Der Lebensweg der Sterne

Facharbeit von Jonathan Berg (2017)

1.Einleitung
Nachts, wenn es dunkel ist und man in den Himmel schaut, dann sieht man sie, die Sterne. Doch was genau sind Sterne? Und wo kommen Sterne eigentlich her und wie lange verweilen sie dort wo sie sind? Und meines Ermessens noch viel Interessanter und in dieser Facharbeit am umfangreichsten beantwortete Frage: Was passiert mit ihnen, wenn sie das Ende ihres , wie die Wissenschaftler es nennen, „Sternlebens“ erreicht haben?

Ein Stern kann nicht willkürlich im Universum entstehen. Es müssen bestimmte Bedingungen erfüllt sein um das Entstehen beziehungsweise die Geburt eines Sterns zu ermöglichen. Irgendwo im Weltall, mit Sicherheit auch in diesem Moment, zieht sich eine Gaswolke immer weiter zusammen und es wird ein Stern daraus. Dieser brennt sehr lange und explodiert irgendwann, wenn er groß genug ist.

Sterne existieren in den verschiedensten Größen und Farben. Von kleinen, welche nicht mal die Größe unserer Erde haben, bis große Sterne, die so groß sind, dass man sich ihre Größe kaum vorstellen kann. Sowie Rote, weiße und Blaue. Ebenso fast Farblose.

Und jedem einzelnen Stern weißt man unterschiedlichen Eigenschaften zu. Manche sind heller als andere, aber dafür viel kälter. Andere sind dafür um einiges wärmer, strahlen aber nicht viel Licht aus.

In der Folgenden Facharbeit werden die „Entstehung“, „das Leben“ und „der Tod“ sowie „das Leben danach“ auf astrophysikalischen Grundlagen erläutert. Der Fokus hierbei wird also auf diese vier Geschehnisse von Sternen gelegt.

2. Die Geburt eines Sterns
Während seines Lebens durchlebt ein Stern vier große Phasen. Die „Geburt“, das Leben in seiner „Hauptreihenphase“ und letztendlich seinen „Tod“ und auch ein „Leben danach“. Existenziell beginnt seine Reise in einer riesigen Ansammlung von Gasmolekülen und Partikeln, welche größtenteils Wasserstoff sind, inmitten des Universums. In sogenannten „Wolken“ oder auch „Nebeln“. Woher genau diese Gaswolken beziehungsweise Gasnebel kommen, wird im späteren Teil dieser Facharbeit erläutert.

Es kann jedenfalls passieren, dass, aufgrund der Gravitationskraft der einzelnen Teilchen die aufeinander wirken, zufällig Anhäufungen von Gasen gebildet werden, welche sich durch ihre eigene Anziehungskraft immer näher kommen und weiter und weiter verdichten. Dieser Prozess wird auch „Kontraktion“ genannt. Also wenn sich ein Teil des weit gestreuten Gases eines Nebels  an einer bestimmten Stelle anfängt zu sammeln. Langsam entsteht aus der Gas- und Staubanhäufung eine Art „Protostern“, welcher langsam mehr und mehr wächst, eine anfangs langsame und bis zu einem gewissen Punkt an immer schneller werdende Rotation erfährt und gleichzeitig immer dichter wird. Während dieses Verdichtungsprozesse steigt der Druck und ebenso die Hitze des Gases im Inneren immer weiter an. Dieser Vorgang des Verdichtens währt solange fort, bis eine sogenannte „kritische“ Temperatur erreicht ist.

Es herrscht ein gewaltiger Druck. Sobald diese kritische Temperatur im Inneren des Sterns überschritten wurde fangen an Kernfusionsprozesse im Inneren abzulaufen in denen sich irgendwann Wasserstoffmoleküle so nahe kommen dass sie zu Deuteriumatomen miteinander verschmelzen, welches auch als „schwerer Wasserstoff“ bekannt ist.

2.1 Jeans-Masse und Kriterium
Die Jeans-Masse (siehe Abbildung 1) beschreibt eine charakteristische Grenzmasse. M ist die besagte Jeans Masse, R der Radius, G ist die Gravitationskonstante, T die Temperatur und p der Druck. Eine Gasansammlung, die diese Grenzmasse überschreitet, wird instabil. Sie beginnt zu kollabieren, wenn die Gravitationskraftgrößer wird, als der ihr gegen wirkende, dort herrschende Gasdruck. Die Wolke zieht sich nun immer weiter zusammen, bis ein neuer Gleichgewichtszustand erreicht ist. (siehe 2.1 Hydrostatisches Gleichgewicht)

2.2 Die Coulombbarriere
Bei diesem Prozess werden die Atomkerne so nah an einander gedrückt, dass die Protonen der jeweiligen Kerne so nah aneinander kommen, dass die sogenannte „Coulombbarriere“ (siehe Abbildung 2) durchbrochen wird und somit die „elektromagnetische Wechselwirkung“ nicht mehr wirkt. Die Coulombbarriere beschreibt das Potenzial oder die Energie beziehungsweise die Geschwindigkeit die ein positiv geladenes Teilchen haben muss um in einen ebenfalls positiven Atomkern zu gelangen.

