Entstehung und Entwicklung der Sterne

Entstehung von Sternen

Kühlung!

Fragmentation

Protosterne

Sternentwicklung

Zustandsgleichung und Entartung

Weitere Entwicklung

Entstehung von Sternen

Im gesamten Universum gibt es nichts, was in alle Ewigkeit unveränderlich Bestand hat. Auch die Sterne, deren Anblick seit Jahrtausenden die Menschen erfreut und beschäftigt, unterliegen einem ständigen Wandel. Ein Menschenleben ist allerdings viel zu kurz, um Veränderungen an diesen riesigen Gasbällen wahrzunehmen. Dazu wären Zeiträume von Millionen oder Milliarden Jahren erforderlich. Dennoch tickt die innere Uhr eines Sterns, die Kernfusion in seinem Innern, unaufhaltsam weiter. Je nachdem, wie viel an Kernbrennstoff im Stern enthalten ist, verbraucht sich dieser Vorrat unterschiedlich schnell.

Sterne entstehen in Gebieten innerhalb einer Galaxie, in denen sich Interstellare Materie in riesigen Wolken angesammelt hat. In der Hauptsache findet man solche Orte in den Spiralarmen. Ein entscheidendes Kriterium für den Kollaps einer Materiewolke zu einem Stern ist ein effektiver Kühlungsmechanismus. Das mag auf den ersten Blick erstaunlich klingen, ist aber dennoch einleuchtend. Durch eine schnelle Wärmebewegung der Moleküle entsteht gleichzeitig auch ein hoher Druck, der einer Kontraktion entgegen wirken kann. Diese Zusammenhänge erkannte schon der englische Astrophysiker James Jeans (1877 bis 1946). Die Kontraktion einer Wolke mit bestimmter Masse ist abhängig von der Temperatur $T$ und der in der Wolke herrschenden Dichte $p$:

Hierin bedeuten $r_G$ = Grenzradius und $m_G$ = Grenzmasse einer Wolke. Nach diesem Jeansschen Kriterium kollabiert eine Wolke nur bei Überschreitung entweder des Grenzradius oder der kritischen Masse. Die Grenzmasse ist umso größer, je höher die Temperatur und je niedriger die Wolkendichte ist:

Kühlung!

Eine Wolke sollte also relativ kühl und dicht sein, damit sie kollabieren, sich bis zur Entstehung eines Sterns komprimieren kann. H II- Gebiete, in denen der Wasserstoff bei Temperaturen von 10 000 [K] ionisiert ist, sind daher denkbar schlecht geeignet für die Sternentstehung. Besser geeignet sind die 10 bis 20 [K] kalten, dunklen H I- Gebiete, in denen der Wasserstoff molekular vorliegt und die zudem Staubteilchen enthalten. Diese Riesenmolekülwolken (giant molecular clouds, GMC's) können Ausdehnungen von mehr als 100 bis 300 Lichtjahren haben und leicht eine Masse von 10 000 Sonnenmassen oder mehr erreichen. Ihre Dichte liegt bei etwa 100 bis 1 Million Teilchen pro Kubikzentimeter.
Auch bei diesen relativ niedrigen Temperaturen weisen die Wasserstoffmoleküle noch eine Wärmebewegung auf, die bei einer Verdichtung der Wolke durch die ansteigende Temperatur immer heftiger wird. Hierbei können sie mit den Staubteilchen oder größeren Molekülen kollidieren. Damit übertragen sie einen Teil ihrer Bewegungsenergie auf den Stoßpartner, der anschließend die aufgenommene Energie wiederum als IR- Photon emittiert. Durch diese Strahlungskühlung wird letzten Endes Gravitationsenergie der kollabierenden Wolke in Wärmeenergie umgewandelt, wodurch überhaupt die weitere Kontraktion ermöglicht wird (durch eine einsetzende Kontraktion würden Temperatur und damit der Druck erhöht, ohne Kühlung käme daher dieser Prozess zum Stillstand). Damit die entstandene Wärme überhaupt abgestrahlt werden kann, muss die Materiewolke eine entsprechende Opazität aufweisen. Darunter versteht man die optische Dichte der Wolke, wie stark sie also "undurchsichtig" für eine bestimmte Strahlung ist. Vor allem die Staubteilchen sorgen für eine exzellente Kühlung. In die Wolke eingebettet, sind sie von äußeren (interstellaren) Strahlungen abgeschirmt, für welche die Wolke sehr opak ist. Damit sind sie extrem kalt und können recht gut Energie aufnehmen. Diese strahlen sie im niedrigen Infrarotbereich ab, für den die GMC eine nur geringe optische Dichte aufweist.

