Spektraltyp

Die Sterne werden auch nach ihrem Spektraltyp eingeteilt. Zu feineren Unterteilung werden die Klassen B bis K in je zehn Unterklassen aufgeteilt:



O Blauweiße Sterne, sehr helles Kontinuum mit He-H-Linien.

B Bläulichweiße Sterne, helles Kontinuum, starke und breite Linien von He und H.

A Weiße Sterne, helles Kontinuum, sehr starke H-Linien. Auftreten von Ca-Linien.

F Gelbweiße Sterne, Im violetten und blauen Teil des Kontinuums treten zahlreiche Linien auf. Ca-Lineine verstärkt; Metalllinien.

G Gelbe Sterne, die Linien werden zahlreicher und feiner. H-Linien treten zurück, Metalllinien hervor.

K Gelbrote Sterne, Metalllinien sehr kräftig, erstmals auch Banden von Molekülen. Kontinuum im Violett und Blau sehr schwach.

M Rote Sterne, Starke Banden. Kontinuum nur mehr kräftig von Gelb über Rot.



Die Zentraltemperaturen der Sterne, die sich auf er Hauptreihe des Herzsprung-Russell Diagramms befinden, sind um so höher je größer die Gesamtmasse ist. Die Leuchtgiganten blau-weißer Farbe sind so heiß, daß bei ihnen der Bethe-Weizsäcker-Zyklus überwiegt. Bei den gelben und roten Zwergsternen, also auch bei unserer Sonne, ist die Proton-Proton Reaktion-Reaktion ergiebiger. In jedem Fall ist aber bei der Energieerzeugung der Hauptreihensterne nur ein verhältnismäßig kleines Kerngebiet maßgebend, das etwa 12 % des ganzen Wasserstoffvorrates umfaßt. Da keine Durchmischung der Materie im Inneren stattfindet, brennt diese Kerngebiet im Laufe der Zeit auf sich allein gestellt aus, ohne die Wasserstoffvorräte in den äußeren Sternbereichen angreifen zu können.

Die Masse Leuchtkraft Beziehung der Sterne zeigt nun, daß Sterne hoher Masse viel verschwenderischer mit ihrem Energievorrat umgehen als solche kleinerer Masse - eine Folge der höheren Zentraltemperaturen. Ein Stern mit 15 Sonnenmassen leuchtet nicht nur 15 mal heller, sonder 10 000 mal heller als die Sonne. Die Umsetzung Masse-Energie vollzieht sich also in einem solchen Stern etwa 670 mal schneller als bei der Sonne. Als Folge ergibt sich sofort, daß dieser Stern 670 mal weniger Zeit braucht, bis sein Wasserstoffvorrat erschöpft ist. Der massenreichere Stern hat also eine bedeutend kürzere Lebenserwartung. Umgekehrt ist es bei den massearmen Sternen.

Doch ist die Entwicklung eines Sternes mit dem Abschluß des Wasserstoffbrennens im Kern noch nicht beendet. Läßt nämlich die Energieerzeugung im Kern eines Sterns nach und damit auch der Gas- und Strahlungsdruck kommt das innere Gleichgewicht des Sterns in Unordnung. Die Gravitation macht sich in einer Kontraktion des Kerns bemerkbar. Dadurch steigen die Zentraltemperaturen aber weiter auf über 100 Millionen K an. Nun kann auch das inzwischen angereicherte Helium über Beryllium zu Kohlenstoff aufgebaut werden. Der letztere verbindet sich ab 500 Millionen K mit Heliumkernen zu noch schwereren Elementen. Diese liefern weitere Energie.

Die Wasserstoffbrennzone setzt sich allmählich in Richtung Sternoberfläche. Die gesamten Energieproduktionen des Sterns sind jetzt bei weitem größer als zu den Zeiten des Wasserstoffbrennens. Wieder ist das innere Gleichgewicht gestört. Der Gasdruck im Inneren des Sterns wächst an und die äußeren Sternschichten werden solange nach außen gedrängt, bis ein neuer Gleichgewichtzustand erreicht ist. Jetzt ist aus den Hauptreihenstern ein roter Riesenstern geworden. Die Dauer der Expansion selbst ist unterschiedlich, dürfte sich aber wiederum bei den massereichen Sternen schneller vollziehen. Unsere Sonne wir ebenfalls ein Riesenstern. Ihr Durchmesser dürfte etwa auf das 44fache anwachsen, also rund 550 Millionen km. Die Oberflächentemperatur beträgt dann 300 Grad Celsius. Die Leuchtkraft ist 10000mal größer als heute. Es werden noch etwa 3,5 Milliarden Jahre bis zu ihrer Verwandlung in einen Roten-Riesen vergehen. Die Oberflächentemperatur der Erde wird dann allmählich so weit ansteigen, daß das organische Leben zu Grunde gehen muß. Die Zentraltemperaturen in den Riesensternen können schließlich auf über 1 Milliarde K ansteigen. Dabei können Elemente bis etwa zum Calcium mit dem Atomgewicht 40 und vielleicht sogar bis zum Eisen (Atomgewicht 46) aufgebaut werden.



