2002_1   Sternentwicklung

Die Entwicklung eines Durchschnittssternes am Beispiel unserer Sonne

Die Entstehungslehre von Sonnensystemen ist noch nicht abgeschlossen. Die Theorie sagt, daß bei der Entstehung von Sonnen stets Restmaterial für Planeten übrigbleibt. Ist die Ursprungswolke wesentlich massereicher, so ist die Wahrscheinlichkeit einer zweiten (oder dritten) Sonne sehr groß.

Die Sterne der ersten Generation in der Milchstraße hatten eine große Masse, d.h. eine schnelle und daher kurze Entwicklungszeit und endeten wahrscheinlich in Supernovaexplosionen. Dadurch entstanden die schweren Elemente und gelangten in die noch unverbrauchte interstellare Materie, so daß immer masseärmere Sterne entstanden.

Interstellare Wolke

Grundvoraussetzung jeder Sternentwicklung ist diffus verteilte interstellare Materie, bestehend aus Gas und Staub. Es gibt sie in unterschiedlicher Zusammensetzung. Dabei wechselt die Häufigkeit der Anlagerung der Atome, z.B. beim Orion-Nebel (Wasserstoff, Helium, Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Neon, Schwefel und Chlor) an interstellare Staubteilchen (bestehend wahrscheinlich aus: Silikate, Siliciumcarbit, Graphit, Metalloxide, Wassereis, festes Kohlenmonoxid und Kohlendioxid).

Die Dichte der interstellaren Materie schwankt zwischen 0,1 und 100 Wasserstoffatomen pro cm³. In dichten Regionen der Molekülwolken kann die Dichte Werte von 10⁶ Molekülen pro cm³ und mehr annehmen.

Die kinetischen Temperaturen sind sehr unterschiedlich: In Wolken mit zumeist molekularen Wasserstoff liegt sie zwischen 10 und 20 K und bei Wolken mit zumeist atomaren Wasserstoff zwischen 80 und 100 K. Die Temperaturen im atomaren Gas zwischen den interstellaren Wolken beträgt ungefähr 1000 K. Hier existiert auch ionisiertes (heißes) Gas mit kinetischen Temperaturen von 10⁵ bis zu 10⁶ K.

Auch der Vorläufer unseres Sonnensystems ist eine Supernova gewesen. Sie und eine Wolke aus interstellarem Gas und Staub waren nötig, damit unsere Sonne entstehen konnte.

Bok Globule (benannt nach dem Astronomen Bok)

Am Anfang jedes Sternlebens steht eine rundliche kompakte kühle Wolke mit einem Durchmesser zwischen 8000AE (0,04 pc) bis zu ca. 1 pc.

Die Bok-Globulen setzen sich aus interstellarem Gas und Staub zusammen, wobei Gas prozentual den größten Anteil stellt. Es ist mit cirka 10 K sehr kalt, deshalb liegt es molekular und nicht ionisiert vor. Überwiegender Bestandteil ist Wasserstoff. Die Gesamtmasse von Globulen liegt zwischen 0,1 bis etwa 2000 Sonnenmassen.

Nach Boks Hypothese kontrahieren diese Massen, d.h. sie verdichten sich. Diese Verdichtung muß sehr groß sein, was nur durch die Eigengravitation der beteiligten Massen, nicht auf Grund von äußeren Kräften möglich ist. Die Kontraktion (Zusammenziehung) setzt dann ein, wenn die zum Zentrum hin gerichtete Gravitationskraft größer ist, als die auseinander treibenden Kräfte.

Die auseinanderziehenden Kräfte sind Druckkräfte p (Gasdruck, Turbulenzdruck, Zentrifugalkraft und magnetische Druckkraft. Im einfachsten Fall (eine nichtrotierende kugelförmige turbolenzfreie Wolke, unbeeinflußt von jedem Magnetfeld und ausgestattet mit einer einheitlichen Temperatur und Dichte), also im theoretischen Idealfall, läßt sich die Grenze bis zu der die Wolke gravitativ stabil ist, mit dem Jeansschen Kriterium angeben. Beim Überschreiten der dadurch vorgegebenen Grenzmasse ( m² ~ T³ / p ) bzw. eines Grenzradius  ( r² ~ T / p ) kontrahiert eine Materiewolke unter ihrem eigenen Einfluß.

