Fortgeschrittene Astronomie/ Sternentstehung

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Überblick[Bearbeiten]

Sterne sind leuchtende Bälle aus heißem Gas. Sie entstehen, wenn dichte Gaswolken unter dem Gewicht ihrer eigenen Masse zusammenstürzen und dabei soviel potentielle Energie in Wärme umwandeln und sich so stark verdichten, dass in ihrem inneren Bedingungen herrschen die eine Kernfusion ermöglichen. Diese erzeugt dann soviel Wärme, dass der hierdurch entstehende Druck den weiteren Zusammensturz verhindert. Diese Wärme ist auch der Grund dafür, dass der Stern leuchtet. Der Bereich, in dem Kernfusion abläuft, ist recht klein und liegt im Zentrum des Sternes, wo auch Druck und Temperatur am höchsten sind. Man spricht daher auch vom Zentralbrennen des Sterns. In den Spätphasen der Sternentwicklung kann es sein, dass eine oder mehrere Zonen unterschiedlicher Kernfusionprozesse entstehen, die in einer oder mehreren Schalen um das Zentrum ablaufen. Man spricht dann von Schalenbrennen, aber ist ein anderer Kapitel.

Vorbemerkung[Bearbeiten]

Die Bedeutung der Sterne für die Wissenschaft[Bearbeiten]

Die Erforschung von Sternen ist ein bedeutendes Gebiet der Astronomie, da Sterne für das heutige Bild unseres Universums verantwortlich sind. Ohne die speziellen Bedingungen, die im Inneren eines Sternes bzw. die während einer Supernova (=Explosion des Sternes), vorherrschen, gäbe es keine schweren Elemente, wie sie auf der Erde vorhanden sind. Doch was ist denn eigentlich Astronomie?

Astronomie ist die Wissenschaft, die sich mit der Erforschung des Universums befasst, das heißt mit der kosmischen Materie, ihrer Verteilung und Bewegung, ihrem physikalischem Zustand, ihrer Zusammensetzung sowie ihrer Entstehung und Entwicklung, aber auch mit der raumzeitlichen Struktur der Welt als Ganzes. Auch heute noch sind viele Aspekte über Sterne und besonders die durch den Tod eines Sternes entstandenen Objekte für die Wissenschaft ungeklärt und unter Forschern ein heiß diskutiertes Thema. So sind sich die Forscher uneinig bzw. im Unklaren über die physikalischen Eigenschaften im Inneren eines schwarzen Loches. Umstritten ist in der Wissenschaft u.a. auch die Frage nach der maximalen Größe eines Sterns. Trotz der guten Kenntnisse über den Aufbau eines Sternes ist diese Frage noch nicht geklärt worden. Äußerst wage Schätzungen gibt es allerdings, und diese besagen, dass die maximale Größe bei 1000 Sonnenmassen liegt. Es ist also weiterhin eine große Herausforderung, die Vorgänge von und in Sternen zu analysieren und zu verstehen.

Extrasolare Planetensuche durch Sternspektren[Bearbeiten]

Sterne sind aber nicht nur interessant wegen der Erkenntnisse über die physikalischen Eigenschaften des Sternes selbst, sondern auch für die Suche nach extrasolaren Planeten. Ein extrasolarer Planet (oder auch Exoplanet) ist ein Planet, der sich außerhalb unseres Sonnensystems befindet. Planeten reflektieren nur sehr wenig Licht und sind somit nur dann visuell sichtbar, wenn sich der helle Stern hinter dem dunklen Planeten befindet. Diese Methode wird Transitmethode genannt.

Daher nutzt man heutzutage auch die Radialgeschwindigkeitsmethode, welche sich zur erfolgreichsten und damit auch wichtigsten Methode entwickelt hat. Bei dieser Methode versucht man anhand der Rotation eines Sternes einen gemeinsamen Schwerpunkt zwischen Planet und Stern aufzuspüren. Der gemeinsame Schwerpunkt befindet sich nicht im Zentrum des Zentralsterns, da der Planet einen kleinen gravitativen Einfluss auf den Zentralstern ausübt. Das heißt also, dass sich der Stern ganz leicht mit dem Planten mit bewegt. Der emeinsame Schwerpunkt befindet sich also zwischen dem Stern und dem Planeten.

Definition von Sternen[Bearbeiten]

Doch was sind Sterne eigentlich? Sterne sowie die Sonne sind große Kugeln aus Gas in deren Innerem Kernfusion für eine hohe Temperatur bzw. für die Lichtemission sorgt. Die meisten Sterne unserer Galaxie sind kleiner als die Sonne, aber es gibt auch einige Sterne, die größer sind. Die Entwicklung eines Sternes ergibt sich aus seiner Größe.

