HRD - Entstehung Sterntypen

Entwicklung sonnenähnlicher Sterne verschiedener Massen

Die Entwicklung eines Sterns wird im Wesentlichen durch seine Anfangsmasse bestimmt. Die Masse legt fest, wie stark die Gravitation das Sterninnere verdichtet, wie hoch dadurch Temperatur und Druck im Kern werden, welche Kernfusionsprozesse möglich sind und wie schnell der verfügbare Brennstoff verbraucht wird.

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm, kurz HRD, ist dabei eine besonders anschauliche Landkarte der Sternentwicklung. Auf der horizontalen Achse steht die Oberflächentemperatur, die nach rechts abnimmt. Auf der vertikalen Achse steht die Leuchtkraft, die nach oben zunimmt. Die Hauptreihe verläuft daher von heissen, sehr leuchtkräftigen Sternen oben links zu kühlen, lichtschwachen Sternen unten rechts. ([European Space Agency][1])

1. Die entscheidende physikalische Idee

Ein Stern befindet sich während seines stabilen Lebens in einem Gleichgewicht zwischen zwei gegensätzlichen Wirkungen:

Im Inneren eines Sterns werden durch die Gravitation sehr hohe Temperaturen und Drücke erzeugt. Unter diesen Bedingungen können Atomkerne miteinander verschmelzen.

Für einen sonnenähnlichen Stern ist während der Hauptreihe vor allem die Fusion von Wasserstoff zu Helium entscheidend.

Dabei entsteht aus einem kleinen Teil der ursprünglichen Masse Energie. Diese Energie transportiert sich nach aussen und hält den Stern über sehr lange Zeit stabil.

Solange dieses Gleichgewicht funktioniert, bewegt sich der Stern im HRD nur relativ langsam.

2. Entstehung eines Sterns

Sterne entstehen in kalten, dichten Bereichen interstellarer Gaswolken.

Eine Störung kann dazu führen, dass ein Bereich der Wolke unter seiner eigenen Gravitation kollabiert. Die wichtigsten physikalischen Ursachen können beispielsweise Stosswellen von Supernovae, Wechselwirkungen mit anderen Wolken oder die Eigengravitation innerhalb der Wolke sein.

Während des Kollapses nimmt die Dichte zu.

Die potentielle Gravitationsenergie wird dabei in Wärme umgewandelt. Im Zentrum entsteht ein immer heisserer Protostern.

Gleichzeitig fällt weiteres Material nach innen. Der junge Stern kann deshalb noch durch Akkretion wachsen.

Bezug zum HRD

Der Protostern befindet sich zunächst rechts oberhalb der späteren Hauptreihenposition, weil seine Oberfläche relativ kühl und sein Radius noch sehr gross ist.

Während der Kontraktion wird er kleiner und heisser. Dadurch bewegt sich seine Position im HRD in Richtung Hauptreihe.

Sobald im Zentrum genügend hohe Temperaturen erreicht werden, beginnt dauerhaft Wasserstofffusion.

Damit ist die Hauptreihe erreicht.

3. Die Masse entscheidet über das gesamte weitere Leben

Man kann Sterne grob in mehrere Massenklassen einteilen.

Massenklasse Typischer Bereich Hauptsächlicher Endzustand
Sehr massearm $M < 0.1M_{\odot}$ sehr langsame Entwicklung, vermutlich kein heutiger Endzustand
Massearm $0.1M_{\odot} < M < 0.5M_{\odot}$ Helium-Weisser-Zwerg
Sonnenähnlich $0.5M_{\odot} \lesssim M \lesssim 2M_{\odot}$ Kohlenstoff-Sauerstoff-Weisser-Zwerg
Mittlere Masse $2M_{\odot} \lesssim M \lesssim 8M_{\odot}$ Kohlenstoff-Sauerstoff-Weisser-Zwerg
Hohe Masse $8M_{\odot} \lesssim M \lesssim 25M_{\odot}$ Neutronenstern oder Schwarzes Loch
Sehr hohe Masse $M \gtrsim 25M_{\odot}$ häufig Schwarzes Loch, abhängig von Masseverlust und Metallizität

Diese Grenzen sind keine scharfen Naturkonstanten. Sie hängen beispielsweise von Metallizität, Rotation, Magnetfeldern, binärer Wechselwirkung und Masseverlust ab.