Die Materiewolke kontrahiert und es bildet sich ein oder mehrere Protosterne, aus denen dann Hauptreihensterne werden. Es wird von einem abgeflachten differentiell rotierenden Sonnennebel ausgegangen. Viele weitere Details sind noch hypothetisch, doch etliche Beobachtungen stützen die Hypothese: T-Tauri-Sterne (kleine eruptiv Veränderliche, sehr massearm, im jungen Alter von cirka 10⁵ bis 10⁷ Jahren, im Vor-Hauptreihenzustand) und Herbig-Haro-Objekte (lichtschwache neblige Emissionslinien-Objekte die sich in der Nähe von Sternen befinden, die noch in der Vor-Hauptreihen-Phase sind, wie z.B. die T-Tauri-Sterne)kommen meist zusammen mit Globulen vor.

In großen instabilen Wolken tritt während der Kontraktion ein Zerfall in kleinere Teilwolken (sog. Fragmentation) ein. Dabei verteilt sich die Masse und der vorhandene Drehimpuls. So besitzt unsere Sonne über 90 % der Gesamtmasse, aber auf die Planeten entfallen über 90 % des Gesamtdrehimpulses.

Unbekannt sind noch die Ausgangsmassen und ursprüngliche Radien von Wolken für die Fragen, ob ein Einzel-, Doppel- oder Mehrfachsystem entsteht und zur Anzahl der sich aus der Restmaterie (zirkumstellare Staubhüllen, auch HH-Objekte genannt) bildenden Planeten.

Die Restmaterie, die weder für die Sonne noch für die Planeten verbraucht wurde, nennen wir heute Kuiper-Gürtel und Oortsche Wolke.

Die Protosternphase der Sonne dauerte cirka 0,1 bis 1 Millionen Jahre.

Ein Stern wie die Sonne durchläuft am Anfang eine T-Tauri-Phase, in der sie Jets ausstrahlt.

Zur Zündung der nuklearen Fusion sind mindestens 3 Millionen Kelvin nötig. Die Temperatur ist abhängig vom Gasdruck, daher ist eine Mindestmasse erforderlich. Diese beträgt das 75-fache der Jupitermasse, bzw. rund 7 % der Sonnenmasse.

Es sind nun 30 Millionen Jahre vergangen. Vor ungefähr 4,5 Milliarden Jahren beginnt unsere Sonne Wasserstoff in Energie umzuwandeln, sie scheint.

Planeten: Zunächst bilden sich in der Staubscheibe der jungen Sonne mehrere Kilometer große Asteroiden. In einem Prozeß, der als galoppierendes Wachstum bezeichnet wird, klumpen daraus planetare Embryos zusammen, deren Größe zwischen der der Planten Merkur und Mars liegt. Aus Kollísionen dieser Kleinstplaneten gehen schließlich die ausgewachsenen Planeten hervor. Die Planeten rotierten früher schneller und verlangsamten sich durch die Gravitation.

Gelber Zwerg

Seit cirka 4,5 Milliarden Jahren wandelt die Sonne Wasserstoff in Helium um und wird das noch rund 5,5 Milliarden Jahre machen. Während dieser Zeit sind Strahlungsdruck und Gravitationsdruck im Gleichgewicht. Strahlung aus dem Sternzentrum benötigt Millionen Jahre um zur Oberfläche zu gelangen. Die heutige Nachbarschaft der Sonne ist relativ leer (Materiedichte nur cirka ein Hundertstel der Dichte von weiter entfernten Regionen). Ein Erklärungsmodell sagt, daß frühere Sternexplosionen eine riesige leere Blase geschaffen haben in deren Mitte sich das Sonnensystem befindet. Am Rande dieser Blase, im Sternhaufen "Scorpius Centaurus", wurden mehrere Sterne entdeckt, die sich offenbar früher innerhalb der Blase befanden, d.h. das Entstehungsgebiet unseres Sonnensystem war ein kleiner Sternhaufen. Vor 2 bis 8 Millionen Jahren sollen sie durch etwa sechs gigantische Sternexplosionen vertrieben worden sein. Zurück blieb ein leerer Raum in das unser Sonnensystem hineingewandert ist. Ein anderes Modell sagt, daß eine vor einigen 100 000 Jahren stattgefundene Supernovaexplosion in der Nähe der Grund sei, da es nur vereinzelt Gebiete mit kühlem HI-Gas gibt.

