Leben eines Sterns

Hallo und herzlich willkommen zu Physik mit Kalle. Das lange Leben eines Sterns. Für dieses Video solltet ihr bereits die Filme über die Kernfusion und das Hertzsprung-Russell-Diagramm gesehen haben. Wir lernen heute:-Wie Sterne entstehen-Welche Phasen sie im Laufe ihres Lebens durchschreiten und-Wie sie sterben. Dann wollen wir mal. Wie wird denn nun so ein Stern überhaupt geboren? Die Antwort ist eigentlich ganz einfach. In sogenannten "interstellaren Wolken", also riesigen Nebeln aus Gas und Staub, entstehen unter dem Einfluss der Schwerkraft Sterne. Hier seht ihr zum Beispiel den Orionnebel. Das ist so eine gewaltige Wolke aus Gas, in der Sterne geboren werden. Im Detail funktioniert das ungefähr so: Ist genügend Gas vorhanden, so versucht sich dieses zu einer Kugel zusammenzuziehen, ähnlich der Erde, die unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft die Kugelgestalt angenommen hat. Dabei strömen also riesige Massen auf ein gemeinsames Massenzentrum zu, das dabei immer schwerer wird. So entsteht ein sogenannter Protostern, also die Vorstufe eines Hauptreihensterns. Hat sich dieser Protostern fertig zu einer Gaskugel verdichtet, sodass Druck und Temperatur im Inneren so hoch sind, dass die Kernfusion beginnen kann, so sagt man, der Protostern hat seine Entwicklung abgeschlossen und ist zum Hauptreihenstern geworden, wie zum Beispiel unsere Sonne. So weit, so gut. Gas und Staub aus einer interstellaren Wolke verdichtet sich also zu einer riesigen Kugel, bis im Inneren dieser Kugel der Druck und die Temperatur so hoch sind, um Kernfusion zu ermöglichen. Warum aber leuchtet dann auch schon der Protostern, und zwar sehr sehr stark? Die Antwort ist eigentlich sehr einfach. Beim Zusammenbruch unseres Gases rasen ständig mit hoher Geschwindigkeit Gas- und Staubteilchen auf unseren ständig wachsenden Gasball. Diese Teilchen werden dadurch unglaublich heiß und dadurch werden große Mengen an Strahlung abgegeben. Deshalb sind diese Protosterne auch so hell. Dazu kommt, dass ein Protostern eine viel geringere Dichte als ein fertiger Stern hat. Er ist also viel größer und daher am Himmel auch viel deutlicher sichtbar. Hat ein Protostern ungefähr die Masse der Sonne, dann hätte er ca. die 50-fache Leuchtkraft. Nun kommen wir allerdings in die Phase, wo aus unserem Protostern so langsam ein richtiger, ordnungsgemäßer Hauptreihenstern wird. Folgendes passiert: Durch den sogenannten Sternenwind, also ein Materiestrom, der von dem Stern ausgeht, wird die Aufnahme von Gas aus der Umgebung so langsam aber sicher beendet. Außerdem hat der Stern in seinem Inneren inzwischen Bedingungen erreicht, bei denen die sogenannte Deuteriumfusion, also das Verschmelzen von 2 Wasserstoffkernen zu einem schweren Wasserstoffkern möglich ist. Durch die große Hitze, die dadurch entsteht, beginnt der Stern zuerst sich aufzublähen, dann schrumpft er aber unter dem Einfluss der Schwerkraft und seiner steigenden Dichte immer weiter, bis in seinem Inneren durch den Druck der Gravitation die Bedingungen so extrem sind, dass die komplette Fusion von Wasserstoff zu Helium stattfinden kann. Ist diese Kernfusion, deren Formel ich euch hier noch einmal aufgeschrieben habe, (mehr findet ihr im Video zur Kernfusion) erst einmal in Gang, dann sagt man, die Geburt des Sterns ist abgeschlossen. Er ist nun ein Hauptreihenstern. Aber wie sieht nun das Leben eines solchen Sternes aus und wovon hängt ab, wie genau es abläuft? Das sehen wir uns im nächsten Kapitel an. Die Lebensdauer eines Sternes wird von seinem Brennstoffvorrat im Kernbereich bestimmt, das heißt, wie viel Wasserstoff befindet sich in dem Bereich im Kern der Sonne, an dem die Gravitation für so extreme Bedingungen sorgt, dass eine Kernfusion stattfinden kann. Bei der Sonne sind das zum Beispiel etwas über 10% ihrer Gesamtmasse. Das heißt aber auch, dass die Lebensdauer davon abhängt, wie die Wolke aus der der Stern entstanden ist, zusammengesetzt war. Bestand sie nur aus Sauerstoff oder finden sich auch noch viele andere Stoffe darin. Generell kann man auf jeden Fall sagen, je größer die Masse eines Sternes, desto schneller verbrennt er. Aber was passiert nun, wenn der Kern vollständig verbrannt ist? Das kommt darauf an. Zuerst einmal passiert generell Folgendes. Ist der Brennstoffvorrat aufgebraucht, das heißt, hat sich im