Der entscheidende Zusammenhang ist jedoch eindeutig.

Je grösser die Anfangsmasse, desto höher die Kerntemperatur und desto schneller wird der nukleare Brennstoff verbraucht.

Deshalb leben massereiche Sterne trotz ihres grösseren Brennstoffvorrats wesentlich kürzer als massearme Sterne. Für Hauptreihensterne gilt näherungsweise eine starke Zunahme der Leuchtkraft mit der Masse, während die Lebensdauer dadurch stark abnimmt. ([Argelander-Institut für Astronomie][2])

4. Klasse I, sehr massearme Sterne

$M < 0.1M_{\odot}$

Diese Sterne erreichen niemals die für eine normale Wasserstofffusion ausreichende Kerntemperatur.

Sie werden deshalb zu Braunen Zwergen beziehungsweise substellaren Objekten.

Physikalisch ist ihre Masse zu gering, um die gravitative Kompression so weit fortzuführen, dass im Zentrum dauerhaft Wasserstofffusion einsetzen kann.

HRD

Sie liegen unterhalb der Hauptreihe beziehungsweise am unteren Ende der stellaren Hauptreihe.

Ihre Entwicklung besteht hauptsächlich aus langsamer Abkühlung und Kontraktion.

5. Klasse II, massearme Sterne

$0.1M_{\odot} \lesssim M \lesssim 0.5M_{\odot}$

Hierzu gehören sehr lichtschwache rote Zwergsterne.

Diese Sterne besitzen eine Besonderheit.

Ihr Inneres ist weitgehend oder vollständig konvektiv.

Materie kann dadurch ständig zwischen Kern und äusseren Bereichen zirkulieren. Wasserstoff aus grösseren Teilen des Sterns kann dadurch schliesslich in die Fusionsregion gelangen.

Das bedeutet, dass diese Sterne ihren Wasserstoff ausserordentlich effizient nutzen können.

Ihre Leuchtkraft ist sehr gering.

Ihre Oberflächentemperatur ist niedrig.

Ihre Lebensdauer ist dagegen extrem lang.

Für die heute bekannten massearmen Sterne ist das Universum noch nicht alt genug, damit sie ihre gesamte Entwicklung bis zum Ende durchlaufen konnten.

HRD

Sie befinden sich am unteren rechten Ende der Hauptreihe.

Ihre Bewegung im HRD ist während ihrer extrem langen Hauptreihenphase sehr langsam.

6. Klasse III : Sterne mit etwa Sonnenmasse

$M \approx M_{\odot}$

Die Sonne ist hierfür das klassische Beispiel.

Die Sonne befindet sich derzeit auf der Hauptreihe.

Im Zentrum findet Wasserstofffusion statt.

Die Sonne verwendet dabei hauptsächlich die Proton-Proton-Kette.

Der Kern wandelt Wasserstoff allmählich in Helium um.

Der Heliumanteil im Kern nimmt dadurch zu.

Dadurch verändert sich langsam die Struktur des Sterns. Die Temperatur und Dichte im Kern steigen, während sich die Leuchtkraft der Sonne im Laufe der Hauptreihenentwicklung langsam erhöht.

HRD

Die Sonne befindet sich ungefähr im mittleren Bereich der Hauptreihe.

Während der Wasserstoff im Kern verbraucht wird, bewegt sich ihre Position langsam nach oben und etwas nach links.

Nach mehreren Milliarden Jahren ist der Wasserstoff im zentralen Bereich weitgehend verbraucht.

7. Das Ende der Hauptreihe

Jetzt beginnt ein entscheidender physikalischer Übergang.

Im Zentrum befindet sich hauptsächlich Helium.

Helium kann bei den zunächst vorhandenen Bedingungen noch nicht ausreichend fusionieren.

Die Energieproduktion im Zentrum nimmt deshalb ab.

Die Gravitation gewinnt die Oberhand.

Der Heliumkern beginnt sich zusammenzuziehen.

Dabei wird Gravitationsenergie in Wärme umgewandelt.

