Der tod eines sterns - wenn der brennstoff ausgeht

Einige Sterne beenden ihr Leben auf eindrucksvolle Weise: Eine gewaltige Explosion reisst Sie auseinander. Andere erleiden weniger gewaltsame Ruhestoerungen, und Werden im Laufe im Laufe der Jahrmillionen einfach unsichtbar. Welche Faktoren bestimmen die Todesart eines Sterns?
Sobald im Lebenslauf eines Sternes inseinem Inneren die Heliumverbrennung beginnt, verlaesst der Stern die Hauptreihe und faengt an, sich auszudehnen. Er entwickelt sich zu einem Roten Riesen, oder - wenn er sehr massereich ist - zu einem Superriesen. Spaeter verwandelt er sich in einen veraenderlichen Stern. Er stoesst seine aeusseren Huellen ab; und damit entsteht ein planetarischer Nebel, der bereits den nahen Tod ankuendigt.
Der einfachste Fall ist der eines Sterns, wie der Sonne deren Groesse etwa in der Mitte zwischen den Extremen liegt. Ein \"normaler\" wie sie fuehrt ein gemaechliches Leben. Zu Beginn seiner Entwicklung zum planetarischen Nebel ist er sehr klein und sehr heiss da er sein Helium bereits verbraucht hat. Nach der Enstehung des Nebels wird der Zentralstern noch kleiner und kuehlt ab.
Etwa um 1920 untersuchte der indische Astrophysiker Chandrasekhar wie sich ein solcher Zentralstern weiterentwickelt und entwarf die Therorie der weissen Zwerge. Er schoss aus der Schrumpfung des Sterns auf eine gewaltige Zunahme der Gravitation im zentrum und somit auf eine hoehere Materiedichte als normal. Derartige Materie bezeichnet man als degeneriert.
Degenerierte Materie war vor der Quantentheorie unbekannt. Normale Materie ist aus Atomen aufgebaut, deren Kerne jeweils von einem oder mehreren Elektronen umkreist werden. Die Anzahl der Elektronen haengt von der art des Atoms ab. Das Pauli-Prinzip besagt das sich in einem gegebenen Raum keine zwei elektronen in dem selben Zustand befinden, Energie, Spin usw. also nicht gleich sein koenne. Die Elektronen sind daher gezwungen verschiedene Energieniveaus einzunehmen; damit sorgen sie fuer ihre raeumliche Trennung ung verhindern gleiczeitig den Kollaps der Atome sowie den Anstieg der Materiedichte, auf mehr als ung. den 90fachen wert des Wassers. Im Sertninneren sind die Atom aufgrund der extrem hohen Temperaturen vollstaendig ionisiert - in Atomkern und Elektronen zerlegt - und koennen daher staerker zusammengepresst werden. Im Inneren eines schrumpfenden Sterns wird die Materie noch mehr komprimiert. Doch nach dem Pauliprinzip befinden sich hier auch keine 2 Elekrtonen im dem selben zustand. Da die Elekrtonen immer dichter zusammengepresst werden, muessen sie ihre Geschwindigkeit unablaessig steigern, so bauen sie einen Druck auf, der dem Druck der Gravitation entgegenwirkt.
Bei Sternen mittlerer Masse (bis zu 1.4 Sonnenmassen), wird der Elektronendruck hoch genug um im Zentrum eine Verdichtung auf mehr als eine Tone pro Kubikzentimeter ( 10000 x dichter als dichteste Materie auf der Erde) zu verhindern. Dieser ZUstand ist das erste Stdium der Entartung, der Druck im Sterniineren heisst Entartungsdruck.
ZU diesem zeitpunkt hat der Stern seine Huelle bereits in den Raum geschleudert. Das Inner liegt frei, und sist so heiss das es weiss leuchtet. Der Stern lebt nun als weisser Zwerg weiter dessen Temp. nicht mehr fuer den Ablauf komplexer Kernreaktionen ausreicht. Er leuchtet nur durch Abgabe der in seinem Inneren noch vorhanden Energie, so dass er langsam abkuehlt, erblasst und sich schliesslich zu einem schwarzen Zwerg entwickelt.
