4.3. Die Entwicklung eines massearmen Sterns

Massearme und mäßig massereiche Sterne mit weniger als 8 Sonnenmassen durchlaufen in ihrem Leben sehr ähnliche Entwicklungsphasen. Sie können hier deshalb gemeinsam betrachtet werden. Nachdem ein solcher Stern die Hauptreihe erreicht hat, fusioniert er für 90% seines Lebens in seinem Innersten Wasserstoff zu Helium. Da die Temperaturen im Zentrum des Sterns am höchsten sind und das Wasserstoffbrennen dort somit am schnellsten abläuft, sind die Wasserstoffvorräte dort auch als Erstes aufgebraucht. Das Wasserstoffbrennen im Stern kommt also ausgehend vom Zentrum in immer weiteren Bereichen des Sterninneren zum Erliegen, während weiter außen in einer immer dünneren Schale weiterhin Wasserstoff zu Helium fusioniert wird. Das nun unveränderbare, inerte Sterninnere innerhalb dieser Wasserstoff-Brennschale beginnt zu kontrahieren und heizt sich dabei langsam auf, wodurch das Wasserstoffbrennen in der Schale an Intensität zunimmt. Oberhalb der Brennschale bläht sich der Stern dagegen sehr schnell auf und kühlt aus. Innerhalb sehr kurzer Zeit bewegt sich der Stern somit von der Hauptreihe weg an das untere Ende des Riesenasts.

Am Riesenast kontrahiert der inerte Helium-Kern des Sterns und heizt sich dabei weiter auf, während die Wasserstoff-Brennschale immer schmaler und leuchtkräftiger wird. Die Sternhülle oberhalb der Brennschale dehnt sich kräftig aus. Während die Leuchtkraft des Sterns also stark zunimmt, kühlt sich seine Oberfläche um mehrere tausend Grad ab. Wegen seiner extrem großen Ausdehnung verringert sich auch die Schwerebeschleunigung auf der Oberfläche des Sterns.

Auf halber Höhe des Riesenasts werden zum ersten Mal Elemente aus dem Inneren des Sterns durch riesige Konvektionsströme in der Sternhülle an seine Oberfläche transportiert. Dies ist ganz normales Sterngas, das aber nach dem Ablaufen des CNO-Zyklus im Zentrum und der Brennschale weniger Kohlenstoff und mehr Stickstoff als vorher und natürlich auch noch etwas mehr Helium enthält. Diese Elementveränderungen der Oberfläche können beobachtet werden und verraten, dass der CNO-Zyklus im Inneren abgelaufen ist.

Das inzwischen sehr verdichtete Heliumzentrum ist nun heiß genug geworden, so dass bei ca. 100 Millionen Grad Kelvin die Heliumfusion zündet. Nun wird Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff im Kern fusioniert. In massearmen Sternen sorgt dieses Zünden für den sogenannten Helium-Flash. Die neue plötzliche Energiequelle heizt das Zentrum enorm auf und katapultiert den Stern auf eine neue Position im Hertzsprung-Russell-Diagramm, denn eine neue Lebensphase wurde eingeleitet. Im Vergleich zum Wasserstoffbrennen, welches im Fall der Sonne etwa 10 Milliarden Jahre dauert, vollzieht sich das Heliumbrennen innerhalb von nur noch ca. 100 Millionen Jahren, also einhundert Mal schneller.

Das Helium-Kernbrennen sorgt dafür, dass die Leuchtkraft der Wasserstoff-Brennschale und auch die Gesamtleuchtkraft des Sterns wieder abnehmen. Zudem kontrahiert die Sternhülle, was wieder zu höheren Oberflächentemperaturen führt. Der Stern befindet sich nun auf dem Horizontalast. Bei mäßig massereichen Sternen ist das Zünden der Heliumfusion weniger dramatisch, so dass der Stern nicht auf den Horizontalast springt, sondern sich, wenn auch in recht kurzer Zeit, dorthin entwickelt. Die Sternstruktur auf dem Horizontalast ähnelt der auf der Hauptreihe, nur dass der Stern in seinem Inneren nun Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff und weiter außen in einer Brennschale immer noch Wasserstoff zu Helium fusioniert.

