Sterne leicht erklärt, Teil 3: Das Ende eines Sterns
Gastbeitrag von Jona W.
Was ist eine Supernova? Was passiert mit Sternen an ihrem Ende? Was passiert, wenn der Wasserstoff in einem Stern „alle“ ist? Das alles wird im dritten Teil von
„Sterne leicht erklärt“ erläutert. Bitte lies die vorherigen zwei Teile für ein besseres Verständnis.
Also: Wie geht es mit einem Stern zu Ende? Um diese Frage zu beantworten, muss man zuerst wissen, wie groß und schwer der Stern ist. Sterne gibt es nämlich in unzählig vielen Größen. Je größer ein Stern, desto schwerer ist er meistens. Manche sind nicht einmal ein Viertel unserer Sonne schwer. Andere sind drei bis 50x so schwer wie unsere Sonne. Zum Glück kann man bei diesem Thema die Sterne in vier Kategorien einteilen.
Sterne, die leichter als ein Viertel von unserer Sonne sind, haben einen so genannten erloschenen Kern. Der Kern besteht aus dem durch die Fusion gewonnenen Helium, welches aber nicht weiter fusioniert werden kann. Das liegt daran, dass der Stern nicht schwer genug ist und deswegen nicht genug Schwerkraft hat, um das Helium weiter zu fusionieren. Wenn dann schließlich der Wasserstoff alle geht, hat der Stern auch keinen Druck mehr, der den Stern nach außen drückt. Das sorgt dafür, dass der Stern sich wegen seiner Schwerkraft zusammenzieht. Durch den durch das zusammenziehen entstandenen Druck, wird der Stern extrem heiß und beginnt zu glühen. Der Stern ist jetzt ein so genannter weißer Zwerg. Weiße Zwerge sind Sterne, in denen keine Fusion mehr stattfinden kann und die nur leuchten, weil sie durch das Zusammenziehen extrem heiß geworden sind. Mit der Zeit kühlt der weiße Zwerg ab und wird zu einem schwarzen Zwerg.
Die zweite Sternenart, die nur ein Drittel bis mehr als doppelt so schwer ist wie unsere Sonne, schließt auch unsere Sonne mit ein. Sterne mit dieser Größe sind schwer genug und haben deswegen genug Schwerkraft, um auch Helium zu fusionieren. Wenn der Stern beginnt, Helium zu fusionieren, bricht im Stern Chaos aus. Das liegt daran, dass die Fusion von Helium viel mehr Energie freisetzt. Da die Energie, die nach außen dringt, auf einmal stark zunimmt, wird der Stern in wenig Zeit bis zu 100-mal so groß als er vorher war. Da der Stern so schnell größer wird, wird die äußere Hülle vom Stern weggeschleudert und wird zu einem sogenannten planetaren Nebel. Der Stern wird jetzt als roter Riese bezeichnet. Durch die Fusion von Helium können Elemente wie Lithium, Beryllium, Bor, Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff entstehen. Irgendwann wurden aber auch das gesamte Helium und der gesamte Wasserstoff fusioniert. Da der Stern nicht schwer genug ist, um noch schwerere Elemente zu fusionieren, schrumpft auch dieser Stern zu einem weißen Zwerg.
Sterne, die etwas mehr als doppelt bis dreimal so schwer sind wie unsere Sonne, sind nach der Fusion von Helium in der Lage, Kohlenstoff und alle leichteren Elemente zu fusionieren. Durch die Fusion von Kohlenstoff können alle leichteren Elemente als Eisen und Eisen selbst entstehen. Die Sterne bilden einen Eisenkern, da Eisen das schwerste Element im Stern ist. Wie die kleineren Sterne werden auch diese Sterne, wenn sie die Elemente, die sie fusionieren, wechseln, in nur wenig Zeit sehr viel größer und werfen planetare Nebel ab. Aber auch diese Sterne werden, sobald die Elemente zum Fusionieren aufgebraucht sind, zu weißen Zwergen.
Sterne, die mehr als dreimal so schwer sind, wie unsere Sonne, schließen alle Sterne über diesem Gewicht ein und sind in der Lage, alle Elemente im Stern zu Eisen zu fusionieren. Das sorgt dafür, dass der Stern so genannte Schalen bildet. Man kann es sich vorstellen, wie mehrere Schichten von Kleidung. In der Mitte ist ein Kern aus Eisen. Um den Kern aus Eisen drumherum werden schichtweise, sortiert nach dem Gewicht, die Elemente zum nächstschwereren Element oder zu Eisen fusioniert. Eisen hat bei der Fusion keine Reste, setzt also keine Energie frei. Deswegen ist Eisen das schwerste Element im Stern, es sei denn, es waren schon schwerere Elemente im Stern, als der Stern entstanden ist. Wenn alle Elemente, die fusioniert werden können, fast aufgebraucht sind, ist der schwerste Teil des Sterns der Eisenkern. Die Sache ist, dass der Eisenkern extrem klein im Vergleich zum Rest des Sterns ist, aber fast das gesamte Gewicht des Sterns hat. Das sorgt dafür, dass der Stern, wenn er nicht mehr genug Energie abgibt, um gegen die Schwerkraft zu drücken, sich in nur wenigen Sekunden zusammenzieht. Wenn der Stern sich aber so schnell zusammenzieht, prallen die meisten Schalen vom Stern am Eisenkern ab. Deswegen wird alles, was nicht zum Eisenkern gehört vom Stern weggeschleudert. Das sorgt für eine riesige Explosion von Energie, Plasma, Strahlung und den verschiedensten Elementen, die in der Explosion entstanden sind. Diese Explosion wird Supernova genannt und zerstört meistens das gesamte Sonnensystem und kann andere Sonnensysteme beeinflussen oder zerstören. Während der Rest des Sterns am Eisenkern abgeprallt ist, wurde der Eisenkern durch den Rest des Sterns extrem zusammengedrückt. Wenn der Eisenkern vorher 10.000 Kilometer groß war, ist der Eisenkern jetzt nur ein paar Hundert Kilometer groß. Wenn das Eisen überhaupt noch Eisen genannt werden kann. Das sorgt dafür, dass fast das ganze Gewicht des Sterns auf nur ein paar hundert oder vielleicht tausend Kilometern liegt. Das wiederum sorgt dafür, dass sich die Schwerkraft im Umfeld des Kerns so stark erhöht, dass nicht einmal Licht entkommen kann. Der Stern ist jetzt ein schwarzes Loch. In einem Schwarzen Loch gibt es keine Elemente, sondern nur pure Masse. Es kann auch passieren, dass der Stern zu einem Neutronenstern oder einem Quarkstern wird. Über Neutronensterne und Quarksterne ist allerdings noch nicht genug herausgefunden wurden. Quarksterne sind zurzeit auch nur Theorie und es wurde noch keiner entdeckt. Die durch die Supernova in den Weltraum geschleuderten Elemente sammeln sich entweder in Wolken oder geraten auf Planeten und andere Sterne. In der Supernova können durch die Explosion auch neue Elemente entstehen, die schwerer als Eisen sind. Zum Beispiel Uran, Blei, Zink, Kupfer und so weiter.