Paradoxerweise führt die Kontraktion des Kerns dazu, dass die äusseren Schichten stärker aufgeheizt werden.

Dort entsteht eine Wasserstoff-Brennschale um den Heliumkern.

Die Energieproduktion nimmt wieder stark zu.

Die äusseren Schichten dehnen sich enorm aus.

Die Oberfläche wird dadurch kühler.

Der Stern wird rot.

Seine Gesamtleuchtkraft nimmt jedoch stark zu.

HRD

Der Stern verlässt die Hauptreihe und wandert nach oben und rechts.

Er erreicht den Bereich der Roten Riesen.

Das ist eine der charakteristischsten Bewegungen im HRD

8. Der Rote-Riesen-Ast

Der Stern besitzt nun ungefähr folgende Struktur:

Der Radius kann auf viele Dutzend bis über hundert Sonnenradien anwachsen.

Die Oberfläche ist relativ kühl, obwohl der Stern insgesamt wesentlich heller als zuvor ist.

Das erklärt die Position im HRD

Grosser Radius + relativ niedrige Oberflächentemperatur = sehr hohe Leuchtkraft.

Der Stern befindet sich deshalb oben rechts im HRD

9. Heliumzündung bei einem sonnenähnlichen Stern

Während der Kern weiter kontrahiert, steigt seine Temperatur stark an.

Schliesslich wird die Temperatur ausreichend hoch, damit Helium zu schwereren Elementen fusionieren kann.

Dabei läuft insbesondere der Dreifach-Alpha-Prozess ab.

Aus Helium entsteht hauptsächlich Kohlenstoff.

Ein Teil des Kohlenstoffs kann anschliessend weiter zu Sauerstoff verarbeitet werden.

Bei einem Stern ungefähr in der Sonnenmassenklasse ist der Heliumkern zunächst entartet.

Das bedeutet vereinfacht, dass der Druck nicht mehr hauptsächlich von der normalen thermischen Bewegung der Teilchen bestimmt wird.

Wenn die Heliumfusion einsetzt, steigt die Temperatur daher sehr stark an.

Es kommt zum sogenannten Heliumflash.

Das ist keine Explosion des gesamten Sterns.

Es handelt sich um einen sehr energiereichen thermonuklearen Vorgang tief im Inneren.

Der Stern stabilisiert sich anschliessend durch Heliumfusion im Kern.

HRD

Nach dem Roten-Riesen-Ast bewegt sich der Stern wieder nach links und etwas nach unten.

Er gelangt in den Bereich des sogenannten Horizontalastes beziehungsweise bei sonnenähnlichen Sternen in dessen entsprechende Region.

10. Heliumbrennen

Jetzt findet im Kern Heliumfusion statt.

Gleichzeitig kann ausserhalb des Kerns weiterhin Wasserstoff in einer Schale fusionieren.

Der Stern ist dadurch wieder relativ stabil.

Die Oberfläche ist heisser als während der Roten-Riesen-Phase.

HRD

Die Position wandert nach links.

Der Stern befindet sich jetzt deutlich oberhalb der ursprünglichen Hauptreihenposition, aber nicht mehr ganz so weit rechts wie auf dem Roten-Riesen-Ast.

11. Das Ende des Heliumbrennens

Der Heliumvorrat im Kern wird schliesslich ebenfalls verbraucht.

Im Zentrum entsteht ein Kern aus überwiegend Kohlenstoff und Sauerstoff.

Für einen Stern mit ungefähr Sonnenmasse reicht die Temperatur nicht aus, um Kohlenstofffusion dauerhaft zu zünden.

Der Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern kontrahiert.

Ausserhalb des Kerns entstehen erneut Brennschalen.

Eine Wasserstoff-Brennschale und eine Helium-Brennschale liefern Energie.

Der Stern wird erneut extrem gross.

Er erreicht den Asymptotischen Riesenast.

HRD

Der Stern bewegt sich wieder nach oben und rechts.

Er wird erneut sehr hell und relativ kühl.

12. Der Stern verliert seine äusseren Schichten

Auf dem Asymptotischen Riesenast wird der Masseverlust sehr stark.

Pulsationen und der Strahlungsdruck auf Staub und Gas treiben grosse Mengen Materie vom Stern weg.