Der Horizontalast wird vom sogenannten »klassischen Instabilitätsstreifen« durchzogen, einem streifenförmigen Gebiet im Hertzsprung-Russell-Diagramm, in welchem alle Sterne pulsationsveränderlich sind. Je nach Lage auf dem Horizontalast handelt es sich bei Sternen, die in ihrem Inneren Helium zu Kohlen- und Sauerstoff fusionieren, um pulsierende Sterne. Diese nach ihrem prototypischen Vertreter »Delta-Cepheiden« genannten Sterne spielen aufgrund ihrer Perioden-Leuchtkraft-Beziehung eine wichtige Rolle in der astronomischen Entfernungsbestimmung.

Nachdem der Stern das gesamte Helium in seinem Inneren zu Kohlen- und Sauerstoff verbrannt hat, findet eine ähnliche Entwicklung statt wie am Ende des zentralen Wasserstoffbrennens. Am Rand des Kohlenstoff-Sauerstoff-Kerns bildet sich eine Helium-Brennschale, und der Stern wandert dabei vom Horizontalast zur Basis des sogenannten »Asymptotischen Riesenasts«.

Mit der Zeit wird die Helium-Brennschale jedoch immer dünner und aufgrund dessen thermisch instabil. Dies bedeutet, dass sie auf jegliche Wärmezufuhr oder -abnahme schnell reagiert. Jeder noch so kleine Temperaturanstieg durch die Hitze des darunterliegenden fusionierenden Kerns führt deswegen sofort zu einem unkontrollierbaren Anstieg der Temperatur in der Helium-Brennschale. Aufgrund der hohen Temperaturabhängigkeit des 3α-Prozesses schießt dann die Produktionsrate des Kohlenstoffs in die Höhe, wodurch die Temperatur weiter zunimmt. Dadurch dehnt sich das Gas in und oberhalb der Helium-Brennschale aus.

In der dünnen Helium-Brennschale steigt die Temperatur wegen der thermischen Instabilität trotz ihrer Ausdehnung weiter an. Gleichzeitig sinkt die Temperatur aufgrund der Ausdehnung oberhalb der Helium-Brennschale und somit insbesondere auch am Ort der weiter außen nach wie vor existierenden Wasserstoff-Brennschale. Die Leuchtkraft der Wasserstoff-Brennschale bricht deswegen enorm ein. Nach ein paar dutzend Jahren hat sich die Helium-Brennschale weit genug ausgedehnt, dass sie thermisch wieder stabil wird, d.h., jede weitere Ausdehnung führt dann wieder zu einer Abkühlung und nicht zu weiterer Aufheizung.

Durch die wieder einsetzende Kontraktion der Sternhülle steigt die Temperatur am Ort der Wasserstoff-Brennschale an und bringt die Brennschale ordentlich zum Fusionieren. Solche »thermischen Pulse« der Helium-Brennschale treten in nahezu regelmäßigen Abständen von ein paar tausend Jahren in allen Sternen auf, in denen gleichzeitig eine Helium- und eine Wasserstoff-Brennschale existieren.

Bevor ein solcher thermischer Puls auftritt, wird die Leuchtkraft des Sterns durch die Leuchtkraft der Wasserstoff-Brennschale dominiert. Während des Pulses erreicht die Leuchtkraft der Helium-Brennschale für ein paar Jahrzehnte ein Vielfaches der Wasserstoff-Brennschale. Der größte Teil dieser Energie wird jedoch in die Expansion der Sternhülle gesteckt, so dass die Gesamtleuchtkraft des Sterns während des thermischen Pulses letztendlich trotzdem abnimmt.

