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Die Sterne, die wir am Nachthimmel sehen, sind meistens Sonnen wie unser bekannter Lebensstern. Sie sehen genau so aus wie vor Jahrhunderten und Jahrtausenden, als unsere Vorfahren den Sternbildern ihren Namen gaben. Ein Menschenleben ist viel zu kurz, um Veränderungen bei den Sternen zu erkennen, und doch entstehen und vergehen die Sterne im Laufe der Jahrmillionen.
Nach einer heute anerkannten Theorie entstehen die Sterne in kosmischen Gas- und Staubwolken. Gase verhalten sich unter kosmischen Bedingungen nicht wie auf der Erde. Auf der Erde zeigen die Gase Tendenz, immer den ihnen zur Verfügugng stehenden Raum auszufüllen. Im Kosmos ist das anders, dort bilden sich auf Grund der Massenanziehung Gaswolken. An verschiedenen Stellen der Wolke entstehen nun kleine Verdichtungen, die mit ihrer Anziehungskraft immer mehr Gas an sich reissen. Es beginnt ein Kreislauf aus Anziehen und dichter werden.
Millionen Jahre später, wenn die massereiche Gaskugel eine bestimmte Dichte erreicht hat, stürzt sie in sich zusammen und wird im Zentrum durch den hohen Druck immer heisser. Die entstandene Wärme gelangt an die Oberfläche, der werdende Stern beginnt tiefrot zu leuchten. Einige Millionen Jahre später erreicht die Temperatur im Kern der Kugel 10 Millionen Grad K. Bei dieser Temperatur setzt die Kernverschmelzung ein. Bei der Kernverschmelzung, oder Kernfusion, werden 4 Wasserstoffkerne zu einem Heliumkern verschmolzen. Da der Heliumkern etwas leichter ist als die Wasserstoffkerne zusammen,wird die verlorenen Masse nach dem Einsteinprinzip E=mc2 in reine Energie umgewandelt. Dabei ist E die gewonnene Energie, m die verlorengegangene Masse und c die Lichtgeschwindigkeit. Es werden riesige Energiemengen frei. Bei unserer Sonne zu Beispiel werden pro Sekunde 597 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 593 Millionen Tonnen Helium verschmolzen. Dabei wird der Massenunterschied von 4 Millionen Tonnen in reine Energie umgewandelt!
Nachdem das Atomfeuer entfacht ist, strömt die als Wärme und Licht abgegebene Energie nach aussen.Wenn der nach aussen gerichtete Strahlungsdruck und der Druck der heissen Gase im Innern so gross ist wie das Gewicht der darüberliegenden Masse, kommt der Stern ins Gleichgewicht - der leuchtende Stern ist geboren. Es gibt verschiedene Oberflächentemperaturen, was durch verschiedene Oberflächenfarben erkennbar wird. Heisse Sterne (Oberflächentemperatur ca 10'000 Grad C) glühen blauweiss, kältere (Oberflächentemp. ca 2000 Grad C rot. Die gelben Sterne (ca 6000 Grad C), wie unsere Sonne sind zwischendrin.
Auch unsere Sonne ist auf die beschriebene Weise vor rund 5 Milliarden Jahren entstanden. Ihre Bildung nahm ca. 30 Millionen Jahre in Anspruch.
Je grösser ein Stern ist, desto heftiger wird sein Atomfeuer entfacht. Ein Stern mit beispielsweise 15 Sonnenmassen leuchtet nicht nur Fünzehnmal, sondern gleich zehntausendmal heller als die Sonne. Die Umwandlung von Masse in Energie vollzieht sich in einen solchen Riesenstern also rund sechsundsiebzigmal schneller als bei unserer Sonne. Als Folge davon wird ein solcher Gigant auch sechsundsiebzigmal schneller seinen Wasserstoffvorrat verbrauchen.
