Riesensterne

Größe der Sterne

Sterne wie Beteigeuze und Mira gehören zu den Kolossen im Kosmos. Mira mit einem 388- fachen Sonnenradius ist schon ein Riese (Mira ist darüber hinaus der Prototyp der langperiodisch Veränderlichen), kann sich aber leicht hinter Beteigeuze im Orion verstecken, denn dieser Stern ist gleich 700 bis 1000 mal größer wie unsere Sonne! Sie kann praktisch jeden Moment als Supernova explodieren, und da sie nur 400 Lichtjahre entfernt ist, wird dieses Ereignis so hell wie der Vollmond erscheinen und selbst am Tag zu sehen sein.

Beteigeuze im Orion, ein roter Überriese. Dieser Stern in 400 Lichtjahren Entfernung ist rund 1000 mal größer als unsere Sonne, er würde sich bis weit über die Bahn des Jupiters erstrecken. Solch ein Stern befindet sich im Endstadium seines Lebens, sein Ende als Supernova ist bereits vorprogrammiert. Diese Aufnahme des Hubble- Weltraumteleskops zeigt neben unserer Sonne zum ersten Mal eine echte Sternscheibe.
Mit freundlicher Genehmigung von A. Dupree (CfA), R. Gilliland (STScI), NASA

Mit Beteigeuze ist aber noch nicht das Ende der der Giganten erreicht, übertrifft doch der Stern VV Cephei die Ausdehnung der Sonne gleich um den phantastischen Faktor 1600!

Von der Masse her ist den Sternen bei etwa 120 Sonnenmassen eine Grenze gesetzt, schwerer können sie nicht werden. Denn wenn in einem solch massereichen Stern die Fusionen beginnen, erzeugt er rasch einen derart starken Sternwind, daß er alle umgebende Materie fortbläst. Die Staubwolke, aus der er entstand, kann also kein Material mehr zu seinem weiteren Wachstum beisteuern, von nun an kann dieser Stern nur noch Masse verlieren. So wie Eta Carinae (nebenstehendes Bild), der schwerste Stern in der Milchstraße. Man sieht ihn im Innern einer Gashülle, die er selbst im Laufe der Jahre durch seine enorme Aktivität abgeblasen hat.

Mit freundlicher Genehmigung der ESO

Man findet derartige Giganten stets im Bereich der Sternentstehungsgebiete in den Armen der Spiralgalaxien, was bereits darauf hindeutet, daß sie sich recht schnell entwickeln und daher nicht weit von ihrer Geburtsstätte entfernen konnten. Durch ihre große Masse erzeugen Sterne wie die oben erwähnten in ihren Zentren so ungeheure Temperaturen und Drucke, daß die Kernfusionen extrem schnell ablaufen. Der Stern verschwendet dadurch seinen riesigen Brennstoffvorrat, weshalb seine Entwicklung sehr schnell voran schreitet.

Je nach Masse muß man zwei Entwicklungswege unterscheiden:

Dieser Typus entwickelt sich anfangs wie die roten Riesen. Zunächst wird im Sternzentrum der vorhandene Wasserstoff innerhalb einiger Millionen Jahre zu Helium fusioniert. Ist er verbraucht, kontrahiert die Kernregion, die jetzt nur noch aus Helium besteht. Denn ohne die im Innern freigesetzte Energie läßt der Gegendruck zur nach innen gerichteten Gravitation nach, die jetzt die Überhand behält und die Materie gnadenlos zusammenpreßt. Durch die Kontraktion wird das Zentrum aber sehr heiß (umgewandelte Gravitationsenergie!), und diese Wärme wird nach außen abgestrahlt. Dadurch dehnt sich die äußere Hülle des Sterns aus, wodurch sich die Oberfläche abkühlt. Jedoch bleibt die Leuchtkraft durch die stark vergrößerte Oberfläche in etwa konstant. Während des Wasserstoffbrennens sehen wir den Stern als heißen, blauen Überriesen, wie beispielsweise Rigel, mit einer Oberflächentemperatur von bis zu 40 000 K.