Mit freundlicher Genehmigung von John P. Gleason, Steve Mandel

Wie kommt es überhaupt, so müssen wir uns jetzt zunächst fragen, dass in einer relativ dünnen Wolke aus Gas und Staub Kontraktionen eintreten können? Schließlich treten derartige Erscheinungen beispielsweise in unserer im Verhältnis viel dichteren Atmosphäre niemals auf. Nun, es gibt viele verschiedene Gründe für diese Vorgänge. Zunächst kann durch Abkühlung der Wolke eine gravitative Instabilität entstehen, weil hierdurch der Gasdruck an einigen Orten nachlässt. Es ist auch möglich, dass sich Atome zu Molekülen zusammenlagern, ein häufiger Vorgang im Universum bei entsprechenden Bedingungen. Hierdurch wird die Anzahl der Teilchen je Volumeneinheit mindestens halbiert oder gedrittelt, wodurch sich wiederum eine Druckabnahme einstellt. Zudem kann aufgrund von Turbulenzen in der Wolke der Druck durch Reibung reduziert werden. In einer GMC ist häufig auch ein Magnetfeld anzutreffen, welches eine Kontraktion der Wolke unterdrückt. Es kann aber im Laufe der Zeit nach außen driften, so dass der magnetische Druck sukzessive abgebaut wird.

Fragmentation

Zu Beginn der Kontraktion ist die bei den Stößen der Teilchen übertragene Energie nur gering, dementsprechend langwellig ist die emittierte Strahlung. Die optische Dichte der interstellaren Wolken ist für solche Strahlung sehr gering, so dass die Kühlung zunächst recht effektiv ist. Je weiter aber die Kontraktion voranschreitet, umso größer wird die Opazität, wodurch die Temperatur und der Druck ansteigen. Das kann u.U. so weit führen, dass sich ein Gleichgewicht zwischen Gravitation und Druck einstellt - die Kontraktion kommt zum Stillstand. Rotiert die Wolke, kann das sogar noch viel früher eintreten. Nach der Drehimpulserhaltung erhöht sich die Rotationsgeschwindigkeit des Kontraktionszentrums, und durch die vergrößerte Zentrifugalkraft stellt sich zwischen ihr und der Gravitation ein Gleichgewichtszustand ein - die Kontraktion stoppt abermals (falls nicht durch einen anderen Mechanismus Drehimpuls weiter nach außen transportiert wird).

Durch diese Fragmentation entstehen häufig gleichzeitig mehrere Sterne, in der Größenordnung von etwa 10 bis 100 Objekten. Die kleine Grafik zeigt das Prinzip der Fragmentation. Wenn die Wolke rotiert, können sich auch scheibenartige Materieansammlungen ausbilden, die ihrerseits wiederum in mehrere Fragmente zerfallen und so die Entstehung der häufig beobachteten Doppel- oder Mehrfachsternsysteme auslösen.

