Sternentstehung und Entwicklung

Ein Stern durchläuft in seiner Entstehung und Entwicklung eine ganze Reihe von Stadien:

Verdichtung:
Normalerweise ist die Dichte im Weltall mit etwa einem Atom pro cm³ viel zu gering, um sich durch Eigengravitation zu verdichten.
Es gibt jedoch Nebel und ähnliche Gebilde, in denen die mittlere Dichte wesentlich größer ist (z. B. der Orionnebel). Durch die Schockwelle von Supernovaexplosionen verdichten sich nun Teile der Nebel zu immer dichteren Materieansammlungen.
Darauf kollabiert die Ansammlung immer schneller und um den entstehenden Protostern bildet sich eine drehende Scheibe. Aus dieser kann ein Planetensystem hervorgehen.

Protostern:
Es dauert etwa 100.000 Jahre bis der anfangs noch mit 16 Kelvin ( = -257° C) kalte Protostern eine Dichte von 10 bis 100 Milliarden Moleküle pro cm³ erreicht. Die dabei entstehende Wärme wird auf den umliegenden Staub abgeführt, so dass die Temperatur zunächst noch stagniert.
Der Stern hat in diesem Stadium noch eine sehr große Ausdehnung von 1000 AE und im Vergleich dazu nur eine sehr geringe Masse von 10 Sonnen.

Entzündung:
Doch bei einer Dichte von über 100 Milliarden Molekülen pro cm³ versagt der Kühlungsprozess und die Wasserstoffmoleküle werden zu atomarem Wasserstoff gespalten. Doch der eigentliche Fusionsprozess beginnt erst ab einer Temperatur von 10 Millionen Kelvin.
Bei diesem Prozess verschmelzen vier Wasserstoffatomkerne zu einem einzigen Heliumkern. Dabei werden riesige Mengen von Energie frei. Auf der Erde gelang uns dieser Vorgang erst am 1. November 1952, als auf Eniwetok die erste Wasserstoffbombe gezündet wurde.

Hauptreihenstern:
Sobald die Kernfusion in Gang gekommen ist, gleichen sich innerer Gas- und Strahlungsdruck und die Eigengravitation aus. Die Größe und Temperatur bleiben etwa 2 Millionen bis 20 Milliarden Jahre stabil. Dies hängt von der Masse des Sterns ab. Je massereicher, desto schneller verschwindet der Stern wieder von der Hauptreihe. Beruhigenderweise ist unsere Sonne eine der kleineren Sterne. Jedoch wird auch ihr in ca. 5,5 Milliarden Jahren der Wasserstoff zum größten Teil zu Helium "verbrannt" sein. Geschieht das in einem Stern, so kann nicht mehr genügend Hitze erzeugt werden, und das Gleichgewicht aus Gravitation und Gasdruck verliert an Bestand - Der Stern kollabiert.

Roter Riese:
Dadurch erhitzt sich das Sterneninnere jedoch wieder und erreicht Temperaturen von über 100 Millionen Kelvin. So entsteht ein erneuter Kernprozess. Dabei werden nun das Helium zu Kohlenstoff und noch schwereren Elementen verbrannt. Bei Eisen ist dann aber Schluss, da noch größere Atome weniger Energie abgeben als sie verschlingen.
Dabei bläht sich der Stern immer weiter auf und erhöht seine Leuchtkraft um etwa das 1.000- bis 10.000-fache, bis er zum Roten Überriesen wird.

Supernova:
Es gibt Grundsätzlich zwei Arten von Supernovae. Die des Typs 1 bezieht sich ausschließlich auf weiße Zwergsterne und wird weiter unten erklärt. Die Sonne ereilt beispielsweise vorerst keine Supernova.
Aus Supernovae des Typs 2 gehen ausschließlich Neutronensterne oder Schwarze Löcher hervor.
Da die weitere Fusion von Eisen keine weitere Energie mehr bringt, kollabiert der Rote Überriese. Dadurch wird ein letztes mal sehr viel Energie freigesetzt, so dass die äußeren Schichten des Sterns weggeschleudert werden. Die absolute Helligkeit steigt dabei schlagartig um -12m bis -13,5m an.

Nun gibt es 3 verschiedene Möglichkeiten, wie ein Stern enden kann:


 

unter 1,4 facher Sonnenmasse

weißer Zwerg

Solange ein Roter Riese eine Masse von weniger als dem 1,4 fachen der Sonne hat, verliert er seine Außenhülle, ohne dass eine Supernova stattfindet. 
Zurück bleibt ein Erdgroßer weißer Zwerg mit schwereren Elementen wie Kohlenstoff und Eisen und nur sehr wenig oder keinem Wasserstoff. 
Durch die thermische Energie kann aber bis zu 10 Milliarden Jahre lang eine Oberflächentemperatur von 10.000 Millionen Kelvin aufrechterhalten werden. 
Trotzdem haben sie, aufgrund ihrer geringen Größe nur eine absolute Helligkeit von 8m bis 16m. 
 


schwarzer Zwerg

Aber auch die thermische Energie eines weißen Zwerges geht irgendwann mal auch zuneige. Der Stern kühlt ab und wird zu einem Körper aus kaltem, entartetem Gas. Schwarze Zwerge konnten noch nicht direkt nachgewiesen werden, die Wahrscheinlichkeit ihrer Existenz ist jedoch sehr hoch. 
 

