Fixsterne

Seine gigantische Energie schöpft ein Stern aus der Kernfusion, dem Verschmelzen von Atomkernen. Eine wichtige Rolle spielt dabei die Fusion von Wasserstoff zu Helium. Aufgrund der hohen Temperatur im Zentrum des Sterns prallen die Kerne der Wasserstoffatome, die Protonen, mit solcher Wucht aufeinander, dass sie die elektrische Abstoßung ihrer positiven Ladungen überwinden. Sie bleiben aneinander haften und bilden schwerere Atomkerne. Eine Kette aufeinander folgender Verschmelzungs- und Umwandlungsprozesse bildet schließlich aus ursprünglich vier einzelnen Protonen einen Heliumatomkern, der aus zwei Protonen und zwei Neutronen besteht. Dieser Prozess des "Wasserstoffbrennens", der nichts mit einer chemischen Verbrennung zu tun hat, erzeugt enorme Energiemengen. Dabei werden etwa 1% der Masse der Kernteilchen direkt in Energie umgewandelt. Unserer Sonne ermöglicht diese Kernfusion ein verschwenderisches Leuchten über mehr als 10 Milliarden Jahre hinweg. Momentan hat sie etwa die Hälfte ihrer Lebensspanne erreicht. Die Fusion von nur einem Gramm Wasserstoff zu Helium liefert 200 000 Kilowattstunden Energie und ist daher millionenfach effektiver als die Verbrennung von Kohle.

Unsere Sonne ist ein recht durchschnittlicher Stern. Es gibt dagegen Sterne, die 100-mal größer oder kleiner sind als die Sonne, andere leuchten Millionen Mal heller oder schwächer. Hat sich der Stern nach dem Zünden der Kernreaktionen stabilisiert, hängen seine Temperatur, seine Leuchtkraft und sein weiterer Lebensweg entscheidend von seiner Masse ab. Massereiche Sterne sind leuchtstark, sehr heiß und strahlen daher blau. Mittelschwere Sterne wie die Sonne strahlen gelb, während massearme Sterne rötlich leuchten. Der Brennstoffvorrat eines Sterns ist proportional zu seiner Masse. Die Rate, mit der der Brennstoff verbraucht wird, also auch seine Leuchtkraft, wächst steil mit der Sternmasse an. Demnach verbrauchen massereiche Sterne ihren Brennstoff viel schneller als massearme – sie leben viel kürzer. Die Sonne ermöglicht daher gerade durch ihre Durchschnittlichkeit unser Leben, da sie über einen langen Zeitraum genügend Wärme und Licht spendet. Nur so konnte sich das Leben, wie wir es kennen, auf diesem Planeten entwickeln.

Am Beispiel der Sonne lässt sich der Lebensweg eines durchschnittlichen Sterns beschreiben. Unausweichlich wird die Sonne in vier bis fünf Milliarden Jahren ihren Wasserstoffvorrat in ihrem Zentralbereich, wo sie am heißesten ist, verbraucht und in Helium fusioniert haben. Ohne Wasserstoffbrennen erlischt die Energieerzeugung, der Gasdruck lässt nach und der Stern schrumpft zusammen. Dadurch erhitzt er sich wieder so stark, dass die Schichten außerhalb des ausgebrannten Zentralbereichs Wasserstoff fusionieren können. Doch auch diese Wasserstoffreserve wird aufgebraucht und die Brennregion wandert weiter nach außen. Der Heliumkern des Sterns nimmt dagegen immer mehr an Masse zu, schrumpft unter seinem Eigengewicht und wird bedrohlich heiß. Die Hülle des Sterns hat nur eine Möglichkeit auf den Energiestau von unten zu reagieren, sie dehnt sich dramatisch aus. Die Sonne wird ihren Durchmesser verhundertfachen, die Erde verschlucken und ihre Leuchtkraft vertausendfachen. Sie wird dann nicht mehr gelb leuchten, sondern rot, als so genannter Roter Riese.

Bei Roten Riesen erreicht die Temperatur in der Zentralregion 100 Millionen °C, so dass dort die Verschmelzung von Helium zu Kohlenstoff einsetzen kann, das so genannte "Heliumbrennen". Der Stern hat sich dadurch eine weitere Energiequelle erschlossen, auch wenn sie nicht so ergiebig ist, wie das vorherige Wasserstoffbrennen. Bei relativ massearmen Sternen wie unserer Sonne beginnt diese Heliumfusion plötzlich, der Stern schrumpft etwas zusammen und wird bläulich. Anschließend kann er sich wieder zum Roten Riesen aufblähen. Irgendwann wird der Heliumbrennstoff verbraucht sein und der Stern wird wieder zusammenschrumpfen. Bei massearmen Sternen wird dann die Zentraltemperatur nicht genug ansteigen, um die Kohlenstoff-Fusion zu starten. Die Außenschalen des Sterns fallen zusammen und kühlen ab. Der Stern ist zu einem Weißen Zwerg geworden. Meistens stößt der Weiße Zwerg dabei seine äußeren Bereiche als Gasnebel ab.

