Sternentwicklung

Sternentwicklung
Stern|entwicklung,
 
die fortschreitende, nicht periodische Änderung des inneren Aufbaus eines Sterns; sein Altern.
 
Sternentstehung, Vorhauptreihenentwicklung:
 
Sterne entstehen aus interstellarer Materie, wenn in einem Gebiet die Masse einen kritischen Wert (Jeans-Masse, nach H. Jeans) überschreitet, sodass die Eigengravitation größer wird, als es die stabilisierenden Kräfte sind, und das Gebiet zu kontrahieren beginnt. Stabilisierend wirken v. a. der Gasdruck, aber auch der Turbulenz- und der magnetische Druck sowie Zentrifugalkräfte. Zur Instabilität neigen bevorzugt die dichtesten und kühlsten Gebiete interstellarer Molekülwolken (u. a. sind Globulen solche zur Sternentstehung führenden Verdichtungen). Bei der Kontraktion wird potenzielle Energie frei und in Wärmeenergie umgesetzt. Prozesse, bei denen Wärmeenergie der Gaspartikel in Strahlungsenergie (die die Wolke verlässt) überführt wird, sorgen für eine Kühlung. Da diese Prozesse mit steigender Dichte effektiver werden, geht eine zunächst langsame Kontraktion in einen Kollaps (Gravitationskollaps) über. Wird die Dichte in der kollabierenden Wolke so hoch, dass die Strahlung nicht mehr entweichen kann, setzt eine Temperaturerhöhung ein. Dies geschieht zuerst im Zentralgebiet der Wolke, das dann einen quasistabilen Zustand erreicht; dabei geht die Kontraktion zwar weiter, jedoch wesentlich langsamer. Die Masse dieses quasistabilen Gebiets beträgt nur einen Bruchteil der späteren Sternmasse; es stellt den Protostern dar, aus dem der spätere Stern hervorgeht. Seine Masse wächst, da aus der weiterhin kollabierenden Restwolke Materie auf ihn stürzt. Diese übt einen äußeren Druck aus, sodass der Protostern infolge des Materieaufpralls auch von außen aufgeheizt wird. Wächst die Zentraltemperatur auf einige Mio. K, beginnen die Kernreaktionen des Wasserstoffbrennens. Damit wird ein endgültiges energetisches und hydrostatisches Gleichgewicht, der charakteristische Zustand eines Sterns, erreicht; die Sternbildung ist beendet. Die Dauer der Sternentstehung hängt wesentlich von den Bedingungen in der Ausgangswolke ab und liegt zwischen einigen 105 und 106 Jahren.
 
Aus einer größeren Molekülwolke entstehen im Allgemeinen mehrere Sterne gleichzeitig (zum Teil ein Sternhaufen). Der Zerfall in Teilwolken wird durch Dichteinhomogenitäten in der Ausgangswolke ausgelöst. Deren Drehimpuls geht bei der Fragmentierung in eine Bahnbewegung der Teilwolken über, was die Fliehkräfte stark reduziert. Eine interstellare Wolke kann auch durch äußere Einflüsse zur Instabilität gebracht werden, z. B. wenn in der Nähe eine Supernova explodiert und die abgeschleuderte Sternmaterie auf die Wolkenmaterie prallt oder beim Zusammenstoß von Wolken, was v. a. in den Spiralarmen von Sternsystemen eintritt.
 
Haupt- und Nachhauptreihenentwicklung:
 
Neu entstandene Sterne sind chemisch homogen. Sie decken ihre Energieausstrahlung durch die Kernfusionsprozesse des Wasserstoffbrennens, bei denen Helium entsteht. Bei massearmen Sternen überwiegt dabei die Proton-Proton-Reaktion, bei massereichen Sternen der Bethe-Weizsäcker-Zyklus. Ihre Bildpunkte liegen im Hertzsprung-Russell-Diagramm an der Unterkante des Hauptreihenbands (»Alter-Null-Hauptreihe«). Die Zusammensetzung der Sterne ist zunächst weitgehend gleich: Sie bestehen v. a. aus Wasserstoff und Helium, alle anderen Elemente tragen nur rd. 2-4 % zur Masse bei. Die verfügbare Wasserstoffmenge ist proportional zur Sternmasse, die ausgestrahlte Energie (und damit der bei den Kernreaktionen verbrauchte Wasserstoff) dagegen proportional zur etwa 3. Potenz der Sternmasse (Masse-Leuchtkraft-Beziehung). Massereiche Sterne verbrauchen daher ihren Energievorrat schneller als massearme. In einem Stern mit einer Sonnenmasse ist im Sternzentrum der Wasserstoff nach etwa 10 Mrd. Jahren, in einem Stern mit 10facher Sonnenmasse schon nach reichlich 10 Mio. Jahren erschöpft. Die Zentralregionen des Sterns beginnen dann zu kontrahieren, die äußeren Regionen zu expandieren, während sich das Wasserstoffbrennen in einer Kugelschale um das nahezu ganz aus Helium bestehende Zentralgebiet fortsetzt (»Wasserstoffschalenbrennen«); Leuchtkraft und Radius des Sterns nehmen dabei zu, die Oberflächentemperatur nimmt ab. Ein Teil der bei der Kontraktion frei werdenden potenziellen Energie dient zur Temperaturerhöhung der Sternmaterie. Werden im Sternzentrum auf diese Weise etwa 100 Mio. K erreicht, setzt das Heliumbrennen (Drei-Alpha-Prozess) ein: Der Hauptreihenstern hat sich infolge der Expansion der äußeren Sternregionen zu einem Riesenstern entwickelt. Dieser Übergang benötigt nur etwa 1/100 der Dauer des zentralen Wasserstoffbrennens. Das Riesensternstadium (bis zur Erschöpfung des zentralen Heliumvorrats) dauert rd. 1/10 des Hauptreihenstadiums, alle möglichen weiteren Entwicklungsphasen sind noch kürzer.
 
Endstadien der Sternentwicklung:
 
Die Masse eines kontrahierenden Objekts bestimmt seinen Endzustand: Ist sie kleiner als etwa 0,08 Sonnenmassen, setzt kein Wasserstoffbrennen ein, es bildet sich ein Brauner Zwerg. Sterne bis zu etwa 0,9 Sonnenmassen erreichen im Sternzentrum nicht die für das Heliumbrennen notwendige Temperataur, sie gehen nach dem Wasserstoffbrennen in den Zustand eines Weißen Zwergs über. Massereichere Sterne, bis etwa acht Sonnenmassen, werfen als Riesensterne so viel Masse ab (und bilden dabei planetarische Nebel), dass sie ebenfalls Weiße Zwerge werden. Noch massereichere Sterne explodieren als Supernova, es bleibt ein Neutronenstern als stellarer Rest. Einige sehr massereiche Sterne enden möglicherweise als Schwarze Löcher. - Alle Stadien der Energiefreisetzung sind mit der Erzeugung von immer massereicheren Atomkernen verbunden, je nach Art des Prozesses beziehungsweise Entwicklungsstadiums jeweils bis zu bestimmten Massenzahlen (Nukleogenese).
 
Hier finden Sie in Überblicksartikeln weiterführende Informationen:
 
Sterne: Aufbau und Entwicklung
 
chemische Elemente: Entstehung
 
Sterne: Entstehung
 
Sonne: Ihr Lebensweg vom Protostern zum Weißen Zwerg
 

Universal-Lexikon. 2012.

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