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Unsere Welt zu verstehen:  Sterne Selbst



 Beitrag 0-332
 
 

 
Wie alt werden Sterne?

 
 
Dass Himmelskörper extrem alt werden können, zeigt sich am Beispiel Schwarzer Löcher. Ähnliches gilt für Elementarteilchen wie etwa Elektronen und Protonen.
 
Wie alt aber werden denn nun typischerweise Sterne?
 
 
Dass ihr maximal erreichbares Lebensalter davon abhängen wird, wieviel Energie sie abstrahlen, scheint offensichtlich. Es gilt:
     
  • Ein Stern mit 2-facher Sonnenmasse strahlt 14 Mal heller als die Sonne,
     
  • einer mit 10-facher Sonnenmasse strahlt schon etwa 6000 Mal heller als die Sonne
     
  • und einer mit 30-facher Sonnenmasse gar 400 000 Mal so hell.

 
Je heller ein Stern strahlt, desto verschwenderischer geht er mit seinem Wasserstoff-Vorrat um. Ist jener aufgebraucht, beginnt der Stern zu sterben.
     
  • Unsere Sonne wird noch 5 bis 6 Mrd. Jahre leuchten.
     
  • Ein Stern mit doppelter Sonnenmasse wird etwa 1,4 Mrd. Jahre alt,
     
  • einer mit 10 Sonnenmassen nur etwa 35 Mio Jahre
     
  • und hat er gar mehr als 30 Sonnenmassen, wird er nur etwa 3 Mio Jahre alt werden (was schon recht kurz ist).
     
  • Umgekehrt kann die Lebensdauer Roter Zwergsterne — sie haben nur etwa 1/10 Sonnenmasse — das derzeitige Alter unseres Universums um das 100-fache übersteigen.

 
Die meisten Sterne enden — wie unsere Sonne auch — als Weiße Zwerge. Nur Sterne mit mehr als 1,46 Sonnenmassen sterben in einer Supernova-Explosion und hinterlassen kompaktere Reste: Neutronensterne oder gar Schwarze Löcher.
 
Während Sterne innerlich brennen, stellen sie einen Fusionsofen dar, in dem ausgehend von überwiegend nur Wasserstoff und Helium alle chemischen Elemente des Periodensystems bis hinauf zum Eisenatom geschaffen werden. Noch schwerere Elemente entstehen ausschließlich in Supernovae-Explosionen.
 
Gezündet werden diese Fusionsöfen durch die Kraft der Gravitation: Sie komprimiert Wolken aus Atomen, so dass sie zunehmend an Temperatur gewinnen und so zu Sternen werden.

 
 
 
Irgendwann wird in jeder Galaxie kaum noch interstellare Materie vorhanden sein.
 
Es können sich dann keine neuen Sterne mehr bilden, und schließlich wird die gesamte Galaxie nur noch aus nicht mehr leuchtenden Sternleichen bestehen.
 
In etwa 1014 Jahren wird in unserer kosmischen Umgebung fast jede Galaxie diesen Zustand erreicht haben.
 
Damit ist klar:
 
Selbst Universen ist kein ewiges Leben geschenkt.

 
 


Günther Hasinger, Direktor am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, schrieb 2007:
 
Grob 10100 Jahre nach dem Urknall dürften sämtliche Strukturen aus unserem Universum verschwunden sein.
 
Falls die Expansion des Raumes bis dahin — heutiger Annahme entsprechend — exponentiell zugenommen haben sollte,
     
  • wird die mittlere Materiedichte — die heute bei etwa 1 Proton/m3 liegt — dann auf etwa 1 Positron im 10194-fachen Volumen des heutigen Universums abgefallen sein.
     
  • Die Wellenlänge der kosmischen Hintergrundstrahlung — heute etwa 1 mm — wird dann 1041 Lichtjahre betragen.

 
Unser Universum wird wieder in dem Zustand sein, aus dem heraus es entstand: Es entstand aus dem » Nichts « und verflüchtigt sich zurück ins » Nichts «. Nur dass dieses » Nichts « [ auch falsches Vakuum genannt ] der höchste Energiezustand ist, den wir Physiker kennen.
 


 
 
In Fred Adams & Greg Laughlin: Die fünf Zeitalter des Universums (1999, S. 237) wird der wahrscheinliche Lebenslauf unseres Universums skizziert wie folgt:
     
  • Das Zeitalter der Urmaterie endete etwa 1 Mio. Jahre nach dem Urknall dadurch, dass sich dann erste Sterne zu bilden begannen.
     
  • Das Zeitalter der leuchtenden Sterne ist das, in dem Sterne die wichtigste Energiequelle darstellen. Es wird etwa 1014 Jahre nach dem Urknall enden.
     
