Die Lebensphasen eines Sterns hängen sehr stark von seiner Anfangsmasse ab.
Abb.: Die Entwicklung von Sternen (© NASA JPL/CalTech)
Wenn die Fusionsprozesse extrem schnell ablaufen, ist auch die Temperatur extrem hoch,
und daher ist eine Verschiebung hin zu blau zu beobachten. Doch
Die „Protosterne” beginnen typischerweise mit anfänglichen Sonnenmasse
von:
- Aus einem Gasriesen mit
150 Sonnenmassen wird ein Blauer Superriese. Er brennt sehr schnell ab (100.000 Jahre) und explodiert in einer Supernova. - Aus einem Gasriesen mit
20 Sonnenmassen wird ein Blauer Superriese. Er brennt auch schnell ab und nachdem er explodiert, bleibt ein Schwarzes Loch zurück. - Aus einem Gasriesen mit
3 Sonnenmassen wird ein Blauer Superriese. Er brennt zügig ab und explodiert in einer Supernova Typ II, und es bleibt auch ein Schwarzes Loch zurück. - Aus Protosternen mit
1,5...3 Sonnenmassen wird zunächst ein ein Blauer Superriese. Dann wird er zu einem Roten Riesen und explodiert schließlich in einer Supernova Typ II, und es bleibt ein Neutronenstern zurück. Rote Riesen blasen sich auf bis zu einer Sonnenmasse von 30% - Aus Protosternen mit
1 Sonnenmasse (wie unser Zentralgestirn) wird ein Roter Riese. Dann wird er zu einem planetaren Nebel und übrig bleibt ein weißer Zwerg. - Aus Protosternen mit
0,2 Sonnenmassen wird ein Roten Zwerg. Da die Fusionsprozesse aufgrund der niedrigeren Temperaturen langsamer ablaufen, ist die Lebensdauer länger als bei unserer Sonne, die dann zu einem Braunen Zwerg werden (nur noch 1.000...2.000 Kelvin) - Protosterne mit
0,073 Sonnenmassen begrenzen das Limit nach unten. Denn bei allem, was unterhalb dieser Grenze liegt, kann keine nukleare Zündung stattfinden.
Wenn ein Gravitationspotential vorhanden ist, dann erzeugt dies eine Geschwindigkeit, die sich in eine Temperatur eines schwarzen Strahlers umrechnen lässt.
Im Allgemeinen herrscht ein Gleichgewicht zwischen den unterschiedlichen Drücken. Von außen gibt es einen Gravitationsdruck, der die Moleküle in den Stern hineinfallen lässt. Von innen gibt es die Zentrifugalkraft nach außen. Dies resultiert daher, dass die Kraft pro Flächeneinheit auch dem Druck entspricht.
Zusätzlich gibt es von innen noch den Gasdruck, hervorgerufen durch die hohe Temperatur. Und schlussendlich gibt es von innen noch den Strahlungsdruck durch die Photonen. Die Photonen drücken mit ihrem Impuls ℏk auch nach außen. Diese vier Drücke/Kräfte müssen im hydrostatischen Gleichgewicht stehen.
pgrav ist die Gravitation
pzentri ist die Fliehkraft
pgas ist der Gasdruck
prad ist die Strahlung
Je mehr Masse ein Protostern hat, desto schneller laufen die Prozesse ab. Und je heller ein Stern ist, desto mehr kann er abstrahlen.
Die Helligkeit eines Sterns hat allerdings nichts mit seiner Temperatur zu tun, sondern mit seiner Oberfläche.
L ist die Helligkeit
R ist der Radius
T ist die Temperatur
Unsere Sonne zum Beispiel hat einen typischen Radius von etwa
Aber egal wie groß oder wie hell ein solcher Protostern ist, die Prozesse laufen in allen Sternen gleich ab:
Wasserstoff(H) fusioniert im Kern zu Helium(He). Und Helium(He) fusioniert tiefer im Kern zu Kohlenstoff(C).
