Riesensterne

Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher

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 freundlicher Genehmigung von A. Dupree (CfA), R. Gilliland (STScI), NASA

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 heute nicht werden (mit ganz wenigen Ausnahmen, siehe Paarinstabilitätsnovae sowie die Ersten Sterne). 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.

Mit freundlicher Genehmigung der ESO

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.

Je nach Masse muss man zwei Entwicklungswege unterscheiden:

Bis 40 Sonnenmassen

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.

Über 40 Sonnenmassen

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.

Hertzsprung-Russel-Diagramm massereicher Sterne

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.

Wolf- Rayet- Sterne

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.

Gelbe Hyperriesen

Sehr selten treffen wir in der Milchstraße auf Sterne, deren Photosphäre auf einige Hundert Sonnenradien aufgebläht ist und man deshalb die eigentliche Sternoberfläche gar nicht sieht. Nur etwa ein Dutzend dieser Gelben Hyperriesen ist bisher bekannt. Was allerdings auch nicht weiter verwundert, denn wir haben es hier mit einer Klasse von Sternen zu tun, die wohl kurz vor der Explosion als Supernova stehen.

Gelbe Hyperriesen zählen mit zu den massereichen Sternen in der Galaxis. Ihre Massenuntergrenze liegt wahrscheinlich bei etwa 25 Sonnenmassen, vermutlich haben sie aber meist 40 oder noch mehr Sonnenmassen. Als beispielhafter Vertreter dieser Sternklasse mag uns ρ (rho) Cassiopeiae dienen (Lage siehe Pfeil in Sternkarte). Mit einer absoluten visuellen Helligkeit von -9,6 M_v ist er einer der hellsten Sterne (scheinbare Helligkeit: 4.5 mag), seine Leuchtkraft ist eine halbe Million mal stärker als die der Sonne. Wollte sich dort ein Planet in einer lebensfreundlichen Zone aufhalten, so müsste er 450 [AE] vom Stern entfernt sein. Schwergewichte wie dieser Stern gehen höchst verschwenderisch mit ihrem Kernbrennstoff um, weshalb sie nur wenige Millionen Jahre alt werden, bevor sie in einer Supernova vergehen und einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch hinterlassen.

Gelbe Hyperriesen sind sehr instabile Gasbälle, so änderte ρ Cas (rechtes Bild) im Jahr 2000 innerhalb von wenigen Monaten seine Oberflächentemperatur von 7.000 auf 4.000 Grad (heute etwa 6000 Grad). Vermutlich ist die Ursache, dass er etwa 1/10 Sonnenmasse als Gashülle abgestoßen hat. Seitdem pulsiert seine Atmosphäre und man vermutet, dass bald der nächste Massenverlust ansteht. Etwa alle 50 Jahre soll ein solches Ereignis eintreten, wenn ρ Cas dabei jeweils etwa 1/10 Sonnenmasse abstößt, so wären das in 10 000 Jahren bereits 20 Sonnenmassen. Wahrscheinlich existiert er heute gar nicht mehr und wir empfangen nur noch das Licht aus der Vergangenheit des 10 000 Lichtjahre entfernten Sterns.

Foto: Mit freundlicher Genehmigung des Centre de Donnees astronomiques de Strasbourg

Gelber Hyperriese HR 5171, künstlerische Darstellung

Das VLTI (Very Large Telescope Interferometer) der ESO hat den Stern HR 5171 A als den größten bekannten Gelben Hyperriesen entlarvt. In 12 000 Lichtjahren im Sternbild Centaurus liegend, weist er die 1300fache Größe der Sonne auf und zählt damit zu den 10 größten Sternen überhaupt. Er ist sogar 50% größer als der berühmte rote Überriese Beteigeuze und ist 1 Million mal heller als die Sonne (man stelle sich das einmal vor!). Das aber sind nicht die einzigen Besonderheiten dieses Boliden, er weist sogar noch einen kleineren Begleiter auf (siehe künstlerische Darstellung im rechten Bild). Der allerdings ist dem gelben Stern so nah, dass sich beide Sterne berühren. Für einen Umlauf benötigt er dennoch 1300 Tage, woraus ebenfalls die fantastische Größe des Gelben Hyperriesen hervor geht.