Schliesslich verliert der Stern einen grossen Teil seiner äusseren Hülle.

Der heisse Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern bleibt zurück.

Die abgestossene Hülle expandiert in den interstellaren Raum.

Sie bildet einen planetarischen Nebel.

Der Name hat historisch nichts mit Planeten zu tun.

HRD

Der freigelegte Kern besitzt zunächst eine sehr hohe Oberflächentemperatur.

Deshalb bewegt sich seine Position im HRD sehr schnell nach links.

Gleichzeitig kann seine Leuchtkraft zunächst noch hoch sein.

13. Der Weisse Zwerg

Der zurückbleibende Kern ist ein Weisser Zwerg.

Er besitzt ungefähr eine Sonnenmasse, aber nur ungefähr Erdgrösse.

Hier ist die Physik fundamental anders als bei einem normalen Stern.

Es findet praktisch keine nachhaltige Kernfusion mehr statt.

Der Stern wird durch den Elektronenentartungsdruck stabilisiert.

Die Elektronen können aufgrund quantenmechanischer Prinzipien nicht beliebig dicht in denselben Zuständen angeordnet werden.

Dieser Druck verhindert den weiteren Kollaps.

Der Weisse Zwerg erzeugt seine Leuchtkraft nicht mehr durch Kernfusion.

Er strahlt hauptsächlich seine gespeicherte Wärme ab.

HRD

Weisse Zwerge befinden sich unten links im HRD

Sie sind sehr heiss, aber wegen ihrer extrem kleinen Oberfläche trotzdem relativ lichtschwach.

Während sie abkühlen, bewegen sie sich im HRD zunächst ungefähr nach rechts und unten.

Schliesslich würden sie zu immer kälteren, immer lichtschwächeren Objekten werden.

Ein hypothetischer vollständig ausgekühlter Weisser Zwerg wird als Schwarzer Zwerg bezeichnet.

Das Universum ist jedoch noch nicht alt genug, damit solche Objekte bereits existieren können.

14. Klasse IV, Sterne mit etwas mehr als Sonnenmasse

$1M_{\odot} \lesssim M \lesssim 8M_{\odot}$

Hier beginnt eine interessante Übergangszone.

Die Entwicklung ähnelt zunächst derjenigen der Sonne.

Der Stern verlässt die Hauptreihe.

Er wird zum Roten Riesen.

Er durchläuft Phasen mit Heliumfusion.

Danach entwickelt er sich auf den Asymptotischen Riesenast.

Der entscheidende Unterschied besteht darin, dass bei höheren Massen die physikalischen Bedingungen im Inneren anders sind.

Bei etwa einigen Sonnenmassen ist der Heliumkern bei der Heliumzündung nicht mehr so stark entartet wie bei einem sonnenähnlichen Stern.

Der Übergang zur Heliumfusion erfolgt deshalb wesentlich weniger explosiv.

HRD

Die Entwicklungsbahn ähnelt grundsätzlich der Sonnenbahn, kann aber deutlich andere Schleifen und Übergänge besitzen.

Am Ende entsteht meistens ebenfalls ein Kohlenstoff-Sauerstoff-Weisser-Zwerg.

15. Klasse V : massereiche Sterne

$M \gtrsim 8M_{\odot}$

Jetzt ändert sich die Sternentwicklung fundamental.

Ein massereicher Stern besitzt einen wesentlich heisseren Kern.

Dadurch können nacheinander immer schwerere Elemente fusioniert werden.

Die Entwicklung kann grob folgende Brennphasen durchlaufen:

Dabei entsteht schliesslich ein Kern mit überwiegend Eisen und Eisen-Nickel-Isotopen.

Die Struktur ähnelt einer Zwiebel.

Aussen befindet sich Wasserstoff.

Darunter können Helium, Kohlenstoff, Sauerstoff und weitere Brennschalen liegen.

Im Zentrum befindet sich der Eisenkern.

16. Warum Eisen das Ende der normalen Kernfusion bedeutet

Bis zur Bildung von Eisen kann Kernfusion unter geeigneten Bedingungen Energie freisetzen.

Bei noch schwereren Kernen funktioniert das nicht mehr in gleicher Weise.

