Von der Geburt, dem Leben und Tod der Sterne · Von der Geburt, dem Leben und Tod der Sterne Wolfgang Jais 14. Juni 2006

Von der Geburt, dem Leben und Tod derSterne

Wolfgang Jais14. Juni 2006

INHALTSVERZEICHNIS 1

Inhaltsverzeichnis

1 Sternentstehung 31.1 Bildung von Sternen in Interstellaren Gaswolken . . . . . . . 31.2 Gravitationsinstabilitat interstellarer Wolken . . . . . . . . . 41.3 Protosternphase . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51.4 T Tauri Sterne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61.5 Herbig Ae/Be-Sterne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6

1.5.1 Braune Zwerge . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7

2 Energieerzeugung in Sternen 72.1 Startreaktionen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72.2 Hauptfolgereaktionen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8

2.2.1 Proton-Proton-Reaktion I . . . . . . . . . . . . . . . . 82.2.2 Proton-Proton-Reaktion II . . . . . . . . . . . . . . . 92.2.3 Proton-Proton-Reaktion III . . . . . . . . . . . . . . . 9

2.3 3 Weitere Reaktionen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92.3.1 Proton-Elektron-Proton-Reaktion . . . . . . . . . . . . 102.3.2 Helium-Proton-Reaktion . . . . . . . . . . . . . . . . . 102.3.3 2 Asche . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10

2.4 Bethe-Weizsacker-Zyklus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102.5 Helium-Blitz . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122.6 Drei-Alpha-Prozess . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12

2.6.1 Voraussetzungen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122.6.2 Ablauf des Drei-Alpha-Prozesses . . . . . . . . . . . . 122.6.3 Folgereaktinen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132.6.4 Asche . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

2.7 Typische Sterne mit 1-4 Sonnenmassen . . . . . . . . . . . . . 142.7.1 Pulsierende Sterne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 142.7.2 Cepheiden . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 142.7.3 RR Lyrae-Sterne und δ Scuti-Sterne . . . . . . . . . . 152.7.4 Mira-Sterne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 152.7.5 Eruptive Veranderliche . . . . . . . . . . . . . . . . . . 152.7.6 Novae . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

2.8 Kohlenstoffbrennen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162.8.1 Reaktionen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162.8.2 Ablauf . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

2.9 Neonbrennen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 172.9.1 Ablauf . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18

2.10 Sauerstoffbrennen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 192.10.1 Ablauf . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

2.11 Siliziumbrennen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 192.11.1 Ablauf . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20

INHALTSVERZEICHNIS 2

3 Endstadien von Sternen 213.1 Planetare Nebel und Weiße Zwerge . . . . . . . . . . . . . . . 223.2 Supernovae . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 223.3 Neutronensterne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

3.3.1 Pulsare . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 233.3.2 Magnetare . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 243.3.3 Schwarze Locher . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24

3.4 Kataklysmische Veranderliche . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24

1 STERNENTSTEHUNG 3

1 Sternentstehung

Unter einem Stern versteht man einen selbstleuchtenden, aus Plasma beste-henden Himmelskorper dessen Strahlungsenergie im Inneren durch die Kern-fusion aufgebracht wird. Aber auch die kompakten Endstadien der Stern-entwicklung, wie Weiße Zwerge und Neutronensterne werden zu den Sternengezahlt, obwohl sie nur mehr aufgrund ihrer Restwarme Strahlung abgeben.

Der uns nachste und deshalb am besten erforschte Stern ist unsere Son-ne. Ohne ihre Strahlung ware Leben auf der Erde nicht moglich. Aber erstim 20.en Jahrhundert erkannte man, wie die Sterne ihre Energie im Innerenerzeugen.

Fruher wurde der Begriff Fixstern zur Abgrenzung gegenuber den Wan-delsternen (heute Planeten) verwendet. Aber auch die Fixsterne bewegensich messbar am Himmel. Deshalb werden in einigen zehntausend Jahrendie heutigen Sternbilder nicht mehr erkennbar sein.

Am gesamten Himmel sind etwa 6000 Sterne mit bloßem Auge erkennbar.Der Anblick dieser strukturlosen Punkte am Himmel tauscht leicht daruberhinweg, daß sich Sterne nicht nur bezuglich ihrer Entfernung, sondern auchhinsichtlich ihres Spektrums, Volumen und Lebensdauer immens unterschei-den.

1.1 Bildung von Sternen in Interstellaren Gaswolken

Ein großer Anteil der Sterne ist im Fruhstadium des Universums vor uber10 Milliarden Jahren, als das Universum nach dem Urknall weit genug ab-gekuhlt war, entstanden. Aber auch heute entstehen in den Gasnebeln nochSterne.

Die Sternbildung stellt keinen abgeschlossenen Prozess dar, sondern einenVorgang, der immer noch andauert. Sterne entstehen simultan und in großerenVerbanden aus Gaswolken, welche den Raum zwischen den Sternen ausfullen.Diese interstellaren Molekulwolken bestehen zum Großteil aus Wasserstoffund Helium, also aus Materie, die teilweise noch vom Urknall, von bereitsexplodierten Sternen, vom gewohnlichen Sternwind oder von planetaren Ne-beln stammt.

Da aber fur die Sterngeburt mehr Materie gebraucht wird, als spaterbeim Tod des Sterns an das interstellare Medium zuruckgegeben werdenkann, nimmt die Menge der zur Sternbildung benotigten Materie und damitdie Sternentstehungsrate mit der Zeit ab.

1 STERNENTSTEHUNG 4

1.2 Gravitationsinstabilitat interstellarer Wolken

Wie man aus der Wrmelehre weiß, fullt jedes Gas das ihm zur Verfugungstehende Volumen gleichmaßig aus. Dies gilt allerdings nur unter Laborat-roiumsbedingungen. Die großen Gaswolken im Kosmos neigen dazu sich zu-sammenzuziehen und Sterne zu bilden. Unter welchen Bedingungen ist diesnun der Fall?

Bei einer gegebenen Temperatur T hat ein Molekul der Gaswolke diemittlere kinetische Energie 3

2kT . Bei tiefen Temperaturen erreichen die mei-sten Molekule nicht die zum Entweichen aus der Gaswolke notwendige Flucht-geschwindigkeit vF . Die Gaswolke breitet sich somit nicht im Raum aus, son-dern beginnt zu kontrahieren. Es entstehen Sterne, falls folgende Bedingungerfullt ist.

32kT <

mv2F

2=

γmM

R(1)

R ist der Radius, M ist die Masse der Gaswolke und m die Molekulmasse.Ist die Dichte des Gases gleich ρ, so folgt aus der obigen Ungleichung

32kT <

γmM

R=

γm

R(4π

3ρR3) (2)

R >

√98π

kT

γMρ(3)

Betrachten wir beispielsweise interstellaren Wasserstoff mit T = 100K,m = 1.7 · 10−27kg, ρ = 10−20 kg

m3 , so folgt:

R > 6.7 · 1017m

Nur wenn die Gaswolke mehrere hundert Lichtjahre ausgedehnt ist undeine Mindestmasse von

M = 6300M�

aufweist, konnen sich Sterne bilden. Diese Masse ist viel großer, als die ei-nes einzellen Sternes. Aus diesem Ergebnis lasst sich schließen, daß je kuhlerund dichter eine Gaswolke ist, umso massenarmere Gaswolken gravitations-instabil werden konnen. Im Allgemeinen betragen die Massen solcher Wol-kenkomplexe zwischen Tausend und einer Million Sonnenmassen. Die ausdiesen Gaswolken entstehenden Sterne bilden sich in ganzen Haufen, soge-nannten Assoziationen, meist unweit von dichten interstellaren Wolken.

