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Riesensterne  Größe der SterneBis 40 SonnenmassenÜber 40 SonnenmassenWolf- Rayet- Sterne
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.
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! 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: Bis 40 Sonnenmassen 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. Die Kernregion kontrahiert inzwischen weiter, und irgendwann zündet das Helium, wobei durch den 3-Alpha- Prozeß Kohlenstoff und Sauerstoff entstehen. Zu diesem Zeitpunkt ist ein roter Überriese entstanden, denn die Oberflächentemperatur ist inzwischen von über 20 000 K auf Werte um die 3- 4 000 K abgesackt. Von der Spektralklasse O gelangen sie hinunter bis zur Klasse K oder M. Unterhalb von 12 Sonnenmassen entwickeln sich diese Sterne beim Übergang vom Blauen zum Roten Riesen zu einem Cepheiden, den leuchtkräftigsten Sternen überhaupt. Zur Verdeutlichung der Lebensdauer eines massereichen Sterns sei erwähnt, daß zum Beispiel ein Exemplar von 20 Sonnenmassen in nur 8 Millionen Jahren seinen Wasserstoffvorrat verbraucht hat, und für die Umwandlung des Heliums benötigt er gerade noch 1 Million Jahre. Bei noch größerer Masse verkürzt sich die Lebensdauer entsprechend. Über 40 Sonnenmassen 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. Für kurze Zeit stabilisiert sich der Stern, bis das Helium bei 150 Millionen K zündet und in Kohlenstoff und Sauerstoff umgewandelt wird. 
Doch auch diese Elemente werden von dem Giganten, wie schon oben erwähnt,
immer weiter fusioniert, aber erst wenn seine (nicht entartete)
Kernregion durch die zunehmende Kontraktion eine unvorstellbare Temperatur
von 1 Milliarde K erreicht hat. Hier wird dann Neon und Magnesium
erbrütet. In nebenstehender Grafik wird nochmals der schalenförmige
Aufbau eines massereichen Sterns in fortgeschrittenem Entwicklungsstadium
dargestellt. Selbst in seinen äußeren Regionen wird noch
Wasserstoff fusioniert, was in einem "normalen" Stern wie
der Sonne nie vorkommen wird. Das alles geht sehr schnell vor sich
und der Stern setzt so viel Energie frei, daß er zu keinem Zeitpunkt
ins rote Überriesenstadium gelangt sondern stets als blauer,
heißer Überriese erscheint. Wie schon oben bei Eta Carinae
gesehen, blasen die massereichsten Sterne einen großen Teil
ihrer Materie ins All und sind daher meist von einer Wolke aus Gas
und Staub umgeben, welche durch die ungeheure Strahlung des Sterns
ionisiert und zum Leuchten angeregt wird.Sehr schnell ist bei den massereichsten aller Sterne, welche etwa 100 bis 120 Sonnenmassen aufweisen, den Fusionen ein Ende gesetzt, wenn nämlich der Kern nur noch aus Eisen besteht. Dies kann nicht mehr unter Energieabgabe fusioniert werden, weil dazu im Gegenteil eine große Energiezufuhr notwendig wäre. Diese aber kann der Stern nicht aufbringen, so daß nun bei weiterer Kernkontraktion nur noch eine weitere Verdichtung zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzes Loch stattfindet.
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. Wolf- Rayet- Sterne 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.
Auch sind Wolf- Rayet- Sterne meist von Gasnebeln umgeben, weil sie bereits bis 40% ihrer ursprünglichen Masse aufgrund der hohen Temperatur und des extremen Strahlungsdrucks verloren haben, in Form eine starken Sternenwinds. Durch ihre hohe Temperatur von 30- 50 000 K sind die Atome im Spektrum stark ionisiert (Kohlenstoff z.B. hat 3 seiner 4 Außenelektronen verloren), so daß man sie der Spektralklasse O zuordnet. Diese Sterne sind äußerst kurzlebig, mehr als ein paar Millionen Jahre "schaffen" sie nicht und enden garantiert in einer Supernova oder sogar als Hypernova.
© by Werner Kasper 2005 
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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 
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 
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 
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.
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.
