Die Entwicklung von Sternen

Vorbereitung (Stunde 1 und 2 von 6):

05_euw_ppt_sternentwicklung.pptx (Teil 1: Sternentstehung)

Zunächst bietet es sich an die Entstehung und Entwicklung unseres Sterns, der Sonne, beziehungsweise eines sonnenähnlichen Sterns zu beschreiben. Dies kann mit den Folien 2 bis 9 der Präsentation geschehen. Sterne entstehen zumeist aus Riesen-Molekülwolken. Sie sind sehr kalt (~ 10 K) und bestehen zum Großteil aus molekularem Wasserstoff. Die Folien 2 bis 4 zeigen, dass die Milchstraße riesige Mengen solcher Wolken hat. Das Infrarotbild (Folie 4) verdeutlicht, dass die dunklen Flächen keine Gebiete sind, in denen nichts ist: Die IR-Strahlung der Sterne in diesen Wolken und der Hintergrundsterne scheinen durch die Wolken hindurch und offenbaren sich hiermit.

Der Adlernebel im Sternbild Schlange und der Orionnebel (im Schwert des Orion) oder auch der Tarantelnebel in der Großen Magellanschen Wolke sind Beispiele für große Sternentstehungsgebiete. Sie können über Milliarden Jahre stabil sein. Schockwellen durch Supernovae, Kollisionen (eher Durchdringungen) von Galaxien können z. B. Auslöser für den Kollaps eines Teils einer solchen Wolke sein.

Auf Folie 5 sieht man eines der berühmtesten Beispiele für kollabierende Wolken (im Adlernebel): Die bis zu 4 Lichtjahre hohen, pathetisch bezeichneten „Säulen der Schöpfung“: An den vielen Spitzen der Wolken entstehen neue Sterne. Vereinfacht ausgedrückt fällt ein Teil der Wolke aufgrund der Gravitation in sich zusammen und heizt dadurch auf. Auf Folie 6 sieht man einen Ausschnitt des Orionnebels, der ein ganzes Sammelsurium an Entwicklungsstadien von Sternen bereithält: Kollabierende Wolkenbereiche, einen Protostern, der noch eine Staubwolke um sich hat, aus der ein Planetensystem entstehen kann und einen Sternhaufen von jungen Sternen, die sich frisch im Hauptreihenstadium befinden.

Folie 7 zeigt den Protostern nochmals deutlicher. Der Drehimpuls wird für eine immer schneller werdende Rotation und eine Verflachung des Gebietes sorgen. Reste dieser dabei entstehenden Scheibe verklumpen und bilden zunächst Planetesimale (Vorläufer und Bausteine von Planeten) und dann Planeten.

Im Zentrum eines kollabierenden Gebietes sammelt sich die meiste Masse, die sich hierdurch erhitzt. Ab einer Temperatur von 5 Mio. K beginnt Wasserstoff zu Helium zu fusionieren. Der hierdurch verursachte Strahlungsdruck wirkt dem Gravitationsdruck entgegen, der weitere Kollaps wird verhindert und so kann sich ein stabiler Stern bilden, wie auch unsere Sonne einer ist (Folie 8).

In IMP Klasse 9 im Kapitel „II. Leben im Sonnensystem - 1. Die habitable Zone der Sonne“, konnte schon mithilfe der Simulation der habitablen Zone (http://astro.unl.edu/naap/habitablezones/animations/stellarHabitableZone.html) festgestellt werden, dass unsere Sonne seit 4,6 Mrd. Jahren diese stabile Phase durchläuft, die noch weitere 5,2 Mrd. Jahre anhält (was aber nicht bedeutet, dass die Erde so lange in der habitablen Zone bleibt, sie ist es dann schon längst nicht mehr). Die Sonne ist in dieser Zeit und zurzeit ein Hauptreihenstern: Ein Stern, der im Kern Wasserstoff zu Helium fusioniert und in seinem besten Lebensalter ist.

Mit Folie 9 kann ein Tafelanschrieb erfolgen:

Folie 9 zeigt zwei berühmte Beispiele für junge Sternhaufen: Die Plejaden im Stier (auch „Siebengestirn“ genannt) und h & Χ (sprich: „h und Chi“) im Perseus. Die Plejaden sind am Winterhimmel einfach zu finden, sie sind eine sehr leuchtkräftige Sternansammlung und sehen ein wenig aus wie der „Große Wagen“ in klein. Mit bloßem Auge sieht man sechs helle Sterne darin, mit jedem Feldstecher deutlich mehr - daher: „Siebengestirn“… (???)

Zur Information:
Nicht alle kollabierenden Fragmente erzeugen erfolgreich einen Stern:

• Bei weniger als 0,08 Sonnenmassen wird keine Wasserstofffusion erzeugt. erzeugt Es entstehen Braune Zwerge. Sie strahlen potentielle Energie in Form von thermischer Energie ab: ab Sie schrumpfen. (Jupiter macht das auch, auch obwohl er kein Brauner Zwerg, sondern ein Planet ist. Er gibt aber mehr Energie ab, als er von der Sonne aufnimmt.)
• Eine Obergrenze der Sterngrößen ist noch nicht bekannt. Es wurden schon Sterne mit mehr als 100 Sonnenmassen entdeckt. Wie sie ihr hydrostatisches Gleichgewicht halten können und wie sie entstehen, entstehen ist noch völlig unklar.

