- Lexikon
- Chemie Abitur
- 2 Kernchemie und Entstehung der Elemente
- 2.2 Entstehung der Elemente
- 2.2.1 Kernsynthese der Elemente
- Die Entwicklung der Sterne
Die Entwicklung der Sterne
Die Sterne repräsentieren in ihrer Gesamtheit eine Entwicklungs- und Altersequenz. Für die astronomische Forschung kommt es darauf an, die einzelnen beobachteten Objekte in der richtigen Reihenfolge ihrer zeitlichen Entwicklung einzuordnen und die Entwicklungen möglichst widerspruchsfrei zu erklären. Allgemein kann man bei der Entwicklung der Sterne unterscheiden zwischen dem Vor-Hauptreihenstadium, dem Hauptreihenstadium, der Nach-Hauptreihenentwicklung und den Endstadien der Sternentwicklung.
Das Vor-Hauptreihenstadium
Das Vor-Hauptreihenstadium ist die Phase der Herausbildung eines Sterns. Das Baumaterial, aus dem die Sterne bestehen, liefert die interstellare Materie. Sie ist nicht gleichmäßig zwischen den Sternen verteilt, sondern konzentriert sich in ausgedehnten Gas- und Staubwolken. Diese Nebel sind die Geburtsstätten der Sterne. Bei einer geringen Temperatur ist die Wärmebewegung der Teilchen gering. Deshalb zerstreuen sich die Staub- und Gaswolken nicht. Darüber hinaus wirken Gravitationskräfte, die zu einer Kontraktion der Wolke führen können. Wahrscheinlich bedarf es noch eines äußeren Anstoßes, damit ein kontinuierlicher Schrumpfungsprozess bei Gas- und Staubnebeln ausgelöst wird. Das könnte z. B. eine Sternexplosion sein, in deren Folge sich Verdichtungswellen durch die interstellare Materie ausbreiten.
J. JEANS (1877-1946) hat daraus eine Bedingung entwickelt, die erfüllt sein muss, wenn ein Stern entstehen soll. Dieses JEANS-Kriterium lautet:
Aus astronomischen Beobachtungen kann man entnehmen, dass die interstellaren Wolken hauptsächlich aus Wasserstoff bestehen. Ihre typische Ausdehnung beträgt etwa 10 pc, die mittlere Temperatur liegt bei 50 Kelvin. Als minimale Masse ergibt sich dann nach dem JEANS-Kriterium etwa die 1000-fache Sonnenmasse.
Während sich die Wolke zusammenzieht, wird sie immer heißer und dichter. Außerdem zerfällt sie in kleinere Teilwolken, in sogenannte Fragmente, die sich ihrerseits nun weiter verdichten. Diese Vorstufe wird als Protostern bezeichnet.
Damit ein lang dauernder stabiler Zustand erreicht wird, muss im Inneren die Kernfusion in Gang kommen. Die Fusionsprozesse laufen von innen nach außen ab, da im Inneren eines Sterns die höchste Temperatur herrscht. Diese Sterne weisen dadurch eine Schalenstruktur bezüglich der Elementzusammensetzung auf.
Durch die Fusionsprozesse wird im Inneren des neuen Objektes Energie freigesetzt. Ein neuer Stern ist entstanden. Der gesamte Vorgang dauert „nur“ wenige Hunderttausend bis Millionen Jahre. Er vollzieht sich in vielen benachbarten Fragmenten gleichzeitig, sodass in der Regel nicht ein einzelner Stern entsteht, sondern sich die Sterne konzentriert in bestimmten Raumbereichen entwickeln und junge Sternhaufen bilden.
Nicht jede Sterngeburt verläuft erfolgreich. Ist die Masse des Objektes kleiner als 0,08 Sonnenmassen, so setzt keine Kernfusion ein, weil Temperatur und Dichte im Inneren nicht die für eine Kernfusion erforderlichen Werte erreichen. Die Gaskugeln kühlen sich allmählich wieder ab und treiben als braune Zwerge durch das All.