1 STERNENTSTEHUNG 5

Beim Kollaps einer Gaswolke spielt die sogenannte thermische Instabi-litat eine wesentliche Rolle. Wahrend der Kontraktion der Wolke wird dieMaterie komprimiert und heizt sich dadurch auf. Durch die hoher werdendeTemperatur wurde aber auch der Gasdruck steigen und somit der Gravita-tionskollaps zum Erliegen kommen. Dies ist jedoch deshalb nicht der Fall,weil die thermische Energie der Molekulwolke im Infrarotbereich nahezu un-gehindert abstrahlen kann, wodurch die Wolke naturlich gekuhlt wird. Manbezeichnet diesen Zustand als thermische Instabilitat.

Durch das Anwachsen der Gravitationskrafte wahrend der Kontraktionder Wolke (die inneren Druckkrafte werden ja durch intakte Kuhlung mehroder weniger konstant gehalten) erhalten bereits vorhandene Materiekon-zentrationen genug Masse, um eigenstandig zu kollabieren. Der Wolkenkom-plex zerfallt somit in zahlreiche Teilfragmente mit Massen zwischen 0.1 bis100 Sonnenmassen. Aus diesen Fragmenten werden sich spater Sterne bil-den. Mit fortschreitendem Kollaps steigt die Materiedichte im Zenrum einesFragments, sodass die Kernbereiche der Massezentren fur die Aussendungder thermischen Eigenstrahlung undurchlassig werden. Dadurch versagt dortder Kuhlmechanismus und der Kern beginnt sich aufzuheizen. Der Gasdrucksteigt und verhindert die weitere Kontraktion. Hiermit ist das Ende des Pro-zesses der Fragmentbildung erreicht und wir erhalten ein protostellares Ob-jekt, einen Protostern.

Das interstellare Magnetfeld ist wahrend der Fragmentation von enorm-ster Wichtigkeit, da es verhindert, daß der sich bildende Stern (infolge derDrehimpulserhaltung) eine Rotationsgeschwindigkeit erreicht, die ihn auf-grund der Zentrifugalkraft zerreißen wurde. Ist die Masse des kollabierendenFragments zu groß, so uberwiegt die Zentrifugalkraft gegenuber der Gravi-tation; es kann kein stabiler Stern entstehen. Dadurch, aber ebenso wegender im spateren Verlauf der Sternentwicklung einsetzenden Schwingungs-instabilitaten, sind die Massen der Sterne auf maximal 90 Sonnenmassenbegrenzt.

1.3 Protosternphase

Das Zentralgebiet eines neugeborenen Sterns - sein Kern - erreicht durchdas Ansteigen des Strahlungsdrucks das hydrostatische Gleichgewicht. Dasbedeutet, daß die gravitativen Krafte durch den entgegengesetzten Strah-lungsdruck kompensiert werden. Nunmehr betragt die Temperatur einesneuen sich bildenden Sternes etwa 100 Kelvin. Durch langsame Kontrak-tion steigt die Temperatur im Inneren. Bei etwa 2000 Kelvin beginnt dermolekulare Wasserstoff langsam zu dissoziieren. Dadurch reduziert sich derDruck im Kern wieder etwas und hat einen kurzeitigen Kollaps des Kernbe-reichs zur Folge. Ein weiterer Kollaps ergibt sich wenn der Wasserstoff bei

1 STERNENTSTEHUNG 6

uberschreiten einer Temperatur von 10000 Kelvin zu ionisieren beginnt. BeiIonisation entledigt sich das Wasserstoffatom seines Elektrons, als Uberrestbleibt lediglich der H-Kern, welcher aus einem Proton besteht. Aus der Hullefallt noch wahrend einiger Millionen Jahre Materie auf den Kern des Proto-sterns, wobei deren kinetische Energie beim Aufprall an der Akkretionsfrontin thermische Energie und Strahlung umgesetzt wird, welche die den Pro-tostern umgebende Hulle infolge von Absorbtion aufheizt und im infrarotenSpektralbereich strahlen lasst. Die Vor-Hauptreihen-Phase ist ein weiteresStadium in der Sternentwicklung. Der Protostern hat eine noch zu nied-rige Zentraltemperatur, um die Kernfusion in Gang zu setzen. Die weitereEntwicklung wird wesentlich von der Sternmasse bestimmt. Man unterschei-det hier die massearmen T-Tauri-Sterne und die masereichen Herbig Ae/BeSterne.

1.4 T Tauri Sterne

Dieser Sterntyp benannt nach dem Prototypen T Tauri (im Sternbild Stier),weist einen großen Durchmesser und damit eine relative kuhle Oberflacheauf. Durch die verhaltnismaßig kleine Masse (weniger als 3 Sonnenmassen)ergibt sich insgesamt eine sehr geringe Dichte.Der Stern kontrahiert weiter-hin, um so durch das Erzeugen von Kompressionswarme eine Abkuhlung zuverhindern. Durch des Gegenspiel von Gravitationskraft und innerem Druckentstehen im Kern hohere Temperaturen. Mit ubersteigen einer Zentraltem-peratur von 10 Mio. Kelvin setzt die Kernfusion in Form des Wasserstoff-brennens ein.

Der Energietransport erfolgt durch Strahlung. Da sich aber spater derEinfall von Materie auf den Stern betrachtlich reduziert und sich dadurchdie zusatzliche Aufheizung der Sternoberflache stark verringert, bildet sichinfolge des steileren Temperaturgefalles zwischen Kern und Oberflache eineKonvektionszone. Der Energiehaushalt dieser jungen Sterne befindet sichimmer noch in Unruhe. Dies zeigt sich in starken Helligkeitsschwankungen,deren Ursache aber bis heute noch nicht geklart sind.

1.5 Herbig Ae/Be-Sterne

Die Kontraktion erfolgt bei diesen Sternen, da sie Massen von uber 3 Son-nenmassen besitzen aufgrund starkerer Gravitationskrafte wesentlich schnel-ler. Auch zundet die Kernfusion bei den Herbig Ae/Be-Sternen fruher. Siebesitzen hohere Leuchtkrafte als T-Tauri Sterne, sind aber ebenfalls von ver-gleichbar hohen Massenverlustraten gekennzeichnet.

Vor-Hauptreihensterne weisen oft sogenannte Jets auf, die entlang derRotationsachse des Sterns in entgegengesetzte Richtungen zeigen. Diese Jets

2 ENERGIEERZEUGUNG IN STERNEN 7

stellen energiereiche Masseausstromungen dar und tragen in großem Maßezum Massenverlust junger Sterne bei. Leider sind die physikalischen Ursa-chen dieses Phanomens noch weitestgehend ungeklart.

1.5.1 Braune Zwerge

Besitzt ein Protostern eine Masse von weniger als 0.08 Sonnenmassen, sokann die durch Gravitation verursachte Aufheizung des Kerns niemals diezur Fusion notige Grenztemperatur uberschreiten. Derartige Sterne konnensich niemals zum Hauptreihenstern entwickeln. Das Objekt kuhlt wiederlangsam ab und fristet ein weiteres Dasein als brauner Zwerg.