Als Ausgangspunkt wird sehr viel Wasserstoff benötigt. Zuerst müssen zwei
Wasserstoffatome(H+), die positiv geladen sind,
aufeinandertreffen. Das ist schon einmal die erste Herausforderung, weil sich gleiche
Ladungen abstoßen. Ein Positron(e+), also ein Antiteilchen
vom Elektron, wirkt als Vermittler. So entsteht aus dem einen Wasserstoffatom ein Proton
und aus dem anderen ein Neutron. Als Zerfallsprozess entsteht ein
Neutrino(0), welches keine Ladung hat. Erst wenn ein drittes
Wasserstoffatom(H+) auf die beiden trifft, fusionieren sie zu
Somit bilden zwei Protonen mit einem Neutron ein
Oder anders ausgedrückt: Wir haben ein Proton(+) und noch ein Proton(+). Aus dem einen Proton(+) wird ein Neutron(0) und ein Positron(e+). Das andere Proton tut sich mit dem Neutron zusammen und bildet ein Deuterium. Das Positron(e+) zerfällt dagegen sehr schnell, weil es sich mit dem Elektron zusammen tut, und es entstehen zwei Gamma-Quanten. Diese Gamma-Quanten erhitzen das restliche Gas, und damit halten Fusionsprozesse dieser Art sehr lange an.
Wenn zwei Helium-3-Atome(3He) aufeinander treffen, bilden sie ein Helium-4-Atom(4He), bestehend aus zwei Protonen und zwei Neutronen. Die beiden freien Protonen stehen wieder als Wasserstoffatome für den nächsten Fusionsprozess zur Verfügung. Man spricht bei dem gesamten Prozess auch von einem „Proton-Proton-Prozess”.
Dieser Prozess ist charakteristisch für Protosterne mit weniger als
Dieser Prozess benötigt Millionen von Jahre, um die Schichten zu durchdringen. Wenn das Photon die Randzonen der Sonne schließlich erreicht, setzt ein Konvektionsmechanismus ein. Das Gas beginnt zu zirkulieren, weil der kühlere Außenbereich mit dem heißeren Innenbereich einen Druckausgleich vollzieht.
Von innen nach außen setzt sich ein Stern aus folgenden Bereichen zusammen:
Innerer Kern − Strahlungszone − Konvektive Zone −
Flüssige Kruste − Photosphäre − Chromosphäre − Corona
Wenn also zwei Helium-4-Atome(4He) durch Fusion entstanden sind, können diese weiter fusionieren und ihrerseits ein Berylliumatom(8Be) bilden. Stößt ein weiteres Heliumatom hinzu, fusioniert es zu Kohlenstoff(12C). Bei der Fusion zu Kohlenstoff werden wieder Gamma-Quanten freigesetzt.
Der ganze Prozess funktioniert nur deshalb so gut, weil das Berylliumatom „metastabil” ist. Ein metastabiler Zustand ist stabil gegen kleine Änderungen, aber instabil gegenüber größeren Änderungen. Denn ist ein enormer Vorteil, denn ohne Kohlenstoff würden wir gar nicht existieren.
Ab dem Moment, wo wir Kohlenstoff haben, setzen ganz andere Zyklen ein. Man bezeichnet ihn auch als „Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus)”. Zu Beginn dieses Zyklus wird aus einem Kohlenstoffatom(12C) ein weiteres Proton eingefangen und bildet ein Stickstoffatom(13N). Dieses Atom ist allerdings nicht stabil, und indem es ein Positron(e+) abgibt, wandelt sich ein Proton im Kern in ein Neutron um und wird zu einem Kohlenstoffatom(13C). Wenn ein weiteres Proton dazukommt, bildet sich ein Stickstoffatom(14N). Kommt abermals ein Proton dazu, wird es zu einem Sauerstoffatom(15O).
