In
diesem Artikel wenden wir uns einmal einem traurigen Kapitel zu, dem
Tod eines Sterns, warum das Ganze dann doch nicht so traurig ist werden
wir am Ende verstehen. Durch die schier nicht erfassbaren Raum- und
Zeitdimensionen ist man intuitiv geneigt zu denken, dass die Sterne in
alle Ewigkeit vor sich hin funklen doch dem ist keinesfalls so,
im Gegenteil, ohne den Kreislauf des Lebens und Sterbens von Sternen
hätte sich niemals unser Planetensystem entwicklen können, ganz zu
schweigen von dem Leben auf der Erde. Warum das? Nun vereinfacht
ausgedrückt, es gab zu Beginn des Universums einfach noch nicht das
nötige Baumaterial, nach dem Urknall vor grob 14 Milliarden Jahren
fanden sich praktisch nur zwei Arten von Atomen zusammen (es gab zwar
bereits Spuren von Deuterium, Helium-3, Lithium und Beryllium aber in
einem verschwindend geringen Anteil): 25% Helium und 75% Wasserstoff,
als sich die ersten Gaswolken vermischten, verdichteten und schliesslich
unter ihrem Gravitationsdruck anfingen diese beiden Atome zu
fusionieren waren die ersten Sterne geboren, doch erst durch ihren Tod
und den Tod der nachfolgenden Generation wurde der Grundstein gelegt für
all die Elemente die wir heute kennen und aus denen wir bestehen.
Was
das nun mit der praktischen Astronomie zu tun hat? Nun wir können die
Überreste einiger Arten von Sternleichen am Himmel beobachten! Doch dazu
später mehr...
Warum sterben Sterne?
Der
Brennstoffvorrat eines jeden Sterns ist begrenzt, jenachdem wieviel
Gasmassen sich zu einem Stern verdichten konnten weisen die Sterne sehr
unterschiedliche Massen auf. Diese Masse bestimmt wie lange ein Stern
die Kernfusion in seinem inneren aufrecht erhalten kann und wie er damit
haushaltet. Auf den ersten flüchtigen Blick möchte man meinen, dass die
Sterne, denen mehr Masse zur Verfügung steht länger von ihren Vorräten
zehren können aber genau das Umgekehrte ist der Fall. Die höhere Masse
übt durch die Gravitation einen höheren Druck auf das Innere eines
Sterns aus, dadurch sind auch die Temperaturen um ein vielfaches höher
und zwar so viel höher, dass alle Prozesse exponentiell schneller
ablaufen und damit das Leben eines massereichen Sterns um Potenzen
kleiner ist als das eines Stern mit geringer Masse. Gleich vorweg,
"unser" Stern, die Sonne, ist einer der leichten und daher langlebigeren
Vertreter und hat mit etwa 5 Millarden Jahren gerade einmal die Hälfte
seines Lebenswegs hinter sich. Währende der weitgehend stabilen Phase
des Wasserstoffbrennens halten sich die nach innen wirkende Gravitation
und der nach aussen strebende Strahlungsdruck das Gleichgewicht.
Was passiert am Ende eines Sternlebens?
Doch
irgendwann ist bei jedem Stern die Zeit abgelaufen und nun steht der
Stern am Scheideweg. Was wird aus einem Stern, der seinen Vorrat an
Brennstoff verbraucht hat? Dies hängt nun direkt von seiner Masse ab,
und die Ereignisse die der relativ stabilen Phase des
Wasserstoffbrennens folgen können unterschiedlicher kaum sein. Wann
dieser Punkt eintritt hängt ebenfalls von der Masse des Sterns ab,
extrem massereiche Sterne haben bereits nach wenigen Millionen Jahren
ihre Ressourcen aufgebraucht, während die kleinsten und masseärmsten
Stern dies erst in einer sehr fernen Zukunft tun werden, noch kein
einziger massearmer Stern hat seit Beginn des Universum dieses Stadium
erreicht!
