2.3 Sterne: Ihr Ende
 

Das Bild zeigt den Stern WR 124, der sich mit einer Wolke von heissem Gas umgeben hat, welches mit einer Geschwindigkeit von 200.000km/h in das Weltall entweicht. Ein planetarischer Nebel ist entstanden.
 
Einige tausend-millionen Jahre sind vergangen, während derer der Stern ein relativ ausgeglichenes Leben mit geringen Zustandsänderungen durchlaufen hat. Nun neigt sich sein Brennstoffvorrat dem Ende zu.
 
Das Ende von massearmen Sternen
Normalstern -> Roter Riese -> Weisser Zwerg + Planetarischer Nebel
 
Der Wasserstoff im Kern des Sterns ist aufgebraucht und zu Helium verschmolzen. Die Kernfusion bricht zusammen, die Gravitation gewinnt überhand. Durch das Zusammenziehen des Kerns wird seine Temperatur erhöht. Bei Sternen wie der Sonne, in deren Zentrum die Wärme durch Strahlung verteilt wird und nur im Mantel durch Umlauf (Konvektion), beginnt dadurch das sogenannte Wasserstoff-Schalenbrennen. Der den Heliumkern umgebende Wasserstoff fusioniert hierbei zu Helium. Wahrscheinlich durch die eintretende Abkühlung und die dadurch verminderte Strahlendurchlässigkeit der oberen Schichten, bläht sich der Stern nun bis zum 100fachen auf und wird zu einem 'Roten Riesen'. Der Grund, dass sich die Farbe von gelb nach rot verändert, liegt in der geringeren Oberflächentemperatur des grösser gewordenen Sterns. Der Sonnenwind steigt auf das Einmilliardenfache. Die Sonne würde in diesem Zustand fast bis zur Erdbahn reichen. Durch den aussen brennenden Wasserstoff steigt die Temperatur im Zentrum auf über 10 Mio. Kelvin an. Das führt dazu, dass erneut eine Kernfusion im Kern einsetzt, bei der das Heliumgas zu Kohlenstoff, bei grösseren Sternen bis Eisen fusioniert. Dieser Zustand dauert etwa 100mio Jahre an. Ist das Helium im Kern verbraucht, zieht sich der Stern erneut zusammen und der Kohlenstoff fusioniert. Hierbei wird der Stern im Verlauf einiger tausend Jahre kleiner und nachdem auch der Kohlenstoff verbraucht ist, fällt der Stern zu einem weißen Zwerg zusammen. Solche Zwerge stossen bei dem letztendlichen Zusammenbruch durch Schockwellen ihre äusseren Gashüllen als planetarische Nebel ab. Man vermutet als Mechanismus eine Art 'kleiner' Supernova, die weiter unten beschrieben ist. Der zurückbleibende weiße Zwerg besitzt Temperaturen von 100.000 Kelvin, die durch den enormen Druck der in ihm vereinten Materie entstehen. Allerdings reicht dieser nicht mehr aus, um weiterer Fusionen zu zünden, und der Stern kühlt über die Dauer einiger Milliarden Jahre zu einer unbeleuchteten Kugel aus.
 
Das Ende von massereichen Sternen
Blauer Riese -> Roter Überriese -> Supernova -> Neutronenstern | schwarzes Loch
 
Bei Sternen oberhalb der 1,4 fachen Masse der Sonne und darüber hinaus wird im Zentrum die Wärme durch Konvektion verteilt und im Mantel durch Strahlung. Das führt zu einer sehr gleichmässigen Verteilung des Materials im Kern. Diese Sterne verbrennen ihren Wasserstoffvorrat deswegen wesentlich schneller als massearme Sterne. Sie erzeugen zugleich aus dem entstehenden Helium, auch Kohlenstoff und Sauerstoff. Dadurch erreichen derartige Sterne auch das Stadium des Roten Riesen viel schneller. Sehr massereiche Exemplare werden zu Roten Überriesen. Diese können über den Sauerstoff hinaus weitere Elemente wie Neon, Magnesium, Silizium Schwefel, bis hin zum Eisen, durch Kernfusion erzeugen. Darüber hinaus ist keine Kernfusion in Sternen möglich, denn allen weiteren Fusionen müsste von aussen Energie hinzugeführt werden. Nur bei der Fusion von leichten Elementen dagegen, wird Energie abgegeben. Dies begründet auch, warum man nur bei der Kernspaltung schwerer Elementen Energie erhält. Dass dennoch im Kern eines Sterns schwerere Elemente erzeugt werden, so wie wir sie auf der Erde finden steht zu obigem nicht im Widerspruch. Nur zieht der Stern hieraus keine Energie und die erzeugten Mengen sind dem entsprechend sehr klein.
 