Vorbereitung (Stunde 3 und 4 von 6):

05_euw_ppt_sternentwicklung.pptx (Teil 2: Endstadien)

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09_euw_ab_endstadien_von_sternen.docx

Die weitere Entwicklung von Sternen ist ziemlich komplex und hängt von der jeweiligen Masse des Sterns ab. Hier möchte ich vereinfacht und verkürzt zunächst die grundsätzliche Entwicklung eines sonnenähnlichen Sterns (0,75 M_☼ bis 8 M_☼) darstellen (Folie 11 bis 15).

Die Vorlage 09_euw_ab_endstadien_von_sternen stellt die Entwicklung piktographisch dar und ist begleitend zur Vorstellung des Kapitels der Endstadien für die Schüler gedacht.

Ist der Wasserstoffvorrat im Kern verbraucht, findet dort keine Fusion von Wasserstoff zu Helium mehr statt. Der Kern schrumpft, die Kernmaterie ist hierbei entartet, d.h. Dichte und Druck hängen nicht mehr von der Temperatur ab, sie bleiben sogar trotz Temperaturzunahme annähernd konstant (Anm.: Dies ist ein quantenmechanischer Effekt, der mit der klassischen Physik nichts mehr zu tun hat und auf den ich hier nicht weiter eingehe, da er jeden Normzehntklässler überfordert. Es wird genügen müssen, den Schülern das einfach mitzuteilen). Zunächst findet in einer Schale um den ausgebrannten Kern Wasserstofffusion statt (Folie 12). Der Stern bläht sich hierbei auf. Die gesamte Energie geht nun durch eine sehr viel größere Oberfläche. Diese ist hierdurch kühler und wirkt optisch rot. Der Stern ist zum Roten Riesen geworden: Radius etwa Erd- bis Marsorbit, Oberflächentemperatur im Bereich von 3000 K, Spektralklasse K bzw. M.

Der Kern des Sterns wird von dem Fusionsprodukt des Schalenbrennens „gefüttert“, also mit Heliumkernen, wobei sich dieser gewaltig aufheizt. Das Heliumbrennen im Kern setzt explosionsartig ein, man spricht von einem Helium-Flash. Die Temperatur steigt weiter enorm an, Dichte und Druck bleiben noch konstant. Die Energie von 1011 Sonnenleucht-kräften wird von der Sternhülle absorbiert. Dies geschieht innerhalb weniger Sekunden. Die Temperatur wird dann allerdings so hoch (120 Mio. K), dass die Entartung der Materie aufgehoben wird. Der Stern wird noch größer, ein heftiger Sternwind bläst die schwach gebundenen äußeren Schichten weg. Im Kern wird Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff fusioniert. Der starke Sternwind treibt auch die letzten äußeren Schichten weg. Es entstehen sogenannte Planetarische Nebel (Folie 13). Wenn die Heliumfusion im Kern erlischt, bleibt ein heißer kleiner Rest zurück: Ein weißer Zwerg (Folie 14). Dieser hat einen Radius von ein paar tausend Kilometern und eine Dichte in der Größenordnung von 106 g/cm³ beziehungsweise 1t/cm³, das ist schon recht üppig (Folie 15).

Der Entwicklungsweg massereicherer Sterne ist auf den Folien 16 bis 21 veranschaulicht:

Sterne mit mehr als acht Sonnenmassen können bei der Kontraktion die Gravitationsenergie in thermische Energie so umwandeln, dass das Schalenbrennen entfacht, ohne Entartung des Kerns. Sie fusionieren in Schalen von außen nach innen Wasserstoff zu Helium, Helium zu Kohlensoff und Sauerstoff, C und O zu N, Mg und N zu O, Mg und O zu Si, Si zu Fe.

Anmerkung: Hier geht es nur um die Fusion von Atomkernen und nicht um Atome. Die Elementsymbole habe ich nur der Kürze wegen (auch in Folien, AB) verwendet.

Die Sterne werden hierbei zu Roten Überriesen. Überschreitet deren Kernmasse 1,2 Sonnenmassen („Chandrasekhar-Grenze“ für Eisenkerne - für Kohlenstoff-Sauerstoffkerne liegt der Wert bei 1,4 Sonnenmassen; Folie 17), so kollabiert der Eisenkern innerhalb von Bruchteilen einer Sekunde. Die freiwerdende Energie stößt die Hülle des Überriesen in einer gewaltigen Explosion, einer Supernova ab. Hierbei entstehen in endothermen Fusionsvorgängen Stoffe des Periodensystems mit größeren Ordnungszahlen als Eisen.

Beim Kollaps des Kerns ist der Gravitationsdruck so gewaltig, dass in der entarteten Materie des Kerns Elektronen mit den Protonen zu Neutronen reagieren. Zurück bleibt ein sogenannter Neutronenstern (Radius: Einige Kilometer, Dichte 1014 g/cm³) (Folie 20).

Wenn aufgrund einer noch größeren Sternmasse (> 25 Sonnenmassen, die Kernmasse beträgt dann > 3,2 Sonnenmassen) sogar der Neutronendruck kollabiert, führt dies zu einem stellaren Schwarzen Loch (Folie 21 und 22).

Zu einem Schwarzen Loch gehört kein Oberflächenradius, sondern der im letzten Kapitel beschriebene Schwarzschildradius bzw. Ereignishorizont-Radius (r_S).
Dieser ist hier am Beispiel zweier supermassereicher Schwarzer Löcher dargestellt. (Achtung: Deren Entstehungsgeschichte ist noch unklar: Entweder Verschmelzung vieler stellarer Schwarzer Löcher oder Kollaps von riesigen Gaswolken).

 

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