Nun eine Auflistung der unterschiedlichen Verläufe:
Sterne mit einer Masse von max. 0,3 Sonnenmassen
Diese
extrem leichten Sterne stellen irgendwann einfach ihre Kernfusion im
Kerngebiet ein und die Fusion "frisst" sich noch eine Weile nach aussen,
man nennt dies auch Schalenbrennen, der Kern ist aber bereits inaktiv.
Irgendwann fehlt der Strahlungsdruck im Inneren, der im Stern während
seiner aktiven Lebensphase das Gleichgewicht zur Gravitation dargestellt
hat, die Richtung Kern drückt, der Stern fällt unter seinem Gewicht in
sich zusammen und schrumpft so auf eine Größe von nur einigen Tausend
Kilometern also ähnlich der Größe eines kleinen Planeten, dadurch wird
der Stern nochmals kräftig aufgeheizt - ein so genannter weisser Zwerg
entsteht. Diese Sterne sind einige Zeit noch ausserordentlich heiß, aber
da sie fast ausschliesslich aus Eisen und Kohlenstoff bestehen kann
kein neuer Fusionsprozess in Gang kommen, so verlieren sie mit der Zeit
ihre Temperatur und erkalten man spricht nun von einem schwarzen Zwerg.
Diese Art von Sternen kann noch nicht nachgewiesen werden und existiert
mit hoher Wahrscheinlichkeit auch noch nicht, da solch massearme Sterne
aus denen schlussendlich schwarze Zwerge entstehen können noch lange
brennen werden bevor sie ihren Materievorrat erschöpft haben. Sie sind
keinesfalls zu verwechseln mit schwarzen Löchern auf die wir später noch
zu sprechen kommen.
Sterne mit einer Masse zwischen 0,3 und 2,3 Sonnenmassen
In
genau diesem Bereich liegt die Masse unserer eigenen Sonne. Bei
diesen Sternen verläuft das Schicksal zunächst ähnlich wie bei den
masseärmeren Sternen, irgendwann sind die Brennstoffe im Inneren
erschöpft und der Stern kollabiert wegen des fehlenden Strahlungsdrucks,
doch bei Sternen dieser Masse reicht die Gravitation aus um eine
Temperatur zu erzeugen um einen neuen Fusionsprozess in Gang zu bringen,
der Stern tritt nun in die Phase des Heliumbrennes ein, den Stoff den
er aus der Fusion von Helium und Wasserstoff während seiner
Hauptlebensphase im Inneren erbrütet hat. Dieser Prozess erzeugt
wiederum weitere Elemente bis zum Sauerstoff im Inneren und geht mit
einer extremen Erhöhung der Leistung im Kernbereich einher. Dadurch
übersteigt der Strahlungsdruck den nach innen gerichteten
Gravitationsdruck und der Stern dehnt sich aus, der Stern wird zum Roten
Riesen. Auch unsere Sonne wird dies in ferner Zukunft durchleben und
ihre Größe sich möglicherweise bis zur Marsbahn ausdehnen, aber selbst
wenn nicht so weit, eine Chance für Leben auf der Erde gibt es dann
schon lange nicht mehr.
Irgendwann
stossen diese Sterne dann ihre äusseren Hüllen ab und kollabieren wie
die schwächeren zu weisen Zwergen, die Hülle jedoch bleibt für einige
Tausend Jahre sichtbar in Form eines planetaren Nebels, wie wir sie auch
mit Amateurmitteln sehr schön beobachten können, manchmal mit
entsprechendem Equipment sogar mit dem Zentralstern der diese Hülle
abgeworfen hat. Einige bekannte und beachtenswerte Planetare Nebel (PN)
sind bspw. der Ringnebel M57 in der Leier, Blue Snowball NGC 7662 in
Andromeda, der Hantelnebel M27 im Sternbild Fuchs oder auch der
Katzenaugennebel NGC 6543 im Sternbild Drache.