Gelbe Hyperriesen finden wir im Hertzsprung-Russel- Diagramm nur für ganz kurze Zeit (etwa 10 000 Jahre) in einem fast leeren Bereich, den man deshalb auch als gelbe Entwicklungslücke bezeichnet. Diese Pulasationsveränderlichen befinden sich in der Entwicklung wahrscheinlich auf dem Weg vom Roten Überriesen hin zum Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen (siehe weiter unten) oder zu den Wolf-Rayet-Sternen. Bei den Gelben Überriesen beobachten wir typischerweise so genannte Infrarotexzesse: Grob gesehen können wir einen Stern als Schwarzen Strahler betrachten, einen Körper, der ein spezifisches, von der Temperatur abhängiges Strahlungsspektrum emittiert. Diese Sterne jedoch sind von abgestoßenem, kühlen Material umgeben. Das aber absorbiert nun die Strahlung des Sterns und gibt sie vorwiegend wieder im Infrarotbereich ab, weshalb wir in diesem Bereich des Strahlungsspektrums ein Maximum vorfinden.

Mit freundlicher Genehmigung der ESO, Olivier Chesneau

Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher

Eine weitere Klasse von sehr massereichen Sternen wird durch die Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen (LBV) dargestellt. Bei 50 bis 150 Sonnenmassen liegt es auf der Hand, dass diese Boliden keine große Lebenserwartung haben können. Sie fusionieren ihren Kernbrennstoff einfach viel zu schnell. Mit einer Oberflächentemperatur von 30 000 bis 50 000 [K] haben sie für kurze Zeit die millionenfache Leuchtkraft der Sonne. Bezeichnend für solche Sterne ist ihr extremer Sternwind: mit 100 bis 500 [km/s] blasen sie jährlich 10^-6 bis 10^-3 Sonnenmassen ins All. Damit verbergen sie sich stets hinter umgebenden Gaswolken, die im Laufe der Zeit zu mehreren nebelartigen Hüllen anwachsen.

Aufgrund der hohen Oberflächentemperatur liegt das Strahlungsmaximum im ultravioletten Bereich, die Sterne erscheinen daher blau und wir ordnen sie der Spektralklasse O zu. Der nächste Entwicklungsschritt eines LBV- Sterns ist unweigerlich ein Ende als Supernova. Dabei ist wiederum zum Zeitpunkt der Explosion die noch vorhandene Restmasse entscheidend, ob sich eine Kernkollaps- SN entwickelt, eine Paarinstabilitäts- SN oder gar eine Hypernova. Zuvor durchläuft der Stern aber die etwa auf 25 000 Jahre geschätzte LBV- Phase. Dieser unruhige, instabile Zeitraum ist von Pulsationen und Eruptionen gekennzeichnet.

Weil die Verweildauer der Sterne in der LBV- Phase eine aus astronomischer Sicht nur verschwindend geringe ist, zählen sie zu den seltensten Sternen in der Milchstraße - es sind lediglich 6 bekannt. Namhafteste Vertreter sind Eta Carinae und P Cygni. Die Pulsationen können in verschiedenen Stärken und Zeitspannen auftreten:

Geringe Helligkeitsschwankungen innerhalb von Tagen bis Monaten
Innerhalb von Jahren bis Jahrzehnten Helligkeitsänderungen von 1 bis 2 Größenklassen
Große Eruptionen, die Helligkeit variiert um deutlich mehr als 2 Größenklassen innerhalb von Jahrhunderten

Was ist nun die Ursache dieser Helligkeitsschwankungen? Die kurzfristigen Pulsationen können durch Dichteschwankungen in der Sternatmosphäre bzw. den umgebenden Gashüllen entstehen. Der Sternwind bzw. die durch ihn gebildete Hülle sind so dicht, dass die Strahlung von der Sternoberfläche nicht passieren kann, sondern absorbiert wird. Allerdings kühlt sich der Sternwind mit zunehmender Distanz auch ab, weshalb die Strahlung nun mit größerer Wellenlänge wieder emittiert werden kann. Weil der Sternwind in Dichte und Stärke variiert, kommt es zu den Helligkeitsschwankungen.

