstadium kann der Kern plötzlich so weit in sich zusammenfallen, dass es zu einer Implosion mit katastrophalen Auswirkungen kommt: dem Ausbruch einer Supernova (Typ II). Übrig bleibt vom Stern lediglich der extrem verdichtete Kern, aus dem sich bis zu einer Kernmasse von 2 Sonnenmassen ein Neutronenstern bildet. Die Materie entartet, nur wird hier der Druck nicht von den Elektronen, wie beim Weißen Zwerg aufgebracht, sondern von Neutronen (Neutronengas). Diese erzeugen auf Grund Ihrer höheren Masse (das Neutron ist 1000 mal schwerer, als das Elektron) einen größeren Druck und können so eine größere Sternmasse stabilisieren.  
Bei Sternen über etwa 10 Sonnenmassen ist der übrig geblieben Kern nach der Supernovaexplosion so groß, dass selbst das entartet Neutronengas dem Gravitationsdruck nicht entgegen wirken kann. Er kollabiert zum Schwarzen Loch.
  Die Sterne haben so im Laufe Ihrer Entwicklung schwere Elemente bis zum Eisen erzeugt. Die noch schweren Elemente können nur unter Zuführung von Energie entstehen, wie bei Supernovaexplosionen.
Die schweren Elemente, die ein Stern erbrütet hat, gibt er wieder in den Weltraum ab. Aus diesen Gasnebeln bildet sich die nächste Sterngeneration, die den Anteil an schweren Elementen erhöht. Erst dadurch sind genügend schwere Elemente vorhanden, um Planeten zu bilden und letztendlich Leben zu ermöglichen.
 
  Im Laufe ihres Lebens erhöhen die Sterne ihre Metallizität, vorausgesetzt sie haben genug Masse.
Metallizität
Ist in der Astrophysik eine gebräuchliche Bezeichnung für die Häufigkeit der schweren Elemente (Metalle) in Sternen. Dabei sind für den Astrophysiker alle Elemente schwerer als Lithium Metalle.
 

Sternentwicklung im Hertzsprung-Russel-Diagramm

   
  Der Entwicklungsweg der Sterne lässt sich im HRD verfolgen. Dieses Zustandsdiagramm ist unter „Klassifikation“ beschrieben.
In diesem HRD rechts sind die Entwicklungswege von Sternen verschiedener Massen dargestellt. Man kann die Punkte A bis F in das HRD eintragen und sieht so die Entwicklungsstadien. (Bild unten)
Die Sterne ziehen sich aus Gaswolken zusammen und befinden sich,  solange ihr hydrostatisches Gleichgewicht (wenn Gravitationsdruck und Druck durch Temperatur der Kernfusion gleich groß sind) nicht erreicht ist, rechts der Hayashi-Linie.
Je größer die Masse ist, umso weiter links oben erreichen sie die Hauptreihe. Die grundlegende Bedeutung des HRD liegt darin, dass die Sterne der Hauptreihe eine lineare Beziehunge zwischen Temperatur und Leuchtkraft aufweisen.
Die Hauptreihe verlassen die Sterne nach rechts oben zu den Roten Riesen, um weitere Kernprozesse zu starten. Das Ende der Sterne befindet sich unterhalb der Hauptreihe.
 
   
  Mit bloßem Auge gerade noch sichtbar sind Sterne mit der scheinbaren Helligkeit von 6,0. Rangliste der hellsten Sterne, aufgeführt sind nur die in unseren Breiten sichtbaren Sterne: (von den fünfzehn hellsten Sternen sind zehn am Nordhimmel sichtbar.) die Werte der Hauptkomponente  
 
Rang Name Bezeichnung Sternbild Entfer- nung [Lj] schein- bare Helligk Leucht kraft Durch messer Masse Rota- tions- dauer [d] Alter [Mio Jahre] Temperatur an der Oberfläche [Kelvin] Spek- tral Typ Farbe
1 Sonne     1/63 000 -26,7 1 1 1 25,38 4 570 5 778 G2 V gelb
2 Sirius alpha Canis Major Großer Hund 8,6 -1,6 25,4 1,71 2,12 5,5 238 9 900 A1 V bläulich
4 Arktur alpha Bootes Bootes 36,7 -0,1 210 25,7 1,5 48 4 600 4 290 K2 III orange
6 Wega alpha Lyrae Leier 25,0 0,0 37 2,73 2,2 0,5 480 8 000 A0 V bläulich
7 Capella alpha Aurigae Fuhrmann 42,2 0,1 75,8 10,8 3 ? ? 5 270 G5 III gelb
8 Rigel beta Orionis Orion 770 0,2 40 600 62 17 70 ? 12 300 B8 Ia blau
9 Prokyon alpha Canis Minoris Kleiner Hund 11,4 0,4 7,7 1,86 1,5 4,6 1 700 6 650 F5 IV grünlich
11 Beteigeuze alpha Orionis Orion 640 0,5 55 000 1 000 20 2 200 10 3 450 M1 - 2 rot
13 Atair alpha Aquilae Adler 16,7 0,8 11 1,7 1,7 0,4 1 000 7 800 A7 IV-V bläulich
15 Aldebaran alpha Tauri Stier 66,6 0,9 420 44,2 2,5 643 ? 3 910 K5 III orange
 
  letztes Update 3.6.2016