Viele Millionen oder Milliarden Jahre leuchtet der Stern und bleibt ruhig. Der Stern befindet sich nach dem Hertzsprung-Russel Diagramm auf der Hauptreihe. Im Laufe der Zeit sammelt sich im Kern die durch das Atomfeuer entstandene Heliumasche. Dadurch verlagert sich die Wasserstoffbrennzone mehr und mehr nach aussen. Das innere Gleichgewicht des Sterns kommt zunehmend durcheinender. Je mehr Helium sich im Zentrum ansammelt, desto grösser wird dort der Druck durch die Schwerkraft des Heliums. Der Stern zieht sich stetig zusammen.
Mit dem steigenden Druck nehmen Dichte und Temperatur im Heliumzentrum des Sterns immer mehr zu. Die Temperatur kann dort auf über 100 Millionen Grad ansteigen. Bei diesen Temperaturen beginnt nun auch das Helium zu brennen. Jeweils drei Heliumkerne verschmelzen zu einem Kohlenstoffkern. Von da an verfügt der Stern über zwei Brennöfen. Im Zentrum den Heliumbrennofen, daran anschliessend die Zone des Wasserstoffbrennens, die sich immer weiter in Richtung Sternoberfläche verschiebt. Dadurch werden die oberen Gasschichten immer noch weiter nach aussen gedrängt. Der durch das Heliumbrennen freigesetzte Energieausstoss bläht den Stern mächtig auf. Das Aufblähen hält so lange an, bis sich ein neuer Gleichgewichtszustand eingestellt hat. Durch das Aufblähen des Sterns nimmt die Oberflächentemperatur ab. Das abgestrahlte Licht färbt sich rot, da es an Energie verliert. Es entstand ein roter Riese. Auch unsere Sonne wird sich in etwa 3,5 Milliarden Jahren so aufblähen, und ihr Radius wird dann über die Erdbahn hinaus reichen.
Die Zentraltemperatur des roten Riesen kann auf über eine Milliarde Grad Kelvin ansteigen. Bei diesen Temperaturen können duch Kernverschmelzung schwere Elemente, bis hin zum Eisen gebildet werden. Hat ein roter Riese einen Eisenkern in seinem Zentrum ausgebildet, ist sein Ende nicht mehr weit, denn Eisen kann nicht mehr weiter als Kernbrennstoff verwendet werden. Im Gegensatz zu den vorausgegangen Elementen wird bei der Bildung von Eisenkernen keine Energie mehr frei. Im Innern nimmt die Energie des Atomfeuers ab, und dadurch verringert sich der Strahlungsdruck von Innen her stetig. Damit nimmt die Schwerkraft der Masse Überhand. Irgendwann ist die Schwerkraft so gross, dass der Rote Riese in sich zusammenstürzt. Dieses Zusammenfallen eines Sterns kann auf verschiedene Weise erfolgen, jenachdem wie massereich der Stern war.
Sterne bis zu einenhalb Sonnenmassen erleiden einen relativ sanften Tod. Sie stürzen zu einem winzigen Sternerest von der Grösse der Erde zusammen. Die Bewegungsenergie der zusammenstürzenden Materie wird in Wärme umgewandelt, sodass der kleine Restsern in grellem weissem Licht erstrahlt. Man spricht von einem Weissen Zwerg. Seine Strahlung entsteht nicht mehr durch Kernfusion, sondern alleine durch den extrem hohen Druck der Materie, durch die sie aufgeheizt wird. Die Materiedichte eines Weissen Zwergs ist extrem hoch. Ein Teelöffel eines weissen Zwergs würde auf der Erde ca. eine Tonne wiegen.
Milliarden Jahre vergehen, bis der weisse Zwerg abkühlt, und als schwarzer Zwerg auf ewig im Kosmos treibt.