Mit freundlicher Genehmigung von STScI, Mohammad Heydari-Malayeri (Paris Observatory, Frankreich), und NASA/ESA

Sternentstehung wird manchmal auch durch äußere Einflüsse angeregt. Explodiert beispielsweise in der Nähe einer Molekülwolke eine Supernova, so werden die von ihr abgestoßenen Gasmassen mit hoher Wucht auf die Wolke treffen und dort Verdichtungen hervorrufen. Induziert von diesem Ereignis können massereiche Sterne entstehen, die ihrerseits nach relativ kurzer Zeit (10 bis 20 Millionen Jahre) ebenfalls als Supernovae in oder nicht weit von der Wolke entfernt explodieren und in einer Art Kettenreaktion weitere Sternentstehung initiieren.

Eine berechtigte Frage stellt sich uns, wenn wir jetzt an die erste Sterngeneration denken. 100 bis 250 Millionen Jahre nach dem Urknall haben sich diese Sterne der Population III gebildet (Population I sind junge, metallreiche Sterne, metallarme alte gehören der Population II an), allerdings gab es noch keinen Staub für den Kühlungsmechanismus. Supernovae konnten auch nicht Auslöser von Kontraktionen der nur aus Wasserstoff und Helium bestehenden Gaswolken sein, es gab ja noch keine Sterne. Wie also war überhaupt die Sternentstehung möglich?
Aus Untersuchungen der kosmischen Hintergrundstrahlung wissen wir, dass es damals Dichteschwankungen gab, man könnte sie als Klumpen in der Ursuppe bezeichnen. Sie entwickelten sich langsam zu einem Netzwerk aus filamentartigen Strukturen, in deren knotenartigen Verdichtungen sich erste kleine Protogalaxien entwickeln. Diese lagern sich dann zu Galaxien zusammen. Das Netzwerk aus Filamenten erkennt man noch heute wenn man betrachtet, wie die Galaxienhaufen im Universum verteilt sind. Auch in den Protogalaxien, die vielleicht 100 000 bis 1 Million Sonnenmassen besaßen, bestanden kleinere Filament- Netzwerke. Die Knoten zogen sich dann gravitativ zusammen. Hierdurch wurden die primordialen Gasklumpen auf über 1000 [K] erhitzt, wie aber konnte nun Kühlung einsetzen? Der Wasserstoff war seinerzeit atomar, jedoch lagerten sich hin und wieder Atome zu molekularem Wasserstoff zusammen. Diese Moleküle konnten dann nach Kollision mit Wasserstoffatomen langwellige Infrarotstrahlung emittieren und die Wolken so auf vielleicht 200 bis 300 [K] abkühlen. Das sagt uns nun, dass die Jeansmasse der Wolken deutlich größer gewesen sein muss als es bei den heutigen GMC's der Fall ist. Und zwar um den Faktor 1000! Weil die Jeansmasse in einer GMC bei etwa einer Sonnenmasse liegt, musste ein Gasklumpen damals also rund 1000 Sonnenmassen aufweisen, um zu einem Stern zu kontrahieren. Dementsprechend waren die ersten Sterne der Population III Giganten von mehreren hundert, ja bis zu 1000 Sonnenmassen. Ihre Entwicklung verlief rasend schnell und sie endeten in Supernovaexplosionen, um so das interstellare Medium mit Metallen anzureichern, aus denen sich der begehrte Staub für Kühlungsprozesse zusammenlagert.

Protosterne

Doch zurück zu einem Ort in unserer Wolke. Sie kontrahiert hier nun weiter und immer mehr Masse stürzt im freien Fall mit Überschallgeschwindigkeit auf einen zentralen Ort hinunter. Hier bildet sich ein Protostern aus, das ist das Vorläuferstadium des eigentlichen Sterns. Zwar hat er bereits die gleiche homogene chemische Zusammensetzung wie der spätere Stern, die physikalischen Verhältnisse sind aber völlig anders. Beim Aufprall der herabstürzenden Massen auf das Kontraktionszentrum bildet sich eine Stoßfront aus, hier wird jetzt kinetische Energie in thermische umgewandelt. Ab 2000 [K] dissoziieren die Wasserstoffmoleküle zu Atomen, wodurch Energie verbraucht wird, die bis jetzt zur Stabilisierung des Gleichgewichts zu Verfügung stand. Das Kontraktionszentrum kollabiert daraufhin, wodurch die Temperatur abermals ansteigt.
Sind etwa 10 000 [K] erreicht, ionisieren die Wasserstoffatome und es stellt sich ein neues Gleichgewicht ein, die weitere Kontraktion schreitet ab jetzt nur noch langsam gemäß dem Kelvin- Helmholtz- Mechanismus voran:

Durch die Ionisation des Wasserstoffs steigt der Gasdruck, der nun so groß ist, dass die weitere Kontraktion quasistationär wird, also kaum voranschreitet. Wenn sich Temperatur und Dichte im Innern jetzt stabilisieren, ist der nach innen gerichtete Gravitationsdruck fast gleich der Summe aus Gas- und Strahlungsdruck, die nach außen gerichtet sind. Im Protostern stellt sich ein hydrostatisches Gleichgewicht ein, die Kontraktion kommt fast zum Stillstand. Ist dieser Punkt erreicht, endet die dynamische Entwicklungsphase des Protosterns. Auch ist er nun nicht mehr transparent für Strahlung, weil die Photonen an den Elektronen gestreut werden (Thomson- Streuung, eine elastische Streuung von Photonen an freien Elektronen).

Mit freundlicher Genehmigung von Dick Schwatrz und NASA

Sternentwicklung

Wie in obiger Zeichnung als Stufe 4 angedeutet, setzen irgendwann die ersten Kernreaktionen ein (siehe auch Energieumwandlung der Sterne), und zwar wenn die Temperatur im Sternzentrum auf etwa 5 Millionen [K] gestiegen ist. Nun wird im Innern Energie freigesetzt und nach außen abgeführt. Dieser Zündzeitpunkt ist die eigentliche Geburtsstunde des Sterns, er erstrahlt in hellem Licht und betritt den Vor- Hauptreihenzustand im Hertzsprung- Russel- Diagramm. Der junge Stern strahlt jetzt mehr Energie ab, als ihm von außen zugeführt wird. Es beginnt die erste etwas hektische und unruhige Brennphase. Junge, massereiche Sterne werden dabei recht heiß, 20 000 [K] oder mehr lassen sie überwiegend im energiereichen ultravioletten Licht strahlen. Sie erhitzen sehr stark die umgebende Interstellare Materie, wodurch die bisherige Kontraktion der Wolke umgekehrt wird. Hinzu kommt ein starker Sternwind (überwiegend schnelle Protonen und Elektronen), welcher die letzten Wolkenreste fortbläst.

Sterne sind nichts anderes als riesige Blasen aus Gas. Änderungen ihrer chemischen Zusammensetzung und physikalischen Struktur erfolgen nur in sehr langen Zeiträumen von Millionen oder Milliarden Jahren. Damit einher gehen auch die äußerlichen Veränderungen wie Größe, Farbe, Leuchtkraft oder Temperatur. Durch direkte Beobachtung oder Messung sind diese Vorgänge nicht erfassbar, weil das Sterninnere selbst bei unserer Sonne nicht zugänglich ist. Nur durch Modellrechnungen, abgeleitet beispielsweise aus der Beobachtung von Sternhaufen oder Doppelsternen, deren Mitglieder zum gleichen Zeitpunkt entstanden und durch unterschiedliche Massen verschieden weit entwickelt sind, kann man auf den inneren Zustand eines Sterns schließen.