Dieser Kern ist wieder instabil, und auch hier wird ein Positron(e+) abgegeben, und es wandelt sich ein Proton im Kern in ein Neutron um und wird zu einem Stickstoffatom(15N). Der Kern ist dadurch so schwer geworden, dass sich bei einer Kollision mit einem weiteren Wasserstoffatom, sprich einem Proton(+) ein Heliumatom(4He) abspaltet. Dadurch wird aus dem schweren Stickstoffatom(15N) wieder ein Kohlenstoffatom(12C), und steht zusammen mit dem Heliumatom(4He) für neue Fusionsprozesse zur Verfügung. Auf diese Weise wurden in dem Zyklus vier Wasserstoffatome (Protonen) aufgenommen und zu einem Heliumatom verschweißt.
Unsere Sonne fusioniert allerdings nur 1,6% ihrer Energie im
CNO-Zyklus. Für einen derartigen Zyklus werden vor allem Sterne mit
Wenn die anfängliche Masse eines Protosterns kleiner ist als
Wenn der Hitzedruck im Innern abnimmt, gewinnt die Gravitation schließlich
die Oberhand. Als Folge davon kollabiert der Kern, und es wird im Innern schlagartig
eine Menge Energie freigesetzt. Die äußeren Schalen expandieren dann zum
Roten Riesen (RGB), wobei die Temperatur um den
Da aber im Innern die Temperatur schlagartig zunimmt, gibt es einen sogenannten
Helium-Flash. Daraufhin laufen erneut Fusionsprozesse ab, bis hin zum
Kohlenstoff. Wenn letztlich auch das Helium aufgebraucht ist, gibt
es eine erneute Kelvin-Kontraktion, was den Stern noch weiter aufbläht. Er verliert
weiter an Masse, bis ein planetarer Nebel zu sehen ist. Dieser entstehende zirkumstellare
Nebel ist die Brutstätte komplexer anorganischer und organischer Moleküle. Wenn
der Stern schließlich 80% seiner Masse verloren hat, endet er
in einem weißen Zwerg. Dieser ist mit
Hatte ein Protostern jedoch eine anfängliche Masse von mehr als
Allerdings laufen obige sich anschließenden Fusionsprozesse innerhalb
von
Ab dem Zeitpunkt, wo sich der Kern in Eisen umgewandelt hat, entsteht keine erneute Temperaturerhöhung und damit keine neue Energie. Als Folge davon kommt es zu einem Kollaps des Kerns. Und wenn es zu einem degenerierten Eisenkern kommt, explodiert der Stern schließlich in einer Supernova.
Brenn- material |
Temp. (Mio. K) |
Dichte (kg/cm³) |
Brenn- dauer |
---|---|---|---|
H | 40 | 0,006 | 10 Mrd. J. |
He | 190 | 1,1 | 1 Mio. J. |
C | 740 | 240 | 10.000 J. |
Ne | 1.600 | 7.400 | 10 Jahre |
O | 2.100 | 16.000 | 5 Jahre |
Si | 3.400 | 50.000 | 1 Woche |
Fe/Kern | 10.000 | 10 Mio. | − |
Die Zunahme an schwereren Atomkernen durch stetige Fusionssprünge, führt zu einem stetigen Massenverlust des Protosterns mit seiner entsprechenden Anfangsmasse.