Dieses Potenzial findet seinen Ursprung in der Coulombkraft, welche Aussagen über die Kraft zwischen zwei Punktladungen macht. Die elektromagnetische Wechselwirkung hingegen ist eine der Vier Grundkräfte der Physik und ist im Alltag ebenso leicht erfahrbar wie die Gravitationskraft. Sie ist verantwortlich für die meisten Phänomene wie Licht, Elektrizität und Magnetismus. Zusammen mit der Austauschwechselwirkung bestimmt sie den Aufbau und die Eigenschaften von Atomen, Molekülen und Festkörpern.

Sie sorgt im Prinzip dafür, dass chemische Verbindungen bestehen bleiben und sich gleichgeladene Teilchen abstoßen. Doch werden die bereits erwähnten Atomkerne aufgrund des hohen Drucks und der dort herrschenden Temperaturen im Inneren so nah aneinander gedrückt, sodass die „Abstoßfunktion“ der elektromagnetischen Wechselwirkung für gleichgeladene Teilchen diesem Druck nicht mehr entgegen wirken kann, so wirkt eine neue Kraft.

Die sogenannte „starke Kernkraft“. Nun ziehen sich die Protonen der Atomkerne gegenseitig an und stoßen sich nicht mehr ab. Dies geschieht bei einem Abstand von weniger als 2,5 Fermometer  (1 Fermometer = 10^-15 Meter) zwischen zwei Atomkernen, die mit der benötigten Energie die Coulombbarriere durchbrechen. Das liegt daran, dass die Anziehungskraft der starken Kernkraft oder auch „starke Wechselwirkung“ genannt, der Kraft der elektromagnetischen Wechselwirkung überwiegt.

2.3 Die endgültige Fusion
Treffen nun diese beiden Atomkerne aufeinander sind für einen winzigen Moment lang zwei Protonen zusammen und so verwandelt sich eines der beiden, als Resultat der „schwachen Wechselwirkung“, in ein Neutron. Somit ist aus den zwei Wasserstoffmolekülen ein Deuteriumatom entstanden. Würde nun der gleiche Prozess mit zwei Deuteriumatomen stattfinden, so wäre das Ergebnis einer Fusion zweier solcher Teilchen ein allgemein bekanntes Heliumatom. Man nennt diesen Prozess der Kernfusion  in Sternen „stellare Nukleosynthese“.  Dabei wird Energie frei, die der Stern von sich als Strahlung abgibt, was dieses astronomische Objekt letztendlich zu einem „Stern macht“ und diesen in die „Hauptreihe“ einreiht.

3. Das Leben eines Sterns als Hauptreihenstern
Unter Hauptreihenstern versteht man einen Stern, welcher in der sogenannten „Hauptreihe“ liegt. Diese wird in der Astronomie von Sternen gebildet, die ihre Strahlungsenergie im Inneren durch Wasserstoffbrennen freisetzen. Ein Stern reiht sich in diese Hauptreihe ein, sobald er eine bestimmte Temperatur hat und genügend Strahlung abgibt.

Das Hertzsprung-Russel-Diagramm (siehe 3.2 Hertzsprung-Russel-Diagramm) zeigt eine etwaige Entwicklungsverteilung der Sterne. Wird dazu nun der „Spektraltyp“ eines Sterns gegen die „absolute Helligkeit“ dessen aufgetragen, so lassen sich bei einer genügenden Anzahl von Eintragungen charakteristisch deutliche linienartige Häufungen erkennen, die größte im Zentrum nenn sich die „Hauptreihe“. Im späteren Verlauf seiner Kernfusionsprozesse bestimmt die Masse des Sterns darüber, bis zu welchem Element der Stern seine Kernfusionsprozesse fortsetzt.

Abgesehen von diesen bestimmt die Masse des Sterns ebenfalls seine fortwährende Brenndauer. Beispielsweise die Massereichsten Sterne im Universum verbrauchen ihren gesamten inneren Brennstoff in nur wenigen Hunderttausend Jahren und übertreffen die Strahlungsleistung unserer Sonne um das Hunderttausendfache.

Im Vergleich: Unsere Sonne hat mit einer Brenndauer von momentan 4,6 Milliarden Jahren nicht einmal die Hälfte ihrer maximalen Brenndauer erreicht. Sie soll laut Wissenschaftlichen Berechnungen insgesamt um die 12 Milliarden Jahre lang brennen. Doch nicht nur die Masse hat Aussagen über den Stern. Ebenso von Bedeutung ist der Anteil an schweren Elementen. Neben des Einflusses dieses Anteils auf die Brenndauer, wird bestimmt, ob sich beispielsweise Magnetfelder bilden können oder wie stark der sogenannte „Sternwind“ wird.