  • Das Zeitalter entarteter Sterne — es wird etwa 1039 Jahre nach dem Urknall enden — ist das, in dem es nur noch Reste schon komplett ausgebrannter Sterne geben wird: Braune Zwerge, weiße Zwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher.
     
  • Das Zeitalter der Schwarzen Löcher — bis etwa 10100 Jahre nach dem Urknall — wird eine Zeit sein, in der alle Himmelskörper Schwarze Löcher sind.
     
  • Das Zeitalter der Dunkelheit, welches dann folgt, kennt dann gar keine Himmelskörper mehr. Sämtliche Schwarzen Löcher werden sich dann ihrer Hawking-Strahlung wegen aufgelöst haben, und aller Inhalt des Universums wird nur noch aus Elektronen, Positronen, Neutrinos sowie aus extrem langwelliger, also extrem energiearmer und ständig noch weiter auskühlender Strahlung bestehen.


 
 
Sternleichen — Die Reste früherer Sterne

 
Im Zeitalter entarteter Sterne werden statt Sternen nur noch Sternleichen existieren. Man versteht darunter
     
  • Braune Zwerge,
     
  • Weiße Zwerge,
     
  • Neutronensterne
     
  • und Schwarze Löcher.
     
  • Jeder Stern, der in anderer Form endet, stirbt als Supernova.

Braune Zwerge sind größer als Planeten, aber kleiner als normale Sterne. Sie sind insofern stellare Versager, als sie es nicht schaffen, in ihrem Inneren ein Wasser­stoffbrennen auszulösen. Sie sind deswegen zu unauffälliger Abkühlung und Kontraktion verdammt.
 
Die meisten Sterne — auch unsere Sonne — beenden ihr Leben als Weißer Zwerg. Obgleich ein schwacher Stern mit 0,08 Sonnenmassen 100 Mal leichter ist als ein Stern mit 8 Sonnenmassen (der 3000 Mal so hell wie die Sonne leuchtet), müssen doch beide ihr Leben als Weißer Zwerg beenden.
 
Gegen Ende des Zeitalters leuchtender Sterne wird unser Universum fast ein Billion (= 1012) Weißer Zwerge und ebenso viele Braune Zwerge enthalten. Da weiße Zwerge deutlich massreicher sind als braune, wird dann der größte Teil aller baryonischen Masse des Universums in Form weißer Zwerge vorliegen.
 
    Die Masse weißer Zwerge liegt im Mittel bei kapp einer Sonnenmasse.
     
    Unsere Sonne wird als weißer Zwerg nur noch etwa 60% ihrer heutigen Masse haben.

Da unser heutiges Universum noch relativ jung ist, haben heute existierende Weiße Zwerge typischerweise etwa ein Viertel der Sonnenmasse und etwa doppelten Erdradius. Sie sind nur deswegen sichtbar, weil sie noch viel Wärmeenergie enthalten.
 
Seltsamerweise sind Weiße Zwerge mit weniger Masse größer als solche mit mehr Masse. Sternleichen, die hinreichend wenig Masse haben, verhalten sie wie gewöhnliche Materie (die Grenze liegt bei etwa 1/1000 der Sonnenmasse).
 
Umgekehrt kann ein Weißer Zwerg nicht beliebig viel Masse haben: Um nicht als Supernova zu enden, muss eine Sternleiche weniger als 1,4 Sonnenmassen haben. Dieser wichtige Wert wurde vom damals 19-jährigen Astrophysiker Chandrasekhar berechnet — noch bevor er sein Physikstudium abgeschlossen hatte. Er erhielt dafür später den Nobelpreis für Physik.
 
 
Weiße Zwerge sind etwa 1 Million Mal dichter als Wasser. Noch 109 Mal dichter sind Neutronensterne. Sie sind gigantischer Atomkern, der entsteht, wenn der entartete Eisenkern eines Sterns mit mehr als der 8-fachen Sonnenmasse in einer Supernova explodiert. Im Vergleich zu weißen und braunen Zwergen sind Neutronensterne relativ selten. Dennoch enthält schon eine mittelgroße Galaxie etliche Millionen Neutronensterne.
 
Die größtmöglich Masse eines Neutronensterns ist nicht genau bekannt, liegt aber zwischen 2 und 3 Sonnenmassen. Sein Radius ist mit nur etwa 10 Kilometern recht klein. Ein nur zuckerwürfelgroßes Stück eines Neutronensterns (1 Qubikzentimeter) hat die Masse von etwa einer Milliarde Elefanten.
 
Hinreichend massereiche Sternenreste können nicht durch Entartungsdruck feste Größe aufrecht erhalten. Sie werden zu Schwarzen Löchern.

 


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Sterne, Schwarze Löcher, Wurmlöcher


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