Geburt, Leben und Tod von Sternen

1. Entwicklungsphase: Kontraktion einer Staub/Gas-Wolke (Vor-Hauptreihenstadium)

Das erste Stadium einer Entwicklung eines Sternes wird auch als Vor-Hauptreihenstadium bezeichnet. Dabei kommt es in einer ersten Phase zu einer Verdichtung einer Gaswolke (Gaswolken bestehen im Wesentlichen aus Wasserstoff). Eine Wolke aus Staub- und Gas im Weltall wird durch äussere Einflüsse "verdichtet". Wird bei der Verdichtung der Staub/Gas-Wolke eine kritische Masse erreicht, "ziehen" sich die Staub- und Gasteilchen aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft zusammen (man sagt, dass die Teilchen "kollabieren").

Damit dieser "Kollaps" der Staub/Gas-Wolke eintritt, müssen einige Voraussetzungen erfüllt sein, die "kritische Masse" muss die Masse einen bestimmten Druck und Temperatur haben. Die Temperatur ist wichtig, da bei der Verdichtung der Staub/Gas-Wolke eine hohe Temperatur der Verdichtung entgegenwirken würde (aus dem Physikunterricht wissen wird, dass Wärmeenergie zu einer höheren Bewegung von Gasmolekülen führt. Die stärkere Bewegung bei höherer Temperatur würde ein Zusammenziehen der Gasteilchen hemmen). Die kritische Masse, die notwendig ist, um einen Kollaps einer Staub/Gas-Wolke in Gang zu setzen, wird als Jeans-Masse bezeichnet (benannt nach dem Physiker James Jeans)

2. Entwicklungsphase: Entstehung eines Protosterns: (Vor-Hauptreihenstadium)

Während des Kollaps kontrahiert die Staub/Gas-Wolke immer weiter. Dieser Kollaps führt daher zu einer Verringerung des Volumens der Wolke und auch zu einer Erhöhung der Temperatur. In dieser Entwicklungsphase bildet sich ein Protostern, der als Vorläufer eines "echten" Sterns ist.

Bereits in dieser Phase spielt die Masse des (Proto)sterns eine wesentliche Rolle bei der Entwicklung eines Sternes. Damit die Kernfusion startet und sich ein Stern bildet, ist eine Mindest-Masse von ca 0.08 Sonnenmassen notwendig. Liegt die Masse des Protosterns unterhalb dieser Masse, reicht die Schwerkraft der sich zusammenziehenden Massen nicht aus, damit die Staub/Gas-Wolke auf eine ausreichende Temperatur erhitzt wird (die ausreichende Temperatur ist die Temperatur bei der die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium einsetzt)

$\Rightarrow$ Protosternmasse < 0.08 Sonnenmassen. Die Entwicklung des "Sternes" endet hier. Durch die fehlende Kernfusion bildet sich kein Stern aus, sondern es entsteht ein Brauner Zwerg (ein Brauner Zwerg hat nur eine geringe Leuchtkraft. Im Gegensatz zu einem "normalen" Stern, der durch die Kernfusion von Wasserstoff zum Leuchten gebracht wird, kommt es beim Braunen Zwerg zu einer Fusion von Deuterium. Die Fusion von Deuterium liefert zwar nicht so viel Energie wie die Wasserstoff-Fusion, aber es reicht, um den Braunen Zwerg etwas zum Leuchten zu bringen).

Ist die Masse grösser als 0.08 Sonnenmassen, so geht die Entwicklung des Sternes weiter. Irgendwann hat Staub/Gas-Wolke eine Phase erreicht, bei der sich die Atomkerne der Wasserstoffatome sich so nahekommen, dass sie zu einem neuen, schwereren Atomkern (Helium) verschmelzen können. Sobald die Temperatur im Zentrum auf etwa 5 Millionen Grad gestiegen ist, beginnt die Kernfusion im Inneren, dabei wird Energie freigesetzt und nach aussen abgeführt. Der Beginn der Kernfusion ist die Geburtsstunde eines Sternes, der Stern erstrahlt nun in hellem Licht

3. Entwicklungsphase: Hauptreihenstern-Stadium

In dieser Entwicklungsphase hat der Stern einen stabilen Zustand erreicht (Hydrostatisches Gleichgewicht). In dieser Phase entspricht die Kontraktion(kraft) des Sternes (durch die Gravitation) genau der Energie der freiwerdenden Strahlung durch die Kernfusion. In dieser Phase halt sich also die Schwerkraft und der Strahlungsdruck im Gleichgewicht.

In dieser Phase leuchtet der Stern durch die "Verbrennung" bzw. Kernfusion des Wasserstoffes im Zentrum des Sternes. In dieser Phase werden die Sterne entsprechend dem Hertzsprung-Russell-Diagramm abhängig von ihrer Leuchtkraft und Spektralklasse (Temperatur und Farbe) den einzelnen "Sternklassen" zugeordnet. Unter einem Hauptreihenstern versteht man einen Stern, bei dem ein Zusammenhang zwischen Oberflächentemperatur und Helligkeit besteht.