Während des Pulses entsteht oberhalb der Helium-Brennschale eine kurzlebige Konvektionszone. Sie reicht während des Pulses nach oben fast bis zur momentanen Lage der Wasserstoff-Brennschale. Dies bedeutet, dass Material zwischen den beiden Schalen in die Helium-Brennschale gemischt wird und weitere Reaktionsprodukte anschließend bis knapp zur Wasserstoff-Brennschale hochgespült werden.

Nach dem Puls senkt sich die Wasserstoff-Brennschale dann wieder tiefer in den Stern und somit in die Region hinein, die während des Pulses durchmischt wurde. Daraufhin senkt sich die Hüllenkonvektionszone des Sterns bis kurz oberhalb der neuen Lage der Wasserstoff-Brennschale, was allerdings tiefer als die Lage der Wasserstoff-Brennschale während des Pulses ist. Durch das Absenken der Wasserstoff-Brennschale gelangen die nach außen gemischten Produkte der Helium-Brennschale dann in die weiter oben liegende Wasserstoff-Brennschale. Und durch das Absenken der Hüllenkonvektionszone werden sie dann wie in einem Fahrstuhl sogar weiter hoch bis an die Sternoberfläche transportiert.

Die Helium-Brennschale fusioniert also Helium (⁴He) zu Kohlenstoff (¹²C) und Sauerstoff (¹⁶O) und die Wasserstoff-Brennschale dann im CNO-Zyklus diesen Kohlenstoff und Sauerstoff zu Stickstoff (¹⁴N). Der Stickstoff bleibt aber unterhalb der Wasserstoff-Brennschale zurück, wenn diese zwischen zwei Pulsen weiter nach außen brennt.

Im nächsten Puls wird dieser Stickstoff durch die kurzlebige Konvektionszone oberhalb der Helium-Brennschale dann aber doch in die Helium-Brennschale gemischt. Dort wird er sofort in einer Reaktionskette zu Fluor (¹⁸F) zu Sauerstoff (¹⁸O) zu Neon (²²Ne) verbrannt. In massereichen Sternen folgt hierauf dann noch eine weitere Verbrennung des Neons zu Magnesium (²⁵Mg). Die hierbei freigesetzten Neutronen sind die Basis für den in Kapitel 5.1 beschriebenen s-Prozess.

Für nur mäßig massereiche Sterne ist nun das Ende ihrer Entwicklung eingeläutet. Sie besitzen nicht genügend Masse, um durch Kontraktion den Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern in ihrem Inneren so weit aufzuheizen, dass Kohlenstoff-Fusion zünden könnte. Die einzig verbleibenden Energiequellen sind die Helium- und die Wasserstoff-Brennschale. Je weiter sich die beiden Brennschalen jedoch der Sternoberfläche nähern, desto heftiger machen sich dort die Auswirkungen der thermischen Pulse bemerkbar: Der Stern beginnt, die äußersten Schichten seiner Hülle nach und nach abzustoßen, bis er im letzten Puls die gesamte verbliebene Hülle oberhalb der Helium-Brennschale auf einmal in den interstellaren Raum bläst. Was vom Stern übrig bleibt, ist sein toter, aber noch extrem heißer Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern – ein Weißer Zwerg –, umgeben von einem bunt leuchtenden Gasnebel, einem sogenannten Planetarischen Nebel.

Planetarische Nebel? Was für ein merkwürdiger Name – mit Planeten haben diese Nebel aber nichts zu tun. Für die Fernrohrbeobachter des 18. und 19. Jahrhunderts sahen viele dieser Nebelfleckchen auf den ersten Blick aus wie die lichtschwachen Scheibchen der sonnenfernen Planeten Uranus und Neptun. Wie in Abbildung 4.B im Farbbildteil gesehen werden kann, zeigen Planetarische Nebel eine phantastische Farben- und Formenvielfalt, die besonders auf Fotos offenbar wird. Sie wird möglich, da der sich im Zentrum befindliche Weiße Zwerg die Gasschichten des Planetarischen Nebels zum Leuchten anregt.