Supernovae des Typs 1

Ein weiteres Ende für einen weißen Zwergstern ist die Explosion in einer Supernova des Typs 1
Dies ist aber nur möglich, wenn er einen Doppelsternbegleiter hat. 
In diesem Fall kann es passieren, dass Materie vom Begleiter auf den weißen Zwerg überströmt. Dadurch entzündet sich der Kohlenstoff unter extrem entarteten Bedingungen. Gewaltige Energiemengen werden frei, so dass der Stern völlig explodiert (thermonukleare Zerstörung). 
Der Begleitstern wird dabei weggeschleudert und macht sich selbstständig.

unter 3,2 facher Sonnenmasse

Neutronenstern

Wenn ein Stern nach einer Supernova eine größere Masse als 1,4, jedoch eine geringere als 3,2 hat, dann wird er zu einem Neutronenstern
Er ist nur etwa 20 bis 24 km groß und hat demzufolge auch eine sehr große Entweichgeschwindigkeit
Beim Kollaps des Sterns war der Druck dabei so stark, dass die Atome in der gewöhnlichen Form nicht mehr vorkommen. Die die Protonen und Neutronen umkreisenden Elektronen wurden in die Protonen "hineingeschoben", so dass sie ein reines Neutronengas bilden, welches sehr dicht zusammengedrückt werden kann. 
Ummantelt ist ein Neutronenstern für gewöhnlich von einer mehrere hundert Meter dicken Eisenkruste. Diese ist rund eine Million mal härter als gewöhnlicher Stahl auf der Erde. 
Neutronensterne haben am Anfang eine Kerntemperatur von über 100 Milliarden Kelvin, welche aber schon nach etwa einer Million Jahren auf zehn Millionen Kelvin abgekühlt. 
Die Leuchtkraft ist noch um einiges geringer als die eines weißen Zwerges.

über 3,2 facher Sonnenmasse

Schwarzes Loch

Eines der aufregendsten Objekte der modernen Astronomie ist die Theorie der Schwarzen Löcher. Diese entstehen, wenn ein Stern am Ende seines Lebens nach einem Supernovaausbruch noch eine Masse von über 3,2 Sonnen besitzt. 
Dabei fällt der Stern immer weiter in sich zusammen, so dass er eine Grenze passiert, die Schwarzschild- Radius genannt wird. Sobald ein Stern diesen unterschritten hat (für die Sonne wären es 2,5 km), bildet sich der Ereignishorizont. Dieser ist sozusagen eine magische Grenze. Alle Ereignisse, die innerhalb dieses Horizontes geschehen, können von der Außenwelt (also dem gesamten restlichen Universum) nicht wahrgenommen werden. Genauso verhält es sich auch andersherum. 
Dieser Effekt rührt daher, dass der Weg von Lichtstrahlen, wie der von Materie, von Gravitationsquellen gekrümmt wird. Und zwar je näher, desto stärker. Das heißt, solange ein Lichtstrahl nur nahe an den Ereignishorizont herankommt, ändert sich nur mehr oder weniger stark die Richtung. 
Fliegt er nun aber hinein, wird er nun auf eine Kreisbahn gezwungen und kann den Horizont nie wieder verlassen. 
Daher kann man ein Schwarzes Loch auch nicht sehen,  und daher hat es auch seinen Namen.
Mit Materie ist es ähnlich, denn auch sie fällt unweigerlich auf das Loch zu, da Materie auch nicht schneller als Licht fliegen kann.
Der kollabierte Stern fällt aber unweigerlich weiter zusammen und endet mit einer Singularität.
Das ist ein Körper mit unendlich großer Dichte auf unendlich kleinem Raum.
Am Ende haben Schwarze Löcher höchstens noch 3 Eigenschaften: 
Masse, Drehimpuls und elektrische Ladung. 
Jede weitere Materie oder Energie, die ins Schwarze Loch fällt, verliert unweigerlich seine Informationen und Eigenschaften und nimmt nur diese 3 Werte an. 
Die Naturgesetze sind in Schwarzen Löchern nicht mehr gültig. So wird zum Beispiel die Gravitation in Fliehkraft umgewandelt.
Laut Theorie könnten Schwarze Löcher auch Wurmlöcher bilden. 
Diese verbinden zwei Stellen des Raums oder der Zeit. Es könnte sogar eine Verbindung mit einem anderen Universum schaffen. 
Jedoch konnten noch keine Wurmlöcher nachgewiesen werden.
 

 

 

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