- Astronomie im Berchtesgadener Land -

Monatsthema Juli 2005: "Sternentod"

Die Explosion eines am Ende seiner Entwicklung stehenden massereichen Sterns und das damit verbundene plötzliche Aufleuchten auf etwa das Milliardenfache seiner ursprünglichen Leuchtkraft (Supernova) gehört wohl zu den spektakulärsten Ereignissen im Universum. Die hellste Supernova, die in jüngster Vergangenheit zu beobachten war, ist die Supernova 1987A. Sie leuchtete am 23.2.1987 in der 160000 Lichtjahre entfernten Großen Magellanschen Wolke auf und war für einige Wochen mit bloßem Auge zu sehen, allerdings nur auf der südlichen Erdhalbkugel.

Es endet jedoch nicht jeder Sternentod mit so einer großen Inszenierung. Auf welche Art das Leben eines Sterns erlischt, hängt vor allem von seiner Masse ab. Man unterscheidet dabei zwischen leichten, mittelschweren und schweren Sternen. Unsere Sonne zählt z.B. zu den mittelschweren Sternen. Die massereichsten Sterne besitzen etwa 100 Sonnenmassen. Oberhalb dieser Masse ist ein Stern nicht mehr sehr stabil und bricht wahrscheinlich in zwei Teile auseinander. Die masseärmsten Sterne enthalten weniger als ein Zwanzigstel der Sonnenmasse. Unterhalb dieser Masse wird ein Stern nicht heiß genug, um die Kernfusion in Gang zu setzen; er wird zu einem Braunen Zwerg. Diese extrem massearmen Sterne sind so schwach, dass sie nur sehr schwer zu finden sind. Massereiche Sterne sind sehr leuchtstark und heiß und deshalb blau. Sterne im mittleren Bereich sind gelb (wofür die Sonne ein Beispiel ist - sie geht allerdings schon mehr ins Grüne, obwohl man das aufgrund der Streuung der kurzwelligen Strahlung in der Atmosphäre nicht so sieht), während massearme Sterne ein mattes Rot zeigen. Ein Stern befindet sich den größten Teil seines Lebens auf der Hauptreihe, d.h. der nach außen wirkende Strahlungsdruck und der nach innen wirkende gravitative Druck der gesamten Sternmasse sind im Gleichgewicht. Die Sonne bleibt etwa 10 Milliarden Jahre, von denen bereits die Hälfte vergangen ist, auf der Hauptreihe. Sie nimmt zur Zeit eine stabile Position ein, da in ihrem Kern noch genügend Wasserstoff vorhanden ist, das zu Helium verschmolzen werden kann (Kernfusion). Masseärmere Sterne verweilen länger auf der Hauptreihe, während massereichere Sterne eine kürzere Entwicklungszeit haben. Wenn ein Stern auf der Hauptreihe älter wird, verändert sich die chemische Zusammensetzung seines Kerns. Enthielt er anfangs vorwiegend Wasserstoff, so besteht er am Ende vorwiegend aus Helium und ist heller.

Wie sieht nun die Entwicklung im Endstadium eines Sterns aus? Das hängt wie gesagt von der Masse des Sterns ab. Bis zu einer ungefähren Größenordnung von 1,4 Sonnenmassen (Chandrasekhar-Grenze - sie bezieht sich auf die Masse des Endprodukts) ist diese letzte Phase eher ruhig. Wenn der Kern eines Sterns bereits aus hoch erhitztem Helium besteht, wird das Wasserstoffbrennen außerhalb dieses Kerns fortgesetzt. Der Kern heizt sich weiter auf bis zu dem Punkt, wo auch das Helium an der Kernfusion teilnimmt und dabei Kohlenstoff und Sauerstoff erzeugt. Diese Änderung in der Zentralregion tritt plötzlich ein und wird Helium-Flash genannt. Es wird dabei eine Zentraltemperatur von bis zu 100 Millionen Grad erreicht. Im weiteren Verlauf schrumpft der Kern und erreicht sehr hohe Dichten, während die äußeren Schichten expandieren. Die Leuchtkraft steigt etwas an und die Temperatur sinkt rasch ab. Es entsteht ein Riesenstern mit einem Vielfachen des ursprünglichen Durchmessers. Schließlich stoßen die Riesen ihre äußeren Schichten ab und legen ihren heißen, extrem dichten Kern bloß. Im Zentrum bleibt ein Weißer Zwerg übrig, der von seinen abgestoßenen äußeren Schichten (planetarischer Nebel) umgeben ist. Nach einer weiteren Abkühlphase enden sie als Schwarze Zwerge, reiner "Schlacke" im Weltall.