2 Energieerzeugung in Sternen

Die Proton-Proton Reaktion ist eine von zwei Fusionsreaktionen des Wasser-stoffbrennens, durch die Sterne Wasserstoff in Helium umwandeln. Die an-dere Reaktion ist der sogenannte Bethe-Weizsacker Zyklus (CNO-Zyklus).Allerdings spielt der CNO-Zyklus bei Sternen bis zur Sonnenmasse keinegrosse Rolle. Der stark exotherme Charakter der Fusion ruhrt daher, daßdas Endprodukt Helium eine etwa um 1% kleinere Masse aufweist, als diebei der Reaktion eingefangenen Wasserstoffteilchen (Massendefekt). Die Dif-ferenz wird dabei nach der einsteinschen Gleichung E = mc2 fast vollstandigin Energie umgewandelt.

Der Proton-Proton-Zyklus hat die niedrigsten Temperaturvoraussetzun-gen aller in Sternen vorkommenden Fusionsreaktionen. Sie kann bereits inSternen mit einer Temeperatur ab etwa 3 Millionen Kelvin ablaufen (InBraunen Zwergen laufen zwar unterhalb dieser Temperatur auch Fusionsre-aktionen ab, dennoch zahlen sie aber nicht zu den Sternen).

Die Energieerzeugungsrate ist bei der Proton-Proton-Reaktion propor-tional zur 6. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhohung derTemperatur um 5% eine Steigerung von 35% bei der Energiefreisetzung.

2.1 Startreaktionen

Zunachst fusionieren zwei H+ Ionen zu einem Deuteriumkern 2D+, wobeidurch die Umwandlung eines Protons in ein Neutron ein Positron e+ undein Elektronenneutrino νe frei wird.

1H+ + 1H+ → 2D+ + e+ + νe + 0.42 MeV

Um die starke, auf der positiven Ladung beruhende Abstoßung durchdie Coulombkraft zu uberwinden benotigen die beteiligten Protonen eine


hohe kinetische Energie, die nach der maxwellschen Geschwingikeitsvertei-lung aber nur wenige besitzen. Ein wichtiger Mechanismus, damit dennochgenugend Protonen zu Deuterium verschmelzen konnen ist der Tunnelef-fekt, der es einigen von Ihnen ermoglicht, den Potentialwall zu uberwinden.In der Sonne dauert es im Schnitt 14 · 109 Jahre bis ein bestimmtes Pro-ton mit einem anderen reagiert. Durch die große Anzahl von Protonen imSterninneren geschieht dies jedoch haufig genug, um die Reaktion kontinu-ierlich ablaufen zu lassen. Wurde diese Reaktion schnell verlaufen, wurde einStern sehr schnell verbrennen. Das bei der Reaktion entstandene Positronannihiliert mit einem Elektron, d.h. sie reagieren miteinander und werdenvollstandig in Energie umgewandelt. Die Masse beider Partner wird dabeiin Form von 2 Gammaquanten als Energie frei.

e+ + e− → 2γ + 1.02 MeV

Das entstandeneDeuterium kann anschließend (nach durchschnittlich nur6s) mit einem weiteren Proton reagieren, wobei das leichte Helium-Isotop3He entsteht:

2D+ + 1H+ → 3He2+ + γ + 5.49 MeV

2.2 Hauptfolgereaktionen

Es gibt nun im Wesentlichen drei verschiedene Reaktionsketten, bei denenschließlich das Helium-Isotop 4He erzeugt wird. Sie setzen bei verschiedenenTemperaturen ein. In der Sonne treten die nachfolgend beschriebenen Re-aktionen unterschiedlich haufig auf:

• Proton-Proton-Reaktion I: 91%

• Proton-Proton-Reaktion II: 8.9%

• Proton-Proton-Reaktion III: 0.1%

2.2.1 Proton-Proton-Reaktion I

Nach durchschnittlich 106 Jahren fusionieren zwei Heliumkerne 3He2+ zu4He2+ (α - Teilchen), wobei 2 Protonen frei werden. Sie stehen spater furweitere Reaktionen zur Verfugung.

3He2+ + 3He2+ → 4He2+ + 1H+ + 1H+ + 12.86 MeV

Die vollstandige Reaktionskette, bei der die unter Startreaktion auf-gefuhrten Reaktionen je zweimal durchlaufen werden, um die notwendigen


3He - Teichen fur die letzte Fusion zu schaffen, setzt eine Nettoenergie von

2 x (0.42 MeV + 1.02 Mev + 5.49 MeV - 0.26 MeV) + 12.86 MeV =26.2 MeV

frei. Die Proton-Proton Reaktion I ist vorherrschend bei Temperaturenvon 10-14 Millionen Kelvin. Unterhalb dieser Temperatur wird nur sehrwenig 4He produziert.

2.2.2 Proton-Proton-Reaktion II

Bei der Proton-Proton-Reaktion II dient ein fruher erzeugter Heliumkern4He als Katalysator, um ein weiteres aus 3He herzustellen.

3He2+ + 4He2+ → 7Be4+ + γ + 1.59 MeV

7Be4+ + e− → 7Li3+ + νe

7Li3+ + 1H+ → 4He2+ + 4He2+ + 17.35 MeV

2.2.3 Proton-Proton-Reaktion III

Auch bei dieser Fusionsunterart fungiert ein 4He Kern als Katalysator.

3He2+ + 4He2+ → 7Be4+ + γ + 1.59 MeV

7Be4+ + 1H+ → 8B5+ + γ + 0.14 MeV

8B5+ → 8Be4+ +e+ +νe

8Be4+ → 4He2+ + 4He2+

Die Proton-Proton-Reaktion III ist vorherrschend bei Temperatuern vonuber 23 Millionen Kelvin. Diese Reaktion ist zwar nicht die Hauptenergie-quelle der Sonne da deren Temperatur nicht hoch genug ist, aber sie spielteine wichtige Rolle bei der Erklarung des solaren Neutrinoproblems, da sieNeutrinos mit den hochsten Energien von bis zu 14.06 MeV erzeugt, diesogenannten 8B-Neutrinos. Solche Neutrinos lassen sich in irdischen Neutri-nodetektoren leichter nachweisen als die Niederenergetischen.

2.3 3 Weitere Reaktionen

Neben diesen drei genannten Fusionsreaktionen gibt es noch zwei, die aller-dings wesentlich seltener ablaufen.


2.3.1 Proton-Elektron-Proton-Reaktion

Bei der Proton-Elektron-Proton-Reaktion, kurz PeP-Reaktion, fusionierenzwei Protonen und ein Elektron zu einem Deuteriumkern.

1H+ + e− + 1H+ → 2D+ + νe

Die Reaktion tritt deswegen so selten auf, da hier 3 Teilchen nahezusimultan zusammentreffen mussen. Die Energie der erzeugten Neutrinos istallerdings mit 1.44 MeV deutlich hoher.

2.3.2 Helium-Proton-Reaktion

Noch seltener tritt die Helium-Proton Reaktion, kurz HeP-Reaktion ein.Dies ist die direkte Fusion von 3He2+ mit einem Proton zu 4He2+

3He2+ + 1H+ → 4He2+ + νe + e+ + 18.77 MeV

2.3.3 2 Asche

Bei all diesen Fusionsreaktion bleibt als Asche 4He ubrig, das als Aus-gangsstoff beim eventuell spater einsetzenden Heliumbrennen dienen kann.Wahrend des Wasserstoffbrennens befindet sich jeder Stern auf der soge-nannten Hauptreihe.

2.4 Bethe-Weizsacker-Zyklus

Beim Bethe-Weizsacker-Zyklus wird ebenfalls wahernd des sogenannten Was-serstoffbrennens Wasserstoff in Helium umgewandelt. Allerdings erzeugen somassearme Sterne wie die Sonne nur etwa 1.6% ihrer Energie durch diesenZyklus. Der Proton-Proton Zyklus spielt bei Sternen bis etwa zur Masse derSonne einfach die wichtigere Rolle, doch zeigen theoretische Modelle, daßder Bethe-Weizsacker -Zyklus in schwereren Sternen vermutlich die domi-nierende Energiequelle darstellt.