Zu Beginn seiner Existenz weist ein Stern ein schier unerschöpfliches Reservoir an Brennstoff (überwiegend Wasserstoff) auf, auch hat er einen großen Vorrat an potentieller (Gravitations-) Energie. Den längsten Zeitraum verbringt er mit der ruhigen Phase der zentralen Wasserstofffusion. Hier wandert er langsam den Hauptreihen- Ast im HR- Diagramm hinauf. Bei einem Stern mit der Masse unserer Sonne dauert dieses Brennen im Kern etwa 10 Milliarden Jahre (die Sonne hat jetzt, nach ca. 4,6 Milliarden Jahren, etwa 35% ihres Wasserstoffs im Kern verbraucht). Hat der Stern die zehnfache Masse, ist das Wasserstoffbrennen bereits nach etwa 10 Millionen Jahren beendet. Ausgesprochene Zwergsterne mit deutlich geringerer Masse als die Sonne benötigen für diesen Prozess 15, 20 Milliarden Jahre oder noch länger. Daher ist noch kein einziger Stern dieser Größenordnung seit Entstehung des Universums verloschen!

Je mehr Wasserstoff im Zentrum verbraucht wird, umso höher wird die Heliumkonzentration ansteigen. Das Helium, die "Brennasche", bleibt am Ort des Entstehens und kann unter den gegebenen Bedingungen nicht fusionieren, so dass die zentrale Energiequelle langsam versiegt. Das Wasserstoffbrennen erfolgt nun in einer Kugelschale um den Kern herum und reichert ihn so mit weiterem Helium an. Der Gas- und Strahlungsdruck im Zentralgebiet lässt ohne den Energienachschub immer mehr nach. Der Kern wird nun langsam durch die einwirkende, nach innen gerichtete Gravitation verdichtet, wodurch die Temperatur ansteigt. Mit ansteigender Temperatur aber dehnen sich die äußeren Gebiete des Sterns nun aus. Hat er sich auf einen hundertfachen Durchmesser aufgebläht, kühlen die äußeren Schichten auf 3000 [K] ab und er erscheint in rötlicher Farbe. Durch die vergrößerte Oberfläche bleibt die Leuchtkraft aber nahezu gleich, er wandert als Roter Riese den Riesenast rechts im HRD hinauf. Die Kontraktion des Zentrums erfolgt auf der Kelvin- Helmholtz- Zeitskala und dauert etwa 500 000 Jahre.

Mit freundlicher Genehmigung von Gary Bernstein & Megan Novicki (U. Michigan)

Zustandsgleichung und Entartung

Einen Teil seiner potentiellen Energie verbraucht der Stern durch die Kontraktion des Kerns, diese Energie wird zum Teil in Wärme umgesetzt, wodurch die Temperatur der zentralen Heliumkugel immer weiter ansteigt. Durch die hohe Dichte im Zentrum ist das Elektronengas dort inzwischen entartet, das Gas im Kern verhält sich deshalb jetzt nicht mehr wie ein so genanntes ideales Gas:

Um den Zustand eines Sterns zu beschreiben, müsste man theoretisch jedes einzelne Teilchen mit seinen unzähligen Wechselwirkungen betrachten. Weil ein solches Unterfangen völlig unmöglich ist, reduziert man die Beschreibung des Gases, aus dem ein Stern besteht, auf den mathematischen Zusammenhang zwischen Druck, Dichte und Temperatur. Die nachstehende Zustandsgleichung beschreibt die Verhältnisse eines idealen Gases, wobei der Druck $p$ dem Produkt aus Dichte $\rho$ und Temperatur $T$ proportional ist:

$K$ ist die Boltzmann- Konstante, K = 1,3805 x 10^-23 [J K^-1], $n$ die Teilchenzahl pro Volumeneinheit und $m$ die Masse des Gasteilchens.

Ein ideales Gas ist ein solches, bei dem die einzelnen Teilchen so betrachtet werden, als hätten sie keine Ausdehnung und würden nur durch elastische Stöße miteinander wechselwirken. Ein reales Gas verhält sich naturgemäß anders, jedoch kommen Wasserstoff und die leichten Edelgase (z.B. Helium) diesem Zustand am nächsten, insbesondere bei niedrigem Druck und hoher Temperatur. Im Vergleich zu ihrem mittleren Abstand haben sie unter solchen Bedingungen eine verschwindend kleine Ausdehnung. Der Druck eines Gases ist also nicht von der chemischen Beschaffenheit, sondern nur von der Teilchendichte und der Temperatur abhängig.