Beobachtungen haben die Existens weisser Zwerge tatsaechlich bestaetigt. 1844 fuehrte man die Taumelbewegung des Sirius auf einen unsichtbaren Begleiter zurueck, dieser Begleiter Sirius B wurde 1862 entdeckt. Aus seiner Anziehungskraft auf Sirius berechnete man seine Masse die etwa der sonne entsprach. Da Untersuchungen des Lichts von Sirius B jedoch max. auf einen %fachen erddurchmesser schliessen liessen handelt es sich hier um einen weissen Zwerg. Seither wurde 100derte weisser Zwerge entdeckt. Wie oben bereits dargestellt laeuft dieser Vorgang bei allen Sternen mit max. 1.4 facher Sonnemasse ab (diese Zahlen nennt man Chandreskahrlimit). Liegt der Stern ueber dieser Grenze steigt die Temeratur in seinem Kern so hoch das neue komplexere Kernreaktionen ablaufen, in deren Verlauf selbst so schwere Elemente wie Eisen entstehen. Sobald dert Kern jedoch vollstaendig in Eisen umgewandelt ist, sind keine weiteren Kernreaktione zur Energiegewinnung mehr moeglich. Der Druck der den Zusammenbruch verhindert kann nicht laenger aufrecht erhalten werden. Die Gravitationskraft eines solches Sterns ueberwindet sogar den Entartungsdruck der Elektonen; es kommt zu einem katastrophalen Zusammenbruch; nachdem der Kern eine vielfach hoehere Dichte auf weist als ein weisser Zwerg. Elektronen und Protonen prallen zusammen und bilden Neutronen; es entsteht Neutronengas.
Der Kern schrumpft solange bis die geschwindigkeit der Neutronen einen ausreichenden Entartungsdruck aufgebaut hat und einen weiteren ZUsammensturtz verhindert. Da Neutronen etwa 2000mal schwerer sind als Elekronen, kann Neutronengas einen wesentlich hoeheren Druck aushalten als Elektronengas. Der kern befindet sich jetzt in einem superdichten Zustand.
Der ZUsammenbruch des Kerns loest eine Supernovaexplosion aus, es gibt jedoch ein weiteres KOllapsstadium, das nur die massereichsten Sterne mit ueber 5facher Sonnemasse erreichen. Bei ihrem Zusammenbruch durchschaegt die Gravitationskrfat der aeusseren materie sogar den dichten Neutronenkern. Auch wenn ihre Huelle in einer Supernovaexplosion weggeschleudert wird, bleibt ein dunkler rest des Kerns uebrig. Da sich weder Materie noch Energie von diesem Stern entfernen koenne entsteht ein schwarzes Loch. IM Jahre 1054 beobachteten chin. Astronomen das ploetzlich ein neuer Stern im Sernbild Stier aufgetaucht war. Erleuchtete so hell das er sogar am Taghimmel sichtbar blieb. Es handelt sich hier um die erste aufgezeichnete Explosion einer Supernova deren Reste heute, den Crabnebel bilden. Seit 1604 konnte in unserer Milchstrasse keine so helle Supernova mehr beobachtet werden. Inanderen Galaxien hat man jedoch schon 100derete entdeckt.
Supernova TYP 1 tritt auf, wenn ein Mitglied eines Doppelsternsystemes ein weisser Zwerg ist. Der weisse Zwerg nimmt die Materie aus den aeusseren Schichten seines Begleiters auf, die beim Aufprall verbrennt. Der weisse Zwerg wird dadurch vernichtet.
Eine Supernova vom Typ 2 tritt auf, wenn ein Einzelstern ploetzlich zusammenbricht. Aus Berechnungen weiss man das der Stern am Ende seines Lebens im Kern Eisen produzierte. Der Eisenkern zerfiel wieder in leichtere Elemente, und Elektronen und Protonen verbanden sich zu Neutronen. Der Kern entwickelte sich zu einem Neutronenstern. Aufgrund des Eigengewichts stuerzt der Rest der Sternmaterie auf den Kern und strahlte Energie ab.