Astronomie II (online-kurs)

KAPITEL 1. ZUSTANDSGRÖSSEN DER STERNE 12
1.3.1 Evolution der Sterne und deren Weg im HRD
Als naheliegendste Erklärung dafür, dass man so viele Sterne auf der Hauptreihe findet, gilt, dass sie
dort die meiste Zeit ihres “Lebens” verbringen.
Der Entwicklungsweg der Sonne sei in groben Zügen wie folgt skizziert. Für das Entstehen der Sonne
geht man von dem Zeitpunkt aus, als die ursprüngliche große kalte Gaswolke unter dem Einfluss
der Eigengravitation begann, zusammenzufallen. Die dabei entstehende Gravitationswärme erhitzte
die Wolke, bis sie anfing zu glühen. Da die Gaswolke sehr groß war, war dementsprechend auch die
Leuchtkraft L sehr groß, etwa 100 × L ⊙heute und das Strahlungsmaximum lag im roten Wellenlängenbereich
bei T ∼ 3000 K. Der Radius war damals dementsprechend 40× so groß wie der heutige Radius
R ⊙ .
Der Kollaps der Gaswolke geht indes weiter, währenddessen die Temperatur weiter auf T = 4000 K
steigt, die Leuchtkraft reduziert sich dabei auf L = 10 × L ⊙ und der Radius beträgt R ∼ 10 × R ⊙ . Im
Zentrum der Wolke herrscht jetzt eine Temperatur von T ∼ 5 · 10 5 K, nicht genug, um die elektrostatische
Abstoßung zwischen den Protonen zu überwinden und die Fusion der Protonen zu Helium
zu beginnen. Erst wenn der Radius auf R ∼ 1.5 × R ⊙ gesunken ist und die Temperatur T ∼ 10 6 K
erreicht, beginnt die Wasserstofffusion. Nun kann man die Wolke einen Stern nennen!
Diese kurz beschriebene Vorentwicklung der Sonne dauert etwa 10 Millionen (10 7 ) Jahre, was in astronomischen
Zeitskalen recht wenig ist.
Ist der Stern auf der Hauptreihe angekommen, halten sich die Gravitationskraft und der Strahlungsdruck
des heißen Gases die Balance. Dieser Strahlungsdruck entsteht durch die nukleare Fusion im
Inneren des Sterns, 4 H → 4 He+2e + +Energie (+ν). Diese Reaktion erzeugt soviel Energie, dass die
Sonne im Stande ist, 10 10 Jahre mit der jetzigen Leuchtkraft zu strahlen. Etwa 1% ihres Lebens ist
die Sonne eine Protosonne. Mittlerweile ist sie aber etwa 4.8 × 10 9 Jahre alt , dies entspricht ungefähr
der Hälfte ihrer Lebensdauer.
Die Frage ist nun, was denn geschieht, wenn der Wasserstoff im Zentrum zu Helium verbrannt ist?
Alle Sterne, so auch die Sonne, werden am Ende ihres Lebens instabil. (Diese Phasen der Instabilität
hängen allerdings stark von der ursprünglichen Masse des Sterns ab.) Die Masse in der Nähe des Zentrums
fällt in sich zusammen, dabei steigt die innere Temperatur und die Wasserstoffhülle außerhalb
des Heliumkerns beginnt zu brennen. Dies bewirkt eine Ausdehnung des Sterns. Diese Vergrößerung
des Radius’ bei gleichzeitiger Abkühlung läßt den Stern zu einem roten Riesen werden. Nun kann die
innere Temperatur so groß werden, dass die Abstoßung der Heliumkerne überwunden wird und das
so genannte Heliumbrennen beginnt und für etwa 10 9 Jahre anhält. In dieser Phase beginnt sich der
Stern zu einem roten Überriesen zu entwickeln. Die beim Heliumbrennen entstehende Asche (Kohlenstoff)
kann in der Sonne allerdings nicht für weitere Fusionsprozesse benutzt werden, dafür war die
Temperatur zu gering. In massereicheren Sternen (M > M ⊙ ) sind diese Prozesse hingegen möglich.
Am Ende dieser Phase beginnt der Stern instabil zu werden und zeigt oszillatorisches Verhalten bei
mehr oder weniger gleichbleibender Leuchtkraft. Bei diesen Oszillationen wird ein Teil (etwa 10%) der
Masse abgestossen und bildet den so genannten Planetarischen Nebel.
Die Sonne fängt nun langsam an, sich abzukühlen und wird von einem weißen Zwerg zu einem roten
Zwerg und schließlich unsichtbar. Am Ende ihres Lebens ist die Sonne etwa so groß wie die Erde und
bleibt es auch, währenddessen sie sich weiter abkühlt.