Abb. 4.B

Abb. 4.B

Während dieses Prozesses des Hüllenabstoßens nimmt die Oberflächentemperatur des Sterns bis 100 000 Grad Kelvin zu, weil seine äußeren, sich ablösenden Schichten immer heißere, tiefer befindliche Schichten freilegen. Am Ende beträgt die Masse des komplett freigelegten Sternkerns, nahezu unabhängig von der Ausgangsmasse des Sterns, zwischen einer halben und einer Sonnenmasse. Dieser übrig gebliebene innere Teil des Sterns hat damit nun die letzte Phase in seinem Sternleben erreicht. Innerhalb von kurzer Zeit wandert der Sternkern vom oberen Ende des asymptotischen Riesenasts im Diagramm waagerecht nach links. Dies geht auf die ansteigende Oberflächentemperatur des freigelegten Kerns zurück. Von dort aus springt er schließlich in das Gebiet der Weißen Zwerge, welches links unten unterhalb der Hauptreihe beginnt. Dieses Gebiet ist eine Art kosmischer Sternenfriedhof, denn dort verweilen alle diese Sternkerne für viele Milliarden Jahre, während sie langsam, aber sicher abkühlen.

Der Vollständigkeit halber sollte hier noch erwähnt werden, dass auch Sterne mit einer Masse von mehr als 8 Sonnenmassen durchaus als Weiße Zwerge enden können. Dies ist der Fall, wenn Sterne über besonders ausgeprägte und lang anhaltende Sternwinde verfügen oder regelmäßig Instabilitäten ausgesetzt sind und somit einen signifikanten Teil ihrer Masse schon während der Hauptreihen- und Roten-Riesenastphase an das interstellare Medium abgegeben haben. Dadurch verlieren sie an Masse und folgen an ihrem Lebensende dem Entwicklungsweg von massearmen Sternen.

Weiße Zwerge sind also nichts anderes als alte Kerne von massearmen Sternen mit weniger als 1,4 Sonnenmassen. Sie betreiben keinerlei Kernfusion mehr und kühlen solange ab, bis sie so kalt wie der Weltraum sind. Das ist 2,7 Grad Kelvin, was –270,4 Grad C entspricht. Schon lange vorher sind sie aber zu kühl, um noch beobachtet werden zu können. Dieser Kühlungsprozess erfolgt jedoch sehr langsam; ein sonnenähnlicher Stern braucht, um von einem Hauptreihenstern zu einem Weißen Zwerg zu werden, 11 bis 15 Milliarden Jahre. Um endgültig abzukühlen, benötigt er nochmals 7 Milliarden Jahre. Da das Universum aber erst rund 14 Milliarden Jahre alt ist, gibt es heute auch noch keine vollständig abgekühlten Weißen Zwerge.

Die meisten Weißen Zwerge bestehen dabei aus Kohlenstoff und Sauerstoff. Diese Materie ist spätestens seit der letzten Sternkontraktion nach Beendigung des Heliumbrennens extrem verdichtet. Sie ist in der Tat so dicht, dass sie nicht mehr weiter in sich zusammenfallen kann. Dies bedeutet, dass der extrem kompakte Weiße Zwerg eine mittlere Dichte von etwa einer Milliarde kg/m³ aufweist. Bei einer derartig hohen Dichte ist die Sternmaterie »entartet«. Denn dichter kann die aus Protonen, Neutronen und Elektronen bestehende Materie aus quantenphysikalischen Gründen nicht mehr gepackt werden. Seine gesamte Masse von etwa einer Sonnenmasse wird also in ein Volumen gepresst, welches dem der Erde mit einem Durchmesser von ca. 10 000 km entspricht.

Überschreitet der Weiße Zwerg aber z.B. durch das Ansammeln von zusätzlicher Materie seine Masse von 1,4 Sonnenmassen, wird der entartete Stern instabil. Wie Kapitel 4.5 beschreibt, kann der Weiße Zwerg in diesem Fall nicht mehr weiter als solcher existieren und explodiert als Supernova.