Diese
Nebel diffundieren langsam und gehen in das interstellare Medium über,
kommt es eines fernen Tages nochmals zu einer Verdichtung in einem
größeren Nebelgebiet, so sind die schwereren Elemente die mit der
Sternhülle abgestossen wurden als "Baumaterial" bei einem eventuell neu
entstehenden Stern verfügbar.
Sterne mit einer Masse zwischen 2,3 und 8 Sonnenmassen
Sterne
dieser Masse beschreiten zunächst einen ähnlichen Weg wie unsere Sonne,
nur dass sie nach dem Stadium des Heliumbrennens die nächste
Fusionsstufe erklimmen können und die Kohlenstofffusion einsetzen kann
bei der wiederum schwerere Elemente erbrütet werden können bis zu Eisen,
danach ist aber auch bei den schwereren Sternen Schluss, Eisen können
auch sie nicht mehr weiter fusionieren. Hier wird ebenfalls ein Großteil
der Masse als späterer planetarer Nebel abgestossen. Dadurch fallen die
Massen dieser eigentlich schon kritisch schweren Sterne unter die
Grenze ab der eine Supernova Explosion unvermeidlich wird. So bildet
diese Gruppe von Sternen also ebenfalls planetare Nebel wie eben
beschrieben und beendet ihr Leben als weisser, später dann als schwarzer
Zwerg.
Ein
Sonderfall des weiteren Lebenswegs eines weissen Zwergs egal welcher
Ausgangsmasse ist die totale thermonukleare Zerstörung durch eine
Supernove des Typs 1 (nicht zu verwechseln mit einer Nova, einem
wesentlich schwächeren Ereignis). Dies kann aber nur in einem Doppel-
oder Mehrfachsternsystem geschehen, indem der weisse Zwerg durch seine
Gravitation Materie von einem Begleiter abzieht und so wieder mehr Masse
ansammelt, dadurch kann ein schlagartiges Kohlenstoffbrennen einsetzen,
dass den Stern durch die freigesetzte Energie vollständig zerreissen
kann.
Sterne mit einer Masse von mehr als 8 Sonnenmassen
Nun
wird es aber interessant (falls es Euch bisher noch nicht reisserisch
genug war). Am Ende ihres Lebens fangen auch diese Sterne an schwerere
Elemente zu Eisen zu fusionieren, da die Temperatur und der Druck in den
verschiedenen Bereichen des Sterns um den Kern herum sehr
unterschiedlich ist, laufen so zusagen auf jedem Niveau verschiedentste
Fusionsprozesse parallel ab. Erzeugen diese Sterne nun in ihrem Inneren
durch die Fusion der leichten Elemente einen Eisenkern der die kritische
Masse von 1,44 Sonnenmassen erreicht, dann kollabiert dieser unter
seiner eigenen Gravitation. Was nun folgt ist ein Ereignis von
gigantischem Ausmass. Durch den sekundenschnellen Kollaps des Kerns
werden ungeheure Energien in Form von Strahlung freigesetzt die alle
darüberliegenden Schichten des Sterns, die noch brav mit ihrer
jeweiligen Fusion beschäftigt sind, explosionsartig wegschleudert!
Dieses Ereignis nennt man eine Supernova vom Typ 2 (Typ 1 habe ich ja
bereits eingangs als Sonderfall erklärt). Die fortgeschleuderte Materie
ist in manchen Fällen sogar gut von Amateurteleskopen zu beobachten.
Bekannte Beispiele für so genannte Supernovaüberreste
(SNR=SuperNovaReminant) sind der Krebsnebel M1 im Sternbild Stier, der
Überrest einer Supernova, die sogar überliefert im Jahre 1054 am Himmel
erstrahlte. Ein weiterer bekannter und äusserst sehenswerter SNR ist der
Cirrusnebel im Schwan, der aus verschiedenen Objekten besteht, die
hellsten und bekanntesten Strukturen sind NGC 6960 "Sturmvogel" sowie
NGC 6992 "Schleiernebel".
