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Archive for the ‘Sterne’ Category

Telegramm 22: Der Rekordstern R136a1

Ein Astronomenteam um den Astrophysiker Paul Crowther (University of Sheffield) hat mit dem Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) in La Silla, Chile den größten bisher bekannten Stern entdeckt. Der Stern mit der Bezeichnung R136a1 ist ca. 165000 Lichtjahre entfernt und befindet sich innerhalb einer Sternentstehungsregion (Supersternhaufen R136) der Großen Magellanschen Wolke, einer unserer Milchstraße direkt benachbarten Irregulären Galaxie. In R136 stehen die Sterne rund 100.000 mal dichter beieinander als in der Umgebung unserer Sonne.

Der Supersternhaufen R136, eine Sternentstehungsregion in der Magellanschen Wolke mit dem massereichsten bisher gefundenen Stern R136a1. Quelle: ESO

Unter diesen Unmengen von Sternen fanden die Astronomen  mehrere sehr junge Sterne, die wesentlich größer und heißer sind als unsere Sonne. Einer davon, R136a1, hat gar die 265fache  Masse unserer Sonne und strahlt bei einer  Oberflächentemperatur um die 40.000°C rund 10 Millionen Mal heller.  Das ist eine Riesenüberraschung, denn alle bisherigen Sternentstehungsmodelle gehen von einer theoretischen Massenobergrenze von nur 150 Sonnenmassen aus.

Sterne bilden sich aus Gas- und Staubwolken von ca. 1 Lichtjahr Durchmesser, die in Rotation geraten und sich unter dem Einfluß ihrer eigenen Schwerkraft zusammenziehen und verdichten. Dabei dreht sich sich die Materiewolke wegen der Erhaltung des Drehimpulses immer schneller (wie eine sich drehende Eisläuferin, die ihre Arme anzieht) und verdichtet und erwärmt sich gleichzeitig in ihrem Zentrum bis sich ein Stern bildet. Durch die Rotation flacht die sich außen langsam abkühlende Gas- und Staubwolke zu einer Scheibe ab in der sich häufig – vor allem dann, wenn reichlich schwere Elemente vorhanden sind – durch Kondensations- und Aggregationsprozesse Planeten bilden.

Im Inneren herrschen unter dem Einfluß der eigenen Schwerkraft extreme Druck- und Temperaturverhältnisse. Bei Temperaturen von über 10 Millionen °C können Wasserstoff(kerne) zu Helium(kernen) verschmelzen (Kernfusion). Dabei wird ein kleiner Teil der Gesamtmasse direkt in Energie umgewandelt und als Gammastrahlung freigesetzt. Daneben entsteht auch eine intensive Teilchenstrahlung. Der Energietransport durch Strahlung erzeugt einen Strahlungsdruck, der den Stern im Gleichgewicht hält und verhindert, daß er unter der Last seiner eigenen Schwerkraft in sich zusammenfällt. Der Energietransport durch Strahlung reicht bis zu den äußeren Schichten des Sterns. Für den Weitertransport der Energie zur Oberfläche des Sterns sorgen dann in den äußeren Schichten Wärmeleitung und Konvektion. Die Leuchtkraft eines Sterns ist masseabhängig. Je größer die Masse, umso stärker die eigene Schwerkraft, die das Innere des Sterns verdichtet und so letztendlich die Kernfusion anfacht. Je intensiver die Kernverschmelzungsprozesse im Sterninneren ablaufen, umso  stärker auch die Strahlungsleistung, aber umso schneller wird auch der Kernbrennstoff  verbraucht. Massereiche Sterne haben also eine kürzere Lebensdauer als massearme Sterne; eine hohe Leuchtkraft hat also ihren Preis. 

Der Superriesenstern R136a1 im Größenvergleich mit einem roten Zwergstern von nur 1/10 Sonnenmasse, mit unserer Sonne und mit einem blauen Riesenstern von 8 Sonnenmassen. Quelle: ESO

Massereiche Sterne wie der jetzt gefundene R 136 a1 haben eine sehr hohe Strahlungsleistung, so daß mit der Gamma- und Teilchenstrahlung (Sternenwind) auch sehr viel Materie mitgerissen wird und dem Stern unwiederbringlich verloren geht. Daraus ergibt sich für Sterne eine rechnerische Massenobergrenze, welche dieser wegen der zu hohen Materieverluste  nicht überschreiten kann. Die Astronomen gehen davon aus, daß R136a1 seit seiner Entstehung vor rund 1 Million Jahren bereits 1/5 seiner Masse verloren hat, also ursprünglich sogar 320 Sonnenmassen schwer war. Bisherige Rechenmodelle, welche die Massenobergrenze von Sternen bei 150 Sonnenmassen sahen, müssen nun wohl revidiert werden.