Ein Sternwind ist ein Strom aus Materie der von der Oberfläche eines Sterns ausgeht. Durch das Abstoßen dieser Materie aufgrund von Magnetfeldern verliert der Stern an Masse. Alles in allem bestimmt ein Monotoner Ablauf eine ganze Zeit lang das Leben eines Sterns. Es finden Kernfusionsprozesse statt, der Stern strahlt diese größtenteils in Form von Wärme aus und es werden in unregelmäßigen Abständen Sternwinde ins All gestoßen. Doch wie lange ein Stern in dieser Hauptreihenphase bestehen bleibt, hängt ganz von seiner Masse ab. Massereichere Sterne verweilen als solche meist nur ein paar Millionen Jahre. Sterne mit vergleichsweise viel weniger Masse können mehrere Billionen Jahre bestehen.

3.1 Das Hydrostatische Gleichgewicht
Aufgrund der Masse müsste der Stern in der Theorie in sich zusammenfallen. Doch im Wesentlichen ist der Stern in einem „Hydrostatischen Gleichgewicht“, was verhindert, dass der Stern kollabiert und somit in sich zusammenfällt. Das Hydrostatische Gleichgewicht beschreibt einen stationären Gleichgewichtszustand von Sternen. Sterne sind Gasbälle, die einer Vielzahl von Kräften unterliegen.

Ein „Druck“ beschreibt in der Physik eine Kraft, welche auf eine Fläche wirkt. Und somit kann man dies sehr gut in eine Gleichung bringen, in der die einzelnen Druckkomponenten  in einer sogenannte „Druckbilanz“ zusammengefasst wurden. Aufgrund der bestimmten Masse und des Eigengewichts eines Sterns wirkt auf ihn die Gravitationskraft, welche auf sein Zentrum, also seinen Schwerpunkt, radial nach innen gerichtet ist. Durch die Anfangs bereits erwähnte Rotation des Sterns wirkt auf ihn eine, von der Drehachse aus, nach außen gerichtete Zentrifugalkraft oder auch Trägheit. Sie ist sehr schwach an den Polen, aber dafür sehr stark am Äquator des Sterns. Aus dieser Kraft resultiert eine nicht zu 100% runde Form des Sterns.

Der Stern ist mehr „Oblaten-förmig“. Sterne sind durch Brennprozesse charakterisiert, welche im Inneren ablaufen. Durch diese thermonuklearen Kernfusionsprozesse wird Strahlung in Form von „Photonen“ freigesetzt. Photonen sind nichts anderes als masselose Strahlungsteilchen. Diese bewegen sich durch das Innere des Sterns  von innen nach Außen und geben auf ihrer Reise Energie ab und nehmen Energie auf. Ein sogenannter Strahlungstransport. Auf das Auftreffen der Photonen auf Fläche oder andere Objekte wird ein Strahlungsdruck erzeugt. Oder alternativ auch „radioaktiver Druck“. Da der Stern auch eine gewisse Temperatur besitzt weißt er entsprechend der „Zustandsgleichung“ der Gase einen bestimmten Gasdruck auf, welcher entgegen gesetzt der Gravitation wirkt.

Die Zustandsgleichung ist ein thermodynamischer Zusammenhang zwischen thermodynamischen Zustandsgrößen wie: der Temperatur T, dem Druck p und der Dichte ρ für „ideale Gase“, welche Gase sind, die nur aus Teilchen bestehen, welche kaum mit einander in Wechselwirkung stehen. Außer elastischen Stößen (was im Prinzip einfach nur heißt, dass die Gasteilchen bei gegenseitiger Berührung lediglich sanft voneinander abprallen). Dies ist die letzte wesentliche Komponente um das Hydrostatische Gleichgewicht auszuformulieren.

Ein Stern als Ganzes ist dauerhaft diesem Gleichgewicht ausgesetzt. Doch trotz all dem unterliegt er ständigen Zustandsänderungen, um dieses  Gleichgewicht permanent aufrecht zu erhalten.

Unter strengerer Betrachtung sind alle Sterne „Veränderliche“. Das bedeutet so viel wie, dass alle Sterne im Laufe ihres Lebens einer Helligkeitsveränderung unterliegen. Doch dieser Begriff ist nur bei sehr großen Änderung der „ stellaren Zustandsgrößen“ ein geläufiger Terminus. Darunter versteht man die Kenngröße, die einen Stern charakterisiert. Die wichtigsten stellaren Zustandsgrößen sind: Masse, Leuchtkraft, Spektraltyp, Radius, Zentraltemperatur, Rotation, mittleres Magnetfeld, mittlere Dichte, chemische Zusammensetzung, Helligkeit, das Alter ab dem Zeitpunkt an dem ein Stern sich in die Hauptreihe eingereiht hat und die Geschwindigkeit der Sternwinde.