Was aber geschieht, wenn massereiche Sterne mit bis zu 5 Sonnenmassen keinen Brennstoff mehr haben? Auch sie blähen sich zu einem Roten Riesen auf. Doch wenn die Phase des Zusammenstüzens einsetzt, bekommen diese Sterne Probleme. Beim Zusammenstürzen stösst der zusammenstürzende Stern in einer gewaltigen Explosion einen Grossteil seine Materie ab. Beim Zusammenbruch steigt die Temperaturr im Zentrum noch einmal so an, dass der Brennstoffrest auf einmal aufgezehrt wird. Man spricht von einer Supernova Explosion. Die äusseren Schichten, in denen noch viel unverbrauchter Wasserstoff enthalten ist, werden zusammen mit all den im Stern entstandenen Elementen in den Raum geschleudert, und zwar mit hoher Geschwindigkeit und unter Freisetzung riesiger Energien. Dabei leuchtet die abgestossene Materie so hell, wie hundert Milliarden Sonnen. Die abgestossenen Materie expandiert sehr schnell und bildet einen sogenannten planetarischen Nebel.
Die Restmasse, die bei einer Supernova nicht in den Kosmos geschleudert wird, ist aber immernoch so gross, dass sie beim Zusammenstürzen wesentlich dichter zusammengepresst wird, als das bei einem Weissen Zwerg der Fall ist. Die Materie eines weissen Zwergs besteht immernoch aus Atomen. Zwar werden die Elektronen durch den hohen Druck nah an den Kern gepresst, aber sie können dem Druck noch standhalten. Nach einer Supernova ist der Druck des Materierests jedoch so gross, dass die Elektronen in die Atomkerne hineingequetscht werden, wo sie mit den Protonen verschmelzen und Neutronen bilden. Die derart zusammengepresste Materie besteht also nur noch aus Neutronen. Der Reststern hat einen Durchmesser von zehn bis dreissig Kilometern. Man bezeichnet solche Objekte als Netronenstene.Die Dichte eines Neutronensterns ist um das Vielfache höher als die eines Weissen Zwergs. Ein Teelöffel dieser Materie würde auf der Erde mehrere Millionen Tonne wiegen!
Bild 3:Grössenvergleich eines Weissen Zwergs mit einem Neutronenstern und einem Schwarzen Loch
Es gibt aber auch Sterne, die mehr als 5 Sonnenmassen in sich vereinen.Das sind kurzlebige Riesensterne. Wenn sie ihren Todeskampf beenden, können nicht einmal die Neutronen dem Druck der verdichteten Materie standhalten. Es gibt nichts mehr, was der Materieanziehung standhalten kann. Die Materie fällt zu einer sogenannten Singularität (Mathematische Bezeichnung für Stellen einer Funtkion die nicht definiert sind) zusammen. Es entsteht ein Materiepunkt der Grösse Null, aber mit unendlich hoher Dichte. Da die Gravitation dieses Ortes unendlich gross wird, kann weder Materie noch energetische Strahlung, wie Röntgenstrahlung oder Licht, dem Ort entfliehen. Der Ort dieser Anziehung wird unsichtbar, er ist ein Schwarzes Loch. Die Schwarzen Löcher kann man nicht direkt nachweisen. Man kann sie nur orten, wenn sie von einem benachbarten Stern Materie absaugen. Die Materie erhitzt sich vor dem Eintritt in ein Schwarzes Loch stark, und strahlt energiereiche Strahlung ab. Schwarze Löcher haben eine bestimmte Grösse, die mit heutigen Methoden berechnet werden kann. Der Rand eines Schwarzen Lochs wird Ereignishorizont genannt. Am Ereignishorizont wird die Raum Zeit Krümmung unendlich gross. Damit aber geht die Zeit gegen Null. Im Einflussbereich eines Schwarzen Lochs hört die Zeit auf und damit auch die Herrschaft der physikalischen Gesetze, die im Universum gültig sind. Die Existenz von Schwarzen Löchern ist noch nicht wissenschaftlich bewiesen.
