{"id":18927,"date":"2010-02-04T16:22:51","date_gmt":"2010-02-04T15:22:51","guid":{"rendered":"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/index.php\/2010\/02\/04\/live-fast-die-young-das-schicksal-der-grossen-sterne\/"},"modified":"2025-05-14T16:02:51","modified_gmt":"2025-05-14T14:02:51","slug":"live-fast-die-young-das-schicksal-der-grossen-sterne","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/index.php\/2010\/02\/04\/live-fast-die-young-das-schicksal-der-grossen-sterne\/","title":{"rendered":"Live fast, die young: das Schicksal der gro\u00dfen Sterne"},"content":{"rendered":"

Sterne sind gro\u00df! Obwohl Gr\u00f6\u00dfe ja auch wieder relativ ist. Vergleicht man die Sonne mit den Ma\u00dfst\u00e4ben, die wir Menschen gewohnt sind, dann ist sie unvorstellbare gro\u00df; eine gewaltige Kugel aus Plasma und Gas. Aber rein astronomisch gesehen klassifiziert man die Sonne als gelben Zwergstern<\/i> – denn sie geh\u00f6rt zu den kleineren Exemplaren unter den Sternen.<\/p>\n

Aber wie gro\u00df kann ein Stern denn nun eigentlich werden?<\/p>\n

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Gro\u00dfe Sterne, kleine Sterne<\/b><\/font><\/p>\n

Das folgende Video habe ich schonmal gepostet<\/a>; man sieht hier gut die Vielfalt die es bei den Sternen gibt. Es gibt Winzlige, die kaum gr\u00f6\u00dfer sind als der Planet Jupiter – und es gibt wahre Monster von Sternen gegen die unsere Sonne verschwindend klein aussieht. <\/p>\n


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Ein Stern kann aber nicht beliebig gro\u00df sein. Es gibt gewisse Grenzen, die von der Physik gesetzt werden.<\/p>\n

Am unteren Ende der Skala liegt die Grenze in der F\u00e4higkeit eines Himmelsk\u00f6rpers selbst\u00e4ndig dauerhaft Energie zu erzeugen begr\u00fcndet. Planeten wie unsere Erde produzieren kein Energie mehr. Sie leuchten weil sie das Licht der Sonne reflektieren und manche Planete wie zum Beispiel der Jupiter strahlen auch noch W\u00e4rmeenergie ab. Das liegt aber nur daran, dass der Jupiter immer noch unter seinen eigenen Schwerkraft kontrahiert und dabei Gravitationsenergie in W\u00e4rmeenergie umwandelt und abgibt. Dieser Vorgang ist ein Resultat der Planetenentstehung und hat nichts mit dem zu tun, was in Sternen passiert.<\/p>\n

Dort findet Kernfusion statt und damit das passieren kann, muss der Himmelsk\u00f6rper mindestes 80 mal schwerer sein als Jupiter! Es gibt auch noch eine Klasse von \u00dcbergangsobjekten. Himmelsk\u00f6rper, die zwischen etwa 13 mal und 80 mal so schwer sind wie Jupiter nennt man Braune Zwerge<\/a><\/i>. Sie sind gerade schwer genug, dass in ihnen w\u00e4hrend eines sehr begrenzten Zeitraums Kernfusion stattfinden kann (allerdings wird kein Wasserstoff verbrannt wie in den Sternen sondern Deuterium<\/i>). <\/p>\n

Genauso wie die Untergrenze f\u00fcr die Sternmasse h\u00e4ngt auch die Obergrenze von der Kernfusion ab. Um das genauer zu verstehen, muss man sich \u00fcberlegen, wie ein Stern eigentlich so funktioniert. Die Vorg\u00e4nge im Inneren eines Sterns sind nat\u00fcrlich hoch komplex und heute immer noch nicht vollst\u00e4ndig verstanden. Aber f\u00fcr unsere Zwecke m\u00fcssen wir diese Details auch nicht kennen. F\u00fcr ist ein Stern erstmal ein sehr simples Ding, das von genau zwei Kr\u00e4ften beherrscht wird. <\/p>\n

Zwei Kr\u00e4fte<\/b><\/font><\/p>\n

Da ist einmal die Gravitationskraft. Irgendwann begann eine gro\u00dfe Wolke aus Gas einmal damit, sich unter ihrer eigenen Gravitation zusammenzuziehen und immer kompakter zu werden. Dadurch stieg in ihrem Inneren nat\u00fcrlich auch der Druck und die Temperatur – solange, bis die Werte hoch genug waren, dass die Kernfusion einsetzen konnte. Der Stern fusionierte nun die Wasserstoffatome des Gases zu Helium und fing an zu leuchten. Gleichzeitig setzte die zweite Kraft ein: der Strahlungsdruck<\/i>. All die im Kern des Sterns erzeugte Strahlung dringt und dr\u00fcckt nach au\u00dfen und wirkt so der Gravitationskraft entegegen. Der Kollaps stoppt und der Stern befindet sich in einem Gleichgewichtszustand.<\/p>\n