Jens Christian Heuer

Quelle: http://www.eso.org/

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Kategorien:Sterne, Telegramme

Telegramm 18: Die Evolution der Galaxien

Der Astronom Edwin Hubble, der Entdecker der Expansion des Universums,  entwickelte auch ein System zur Klassifizierung von Galaxien. Er ordnete sie nach ihrem optischen Erscheinungsbild in einem Diagramm, das die Form einer Stimmgabel hat. Den Griff der Stimmgabel bilden die elliptischen Galaxien, die rund oder eher langgestreckt erscheinen (E0-E7). An der Verzweigungsstelle zu den Zinken mit den Spiralgalaxien ist eine flache Scheibe (S0), sozusagen eine Spirale ohne Spiralarme. Die Spiralgalaxien unterteilten sich in gewöhnliche Spiralen (S)  und Balkenspiralen (Sb), die sich jeweils in der Ausprägung des Kernbereichs und der Spiralarme unterscheiden (Sa-Sc, SBa-SBc). Außerhalb des eigentlichen Stimmgabeldiagramms ordnete Hubble die irregulären Galaxien ein, bei denen es sich um Sternansammlung ohne erkennbare Ordnungsstruktur handelt.

Hubble´s Stimmgabel-Diagramm zur Klassifizierung der Galaxien. Quelle: Wikipedia

Ein Gruppe europäischer Astronomen erstellte Stimmgabeldiagramme naher und ferner Galaxien. Wegen der konstanten Lichtgeschwindigkeit sehen wir ferne Galaxien so wie sie früher einmal waren, während wir nahe Galaxien in etwa dem heutigen Zustand erblicken, wobei ein paar Millionen Jahre hier ohne Bedeutung sind.

In ihre Untersuchung nahmen die Wissenschaftler 116 nahe und 148 ferne Galaxien auf. Letztere zeigten das Universum von vor 6 Milliarden Jahren.

Überraschenderweise wiesen die Stimmgabeldiagramme beider Galaxiengruppen beträchtliche Unterschiede auf:

Vor 6 Milliarden Jahren gab es wesentlich mehr irreguläre Galaxien als heute. Umgekehrt war der Anteil an Spiralgalaxien damals deutlich geringer. Innerhalb der letzten 6 Milliarden Jahre müssen sich also viele irreguläre Galaxien in Spiralgalaxien verwandelt haben, so die einzig mögliche Schlußfolgerung. Das ist aber nur möglich, wenn Galaxien zusammenstoßen und dabei verschmelzen.

Galaxienverteilung früher und heute. Quelle: Hubble/ESA

Bisher dachte die meisten Astronomen, daß die Anzahl der Galaxienkollisionen schon vor 8 Milliarden deutlich abgenommen hat. Das kann so nicht stimmen. Vielmehr ist davon auszugehen, daß es mindestens noch bis vor 4 Milliarden Jahren in unserem Universum recht turbulent zuging.

Auch die Annahme, daß bei der Verschmelzung zwei oder mehrerer Galaxien sehr häufig elliptische Galaxien entstehen, ist nun kaum noch haltbar, denn entgegen den Erwartungen sieht man in den beiden Stimmgabeldiagrammen keine nenenswerten Veränderungen in der Häufigkeit der elliptischen Galaxien.

Die ursprüngliche Annahme stützte sich auf die Beobachtung, daß elliptische Galaxien nur wenig Gas enthalten, mit der Folge einer sehr geringen Sternentstehungsrate. Bei der Kollision von Galaxien würde es dann durch die Gezeitenkräfte zu einem enormen Anstieg der Sternentstehungsrate kommen, so meinte man. Durch diesen vor allem im Zentrum stattfindenden Sternentstehungsausbruch werde nahezu alles Gas weggeblasen und übrig bliebe häufig eine elliptische Galaxie.

