Riesensterne

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Riesensterne

Sterne wie Beteigeuze und Mira gehören zu den Kolossen im Kosmos. Mira mit einem 388- fachen Sonnenradius ist schon ein Riese (Mira ist darüber hinaus der Prototyp der langperiodisch Veränderlichen), kann sich aber leicht hinter Beteigeuze im Orion verstecken, denn dieser Stern ist gleich 700 bis 1000 Mal größer als unsere Sonne! Sie kann praktisch jeden Moment als Supernova explodieren, und da sie nur 400 Lichtjahre entfernt ist, wird dieses Ereignis so hell wie der Vollmond erscheinen und selbst am Tag zu sehen sein.

Beteigeuze im Orion, ein roter Überriese. Dieser Stern in 400 Lichtjahren Entfernung ist rund 1000 Mal größer als unsere Sonne, er würde sich bis weit über die Bahn des Jupiters erstrecken. Solch ein Stern befindet sich im Endstadium seines Lebens, sein Ende als Supernova ist bereits vorprogrammiert. Diese Aufnahme des Hubble- Weltraumteleskops zeigt neben unserer Sonne zum ersten Mal eine echte Sternscheibe.

Mit Beteigeuze ist aber noch nicht das Ende der Giganten erreicht, übertrifft doch der Stern VV Cephei die Ausdehnung der Sonne gleich um den phantastischen Faktor 1600! Wenn wir von der Größe eines Sterns sprechen, so ist sein Durchmesser allerdings eigentlich weniger wichtig. Kann auch ein solcher Gasball am Ende seiner Entwicklung mehr als beachtliche Ausmaße annehmen, so ist doch die Masse des Sterns entscheidend für seinen Werdegang.

Von der Masse her ist den Sternen bei etwa 120 Sonnenmassen eine Grenze gesetzt, schwerer können sie nicht werden. Denn wenn in einem solch massereichen Stern die Fusionen beginnen, erzeugt er rasch einen derart starken Sternwind, dass er alle umgebende Materie fortbläst. Die Staubwolke, aus der er entstand, kann also kein Material mehr zu seinem weiteren Wachstum beisteuern, von nun an kann dieser Stern nur noch Masse verlieren. So wie Eta Carinae (nebenstehendes Bild), der wohl massereichste Stern in der Milchstraße. Man sieht ihn im Innern einer Gashülle, die er selbst im Laufe der Jahre durch seine enorme Aktivität abgeblasen hat.

Man findet derartige Giganten stets im Bereich der Sternentstehungsgebiete in den Armen der Spiralgalaxien, was bereits darauf hindeutet, dass sie sich recht schnell entwickeln und daher nicht weit von ihrer Geburtsstätte entfernen konnten. Durch ihre große Masse erzeugen Sterne wie die oben erwähnten in ihren Zentren so ungeheure Temperaturen und Drucke, dass die Kernfusionen extrem schnell ablaufen. Der Stern verschwendet dadurch seinen riesigen Brennstoffvorrat, weshalb seine Entwicklung sehr schnell voran schreitet.

Dieser Typus entwickelt sich anfangs wie die Roten Riesen. Zunächst wird im Sternzentrum der vorhandene Wasserstoff innerhalb einiger Millionen Jahre zu Helium fusioniert. Ist er verbraucht, kontrahiert die Kernregion, die jetzt nur noch aus Helium besteht. Denn ohne die im Innern freigesetzte Energie lässt der Gegendruck zur nach innen gerichteten Gravitation nach, die jetzt die Überhand behält und die Materie gnadenlos zusammen presst. Durch die Kontraktion wird das Zentrum aber sehr heiß (umgewandelte Gravitationsenergie!), und diese Wärme wird nach außen abgestrahlt. Dadurch dehnt sich die äußere Hülle des Sterns aus, wodurch sich die Oberfläche wiederum durch ihre Vergrößerung abkühlt. Jedoch bleibt die Leuchtkraft durch die stark expandierte Oberfläche in etwa konstant. Während des Wasserstoffbrennens sehen wir den Stern als heißen, Blauen Überriesen, wie beispielsweise Rigel, mit einer Oberflächentemperatur von bis zu 40 000 [K].