Kernbereich alles von Wasserstoff zu Helium umgewandelt, dann wird sich dieser Kern zusammenziehen. Wir haben dann also eine Heliumkugel in der Mitte, um die herum sich immer noch eine riesengroße Wasserstoffwolke befindet. Während der Kern sich verdichtet, dehnen sich die äußeren Schichten aus. Unser Stern wächst also, man nennt ihn dann einen roten Riesen. Die Kernfusion läuft nun in den Schichten um den Kern ab. Das heißt, rund um den Heliumkern verbrennt weiterhin Wasserstoff zu Helium und der Heliumkern wächst dadurch weiter. Dies geht so lange weiter, bis unser Heliumkern so groß und so dicht ist, dass in seinem Inneren die Temperaturen ausreichen, um das Helium wiederum zu fusionieren. Der rote Riese ist also sozusagen die nächste Brennstufe. Je schwerer die Elemente sind, die ich im Inneren meines Sterns durch Fusion erzeugen will, desto krasser müssen die Bedingungen sein. Ich kann also anhand der Anfangsmasse und der Zusammensetzung eines Sternes voraussagen, bis zu welchem Element im Periodensystem dieser Stern fusionieren kann. Habe ich dieses Element erreicht, so kann der Stern keine weitere Kernfusion mehr durchführen und die Reaktionen in seinem Inneren kommen zum Erliegen. Der Stern stirbt. Unser Stern stößt dann seine restliche Hülle ab und nur der Kern bleibt übrig. Was aber nun genau mit dem Kern passiert, das sehen wir uns im letzten Kapitel an. Wir haben also gehört, das Gas im Inneren eines Sternes, wird durch Kernfusion immer wieder in neue Elemente verschmolzen, bis, abhängig von seiner Anfangsmasse und seiner Zusammensetzung, die Bedingungen für den nächsten Schritt nicht mehr ausreichen. Der Kern stößt dann den Rest seines Nebels ab und bleibt alleine übrig. Was er dann aber genau ist und welche Eigenschaften er besitzt, das hängt davon ab, welche Restmasse dieses Kernstück noch hat. Ist seine Masse kleiner als ungefähr 1,4 Sonnenmassen, so entsteht ein sogenannter weißer Zwerg. Dieser hat eine sehr hohe Oberflächentemperatur und strahlt oft im ultravioletten Bereich des Spektrums Energie ab. Da von innen aber keine Energie mehr nachkommt, die Kernfusion läuft ja nicht mehr,  kommt langsam aber sicher seine Strahlung zum Erliegen. Er kühlt aus und wird dann als schwarzer Zwerg bezeichnet. Liegt die Restmasse zwischen 1,4 und ungefähr 3 Sonnenmassen, dann entsteht ein sogenannter Neutronenstern. Hier ist die Anziehungskraft so groß, dass die Atome sozusagen ineinander stürzen. Das heißt, die Abstoßungskraft der Atomhüllen reicht nicht aus, um die Kerne voneinander fernzuhalten. Die Elektronen verwandeln sich mit den Protonen in Neutronen und alles wird zu einer einzigen großen Atomkernkugel. Dabei entsteht eine unglaublich dichte Kugel. Sie hat ungefähr den Durchmesser einer Großstadt, aber die Masse von bis zu 3 Sonnen. Der Rückstoß, der bei solch einem Ineinanderstürzen entsteht, wird Supernova genannt. Er sprengt die gesamte verbleibende Gashülle ab und sorgt dafür, dass der Stern für ungefähr einige Wochen unglaublich hell leuchtet. Ist der Restkern schwerer als 3 Sonnenmassen, so kommen wir zu den richtigen Schwergewichten. Dann entsteht ein sogenanntes schwarzes Loch. Das heißt, der Stern bricht einfach haltlos in sich zusammen. Es entsteht ein winziger Körper mit gewaltiger Masse, der so schwer ist, dass nicht einmal Licht seiner Anziehungskraft entkommen kann. Wir wollen noch mal wiederholen, was wir heute gelernt haben. Sterne entstehen in interstellaren Wolken aus Gas und Staub. Ihre Lebensdauer hängt von ihrer Masse und Zusammensetzung ab. Je größer die Masse, desto größer der Bereich in seinem Inneren, in dem Kernfusion möglich ist, desto schneller verbrennt er. Setzt die Kernfusion aus, so werden die Sterne zu weißen Zwergen, Neutronensternen oder schwarzen Löchern. Und je höher der Wasserstoffgehalt ist, desto mehr Brennstoff für die erste Fusionsstufe befindet sich in diesem Bereich, desto schneller verbrennt der Stern. Die Restmasse M des Kerns entscheidet, welcher Fall eintritt. Wiegt der Kern weniger als 1,4 Sonnenmassen, so entsteht ein weißer Zwerg. Wiegt er zwischen 1,4 und ungefähr 3 Sonnenmassen, so entsteht ein Neutronenstern. Wiegt er noch mehr, so entsteht ein schwarzes Loch. So, das war's schon wieder für heute. Ich hoffe ich konnte euch helfen. Vielen Dank fürs Zuschauen bis vielleicht zum nächsten Mal, euer Kalle.