Im allgemein sprachlichen Gebrauch sind Sterne alle Lichtpunkte (außer dem Mond, den Planeten und den Kometen), die man ohne technische Hilfsmittel am Nachthimmel sehen kann. In der frühen Seefahrt wurden Sterne als Orientierungssystem verwendet, da sie auf Grund der großen Entfernung zur Erde sich mit bloßem Auge nicht wesentlich bewegen.

Der wohl berühmteste Stern für die Orientierung ist der Polarstern (α Ursae Minoris), welcher der hellste Stern des Sternenbildes „Kleiner Bär“ ist. Der Polarstern erscheint ganzjährig über den Nordpol und am Südpol ist er zu keiner Zeit des Jahres sichtbar. In der frühen Seefahrt war der Polarstern eine unentbehrliche Orientierungshilfe.

Die Entstehung von Sternen[Bearbeiten]

Komponenten von Sternen - Interstellare Materie[Bearbeiten]

Doch woraus sind eigentlich Sterne zusammengesetzt? Sterne bestehen aus interstellarer Materie. Das ist die Materie, die sich zwischen den Sternen eines Sternensystems befindet. Dabei handelt es sich um interstellares Gas aus einzelnen Atomen, Molekülen, Ionen und freien Elektronen und um interstellaren Staub aus festen Teilchen mit Radien zwischen ca. 0,01 μm und 1 μm. Etwa 3% - 5% der Materie in der Milchstraße sind interstellare Materie, welche sich zu Molekülwolken, wie es auch in den anderen Galaxien der Fall ist, anordnen. Die Entstehung von Sternen geschieht in sehr großen Molekülwolken (vielfachen Sonnenmassen).

Doch wie entstanden die ersten Atome, die für die Entstehung von Sternen fundamental sind? 3,5 min nach dem Urknall tauchten die ersten Atome in unserem Universum auf. Damit es dazu kommen konnte, musste sich zunächst das Universum abkühlen, da kurz, also wenige Sekunden nach dem Urknall noch extreme Temperaturen vorherrschten. Aufgrund der Expansion des Universums kam es allerdings zu einer raschen Abkühlung des Universums. Dies bereitete den Weg für die ersten Atomkerne, denn nun konnten Protonen und Neutronen die Anziehungskraft nicht mehr überwinden, da die geringere Temperatur auch eine geringere Energie bedeutete.

In der Abkühlungsphase entstanden primär stabile Heliumkerne (4He), welche aus 2 Protonen und 2 Neutronen bestehen. Das Vorkommen von Neutronen lag allerdings nur bei 25%. Daher bildeten sich trotzdem mehr Wasserstoffkerne (75%) als Heliumkerne (23%). Einen nur geringen Protzentsatz positionierten weitere Kerne mit bis zu 8 Nukleonen. Ein Nukleon besteht aus einem Proton und einem Neutron.

Bedingungen für die Sternentstehung[Bearbeiten]

Mit einem Vorkommen von 95% ist Wasserstoff das wichtigste Atom im Universum. Dies ergibt sich aber nicht nur aufgrund des zahlreichen Vorkommens, sondern auch daraus, dass es essentiell für die Entstehung von Sternen ist.

Denn die Fusionstemperaturen bei Atomen mit größeren Kernladungszahlen liegen höher als beim Wasserstoff mit der niedrigst möglichen Kernladungszahl (Z = 1). Die Fusion von schwereren Atomen bis zum Siliziumbrennen, können im Verlauf einer Sternentwicklung durch einen Temperaturanstieg und einen Druckanstieg erreicht werden, aber in der Anfangsphase eines Sternes ist die Wasserstofffusion grundlegend.

Aufgrund der hohen Verteilung der Masse im Universum (durchschnittlich liegt die Dichte bei ca. einem Atom pro cm3 im Universum), variiert die Sternentstehungsrate stark von Galaxie zu Galaxie. Sehr große (1000 fache Sonnenmassen) Molekülwolken (siehe 2.1.) sind eine Grundvoraussetzung für die Sternentstehung. Besonders hohe Entstehungsraten sind in zwei kollidierenden Galaxien vorzufinden, denn durch den Zusammenstoß von Sternen erhöht sich auch die Anzahl der Supernovae. Dies wiederum setzt Unmengen an Energie frei, die sich in Form von Druckwellen durch die Galaxie bewegen und so die Entstehung eines oder mehrerer Sterne initiieren können.