Ist die Masse größer als 80 Sonnenmassen, dann wird das Objekt so heiß, dass der innere Gasdruck die äußeren Hüllen des jungen Sterns regelrecht wegbläst und dieser damit einen Teil seiner Masse verliert.
Das Hauptreihenstadium
Der Begriff Hauptreihenstadium bezieht sich auf das HERTZSPRUNG-RUSSELL-Diagramm und kennzeichnet ein stabiles Stadium der Sternentwicklung, das einige Milliarden Jahre dauern kann. Für unsere Sonne und sonnenähnliche Sterne beträgt dieser Entwicklungsabschnitt insgesamt etwa 10 Mrd. Jahre. Das Hauptreihenstadium ist dadurch gekennzeichnet, dass der Stern seine Leuchtkraft nur noch mithilfe der Kernfusion aufrechterhalten kann und sich die Wasserstoffvorräte in den zentralen Brennzonen immer weiter verringern.
Die Nach-Hauptreihenentwicklung
Nach Verlassen der Hauptreihe erschöpfen sich bei allen Sternen die Wasserstoffvorräte in der Kernzone. Wasserstofffusion ist nur noch eine sehr begrenzte Zeit möglich. Welche Entwicklungswege die einzelnen Sterne dann durchlaufen, hängt entscheidend von ihrer Masse ab.
Auf unsere Sonne übertragen bedeutet das, dass in ihr bereits seit ca. 4,5 Milliarden Jahren das Wasserstoffbrennen erfolgt. Nach weiteren 5 Milliarden Jahren wird dieser Prozess beendet sein, weil der gesamte Vorrat an Wasserstoff verbraucht ist. Unsere Sonne ist dann zu klein, damit weitere Fusionsreaktionen ablaufen können.
Kernfusion von Deuterium mit Tritium
Massereiche Sterne verfügen über die Möglichkeit, durch Kontraktion der kernnahen Bereiche Gravitationsenergie in innere Energie umzuwandeln und damit ihre Temperatur zu erhöhen. Mit dem Einsetzen der Fusion von Helium bei Temperaturen von ca. 100 000 000 K erreicht der Stern erneut eine relativ lang dauernde Stabilitätsphase. Gehen die Heliumvorräte zu Ende, kann die Fusion von Elementen mit noch höheren Kernladungszahlen erfolgen. Dieser Prozess setzt sich bis zum Element Eisen fort. Es bildet sich schließlich ein Eisenkern um den Sternmittelpunkt. Vereinigen sich Eisenkerne mit leichteren Kernen zu noch schwereren, wird Energie nicht mehr freigesetzt sondern verbraucht. Dabei wird aber keine Fusionsenergie freigesetzt. Die Temperatur im Zentrum des Sterns sinkt sehr schnell. Die äußeren Teile können in dieser Zeit nicht zum Kern heranschrumpfen. Sie werden vielmehr an den vom Kern ausgehenden Schockwellen reflektiert. Der Stern leuchtet im gigantischen Lichtschein einer Supernova auf.
Bei masseärmeren Sternen, etwa im Bereich einer Sonnenmasse, zündet ebenfalls nach dem Verlassen der Hauptreihe die Heliumfusion. Diese setzt schlagartig ein - man spricht von einem Heliumflash - und führt zu einem kurzzeitigen starken Anwachsen der Leuchtkraft. Nachdem sich in der Folge des Heliumbrennens Sauerstoff und Kohlenstoff im Zentrum des Sterns angereichert haben, geht die Energiefreisetzung ihrem endgültigen Ende entgegen. Zuvor hat sich, wie auch bei den massereichen Sternen, die Sternhülle aufgebläht und den Stern zu einem Riesen werden lassen. Das letzte Stadium der Entwicklung setzt ein, wenn die nur noch locker an den Stern gebundene Hülle in den Weltraum abgestoßen wird.