Die Wissenschaftler haben aufgrund der neuen Ergebnisse jetzt eine neue Theorie. Sie vermuten, daß immer dann Spiralgalaxien aufgebaut werden, wenn die verschmelzenden irregulären Galaxien viel interstellares Gas enthalten, was in einem erheblich jüngeren Universum wohl auch zumeist der Fall war.

Diese Theorie deckt sich vielleicht auch mit dem jüngsten Befund, daß unsere Milchstraße, eine Spiralgalaxie(!), im Laufe ihres Lebens mehrere Zwerggalaxien verschluckt und dadurch erst ihre heutige Gestalt und Größe erreicht hat. Zwerggalaxien sind aber in den meisten Fällen entweder irregulär oder elliptisch (vgl. Telegramm 15).

Quelle: http://www.spacetelescope.org/

Jens Christian Heuer

Telegramm 15: Fremde Kugelsternhaufen in unserer Milchstraße

Jeder vierte aller Kugelsternhaufen unserer Milchstraße stammt ursprünglich aus einer anderen Galaxie. Astronomen aus Australien und Kanada untersuchten die Spektren und bestimmten den Gehalt an schwereren Elementen, ein Hinweis auf Alter und Herkunft der Sterne. Nach Auswertung der Daten stammen mindestens 27 Kugelsternhaufen mit zusammen rund 100 Millionen Sternen aus 6-8 Zwerggalaxien, die von der Milchstraße im Laufe ihres Lebens vereinnahmt wurden. Große kompakte Kugelsternhaufen können diesen Prozeß (nahezu) unbeschadet überstehen, auch dann wenn ihre Ursprungsgalaxie dabei vollständig zerstört wird, so die Wissenschaftler.

NGC 5907: Die Spiralgalaxie im Sternbild Drache ist von dünnen Schleifen umgeben, bei denen es sich um die Überreste einer Zwerggalaxie handelt. Diese geriet in den Anziehungsbereichder größeren Galaxie und schwenkte in eine enge Umlaufbahn ein, wo sie nach und nach durch Gezeitenkräfte auseinandergerissen wurde. Dabei hinterließ sie die als Schleifen sichtbaren Trümmerspuren. Schließlich wurde Zerggalaxie von NGC 5907 ganz verschlungen. Quelle: http://apod.nasa.gov/

Neben Kugelsternhaufen stammen wahrscheinlich auch viele andere Sterne, etwa in offenen Sternhaufen, von fremden verschluckten Galaxien. Nur so konnte die Milchstraße ihre stattliche Größe erreichen. Quelle: Swinburne Centre for Astrophysics and Supercomputing (http://tinyurl.com/33lxr7v)

Jens Christian Heuer

Blue Stragglers in Kugelsternhaufen

Kugelsternhaufen sind mehr oder weniger kugelförmige Ansammlungen von rund 100.000 bis zu einigen Millionen Sternen, die durch gegenseitige Massenanziehung (Gravitation) eng aneinander gebundenen sind. Sie gehören zu den ältesten Objekten im Universum und umrunden als Begleiter praktisch alle Galaxien. Die Kugelsternhaufen sind ein Nebenprodukt bei der Entstehung der Galaxien, welche sich vor 12-13 Milliarden Jahren aus großen Gaswolken bildeten.

Unsere Heimatgalaxie wird von einem Schwarm Kugelsternhaufen umkreist. Nur einige wenige bekanntere davon sind eingezeichnet. Quelle: Richard Powell, http://www.atlasoftheuniverse.com/galaxy.html

Eine solche Gaswolke zog sich unter dem Einfluß ihrer eigenen Schwerkraft langsam zusammen und geriet dabei in Rotation. Noch bevor die Gaswolke sich dadurch zu einer zur Mitte hin immer dichteren Galaxienscheibe  abflachen konnte, entstanden die Kugelsternhaufen aus kleinen zufälligen Materiezusammenballungen innerhalb der Gaswolke. Die Sterne der Kugelsternhaufen entstanden also schlagartig alle zum ungefähr gleichen Zeitpunkt!

Innerhalb der rotierenden Galaxienscheibe bildeten sich dagegen infolge von Dichtewellen Spiralarme, in denen sich bis heute fortlaufend neue Sterne bilden.