Der Bethe-Weizsacker-Zyklus lauft erst bei Temperaturen uber 14 Mil-lionen Kelvin ab und ist ab 30 Millionen Kelvin vorherrschend. Bei diesenTemperaturen sind alle beteiligten Atomkerne vollstandig ionisiert, d.h ohneElektronenhulle. Damit diese Reaktion aber uberhaupt ablaufen kann, wirdallerdings eine gewisse Menge an Hohlenstoff 12C vorausgesetzt.

Da aber nach dem Urknall noch kein Kohlenstoff vorhanden war, konntenSterne der ersten Generation noch keine Energie auf diese Art erzeugen. Inden Spatphasen der Sternentwicklung entsteht jedoch in den Sternen Koh-lenstoff durch den Drei-Alpha-Prozess, der dannach zum einen als Katalysa-tor zur Verfugung steht, zum anderen durch Supernovae an das interstellareMedium abgegeben wird, aus dem sich neue Sterne bilden konnen.


Sterne spaterer Generationen enthalten daher bereits am Anfang ihrerEntwicklung Kohlenstoff.

Beim Bethe-Weizsacker-Zyklus vollziehen sich im wesentlichen Fusionenvon Wasserstoffkernen 1H mit den schwereren Kernen 12C, 13C, 14N und15N, daher auch der Name CN-Zyklus. Bei der Fusion wird teilweise Energiein Form von Gammaquanten γ abgegeben. Zwei der entstehenden Zwischen-produkte, 13N und 15O, sind instabil und zerfallen nach kurzer Zeit, jeweilsunter Aussendung eines Positrons e+ und eines Elektronneutrinos νe Dieeinzellnen Reaktionsschritte sind nachfolgend aufgefuhrt.

Die Energieerzeugungsrate ist beim Bethe-Weizsacker-Zyklus proportio-nal zur 15. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhohung der Tem-peratur um 5% eine Steigerung von 108% bei der Energiefreisetzung.

12C + 1H → 13N + γ + 1.95 MeV 1.3*107 Jahre

13N → 13C + e+ + νe + 1.37 MeV 7 Minuten

13C + 1H → 14N + γ + 7.54 MeV 2.7*106 Jahre

14N + 1H → 15O + γ + 7.35 MeV 3.2*108 Jahre

15O → 15N + e+ + νe + 1.86 MeV 82 Sekunden

15N + 1H → 12C + 4He + 4.96 MeV 1.12*105 Jahre

Gesamtergebnis des Zyklus ist die Fusion von vier Wasserstoffkernen1H zu einem Heliumkern 4He, dessen Masse um etwa 1% geringer ist, alsdie Masse der 4 Protonen. Die Massendifferenz wird dabei nach der ein-steinschen Gleichung E=mc2 fast vollstandig in Energie umgewandelt. DieEnergieblianz betragt hier +25.23 MeV. Der Kohlenstoffkern 12C dient hiernur als Katalysator und wird schließlich mit der letzten Reaktion regene-riert. Die Energie, die die Neutrinos in Form ihrer Ruhemasse und vor allemihren kinetischen Energien tragen, wird dem Stern entzogen, da sie nahezuungehindert durch die Sternmasse hindurch entweichen konnen.

Ein vollstandiger Durchlauf des Zklyus dauert einen enormen Zeitraum -in der Großenordnug von 3.4 · 108 Jahren -, da darin vier Protoneneinfange,zwei β+-Zerfalle und schließlich ein α-Zerfall vorkommen. Der Zyklus lauftinsgesamt rascher ab als der Proton-Proton-Zyklus, weshalb diese Sternein kurzeren Zeitraumen mehr Energie freisetzen konnen. Damit erklart sichteilweise auch die deutlich kurzere Lebensdauer von massereichen Sternen.

Die Asche des Bethe-Weizsacker-Zyklus ist ebenfalls wieder das 4He, dasals Ausgangsstoff beim eventuell spater einsetzenden Heliumbrennen dienenkann.


2.5 Helium-Blitz

Der Helium-Blitz (auch Helium-Flash) bezeichnet die explosionsartige Fusi-on von Helium im Drei-Alpha-Prozess am Ende der Entwicklung massear-mer Hauptreihensterne. Nach Erloschen des Wasserstoffbrennens kontrahiertder Kern des Sternes. Die dadurch entstehende Hitze reicht jedoch zunachstnicht aus, um das Heliumbrennen zu zunden - die Kernmaterie entartet.Die Fermi-Energie ist hoher als die thermische Energie. Schließlich jedochist die notwendige Temperatur erreicht und das Heliumbrennen zundet. DieWarmeenergie bewirkt allerdings nicht sofort eine Expansion des Kerns, son-dern tragt zunachst zu einer schrittweisen Entartung bei. Dadurch bleibt derDruck im Kern konstant, das Helium kann explosionsartig verbrennen undder Stern blaht sich zu einem Roten Riesen auf.

2.6 Drei-Alpha-Prozess

Durch den Drei-Alpha-Prozess (3α-Prozess) werden im Inneren von Ster-nen drei Helium-Kerne, durch Kernfusion in Kohlenstoff umgewandelt. Dieswird auch als Heliumbrennen oder, nach seinem Entdecker Edwin Salpeter,als Salpeter-Prozess bezeichnet. Der irrefuhrende Begriff Heliumbrennen isthistorisch bedingt, hat aber nichts mit einer chemischen Verbrennung zu tun.

2.6.1 Voraussetzungen

Diese Kernfusion kann erst bei Temperaturen von uber 100 Millionen Kelvinablaufen und setzt zudem das Vorhandensein von Helium voraus. Sie trittdeshalb erst in der Spatphase der Sternentwicklung auf. Die Sonne wird erstin etwa 4 Milliarden Jahren in der Lage sein, das Heliumbrennen starten.Dann werden namlich die hier genannten Veraussetztungen erfullt sein. Dererhohte Strahlungsdruck wird zu einem Aufblahen der außeren Schichtenfuhren, die sich wegen der großeren Oberflache abkuhlen. Ein Stern wird indiesem Zustand als roter Riese bezeichnet.

2.6.2 Ablauf des Drei-Alpha-Prozesses

Im einzelnen lauft der 3α-Prozess folgendermaßen ab.

4He + 4He → 8Be + γ - 91.78 keV

8Be + 4He → 12C + γ + 7.378 Mev

Der frei werdende Nettoenergiebetrag bei diesem Prozess ist 7.25 MeV.Der Kohlenstoffkern 12C kann als Ausgangsstoff beim spater einsetzenden


Kohlenstoffbrennen dienen.

Die Energieerzeugungsrate ist beim 3α-Prozess proportional zur 30. Po-tenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhohung der Temperatur um5% eine Steigerung um 330% bei der Energiefreisetzung.

Der im ersten Reaktionsschritt erzeugte Berylliumkern ist extrem insta-bil und zerfallt mit einer mittleren Lebensdauer von 2.6 · 10−16s wieder inzwei Heliumkerne 4He; deshalb ist es fur die Erzeugung des Kohlenstoffkernnotwendig, daß drei 3 α-Teilchen nahezu simultan zusammenstoßen. Des-halb wird der Vorgang auch 3α-Prozess genannt. Da aber fur ein solchesZusammentreffen eine geringe Wahrscheinlichkeit besteht, ware ein extremlanger Zeitraum notig, um Kohlenstoff zu erzeugen. Eine Konseqenz ist, daßdurch den Urknall kein Kohlenstoff produziert wurde, weil die Temperaturrasch unter die fur die Fusion benotigte abfiehl. Dieses Problem wird auchals Beryllium-Barriere bezeichnet.