3.2. Das Hertzsprung-Russel-Diagramm
Benannt nach Henry Norris Russell, welcher auf Einar Herzsprungs Arbeiten, seine eigenen aufgebaut hat. Wie in bereits erwähnt zeigt das Hertzsprung-Russel-Diagramm die etwaige Entwicklungsverteilung der Sterne in Abhängigkeit von Spektraltyp und absoluter Helligkeit. Betrachtet man nun dieses Diagramm so sind auf der x-Achse die Spektraltypen gegen die, auf der y-Achse liegende, absolute Helligkeit aufgetragen. Zu beachten ist auch, dass auf der Hauptreihe die Sterne nach links oben an Größe zunehmen und nach rechts unten kleiner werden.

3.2.1 Die Spektraltypen
Die Spektraltypen oder auch Spektralklassen genannt, ordnen Sterne nach dem Aussehen ihres Lichtspektrums. Man Beachte die Reihenfolge der Buchstaben: O-B-A-F-G-K-M wobei die Temperatur von links nach rechts stetig abnimmt. Die „O-Sterne“ sind die heißesten uns bekannten Sternen mit Außentemperaturen von bis zu 50.000 Kelvin und Strahlen ein bläuliches/blaues Licht aus. Von diesen O-Sternen aus reicht das Diagramm auf der Achse der Spektraltypen über die „F-Sterne“, welche gelbliches/gelbes Licht ausstrahlen und Temperaturen von 6000 – 7600 K aufweisen, bis zu den „M-Sternen“, welche sich in „frühe“- und „kühle M-Sterne“ unterteilen.

Diese Sterne geben rötliches Licht ab und haben eine Temperatur von lediglich 3000 – 3500 Kelvin, da bläuliches/blaues Licht mehr Energie und kürzere Wellenlängen hat als das rötliches/rotes Licht. Das liegt daran, dass die Lichtteilchen durch die kürzeren Wellen schneller schwingen und somit mehr Energie besitzen.  Gelbliches/gelbes Licht (wie das unserer Sonne) liegt im mittleren Bereich dieses Vergleiches/Veranschaulichung.

3.2.2 Die absolute Helligkeit von Sternen
Mit der absoluten Helligkeit ist eine Hilfsgröße, die in der Astronomie ihre Verwendung findet, gemeint. Sie wird gebraucht, um die tatsächliche Helligkeit oder Leuchtkraft von verschiedenen astronomischen Objekten vergleichen zu können. Das Licht, was wir mit unserem Auge von Sternen wahrnehmen, wenn wir in einen klaren Nachthimmel blicken, ist lediglich seine „scheinbare Helligkeit“. Um nun diese tatsächliche oder viel mehr „absolute Helligkeit“ zu bestimmen greift man auf den Gebrauch einer einheitlichen Entfernung zurück. Diese Entfernung beträgt 10 Parsec.

Umgerechnet sind das 32,6 Lichtjahre (Ein Lichtjahr sind etwa 9500000000000 km oder auch 9,5 Billionen km). Misst man nun die Helligkeit (relative Helligkeit in diesem Falle genannt) aus dieser Entfernung, so entspricht sie der absoluten Helligkeit. Also sie sagt aus, wie Hell genau der Körper leuchtet.

3.3 Die letzten Brennphasen und das Ende von Sternen verschiedener Massenklassen
Erreicht der Stern eine ausreichend hohe Temperatur und einen ebenfalls hohen Druck im Inneren , fangen die durch Wasserstoffbrennen entstandenen Heliumkerne im Kern des Sterns an miteinander zu verschmelzen. Das sogenannte „Heliumbrennen“ setzt ein. Doch das Wasserstoffbrennen setzt während dieses Ereignisses nicht aus. Es währt lediglich in einer Schale um den brennenden Heliumkern fort.

Darauf folgt, dass der Stern anfängt, die Hauptreihe laut des Hertzsprung-Russel-Diagramms zu verlassen. Um in das Stadium des Heliumbrennens zu gelangen muss der Stern jedoch eine gewisse Masse vorweisen. Nur Sterne mit einer Masse von mindestens 0,25 „Sonnenmassen“ (Unsere Sonne hat genau 1 Sonnenmasse) sind in der Lage ein Heliumbrennen zu zünden.

Sterne mit weniger als 0,25 Sonnenmassen glühen nach dem Wasserstoffbrennen einfach aus. Sterne mit weniger als 2,3 Sonnenmassen bezeichnet man als „massearm“ und Sterne mit mehr als 2,3 Sonnenmassen werden als „massereich“ beschrieben. Die weitere Entwicklung von massearmen und massereichen Sternen wird von wesentlichen Unterschieden geprägt.