Kontraktion und Kollaps von Materiewolken[Bearbeiten]

Zu Beginn der Entstehung eines Sternes fängt eine sehr große Gas- und Staubwolke aufgrund der gravitativen Anziehungskraft an, sich zu kontrahieren. Der Verdichtungsprozess verursacht eine Erwärmung der Materie in der Gas- und Staubwolke. Die Energie, welche durch die Erwärmung entsteht, wirkt der gravitative Anziehungskraft bzw. potentiellen Energie entgegen. Damit es allerdings zu einer Kontraktion und später zu einem Kollaps der Gaswolke kommen kann, muss das Jeans-Kriterium erfüllt sein. Dieses Kriterium betrachtet das Verhältnis von der kinetischen Energie und der potentiellen Energie. J. Jeans entdeckte das nach ihm benannte Kriterium und legte folgende Formel, die bei einer homogenen Kugel gültig ist, fest:

(2*Ekin)/(-Epot)=(3*k*T*M)/(μ*mu)/[(3/5)*(G*M2)/R]=1

k = Bolzmannkonstante; mu = Atommasseneinheit; T = Temperatur, μ= Molekulargewicht der Gasmasse; M = Masse der Kugel; R = Radius der Kugel

Die kinetische Energie Ekin, die durch Erwärmung entsteht, wirkt der potentiellen Energie Epot entgegen. Ekin ist also die Energie, die dem Kollabieren bzw. der Kontraktion des Sternes entgegenwirkt. Die Formel der kinetischen Energie lautet:

Ekin=3/2 * (k*T*M)/(2*μ*mu)

Die potentielle Energie Epot hingegen ist die Kraft, die in Richtung des Zentrums wirkt und damit das Kollabieren fördert. Die Formel für die potentielle Energie lautet:

Epot=- 3/5 * (G*M2)/(R)

Das Verhältnis der beiden Energien zueinander wird anhand des Viralsatzes deutlich. Dieser Satz besagt, dass die potentielle Energie und die kinetische Energie folgendermaßen zusammenhängen:

Ekin = - 1/2 Epot

Wenn also bei der Gleichung von Jeans eins das Ergebnis ist, dann bedeutet das, dass die potentielle Energie und die kinetische Energie im Gleichgewicht sind und es zu keinen Kollaps bzw. zu keiner Expansion der Kugel kommt. Damit es zum Kollabieren der Kugel kommt, muss das Ergebnis kleiner als 1 sein, denn das bedeutet, dass die potentielle Energie die kinetische Energie überwiegt und somit die Kräfte, die die Kugel komprimieren lassen, größer sind als die Kräfte, die die Kugel expandieren lassen.

Beginnende Kernprozesse[Bearbeiten]

Das Verdichten der Atome verursacht eine extrem hohe Temperatur und Dichte, so dass die Wasserstoffatome die Coulomb-Schwelle überwinden können. Damit dies geschehen kann, müssen die Atome einander sehr nahe kommen, denn die Kernkräfte haben nur eine sehr kleine Reichweite. Die Coloumb-Schwelle ist also der Punkt, ab dem die Atome den Abstand zueinander so sehr verringert haben, dass die Kernkräfte aufeinander einwirken können.

Diese Art der Wasserstofffusion wird Proton-Proton-Reaktion genannt und benötigt wesentlich geringere Temperaturen als die Fusion über den CNO-Zyklus (auch Bethe- Weizsäcker-Zyklus), bei dem der Wasserstoff über mehre Schritte mit Kohlenstoff, Sauerstoff und Stickstoff reagiert. Auch beim CNO-Zyklus ist das Endprodukt Helium (4He). Die Proton-Proton-Reaktion ist die Fusion mit den niedrigsten Temperaturvoraussetzungen und ist somit bedeutsam für die Entstehung eines Sternes, da zu Beginn noch nicht so hohe Temperaturen erreicht werden. In der Proton-Proton- Reaktion verschmelzen zunächst einmal 2 Protonen zu einem Kern mit einem Proton und einem Neutron. Dabei wird ein Positron und ein Elektronenneutrino emittiert. Ein Positron (Symbol:e+) ist Antiteilchen des Elektrons. Das erste Positron wurde 1932 in der Hintergrundstrahlung nachgewiesen20. Elektronenneutrinos (Symbol: ) hingegen sind Elementarteilchen, die kaum Wechselwirkungen mit Materie haben. Daher durchdringen Elektronenneutrinos nahezu ungehindert kosmische Materie. Infolgedessen dauerte es sehr lange, bis Neutrinos experimentell nachgewiesen werden konnten. Der in der ersten Fusion entstandene Kern wird Deuteriumkern genannt und verschmilzt in der zweiten Kernreaktion mit einem weiteren Proton. Dabei entsteht ein Heliumkern (32He) und ein Gammaquants wird emittiert. Ein Gammaquant ist ein sehr energiereiches Photon, welches in Form von Gammastrahlung (Symbol: γ) ausgestrahlt wird22. Der entstandene Heliumkern hat allerdings nur ein Neutron. Daher fusionieren in der dritten Phase zwei einem 32He-Kerne zu 42He-Kern unter der Freisetzung von zwei Protonen. Im Inneren eines Hauptreihensternes bildet sich also über Einzelschritte aus Wasserstoffkernen ein Heliumkern.