Die Sterne eines Kugelsternhaufens stammen also aus der Frühzeit des Universums und enthalten daher im Gegensatz zu den Sternen der galaktischen Scheibe nur relativ wenig schwere Elemente (Sternpopulation II). In der Scheibe wachsen dagegen immer wieder neue Sternengenerationen heran (Sternpopulation I). Nach und nach reichern sie bei ihrem Werden  und Vergehen sich und die galaktische Scheibe mit schweren Elementen an. Das linsenartig verdickte Zentrum (Bulge,dt. Aufwölbung, Verdickung) der galaktischen Scheibe besteht übrigens wiederum vorwiegend aus älteren Sternen der Population II. Es ähnelt damit einem riesigen Kugelsternhaufen.

Trägt man die absolute Leuchtkraft der Sterne in Abhängigkeit von Ihrer Farbe bzw. ihres Spektrums in einem Diagramm auf so erhält man ein sogenanntes Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD).

 

 Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD) Quelle: ESA

Normalerweise findet man die meisten Sterne auf der von rechts unten nach links oben verlaufenden Hauptreihe. Rechts unten liegen die nur schwach leuchtenden, kühlen roten Zwergsterne (Spektraltyp M), es folgen mit zunehmender Leuchtkraft die orangenen (Spektraltyp K), die gelben Zwergsterne in der Mitte der Hauptreihe, zu denen auch unsere Sonne gehört (Spektraltyp G), die gelbweißen (Spektraltyp F), die weissen (Spektraltyp A), die blauweissen (Spektraltyp B) und dann links oben die sehr hell leuchtenden, sehr heissen blauen Sterne (Spektraltyp O). Sterne gewinnen ihre Energie aus Kernverschmelzungsprozessen (Kernfusion), die letztlich durch ihre Eigengravitation angefacht und unterhalten werden. Unter dem ungeheuren Druck der eigenen Schwerkraft wird das Sterninnere derart zusammengepresst, daß im inneren Kern des Sterns Temperaturen von über 10 Millionen Grad erreicht werden. Unter diesen Bedingungen verschmelzen Wasserstoff(kerne) zu Helium(kernen). Dabei wird ein kleiner Teil der Gesamtmasse direkt in Energie umgewandelt. Die dabei erzeugte Strahlung hält den Stern im Gleichgewicht und verhindert, daß er unter der Last seiner eigenen Gravitationskräfte in sich zusammenfällt. Der Energietransport von innen nach außen findet erst durch Strahlungsübertragung, dann in den äußeren Schichten durch Wärmeleitung und Konvektion statt.

Je größer die Masse eines Sterns, umso mehr wird er im Inneren komprimiert, umso intensiver die Kernfusion und umso schneller wird der Kernbrennstoff verbraucht. Eine größere Masse geht also mit einer stärkeren Leuchtkraft, aber eben auch mit einer verkürzten Lebensdauer des Sterns einher.

Ist der Wasserstoff im inneren Kern des Sterns aufgebraucht, so kommt die energieliefernde Kernfusion zum Erliegen, und der gesamte Kern fängt an, unter seinem eigenen Gewicht zusammenzuschrumpfen. Die äußere Kernhülle, wo noch reichlich unverbrauchter Wasserstoff vorhanden ist, wird dabei sosehr verdichtet, daß hier erstmals Fusionssreaktionen stattfinden können. Durch dieses Schalenbrennen wird soviel Strahlungsnergie frei, daß sich die äußern Schichten des Sterns gewaltig ausdehnen. Der Stern bläht sich zu einem Roten Riesen auf und verlässt dabei die Hauptreihe nach oben rechts im HRD-Diagramm. Die Energie des Sterns verteilt sich auf eine überproportional anwachsende Oberfläche, so daß trotz zunehmender Strahlungsleistung pro Fläche weniger Energie abgestrahlt wird. Die Oberfläche des Sterns wird daher kühler, und der Stern erscheint nunmehr rot.

Die Wasserstofffusion in der Kernhülle lässt den inneren Heliumkern  schwerer werden, woraufhin dieser sich immer weiter zusammenzieht. Das Schalenbrennen verlagert sich dabei immer weiter nach außen. Der Stern bläht sich immer weiter auf und verliert zunehmend an Masse, denn durch die verstärkte Teilchenstrahlung (Sternenwind) bei abnehmender Schwerkraft an der Oberfläche (großer Sterndurchmesser)wird immer mehr Materie fortgerissen.