Das Auftreten des 3 α Zustandes ist sehr unwahrscheinlich. Der energeti-sche Grundzustand von Be8 entspricht jedoch fast genau der Energie zweierα-Teilchen. Die Energie der beiden Kerne 8Be und 4He aus dem zweitenSchritt entspricht wiederum fast genau der Energie eines Anregungszustan-des des 12C. Diese beiden Resonanzen erhohen stark die Wahscheinlichkeit,dass ein ankommendes α-Teilchen mit einem 8Be zu 12C fusionieren wird.

2.6.3 Folgereaktinen

Eine Folgeerscheinung des 3 α-Prozesses ist, daß einige der Kohlenstoffkerne12C mit weiteren 4He Atomen fusionieren konnen, wobei das stabile Isotop16O des Sauerstoffs erzeugt und Energie freigesetzt wird:

12C + 4He → 16O + γ

Der nachste Umwandlungsschritt, bei dem Sauerstoff 16O mit α-Teilchenfusionieren wurde ist jedoch aufgrund von Kernspinregeln extrem unwahr-scheinlich. Dies fuhrt zu einer Situation, in der die stellare Nukleosynthesegroße Mengen an Kohlenstoff produziert, aber von einer Umwandlung dermeisten dieser Elemente in Neon und schwerere Elemente abgehalten wird.

2.6.4 Asche

Sowohl Sauerstoff als auch Kohlenstoff bilden die Asche des Heliumbrennens;der Kern des Sterns besteht am Ende dieser Fusionsphase im wesentlichenaus diesen beiden Elementen.


2.7 Typische Sterne mit 1-4 Sonnenmassen

2.7.1 Pulsierende Sterne

Befindet sich ein Stern im Heliumbrennen, bildet sich zudem uber dieser nocheine Schalenquelle, in der noch die Wasserstofffusion ablauft. Das Wasser-stoffbrennen verliert jedoch mit der Zeit an Effizienz und stirbt sozusagen ab,was wiederum durch den nun fehlenden Gasdruck des Wasserstoffbrennenszur raschen Kontraktion der Hulle des Sterns fuhrt. Die Sternhulle kom-primiert, wird optisch weniger durchlassig, bewirkt einen Temeraturanstieg,was wiederum zu einer erneuten Expansion der Hulle fuhrt. Die Sternhullewird wieder strahlungsdurchlassig, der Strahlungsstau lost sich auf und eskommt zu einer erneuten Kontraktion. Der Stern kontrahiert und expan-diert periodisch mit einer Periode von wenigen Tagen. der Radius des RotenRiesen variiert um 20%, die Oberflachentemperatur schwankt um 1000 K.Im folgenden seien nun die wichtigsten aufgefuhrt.

2.7.2 Cepheiden

Cepheiden sind Riesensterne und besitzen enorme Leuchtkrafte, sodaß siesogar noch in unseren Nachbargalaxien zu sehen sind. Benannt sind sie nachdem Prototypen δ Cephei. Die absolute Beziehung zu ihrer Pulsationsperi-ode ist naherungsweise durch folgende Formel gegeben:

P√

ρ = const (4)

Es gilt dabei, je großer die Helligkeit, desto langer die Periode. Man kannalso, wenn die scheinbare Helligkeit bekannt ist, die Entfernung eines Sternsermitteln. Die Perioden der Cepheiden liegen im Bereich von 2 bis 50 Tagen,die Radien betragen 10 bis 150 Sonnenradien.

Gundlage fur die Pulsation der Cepheiden ist der Kappa-Mechanismus.Dies ist ein Pulsationsprozess, der die Helligkeitsanderungen von variablenSternen beschreibt. Dieser Mechanismus kann dann in Kraft treten, wenndie Opazitat in der Sternatmosphare mit zunehmender Temperatur ansteigt.Das bedeutet, daß das ionisierte Gas in der Sternhulle fur die Strahlungnicht durchlassig ist und sich diese infolgedessen aufheizt. Allerdings sinktmit der Zeit die Absorbtionsfahigkeit wieder und Druck und Temperaturkonnen wieder abnehmen. Der Stern zieht sich aufgrund seiner eigenen Gra-vitation wieder zusammen.

Bereits 1912 wurde festgestellt, daß die absolute Helligkeit (M) eines Ce-pheiden proportional zum Logarithmus der Pulsationsperiode (P) ist. Diesesogenannte Perioden-Leuchtkraft-Beziehung lautet:


M = −2.902log(P )− 1.203 (5)

Damit ist es moglich, aus der Beobachtung des Lichtwechsels eines Ce-pheiden auf seine absolute Helligkeit zu schließen. Ihre Entfernung (D, inParsec) kann aus dem Verhaltnis der so ermittelten absoluten Helligkeit(M) zur messbaren scheinbaren Helligkeit(m) mit Hilfe der Distanzgleichunghergeleitet werden.

D = 10m−M+5

5 (6)

Da die Cepheiden aufgrund ihrer Helligkeit noch in anderen Galaxiennachgewiesen werden konnen, werden sie fur die Entfernungsbestimmungverwendet.

2.7.3 RR Lyrae-Sterne und δ Scuti-Sterne

Diese Sterntypen sind den Cepheiden ahnlich, besitzen aber eine kleinereLeuchtkraft. Sie eignen sich ebenfalls zur Entfernungsbestimmung, erreichenaber wegen ihrer niedrigen Helligkeit nicht die Reichweite der Cepheiden.

2.7.4 Mira-Sterne

Die nach ihrem Prototypen Mira im Sternbild Cetus benannten Sterne sindaußerst kuhle Rießensterne mit Effektivtemperaturen von 2500 bis 3500 K imVergleich zu den 5800 K bei der Sonne, welche uberwiegend dem SpektraltypM angehoren. Ihre Radien nehmen enorme Ausmaße an (zwischen 100 bis1000 Sonnenradien) ihre Masse laut theoretischer Berechnungen nur 0.6 bis2 Sonnenmassen! Dies ergibt eine geringe Materiedichte und ist daher auchGrund fur die hohen Massenverlustraten dieser Sterne. Mirasterne zahlen zuden langperiodischen Veranderlichen, da sie eine Periode zwischen 100 bis1000 Tagen besitzen.

2.7.5 Eruptive Veranderliche

Neben den pulsierenden Veranderlichen finden sich auch solche die zu spon-tanen Helligkeitsanderungen neigen. Haufig sind sie die Folge von starkenMaterieauswurfen. Eruptive Veranderliche finden sich haufig in Doppelster-nen, aufgrund der Nahe der beiden Komponenten ergibt sich ein Materieaus-tausch, welcher den Grund fur den Helligkeitsausbruch darstellt. die wich-tigste Gruppe sind die kataklysmischen Veranderlichen.


2.7.6 Novae

Novae sind zum Großteil mit den kataklysmischen Veranderlichen verwandt.In ihnen finden sich ebenso eine khle Komponente und ein heißer Unterzwerg.Es wird vermutet, daß Kernreaktionen auf dessen Oberflache infolge des Auf-pralls uberstromender Materie einen Nova-Ausbruch provozieren. Bei einemsolchen Ausbruch fuhrt das Abstoßen der Außenschichten zu einem beachtli-chen Helligkeitsanstieg binnen weniger Stunden bzw. Tagen. Dannach nimmtdie Helligkeit stetig ab. In einer Galaxie wie unserer Milchstraße sind etwa20 bis 50 Novaeausbruche pro Jahr zu beobachten.

