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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