Nur
Supernova-Ereignisse sind in der Lage schwerere Elemente zu erzeugen
die schwerer als Eisen sind, kein Stern kann sie erbrüten, deshalb sind
diese Explosionen derart wichtig, ohne sie gebe es eine ganze Reihe von
Elementen unseres Periodensystem gar nicht, zum Beispiel Kupfer,
Quecksilber oder auch Gold.
Doch
was geschieht nun mit dem Stern, wird er auch zum weissen Zwerg? Oh
nein, je nach dem welche Masse der Rest des Kerns hat können bizarre
Dinge mit dem Sternrest passieren. Liegt die Masse nach der
Supernovaexplosion zwischen 1,44 und 3 Sonnenmassen, dann fällt der
Stern weiter in sich zusammen und wird zu einem so genannten
Neutronenstern, durch die extremen Drücke die bei diesem Kollaps
herrschen werden die Elektronen der Atome in die Atomkerne gepresst,
dadurch verbinden sich die Elektronen mit den Protonen des Kerns zu
Neutronen. Diese Gebilde sind extrem dicht, so dass sie ihre Masse von
mehreren Sonnenmassen auf ein Gebiet von nur 20km verdichten!
Ein Stecknadelkopf dieser entarteten Materie wiegt somit mehr als 100m³
Wasser. Sonderfälle von Neutronensternen sind Pulsare auf die ich aber
nicht näher eingehen will.
Ja
und was ist wenn der Sternrest noch massereicher als 3 Sonnenmassen
ist. Dann entsteht das wohl extremste Objekt im Kosmos: Das berühmte
Schwarze Loch. Abgeleitet durch die Einstein'sche Relativitätstheorie
gibt es für solche Massen keine Kraft mehr die ihr entgegenwirken
könnten. D.h. wird eine bestimmte Masse so stark komprimiert, dass sie
unterhalb eines kritischen Durchmessers liegt (der sg.
Schwarzschild-Radius) dann kann der unglaublichen Gravitationswirkung
nichtst mehr entrinnen, nicht einmal Strahlung wie bspw. Licht, die
Lichtgeschwindigkeit reicht nicht mehr aus um der Gravitationskraft zu
entfliehen. Per Definition sind deshalb schwarze Löcher
selbstverständlich nicht direkt beobachtbar, was für eine Strahlung soll
man auch empfangen. Trotzdem gelten sie als real, denn im Laufe der
vergangenen Jahrzehnte wurde Beobachtungen gemacht die keine andere
Erklärung als schwarze Löcher zulassen, so zum Beispiel
Akkretionscheiben in denen Materie ultrahocherhitzt und beschleunigt
wird dies aller Wahrscheinlichkeit nach durch die Anwesenheit eines
schwarzen Lochs. Diese Objekte sind derart stark, dass sie das gesamte
Raum- und Zeitgefüge in ihrer Nähe verzerren, so ist die gravitative
Beschleunigung so stark, dass die Zeit sich mit Annäherung an
den Ereignishorizont immer weiter verlangsamt bis sie beim überschreiten
schliesslich stehen bleiben kann. Aber all dies ist hochtheoretisch und
würde nun zu weit führen. Im Zusammenhang mit schwarzen Löchern gibt es
für den "Laien" (es gibt wohl nur eine Handvoll Menschen die sich über
die Zusammenhänge wirklich klar sind) haarsträubende Theorien, nachdem
der Zustand einer Singulariät wie sie ein schwarzes Loch mathematisch
darstellt nicht mehr von dem Zustand im Augenblick des Urknalls
unterschieden werden kann, wodurch einige namhafte Wissenschaftler auf
die Idee kamen, dass die Entstehung eines schwarzes Lochs gleichzeitig
die Geburt eines neuen Universums sein könnte, das allerdings ausserhalb
unseres Raumzeitgefüges expandiert...