Das Brennen von Elementen in Sternen
Endstadien der Sternentwicklung
Die möglichen Endstadien der Sternentwicklung sind:
- Die herausgelösten Kerne der masseärmeren Sterne werden zu weißen Zwergen. Sie verringern im Laufe der Zeit unter Beibehaltung des Radius langsam ihre Oberflächentemperatur. Dieses Schicksal wird in einigen Milliarden Jahren auch die Sonne ereilen. Kennzeichnend für weiße Zwerge ist ihre hohe Dichte.
- Kommt es bei massereicheren Sternen zu dem dramatischen Ereignis einer Supernova, dann bildet sich ein noch dichteres Objekt als ein weißer Zwerg, ein Neutronenstern . Verliert ein Stern nicht schnell genug seine Materie der Hülle, so sackt er unter der eigenen Gravitationswirkung unaufhaltsam in sich zusammen, bis eine so große Massekonzentration erreicht wird, dass selbst Licht den betreffenden Bereich nicht mehr verlassen kann. Einen Bereich solcher Massenkonzentration bezeichnet man als schwarzes Loch. Die Existenz von schwarzen Löchern lässt sich nur indirekt nachweisen.
Die von den massereichen Planeten in das All abgegebene Materie steht erneut als Ausgangsmaterial für eine Sternentstehung zur Verfügung.
Sternpopulationen
Aus der Altersverteilung der Sterne unserer Galaxis kann eine Theorie zur Entwicklungsgeschichte der Milchstraße abgeleitet werden. Hierzu teilt man die Sterne in Populationen ein. Sternpopulationen stellen eine größere Gruppierung von Objekten dar, die in einem bestimmten Zeitintervall entstanden sind. Sie bilden ähnliche räumliche Strukturen, weisen eine etwa gleiche chemische Zusammensetzung und weitgehend übereinstimmendes Bewegungsverhalten auf.
Die Mitglieder der extremen Population I weisen eine mittlere Lebensdauer von weniger als 100 Millionen Jahren auf. Bei ihnen handelt es sich um Objekte, die beispielsweise in vielen OB-Assoziationen gefunden werden, also um die Sterne, die bevorzugt in den Spiralarmen konzentriert sind.
Im Gegensatz dazu sind die Mitglieder der Halo-Population II ungefähr 15 Milliarden Jahre alt. Die Sonne ist ein Stern der Population I.
Man darf das Schema der Sternpopulationen nicht als starre Vorgabe interpretieren. Vielmehr sind die Grenzen zwischen den Unterpopulationen fließend. Als Klassifikationsmerkmale werden die Häufigkeit schwerer Elemente im Spektrum des Sterns, das Bewegungsverhalten und die räumliche Verteilung herangezogen. Die Bedeutung der Sternpopulationen resultiert aus der Tatsache, dass gerade diese Merkmale auch bei der Erforschung der Entwicklung der Sternsysteme eine grundlegende Rolle spielen.
Man geht davon aus, dass bei der Entstehung des Milchstraßensystems vor ca. 15 Milliarden Jahren lediglich Wasserstoff und Helium als Baumaterial zur Verfügung standen. Dementsprechend konnten die damals gebildeten Sterne keine schwereren Elemente enthalten.
Die inzwischen tief im Innern dieser Sterne durch Kernfusion gebildeten schwereren Elemente sind nicht oder kaum an die Oberflächen gelangt, daher findet man ihre Spektrallinien auch nicht im Sternenlicht. Die betreffenden Sterne gehören der Population II an.
Ganz anders hingegen verhalten sich die Spektren der Sterne der Population I. Als diese Sterne viel später entstanden, war die interstellare Materie durch Supernova - Explosionen oder andere Formen der Materieabgabe von Sternen schon vielfach mit schwereren Elementen verunreinigt. Deren Existenz verrät sich deshalb auch im Spektrum. Man spricht in der Astrophysik davon, dass der „Metallgehalt“ solcher Sterne hoch wäre. Mit Metall meint man dann alle chemischen Elemente ab dem Helium.
Der Metallgehalt im Spektrum ist ein wichtiges Indiz für das Alter eines Sterns. Da die Halosterne metallarm sind, hat die Sternentstehung im Halo früher als in der Scheibe statt gefunden.
Einteilung der Sterne in Populationen
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