Ausgehend von einer Anfangsmasse von
Masse |
Fusions- prozess |
Temp. (Kelvin) |
Dichte ρc (g/cm³) |
Zeit- dauer |
---|---|---|---|---|
8 | H-Burning | 6x 107 | 5 | 7x 106 J. |
6 | He-Burning | 2x 108 | 700 | 5x 105 J. |
5 | C-Burning | 9x 108 | 2x 105 | 600 Jahre |
3,2 | Ne-Burning | 1,7x 109 | 4x 106 | 0,5 Jahre |
2,5 | O-Burning | 2,3x 109 | 107 | 6 Tage |
2 | Si-Burning | 4x 109 | 3x 107 | 1 Tag |
Eigentlich endet die Fusion beim Eisen. Wie kommt es daher zu den höherwertigen Elementen? Das liegt im Wesentlichen an zwei Prozessen die stattfinden. Im ersten Prozess, dem sogenannten „slow-Prozess”, werden Protonen in die Eisenatome „reingerammt”, wodurch die schwereren Elemente entstehen. Dieser s-Prozess geht zwar auch hoch bis zum Uran, aber er erzeugt nur stabile Elemente.
Beim zweiten Prozess, dem sogenannten „rapid-Prozess”, handelt es sich um einen Neutroneneinfangprozess, der im Gegensatz zum langsamen s-Prozess bei hohen Neutronen-Dichten und Temperaturen abläuft. Dabei werden durch einen hohen Neutronenfluss instabile neutronenreiche Atomkerne aufgebaut, die rasch zu stabilen neutronenreichen Kernen der schweren Elemente von Eisen bis Blei sowie den instabilen langlebigen Isotopen von Bismut, Thorium, Uran und Plutonium zerfallen.
Beim r-Prozess, wie er beispielsweise bei einer Supernova abläuft, prallen
Massen mit extrem hoher Energie aufeinander. Bei derartigen „gewaltsamen”
Zusammenstößen entstehen auch schwere Kerne, die aber nicht so stabil sind.
Jenseits von Eisen läuft also keine Fusion ab, sondern
In der Regel würde man erwarten, dass der Atomkern aus genauso vielen Neutronen wie Protonen besteht. Es stellt sich aber heraus, dass mit zunehmender Schwere eines Kerns auch die Anzahl der Neutronen gegenüber den Protonen zunimmt.
Am meisten ist Wasserstoff im Universum vorhanden. Knapp dahinter rangiert
Helium. Durch die „primordiale Nukleosynthese” fällt die Häufigkeit
bei einigen sich in der Reihe anschließenden Elemente wie Lithium(L),
Beryllium(Be) und Bohr(B) um
einiges geringer aus.
Diese primordiale Nukleosynthese beinhaltet hauptsächlich die Bildung von
Helium-4-Atomen(4He) und Spuren anderer leichter
Nuklide aus Protonen und Neutronen, etwa
Erst der Kohlenstoff(C) reiht sich wieder in die logarithmisch abfallende Kurve ein. Dann folgen N, Sauerstoff(O), F, Neon(Ne), Natrium(Na), Magnesium(Mg), Al, Silizium(Si), Cl, Ar, K, Ca, Sc, Ti, V, Cr, Eisen(Fe), Co, Ni, Cu, Zn, ... Uran(U).
Es fällt auf, dass sich die Elemente in der Regel im Kurvenverlauf in der
Häufigkeit abwechseln, wie eine Art „Zick-Zack-Kurve”. Da ab Eisen
überwiegend nur die
Der Eisenkern kollabiert solange, bis die einzelnen Nukleonen aufeinandertreffen. Wenn er schließlich auf engstem Raum verklumpt, kommt es zu quantenmechanischen Effekten, weil sich die Kerne einer weiteren Kompression widersetzen. Ab einem bestimmten Punkt kommt es zu einer Art Rückstoß, wodurch die Nukleonen durch eine Supernova mit Lichtgeschwindigkeit innerhalb von Sekunden in die Weiten des Universums hinaus geschleudert werden.
Wenn die zurückbleibende Masse sehr groß ist, bleibt ein schwarzes Loch
zurück. Ist allerdings die Gravitationskraft, die diese Masse
zusammenhält, doch nicht so groß, bleibt ein Neutronenstern mit
einem Radius von
Was im Einzelnen bei einer Supernova abläuft, behandeln wir im letzten Kapitel dieses Bereiches.
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