Ist bei einem massereichen Stern, die letzt mögliche Form der Fusion erreicht, bricht sein Kern durch einen Gravitationskollaps in Sekundenschnelle zusammen. Die nach innen stürzenden Teilchen beschleunigen hierbei auf etwa ein Viertel der Lichtgeschwindigkeit, die äusseren Schalen werden weggesprengt. Die bei dieser Explosion auftretende Energiemenge ist grösser, als die Energie, die der Stern während seines gesamten Lebens verstrahlt hat. Dabei geht die Explosion nicht von dem ausgebrannten Kern aus, sondern von Schockwellen, die bei dem Zusammenbruch entstehen und von Gas, das sich in Schalen um ihn herum befindet. Wahrscheinlich zündet dieses Gas noch einmal durch die Erhöhung des Druckes, presst den Kern weiter zusammen und sprengt alle Hüllen über sich, weg. Das weggeschleuderte Gas erreicht Geschwindigkeiten von etwa 10.000 km/s und mehr. Einen Raum wie den des Sonnensystems, würde es bereits nach einem Tag ausfüllen. Die hiermit einhergehende, lichtabstrahlende Vergrösserung der Sternoberfläche ist das, was ein Beobachter als Supernova sieht. Im Verlauf weniger Stunden leuchtet ein kleiner Punkt am Sternenhimmel hell auf, um dann im Verlauf von Tagen und Monaten zu verlöschen. Nicht einmal der Kern bleibt sichtbar.
Er wurde zu einem Neutronenstern von wenigen Kilometern Grösse oder zu einem Schwarzen Loch, dessen Existenz auch abgestrahltes Licht nicht mehr verrät. Der Grund hierfür ist, dass das Licht trotz seiner Geschwindigkeit von ~300.000 km/s keine ausreichende Fluchtgeschwindigkeit besitzt, um das Schwarze Loch zu verlassen. Es fällt wie eine senkrecht in die Luft geschossene Gewehrkugel auf dessen Oberfäche zurück.
 
Weiße Zwerge
Sterne unterhalb der Grösse der Sonne und bis hinauf zu einer Restmasse vom 1,4-fachen der Sonne fallen zusammen, und erreichen Durchmesser zwischen 10.000km (Ausgangsgröße: 0,3 fache Sonnenmasse) und 3.000 km (Ausgangsgrösse: 1fache Sonnenmasse). Man nennt sie nun Weisse Zwerge. Ihre, durch den Kollaps hervorgerufene Erhitzung ist so stark, dass sie noch einige millionen Jahre ein intensives, weisses Licht abgeben, was ihnen den Namen einbrachte. Das Innere eines solchen Objekts ist angefüllt mit einem Plasma aus zerquetschten Atomen, deren Elementarbausteine sich nicht mehr in geordneten Bahnen umrunden. Dieses Plasma aus Elektronen, Protonen und Neutronen besitzt eine Dichte von einer Tonne pro Kubikzentimeter. Um diesen Kern herum könnte eine Schale aus normalen Atomen folgen und zuletzt, eine nur wenige Meter dicke Wasserstoffatmosphäre.
 
Neutronensterne
War die Restmasse eines Sterns grösser als das 1,4-fache der Sonnenmasse, so nimmt man an, dass sich aufgrund des Gravitationsdrucks, die Elektronen und Protonen der Atomkerne so stark verdichten, dass aus ihnen Neutronen werden. Sterne die diesen Zustand erreichen, werden Neutronensterne genannt und besitzen Durchmesser von einigen 10km. Über die physikalischen Eigenschaften eines Neutronensterns können bisher, wie zuvor bei dem Plasma der Weissen Zwerge, nur wenige, aus theoretischen Überlegungen stammende Aussagen gemacht werden.
 