Bei gleicher Spektralklasse (also Temperatur und Farbe) und unterschiedlicher Leuchtkraft, gibt es 6 verschiedene Klassen.

0 hellste Überriesen
Ia helle Überriesen
Ib schwächere Überriesen
II helle Riesen
III normale Riesen
IV Unterriesen
V Hauptreihen- oder Zwergsterne
VI Unterzwerge

Bei unterschiedlicher Spektralkasse unterscheidet man:

Spektralklasse O: mit Temperaturen über 30000K, Farbe erscheint blauweiss
Spektralklasse B: Temperaturen von 10000K - 28000K, Farbe erscheint bläulich
Spektralklasse A: Temperaturen von 7500K - 10000K weisse Farbe
Spektralklasse F: Temperaturen von 6000K - 7400K, Farbe erscheint gelblich-weisse
Spektralklasse G: Temperaturen von 5000K - 5900K, Farbe erscheint gelbliche
Spektralklasse K: Temperaturen von 3500K - 4900K Farbe erscheint orange
Spektralklasse M: Temperaturen von 2000K - 3400K Farbe erscheint rötlich

4. Entwicklungsphase: Nach-Hauptreihenstadium

Irgendwann sind bei allen Sternen die Wasserstoffvorräte (die zu Helium fusionieren) in der Kernzone zu Ende. Wie sich der Stern nun weiterentwickelt, hängt auch in dieser Phase von der Masse des Sternes ab. Bei Sternen mit einer Masse von 0.08 bis 0.9 Sonnenmasse ist nach dem Verbrauch des Wasserstoffes das Endstadium des Sternes erreicht.

$\Rightarrow$ Bei Sternen mit von 0.08 bis 0.9 Sonnenmassen Entwicklung beginnt der Stern zu verglühen, es entsteht ein sogenannter Weisser Zwerg.

Hat der Stern eine grössere Masse als 1 Sonnenmasse, so kann das hydrostatische Gleichgewicht nicht mehr aufrechterhalten werden. Die Gravitationskraft ist gr&?uml;sser als der Strahlungsdruck, daher kollabieren die Gas/Staubteilchen unter ihrer Schwerkraft so stark, dass dabei die Temperatur im Sterninneren erneut stark zunimmt. Bei einer Temperatur von ca. 10 Millionen Grad setzt eine weitere Kernfusion ein. Bei dieser Kernfusion verschmelzen die Kerne von Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff (wird auch als Heliumbrennen). Die dabei erzeugte W&?uml;rme treibt die Aussenh&?uml;lle des Sterns auseinander, wodurch sich der Stern aufbl&?uml;ht. In dieser Phase wird der Stern zu einem sogenannten Roten Riesen.

5. Entwicklungsphase: Endstadium eines Sternes

Wie im letzten Absatz erwähnt, entwickelt sich der Stern bei einer Masse grösser als die der Sonne zu einem Roten Riesen. Die weitere Entwicklung des Sternes hängt auch in dieser Phase wieder von seiner Masse ab.

Ist bei einer bestimmten Sternenmasse das Heliumbrennen vorbei, so ist das Endstadium des Sternes erreicht, er wird zu einem Weissen Zwerg.

Aus einem sehr massereichen "Roten Riesen" bildet sich ein Neutronenstern.

Fragen und Antworten

Was ist die erste Stufe in der Entstehung eines Sterns?
Die erste Stufe in der Entstehung eines Sterns ist die Kondensation von Staub und Gas in einer interstellaren Wolke.
Welches Element ist das häufigste in einem Stern?
Das häufigste Element in einem Stern ist Wasserstoff.
Wie nennt man die Phase, in der ein Stern Wasserstoff zu Helium fusioniert?
Diese Phase wird als Hauptsequenz oder Hauptreihenphase bezeichnet.
Welcher Prozess setzt die Energie in einem Stern frei?
Die Energie in einem Stern wird durch den Prozess der Kernfusion freigesetzt.
Welcher Prozess führt zur Entstehung eines Neutronensterns?
Die Bildung eines Neutronensterns ist das Ergebnis einer Supernova-Explosion.
Was ist ein Weisser Zwerg?
Ein weisser Zwerg ist das Endstadium eines Sterns mit geringer oder mittlerer Masse nach Beendigung der Kernfusion.
Welches Phänomen markiert das Ende eines massereichen Sterns?
Das Ende eines massereichen Sterns wird durch eine Supernova gekennzeichnet.
Wie verändert sich die Grösse eines Sterns während seiner Lebenszeit?
Ein Stern schwillt zu einem Roten Riesen auf, bevor er schrumpft und zu einem Weissen Zwerg oder Neutronenstern wird.
Warum sind Sterne wichtig für das Universum?
Sterne sind wichtig für das Universum, weil sie durch Kernfusion Energie erzeugen und Elemente für die Bildung neuer Sterne und Planeten bereitstellen.
Was ist eine Protostern?
Ein Protostern ist eine Sammlung von Gas und Staub, die unter ihrem eigenen Gewicht zusammenfällt und sich zu einem Stern entwickelt.

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