Die Sonne hat 1000 Jupitermassen = 1,989*10³⁰ kg. Ihre Temperaturbeträgt fast 6000 Kelvin. Die Masse des Jupiter beträgt rund 1,9*10²⁷ kg und seine Temperatur beträgt rund 100 Kelvin. Die Planeten haben rund 446,7 Erdmassen, davon hat allein der Jupiter 317,8 Erdmassen und die 61 Satelliten der Planeten haben zusammen etwa 0,12 Erdmassen. Die masseärmsten Sterne erreichen Oberflächentemperaturen von rund 1800 Kelvin.

Die Lebensdauer t eines Sternes hängt von seiner Masse ab. Die Beziehung lautet: t ~ 1 / m² , d.h. die Lebensdauer ist etwa umgekehrt proportional zum Quadrat seiner Masse.

Veränderung auf der Erde in cirka 100 Millionen Jahren:

Es gibt, aufgrund des sich immer weiter von der Erde entfernenden Mondes, nur noch ringförmige Sonnenfinsternisse.

Der Atlantik ist der größte Ozean. Afrika ist mit Europa kollidiert, das Mittelmeer ist verschwunden. Die Alpen haben Himalaya-Höhe erreicht. Nordeuropa befindet sich im nördlichen Polarkreis. Vor Japan und Australien werden ozeanische Gräben eine enorme Tiefe erreichen.

Die Leuchtkraft unserer Sonne nimmt stetig zu, sie wird z.B. in 1 Milliarde Jahren ungefähr zehnmal stärker sein als heute.

Roter Riese

Wenn unsere Sonne cirka 11 Milliarden Jahre alt ist, also in rund 6 Milliarden Jahren, geht der Wasserstoff zu Neige und die Fusion erlischt. Der Kern besteht nun aus Helium und die Kernreaktionen kommen zum Erliegen. Der auswärts gerichtete Strahlungsdruck sinkt und fehlt dann, so daß der Kern durch die immer stärker werdende Gravitation schrumpft. Der Kern kollabiert unter seinem eigenen Gewicht und zieht sich zu über 90 % zusammen, wobei er sich immer weiter aufheizt.

Die Wasserstoffreste um den Kern erhitzen sich und eine neue Fusionsphase beginnt: das Wasserstoff-Schalenbrennen. Der Wasserstoff, der sich in den, den Kern umgebenden, Schalen befindet, fusioniert zu Helium. Der restliche Wasserstoff wird in dünnen Schalen um den Kern verbrannt und erzeugt Strahlungsenergie, die die äußeren Regionen unserer Sonne nach außen drängt. Sie dehnt sich aus und wird zum Roten Riesen.

Planeten: Zunächst wird der Rote Riese Merkur und Venus verschlucken. Die Ozeane der Erde verdampfen und die Atmosphäre verglüht. Die Temperatur auf der Erde steigt auf mehrere tausend Grad.

In rund 500 bis 700 Millionen Jahren nimmt der Sterndurchmesser um das 100-fache zu, die Temperatur halbiert sich, das Licht wird rötlich. Die riesige Sternfläche hat einen sehr großen Energieausstoß, deshalb gehören Rote Riesen zu den hellsten Sternen.

Roter Überriese

Der Kern verdichtet sich, die Atomkerne und Elektronen stoßen zusammen und er erreicht eine kritische Temperatur. Damit setzt eine neue Fusion ein: Heliumkerne verschmelzen zu Kohlenstoffkernen. Dadurch wird der weitere Kollaps des Kernes gestoppt. Der Kern dehnt sich nicht unter dem Strahlungsdruck der neuen Fusion aus, nur seine Temperatur nimmt zu. Unsere Sonne verbrennt nun Helium. Dadurch nimmt ihre Leuchtkraft noch mehr zu und für einige Zeit wird es im Sonnensystem viel wärmer werden. Helium verbrennt jedoch viel schneller als Wasserstoff. Solange es vorhanden ist, gibt die enorme Hitze eine massive Strahlungswelle ab, die die Sonnenatmosphäre weiter nach außen treibt. Sie ist 100-fach so groß und 1000-fach so hell wie heute.