2.8 Kohlenstoffbrennen

Das Kohlenstoffbrennen ist eine Kernfusionsreaktion, durch die in masse-reichen Sternen mit mindestens 4 Sonnenmassen Energie erzeugt wird. Sietritt ein, nachdem die Fusion leichterer Elemente zum Erliegen gekommenist. Das Kohlenstoffbrennen setzt hohe Temperaturen von uber 6 · 108 Kel-vin und Dichten von uber 2 · 108 kg/m3 voraus. Die Energieerzeugungsrateist dabei proportional zur 27. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eineErhohung der Temperatur um 5% eine Steigerung con 270% bei der Ener-giefreisetzung.

2.8.1 Reaktionen

Beim Kohlenstoffbrennen werden in einer Reihe von Reaktionen jeweils zweiKohlenstoffkerne 12C in andere Kerne umgewandelt:

12C + 12C → 24Mg + γ

12C + 12C → 23Mg + n (endotherm)

12C + 12C → 23Na + 1H

12C + 12C → 20Ne + 4He

12C + 12C → 16O + 24He (endotherm)

Fur die beiden endothermen Reaktionen muß Energie aufgewendet wer-den. Die zweite Reaktion, bei der Magnesium 23Mg erzeugt wird, ist insofernbemerkenswert, weil sie eine der wenigen Fusionsreaktionen ist, bei der Neu-tronen frei werden.

In einer weiteren Reaktion fusioniert Kohlenstoff 12C mit Helium 4Heund erzeugt dabei mit einem Zwischenschritt uber Sauerstoff 16O Neon 20Ne:


12C + 4He → 16O + γ

16O + 4He → 20Ne + γ

2.8.2 Ablauf

Das Kohlenstoffbrennen setzt dann ein, wenn das Heliumbrennen erloschenist. Wahrend des Heliumbrennens wandeln Sterne solange Helium in Sauer-stoff und Kohlenstoff um, bis nicht mehr genug Helium im Zentrum desStern vorhanden ist, um die Fusion aufrecht zu erhalten. Der inaktive,hauptsachlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehende Stern kollabiertdurch die Gravitationskraft, was einen Dichte- und Temeraturanstieg be-wirkt, bis schließlich die Zundungstemperatur fur das Kohlenstoffbrennenerreicht ist. Durch den einsetzenden Strahlungsdruck stabilisiert sich derKern, und seine weitere Kontraktion wird gestoppt. Durch die Temperatur-erhohung im Inneren des Sterns kann in einer Schale um den Kernbereichwieder das Heliumbrennen einsetzen, das sogenannte Schalenbrennen. Derstarke Temperaturanstieg bewirkt ein Aufblahen des Sterns zum roten Rie-senstern.

Wahrend des Kohlenstoffbrennens reichert sich der Kernbreich des Sternsmit den Reaktionsprodukten Sauerstoff, Magnesium und Neon an, bis nacheinigen tausend Jahren der Kohlenstoff aufgebraucht ist, sich der Sternabkuhlt und wieder kontrahiert. Diese Kontraktion bewirkt wiederum einenTemperaturanstieg, bis das Neonbrenneneinsetzen kann. Um den Kern desSterns setzt dann wiederum das Schalenbrennen von Kohlenstoff ein, weiteraußen das von Helium und Wasserstoff.

Sterne mit Massen zwischen 4 und 8 Sonnenmassen werden nun instabilund stoßen ihre außeren Hullen uber einen starken Sternwind ab, wodurchein planetarischer Nebel gebildet wird. Zuruck bleibt der Kern des Sternsals weißer Zwerg, bestehend aus Sauerstoff, Neon und Magnesium.

Sterne mit Massen großer als 8 Sonnenmassen fahren nun mit dem Neon-brennen fort und fusionieren schließlich alle Elemente bis hin zum Eisen. Dieeinzellnen Brennphasen gehen dabei immer schneller ineinander uber.

2.9 Neonbrennen

Als Neonbrennen bezeichnet man eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen imInneren schwerer Sterne mit einer Ausgangsmasse von mindestens 8 Sonnen-massen, bei denen durch die Umwandlung des Ausgangsstoffes Neon Energie


freigesetzt wird. Voraussetzung hierfur sind hohe Temperaturen von minde-stens 1.2 · 109 Kelvin und eine hohe Dichte von mindestens 4 · 109 kg/m3.

Bei derart hohen Temperaturen spielt die Photodesintegration eine wich-tige Rolle. Dabei werden einige der durch fruhere Fusionsprozesse erzeugtenNeon-Kerne 20Ne durch hochenergetische Gammaquanten γ in Sauerstoff16O und Helium 4He gespalten:

20Ne + γ → 16O + 4He

Das 4He kann mit einem weiteren 20Ne reagieren, um Magnesium 24Mgerzeugen:

20Ne + 4He → + 24Mg + γ

In einem alternativen Reaktionsweg findet zunachst eine Neutronenan-lagerung an das 20Ne statt, das anschließend mit einem α-Teilchen reagiertund unter Aussendung eines Neutrons n ebenfalls ebenfalls 24Mg bildet:

20Ne + n → 21Ne + γ

21Ne + 4He → + 24Mg + n

Das im zweiten Schritt erzeugte Neutron kann in einem erneuten Durch-lauf der Reaktion eingehen.

2.9.1 Ablauf

Das Neonbrennen setzt ein, wenn durch das vorhergegangene Kohlenstoff-brennen der gesamte Kohlenstoff im Zentrum des Sterns aufgebraucht ist.Die Fusionsprozesse kommen zum Erliegen, der Stern kollabiert erneut, bisder dadurch bewirkte Druck- und Temperaturanstieg schließlich die Voraus-setzungen fur das Sauerstoffbrennen geschaffen hat.

Wahrend des Neonbrennens reichert sich der Kern mit Sauerstoff undMagnesium an, und das Neon im Zentrum wird abgebaut. Nach nur weni-gen Jahren hat der Stern sein gesamtes Neon verbraucht, der Stern kuhlterneut ab und durch die Gravitation komprimiert. Temperatur und Drucksteigen erneut an, bis zum Einsetzen des Sauerstoffbrennens.


2.10 Sauerstoffbrennen

Als Sauerstoffbrennen bezeichnet man eine Gruppe von Kernfusionsreaktio-nen im Inneren massereicher Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen, bei de-nen durch Umwandlung von Sauerstoff Energie freigesetzt wird. Es setzt ein,nachdem die leichteren Elemente durch andere Fusionsprozesse verbrauchtworden sind. Vorausetztung sind hohe Temperaturen von mindestens 1.5·109

Kelvin und hohe Dichten von 1010 kg/m3.

Beim Sauerstoffbrennen fusionieren jeweils 2 Sauerstoffkerne 16O zu ver-schiedenen neuen Kernen, darunter Schwefel (S), Phosphor (P), Silizium (Si)und Magnesium (Mg).

16O + 16O → 32S + γ

16O + 16O → 31S + n

16O + 16O → 31P + 1H

16O + 16O → 28Si + 4He

16O + 16O → 24Mg + 24He

2.10.1 Ablauf

Warend des vorangegangenen Neonbrennens bildete sich ein inaktiver Kernaus Sauerstoff und Magnesium im Zentralbereich des Sterns. Damit kommennun alle Kernreaktionen zum Erliegen und der Strahlungsdruck reicht nichtmehr aus um den Stern entgegen der Gravitation zu stabilisieren. Der Sternbeginnt nun erneut zu kontrahieren wobei Temperatur und Druck erneutsteigen, bis die Zundtemperatur fur das Sauerstoffbrennen erreicht ist undsich der Stern wieder stabilisiert. Um den Kern herum setzt im so genanntenSchalenbrennen wieder das Neonbrennen ein, gefolgt von weiteren Schalendes Kohlenstoff-, Helium- und Wasserstoffbrennens.