In dieser Grafik sind die Fusionen eines massereichen Sterns von 20 oder mehr Sonnenmassen im fortgeschrittenen Entwicklungsstadium angedeutet. Er hat bereits das Stadium des blauen Riesen verlassen, sich weiter ausgedehnt und seine Oberfläche ist stark abgekühlt, so daß er nun als roter Überriese erscheint. Gleich einer Zwiebel, umgeben mehrere brennende Schalen den inzwischen aus Eisen bestehenden Kern, der nicht weiter fusionieren kann. Die "Brennasche" der einzelnen Schalen versorgt jeweils die darunter liegende mit neuem Kernbrennstoff. Nach relativ kurzer Zeit versiegt jedoch der Brennstoffvorrat und der Stern wird in einer Supernovaexplosion vergehen. Hierbei werden durch bestimmte Prozesse (Neutroneneinfang) noch höhere Elemente als Eisen gebildet und diese zurück ins Universum geblasen. Als Rest verbleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

Diese Sterne könnte man getrost die "schnellen Brüter" im All nennen, denn sie verbrennen ihre Vorräte extrem schnell. Das liegt allein an der riesigen Masse, denn durch die damit verbundenen ungeheuren Gravitationskräfte wird ein derartiger Druck in der Kernregion erzeugt (und eine ebenso hohe Temperatur), daß die einzelnen Atomkerne viel häufiger kollidieren als in einem "normalen" Stern. Nach dem Ende der Wasserstoffusion im Kern (siehe Energieumwandlung der Sterne) kontrahiert dieser und das Heliumbrennen beginnt. Zwar expandiert der Stern in der Übergangsphase zum Überriesen, doch kühlt er sich dabei erst gar nicht bis zum roten Überriesen ab, sondern höchstens bis in einen Temperaturbereich von minimal 7000 K.

Nebenstehendes Hertzsprung- Russel- Diagramm zeigt die Entwicklungswege der massereichen Sterne, angefangen von Riesen über Überriesen bis hin zu den Hyperriesen (Sterne mit mehr als hundert Sonnenmassen). Die schraffierten Flächen auf der linken Seite weisen die Perioden einer stabilen Brennphase auf, während rechts die instabilen, pulsativen Phasen gekennzeichnet sind.

Bezeichnend für die massereichen Sterne ist ihr extremer Sonnenwind. Dieser kann mit Geschwindigkeiten bis zu 4000 km/s Materiemengen von 0.0001 (10^-4)Sonnenmassen pro Jahr ins All schleudern (im Vergleich: unsere Sonne schafft gerade mal 10^-14 Sonnenmassen). In einigen Fällen kann der Stern sich hierdurch mit einer regelrechten Hülle umgeben, welche dann im Spektrum Absorptionslinien erzeugt. Die ausgestoßene Materie erscheint uns dann im Fernrohr dem Aussehen nach ähnlich einem planetarischen Nebel.

Sonderlinge unter den massereichen Sternen sind die Wolf- Rayet- Sterne. In ihren Spektren findet man nur Emissionslinien, allerdings keine des Wasserstoffs. Denn sie haben allem Anschein nach ihre gesamte Wasserstoffhülle bereits abgeblasen, so daß ihr Spektrum hohe Anteile an Helium zeigt.

Infrarotaufnahme des Wolf- Rayet- Sterns WR 104 (Sagittarius). WR 104 wird von einem OB- Stern begleitet. Sein Sternwind bläst denjenigen des Begleiters nach außen; die sich dabei bildende Gas/Staubwolke erhält den Drehimpuls des Systems und bildet dadurch eine Spiralstruktur aus. Das ausgeworfene Sternmaterial wird zum Spiralende (rechts) in den interstellaren Raum herausbeschleunigt.
Mit freundlicher Genehmigung von U.C. Berkeley Space Sciences Laboratory, W.M. Keck Observatory
Vermutlich bedingt durch ihren Entwicklungsstand, teilt man sie in zwei Kategorien ein: WC für kohlenstoff- und WN für stickstoffreiche Sterne. Letztere weisen den hohen Stickstoffanteil auf, weil dieser als Nebenprodukt des Kohlenstoffzyklus während des Wasserstoffbrennens erzeugt wird. Sie dürften damit jünger als die WC- Sterne sein, da sie wahrscheinlich bereits Helium fusionieren.

In dieser Aufnahme eines Wolf- Rayet- Sterns (der helle Stern in der Bildmitte) im Nebel NGC 2359 erkennt man deutlich die ausgestoßene Sternmaterie. Von den rund 200 in unserer Milchstraße bekannten Sternen dieses Typs weiß man, daß sie jährlich mehr als die Masse der Erde in den Weltraum blasen.
Mit freundlicher Genehmigung von P. Berlind & P. Challis (CfA), 1.2-m Telescope, Whipple Obs.