Überschreiten die Temperaturen im sich immer weiter verdichtenden Kern 100 Millionen Grad, so beginnt schlagartig das Heliumbrenne (Heliumflash). Dabei verschmelzen Heliumkerne zu Kohlenstoff und manchmal auch weiter zu Sauerstoff. Es wird soviel Energie frei, daß sich Kern und Hülle des Sterns ausdehnen. Dadurch lässt die Intensität des Schalenbrennens mit Wasserstoff nach, der Stern schrumpft wieder, und die Oberfläche wird bei insgesamt abnehmender Strahlungsleistung wieder heller. Dabei wandert er im HRD-Diagramm nach links auf den horizontalen Ast, der eine Art zweite obere  Hauptreihe der Heliumsterne bildet.  Wegen der hohen Kerntemperaturen  laufen die Kernfusionsprozesse jedoch so intensiv ab, daß die Sterne nur relativ kurze Zeit im horizontalen Ast verweilen. 

Im Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD) eines Kugelsternhaufens gibt es nun eine Besonderheit. Die Hauptreihe endet schon direkt oberhalb der gelben Zwergsterne, da die massereicheren Sterne, welche ihren Kernbrennstoff schneller verbrauchen, die Hauptreihe bereits verlassen haben und einen nach rechts oben weisenden Ast roter Riesensterne bilden. Dieser rote Riesenast knickt nahezu rechtwinklig am oberen Ende der Hauptreihe ab. Mit zunehmendem Alter eines Kugelsternhaufens bröckelt also seine Hauptreihe von oben bei den schwersten Sternen beginnend langsam nach unten ab, denn im Gegensatz zu der galaktischen Scheibe entstehen in Kugelsternhaufen ja keine neuen Sterne mehr, welche ansonsten die Hauptreihe wieder auffüllen könnten. Kugelsternhaufen haben auch stets einen ausgeprägten horizontalen Ast aus Sternen in der Phase des Heliumbrennens.

Abknickende Hauptreihe, Riesenast, horizontaler Ast und Blue Stragglers im HRD eines Kugelsternhaufens Quelle: Wikipedia

In den 1950er Jahren entdeckte der amerikanische Astronom Allan Sandage mit dem damals weltgrößten 5m Spiegelteleskop auf dem Mount Polomar in Kalifornien in dem Kugelsternhaufen M3 zur allgemeinen Überraschung scheinbar noch junge blaue Sterne jenseits der Abknickstelle auf der Hauptreihe. Die Überraschung deshalb groß, denn diese Sterne sollte es eigentlich gar nicht geben. Sandage nannte sie blaue Nachzügler (Blue Stragglers), da sie offenbar in ihrer Entwicklung hinter den Sternen des Kugelsternhaufens mit ähnlicher Masse zurückgeblieben waren, welche ja bereits zu Roten Riesen geworden waren.

Ein Wissenschaflerteam der Universität Bologna (Italien) um Francesco Ferraro konnte nun mit dem Hubble-Teleskop das Rätsel der Blue Stragglers entgültig lösen. 

Francesco Ferraro und sein Team: Flavio Fusi Pecci, Paolo Miocchi, Emanuele Dalessandro, Barbara Lanzoni, Francesco Ferraro (von links nach rechts) Quelle: http://www.bo.astro.it/

Die Astronomen beobachteten mit Hilfe den Kugelsternhaufen M30 im Sternbild Steinbock. M steht für Messier, den französischen Astronomen, der den Kugelsternhaufen 1764 entdeckte und mit der Katalognummer 30 in sein berühmtes Verzeichnis der Sternhaufen, Galaxien und Nebel aufnahm. M30 besteht aus mehreren hunderttausend Sternen, hat einen Durchmesser von etwa 90 Lichtjahren und ist rund 28.000 Lichtjahre entfernt.  

Der Kugelsternhaufen M30 Quelle: NASA, Hubble http://www.spacetelescope.org/

Die Wissenschaftler konnten in dem Kugelsternhaufen 45 Blue Stragglers ausmachen und fanden heraus, daß es sich bei den scheinbar so jungen Sternen doch um ältere Sterne handelt, die allerdings eine Verjüngungskur hinter sich haben. Diese Verjüngungskur kann nach den bisherigen Theorien auf zwei Weisen vonstatten gehen:

Entweder zwei Sterne stossen frontal zusammen, verschmelzen und mischen ihren nuklearen Brennstoff, wobei ein neuer blauer Stern mit rund der doppelten Masse wie der Durchschnitt im Kugelsternhaufen dabei herauskommt, oder aber in einem engen Doppelsternsystem saugt der kleinere Stern Wasserstoff vom größeren Partner ab und versorgt sich so mit neuem Kernbrennstoff (stellarer Vampirismus), wobei er ebenfalls deutlich an Masse gewinnt.