Die Fusion von Eisen zu schwereren Elementen benötigt netto Energie.

Damit gibt es keine normale Fusionsquelle mehr, die den gravitativen Kollaps des Eisenkerns dauerhaft verhindern könnte.

Der Kern kollabiert.

Dieser Kollaps geschieht innerhalb sehr kurzer Zeit.

Elektronen werden in Protonen gedrückt.

Dabei entstehen Neutronen und Neutrinos.

Der Kern wird extrem dicht.

Schliesslich wird der Kollaps durch die Eigenschaften dichter Kernmaterie stark abgebremst.

17. Die Supernova

Der Kollaps des Kerns führt zu einer gewaltigen Explosion.

Die äusseren Schichten werden mit enormer Energie in den interstellaren Raum geschleudert.

Eine Kernkollaps-Supernova entsteht.

Dabei werden grosse Mengen schwerer Elemente in den interstellaren Raum eingebracht.

Diese Elemente können später Bestandteil neuer Sterne, Planeten und anderer Himmelskörper werden.

Damit schliesst sich ein kosmischer Kreislauf.

Sterne entstehen aus Materie früherer Sterne und geben bei ihrem Tod neue chemische Elemente an den interstellaren Raum zurück.

18. Neutronenstern oder Schwarzes Loch

Was im Zentrum zurückbleibt, hängt hauptsächlich von der Kernmasse nach dem Kollaps ab.

Bei einem ausreichend kleinen kollabierten Kern entsteht ein Neutronenstern.

Ein Neutronenstern besitzt ungefähr die Masse eines Sterns, aber einen Durchmesser von nur einigen zehn Kilometern.

Ist der verbleibende Kern dagegen zu massiv, kann selbst der Druck der Neutronenmaterie die Gravitation nicht mehr aufhalten.

Es entsteht ein Schwarzes Loch.

19. Entwicklung massereicher Sterne im HRD

Massereiche Sterne beginnen ihre Entwicklung im oberen linken Bereich der Hauptreihe.

Sie sind heiss, blau und extrem leuchtkräftig.

Während sie Wasserstoff im Kern verbrauchen, bewegen sie sich von ihrer ursprünglichen Hauptreihenposition weg.

Anschliessend können sie sich in Richtung niedrigerer Oberflächentemperaturen entwickeln.

Sie können zu Blauen Überriesen und schliesslich zu Roten Überriesen werden.

Dabei wandert ihre Position im HRD teilweise stark nach rechts und oben.

Die tatsächliche Bahn ist allerdings wesentlich komplexer als bei einem sonnenähnlichen Stern.

Rotation, starke Sternwinde, chemische Zusammensetzung und insbesondere Wechselwirkungen in Doppelsternsystemen können die Bahn erheblich verändern.

20. Vergleich der verschiedenen Massenklassen

Anfangsmasse Hauptreihe Späte Entwicklung Endzustand
$M < 0.1M_{\odot}$ keine stabile H-Fusion langsame Abkühlung Brauner Zwerg
$0.1M_{\odot} - 0.5M_{\odot}$ roter Zwerg extrem langsame Entwicklung vermutlich He-Weisser-Zwerg
$0.5M_{\odot} - 2M_{\odot}$ H-Fusion Roter Riese → Heliumbrennen → AGB CO-Weisser-Zwerg
$2M_{\odot} - 8M_{\odot}$ H-Fusion Riese → AGB → starker Masseverlust CO-Weisser-Zwerg
$8M_{\odot} - 25M_{\odot}$ H-Fusion Überriese → Kernkollaps Neutronenstern oder Schwarzes Loch
$>25M_{\odot}$ sehr schnelle H-Fusion starke Winde, Überriese, Kernkollaps häufig Schwarzes Loch

Die Grenzen sind dabei nur Orientierungswerte.

21. Das gesamte Leben im HRD als physikalische Landkarte

Man kann die Entwicklung sehr anschaulich als Bewegung durch verschiedene Regionen des HRD verstehen.

Geburt

Protostern: rechts oberhalb der Hauptreihe.

Der Stern kontrahiert.

HRD-Bewegung: Richtung Hauptreihe.

Stabiler Hauptreihenstern

Wasserstofffusion im Kern.

