Sternentod

 

Sterne

 

  

Krabbennebel

  

© Hubble

Der Energievorrat eines Sterns ist begrenzt. Unsere Sonne verliert pro Sekunde rund 4 Millionen Tonnen Masse. Die Menge an Wasserstoff, welche in Helium durch Kernfusion umgewandelt wird, beträgt rund 600 Millionen Tonnen pro Sekunde. Diese Mengen hören sich gewaltig an, sind astronomisch gesehen nur eine kleine Zahl, denn trotz des Energie- und Masseverlustes reicht der Energievorrat eines Sterns von der Größe der Sonne bis 10 Milliarden Jahre.

Die "Asche" des Wasserstoffbrennen, das Helium sammelt sich allmählich im Sternzentrum, heizt sich langsam auf und das Helium beginnt ab 100 Millionen Grad zu Kohlenstoff zu fusionieren. Das Wasserstoffbrennen verlagert sich durch die ernorme Temperatur im Sterninneren weiter nach außen. Das Gleichgewicht zwischen Anziehungskraft und Strahlendruck gerät aus den Fugen und der Stern bläht sich langsam auf. Ein roter Riese entsteht. Da der Kohlenstoffkern langsam schrumpft und dabei immer heißer wird, verstärkt sich auch das Wasserstoffbrennen in den äußeren Sternschichten, bis der Stern schließlich instabil wird und er seine Gashülle abstößt.

 

Novaentwicklung im Einhorn

© Hubble

Zurückbleibt der heiße Kern (weißer Zwerg), welcher die expandierende Gashülle zum Leuchten anregt. Ein planetarischer Nebel ist entstanden. Dieses Endzeitszenario könnte in sehr fernen Zeiten auch unsere Sonne ereilen.

Generell trifft diese Sternentwicklung nur für Sterne bis zu 1,4 Sonnenmassen zu. Massereicheren Sternen ist jedoch ein anderes Schicksal vorbestimmt. Sie brennen von Anfang an heißer und erzeugen wesentlich mehr Energie aus dem Umwandeln von Wasserstoff zu Helium. Diese Energie wird jedoch nicht nur durch Strahlung nach außen gebracht, sondern die Gasmassen konvektieren und sorgen so im Inneren dafür, dass immer neuer Wasserstoff in die Brennzone geschafft wird. Der Heliumkern wird dadurch viel größer und das anschließende Heliumbrennen erzeugt so viel Hitze, dass sich der Stern um ein vielfaches ausdehnt, als sonnenähnliche Sterne.

  

Supernova 1987A

  

© Hubble

Auch bleibt bei diesen Roten Überriesen die Fusion nicht beim Kohlenstoff stehen, sondern geht bis zu Eisenatomkernen. Diese Kerne lassen sich jedoch nur durch erhebliche Energiezufuhr in schwerere Elemente umwandeln. Ist eine kritische Grenze erreicht, so kühlt sich der Kern aufgrund fehlender Energie sehr schnell ab und stürzt in sich zusammen und ein Neutronenstern entsteht. Die dabei freiwerdenden Neutrinos treiben die in den Kern stürzenden Gasmassen explosionsartig nach außen. Eine Supernova ist entstanden.

 

 

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