3.3.1 Massearme Sterne bis zu 0,25 Sonnenmassen
Nachdem das Wasserstoffbrennen beendet ist sinkt nun der Strahlungsdruck., der von diesem Vorgang ausging. Dies liegt daran, dass der gesamte Wasserstoff verbraucht. Dadurch wird der Stern aus seinem hydrostatischen Gleichgewicht gebracht, da nun der fehlende Strahlungsdruck mit dem Gasdruck der Gravitation nicht mehr entgegen wirken kann.. Der Stern beginnt zu schrumpfen, da nun die Gravitation als vorherrschende Kraft die Masse des Sterns beeinflusst. Die Hülle nähert sich nun immer näher dem Kern, der Druck erhöht sich und aufgrund der Gasgesetze (Je  mehr Druck auf einem Gas liegt, desto heißer und Dichter wird es) steigen im Inneren Temperatur und Dichte.

Dieser Prozess, dass sich die Sternhülle ihrem Kern nähert, die Temperatur sowie die Dichte im Inneren daraufhin ansteigen und es somit ermöglichen, dass weitere Kernfusionsprozesse mit schwereren Elementen stattfinden können, nennt man im allgemeinen „Schalenbrennen“. Hätte der Stern jetzt genügend Masse würde aufgrund der hohen Temperatur das Heliumbrennen zünden.

Aber dies ist nicht der Fall. Der Stern endet als ein „weißer Zwerg“, welcher anfangs eine hohe Oberflächentemperatur aufweist, aber in seinem späteren Verlauf abkühlt und als „schwarzer Zwerg“ endet. Doch aufgrund des Alters unseres Universums von 13,7 Milliarden Jahren, kann es noch gar nicht dazu gekommen sein, dass ein weißer Zwerg so stark abgekühlt ist (auf unter 5 Kelvin) und keinerlei Wärmestrahlung oder sichtbares Licht mehr abgibt.

Ebenso kann es passieren, dass wenn ein weißer Zwerg sich in einem Doppelsternsystem befindet (Ein System indem sich zwei Sterne befinden) und der andere Stern in der Phase eines roten Riesen ist (siehe 2.3.2 Massearme Sterne zwischen 0,25 und 2,3 Sonnenmassen), er durch seine unglaublich starke Gravitation anfängt, Masse des roten Riesen anzuziehen. Das kann dazu führen, dass der weiße Zwerg an sehr viel Masse gewinnt. Überschreitet diese Masse nun die sogenannte „Chandrasekhar-Grenze“ ( Massengrenze weißer Zwerge, die, wenn sie überschritten wird, einen weißen Zwerg dazu zwingen weiter zu kollabieren und zu explodieren, siehe Abbildung 4) endet der Stern in einer Supernova. In diesem Falle in einer Supernova-Typ Ia.

3.3.2 Massearme Sterne zwischen 0,25 und 2,3 Sonnenmassen
Nach dem Schalenbrennen und dem Einsetzen des Heliumbrennens kommt es zu fatalen Folgen und der Leistungsumsatz im Zentrum eines Sterns kann um das 100-Milliarden-Fache der heutigen Sonnenleistung ansteigen ohne irgendwelchen äußerlichen Veränderungen hervorzurufen. Dieses Ereignis nennt man einen „Heliumflash“. Nach einiger Zeit stabilisiert sich nun das Heliumbrennen.  Des Weiteren findet in einer Schale um den Heliumkern das Wasserstoffbrennen statt.

Doch durch den rapiden Leistungs- und Temperaturanstieg fängt der Stern an sich aufzublähen und erreicht einen typischen Durchmesser, welcher hundertmal größer sind als der, unserer Sonne (Ihr wird in etwa 8 Milliarden Jahren das gleiche Schicksal ereilen). Gleichzeitig nimmt die Oberflächentemperatur ab und das Strahlungsspektrum verschiebt sich in das rötliche nach K0 – M5 (siehe: 3.2). Ein roter Riese ist geboren. Rote Riesen sind Sterne mit einer hohen absoluten Helligkeit.

Was dazu führt, dass sie im Hertzsprung-Russel-Diagramm in der Skala für absolute Helligkeit in den oberen Bereich wandern. Das Wasserstoffbrennen ist nun erloschen und im Inneren wird es noch heißer. Heliumkerne beginnen miteinander zu verschmelzen. Es entsteht Kohlenstoff. Rote Riesen, die aus einem Stern mit einer Sonnenmasse von 0,25 -1,2 entstehen, enden nach weiteren Jahrmillionen Heliumbrennens als weißer Zwerg. Welcher letztendlich zu einem schwarzen Zwerg abkühlt (siehe 2.3.1 massearme Sterne bis 0,25 Sonnenmassen).

3.3.3 Massereiche Sterne zwischen 2,3 und 8 Sonnenmassen
Nach dem Schalen- , Wasserstoff- und Heliumbrennen, erreichen diese Sterne das Stadium des Kohlenstoffbrennens. Bei diesem Brennvorgang können Elemente bis Eisen entstehen. Doch versucht nun der Stern Eisen zu fusionieren, gewinnt er durch eine solche Fusion keine Energie mehr. Es findet kein Brennvorgang mehr statt.