Bei recht hohen Dichten und relativ niedriger Temperatur spielen jedoch immer mehr quantenmechanische Effekte eine Rolle, das Gas verhält sich immer weniger wie ein ideales Gas, die Zustandsgleichung wird dadurch komplizierter. Fermionen, das sind Teilchen mit halbzahligem Spin (der Spin ist ein unveränderbarer quantenmechanischer Eigendrehimpuls eines Teilchens), unterliegen dem Pauli- Prinzip. Zu den Fermionen zählen wir die Leptonen ("leichte Teilchen") wie Elektronen, Myonen oder Neutrinos und die Baryonen ("schwere Teilchen") wie Protonen und Neutronen.

Das Pauli- Prinzip verbietet den Fermionen, sich im gleichen Quantenzustand zu befinden. Wenn wir uns die hohen Dichten und Temperaturen im Innern der Sterne vergegenwärtigen, fällt es leicht sich vorzustellen, dass ein Elektron kaum noch Platz für seine Bewegungen hat. Denken wir uns dazu, dass jedes Elektron in einen "Kasten" gesperrt ist, in dem es sich bewegen kann. An den Seitenflächen wird es immer wieder einmal mit benachbarten Elektronen zusammenprallen. Machen wir den Kasten nun viel kleiner, versucht das Elektron auszuweichen. Es bekommt eine Art "Platzangst" und seine Bewegungen werden immer hektischer und schneller. In diesem Zustand ist die Elektronengaskomponente entartet.

Wir können die Entartung allerdings auch etwas seriöser definieren:
Sie basiert auf der von Werner Heisenberg (1901-1976) aufgestellten Unschärferelation, nach der man niemals gleichzeitig exakt den Ort und den Impuls eines Teilchens bestimmen kann. Ort und Impuls des Teilchens sind also unscharf, nicht eindeutig zu identifizieren. Multipliziert man nun die Unschärfe des Ortes mit der Unschärfe des Impulses, erhält man etwa den Wert des Planckschen Wirkungsquantums $h$, einer minimalen Dimension. Erhebt man dieses zur dritten Potenz, $h^3$, ergibt sich ein Einheitsvolumen, ein Phasenraum mit 3 echten Raumdimensionen und 3 Impulsdimensionen. Das ist unser "Kasten" von oben. Wolfgang Paulis Ausschließungsprinzip besagt nun, dass sich innerhalb eines solchen Phasenraums nicht zwei identische Teilchen aufhalten können. Sie müssen sich wenigstens durch ihren Spin, der bei den Fermionen den Wert +½ oder -½ annehmen kann, unterscheiden. Im Phasenraum können sich also höchstens zwei Elektronen aufhalten, und man kann sie nicht dichter zusammenquetschen. Steigt jedoch die Dichte ungemein hoch an, z.B. auf 1 Million [g/cm³] bei einem nur noch aus Helium bestehenden Kern, so füllen die langsamen Elektronen ihre Phasenräume vollständig aus. Der Zusammenstoß mit benachbarten Elektronen wird aber immer häufiger, so dass als Ausweg nach Paulis Prinzip nur noch bleibt, dass sich die Elektronen durch ihre Geschwindigkeit, ihren Impuls unterscheiden. Ihre Geschwindigkeit nimmt immer weiter zu und geht sogar bis in den relativistischen Bereich. Durch ihre schnelle Bewegung üben die Elektronen einen großen Druck aus, den Entartungsdruck. Er ist so groß, dass er das Sternzentrum vor weiterer Kontraktion bewahrt, auch Weiße Zwerge und Neutronensterne werden durch diesen Druck gegen die einwirkende Gravitation stabilisiert. Die Entartung lässt sich durch Absenken der Temperatur nicht zurück nehmen, selbst wenn man das Gas auf fast 0 [K] abkühlen würde.