Das Sauerstoffbrennen wahrt nur wenige Jahre. Wahrend dieser Zeitreichert sich der Kern mit Silizium an, bis der Sauerstoff verbraucht ist.Danach kuhlt der Kern erneut ab, wird durch die Gravitation komprimiert,bis das allerletzte Brennstadium einsetzt, das sogenannte Siliziumbrennen.

2.11 Siliziumbrennen

Als Siliziumbrennen bezeichnet man eine Gruppe von Kernfusionsreaktionenim Inneren schwerer Sterne mit einer Ausgangsmasse von mindestens 8 Son-


nenmassen, bei denen durch die Umwandlung des Ausgangsstoffes SiliziumEnergie freigesetzt wird. Voraussetzung hierfur sind hohe Temperaturen vonmindestens 2, 7·109 Kelvin und hohe Dichten von mindestens 3·1010 kg/m10.

Es fusionieren zunachst zwei Siliziumkerne 28Si zu Nickel 56Ni, das durchzwei β+-Zerfalle unter Freisetzung von Positronen e+ und Elektronneutrinosνe uber Kobalt 56Co schließlich in Eisen 56Fe umgewandelt wird:

28Si + 28Si → 56Ni + γ

56Ni → 56Co + e+ + νe ( β+-Zerfall )

56Co → 56Fe + e+ + νe ( β+-Zerfall )

Neben der Fusion von Silizium konnen durch so genannte Photodesinte-gration mittels Photonen hochenergetischer Gammastrahlung, die sich infol-ge der hohen Temperaturen ergibt, auch Siliziumkerne zertrummert werden.Diese Vorgange sind endotherm, entziehen dem Stern also Energie:

28Si + γ → 27Al + 1H

28Si + γ → 24Mg + 4He

2.11.1 Ablauf

Das Siliziumbrennen beginnt, wenn im Zentralbreich des Sterns kein wei-terer Sauerstoff mehr vorhanden ist. Zum letzten Mal wird nun der Sterndurch die Gravitationskraft kollabiert, bis die Bedingungen fur das Silizium-brennen erreicht sind. Der Stern erlangt somit ein letztes Mal ein stabilesGleichgewicht zwischen Gravitation und Strahlungsdruck. Wahernd des Si-liziumbrennens laufen in Schalen um den Kern herum Sauerstoff-, Neon-,Kohlenstoff-, Helium-, und Wasserstoffbrennen ab.

Der Vorrat an Silizium ist je nach Sternmasse zwischen eingen Stun-den bis Tagen aufgebraucht. Ist die zentrale Energiequelle erschopft konnendurch Kernfusionsreaktionen keine schwereren Elemente mehr erzeugt wer-den. Der Stern kollabiert unter seiner Gravitation und endet in einer Super-nova.

Zusammenfassend konnen wir nun sagen, daß Sterne mit mehr als 8 Son-nenmassen alle hier beschriebenen Brennphasen durchlaufen. Die Fusion vonschwereren Elementen als Wasserstoff ist aber weniger effizient, weil pro Mas-seneinheit weniger Energie freigesetzt wird als beim Wasserstoffbrennen. Je

3 ENDSTADIEN VON STERNEN 21

schwerer das fusionierende Element, desto weniger effizient ist die Energie-erzeugung durch die jeweiligen Prozesse. Sterne mussen allerdings die nachinnen gerichteten Gravitationskrafte durch die nach außen gerichteten Gas-drucke kompensieren. Dies gelingt nur dadurch, daß pro Zeiteinheit mehrKerne fusionieren. Folglich werden die Vorrate immer schneller aufgebrauchtbis die Kernereaktionen beim Eisen angelangt sind. Schwerere Elemente alsEisen konnen durch Fusion nicht mehr gebildet werden, wohl aber durchNeutroneneinfang. Neutronen sind nicht geladene Kernteilchen, die leicht inden Atomkern eindringen konnen. Deshalb konnen auf diese Weise Elementebis zum Bismuth erzeugt werden. Noch schwerere Elemente bis zum Urankonnen vorlaufig nicht entstehen, da Bismuth nur eine Halbwertszeit vonetwa 5 Stunden besitzt.

3 Endstadien von Sternen

Sterne versuchen ihr Leben lang gegen die Eigengravitation anzukampfen.Dies konnen sie so lange machen, wie die Kernfusion als Energiequelle zurVerugung steht. Der Vorrat an Brennmaterial ist jedoch nicht unerschopflichund geht nach einer gewissen Zeitspanne zu Ende. Wie lange der Kernbrenn-vorrat reicht hangt von der Masse der Sterne ab. Schwere Sterne verbrennenIhre Energiereserven innerhalb weniger Millionen Jahre, leichte Sterne wieunsere Sonne hingegen konnen mit ihrem Vorrat an Kernbrennstoff, da sieaufgrund geringerer Gravitationskrafte mit ihrem Brennmaterial nicht soverschwenderisch umgehen, bis zu 10 Milliarden Jahre leuchten. Das Er-eignis, welches das Leben eines Stern besiegelt, steht in Abhangigkeit zurSternmasse und kann entweder relativ unspektakular, oder in einer giganti-schen Explosion vonstatten gehen.

Massearmere Sterne mit Massen zwischen 4-8 Sonnenmassen beendenihre Kernreaktionen schon mit dem Heliumbrennen, da die Zundtemperaturdes Kohlenstoffbrennens nicht mehr erreicht werden kann. Der Stern ein so-genannter Roter Rieße, besitzt einen Kohlenstoff-Sauerstoff Kern mit daruberliegenden Schalen, in denen sich das He- und das H-Brennen fortsetzen.Fur solche Sterne ergabe sich allerdings die interessante Moglichkeit, daßdas Kohlenstoffbrennen ahnlich wie beim Helium-Flash einsetzt. Eine sol-che Zundung wurde allerdings solche Sterne zerreisen. Vermutlich fuhrenhohe Masseverlustraten von der Oberflache zu einer drastischen Verminde-rung der Sternmasse auf weniger als 4 Sonnenmassen, sodaß sie nicht in dasKohlenstoffbrennen eintreten.


3.1 Planetare Nebel und Weiße Zwerge

Rote Riesen-Sterne mit Massen unter 8 Sonnenmassen besitzen einen star-ken Sternwind, der durch einen kurzeitig starkeren Ausbruch die sehr dunneSternhulle abwirft. Die Hulle dehnt sich mit zunehmender Geschwindigkeitaus und wird vom zuruckgebliebenen heißen Zentralstern fur einge 10000Jahre zum Leuchten gebracht.Dadurch bildet sich ein ringformiges geform-tes Objekt, welches man einen planetaren Nebel nennt. Der Name hat abernichts mit einem Planeten zu tun, sondern stammt aus der Zeit, als die Pla-neten Uranus und Neptun entdeckt wurden und man der Meinung war, daßdies Protoplaneten sind.