Des Weiteren macht sich ein Masseverlust bemerkbar durch das Ausstoßen von Sternwinden und (beziehungsweise oder) der Bildung von „planetarischen Nebeln“. Diese entstehen, wenn ein Stern sich aufbläht, da er zu heißt wird und sich somit wieder abkühlt, da er sich aufgebläht hat. Durch den rapiden Temperaturanstieg durch einen Heliumflash bläht sich der Stern auf, da eine Menge Energie frei wird. Doch weil er sich nun eben aufbläht, verliert er an Oberflächentemperatur und kühlt somit wieder ab.

Da die Heliumfusion sehr Temperatur empfindlich ist, kann es passieren, dass durch diesen Temperaturwechsel ein Impuls frei gesetzt wird. Durch diesen Impuls wirft der Stern seine äußerste Hülle in den Weltraum ab. Und diese Hülle ist nun ein planetarischer Nebel. Er expandiert mit einer relativ niedrigen Geschwindigkeit von nur 20 – 50 km pro Sekunde. In solch einem Nebel können sich neue Sterne bilden. Durch diesen Masseverlust gerät der Stern unter die kritische Grenze für eine Supernova-Explosion und endet letztendlich auch als ein weißer Zwerg.

3.3.4 Massereiche Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen
Nach dem der Stern während seines Lebens größtenteils in der Hauptreihe alle Thermonuklearen Brennstoffzyklen durchlaufen hat, hat sich im Inneren, nach dem „Siliciumbrennen“ ein Kern aus Eisen gebildet, aus dem der Stern keinerlei Energie durch Fusion gewinnen kann.

Das hydrostatische Gleichgewicht des Sterns ist gestört. Der Strahlungsdruck, sowie der Gasdruck, welcher sich über den bereits erwähnten Strahlungstransport (siehe 2.1 Das Hydrostatische Gleichgewicht) an den Strahlungsdruck anschließt, sinkt rapide ab. Dies führt zugunsten der Gravitation dazu, dass die Äußere Sternhülle auf den Eisenkern auftrifft (Gravitationskollaps). Durch die unfassbar starke Gravitationskraft, die nun auf den Eisenkern wirkt und aufgrund der auf diesen aufschlagende Außensternhülle, verdichtet sich dieser extrem. Die Hülle prallt, nachdem sie auf den Kern auftrifft ab und wird in den Weltraum geschleudert (Rebounce).

Dieses Geschehnis einer einer solchen abgestoßenen Hülle nennt man eine „Supernova-Typ II“. Diese Supernova ist für mehrere Sekunden so Hell wie eine gesamte Galaxie. Der Kern bleibt hierbei als kleine Kugel mit einem Durchmesser von nur noch 20 – 30 km zurück.

4. Supernova-Typ II-Überreste
Nach einer Supernova-Typ II verbleibt der bereits bei 2.3.4 beschriebene, 20 – 30 km Durchmesser große Kern aus Eisen. Doch dieser Zustand hält nur einen Bruchteil von Sekunden an, da auf diesen Kern immer noch unvorstellbar große Gravitationskräfte wirken. Diese zwingen ihn dazu weiter zu kollabieren.

4.1 Entstehung eines Neutronensterns
Durch die auf ihn eingestürzte Hülle und seiner eigenen „übermächtigen“ Gravitation, hat sich der Kern extrem stark erhitzt (auf das 10000-fache). Durch diese Temperaturen wird Strahlung abgegeben (größtenteils Röntgenstrahlung). Es wird durch die dabei entstehende Energie eine „Photodesintegration“ der Eisen-Atomkerne in Neutronen und Protonen hervorgerufen. Eine Photodesintegration beschreibt den Vorgang, bei dem ein Photon (Ein masseloses Lichtteilchen) unter hohem Energieeinfluss einen Atomkern in zwei Tochterkerne spaltet. Außerdem findet ein Elektroneneinfang der Elektronen von den Protonen statt. Der Elektroneneinfang ist eine Art der Radioaktivität. Hierbei wandelt sich ein Atomkern in einen stabileren um. Elektronen werden von den Außenschalen ins Innere des Kerns gezogen, da sie durch den hohen Druck den Protonen immer näher kommen.

Nun existieren im Sterninneren hauptsächlich Neutronen aufgrund der Photodesintegration und des Elektroneneinfangs. Der Kern schrumpft weiter. Solange bis die Neutronen einen gewissen „Entartungsdruck“ aufbauen. Der Entartungsdruck ist ein Druck, der verhindert, dass sich zwei gleiche Fermionen (in diesem Falle Neutronen) an derselben Stelle befinden. Kommen die Neutronen sich nun so nah, dass sie kurz davor sind an derselben Stelle zu sein, baut sich dieser Entartungsdruck auf, um der Gravitation entgegen zu wirken. Ab diesem Moment hört der Stern schlagartig auf zu schrumpfen.