Die Blue Stagglers aus einer Sternenkollision erscheinen im Vergleich zu den Blue Stragglers aus stellarem Vampirismus unter engen Doppelsternen etwas heisser und blauer. Den Wissenschaftlern aus Bologna gelang es nun, mit dem Hubble-Weltraumteleskop diese beiden unterschiedlichen  Typen der Blue Stragglers tatsächlich nachzuweisen. Weiterhin konnte gezeigt werden, daß die Häufigkeit der Blue Stragglers zum Zentrum des Kugelsternhaufens hin zunimmt, was aufgrund ihrer im Vergleich zu den anderen Sternen des Haufens überdurchschnittlichen Masse auch zu erwarten war.

Blue Stragglers können sich durch Sternenkollisionen (oben) oder durch stellaren Vampirismus in engen Doppelsternsystemen (unten) bilden.  Quelle: NASA, Hubble http://www.spacetelescope.org/

Die hohe Sternendichte innerhalb eines Kugelsternhaufens begünstigt natürlich Sternenkollisionen und führt auch immer wieder zu Bahnstörungen in Doppelsternsysteme. Daher kommen Blue Stragglers in Kugelsternhaufen regelmäßig vor. Bei M30 kam nun wahrscheinlich noch vor 1-2 Milliarden Jahren ein Schwerkraftkollaps des Kugelhaufenzentrums hinzu, wodurch sich die Sternendichte noch einmal deutlich erhöhte.

Quelle: The European Homepage for the NASA/ESA Hubble Space Telescope http://www.spacetelescope.org/news/

Jens Christian Heuer

Stichworte: Sterne, Sterntypen und Sternentwicklung -> Kleines Lexikon Astronomie

Kategorien:Sterne

Chi Cygni-Ein sonnenähnlicher Stern am Ende seines Lebens

Der Stern Chi Cygni, 550 Lichtjahre entfernt im Sternbild Schwan (Cygnus), liegt im Sterben. Chi Cygni war ursprünglich ein Stern ähnlich unserer Sonne, ist aber wesentlich älter. Der Kernbrennstoff im Inneren ist praktisch aufgebraucht, so daß der Stern sich inzwischen zu einem Roten Riesen aufgebläht hat. Der Strahlungsdruck reicht nicht mehr aus, um ein stabiles Gleichgewicht mit der Schwerkraft durch die Masse des Sterns aufrecht zu erhalten. Der Stern wird instabil und beginnt zu pulsieren. 

Einem Wissenschaftlerteam am Smithsonian Astrophysical Observatory unter dem französichen Astronomen Sylvestre Lacour (Observatoire de Paris) gelangen Aufnahmen des pulsierenden Roten Riesen in noch nie gekannter Qualität. Dies erreichten sie, indem sie das Licht zweier Spiegelteleskope des Smithsonian’s Infrared Optical Telescope Array (IOTA) auf dem Mount Hopkins in Arizona zu einem Bild überlagerten (Interferometrie). Dadurch erreicht man einen scheinbaren Spiegeldurchmesser, der dem Abstand der beiden Teleskope entspricht und damit auch eine entsprechend hohe Auflösung. Die Aufnahmen wurden im Infraroten gemacht, da man mit diesen Wellenlängen die vom pulsierenden Riesenstern abgestossene Sternmaterie durchdringen kann.

Der Rote Riese Chi Cygni im Sternbild Schwan hat seinen Kernbrennstoff (nahezu) verbraucht, daher seine innere Stabilität verloren und pulsiert mit einer Periode von 408 Tagen. Quelle:  http://www.cfa.harvard.edu/