Im Jahr 1844 untersuchte der deutsche Astronom Friedrich Wilhelm Bessel die Bahn des Sirius, dem hellsten Stern im Sternbild Großer Hund. Er entdeckte, dass die Bahn nicht gradlinig verläuft, sondern in Form einer Schlangenlinie. Daraus schloss Bessel, dass Sirius A einen für uns nicht sichtbaren, also sehr lichtschwachen, Begleiter Sirius B haben müsse, der mit Sirius A den gemeinsamen Schwerpunkt umkreist und dadurch die Bahnabweichung hervorruft. Nach weiteren Beobachtungen der Bahn und Leuchtkraft sowie verschiedenen Berechnungen ergab sich ein unerwartetes Ergebnis: Für Sirius A fand Bessel 1,8 Sonnendurchmesser, für Sirius B 0,0022 Sonnendurchmesser. Demnach ist Sirius B nur knapp doppelt so groß wie die Erde, hat aber die Masse der Sonne. Eine Streichholzschachtel voll Sirius B-Materie hätte eine Masse von 2,5 Tonnen! Bessel hatte den ersten Weißen Zwerg entdeckt. Das Siriussystem ist nur ein Beispiel für Doppelsterne. Solche Sternsysteme kommen sehr häufig sowie in verschiedenen Formen vor und dürften in den meisten Fällen schon als Paar entstanden sein.

Entwicklungsphasen einer Supernova-Explosion

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Besitzt ein Stern über 1,4 Sonnenmassen, erleidet er ein besonders aufregendes Schicksal. Er kann – bei bis zu einigen Milliarden Grad Celsius anwachsenden Temperaturen in seinem Inneren – chemische Elemente bis hin zu Stickstoff, Sauerstoff, Neon, Magnesium und Eisen aufbauen. Dann ist seine Fähigkeit zur Energieerzeugung am Ende. Beim Aufbau noch schwererer Atomkerne wird Energie benötigt, nicht freigesetzt. Der gewaltigen Schwerkraft steht im Sternkern kein nach außen gerichteter Druck mehr gegenüber. Ein ungeheurer Kollaps ist die Folge. Er vollzieht sich so schnell, dass die dabei frei werdende Energie die äußeren Schichten absprengt. Eine Supernova entsteht. Die Leuchtkraft steigt auf das Milliardenfache an. In winzigen Mengen werden jetzt mit der durch den Kollaps frei werdenden Energie auch noch schwerere Elemente als Eisen aufgebaut und in den Raum geschleudert. Der Druck im Sternkern wächst so gewaltig an, dass Protonen und Elektronen ineinander gepresst werden und Neutronen bilden. Diese entartete Neutronenmaterie ist noch viel dichter gepackt als in einem Weißen Zwerg. Ein Neutronenstern hat einen Durchmesser von nur noch 10-20 km und eine Dichte von 100 Millionen bis 1 Milliarde Tonnen pro cm³. Das ist vergleichbar mit der Dichte in einem Atomkern. Der spektakuläre Tod des einen Sterns kann die Geburt eines anderen Sterns auslösen: Die Schockwellen, die von einer Supernova-Explosion ausgehen, pressen Gas- und Staubwolken im Weltraum zusammen. Die Wolken zerfallen in einzelne Fragmente, aus denen neue Sterne hervorgehen. Sie erzeugen dabei in ihrer Umgebung oft eindrucksvolle Nebel. Die Sterne entstehen auch meist nicht als Einzelgänger, sondern fast immer in ganzen Sternhaufen, wie etwa den Plejaden im Sternbild Stier. Auch die Atome, aus denen sich unsere Körper zusammensetzen, wurden in Sternen "erbrütet" und durch Supernovae-Explosionen freigesetzt.

Bei den Überbleibseln noch massereicherer Sterne – etwa mit 10 bis 100 Sonnenmassen – wird das Gravitationsfeld so stark, dass ihm auch die Neutronenstruktur nicht mehr genug Widerstand entgegensetzen kann. Deshalb nimmt man an, dass solche Sterne zu so genannten "Schwarzen Löchern" zusammenfallen. Der Durchmesser eines Schwarzen Lochs beträgt nur noch wenige Kilometer. Seinem Gravitationsfeld kann auch Licht oder eine andere elektromagnetische Strahlung nicht mehr entweichen; es ist prinzipiell unsichtbar – daher der Name. Die Existenz Schwarzer Löcher lässt sich nur aufgrund ihrer Schwerkraftwirkung auf andere Himmelskörper nachweisen. Die Astronomen vermuten, dass es sich bei einigen sehr starken Röntgenquellen im Weltall um Doppelsternsysteme handelt, bei denen einer der beiden Partner zu einem Schwarzen Loch kollabiert ist. Sein starkes Gravitationsfeld lässt Materie aus dem anderen Stern spiralförmig in das Schwarze Loch stürzen. Durch die enorme Beschleunigung der Materie entsteht die Röntgenstrahlung.