Aus dem Kern ist ein Neutronenstern geworden. Neutronensterne sind extrem dichte und kleine Himmelskörper. Sie haben im Durchschnitt einen Durchmesser von 10 – 20 km und zum Vergleich ihrer Dichte: Ein Teelöffel eines durchschnittlich dichtem Neutronensterns, wiegt auf unserer Erde etwa 20 Millionen Tonnen. (Damit ein Neutronenstern auf diese Weise entstehen kann, muss der Eisenkern nach der Supernova-Explosion eine Masse zwischen 1,4 – 2,0 Sonnenmassen haben)

4.2 Die Entstehung eines Schwarzen Loches
Hat ein, nach einer Supernova-Explosion zurückgebliebener, Eisenkern eine Masse von mehr als 2 Sonnenmassen, so erfährt er einen noch viel mächtigeren Gravitationskollaps als es ein Neutronenstern tut. Die Gravitation steigt schneller an, als der Entartungsdruck der Neutronen. Die Dichte des Körpers wächst nun über alle Grenzen hinaus. Körper eines solchen Ausmaßes krümmen die Raumzeit um sich herum so stark, dass man wahrlich von einem „Loch“ im Weltraum sprechen kann. Genau genommen nennt man solche Objekte „Singularitäten“. Es ist ein Objekt unendlicher Dichte entstanden. Ein sogenanntes „schwarzes Loch“. Seine Gravitation ist so stark, dass keinerlei Informationen vom Inneren mehr nach außen dringen können. Nicht einmal das Licht (weshalb es schwarz ist und somit auch seinen Namen bekam).

5. Fazit
Abschließend kann man sagen, dass der Lebensweg eines Sterns ein höchst komplizierter, physikalischer Ablauf ist. Alles hat seinen Anfang in einem Gasnebel im Weltraum. Nachdem die Jeans-Massengrenze überschritten wurde und durch Kontraktion des Gases ein Protostern entsteht, muss sich dieser durch weitere Kontraktion erhitzen, damit die einzelnen Protonen der Atomkerne genug Energie erhalten um durch die Coulombbarriere dringen können. Somit zündet im Inneren des Sterns das Wasserstoffbrennen und es wird Strahlung abgegeben. An diesem Punkt ist er im Inbegriff ein Stern zu sein und reiht sich in die Hauptreihe ein. Der weitere Ablauf gestaltet sich eine ganze Zeit lang sehr eintönig, da dieser hauptsächlich aus stellarer Nukleosynthese besteht. Diese kann von Stern zu Stern variieren.

Die Masse eines Sterns bestimmt, bis zu welchem Element in seinem Inneren fusioniert wird. Je weiter vorangeschritten der Stern in der stellaren Nukleosynthese ist, desto kürze werden die Abstände zwischen den Brennstoffzyklen. Manche Sterne erlöschen nach dem Wasserstoffbrennen, welches mehrere Milliarden Jahre andauert. Andere erst nach der zweiten Stufe dem Heliumbrennen, das, nach dem Wasserstoffbrennen nur einige Hundert Millionen Jahre währt.

Andere Sterne jedoch treiben diesen Zyklus bis zum Siliciumbrennen fort, bei dem Eisen entsteht. Das Siliciumbrennen, die Fusion von Silicium zu Eisen, nimmt nur wenige Stunden bis Tage in Anspruch. Das weitere Leben nach dem Leben in der Hauptreihe ist erneut von der Masse des Sterns abhängig. Massearme Sterne erlöschen lediglich und bleiben als relativ kühler, schwarzer Zwerg zurück. Andere werden Opfer ihrer eigenen Gravitation, da der Gasdruck im Inneren absinkt, weil sie aus Eisen keine Energie mehr gewinnen können.

Aufgrund ihrer gewaltigen Masse und enden als ein extrem dichter Neutronenstern oder sogar als ein schwarzes Loch, welches eine so starke Gravitationskraft besitzt, dass nicht einmal das Licht dieser entfliehen kann.

6. Reflexion
Im Rahmen meiner Facharbeit habe ich mich in meiner Schreibzeit ausschließlich mit Astrophysik und den, meinem Thema zugehörigen, Unterthemen wie der Thermodynamik und der Chemie beschäftigt. Anfangs griff ich als Informationsquelle auf Videos im Internet zurück. Schnell habe ich gemerkt, dass dies sehr Ineffektiv ist um sich Informationen zu beschaffen und bin somit auf Internet Recherche umgestiegen.

Viele Ereignisse, die aufgrund mehreren verschiedenen physikalischen Gesetzen basierten, waren erstmals schwer zu Verstehen und es hat oft Stunden gedauert um ein Prinzip oder ein Geschehnis einigermaßen nachvollziehen zu können. Am Anfang war dies auch sehr frustrierend und ich musste Schreibpausen von mehreren Stunden machen, da ich durch das Aneignen vieler Dinge ziemlich schnell Kopfschmerzen bekam. Doch dies pendelte sich nach zwei Tagen relativ gut ein und ich begann mit voller Konzentration zu arbeiten. Dieser Zustand hielt glücklicherweise bis zum Ende an.