Die Wissenschaftler ermittelten eine Periode des pulsierenden Sterns Chi Cygni von 408 Tagen. Die Länge der Periode des pulsierenden Sterns erlaubt direkte Rückschlüsse auf Masse und absolute Helligkeit des Sterns und damit auch auf seine Entfernung. Dabei entspricht eine lange Periode einer grroßen absoluten Helligkeit und umgekehrt. Aus dem Verhältnis von scheinbarer Helligkeit (mit der der Stern am Himmel sichtbar ist) zu seiner aus der Pulsationsperiode bestimmbaren absoluten (tatsächlichen und entfernungsunabhängigen!) Helligkeit errechnet sich dann die Entfernung des Sterns zur Erde. Durch die genauere Bestimmung der Periode des veränderlichen Sterns Chi Cygni mit Hilfe der interferometrischen Aufnahmetechnik konnte also auch seine Entfernung zur Erde noch präziser ermittelt werden. In Zukunft könnte die Beobachtung von veränderlichen Sternen mit ähnlichen eigenschaften wie Chi Cygni vielleicht gute Dienste für noch genauere Entfernungsbestimmungen im Weltall leisten.

Sterne gewinnen ihre Energie aus Kernverschmelzungsprozessen (Kernfusion) bei denen ein Teil der Masse der Reaktionspartner direkt in Energie umgewandelt wird. Im Inneren des Sterns werden unter dem hohen Druck der Schwerkraft (Gravitation) Temperaturen von über 10 Millionen °C erreicht, Bedingungen unter denen Wasserstoff(kerne) zu Helium(kernen) verschmelzen. Dabei wird ein kleiner Teil der Masse der Wasserstoffkerne direkt in Energie umgewandelt. Die Kernfusion wird also letztlich durch die Gravitation angefacht und unterhalten. Die Leuchtkraft eines Sterns ist demzufolge masseabhängig.  Je größer die Masse, umso stärker wird der Stern im Inneren komprimiert und umso intensiver laufen die Kernfusionsprozesse. Allerdings wird dann auch der Kernbrennstoff schneller verbraucht. Eine erhöhte Masse und damit Leuchtkraft verkürzt somit die Lebensdauer und umgekehrt. Die durch die Kernfusion erzeugte Strahlung hält  den Stern im Gleichgewicht und verhindert, daß er unter der Last seiner eigenen Gravitationskräfte in sich zusammenfällt. Der Energietransport von innen nach außen geschieht hauptsächlich durch Strahlung, erst in den oberen Schichten des Sterns überwiegen Wärmeleitung und Konvektion.

Ist im Kern des Sterns der Wasserstoff aufgebraucht, so kommt die Kernfusion zum Erliegen, und der Kern fängt an unter seinem eigenen Gewicht zu schrumpfen. Die äußern Schichten des Sterns dehnen sich im Gegenzug gewaltig aus und der Durchmesser des Sterns nimmt dementsprechend zu. Der Stern wird zu einem Roten Riesenstern. Doch warum bläht sich der Stern auf, obwohl sein Kern doch schrumpft? Um das zu verstehen, muss man sich den Kern näher ansehen. Er enthält den inneren Kern, den eigentlichen Kernfusionsreaktor, der keinen Wasserstoff mehr enthält, sondern nur noch Helium, sozusagen die übrig gebliebene „Asche“ der Kernfusion. Die Kernhülle enthält aber nach wie vor unverbrauchten Wasserstoff. Durch das Schrumpfen des gesamten Kerns steigen die Temperaturen immer weiter an, bis schließlich die Kernfusion in der Kernhülle zündet (Wasserstoffschalenbrennen). Der dadurch einsetzende Energieausstoß erzeugt einen zunehmenden Strahlungsdruck, der die gewaltige Ausdehnung der äußeren Schichten des Sterns herbeiführt. Dabei verteilt sich die Energie auf eine überproportional anwachsende Oberfläche. Trotz zunehmender Strahlungsleistung wird pro Fläche weniger Energie abgestrahlt und die Oberfläche des Sterns kühlt ab, so daß der Stern seine Farbe von gelb nach rot verändert. Die Kernfusion in der Kernhülle lässt den inneren Heliumkern immer größer und schwerer werden, wodurch sich dieser weiter zusammenzieht. Die Wasserstoffschalenbrennen verlagert sich dadurch immer weiter nach außen und die äußere Sternenhülle bläht sich mehr und mehr auf. Der Stern wächst auf bis das 100fache(!) seines ursprünglichen Durchmessers. Dabei verschlingt er die meisten der inneren Planeten. Der sich aufblähende Rote Riesenstern verliert nach und nach deutlich an Masse, denn infolge der mit zunehmendem Durchmesser abnehmenden Schwerkraft an der Sternenoberfläche wird durch die zunehmende Teilchenstrahlung (Sternenwind) immer mehr Materie fortgerissen.