Die Kernregion kontrahiert inzwischen weiter und irgendwann zündet das Helium, wobei durch den 3-Alpha- Prozess Kohlenstoff und Sauerstoff entstehen. Zu diesem Zeitpunkt ist ein Roter Überriese entstanden, denn die Oberflächentemperatur ist inzwischen von über 20 000 [K] auf Werte um die 3- 4 000 [K] abgesackt. Von der Spektralklasse O gelangen sie hinunter bis zur Klasse K oder M. Unterhalb von 12 Sonnenmassen entwickeln sich diese Sterne beim Übergang vom Blauen zum Roten Riesen zu einem Cepheiden, den leuchtkräftigsten Sternen überhaupt.

In dieser Grafik sind die Fusionen eines massereichen Sterns von 20 oder mehr Sonnenmassen im fortgeschrittenen Entwicklungsstadium angedeutet. Er hat bereits das Stadium des Blauen Riesen verlassen, sich weiter ausgedehnt und seine Oberfläche ist stark abgekühlt, so dass er nun als Roter Überriese erscheint. Gleich einer Zwiebel, umgeben mehrere brennende Schalen den inzwischen aus Eisen bestehenden Kern, der nicht weiter fusionieren kann. Die "Brennasche" der einzelnen Schalen versorgt jeweils die darunter liegende mit neuem Kernbrennstoff. Nach relativ kurzer Zeit versiegt jedoch der Brennstoffvorrat und der Stern wird in einer Supernovaexplosion vergehen. Hierbei werden durch bestimmte Prozesse (Neutroneneinfang) noch höhere Elemente als Eisen gebildet und diese zurück ins Universum geblasen. Als Rest verbleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

Zur Verdeutlichung der Lebensdauer eines massereichen Sterns sei erwähnt, dass zum Beispiel ein Exemplar von 20 Sonnenmassen in nur 8 Millionen Jahren seinen Wasserstoffvorrat verbraucht hat, und für die Umwandlung des Heliums benötigt er gerade noch 1 Million Jahre. Bei noch größerer Masse verkürzt sich die Lebensdauer entsprechend. Unsere Sonne dagegen benötigt etwa 8 bis 9 Milliarden Jahre, bis sie ins Stadium eines Roten Riesen gelangt.

Diese Sterne könnte man getrost die "schnellen Brüter" im All nennen, denn sie verbrennen ihre Vorräte extrem schnell. Das liegt allein an der riesigen Masse, denn durch die damit verbundenen ungeheuren Gravitationskräfte wird ein derartiger Druck in der Kernregion erzeugt (und eine ebenso hohe Temperatur), dass die einzelnen Atomkerne viel häufiger kollidieren als in einem "normalen" Stern. Nach dem Ende der Wasserstofffusion im Kern (siehe Energieumwandlung der Sterne) kontrahiert dieser und das Heliumbrennen beginnt. Zwar expandiert der Stern in der Übergangsphase zum Überriesen, doch kühlt er sich dabei erst gar nicht bis zum Roten Überriesen ab, sondern höchstens bis in einen Temperaturbereich von minimal 7000 [K].

Für kurze Zeit stabilisiert sich der Stern, bis das Helium bei 150 Millionen [K] zündet und in Kohlenstoff und Sauerstoff umgewandelt wird.

Doch auch diese Elemente werden von dem Giganten, wie schon oben erwähnt, immer weiter fusioniert, aber erst wenn seine (nicht entartete) Kernregion durch die zunehmende Kontraktion eine unvorstellbare Temperatur von 1 Milliarde [K] erreicht hat. Hier werden dann Neon und Magnesium erbrütet. In nebenstehender Grafik wird nochmals der schalenförmige Aufbau eines massereichen Sterns in fortgeschrittenem Entwicklungsstadium dargestellt. Selbst in seinen äußeren Regionen wird noch Wasserstoff fusioniert, was in einem massearmen Stern wie der Sonne nie vorkommen wird. Das alles geht sehr schnell vor sich und der Stern setzt so viel Energie frei, dass er zu keinem Zeitpunkt ins Rote Überriesenstadium gelangt, sondern stets als blauer, heißer Überriese erscheint. Wie schon oben bei Eta Carinae gesehen, blasen die massereichsten Sterne einen großen Teil ihrer Materie ins All und sind daher meist von einer Wolke aus Gas und Staub umgeben, welche durch die ungeheure Strahlung des Sterns ionisiert und zum Leuchten angeregt wird.