Im Hinblick auf die letzte Woche kann ich sagen, dass ich mit meiner Arbeit zufrieden bin.  Obwohl ich erst eine Woche vor Abgabe mit dem Schreiben begonnen habe, verlief dies sehr stressfrei. Ich habe viel gelernt und es hat sehr viel Spaß gemacht, obwohl ich meine komplette Freizeit und damit meine ich 6 bis 7 Stunden am Tag, in diese Facharbeit investieren musste.

Internetverzeichnis

Zuletzt aufgerufen am  27 März, 2017:

Internetseiten:
www1: https://de.wikipedia.org/wiki/Sternentstehung
www2: https://de.wikipedia.org/wiki/Deuterium
www3: https://de.wikipedia.org/wiki/Elektromagnetische_Wechselwirkung
www4: http://www.u-helmich.de/che/EF/atom/atombau05.html
www5: http://www.leifiphysik.de/kern-teilchenphysik/teilchenphysik/die-vier-fundamentalen-wechselwirkungen
www6: https://de.wikipedia.org/wiki/Kernfusion
www7: http://www.spektrum.de/lexikon/astronomie/schwache-wechselwirkung/426
www8: https://astro.uni-bonn.de/~deboer/praktikant/sternent.html

YouTube-Videos:
ytb1: https://www.youtube.com/watch?v=29jEyEo7–w
ytb2: https://www.youtube.com/watch?v=DNtBCwXuvJI
ytb3: https://www.youtube.com/watch?v=mErG5Em3uE0
ytb4: https://www.youtube.com/watch?v=Ufcvulw-o6c
ytb5: https://www.youtube.com/watch?v=Ufcvulw-o6c

Zuletzt aufgerufen am 28 März, 2017:

Internetseiten:
www9: https://de.wikipedia.org/wiki/Stern#Sternentwicklung
www10: http://www.n-tv.de/mediathek/bilderserien/wissen/Wenn-Sterne-sterben-article11578871.html
www11: https://de.wikipedia.org/wiki/Nukleosynthese
www12: http://www.hs.uni-hamburg.de/jliske/teaching/eaaI/2016_1/eaaI_13.pdf
www13: https://de.wikipedia.org/wiki/Hydrostatisches_Gleichgewicht
www14: http://www.spektrum.de/lexikon/astronomie/veraenderliche/511
www15: http://www.spektrum.de/lexikon/astronomie/zustandsgroesse/547
www16: http://www.swr.de/blog/1000antworten/antwort/16474/warum-gilt-rotes-licht-als-warm-obwohl-es-doch-energiearmer-ist-als-blaues/
www17: http://lexikon.astronomie.info/hrd/
www18: https://de.wikipedia.org/wiki/Sternwind#Einfluss_auf_die_Entwicklung_des_Sterns
www19: https://de.wikipedia.org/wiki/Standardstern
www20: https://de.wikipedia.org/wiki/Scheinbare_Helligkeit
www21: https://de.wikipedia.org/wiki/Stern#Sp.C3.A4tstadien

Zuletzt aufgerufen am 29 März, 2017:

Internetseiten:
www22: https://de.wikipedia.org/wiki/Sonne#Roter_Riese
www23: https://de.wikipedia.org/wiki/Schwarzer_Zwerg
www24: https://de.wikipedia.org/wiki/Schalenbrennen
www25: https://de.wikipedia.org/wiki/Stern#Sp.C3.A4tstadien
www26: https://de.wikipedia.org/wiki/Sonne#Roter_Riese
www27: https://de.wikipedia.org/wiki/Roter_Riese
www28: https://de.wikipedia.org/wiki/Supernova
www29: https://de.wikipedia.org/wiki/Neutronenstern#Entstehung
www30: https://de.wikipedia.org/wiki/Entartete_Materie
www31: http://www.spektrum.de/lexikon/astronomie/hydrostatisches-gleichgewicht/191

YouTube-Videos:

ytb6: https://www.youtube.com/watch?v=izLpG2DjsR4

Zuletzt aufgerufen am 30 März, 2017:

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www32: http://www.spektrum.de/lexikon/astronomie/neutronenstern/311
www33: http://www.physi.uni-heidelberg.de/~eisele/physikb/sternentwicklung.pdf
www34: https://de.wikipedia.org/wiki/Starke_Wechselwirkung
www35: https://de.wikipedia.org/wiki/Meter#fm
www36: http://www.spektrum.de/lexikon/astronomie/gravitationskollaps/152
www37: http://www.spektrum.de/lexikon/astronomie/jeans-masse/209
www38: http://www.spektrum.de/lexikon/astronomie/yso/540
www39: https://de.wikipedia.org/wiki/Photodesintegration
www40: https://de.wikipedia.org/wiki/Photon
www41: https://de.wikipedia.org/wiki/Neutronenstern#Entstehung
www42: https://de.wikipedia.org/wiki/Chandrasekhar-Grenze
www43: https://de.wikipedia.org/wiki/Schwarzes_Loch

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