Bei Erreichen von 100 Millionen Grad (Reaktionstemperatur von Helium) explodiert das Kernmaterial (Heliumblitz) und unsere Sonne expandiert zum Roten Überriesen. Die plötzliche Entzündung führt zu einer Vergrößerung unserer Sonne auf das 200.-fache und einer Helligkeitszunahme auf das 5000-fache. Das geschieht mehrmals: das sogenannte Pulsieren.

Die Sonne pulsiert in einer Heliumhülle um einen Kohlenstoffkern und treibt die äußeren Schichten noch weiter hinaus in den Weltraum. Dadurch scheint erstmals wieder das Licht des Kernes durch die Gasschichten. Die Kernexplosionen wechseln sich mit Phasen der Abkühlung und Kontraktion ab. So geht es cirka 5 Millionen Jahre lang.

Die Pulsationen finden cirka alle zehn- bis zwanzigtausend Jahre statt. Sie bilden den sogenannten Planetarischen Nebel. Planetarische Nebel bestehen selbst nur wenige hunderttausend Jahre.

Weißer Zwerg

Die Pulsationen (also die Phase mit Helium als letzter Energiequelle) finden cirka alle zehn- bis zwanzigtausend Jahre statt und enden damit, daß die äußeren Schichten der Sonne einen Planetaren Nebel bilden. Planetare Nebel haben eine Lebensdauer von nur wenigen hunderttausend Jahren.

Wenn das Helium verbraucht ist, kollabiert der Kern weiter. Er ist sehr dicht, aber seine Masse ist nicht ausreichend um sich durch die Gravitation so zu erhitzen um erneut zu zünden. Er ist ein Weißer Zwerg.

Unsere Sonne ist zu einem Stern in der Größe der Erde kollabiert, der Planetare Nebel ist in den umgebenden stellaren Raum verschwunden. Das ist die Entwicklung von Sternen bis 1,4-facher Sonnenmasse.

Sterne mit über 1,4-facher Sonnenmasse werden zu Neutronensternen. Sterne von 2-3-facher Sonnenmasse implodieren und fallen in sich zusammen, bis sie zu dicht sind um Materie oder Energie zu emittieren. Wheeler nannte sie Schwarze Löcher.

Im Weißen Zwerg gibt es keine Fusion mehr. Aber die Strahlung benötigte in der Sonne Millionen Jahre um vom Kern an die Sonnenoberfläche zu gelangen. Und sie benötigt noch mehr Zeit um aus dem hochverdichteten Kern eines Weißen Zwerges nach außen zu gelangen. So gibt der Weiße Zwerg ca. 15 bis 20 Milliarden Jahre lang Strahlung ab, obwohl das nukleare Feuer im Kern längst erloschen ist. Die verbliebenden, stark veränderten Planeten umkreisen auf neuen Umlaufbahnen ihre sterbende Sonne. Der Weiße Zwerg leuchtet weiter, bis der letzte Energierest freigesetzt wurde. Dabei wird er kälter und ist irgendwann soweit abgekühlt, daß er mit optischen Teleskopen nicht mehr gesehen werden kann.

Schwarzer Zwerg

Damit ist unsere Sonne am Ende ihres Weges angelangt und zu einem Schwarzen Zwerg geworden. Er wird immer strahlungsärmer, ist nur noch im infraroten Bereich sichtbar und schließlich sind sie so leuchtschwach, daß sie Mikrowellen und endlich niederfrequente Radiowellen ausstrahlen.

Ergänzung: Astronomen haben 2000 Lichtjahre von der Erde entfernt eine kreisrunde Blase von der anderthalbfacher Größe unseres Sonnensystems entdeckt, die wahrscheinlich von 33 Jahren von einem jungen Stern ausgestoßen wurde. Bisher waren Materieausstöße bei jungen Sternen nur in Form von Jets beobachtet worden, die senkrecht von den Polen abgestrahlt werden. Durch diese Ausstöße vermindert der junge Stern seinen Drehimpuls, damit er während der Kontraktion nicht immer schneller wird und auseinanderbricht. Mit den bisherigen Theorien kann die perfekte Symmetrie einer kreisrunden Blase nicht erklärt werden. (BdW, online am 17.05.2002)