Die Leben­sphasen eines Sterns hängen sehr stark von seiner Anfangs­masse ab.

Abb. 1: 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 150 Sonnen­massen ist eine Art Limit. Das liegt daran, wenn eine Gaswolke kollabiert ist der Licht­strahlungs­druck so groß, dass der Staub wieder zurück gedrängt wird. Bisher wurden keine schwereren Sonnen entdeckt.

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 Sonnenmasse wird ein Roter 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 1000...2000 Kelvin)


• Proto­sterne mit 0,073 Sonnen­masse 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 ℏ·k auch nach außen. Diese vier Drücke/Kräfte müssen im hydro­statischen Gleich­gewicht stehen.

p_grav   ist die Gravitation
p_zentri  ist die Fliehkraft
p_gas    ist der Gasdruck
p_rad    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 700 000 km. Ein Roter Riese dagegen hat schon einen Radius von 150 Mio. km. Aufgrund dessen hat unsere Sonne vermut­lich eine Lebens­dauer von 10 Mrd. Jahren und die Hälfte ihres Lebens wäre damit schon vorbei.

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 Helium 3(³He). Somit bilden zwei Protonen mit einem Neutron ein Helium 3(³He). Bei allen Fusions­prozessen wird jeweils Gamma­strahlung in Form von Quanten freigesetzt.

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 2 Sonnen­massen, also auch wie bei unserer Sonne. Nach außen hin nimmt die Temperatur ab. In der Mitte liegen die Tempera­turen bei etwa 10 Mio. Kelvin. Erst bei derart hoher Temperatur sind die Ge­schwindig­keiten der Protonen hoch genug, damit es zu Kolli­sionen kommt. Weiter außen zirkuliert das Gas in konvektiven Bereichen. Das Licht, in Form von Photonen, verbleibt solange in dem Gas, bis es langsam die Ober­fläche der Sonne erreicht.

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. Das 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 werden 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 3 Sonnen­massen benötigt. Grund­sätz­lich kann gesagt werden, dass eine Erhöhung der Temperatur um 5% eine Steige­rung von 108% bei der Energie­frei­setzung bewirkt, und ist damit viel effizienter als der „Proton-Proton-Prozess”.

Wenn die anfäng­liche Masse eines Proto­sterns kleiner ist als 8 Sonnen­massen, bläht sich der Stern auf zu einem Roten Riesen. Der Radius des Sterns wächst schließ­lich auf das 200-fache an. Die Ober­fläche wächst aber mit dem Quadrat und damit nimmt die Hellig­keit des Sterns um das 10 000-fache zu. Aller­dings nimmt dabei die Temperatur ab, weil zwei gegen­läufige Prozesse ablaufen. Ab irgend­einem Zeit­punkt ist der Helium-Kern ausge­brannt und es finden keine weiteren Proton-Proton-Fusionen mehr statt.

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 Faktor 2 runter­geht (6000 K → 3000 K). Daher spricht man hierbei auch von einer „Kelvin-Kontraktion”. In dieser Phase verliert der Stern 20 bis 50% seiner ursprüng­lichen Masse, indem das Gas nach außen abgeblasen wird.

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 12 000 bis 24 000 Kelvin (z. B. Sirus B) nach wie vor sehr heiß, bis er über Jahr­millionen langsam abkühlt. Der Radius eines Weißen Zwergs beträgt typischerweise 5000—km.

Hatte ein Proto­stern jedoch eine anfäng­liche Masse von mehr als 8 Sonnen­massen, beginnen ab diesem Zeit­punkt weitere Fusions­prozesse. Die Temperatur und die Dichte reichen aus, um den Kohlen­stoff weiter zu fusionieren. Dann wird aus einem Kohlenstoff­atom ein Natriumatom und aus einem Natrium­atom wird Neon. Neon geht über in Sauer­stoff und Magnesium. Sauer­stoff fusioniert zu Schwefel und Silizium. Und schließ­lich geht Silizium in Eisen über. Da die Fusion schwerer Kerne den Strahlungs­druck aufrecht­erhält, kommt es in diesem Fall nicht zu einer Kelvin-Kontraktion. Daher entsteht im weiteren Verlauf auch kein Roter Riese.

Aller­dings laufen obige sich anschlie­ßenden Fusions­prozesse inner­halb von 10 00 Jahren und bei Tempera­turen von 100 Mio. Kelvin ab. Wenn freie Protonen durch die hohen Tempera­turen in den Kern gedrückt werden, entstehen immer größere Atom­kerne bis hin zum Blei. Doch bei dem oben erwähnten Sternen­typ hört die Fusion bei Eisen auf. Denn um ein Proton in den Kern zu bringen, damit schwerere Kerne entstehen können, müssen höhere Energien aufge­wendet werden, um diese zu erzeugen. Deshalb hat jeder Kern, der größer ist als Eisen, „mehr Energie pro Nukleus”.

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 8 Sonnen­massen gilt:

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 s-Prozesse und r-Prozesse.

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 100 bis 1000 Sekunden nach dem Urknall. Die schwereren Elemente entstehen in den Proto­sternen, erst viel später. So gibt es z. B. um 5 Größen­ordnungen mehr Wasser­stoff als Silizium.

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 s- und r-Prozesse ablaufen, fällt die Häufig­keit der Elemente beginnend mit Cobold(Co) um 9 Größen­ordnungen geringer aus. Die seltenen Erden (Sm, Gd, Dy) benötigen wir zum Beispiel für die „Super-Neodym-Magneten”.

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 10 km zurück. Im Grunde handelt es sich dabei um nichts anderes, als einen riesigen Atom­kern mit einer unvorstellbar großen Masse.

Was im Einzelnen bei einer Supernova abläuft, behandeln wir im letzten Kapitel dieses Bereiches.

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