Unterscheiden müssen wir zwischen nichtrelativistischer und relativistischer Entartung. Bei letzterer ist die Fermi- Energie (siehe unten) gleich oder größer als die Ruhemasseenergie der Teilchen. Der Druck des Gases ist nun nicht mehr abhängig von der Temperatur, im Falle der nichtrelativistischen Entartung ist er proportional ${\rho }^{5/3}$, bei relativistischer Entartung proportional ${\rho }^{4/3}$. Wenn man also die Dichte eines nichtrelativistisch entarteten Gases um 1% erhöht, wird der Druck um 5/3 = 1,67% zunehmen. Man bezeichnet diese Druckzunahme als Kompressionswiderstand des Gases. Relativistisch entartetes Gas ist also "weicher", hat weniger Kompressionswiderstand (1,33% bei 1% Dichteerhöhung). Die Grenze zwischen nichtrelativistischer und relativistischer Entartung liegt bei einer Dichte von $\rho$ = 2 x 10⁶ [g cm^-3]. Der unterschiedliche Grad der Entartung macht die Zustandsgleichungen wesentlich komplizierter als oben angedeutet, vor allem, wenn zwischen den beiden Grenzfällen nur teilweise Entartung eintritt. In diesem Fall ist der Druck auch noch mehr oder weniger stark von der Temperatur abhängig.
Grundsätzlich lässt sich eine Entartung durch eine genügend große Temperaturerhöhung zurücknehmen.

Im Kern des Sterns sind neben den Elektronen auch die Atomkerne vorhanden, beide bilden je eine Gaskomponente. Weil sie viel leichter sind, entarten die Elektronen zuerst. Das entartete Elektronengas übt dann einen derart hohen Druck aus, dass es praktisch allein verantwortlich für die mechanische Stabilität des Sterns ist. Die Atomkerne verbleiben dabei im idealen Gaszustand, der Beitrag des Kerngases zum Druck ist vernachlässigbar. Entartetes Elektronengas ist ein sehr guter Wärmeleiter, im Kern herrscht deshalb nahezu die gleiche Temperatur wie in der wasserstoffbrennenden Schale.

Weitere Entwicklung

Hat sich eine bestimmte Menge Helium gebildet, etwa 0,45 Sonnenmassen, ist die Temperatur auf etwa 100 Millionen [K] angestiegen. Jetzt zündet die bisherige Brennasche schlagartig als Heliumflash (flash = Blitz). In nur wenigen Sekunden wird eine gewaltige Energiemenge freigesetzt, welche zunächst aber nicht nach außen abgeführt werden kann, sondern die Temperatur weiter erhöht. Die erhöhte Temperatur des Kerngases lässt aber die Fusionen noch schneller ablaufen, wodurch wiederum noch mehr Energie freigesetzt wird. Kurzfristig, für einige Sekunden, werden im Kern 100 Milliarden (!) Sonnenleuchtkräfte freigesetzt, durch die hohe Temperatur wird die Entartung nun zurückgenommen und das Gas der Kernregion kann wieder expandieren.

Durch diese Expansion wird aber Wärmeenergie verbraucht und die Prozesse im Innern normalisieren sich. Die Energien des Flashs werden durch die Expansion darüber liegender Schalen aufgebraucht. Im Kern kann nun eine ruhige Phase des Heliumbrennens ablaufen, bei unserer Sonne wird diese Phase etwa 30 Millionen Jahre dauern. Ein Stern zehnfacher Sonnenmasse hat das Helium bereits nach rund
100 000 Jahren verbrannt. Bedingt durch die hohen Temperaturen im Innern hat sich die Hülle nun auf fast 140fachen Sonnenradius ausgedehnt. Sie ist deshalb nur noch sehr schwach gravitativ an den Kern gebunden.