HRD: langsame Bewegung entlang der Hauptreihe.

Wasserstoff im Kern erschöpft

Heliumkern kontrahiert.

Wasserstoff-Brennschale entsteht.

HRD: nach oben und rechts.

Roter Riese beziehungsweise Überriese

Grosser Radius.

Kühle Oberfläche.

Sehr hohe Leuchtkraft.

HRD: oberer rechter Bereich.

Heliumbrennen

Helium fusioniert zu Kohlenstoff und Sauerstoff.

HRD: bei sonnenähnlichen Sternen wieder nach links.

AGB beziehungsweise späte Riesenphase

Schalenbrennen.

Starker Masseverlust.

HRD: wieder nach oben und rechts.

Weisser Zwerg

Kernfusion beendet.

Elektronenentartungsdruck stabilisiert den Stern.

HRD: heiss, aber lichtschwach, also unten links.

Massereicher Stern

Mehrere Brennphasen bis zur Eisenbildung.

HRD: Hauptreihe → Überriesenregion → Kernkollaps.

Supernova

Kernkollaps.

Explosion der äusseren Hülle.

HRD: Die eigentliche Supernovaentwicklung ist nicht mehr sinnvoll als normale Sternbahn im HRD zu betrachten, da sich die Sternstruktur innerhalb kürzester Zeit radikal verändert.

Endprodukt

Neutronenstern oder Schwarzes Loch.

Diese Objekte befinden sich nicht einfach auf einer Fortsetzung der normalen Hauptreihe.

22. Die wichtigste physikalische Erkenntnis

Die Sternmasse bestimmt im Wesentlichen drei Dinge.

Erstens: die Temperatur und Dichte im Kern.

Zweitens: welche Kernfusionen überhaupt möglich sind.

Drittens: wie schnell der Brennstoff verbraucht wird.

Daraus ergibt sich die gesamte Entwicklung.

Ein massearmer Stern verbringt extrem lange Zeit auf der unteren Hauptreihe.

Ein sonnenähnlicher Stern entwickelt sich über Milliarden Jahre vom Hauptreihenstern zum Roten Riesen, durchläuft Heliumbrennen und endet als Weisser Zwerg.

Ein massereicher Stern lebt dagegen nur wenige Millionen Jahre bis einige zehn Millionen Jahre, durchläuft mehrere Kernfusionsphasen und endet schliesslich durch einen Kernkollaps.

Das HRD macht diesen Zusammenhang unmittelbar sichtbar.

Die Position eines Sterns im HRD ist daher nicht nur eine Beschreibung seines aktuellen Aussehens, sondern enthält wesentliche Informationen über seinen physikalischen Zustand und seine Entwicklungsphase.

Besonders wichtig ist dabei, dass die Hauptreihe keine räumliche Anordnung verschiedener Sterne ist, sondern eine Folge von Sternen mit unterschiedlichen Massen und gleichzeitig der zentrale Entwicklungsabschnitt einzelner Sterne.

Die Entwicklungsbahn eines einzelnen Sterns verläuft dagegen mit der Zeit durch verschiedene Bereiche des HRD

Für einen sonnenähnlichen Stern ergibt sich damit schematisch:

Molekülwolke → Protostern → Hauptreihe → Unterriese → Roter Riese → Heliumbrennen → AGB → Planetarischer Nebel → Weisser Zwerg → langsame Abkühlung.

Für einen massereichen Stern:

Molekülwolke → Protostern → Hauptreihe → Überriese → mehrere Brennschalen → Eisenkern → Kernkollaps → Supernova → Neutronenstern oder Schwarzes Loch.

Diese Entwicklungswege sind die physikalische Grundlage dafür, dass das HRD gleichzeitig eine Momentaufnahme der Sternpopulation und eine Landkarte der Sternentwicklung darstellt. ([commons.wikimedia.org][3])

[0]: "Wikipedia: Hertzsprung-Russell-Diagramm"
[1]: "ESA - Gaia’s Hertzsprung-Russell diagram"
[2]: "Hertzsprung-Russell-Diagramm und Physik der Sterne"
[3]: "File:Stellar evolution sun.svg - Wikimedia Commons"