Rote Riesensterne haben nach ihrer Expansion vorübergehend ein neues Gleichgewichtsstadium gefunden. Es ist aber lange nicht so stabil wie zu der Zeit, als der Stern noch auf der Hauptreihe stand. Bei fast allen roten Riesen sind daher irgendwelche periodische oder unregelmäßige Veränderungen zu beobachten, vor allem in der Helligkeit und im Spektrum. Die grundlegende Theorie stellten bereits Shapley 1914 und Eddington 1919 auf:



Expandiert der Stern, sinkt der Druck im Inneren ab. Dadurch sinken aber auch Temperatur und Helligkeit, der Stern wird etwas röter. Nachdem der Stern seinen Maximaldurchmesser erreicht hat, fällt er wieder etwas zusammen, er kontrahiert. Der Innendruck beginnt wieder anzusteigen, die Temperatur ebenso und die Farbe geht gegen Weiß. Irgendwann einmal reichen die Innentemperaturen des Sterns nicht mehr aus, um immer schwerere Elemente unter Energiefreisetzung aufzubauen. Damit sinkt aber auch der Druck der bisher die Gravitation kompensierte. Das innere Gleichgewicht des alternden Sterns kann nicht mehr aufrecht erhalten werden. Der Kern des Sterns muß in sich zusammenfallen.

Damit kommt es aber auch zu einer Trennung des dichten Kerns und der immer weiter aufgeblasenen Hülle: die äußeren Sternschichten werden abgestoßen und es entsteht ein planetarischer Nebel. Zurück bleibt im Inneren ein weißer Zwergstern, der freigesetzte Sternkern.

Ein weißer Zwerg besteht aus entarteter Materie. Das mechanische Gleichgewicht wird nicht mehr durch den normalen Gasdruck aufrecht gehalten sondern durch den Elektronendruck. Im entarteten Gas mit seiner Dichte um 1 Million g/cm3 ist der Druck nicht mehr von Temperatur und Dichte, sonder nur mehr von der Dichte abhängig. Im Verlauf von 1-10 Milliarden Jahren kühlt ein weißer Zwerg allmählich aus und wird dann unsichtbar (schwarzer Zwerg). Die meisten Sterne enden als weißer Zwerg. Das erklärt auch ihre gar nicht so geringe Häufigkeit. Berechnungen zeigen aber, daß es für einen weißen Zwerg eine obere Massengrenze bei 1,5 Sonnenmassen gibt (Chandrasekhar-Grenze). Übersteigt die verbleibende Masse des Sterns diesen Wert so geht der Kollaps weiter in einen Neutronenstern.

Massereiche ältere Sterne haben in ihrem Inneren einen Schalenaufbau. Außer H und He nach innen hin die im Laufe der Sternenentwicklung aufgebauten schwereren Elemente C, Si und Fe. Bei der Sonne, also einem Stern geringer Masse hört die Kernfusion bereits beim Kohlenstoff auf, für die nächsthöheren Reaktionen sind über 8 Sonnenmassen erforderlich. Schließlich enthält der Sternkern nur noch Fe (und ähnlich schwere Elemente). Es können keine schwereren Elemente aufgebaut werden, da dies nicht energiefreisetzend sondern verbrauchend sein würde. Jetzt können folgende Prozesse ablaufen:



Eine relativistische Entartung führt dazu, daß die Elektronen, deren Druck bei normaler Entartung zuvor zum Ausgleich der Gravitation diente, immer weniger zum Druck beitragen. Es kommt zum Kollaps.
Die Kerne der Fe-Atome werden bei extrem hohen Temperaturen aufgebrochen. Dies verbraucht Energie, der Druck nimmt ab, ein Kollaps folgt.
Protonen lagern energiereiche Elektronen an und es bilden sich Neutronen oder Neon und Magnesium fangen Elektronen an. Es sinkt der Druck, ein Kollaps folgt. Vermutlich dauert der Kollaps nur 0,1 Sekunden. Dabei entsteht eine Stosswelle, die im Inneren reflektiert wird: Die äußeren Sternschichten explodieren, eine Supernova leuchtet auf, ein gasförmiger Überrest nach Art des Crabnebels bildet sich, zurück bleibt ein Neutronenstern. Dieses Szenario gilt für Supernovae vom Typ II. Bei Typ I erfolgt die Explosion eines weißen Zwergsterns. Dieser war Partner in einem Doppelsternsystem. Vom anderen Partner fließt Materie auf den weißen Zwerg über. Schließlich übersteigt die Masse des weißen Zwergen die Chandrasekhar-Grenze. Er stürzt so abrupt in sich zusammen, daß die freiwerdende Gravitationsenergie den Stern völlig zerreißt. Als Überrest sieht man also nur expandierende Gasfetzen.


Bleiben beim Zusammenbruch eines Sterns und einer Supernova Typ II mehr als 2,5 Sonnenmassen übrig, fällt der Sternkern zu einem schwarzen Loch zusammen. Sein sogenannter Schwarzschild Radius beträgt bei 1 Sonnenmasse 2,5 km. Bei größeren Massen ist der Radius größer und umgekehrt. Bei 5 Sonnenmassen beträgt der Radius 20 km. Schwarze Löcher sind also so kompakt, daß keine Strahlung oder materielle Teilchen nach Außen dringen. Sie können also nicht beobachtet werden. Der Nachweis schwarzer Löcher ist nur indirekt möglich.