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Letzte Änderung: 18.06.2003
Die stellare Energiekrise
Aus der Betrachtung der Sonne wissen wir, daß es sich bei den Sternen nicht um gleichförmige Körper handelt, sondern daß sie schichtartig aufgebaut sind. Zum Zentrum hin nehmen Dichte und Temperatur soweit zu, daß eine Kernregion existiert, in der die Bedingungen für die Kernfusion gegeben sind - 15 Mio Grad. Die Menge Wasserstoff in dieser Region ist gigantisch - aber endlich.Der Materievorrat in der Sternhülle ist viel größer als der im Kern, aber eine effektive Durchmischung findet nicht statt. Ein einfaches Gleichnis: Reis kochen für zwei Personen ist einfach, Reis für 60 Personen jedoch wird im oberen Teil eines normalen Topfes nicht gar, und am Boden brennt er an. Bei den Sternen erschöpft sich also der Brennstoffvorrat im Kern.
Wenn die Wasserstoffkonzentration der Kernregion sinkt, sinkt der Reaktionsumsatz und der Output an Strahlung. Nun ist es aber genau diese Strahlung, die der Gravitation entgegen wirkt; folglich beginnt der Sternkern langsam zu schrumpfen - wie bei der Sternentstehung. Und genau wie "damals" sorgt der durch die Kontraktion erhöhte Druck für eine weitere Erhitzung der tiefen Sternschichten; außerdem steigt ja auch die Teilchendichte im Kern, was die Fusionsreaktion wieder beschleunigt. Der wieder erhöhte Umsatz steigert den Strahlungsausstoß - die Sternhülle dehnt sich aus, während der Kern langsam kleiner wird. Als Konsequenz fangen manche Sterne in diesem Zustand an zu pulsieren; ihr Durchmesser und ihr Energieausstoß verändern sich periodisch - sie stellen ein Klasse von Veränderlichen Sternen dar.
Die Erhöhung des Drucks im Inneren kann den Verbrauch an Wasserstoff nicht für immer ausgleichen; die Wasserstoffkonzentration sinkt dort kontinuierlich weiter, bis man den Wasserstoffvorrat als erschöpft ansehen kann. Nun wird - wegen nachlassender Strahlungsleistung - der Kern noch weiter zusammengedrückt, bis eine Temperatur von sagenhaften 100 Millionen Grad erreicht ist - die Teilchen bewegen sich schnell genug, daß auch die Abstoßung zwischen den doppelt positiv geladenen Heliumkernen überwunden wird. Diese Temperaturgrenze wird im gesamten Kern sehr plötzlich erreicht (wegen der Entartung des Elektronengases unter so hohem Druck - ein entartetes Gas ist ein hervorragender Wärmeleiter, so daß die Temperatur überall im Kern annähernd gleich ist), so daß das Heliumbrennen sehr plötzlich einsetzt - man nennt diese Phase den Helium Flash; sie dauert nur wenige Sekunden.
Schon vor Einsetzen des Heliumbrennens führte die Kontraktion der inneren Schichten dazu, daß in einer Zone rings um den Kern die Temperatur druckbedingt die magischen 15 Mio Grad erreicht hat; dadurch begann auch dort die Fusion von Wasserstoff zu Helium - das Schalenbrennen. Durch diese neue, großvolumige Energiequelle bläht sich die Sternhülle stark auf: Ein Roter Riese entsteht. Rot wird die "Oberfläche" des Sterns deshalb, weil die freigesetzte Energie sich über eine viel größere Fläche verteilt, wodurch die effektive Temperatur sinkt. Damit hat der Stern die Hauptreihe des HRD endgültig verlassen.
Der Übergang von einem Hauptreihenstern zu einem Roten Riesen ist gekennzeichnet durch eine halbstabile Phase, in der der Stern seine Helligkeit periodisch ändert - er pulsiert. Der bekannteste Vertreter dieser langperiodischen Pulsationsveränderlichen ist die Mira im Sternbild Walfisch.
Das Roter-Riese-Stadium ist ein momentanes Gleichgewicht; es kann - je nach Masse des Sterns - wenige Millionen Jahre dauern, ist also kurz im Vergleich mit der Verweildauer auf der Hauptreihe. Am Ende dieser Phase besteht der Sternkern größtenteils aus Kohlenstoff, Sauerstoff und Neon, während sich die nächste Schale aus Helium zusammensetzt. Der Stern schrumpft wieder, bis auch in der Heliumschale die 100 Mio Grad erreicht sind und dort die Fusion einsetzt; noch weiter außen "brennt" weiterhin Wasserstoff. Die Strahlungsquellen sind jetzt relativ nahe der Sternoberfläche, so daß der Strahlungsdruck viel mehr Materie aus den äußeren Schichten ins Weltall befördern kann; der Sternwind nimmt stark zu.
Damit nicht genug, nach dem völligen Ende der Fusionen im Kern "frißt" sich die Fusionszone immer weiter nach außen; der Sternwind verstärkt sich zu einem kompletten Abstoßen der äußeren Schichten - der Stern kann 10 - 30 Prozent seiner Gesamtmasse verlieren. So entstehen planetarische Nebel; der Sternkern wird zu einem Weißen Zwerg, von denen im nächsten Kapitel die Rede sein wird.
Die hier grob beschriebene Entwicklung gilt strenggenommen nur für relativ leichte Sterne bis ca. 4-5 Sonnenmassen - schwerere Sterne entwickeln sich einerseits rasanter, die Fusionsreaktionen hören nicht bei C, O und Ne auf - und am Ende steht kein weißer Zwerg, sondern ein Neutronenstern oder gar ein schwarzes Loch, erzeugt in einer gigantischen Supernovaexplosion.
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