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Unsere Welt zu verstehen:  Lebenslauf Sterne



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Der Lebenslauf aller Sterne

 
 
Zur Geburt eines Sterns kommt es, wenn eine Wolke aus Wasserstoffgas — mehrfach so groß wie unser Sonnensystem — durch die von ihr selbst ausgehende Gravitationskraft langsam komprimiert wird. Da hierbei Gravitationsenergie in kinetische Energie der Wasserstoffatome umgewandelt wird, ergibt sich eine recht starke Erwärmung der dichter und dichter werdenden Gaswolke.
 
Doch an einem bestimmten Punkt — wenn die Temperatur auf 10 bis 100 Mio Grad K angestiegen ist, überwindet die kinetische Energie der Protonen (der Wasser­stoffkerne also) ihre elektrostatische Abstoßung. Sie prallen dann aufeinander und » verschmelzen « paarweise zu Helium. Dies setzt gewaltige Energiemengen frei und macht aus der Wasserstoffwolke eine Heliumwolke.
    Um zu verstehen, warum die Umwandlung von Wasserstoff in Helium Energie freisetzt, muss man wissen, dass das durchschnittliche » Gewicht « eines einzelnen Protons in Atomen umso größer ist, je leichter die Atome sind. Da Wasserstoffatome leichter als Heliumatome sind, verlieren die Protonen an Gewicht, und die entsprechende Differenz wird freigesetzte Energie ( E = mc2 ).

Zudem kommt es zu einem Balanceakt zwischen der Schwerkraft, die bestrebt ist, die Gaswolke zu kompaktifizieren und der Kernkraft, die ihr entgegenwirkt.
 
Unsere Sonne etwa ist ein sog. gelber Stern: ein Stern, der noch überwiegend aus Wasserstoff besteht. Die bei seiner Verbrennung zu Helium freigesetzte Energie bewirkt, dass die Sonne scheint.
 
Doch im Laufe von mehreren Milliarden Jahren verbraucht sich der Wasserstoff, der Kernbrennofen erlischt, die Schwerkraft setzt sich durch und lässt die Heliumwolke stark schrumpfen. Diese Schrumpfung führt zu einer Aufheizung, und schließlich verbrennt das Helium in andere Elemente wie Lithium und Kohlenstoff. Da sie höheres Atomgewicht haben, wird hierbei aus genau den gleichen Gründen wie vorhin wieder viel Energie freigesetzt.
 
Obwohl der Stern stark an Größe verloren hat, ist seine Temperatur noch ziemlich hoch, und seine Atmosphäre dehnt sich aus. Sterne in diesem Zustand nennt man » rote Riesen «.
    Wenn der Wasserstoffvorrat unserer Sonne erschöpft sein wird, und sie dann beginnt Helium zu verbrennen, wird das dazu führen, dass sich ihre Atmosphäre bis zum Mars hin ausdehnt. Unsere Erde wird dann verdampfen. Nun ist unsere Sonne aber ein Stern mittleren Alters, was bedeutet, dass noch etwa 5 Mrd. Jahre vergehen werden, bis unsere Erde auf diese Weise zerstört wird.

Wenn schließlich auch das Helium verbrannt ist, wird der Kernbrennofen erneut erlöschen: Der rote Riese schrumpft und wird zu einem weißen Zwerg. In diesem Zustand kann der Stern nur noch wenig Energie abgeben (da die Atome, aus denen er dann besteht, schon recht schwere Elemente darstellen werden).
    Kurz: In etwa 5 Mrd. Jahren wird unsere Sonne zu einem weißen Zwerg werden: zu einen (nahezu) ausgebrannten Zwergstern.

Man geht heute davon aus, dass auch weiße Zwerge ihr Material in immer noch schwerere Atome umwandeln bis hin zu dem Punkt, wo der Stern dann überwiegend aus Eisen besteht (die Protonen der Eisenatome haben nahezu minimales durchschnittliches Gewicht). Nun lässt sich keine Energie mehr aus Überschussmasse gewinnen, und so kommt die Kernschmelze endgültig zum Stillstand.
 
Damit gewinnt die Schwerkraft dann endgültig die Oberhand und presst den Stern zusammen. Er kollabiert, so dass seine Temperatur sich um einen Faktor zwischen 1000 und 10000 auf mehrere Billionen Grad K erhöht.
 
Aufgrund der gewaltigen Wärmemenge, die hierdurch freigesetzt wird, entwickelt sich eine Supernova: Eine ungeheuere Explosion reißt den Stern auseinander und verstreut die Trümmerteile als Kondensationskerne im interstellaren Raum. Um sie herum bilden sich dann neue Sterne.
 
 
Nach Erlöschen der Supernova bleibt ein vollkommen toter Stern zurück: ein Neutronenstern, dessen Durchmesser nur noch wenige Kilometer beträgt. In ihm sind die Neutronen so dicht gepackt, dass sie sich buchstäblich » berühren «.
 
Neutronensterne haben etwa die Dichte eines Atomkerns (man kann sie als gigantischen Atomkern auffassen).
 
Neutronensterne sind nahezu unsichtbar. Dennoch kann man sie entdecken. Das liegt daran, dass sie bei ihrer Rotation etwas Strahlung abgeben und deswegen wie kosmische Leuchttürme wirken (Pulsare genannt). Seitdem man 1967 den ersten Pulsar entdeckt hat, wurden bis heute [2010] etwa 1700 weitere gefunden.
 
 
Durch Berechnungen glauben die Physiker gezeigt zu haben, dass die meisten Elemente, die schwerer als Eisen sich, in der Hitze und dem Druck einer Supernova entstehen. Und so kommt es, dass die bei der Explosion entstehenden, weit ins All hinaus geschleuderten Trümmer auch aus höheren Elementen bestehen. Im Laufe der Zeit mischen sie sich mit Gasen, bis sich schließlich so viel Wasserstoffgas angesammelt hat, dass die Gravitation erneut zu einer Komprimierung dieser Wolken führen kann. Die hierbei entstehenden Sterne der nächsten Generation enthalten deswegen auch schwerere Elemente.
 
Damit ist nun klar, woher die schwereren Elemente in unserem Körper kommen: Vor Milliarden Jahren explodierte eine namelose Supernova und legte damit den Grundstein zu jener Gaswolke, aus der sich unser Sonnensystem gebildet hat.
 
 
 
Quelle: Michio Kaku: Die Physik der unsichtbaren Dimensionen (Rohwohlt 2013), S. 345-353

 


aus  Notizen  zu:

Sterne, Schwarze Löcher, Wurmlöcher


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