Der Kern des Sterns besteht nach dem Ende des Heliumbrennens nur noch aus Kohlenstoff und Sauerstoff, Helium wird nun nur noch in einer Schale um den Kern weiter fusioniert. Für die weitere Existenz des Sterns ist seine bis jetzt verbliebene Masse, vor allem diejenige der Kernregion, ausschlaggebend. Weitere Kontraktionen und erneute Kernverschmelzungen sind möglich, wenn das Gas im Innern sich wie ein ideales Gas verhält. Je geringer die Masse des Sterns ist, um so mehr muss die Zentralregion kontrahieren um die erforderliche Temperatur zur Zündung des nächsten Kernprozesses zu erreichen. Hierbei ist aber die Gefahr sehr groß, dass das Elektronengas entartet. Bei massearmen Sternen reicht die Eigengravitation nicht aus, um den Kern soweit zusammen zu pressen und damit zu erhitzen, dass die Heliumfusion zünden kann. Hat der Stern sogar eine Masse von weniger als 8% der Sonnenmasse, ist bereits vor Beginn des Wasserstoffbrennens die Kernregion entartet, so dass diese Fusion erst gar nicht einsetzt. Diese Sterne sind die Braunen Zwerge.

Besteht der Kern nach dem Heliumbrennen aus einer Kohlenstoffkugel von etwa 1,4 Sonnenmassen, kann bei weiterer Kontraktion ab etwa 500 Millionen [K] das Kohlenstoffbrennen einsetzen. Dies wird aber mit einem ungeheuer energiereichen Flash ausgelöst, welcher den gesamten Stern höchstwahrscheinlich in einer Supernovaexplosion völlig zerreißen wird.

Mit freundlicher Genehmigung von David Malin, AAO

Für jeden Stern gilt: je geringer seine Masse ist, umso geringer ist auch seine Gravitationsenergie. Um die Temperatur im Kern soweit zu erhöhen, dass weitere Fusionen ablaufen können, muss der massearme Stern also viel stärker kontrahieren. Eine sanfte Fusion des Kohlenstoffkerns ist jedoch möglich, wenn dieser rund 0,9 Sonnenmassen aufweist und das Gas noch nicht entartet ist. Dementsprechend muss der Stern eine Gesamtmasse über einer Grenze von 2,3 Sonnenmassen aufweisen, wenn das Heliumbrennen vor Einsetzen der Entartung beginnen soll, und mehr als etwa 8-10fache Sonnenmasse zum Zünden des Kohlenstoffbrennens. Bei genügender Masse ist es damit möglich, dass durch weitere Kontraktionen und Kernprozesse zum Schluss ein reiner Eisenkern entsteht, der dann aber nicht weiter fusionieren kann. Bei erneuter Kontraktion wird er als Neutronenstern oder Schwarzes Loch enden.

Sehr massereiche Sterne von 80 bis zur Obergrenze von 120 Sonnenmassen sind von Anfang an instabil. Ihre Kernzone ist zu keiner Zeit entartet, Fusionen laufen durch die ungeheuren Dichten und hohen Temperaturen sehr schnell ab. Kleinste Störungen bringen diese Sterne rasch aus dem Gleichgewicht und führen zu Schwingungen des Sternkörpers, welche letztendlich zum Abstoßen großer Materiemassen führen (siehe auch Hypernovae). Einen weiteren Masseverlust erleiden diese Giganten durch die hohen freigesetzten Energiemengen sowie einem extremen Sternenwind. Die meiste Masse verlieren sie allerdings an ihrem Lebensende in einer Supernovaexplosion.

Abschließend eine Zusammenfassung der verschiedenen Entwicklungsstadien von Sternen:

Weitere Informationen:
http://www.kis.uni-freiburg.de/~ovdluhe/Lehre/Einfuehrung/Einfuehrung_TOC.html
http://www.wissenschaft-online.de/astrowissen/lexdt_s08.html#birth