Sternentwicklung (H=Wasserstoff, He=Helium, Fe=Eisen). Quelle: Wikipedia

Überschreiten die Temperaturen im sich immer weiter verdichtenden Kern die 100 Millionen Grad-Grenze, so beginnt das Heliumbrennen. Dabei verschmelzen Heliumkerne zu Kohlenstoff, und es wird soviel Energie frei, daß sich neben den äußeren Hüllen auch der Kern des Sterns ausdehnt. Das Wasserstoffschalenbrennen erlischt, der Stern als Ganzes zieht sich wieder zusammen und ändert seine Farbe von rot wieder zu gelb. Wegen der extrem hohen Temperaturen laufen auch die Kernfusionsprozesse intensiver denn je, und das Helium im Kern ist schnell verbraucht. Erneut zieht sich der gesamte Kern zusammen. In der Kernhülle, wo es noch genug Helium gibt, zündet das Heliumbrennen. In den weiter außen liegenden Schichten, die sich ebenfalls verdichten startet mit dem Zünden des Wasserstoffbrennens jetzt erstmals eine Kernfusion. Durch dieses doppelte Schalenbrennen bläht sich der Stern erneut zum Roten Riesen auf. Der Stern wird instabil und beginnt zu pulsieren.

Bei Chi Cygni ist in einem Stadium, wo das Heliumbrennen im Kern dabei ist zu verlöschen. Der Stern hat bereits seine Stabilität verloren und pulsiert. Innerhalb einer Periode von 408 Tagen (s.o.) schrumpft Chi Cygni von 800 Millionen auf 500 Millionen Kilometer Durchmesser, um sich dann erneut auszudehnen. Dabei verliert der Riesenstern große Mengen an Materie. Chi Cygni erreicht schon jetzt ein Volumen, daß er in unserem Sonnensystem deutlich über die Marsbahn hinaus reichen würde. Ein Ausblick auf das, was die Erde am gegen Ende des Lebens unserer Sonne erwartet. Bis dahin werden allerdings noch 8 Milliarden Jahre vergehen. 

Am Ende wird der Kern des pulsierenden Roten Riesen unter seinem eigenen Gewicht endgültig zusammenfallen. Dabei verliert der Stern komplett seine äußeren Hüllschichten, und zurück bleibt der nackte, hoch komprimierte Kohlenstoffkern (entartete Materie), der als Weißer Zwerg langsam erkaltet. Die abgestoßene Sternenmaterie wird durch die vom Kohlenstoffkern ausgehende UV-Strahlung ionisiert und erscheint dann als ein in vielen farbenprächtig leuchtender „planetarischer“ Nebel.

Sehr massereiche Sterne mit mehr als 2,3 Sonnenmassen, die deutlich schwerer sind als Chi Cygni, verdichten sich vor ihrem endgültigen Ende unter ihrer enormen Schwerkraft sosehr, daß im Inneren ihrer Kerne noch weitere stark beschleunigte Kernfusionsreaktionen starten können, wobei immer schwerere Elemente bis hin zum Eisen entstehen. Aber sehr schnell ist auch hier aller Kernbrennstoff aufgebraucht. Der Stern fällt zusammen und stößt in einer spektakulären Supernovaexplosion seine äußere Hülle ab. In Abhängigkeit von seiner Masse endet der Stern entweder als Neutronenstern (wenn er trotz aller Masseverluste noch mehr als 1,4 Sonnenmassen hat), bei dem Protonen und Elektronen unter dem ungeheuren Druck zu Neutronen verschmelzen oder sogar als Schwarzes Loch (wenn mehr als 3 Sonnenmassen übrigbleiben), das unter der Wirkung seiner enormen Schwerkraft eine von unserem Universum losgelöste Raum-Zeit-Blase (Singularität) ausbildet.

Quelle: http://www.cfa.harvard.edu/news/2009/su200951.html

Jens Christian Heuer 

Stichworte: Sternentwicklung, Lichtstärke, Interferometrie -> Kleines Lexikon Astronomie

Kategorien:Sterne

Telegramm 6: Proplyds im Orion

Protoplanetare Scheiben (Proplyds) im 1500 Lichtjahre entfernten Orionnebel (M42). Aufnahmen des Hubbleteleskops Quelle: Hubble-ESA (http://tinyurl.com/ybtbsx2)