welt-verstehen/Sterne, stw1625S

Unsere Welt zu verstehen: Sterne

Wie Sterne sterben

und was von ihnen übrig bleibt

— hmsgnr0147z

Je massereicher ein Stern, desto kürzer sein Leben. Die Gravitationskraft wird ihn schneller komprimieren, und so wir er seinen Brennstoff schneller verbrauchen.

Die bei weitem zahlreichsten und langlebigsten Sterne sind sog. Rote Zwerge. Ihre Masse liegt zwischen 0,1 und 0,4 Sonnenmassen. Es sind die kleinsten Sterne, in deren Zentrum Wasserstoffbrennen stattfindet. Etwa 75% aller Sterne gehören zu dieser Klasse.

Unsere Sonne, die derzeit 4,6 Mrd. Jahre alt ist, wird etwa 10 Mrd. Jahre alt werden.

Von unserer Sonne wird einmal ein nur erdgroßer Klumpen aus Kohlenstoff und Sauerstoff übrig bleiben. Der ganze Rest ihrer Masse wird als planetarischer Nebel im Raum verteilt werden, der sich dann aber in einigen 10.000 Jahren völlig aufgelöst haben wird.

Sterne, die etwas mehr Masse als unsere Sonne haben, hinterlassen später eine kompakte Eisenkugel im All.

Genauer:

Weißer Zwerg

Bei sehr geringer Restmasse — wie etwa im Fall unserer Sonne —, stabilisiert der Entartungsdruck der Elektronen den Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern gegen die Kraft der Gravitation.
Ansonsten aber wird der gesamte Kern zu Eisen (mit Spuren von Nickel).

Neutronenstern

Supernova

Manche Neutronensterne — sog. Pulsare

zu einem Schwarzen Loch werden

Ein Stern beginnt zu sterben, sobald sein Vorrat an Wasserstoff aufgebraucht ist:

Wegen der dann schwächer werdenden Kernfusionskräfte, kann die Gravitationskraft den Kern komprimieren, also schrumpfen lassen. Seine Außenhüllen aber dehnen sich mehr und mehr aus: Er wird zu einen roten Riesen. Zunächst kann der Stern seine Gravitationskraft noch einige Zeit dadurch im Zaune halten, dass er in seinem Inneren immer schwerere Elemente zur Fusion treibt (erst bei Eisen wird dann Schluss sein): Während also zunächst durch Fusion von Wasserstoff Helium entstand, zündet

bei etwa 100 Mio Kelvin das Heliumbrennen,
bei etwa 700 Mio Kelvin das Kohlenstoffbrennen (was Neon, aber auch Magnesium, Natrium und Sauerstoff erzeugt),
bei etwa 1200 Mio Kelvin das Neonbrennen (worin sich Sauerstoff, Magnesium und Silicium bilden),
bei etwa 1800 Mio Kelvin das Sauerstoffbrennen (es entstehen Silicium, aber auch Schwefel, Phosphor und Magnesium),
bei etwa 5000 Mio Kelvin zündet schließlich das Siliciumbrennen (was zu Eisen, aber auch Nickel und Cobalt führt).

Mit anderen Worten: Mit zunehmender Temperatur wachsen aus dem Kern heraus Schalen, deren jede durch Fusion Elemente erzeugt, die höhere Kernladungszahl haben als die schon vorhandenen. Dies funktioniert bis schließlich Eisen, Nickel und Cobalt erreicht werden.

Hier ist — beispielhaft anhand der Fusionen in der Schale des Siliciumsbrennens — gezeigt, wie die jeweils schwereren Element zustande kommen:

Gegen Ende ihres Lebens wirken große Sterne demnach wie glühend rote Zwiebeln: In 6 verschiedenen Schichten werden die Elemente von Helium bis Eisen erzeugt. Um Elemente mit noch höherer Kernladungszahl zu bekommen, muss sehr viel mehr Energie zugeführt werden — daher entstehen sie gewöhnlich nur im Zuge einer Supernova-Explosion.

Wenn schließlich die Kerntemperatur auf etwa 10 000 Mio Kelvin gestiegen ist, wird der Stern als Supernova explodieren.

Einen Tag vorher begann das Siliciumbrennen (Kerntemperatur 5000 Mio Kelvin)
1/2 Jahr vorher begann das Sauerstoffbrennen (Kerntemperatur 1800 Mio Kelvin)
10 Jahre voher begann (bei etwa 1200 Mio Kelvin) das Neonbrennen.
300 Jahre vorher begann — bei 700 Mio Kelvin — das Kohlenstoffbrennen.
100 000 Jahre vorher begann — bei 100 Mio Kelvin — das Heliumbrennen.
500 000 Jahre vorher war die Kerntemperatur auf 40 Mio Kelvin gestiegen, der Wasserstoffvorrat weitgehend erschöpft, und das Sterben des Sterns nahm seinen Anfang.

Anhang:

Wasserstoff

Helium-4 + 2 Gammaphotonen → 2 Positronen + 2 Neutrinos

Helium

^-16

Kohlenstoff

Neon

Sauerstoff

Silicium

Je massereicher ein Stern ist, desto schneller verbraucht sich sein Brennstoffvorrat.

Ein Stern etwa, der doppelt so schwer ist wie unsere Sonne, wird nur etwa 1 Mrd. Jahre alt (stirbt also 10 Mal früher als sie). Es gibt sogar Sterne, die bis zu 100 Mal schwerer sind als die Sonne. Sie werden nur wenige Millionen Jahre alt.

Quelle: Daniela Leitner: Als das Licht laufen lernte (Bertelsmann 2013, Seite 498-538)

Lies auch: Lebenslauf der Sterne

Eine noch strittige Frage ist, wie schwer Neutronensterne werden können. Die Astrophysiker wissen, dass sie schwerer sein können als Weiße Zwerge, aber ab einer bestimmten Massengrenze nicht mehr stabil sind. Denn dann kollabiert ein Neutronenstern zu einem stellaren Schwarzen Loch.

Die klassische Massengrenze von Neutronenmaterie ist die Oppenheimer-Volkoff-Grenze von 0.7 Sonnenmassen, die bereits 1939 berechnet wurde. Dieses Neutronensternmodell hat sich jedoch als nicht wirklichkeitsnah erwiesen, da Neutronensterne deutlich komplexer aufgebaut sind, als man zunächst dachte. Ein konservativer Zahlenwert für die Maximalmasse eines Neutronensterns resultiert aus sehr allgemeinen Überlegungen auf der Basis von Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie und beträgt 3.2 Sonnenmassen (Rhoades & Ruffini, PRL 1974). Neuere Arbeiten setzen dieses Limit deutlich herab: So wird ein Massenbereich für Neutronensterne zwischen 1.5 und 1.8 Sonnenmassen diskutiert (Burgio 2004, nucl-th/0410040).

Quelle: https://www.spektrum.de/lexikon/astronomie/neutronenstern/311

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