Astronomie, Was ist...?

Über ein Sternenleben

Fast alle Himmelskörper, die wir mit bloßen Augen beobachten können, sind selbstleuchtende Objekte. Diese Sterne sind sehr massereich und bestehen aus heißem Gas und Plasma, genau wie unsere Sonne. Wir sehen also lauter Sonnen, die einfach so extrem weit weg sind, dass wir sie nur noch als winzige Punkte wahrnehmen.

Sterne entstehen aus Gaswolken oder auch aus gasförmigen Molekülwolken, wobei nach mehreren Verdichtungsstufen ihre eigene Schwerkraft die Masse zusammenhält. Dabei haben sie eine Innentemperatur von mehreren Millionen Grad Celsius und eine Oberflächentemperatur von immerhin noch 1726,85 °C bis 19726,85 °C. Von ihnen geht nicht nur eine hohe Lichtstrahlung aus, sondern auch ein Strom von geladenen Plasmateilchen – das Magnetfeld der Erde ist für uns so enorm wichtig, weil es uns vor dieser Strahlung schützt! Die Strahlungsenergie eines Sterns wird erzeugt durch Kernfusion im Innern. Die meisten dieser Sonnen bestehen zu 99 % aus Wasserstoff und Helium.

Je größer die Masse eines Sterns ist, desto kürzer ist seine Lebensdauer. Unsere Sonne ist relativ massearm und hat nach ihrer bisherigen Brenndauer von 4,6 Milliarden Jahren nicht einmal die Hälfte ihres Brennstoffes verbraucht. Solange die Sterne in dieser recht stabilen Brennphase sind, spricht man davon, dass sie sich in der „Hauptreihe“ befinden. In dieser Phase befinden sie sich etwa 90 % ihres Lebens. Die verschiedenen Phasen liest man am Hertzsprung-Russell-Diagramm ab.

Wenn die Sterne eine genügend hohe Temperatur und Druck erzeugt, beginnen Heliumkerne im Sternenkern zu fusionieren. Es gibt zwei mögliche Fälle für das Ende eines Sternenlebens (und ein paar seltenere Fälle, auf die ich heute nicht eingehe):

Bei massearmen Sternen zwischen 0,3 – 2,3 Sonnenmassen (also auch unsere Sonne) findet ein sogenannter Heliumflash statt: Auslöser dafür ist der Start des Heliumbrennens im Kern. Als Folge kommt es zu einer sprunghaften Erhöhung der Leistung im Zentrum – sie kann dabei das 100-Milliardenfache der heutigen Sonnenleistung erreichen. Durch diesen extremen Temperatur- und Leistungsanstieg pustet sich der Stern zu einem Roten Riesen auf! Sobald das Heliumbrennen erloschen ist, nimmt die Temperatur ab und durch die Schwerkraft fallen sie zu einem Weißen Zwerg zusammen. Diese weißen Zwerge haben nur noch Durchmesser von einigen tausend Kilometern.

Das andere Ende eines Sternenlebens nennt man Supernova: Ein Stern, der am Ende seines Lebens ein bisschen mehr Masse besitzt, als unsere Sonne, fällt unter seinem eigenen Druck zusammen und schrumpft dabei auf wenige Kilometer zusammen. Bei einer Supernova kollabiert ein Roter Riese, der aus solch einem massereichen Stern entstanden war, zu einem Neutronenstern. Dabei wird so viel Energie freigesetzt, dass die äußeren Schichten explodieren und ins All geschleudert werden. Das klingt grausam, sieht aber toll aus!

Cassiopeia A (Cas A) ist der Überrest eines massereichen Sterns. Explodiert ist er vor etwa 300 Jahren.

Entdeckt und berechnet hat diesen Unterschied der Inder Subrahmanyan Chandrasekhar. Aus diesem Grund gibt die sogenannte „Chandrasekhar-Grenze“ auch an, in welche Richtung sich ein Stern entwickeln wird. Liegt die Masse des Stern unterhalb der Chandrasekhar-Grenze, wird er zu einem Weißen Zwerg, liegt die Masse oberhalb des Grenzwertes, wird er zu einem Neutronenstern oder sogar zu einem schwarzen Loch (ab 2,5 Sonnenmassen). Der Schwellwert liegt übrigens bei etwa 1,44 Sonnenmassen.

Würdet ihr gern über eines der Stadien im Laufe eines Sternenlebens mehr erfahren? Schreibt es mir in die Kommentare!

 

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Literaturtipp: The Astronomy Book – ich hatte es euch HIER schon einmal kurz vorgestellt.

Bildnachweis:
Hertzsprung-Russell-Diagramm: https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=3670343
Sternentwicklung: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Sternentwicklung.png
Cas A: https://solarsystem.nasa.gov/resources/822/cassiopeia-a-supernova-remnant/

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