Der Zentrale Stern, meist ein Kohlenstoff-Sauerstoff-Stern mit entarte-tem Kern, ist die Vorstufe zu einem Weißen Zwerg. dieser Sterntyp besitztim Allgemeinen eine masse unter 1.4 Sonnenmassen, wobei sich die meistenWeissen Zwerge zwischen 0.5 bis 0.6 Sonnenmassen bewegen. Ihr Radiusbetragt nur wenige 1000 km, woraus eine sehr hohe Dichte resultiert. DieKernfusion im Inneren ist annahernd zum Erliegen gekommen, der Druckdes Elektronengases wirkt der Eigengravitation entgegen, die Energie dieder Stern abstrahlt, stammt aus seiner gespeicherten thermischen Energie.Daher bringt dieser Energieverlust eine allmhliche Abkuhlung des Stern mitsich.

3.2 Supernovae

Supernovae sind typische Endstadien von Sternen mit mehr als 8 Sonnen-massen. Die Namensahnlichkeit mit den Novae ist kein Zufall, da eine Su-pernova ebenfalls von einer beachtlichen Helligkeitszunahme gekennzeichnetist und gewissermaßen die gesteigerte Version eines Nova-Ausbruchs dar-stellt. Es werden dabei abgesehen von einigen seltenen Unterklassen zweiArten von Supernovae unterschieden: jene des Typs I und jene des Typs II.Der Unterschied zwischen beiden Typen besteht lediglich in verschiedenenMaximalhelligkeiten und einer voneinander abeichenden Dauer des Hellig-keitsabfalls.

Man nimmt an, daß sich Supernovae des Typs I aus KataklysmischenDoppelsternen bilden, also aus Sternpaaren, die aus einem Hauptreihen-stern und einem Weißen Zwerg bestehen. Der Massenuberfluß vom Hauptrei-henstern zum kleineren Weißen Zwerg bewirkt ein Anwachsen des Wei-ßen Zwergs. Allmahlich uberschreitet diese Masse aber die Chandrasekhar-Grenze. Dies ist die Bezeichnung fur eine Grenzmasse, ab der ein entar-teter Stern nicht mehr stabil sein kann. Der Grenzwert betragt etwa 1.4Sonnenmassen. In der Folge beginnt der Weiße Zwerg zu kollabieren. Imuberwiegend aus Kohlenstoff bestehenden Kern steigt die Temepratur so-


lange, bis die Bedingungen fur das Kohlenstoffbrennen gegeben sind. Daaber Kernfusionsprozesse in Sternen mit entarteter Kernmaterie extrem in-stabil sind, resultiert durch die Zundung der Kohlenstofffusion eine rascheskalierende Energieproduktion, die den Stern in einer Supernova-Explosionregelrecht zerreißt.

Eine Supernova des Typs II entsteht im Gegensatz zu einer Supernovades Typs I nicht aus einem Weißen Zwerg und einem Hauptreihenstern alsKomponente sondern aus einem Massereichen Stern mit mehr als 8 Son-nenmassen, welcher alle Kernfusionsprozesse bis zum Eisen durchlaufen hat.Damit ist aber ein Ende gesetzt, da aus der Verschmelzung von Eisen keineEnergie mehr gewonnen werden kann. Aufgrund des Fehlens einer weite-ren effizienten Energiequelle muß nun der Stern zwangsweise kontrahieren.dies hat zur Folge, daß im Kernbereich Temperatur und Druck erneut stei-gen. Durch die speziellen Eigenschaften entarteter Materie fuhrt dies bei be-stimmten Temperatur und Dichtewerten zu einem sehr raschen KollapsdesEisenkerns die mit der Bildung eines Neutronensterns endet. Das bedeutet,daß die Elektronen mit den Protonen im Kern zu Neutronen verschmelzen,es entsteht also im Kern ein zentraler Bereich aus reiner Neutronenmaterie.Allerdings laßt sich diese Materie nicht mehr so ohne weiteres komprimieren,sodaß die auf den Nautronenkern fallende materie abrupt gestoppt wird, esentsteht eine massive Stoßfront, der Stern entledigt sich seiner Hulle in Formeiner Supernova-Explosion. Zuruck bleibt nur der Kern des Uberriesen, einNeutronenstern.

3.3 Neutronensterne

Neutronensterne sind Uberreste einer Supernova des Typs II. Die Radiender Sterne betragen nur etwa 8-20 km. Da die Masse etwa zwischen 1.5 bis3 Sonnenmassen liegt, resultiert daraus eine betrachtliche Dichte fur solcheSterne.

3.3.1 Pulsare

Pulsare sind Neutronensterne, die entlang ihrer Magnetpole starke Strah-lungsimpulse vorwiegend im Radiobereich aussenden. Die Periodendauernliegen bei etwa 1.5 ms bis 4s. Der Grund fur die rasche Rotation folgt ausdem Drehimpulserhaltungssatz, der besagt, daß wenn ein Objekt kleinerwird, sich die Rotation dann erhohen muß. Allerdings strahlt der Pulsarentlang der Magnetfeldachse, sodaß die Rotation langsam abnimmt. Zeigtdie Magnetfeldachse zufallig in Richtung Erde konnen wir die Strahlungs-impulse nachweisen. Bis heute konnten schon zahlreiche derartige Pulsarenachgewiesen werden, zum Teils sogar schon im sichtbaren-, Rontgen- undγ-Bereich.


3.3.2 Magnetare

Magnetare sind wie der Name schon sagt Neutronensterne mit einem be-sonders starken Magnetfeld, welches das Magnetfeld der Erde um das biszu 1015-fache ubertrifft. Das innere des Magnetars ist von Sternbeben, her-vorgerufen durch die Magnetkrafte, gepragt, die zur Emission von Gamma-strahlung fuhren.

3.3.3 Schwarze Locher

Schwarze Locher sind, falls sie uberhaupt existieren, sicherlich die sonder-barsten Objekte im Universum. Sie entstehen dann, wenn der verbleibendeSternuberrest eine Masse von mehr als 3.5 Sonnenmassen aufweist. Dannkann sogar der Druck der zusammengepressten Neutronen dem Druck derGravitationskraft nicht mehr standhalten. Der Kollaps kommt nicht mehrzum Stillstand und der Stern lost sich sozusagen auf. Ubrig bleibt nach au-ßen hin nur mehr die extrem starke Gravitationsenergie, das Innere solcherObjekte bleibt fur außen stehende Beobachter unsichtbar.

3.4 Kataklysmische Veranderliche

Kataklysmische Veranderliche stellen insofern einen interessanten Fall beiden Sternendstadien dar, als deren Ende nicht absolut ist. Normalerweiseentwickeln sich Sterne vom Hauptreihenbrennen uber verschiedene fortge-schrittene Stadien der Kernfusion zu roten Riesensternen, um letztendlichals Weiße Zwerge, Neutronensterne oder gar Schwarze Locher zu enden. DenKataklysmischen Veranderlichen ist es aufgrund der Tatsache, daß sie aus2 Sternen bestehen moglich, mehrere male zwischen den Riesensternstadienund den Weißen Zwergsternphasen, bzw Neutronensternphasen, hin und herzu pendeln.

Kataklysmische Veranderliche bestehen meistens aus einem Weißen Zwergund einem anderen kuhlen massenarmen Stern (meistens ein geohnlicherHauptreihenstern oder einem Riesenstern). Materie fließt vom großen kuhlenStern zur kleinen dichten Komponente, um die sich eine Akkretionscheibebildet. An der Stelle an welcher der materiestrom auf die Akkretionsscheibetrifft, befindet sich der sogenannte heiße Fleck, der maßgeblich zur Gesamt-leuchtkraft beitragt.

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Von der Geburt, dem Leben und Tod der Sterne · Von der Geburt, dem Leben und Tod der Sterne Wolfgang Jais 14. Juni 2006