Sehr schnell ist bei den massereichsten aller Sterne, welche etwa 100 bis 120 Sonnenmassen aufweisen, den Fusionen ein Ende gesetzt, wenn nämlich der Kern nur noch aus Eisen besteht. Dies kann nicht mehr unter Energieabgabe fusioniert werden, weil dazu im Gegenteil eine große Energiezufuhr notwendig wäre. Sie aber kann der Stern nicht aufbringen, so dass nun bei weiterer Kernkontraktion nur noch eine weitere Verdichtung zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch stattfindet.

Nebenstehendes Hertzsprung- Russel- Diagramm zeigt die Entwicklungswege der massereichen Sterne, angefangen von Riesen über Überriesen bis hin zu den Hyperriesen (Sterne mit mehr als hundert Sonnenmassen). Die schraffierten Flächen auf der linken Seite weisen die Perioden einer stabilen Brennphase auf, während rechts die instabilen, pulsativen Phasen gekennzeichnet sind.

Bezeichnend für die massereichen Sterne ist ihr extremer Sonnenwind. Dieser kann mit Geschwindigkeiten bis zu 4000 [Km/s] Materiemengen von 0.0001 (10^-4) Sonnenmassen pro Jahr ins All schleudern (im Vergleich: unsere Sonne schafft gerade mal 10^-14 Sonnenmassen). In einigen Fällen kann der Stern sich hierdurch mit einer regelrechten Hülle umgeben, welche dann im Spektrum Absorptionslinien erzeugt. Die ausgestoßene Materie erscheint uns dann im Fernrohr dem Aussehen nach ähnlich einem planetarischen Nebel.

Sonderlinge unter den massereichen Sternen sind die Wolf- Rayet- Sterne. In ihren Spektren findet man nur Emissionslinien, allerdings keine des Wasserstoffs. Denn sie haben allem Anschein nach ihre gesamte Wasserstoffhülle bereits abgeblasen, so dass ihr Spektrum hohe Anteile an Helium zeigt.

Infrarotaufnahme des Wolf- Rayet- Sterns WR 104 (Sagittarius). WR 104 wird von einem OB- Stern begleitet. Sein Sternwind bläst denjenigen des Begleiters nach außen; die sich dabei bildende Gas/Staubwolke erhält den Drehimpuls des Systems und bildet dadurch eine Spiralstruktur aus. Das ausgeworfene Sternmaterial wird zum Spiralende (rechts) in den interstellaren Raum heraus beschleunigt.

Mit freundlicher Genehmigung von U.C. Berkeley Space Sciences Laboratory, W.M. Keck Observatory

Vermutlich bedingt durch ihren Entwicklungsstand, teilt man sie in zwei Kategorien ein: WC für kohlenstoff- und WN für stickstoffreiche Sterne. Letztere weisen den hohen Stickstoffanteil auf, weil dieser als Nebenprodukt des Kohlenstoffzyklus während des Wasserstoffbrennens erzeugt wird. Sie dürften damit jünger als die WC- Sterne sein, da sie wahrscheinlich bereits Helium fusionieren.

Auch sind Wolf- Rayet- Sterne meist von Gasnebeln umgeben, weil sie bereits bis 40% ihrer ursprünglichen Masse aufgrund der hohen Temperatur und des extremen Strahlungsdrucks verloren haben, in Form eines starken Sternenwinds. Durch ihre hohe Temperatur von 30- 50 000 [K] sind die Atome im Spektrum stark ionisiert (Kohlenstoff z.B. hat 3 seiner 4 Außenelektronen verloren), so dass man sie der Spektralklasse O zuordnet. Diese Sterne sind äußerst kurzlebig, mehr als ein paar Millionen Jahre "schaffen" sie nicht und enden garantiert in einer Supernova oder sogar als Hypernova.

In dieser Aufnahme eines Wolf- Rayet- Sterns (der helle Stern in der Bildmitte) im Nebel NGC 2359 erkennt man deutlich die ausgestoßene Sternmaterie. Von den rund 200 in unserer Milchstraße bekannten Sternen dieses Typs weiß man, dass sie jährlich mehr als die Masse der Erde in den Weltraum blasen.

Mit freundlicher Genehmigung von P. Berlind & P. Challis (CfA), 1.2-m Telescope, Whipple Obs.

Letzte Änderung: 24. November 2006

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