Harter Tobak, der ein oder andere mag sich nach diesem Exkurs erstmal einen Obstler zur Magenberuhigung gönnen ;)
Wir
haben nun also gesehen auf welch unterschiedliche Weise das Leben eines
Sterns enden kann. In jedem Fall ist der Kreislauf essentiell für die
Entstehung des Lebens gewesen, denn all die Elemente aus denen wir und
unsere Umwelt bestehen konnten nur in vorangegangenen Sternpopulationen
erzeugt werden und durch Supernovae ins All geschleudert werden, um
eines Tages in einer Gas und Staubwolke wieder zu verdichten und um
einen neuen Stern Planeten bilden zu können. Zumindest in absehbarer
Zeit (nicht ewig) wird sich dieses Schauspiel immer wiederholen, bis es
dann leider eines (äusserst, äusserst!) fernen Tages nicht mehr zur
Neubildung von Sternen kommen wird.
Und das ganze dann auch noch mit eigenen Augen am Okular nachvollziehen zu können macht einen großen Reiz aus...
Supernovae
werden regelmäßig von Großteleskopen in fernen Galaxien beobachtet und
erforscht, zum Schluss noch die spannende Frage: Wann kommt es wieder zu
einem solchen Ereignis in unserer Nachbarschaft?
Es
gibt zumindest zwei Kandidaten die zumindest zu Lebzeiten der
Menschheit wohl das Zeitliche segnen werden und in einer gewaltigen
Supernovaexplosion ihr Ende finden! Da wäre zum einen der bekannte rote
Riesenstern Beteigeuze (Beta Orionis), der linke Schulterstern des
Sternbilds Orion, er wird im Zeitraum von einigen Tausend Jahren
explodieren, der zweite heisse Kandidat ist Gamma Cas (Sternbild
Cassiopeia), der instabil ist und in unvorhersehbaren Abständen seine
Gasschale abstösst. Was würde uns eine solche Supernova in der
kosmischen Nachbarschaft bescheren? Zunächst mal wäre es zu Lebzeiten
ein astronomisches Ereignis ohne Gleichen, wir müssten uns zumindest
keine Sorgen mehr machen, das astronomische Themen in den Medien
unterrepräsentiert wären... Je nach Verlauf kann bspw. bei Beteigeuze
die Helligkeit um das 16.000 fache ansteigen, damit wäre die Supernova
selbst am Taghimmel zu beobachten und hätte die Helligkeit des
Vollmonds! Bei aller Liebe, das wäre für viele Jahre das Ende schöner
Deepskybeobachtungen, die ja bekanntlich einen dunklen Himmel verlangen,
da wäre für uns gamma Cas auch dramatischer, da das Sternbild
zirkumpolar ist, also nie untergeht :-) Dazu käme aber unter Umständen
auch noch die Freisetzung von harter Gamma- und Röntgenstrahlung die
eventuell auch unvorhersehbare Folgen für das Leben auf der Erde haben
könnte, wobei neueste Forschungsergebnisse nahelegen, dass es zu so
genannten Gammeraybursts (GRB) nur in Sternen mit leichten Elementen
gibt, ein Indiz dafür ist, dass sie bisher nur in sehr weit entfernten
und damit alten Galaxien entdeckt wurden nicht jedoch in unserer
kosmischen Nachbarschaft geschweige denn innerhalb der Milchstrasse,
hier sind die Sterne meist aus viel schwereren Elemente, da sie bereits
aus Vorgängergenerationen von Sternen mit leichten Elementen
hervorgegangen sind. Doch gehen die Prognosen weit auseinander, es kann
morgen geschehen oder auch erst in vielen Zehntausend Jahren, auf jeden
Fall aber in einer kosmisch sehr kurzen Zeitspanne.
Screenshot aus dem Freeware Planetarium Stellarium
Simulation - eigenes Foto
Simulation - eigenes Foto
Quellen:
[dtv-Atlas zur Astronomie - Joachim Hermann 1973]
[Eine kurze Geschichte der Zeit - Stephen Hawking 1991]
[Die göttliche Formel - Amir D. Aczel 2002]
[Die Kosmos Himmelskunde - Dieter B. Hermann 2005]
[http://www.wikipedia.org]