Schwarze Löcher
Den Zustand einer noch höheren Kompression erfahren Sterne, deren Restmasse das 3,2-fache der Sonnenmasse beträgt. Bei ihnen werden selbst die Neutronen noch verformt, so dass sich ein, der irdischen Physik vollständig entziehender Zustand einstellt. Dieser Zustand hat zudem den Nachteil, dass er sich nur noch indirekt beobachten lässt. Der entstandene Körper besitzt eine Gravitation, die so gross ist, dass selbst die Geschwindigkeit von Licht nicht mehr ausreicht, um den Körper zu verlassen. Selbst wenn dieser Körper strahlend hell wäre, es würde kein Licht von ihm zu unseren Augen dringen .. denn, es würde zwar losstrahlen, dann aber wie ein in die Luft geworfener Ball stehen bleiben und auf den Körper zurückfallen.
Auch Licht, das den Körper von außen trifft würde ihn trotz einer Reflektion nicht mehr verlassen. Der Körper ist unsichtbar geworden und deswegen nennt man ihn ein Schwarzes Loch. Könnte unsere Sonne als Schwarzes Loch enden, besässe sie noch einen Durchmesser von 6km (5,92km) und unsere Erde würde auf eine Kugel von 1,8cm Durchmesser schrumpfen. Sie würde bequem in eine Hosentasche passen, .. wenn sie nicht ihr Gewicht beibehalten hätte.
 
Mit den Schwarzen Löchern gibt es wissenschaftlich mindestens zwei Probleme. Das ist zum einen der Umstand, dass sie nur über ihre Auswirkungen auf andere Sterne beobachtet werden können, zum anderen verbirgt sich hinter ihnen eine kaum vorstellbare Artenvielfalt der Veränderung von Materie ... und diese entzieht sich der menschlichen Vorstellungskraft. So wird sich ein Schwarzes Loch von der 3,2fachen Masse der Sonne wahrscheinlich anders verhalten und andere Eigenschaften besitzen, als ein solches, das bereits Teile einer Galaxie in sich aufgesogen hat und einige Milliarden Sonnenmassen in sich vereinigt. Solche extrem grossen Schwarzen Löcher vermutet man in vielen Galaxienkernen und Quasaren.
 
Drehimpuls und Strahlung
Da der Drehimpuls des ehemaligen Sterns bei seiner Verkleinerung zum Weissen Zwerg, Neutronenstern oder Schwarzen Loch erhalten geblieben ist, müssen sich diese Körper abhängig vom Mass ihrer Verkleinerung schneller drehen. Die Anzahl der Umdrehungen kann sich dabei bis auf einige 100 Umdrehungen pro Sekunde erhöhen.
 
Neutronenstern - Pulsar: Zumindest vom Neutronenstern weiss man, dass er seine Rotationsenergie in Form eines stark gebündelten und energiereichen Partikelstrahls abgibt. Einen solchen Strahl nennt man einen Jet. Die Bündelung des Strahls geschieht durch das starke Magnetfeld. Bewegen sich Elementarpartikel wie z.B. Elektronen in einem Magnetfeld geben sie ihrerseits Energiestrahlung ab, die man Synchrotronstrahlung nennt. Das ist eine polarisierte Strahlung mit Wellenlängen die vom sichtbaren Lichtbereich, über die langen Radiowellen, bis hin zu den kurzwelligen Röntgenstrahlen reicht. Es sollen auch noch kürzere Frequenzen im Gammastrahlenbereich vorkommen. Welche Frequenz abgestrahlt wird, ist abhängig von der Anfangsenergie der Teilchen, mit der sie vom Magnetfeld beschleunigt wurden. Neutronensterne, deren Jets gerade die Erde treffen, nennen die Astronomen Pulsare. Ihr Strahlenblitz trifft mit der Anzahl ihrer Umdrehung bei uns ein und erzeugt abhängig von der Frequenz, entweder ein Aufleuchten, oder einen Impuls in Radio- oder Röntgenteleskopen. Der erste Radiopulsar wurde 1947 gefunden. Er liegt im Krebsnebel M1 und rotiert 30 mal pro Sekunde. Der schnellste Pulsar, der 1987 gefunden wurde, besitzt eine Periodendauer von 1,6ms und dreht sich damit 625 mal in der Sekunde, um seine Achse.
 

Ein Lehrbuch für die obigen Theorien ist z.Zt die Supernova SN 1987a in der Magellanschen Wolke. Sie kann aus dem Bildmenü aufgerufen werden und ist dort beschrieben.

Astro.GoBlack.de