Massereichere Sternen, die mehr als 1,4 Sonnenmassen aufweisen, steht ein völlig anderes Schicksal bevor. Sie verbrauchen ihren Wasserstoffvorrat sehr schnell und werden noch größer und leuchtkräftiger als die Riesensterne. Zu diesen sogenannten Überriesen zählen z.B. Beteigeuze im Orion und Antares im Skorpion. Da Überriesen so enorm leuchtstark sind, können wir sie leicht quer durch unsere Milchstraße und auch in anderen Galaxien wahrnehmen. Zu einem bestimmten Zeitpunkt erlischt die Kernreaktion im Zentrum und aufgrund des fehlenden Drucks von innen kollabiert der Stern. Als Folge davon stürzt die Materie solange zusammen, bis sich innen der Neutronenstern gebildet hat, und die nachstürzenden Teile prallen dann auf diesen harten Kern. Bei einer solchen Supernova wird der Stern auseinandergerissen. Die Explosion findet jedoch nicht im Zentrum, sondern außerhalb des dichten zentralen Kerns statt. Dabei werden durch die Explosion nicht nur mehrere Sonnenmassen Materie mit Geschwindigkeiten von vielen tausend km/s nach außen geschleudert, sondern es wird auch ein entsprechend großer Stoß nach innen auf den Kern ausgeübt. Durch diesen Druck wird der ohnehin schon außerordentlich dichte Kern noch weiter zusammengepreßt. Schließlich verschmelzen die Protonen und Elektronen zu Neutronen und bilden einen superdichten Neutronenstern (Pulsar). Ein Neutronenstern ist der kleinste Stern, den es überhaupt geben kann. Er ist so schwer (massereich) wie die Sonne, während er einen Durchmesser von nur etwa 20 km aufweist. Durch seine unglaublich schnelle Rotation von einer 1 Sekunde und schneller sendet er Strahlung aus wie ein Leuchtturm. Materie kann in einem Neutronenstern so dicht werden, dass 100 Millionen Tonnen das Volumen eines Zuckerwürfels einnehmen würden. Noch mehr Druck, und die Schwerkraft wird so mächtig, dass die Materie zusammenbricht und ein schwarzes Loch im Weltall bildet. Die Existenz von schwarzen Löchern reicht jedoch über die normale Vorstellungskraft von Menschen hinaus.

Ein Überrest einer Supernova ist der Krebs-Nebel im Sternbild Stier. Diese Sternexplosion fand im Jahre 1054 statt. Im Fernrohr können wir einen kleinen hellen Nebel sehen, eine Gaswolke, die vom Stern selber stammt. Auch heute noch breiten sich die Gasmassen des etwa 3400 Lichtjahre entfernten Nebels mit Geschwindigkeiten von ca. 1500 km/s aus. In seinem Zentrum befindet sich ein Pulsar, der beeindruckende 30mal in jeder Sekunde um seine Achse rotiert. An einem klaren Winterabend wäre es sicher interessant, dieses Überbleibsel einer kosmischen Katastrophe zu beobachten.

Manfred Mayer

Zum Sternenhimmel Juli 2005

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