Die Entwicklung von Sternen[Bearbeiten]

Energieerzeugung in Sternen[Bearbeiten]

Eine entscheidende Frage für Weiterexistenz und Entwicklung eines Sternes ist die Energieerzeugung. Dies geschieht, wie in Kapitel 2.4. „Beginnende Kernprozesse“ beschrieben, durch die Kernschmelze im Inneren eines Sternes. Bei den meisten Sternen wird die Energie durch die Fusion von 4 Wasserstoffatomen zu einem Heliumkern über die Proton-Proton-Reaktion erzeugt. Hierbei handelt es sich um eine vereinfachte Darstellung der Proton-Proton Kernfusion:

42H --> 4He

Die freiwerdende Energie lässt sich mit der von Einstein erforschten Formel ausrechnen. Dabei wird der Massenunterschied von Anfangszustand und Endzustand, und damit dann der Energieunterschied errechnet:

ΔE = Δmc2

In Sternen wird allerdings Wasserstoff nicht nur über die Proton-Proton-Reaktion fusioniert, sondern auch über den CNO-Zyklus. Dieser setzt allerdings wesentlich höhere Temperaturen voraus. So beginnt diese Art der Fusion erst ab einer Temperatur von 14 Millionen Kelvin und überwiegend ist sie erst ab 30 Millionen Kelvin. Bei dieser Kernschmelze sind alle Atome im Zustand des Plasmas; d.h. die Atome haben keine Elektronenhülle. Die Elektronen sind also frei beweglich. Nicht nur eine hohe Temperatur ist Voraussetzung für den CNO-Zyklus, sondern auch das Vorhandensein von Kohlenstoff (12C ). Der vollständige Durchlauf eines CNO-Zyklus benötigt sehr lange Zeiträume (in der Größenordnung von 3,4 * 108 Jahren). Damit ist diese Art der Fusion wesentlich schneller als die Proton-Proton-Kernfusion. Das bedeutet, dass Sterne, die die nötigen Vorrausetzungen für den CNO-Zyklus aufbringen, um ein Vielfaches schneller ihren Wasserstoff aufbrauchen und somit kürzere Lebenszeiten haben. Die Geschwindigkeit und Energieerzeugung ist stark temperaturbedingt. So bedeutet eine Steigerung der Temperatur um 5% eine um 105% erhöhte Energieproduktion.

Neben der Wasserstofffusion dient auch die Heliumfusion zur Energiegewinnung. Diese setzt ein, wenn ein Großteil des Wasserstoffes verbraucht ist und daher der Druck im Kern ansteigt. Die Verdichtung wiederum bedeutet eine erhöhte Temperatur, welche auf mehr als 108 Kelvin ansteigt. Die Kernfusion beginnt in Sternen zunächst im Kern, da dort die vorausgesetzten Bedingungen für Temperatur und Druck zuerst erreicht werden und dort sich die Heliumkerne ansammeln. Die Kernfusion von Helium zu Kohlenstoff ist leicht endotherm. Es benötigt also eine Energie von außen, damit die Reaktion beginnen kann:

4He + 4He + 95keV --> 8Be

8Be + 4He --> 12C

Nachdem sich auch das Heliumbrennen dem Ende neigt, kann im Laufe der Sternentwicklung auch die Kohlenstofffusion beginnen. Dazu benötigt es eine Temperatur von 6 ∙ 108 Kelvin bis 7 ∙ 108 Kelvin. Die wichtigsten Kernreaktionen schauen folgendermaßen aus:

12C + 12C --> 23Na + p 12C + 12C --> 20Ne + α

Bei der Fusion von Kernen mit höheren Kernzahlen wird weniger Energie freigesetzt als bei Wasserstoff, welches die niedrigst mögliche Kernzahl hat. Neben der Wasserstofffusion, Heliumfusion, Kohlenstofffusion kann es in Sternen auch zur Neonfusion, Sauerstofffusion und Siliziumfusion kommen. Diese Fusionen dauern allerdings in der Regel nicht lange an und geschehen vor dem Sterben bzw. der Supernova eines Sternes. Ab der Kohlenstofffusion steigt der Energieverlust durch Neutrinostrahlen.