Ein Stern ist auch eigentlich nur dann ein Stern, wenn er sich in diesem Gleichgewichtszustand befindet. In der Phase davor nennt man ihn „Protostern“ – erst mit dem Beginn der Fusion und dem Einsetzen des Gleichgewichts zwischen Gravitation und Strahlung wird er zum sogenannten Hauptreihenstern<\/i>. Irgendwann aber ist auch diese Phase zu Ende und der Stern „stirbt“. Je nach den Eigenschaften des Sterns setzen sich hier die beiden Kr\u00e4fte auf verschiedene Art und Weise durch. Wenn der ganze Wasserstoff verbraucht ist, sinkt der Strahlungsdruck erstmal und die Gravitation wird wieder st\u00e4rker: der Stern wird wieder kleiner und sein Kern dichter. Dadurch steigt wieder die Temperatur und neue Arten der Kernfusion k\u00f6nnen einsetzen. Das erh\u00f6ht wiederum den Strahlungsdruck und der Stern dehnt sich aus. Unsere Sonne wird sich zum Beispiel auf diese Art und Weise gegen Ende ihres Leben zu einem gewaltig gro\u00dfen Roten Riesen<\/i> aufbl\u00e4hen und die \u00e4u\u00dferen Bereiche ihrer Atmosph\u00e4re komplett absto\u00dfen. Das Innere der fr\u00fcheren Sonne wird dann aber im Gegenzug sehr stark komprimiert werden und einen Wei\u00dfen Zwerg<\/i> bilden. Bei anderen Sternen verl\u00e4uft der Vorgang viel rabiater; sie explodieren regelrecht und in dieser Supernova<\/i> wird der Rest des Sternes noch weiter zu einem Neutronenstern oder einem schwarzen Loch komprimiert.<\/p>\n

So weit zu Geburt und Tod der Sterne und der wichtigen Gleichgewichtsphase dazwischen, die das eigentlich Leben darstellt. Das kann ganz unterschiedlich lange dauern. Unsere Sonne ist schon knapp 5 Milliarden Jahre alt und hat noch einige Milliarden Jahren an ruhiger Brennzeit vor sich, bevor eine der beiden Kr\u00e4fte die \u00dcberhand gewinnt. Das sie so lange lebt liegt daran, dass sie so klein ist und deswegen nur bei moderaten Temperaturen brennt. Je mehr Masse ein Stern hat, desto gr\u00f6\u00dfer ist nat\u00fcrlich auch der Druck, der in seinem Kern herrscht; desto gr\u00f6\u00dfer ist die Temperatur und desto schneller verbrennt der Stern seinen Wasserstoff. Die gro\u00dfen Hyperriesen m\u00f6gen zwar enorm gro\u00df und hell sein – daf\u00fcr leben sie aber auch nur nur einige Millionen Jahre lang. Und sind sie zu gro\u00df, dann kann man gar nicht mehr von einem richtigen Leben als Stern sprechen; dann ist der Strahlungsdruck so gewaltig, dass sie sofort zerrissen werden. Die exakte Obergrenze zu berechnen ist allerdings knifflig, denn hier muss man dann doch die Vorg\u00e4nge im Stern detailliert betrachtet. Mehr als 150 Sonnenmassen sind jedoch sicherlich nicht m\u00f6glich.<\/p>\n

Wo sind die Riesensterne?<\/b><\/font><\/p>\n

Solche gro\u00dfen Sterne, die an der Obergrenze des theoretisch m\u00f6glichen liegen sind naturgem\u00e4\u00df nicht leicht zu finden. Sie m\u00f6gen zwar hell sein – aber sie leben auch nur sehr kurz und die Wahrscheinlichkeit einen zu finden, ist gering.<\/p>\n

Die Europ\u00e4ische S\u00fcdsternwarte (ESO) hat nun allerdings Gl\u00fcck gehabt und gleich zwei solcher Riesensterne gefunden! Mit dem Very Large Telescope (VLT)<\/i> hat man den Nebel NGC 3603 beobachtet. Das ist ein sehr helles und dichtes Sternentstehungsgebiet in unserer Milchstrasse (22000 Lichtjahre entfernt) und eignet sich daher hervorragend, um auf die Suche nach den schnelllebigen Riesensternen zu gehen. <\/p>\n

\"i-232fc1fdb1ef7043497f64d9e9b892b6-eso1005a-thumb-500x504.jpg\"<\/a><\/form>\n

NGC 3603 (Bild: ESO<\/a>)<\/i><\/font><\/p>\n

Und man ist f\u00fcndig geworden! Entdeckt hat man ein Doppelsternsystem. Das ist \u00e4u\u00dferst praktisch – denn normalerweise ist es recht knifflig, genau Werte f\u00fcr die Masse eines Sterns zu bestimmen. Zwei Doppelsterne umkreisen einander aber und wir kennen die Gesetze, nach denen sie das tun (es sind die gleichen Keplerschen Gesetze die auch die Bewegung der Planeten um die Sonne beschreiben). Beobachtet man also, wie sich die Sterne umeinander bewegen, dann kann man auch ihre Massen berechnen. Einer der beiden Sterne ist gewaltige 89 mal schwerer als unsere Sonne! Und ist er der kleinere<\/i> des Paares! Der gr\u00f6\u00dfere Stern tr\u00e4gt den Namen NGC 3603-A1 und 116 mal massiver als die Sonne!<\/p>\n

Das ist der bisher schwerste bekannte Stern in unserer Milchstrasse und NGC 3603-A1 wird (nach kosmischen Ma\u00dfst\u00e4ben) nicht mehr lange zu leben haben. Er ist zwar erst knapp eine Million Jahre alt, kann aber auf keine lange Zukunft mehr blicken. Wer hell leuchtet, der leuchtet zwar hell – aber auch kurz.<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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