Es kann jedoch auch ein anderer Mechanismus die beobachteten Pulsationen verursachen, der so genannte Kappa- Mechanismus. Die in einem Stern freigesetzte Strahlung kann nicht einfach ungehindert durch die Gasmassen nach außen wandern. Vielmehr ist das Gas je nach Dichte und Temperatur mehr oder weniger durchlässig, wobei das wiederum von der Wellenlänge abhängig ist. Diese partielle "Undurchsichtigkeit" nennt man Opazität, bezeichnet mit dem griechischen Buchstaben Kappa.

Nehmen wir jetzt einmal an, dass ein Gebiet der Sternatmosphäre durch eine äußere Störung verdichtet wird, das Gas wird also durch die Gravitation nach innen wandern. Das bedeutet, Druck und Temperatur steigen, womit auch die Opazität größer wird und weniger Strahlung aus dem Sterninnern passieren kann. Damit steigt dann der Strahlungsdruck unterhalb der betrachteten Zone. Was schließlich dazu führt, dass sich das verdichtete Gas wieder ausdehnt und dabei abkühlt. In der Folge kann jetzt die aufgestaute Strahlung entweichen. Irgendwann führt dann eine erneute Kompression zum Beginn des nächsten Zyklus. Nähere Erläuterungen zu diesen Vorgängen siehe Kappa- Mechanismus.

Eine genaue Ursache der großen Eruptionen ist noch nicht bekannt. Möglicherweise spielt hier die (differenzielle) Rotation eine gewichtige Rolle, evtl. im Zusammenspiel mit dem Magnetfeld. Jede kleinste Störung des empfindlichen hydrostatischen Gleichgewichts wird zudem zu Schwingungen führen, die der Stern vielleicht nicht mehr kompensieren kann und es hierdurch zu einem Ausstoß von Materie kommt.

LBV's sind meistens von nebelartigen Gebilden umgeben, dichten Gas- und Staubwolken. Der überwiegende Masseanteil stammt dabei wohl aus den großen Eruptionen, aber auch der ständige Sternwind trägt sicher dazu bei. Interessant ist dabei der Staub, der neben vielen Elementen auch Moleküle enthält, bis hin zu komplexen polycyclischen aromatischen Kohlenwasserstoffen (PAK), z.B. Naphtalin. Allerdings sind sie erst in gehöriger Distanz zum Stern stabil, weil sie sonst durch die intensive UV- Strahlung aufgespalten werden.

Während die Nebel mit einigen 10 [km/s] expandieren, können sie leicht von dem Material eingeholt werden, welches durch eine Eruption mit einigen 100 [km/s], ja mit mehr als 1000 [km/s] ausgestoßen wird. Beim Aufprall dieser Front auf die Hülle entsteht eine Stoßwelle und die Bewegungsenergie wird z.T. in Strahlung umgewandelt. Der Nebel leuchtet nun von infraroter Strahlung über sichtbares und UV- Licht bis hin in den Röntgenbereich, und zwar mit einer Helligkeit, die der einer Supernova IIn nahe kommen. Dementsprechend bezeichnen die Astronomen diese "Schwindler" als Supernova- Impostor (engl., Betrüger, Hochstapler). Auch die bei einer solchen Eruption freigesetzten Energien und Lichtkurven entsprechen einer Supernova. Als Beispiel für einen Supernova Impostor mag wieder Eta Carinae dienen; im 19. Jahrhundert erlitt der Stern einen gigantischen Ausbruch, den wir heute noch als Homunculus- Nebel sehen. Ausbrüche dieser Art weisen auf Instabilitäten des Sternkörpers hin, dessen Kernfusionen in immer schnellerer Folge ablaufen und die das endgültige, bald bevorstehende Ende anzeigen.